En una imagen de una galaxia aparece un punto brillante donde antes apenas se veía nada. Podría ser una supernova, pero «nova» aquí no significa que acabe de nacer una estrella. ¿Qué puede provocar un cambio tan drástico? ¿Y cómo se relaciona la caída de materia hacia dentro con su expulsión hacia fuera?
Una supernova es una potente explosión estelar que causa un aumento brusco de luminosidad y expulsa materia. Dos vías importantes son el colapso del núcleo de una estrella masiva y la explosión termonuclear de una enana blanca. Sus causas y sus remanentes típicos son distintos. Por eso «la estrella agotó su combustible y explotó» exige aclarar qué estrella, qué núcleo y qué aportó la energía de la explosión. Janka: mecanismos de las supernovas de colapso, Ruiter y Seitenzahl: supernovas termonucleares.
En una estrella masiva, la catástrofe comienza hacia dentro
Normalmente, la diferencia de presión entre las capas profundas y las exteriores contrarresta su peso. Durante la evolución de una estrella masiva, las reacciones nucleares cambian la composición de su interior. En un escenario importante se forma un núcleo de elementos del grupo del hierro. La fusión posterior de ese material ya no aporta energía como las etapas anteriores de combustión de núcleos ligeros.
El núcleo acumula masa y se acerca a la inestabilidad. La captura de electrones por los núcleos reduce el soporte electrónico, mientras que la desintegración de núcleos pesados consume energía. Cuando la presión deja de sostenerlo, la gravedad lo comprime rápidamente: es el colapso. La estrella no se ha vaciado de repente, ni la fusión era una fuerza independiente que empujaba su envoltura.
A una densidad muy alta, la contracción de la parte interna del núcleo se frena bruscamente y se forma una onda de choque: un frente donde cambian de forma abrupta la presión, la densidad y el movimiento de la materia. Pero el impulso inicial no basta: la onda pierde energía y puede estancarse entre la materia que sigue cayendo hacia dentro.
En una clase importante de modelos, parte de los neutrinos que salen de la región caliente y compacta transfieren energía a la materia situada detrás de la onda. Los neutrinos son partículas que interactúan débilmente con la materia. El calentamiento y los flujos complejos pueden ayudar a reactivar la onda hacia fuera y expulsar las capas exteriores. No es el resultado automático de un único «rebote del núcleo»; también se investigan el giro, los campos magnéticos y la estructura de la estrella. Janka: colapso, onda de choque y calentamiento por neutrinos.
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Qué mostraron los neutrinos de SN 1987A
La supernova SN 1987A permitió comparar el fenómeno luminoso con otra señal. En febrero de 1987, el detector Kamiokande II registró un breve estallido de interacciones de neutrinos asociado a esa supernova. Eran datos de un instrumento, no el resultado de una simulación dibujada. Hirata y colaboradores: informe original de 1987.
Esa señal concuerda con la formación de una región caliente y compacta durante el colapso y confirma que la luz visible no cuenta toda la historia energética. Sin embargo, la detección del estallido no demuestra por separado cada detalle de cómo el calentamiento, la convección y otras inestabilidades ayudaron a la onda de choque. Los datos limitan los modelos; no convierten un dibujo simplificado en un registro completo de la explosión.
Una enana blanca puede explotar por otra causa
Una enana blanca es el remanente denso de una estrella que ya perdió sus capas exteriores. Para el escenario termonuclear consideremos una rica en carbono y oxígeno dentro de un sistema binario. Su compañera puede transferirle materia; también son posibles la interacción y la fusión de dos enanas blancas. En condiciones adecuadas, esto conduce al inicio de reacciones nucleares en materia densa.
En los modelos de ignición de materia densa y degenerada, gran parte del soporte procede de la presión de degeneración de los electrones, de origen cuántico y poco dependiente de la temperatura. Por eso el calentamiento inicial no tiene por qué causar de inmediato suficiente expansión y enfriamiento para regular la combustión como en una estrella estable ordinaria. OpenStax: materia degenerada, Ohio State: presión electrónica.
El calentamiento acelera las reacciones, estas liberan más calor y se produce una reacción termonuclear desbocada. La materia no consigue frenar el proceso a tiempo mediante una expansión y un enfriamiento suficientes. La energía de la combustión nuclear rápida puede destruir la enana blanca. Así se explican las supernovas de tipo Ia: no debemos imaginarlas como el mismo colapso de un núcleo de hierro en una estrella menor.
Hay varias formas posibles de acumular materia e iniciar la combustión. Entre los escenarios estudiados hay explosiones por debajo del límite clásico de masa de una enana blanca, así que «alcanzar cierta masa y explotar inevitablemente» no basta. En una supernova Ia típica la enana se destruye, pero algunas explosiones termonucleares parciales y peculiares pueden dejar un remanente ligado. Ruiter y Seitenzahl: distintos canales y límites de los modelos Ia.
Compara las dos cadenas. En la primera, la contracción gravitatoria del núcleo inicia una secuencia que puede acelerar materia hacia fuera. En la segunda, la energía de la combustión nuclear rápida destruye una estrella compacta.
