LOS ÚLTIMOS MISTERIOS DE LAS SUPERNOVAS
La muerte de una estrella es uno de los espectáculos más violentos del universo. Cuando ocurre, el brillo que se genera supera al que emite toda la galaxia y se pone en marcha un proceso que impacta en los sistemas cercanos.
En marzo de este año, un equipo internacional de astrónomos liderado por Peter Garnavich, astrofísico de la Universidad de Notre Dame, en Indiana (EE. UU.), anunció que habían logrado registrar por primera vez en la historia el
shock breakout de una supernova, esto es, el destello secundario que provoca la onda de choque del estallido que marca la muerte más catastrófica de una estrella. La explosión que la definió, bautizada como KSN 2011d, alcanzó su máximo brillo después de catorce días, y el fenómeno solo duró veinte minutos.
Semejante éxito ha exigido una buena cantidad de suerte y paciencia. Suerte, porque el telescopio espacial Kepler, con el que fue captada, contempló esa estrella durante el poco tiempo que duró el resplandor; y paciencia, porque no es nada fácil encontrarla entre la ingente cantidad de observaciones que esa herramienta lleva a cabo.
La estrella implicada, situada a 1.200 millones de años luz, era una supergigante roja quinientas veces mayor que el Sol. Cuando su núcleo colapsó, se produjo una violentísima liberación de energía, y se convirtió en un objeto 130 millones de veces más luminoso que el astro rey. En su momento más álgido, el brillo superó al de toda nuestra galaxia.
Pero ¿por qué ocurren estos fenómenos? Para entenderlo, debemos tener en cuenta que la vida de una estrella es, desde su nacimiento en el interior de una nube de gas y polvo interestelar, una lucha continua contra su propia gravedad, que tiende a concentrar toda la masa en el centro. La única forma de impedirlo es usar la energía que emana de su horno nuclear. Ahora bien, ¿qué sucede cuando agota su combustible? La gra- vedad vuelve a actuar y el colapso gravitatorio amenaza su futuro. En el caso del Sol, esto sucederá cuando se termine el hidrógeno del núcleo. Ahí acabará la vida nuclear de nuestra estrella. Pero en aquellas mucho más masivas la situación es totalmente diferente: una vez consumido el hidrógeno, el núcleo se contrae, aumenta la temperatura y comienza la combustión del helio. Este simple hecho tiene un notable impacto en el cosmos.
En 1957, el heterodoxo astrónomo inglés Fred Hoyle firmó junto con William Fowler y el matrimonio Margaret y Geoffrey Burbidge uno de los artículos científicos más importantes del pasado siglo, titulado Síntesis de los elementos en las estrellas. Como su nombre indica, este describe cómo se generan en las estrellas muy masivas diferentes elementos químicos, desde el helio hasta el hierro. Hoyle descubrió uno de los procesos clave, el paso del helio al carbono. En este se libera menos energía que
UNA PUGNA ENTRE LA GRAVEDAD DEL ASTRO Y SU ENERGÍA INTERIOR
cuando se pasa del hidrógeno al helio, así que para que se mantenga la estructura de la estrella la reacción ha de ser más rápida. Antes de que se consuma todo el helio, lo que lleva cerca de un millón de años, el núcleo vuelve a contraerse para aumentar su temperatura, hasta que se produce la fusión del carbono y el helio en oxígeno. Una vez agotado el primero, aumenta la temperatura del núcleo hasta los 600 millones de grados. Además de oxígeno, se forman otros elementos, como sodio y magnesio. La estrella solo puede mantener esta reacción durante 100.000 años.
CUANDO TODO SE AGOTA, LLEGA EL COLAPSO
A continuación, le toca el turno al oxígeno, que produce silicio y azufre, en una serie de reacciones que se extienden solo 10.000 años. Esto va a ser una constante en lo que queda de vida al objeto: la reacción nuclear siguiente producirá en torno a la décima parte de energía que la anterior. Eso sí, en el momento en que comienza la fusión del silicio para producir hierro, la suerte de la estrella está echada.
