Supernovas y Cosmología

Javier Méndez

Las supernovas son inmensas explosiones estelares que llenan el espacio interestelar de los elementos pesados que constituyen la Tabla Periódica. Los astrofísicos se sirven de tales explosiones observadas en galaxias distantes para determinar los parámetros cosmológicos que rigen nuestro Universo.

Durante su vida las estrellas experimentan estados de diferente temperatura, tamaño y densidad. Tienen un nacimiento relativamente tranquilo pero su muerte puede llegar a ser tremendamente espectacular. Estudiar cada una de estas etapas evolutivas puede llegar a ser muy complicado debido a que las estrellas evolucionan tan lentamente que apenas muestran cambios significativos en la escala temporal de los hombres. Por eso, en cierta manera, se puede decir que ver un cielo estrellado es como ver la fotografía de un bosque: todos son árboles pero algunos acaban de nacer, otros están en la plenitud de su vida y otros se están muriendo o ya lo han hecho. A partir de esta fotografía nadie podría decir con total certeza que los árboles muertos alguna vez fueron jóvenes, o que mucho antes, tuvieron un nacimiento. Y, sin embargo, esto es lo que hacemos cuando estudiamos la evolución de las estrellas.

Las supernovas constituyen un caso muy especial: experimentan una explosión durante sólo unas horas (esta explosión puede llegar a hacer desaparecer la estrella) y se mantienen brillantes durante algunos días. Sin duda las supernovas representan la fase de evolución estelar más rápida.

La aparición de nuevas estrellas en el firmamento es un hecho que se viene observando desde la antigüedad. Tales son los casos de la estrella "nueva" que apareció en la constelación de Vela, observada por los sumerios entre el 6000 y el 8000 antes de Cristo, o la que dio lugar a la Nebulosa del Cangrejo en el año 1054 que pudo ser observada a plena luz del día por astrónomos chinos. Desde hace siglos a estas estrellas nuevas se las viene denominando novas o supernovas (las supernovas tienen un brillo absoluto mayor que el de las novas). El origen de este nombre radica en que aparentemente estas estrellas son "nuevas", es decir, aparecen de repente donde antes no había ninguna estrella, al menos, a simple vista.

En este artículo ofreceremos una explicación al fenómeno de las supernovas y veremos que no son estrellas "nuevas" sino que realmente son explosiones de estrellas que se encuentran en las últimas etapas de su vida.

Las supernovas se clasifican en dos tipos atendiendo a sus historias evolutivas. Las supernovas del tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario de estrellas evolucionadas. A su vez, el tipo I se subdivide en el Ia, Ib y Ic, siendo el Ia el más frecuente. Las supernovas del tipo II son estrellas masivas individuales que llegan al final de sus vidas mediante una gran explosión a la cual sobrevive un pequeño núcleo denominado Estrella de Neutrones. Las supernovas más brillantes son las del tipo I. Nosotros nos centraremos aquí en las supernovas del tipo Ia.

Las estrellas progenitoras de las supernovas del tipo Ia son de masa pequeña o intermedia. Veamos cómo evolucionan hasta explotar como supernovas.

Las estrellas emiten radiación porque hay suficiente calor y densidad en su interior como para permitir la fusión nuclear. La fusión consiste en fundir elementos ligeros para producir otros más pesados, con la consiguiente emisión de energía. Esta liberación de energía en el núcleo produce, a su vez, la presión necesaria para contrarrestar la gravedad de las capas externas de la estrella que "aplastan" este núcleo, alcanzándose un equilibrio. El primer elemento que fusionan las estrellas es el hidrógeno, el más abundante del Universo, dando como resultado helio. Esta situación se puede mantener durante miles de millones de años. Nuestro Sol, por ejemplo, realiza en estos momentos esta reacción.

Una vez fusionado todo el hidrógeno la estrella entra en crisis al no poder mantener el equilibrio de presiones en su núcleo. Lo que ocurre después del agotamiento del hidrógeno depende de la masa de cada estrella, pero en general ocurre lo siguiente: la gravedad contrae el núcleo estelar, con lo cual, aumenta su temperatura. Esto provoca el encendido de la fusión del hidrógeno en una capa delgada en torno al núcleo. Como consecuencia la estrella expande sus capas externas. A esta nueva situación se le denomina fase de Gigante Roja.