Dos caminos hacia una supernova
Lee cada cadena de arriba abajo. El mismo nombre no implica la misma causa.
Colapso del núcleo
- Situación inicial
Una estrella masiva tiene un núcleo evolucionado; aquí se considera uno de hierro.
- Desencadenante
El soporte del núcleo resulta insuficiente. La gravedad provoca una contracción rápida.
- Cómo se inicia el movimiento hacia fuera
El frenado brusco de la parte interna genera una onda de choque. Puede estancarse; el calentamiento por neutrinos y los flujos pueden ayudar a la explosión.
- Si la explosión tiene éxito
Parte de la materia sale expulsada; el remanente compacto puede convertirse en estrella de neutrones o agujero negro.
El colapso no garantiza una supernova brillante. El resultado depende de la estructura y la historia de la estrella.
Explosión termonuclear de una enana blanca
- Situación inicial
Una enana blanca densa de carbono y oxígeno interactúa con una compañera.
- Desencadenante
La transferencia de materia o la interacción de dos enanas blancas crea condiciones de ignición.
- Cómo se inicia el movimiento hacia fuera
Las reacciones nucleares se aceleran y el calor las refuerza. El proceso termonuclear desbocado libera la energía de la explosión.
- En una supernova Ia típica
La enana blanca se destruye; formar una nueva estrella de neutrones no es el resultado habitual.
Existen distintas vías de ignición. Algunas explosiones parciales y peculiares pueden conservar parte de la enana blanca.
No todo estallido es una supernova ni todo colapso una explosión brillante
En un sistema binario con una enana blanca también puede ocurrir otro estallido: una nova. La materia se acumula en la superficie de la enana y la ignición nuclear en esa capa expulsa parte del gas. La propia enana blanca sobrevive, por lo que los estallidos pueden repetirse. Una nova no es simplemente una etapa inicial tenue de toda supernova. NASA: novas y supernovas.
Tampoco la muerte de una estrella masiva garantiza una supernova brillante. Si no se consigue expulsar la envoltura, o mucha materia vuelve a caer, puede formarse un agujero negro sin el espectáculo luminoso habitual. Para que haya una explosión y para el resultado final importan la estructura del núcleo y de las capas circundantes, la masa perdida y la interacción con una compañera. La masa inicial importa, pero por sí sola no da un veredicto universal exacto. Janka: explosiones logradas y fallidas, y remanentes.
Las estrellas como el Sol dejan enanas blancas durante su evolución aislada ordinaria, en lugar de sufrir el colapso de un gran núcleo de hierro. Por tanto, «todas las estrellas explotan al final» es incorrecto. Aun así, un remanente en un sistema binario puede tener una historia posterior, como acaba de mostrar la vía termonuclear.
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La causa de la explosión y su luz posterior son preguntas distintas
La materia calentada por la onda de choque puede emitir radiación, y la luz escapa de un gas que se expande. Otra fuente de calentamiento son los isótopos radiactivos sintetizados en la explosión. Por ejemplo, el níquel-56 se transforma en cobalto-56 y este en hierro-56 estable. Parte de la energía de las desintegraciones es absorbida por el material expulsado y acaba saliendo como luz.
El periodo de semidesintegración del níquel-56 es de unos 6 días y el del cobalto-56 de unos 77 días. En ese tiempo se desintegra la mitad de los núcleos presentes al inicio. Pero el níquel-56 produce nuevo cobalto-56, de modo que la cantidad total de cobalto no tiene por qué reducirse simplemente a la mitad en 77 días. No significa que la luminosidad visible de cualquier supernova también se reduzca a la mitad exactamente en ese plazo: importan la absorción de energía y su salida del gas. OpenStax: calentamiento radiactivo y SN 1987A.
Por eso, meses de brillo visible no significan que el proceso inicial que desencadenó la explosión continuara igual durante todo ese tiempo. Primero preguntamos qué destruyó la estrella; después, qué mantiene luminoso el material expulsado.
Tras el destello continúa la historia de la materia
Los restos expulsados por una supernova llevan al espacio parte de los productos de las reacciones nucleares. Tras la vía del colapso puede quedar una estrella de neutrones, un objeto compacto extremadamente denso, o un agujero negro. La envoltura en expansión y el objeto compacto central son partes diferentes del resultado. En la destrucción termonuclear típica de una enana blanca, una nueva estrella de neutrones no es el resultado esperado.
Comprueba la explicación: una imagen muestra un destello brillante. ¿Basta para afirmar que el núcleo de una estrella masiva colapsó y formó una estrella de neutrones? No. Hacen falta otros datos: el espectro, la evolución de la luminosidad, información sobre el sistema anterior y su remanente. Precisamente la existencia de mecanismos distintos obliga a comprobar esa interpretación en lugar de adivinarla por un píxel brillante.
Las supernovas comparten una explosión destructiva y la expulsión de materia, pero el camino puede ser distinto. El colapso de un núcleo masivo y el proceso termonuclear desbocado de una enana blanca responden a preguntas diferentes sobre inestabilidad, energía y remanentes. A continuación volveremos a una estrella cercana: ¿qué futuro le espera al Sol?