Sucede de esta forma: a medida que termina la combustión del silicio, el núcleo empieza a contraerse y sube su temperatura por encima de los 5.000 millones de grados. La energía liberada es tan intensa que la estrella empieza a deshacer el trabajo que ha ido realizando durante toda su vida, pues los fotones generados son tan energéticos que rompen los núcleos de hierro en helio, un proceso que además roba energía a la estrella. Para poder mantener su estructura y no colapsar, el núcleo empieza a comprimirse cada vez más deprisa, lo que hace que aumente su densidad. Cuando llega a las 10.000 toneladas por centímetro cúbico, los electrones alcanzan la energía suficiente para convertir los protones en neutrones, y como resultado se sustrae aún más energía a la estrella.
Este proceso libera neutrinos, que escapan torrencialmente del objeto. La pérdida de energía es rápida e inexorable y la gravedad va haciendo su trabajo, colapsando cada vez más rápidamente el núcleo de la estrella. Esto acrecienta la densidad y dispara la creación de neutrones. Para hacernos una idea de esta huida hacia delante podemos imaginar la Tierra comprimiéndose al tamaño de Madrid en menos de un segundo.
Cuando la densidad llega a cien millones de toneladas por centímetro cúbico, los núcleos atómicos se rompen. Lo que queda es una sopa de neutrones y otras partículas subatómicas. El núcleo, que colapsaría por acción de la gravedad, se soporta debido a la denominada presión de degeneración: el peso de la estrella, que tiende a concentrar toda la masa en el centro, no vence porque dos partículas de materia no pueden estar en el mismo sitio al mismo tiempo. Y el colapso se detiene.
TANTA ENERGÍA COMO LA QUE GENERARÁ EL SOL DURANTE SU VIDA
En distintas zonas de la estrella tienen lugar diferentes fenómenos. Mientras la parte más densa del núcleo, la central, se hunde en menos de un segundo, la región exterior se queda sin nada que la sustente y se desploma a 60.000 km/s. De pronto, esa materia en caída libre choca contra un muro cien mil millones de veces más duro que el ladrillo, el centro degenerado de neutrones, y se produce un rebote: sale disparada hacia fuera y se genera una onda de choque que viaja a 10.000 km/s.
A medida que avanza hacia el exterior, aumenta su velocidad, pues la materia con la que se va encontrando tiene una densidad menor. En unos minutos alcanza la superficie, lanzando la materia a miles de kilómetros por segundo y provocando un extraordinario brillo. En pocas semanas se origina tanta energía como la que genera el Sol en 4.500 millones de años. La estrella explota, pero no todo es destrucción.
En la región situada detrás de la onda de choque, rica en elementos pesados y en neutrones, se crean en pocos segundos todos los átomos por encima del hierro en la tabla periódica, como el oro, la plata, el platino y el uranio. No todo termina aquí. La materia procedente de la estrella choca contra el medio interestelar circundante, y lo calienta a una temperatura de un millón de grados, mientras continúa una expansión que durará milenios, hasta que 100.000 años después los restos de lo que fuera una estrella gigante se disolverán en el medio interestelar.
El material expulsado acabará formando nubes de gas en las que, con suerte, millones de años más tarde, aparecerán nuevas estrellas. Ese fue el origen del Sistema Solar: los átomos de calcio de nuestros huesos o los de hierro presentes en la sangre fueron cocinados en el interior de una estrella gigantesca que murió hace miles de millones de años. Se podría decir que somos hijos de sus restos.
La faceta romántica de las supernovas, por así decirlo, termina ahí, pues se trata de uno de los fenómenos astronómicos conocidos más peligrosos, y nada podemos hacer para evitarlo. Algunos científicos sospechan que una supernova cercana quizá fue la responsable de alguna de las extinciones masivas que han asolado nuestro planeta. Sin embargo, la única forma de saberlo con certeza es encontrar depósitos de material radiactivo que solo podría haber formado una estrella moribunda.
SE CALCULA QUE CADA 50 AÑOS OCURRE UNO DE ESTOS ESTALLIDOS EN LA VÍA LÁCTEA
A finales de los años 90, un grupo de investigadores de la Universidad Técnica de Múnich, en Alemania, decidió buscarlos en el fondo marino; andaban tras la pista del isótopo radiactivo hierro-60. En 2004, apareció en un estrato de hace 2,8 millones de años, pero esa fecha no coincide con ninguna gran extinción.