Sólo cuando el núcleo alcanza la temperatura suficiente (cuanto más pesados son los átomos más temperatura se necesita para fusionarlos), el helio comienza a fusionarse para dar elementos más pesados como el carbono o el oxígeno. Esta fuente de energía estabiliza la estrella de nuevo aunque por poco tiempo. En las estrellas masivas este ciclo se repite muchas veces: las cenizas de un proceso son el combustible del proceso siguiente. Por ejemplo, el helio, las cenizas del primer proceso de fusión, es luego el combustible para producir carbono y oxígeno. De esta manera se van produciendo elementos cada vez más pesados. El proceso se detiene cuando se llega al hierro. El hierro es un átomo muy estable cuya fusión no puede realizarse debido a que se trata de un proceso endotérmico en vez de exotérmico, como eran hasta ahora todas las reacciones de fusión que hemos descrito. Conclusión: los átomos de hierro se acumulan en el centro de la estrella dando lugar a un núcleo inerte. En el caso de estrellas de masa pequeña o intermedia la secuencia se detiene en el carbono y el oxígeno antes de alcanzar el hierro.

Al mismo tiempo que ocurren estas sucesivas fusiones las capas más externas de la estrella continúan expandiéndose. Finalmente estas capas terminan por desligarse para formar una enorme burbuja en torno a la estrella a la que llamamos Nebulosa Planetaria. En el centro se encuentra un núcleo compacto muy caliente donde la materia está degenerada. La estrella comienza entonces a enfriarse y a contraerse muy lentamente. A este estado lo llamamos Enana Blanca. Se piensa que nuestro Sol terminará así dentro de 5000 millones de años.

Este final se ve drásticamente alterado si la Enana Blanca es miembro de un sistema binario de estrellas. En estos sistemas binarios, a medida que transcurre el tiempo, las órbitas de las estrellas se reajustan con la consiguiente pérdida de momento angular. Esto provoca la transferencia de materia entre ellas. En los progenitores de supernovas del tipo Ia la estrella que recibe esta transferencia es siempre una Enana Blanca. Qué tipo de estrella es su compañera es todavía una cuestión a resolver, aunque en la actualidad se barajan dos hipótesis: o una Super/Sub Gigante Roja o una Enana Blanca de menor masa que la Enana Blanca que recibe materia. Las Enanas Blancas tienen algunas propiedades particulares, por ejemplo, cuanto más masa tienen más pequeñas son. Esto quiere decir que la Enana Blanca que está incorporando materia se hace cada vez más y más densa. Cuando se alcanza la temperatura necesaria para producir la fusión del hidrógeno, la estrella sufre una explosión termonuclear. A esta explosión se le llama cataclismo Supernova del Tipo Ia. En la explosión la estrella desaparece y se producen elementos más pesados que el hierro, que salen disparados a más de 10000 km/s. Esta es la razón por la que existen elementos como el hierro o el níquel en el Universo. La explosión de una supernova dura sólo unas horas aunque puede mantenerse brillante durante varios días.

Las supernovas del tipo Ia son las más brillantes, y uno de los eventos más energéticos del Universo. La última supernova que explotó en nuestra galaxia, la Vía Láctea, fue en 1604. La más brillante desde entonces ha sido la supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea.

El interés por estudiar las supernovas del tipo Ia es doble: por un lado, a partir de su observación se puede deducir el escenario concreto que ha dado lugar a tal explosión, es decir, qué sistemas binarios de estrellas son capaces de producir el disparo de la explosión y cuál es la tasa de ocurrencia de tales fenómenos en el Universo; por otro lado, dada la uniformidad de las curvas de luz y la evolución espectral de estas supernovas es posible utilizarlas como fuentes de luz estándares que nos permitan medir determinados parámetros cosmológicos. A esto último se le añade el hecho de que las supernovas del tipo Ia son lo suficientemente brillantes (cuando estallan su brillo es comparable con el de la galaxia en la que se encuentran) como para poder observarlas a grandes distancias. Por eso, en los próximos meses utilizaremos algunos de los telescopios del Grupo Isaac Newton para observar varias de estas supernovas lejanas del tipo Ia para así obtener una nueva y mejorada determinación de los parámetros cosmológicos que dan cuenta del tipo de Universo en el que nos encontramos. Pronto sabremos si el Universo es abierto, cerrado o plano, es decir, si seguirá expandiéndose indefinidamente, si terminará por contraerse de nuevo originando un gran colapso (Big Crunch) o si se mantendrá una situación de equilibrio.

Para realizar estas observaciones se necesitan cielos muy oscuros y telescopios muy potentes. En los últimos años se han construido grandes telescopios a lo largo del mundo que a buen seguro producirán un gran avance en el campo de la determinación de parámetros cosmológicos a partir de supernovas lejanas. Gracias a la oscuridad de nuestros cielos, sin embargo, los telescopios de La Palma cosntituirán una parte importante de este proyecto.