UN BAÑO DE RADIACIÓN PUDO CAUSAR CÁNCER A LOS ERECTUS
En 2013, Shawn Bishop, un físico nuclear de esa misma institución, anunció que había encontrado pequeñas cantidades de ese compuesto en muestras de 2,2 millones de años recogidas en el Pacífico ecuatorial. Al parecer, ciertas bacterias que utilizan el hierro de su entorno para crear cristales magnéticos y orientarse dentro del campo magnético de la Tierra captaron este isótopo que les llegó, literalmente, llovido del cielo. Pero ¿qué supernova pudo originarlo?
Los astrónomos españoles Narciso Benítez, Jesús Maíz Apellániz y Matilde Canelles ya habían señalado en 2001 que en los últimos once millones de años se habían dado veinte supernovas en un grupo de estrellas jóvenes denominado asociación OB de Escorpio-Centauro. Algunas habían tenido lugar a solo 130 años luz.
Otros sugieren que la contaminación lumínica que provocan estos fenómenos puede afectar a los animales. Por ejemplo, por diferentes estudios se sabe que hay especies que usan el resplandor de nuestro satélite para guiarse o reproducirse, y que la cantidad de luz interviene en la producción de ciertas hormonas, como la melatonina. Entre otras cosas, esta es fundamental en la regulación de los ritmos circadianos. Pues bien, algunas supernovas resultan más brillantes que la luna llena; una, registrada en 1006, se vio durante todo un año.
¿Podrían haber intervenido de alguna manera en el desarrollo de nuestros ancestros? El astrónomo Brian Thomas, de la Universidad Washburn, en Kansas, cree que sí. Este investigador indica que, tras la explosión de dos supernovas hace unos dos millones de años, nuestro planeta recibió un baño de radiación tres veces superior a la que estamos expuestos de forma natural, lo que, en su opinión, incrementó las posibilidades de que varias generaciones de los primeros Ho
mo erectus sufrieran cáncer. Para otros científicos, esto es bastante improbable. Los habitantes de Karunagappally,
una ciudad de la India, reciben veinte veces más radiación natural que el resto del mundo, pero un estudio realizado en 2009 no encontró allí una mayor incidencia de cáncer que en otras regiones.
Cuanto más próxima se encuentre la supernova, más peligrosa resulta. Así, sus efectos serían devastadores si a pocos cientos de años luz se diera una como la descrita por un equipo de astrónomos de la Universidad de Ohio, la Institución Carnegie para la Ciencia y la Fundación Kavli. A principios de este año anunció en Science el hallazgo del mayor de estos estallidos conocido, doscientas veces superior a las supernovas normales.
EL ASTRO REY, MULTIPLICADO POR 570.000 MILLONES
Este tuvo lugar en junio de 2015 y fue detectado por observatorios de todo el mundo. Su nombre es ASASSN-15lh, acrónimo del proyecto de la Universidad de Ohio All Sky Automated Survey for Supernovae, que usa telescopios robóticos para rastrear el cielo. Situada a 3.800 millones de años luz, ASASSN-15lh pertenece a una nueva categoría de supernovas descubiertas hace poco más de dos décadas y bautizadas como supernovas superluminosas o hipernovas –ver recuadro, en esta misma página–. Pero esta se sale de la escala: fue 570.000 millones de veces más brillante que el Sol y veinte veces más brillante que todas las estrellas de nuestra galaxia juntas. Para hacernos una idea: en los cuatro primeros meses de observación emitió tanta energía que para igualarla nuestro sol debería brillar ininterrumpidamente durante 90.000 millones de años.
De esa devastadora explosión ha quedado un objeto muy compacto de no más de 10 km. La mayoría de los astrónomos se inclina por creer que se trata de uno de los cuerpos estelares más exóticos del universo, un magnetar.
LOS MAGNETARES FUNCIONAN COMO FAROS CÓSMICOS
En esencia, un magnetar es una estrella de neutrones con un campo magnético muy potente. Como ellas, rotan, pero lo hacen más despacio: completan una vuelta entre uno y diez segundos. Su campo magnético es el responsable de que se produzcan unos característicos estallidos de rayos X y gamma, que suceden cuando el objeto atraviesa una etapa de ajuste repentino, conocida como terremoto estelar – starquake–. Dado el número de magnetares visibles, se estima que en la Vía Láctea hay treinta millones de ellos ya inactivos, pues pierden su energía muy rápido, en unos 10.000 años.
EN 2015 SE DETECTÓ LA MAYOR EXPLOSIÓN DE SUPERNOVA CONOCIDA