Fusión en el Universo: cuando una estrella gigante muere… Understand article

Traducido por José Luis García Herrero. Péter Székely, de la Universidad de Szeged (Hungría), y Örs Benedekfi, del Acuerdo Europeo para el Desarrollo de la Fusión (EFDA) en Garching (Alemania), investigan cómo mueren las estrellas y qué efecto tendría la explosión de una supernova…

A las 7:35 de la mañana del 23 de febrero de 1987, a un kilómetro de profundidad bajo tierra, el detector japonés de neutrinos Kamiokande II registró 11 neutrinos en 15 segundos. No parece muy emocionante, pero detectar neutrinos es muy complicado porque apenas interaccionan con la materia. Normalmente, el detector registra solo un par de neutrinos al día procedentes del Sol, así que el registro mencionado anteriormente daba una idea de que algo grande estaba sucediendo en algún lugar del Universo: la muerte de una estrella gigante.

El tamaño lo es todo

Probablemente, la propiedad más importante para determinar el destino de una estrella es su masa. Como se describió con anterioridad en esta serie de artículos (Boffin & Pierce-Price, 2007), las estrellas que tienen una masa similar a la de nuestro Sol mueren sin grandes trastornos: fusionan helio en carbono y oxígeno, después se deshacen de sus capas más exteriores en forma de nebulosa planetaria, y a lo largo de miles de millones de años su núcleo se enfría dando lugar a una enana blanca.

Las estrellas más masivas tienen una vida más corta y un destino más violento. Mientras que una estrella del tamaño de nuestro Sol puede tener una vida de miles de millones de años, las estrellas cuya masa está comprendida entre ocho y diez masas solares tienen una vida de millones de años, ya que gastan muy rápidamente su combustible. Cuando esto ocurre, se pierde el equilibrio entre dos fuerzas fundamentales: la gravedad, que tiende a contraer la materia de las estrellas; y la presión de la radiación producida por las reacciones de fusión en el núcleo de la estrella, la cual tiende a provocar la expansión de la estrella. El núcleo se contrae hasta formar una estrella de neutrones y las capas exteriores de la estrella caen hacia el interior y rebotan desde el mismísimo núcleo denso en forma de una gigantesca explosión: una supernova Tipo II.

Una cantidad ingente de partículas, entre ellas neutrinos, abandona el núcleo transportando la energía gravitacional de la estrella en colapso. Las capas exteriores de la estrella absorben muchos de estos neutrinos, dando lugar a temperaturas extremadamente elevadas que desencadenan la fusión de elementos, incluidos oro y aluminio (descrito en Rebusco et al., 2007). Sin embargo, una pequeña proporción de estos neutrinos escapa de la atmósfera de la estrella moribunda y se puede detectar desde la Tierra, en el silencio de las profundidades de la superficie del planeta.

Un segundo tipo de cataclismo estelar tiene lugar durante la colisión de una enana blanca y una estrella mucho más enorme, una gigante roja con una atmósfera expandida (con un diámetro de cientos de millones de kilómetros). Si una enana blanca y una gigante roja orbitan entre sí en una relación cercana conocida como estrella binaria, la enana blanca puede recibir materia de su compañera e incrementar su masa (ver imagen). Cuando la enana blanca sobrepasa 1,44 veces la masa solar (el límite Chandrasekhar) se hace inestable, las reacciones de fusión producen elementos pesados como lantano y rutenio, y se desintegra en forma de una explosión enorme: una supernova Tipo I (ver imagen).

Se trate de una supernova Tipo I ó II, estamos ante uno de los sucesos más violentos del Universo desde el Big Bang. En las semanas posteriores a la explosión, la estrella y sus restos emiten más energía que nuestro Sol a lo largo de miles de millones de años. Esta enorme explosión eclipsa a todas las demás estrellas de la galaxia en la que se encuentra, y es posible detectar su luz desde distancias de cientos de millones de años luz. De hecho, es probable que una supernova pueda ser vista a través de un telescopio potente independientemente de en qué zona del Universo se haya producido.

Los restos de una estrella

¿Y qué queda después de un suceso tan violento? En el centro de la explosión de una estrella cuya masa sea menor que la de 20 soles se forma una nueva estrella de neutrones, con su masa empaquetada en una esfera con un radio de diez kilómetros; increíblemente densa. El peso de una cucharadita de una estrella de neutrones equivale al de todos los vehículos (millones de coches, autobuses, trenes…) que hay sobre la Tierra (Swinton, 2006). Debido a la conservación del momento angular (a menor radio, mayor velocidad de rotación), la estrella de neutrones rota muy rápidamente (cientos de revoluciones por segundo), lo cual puede dar lugar a haces de ondas de radio desde los polos magnéticos, en cuyo caso la estrella se denomina púlsar.

Un tipo de resto todavía más exótico que una estrella de neutrones o un púlsar es un agujero negro, el cual se forma cuando una estrella con una masa de al menos 20 soles explota en forma de supernova Tipo II. Cuando una estrella tan masiva muere, el colapso gravitacional no se detiene con la formación de una estrella de neutrones, sino que la materia que colapsa da lugar a un fenómeno muy curioso, con un volumen teóricamente nulo y una densidad infinita. Nada puede escapar de un agujero negro o de sus alrededores a menos que viaje más rápido que la luz, pero ningún tipo de luz puede escapar del enorme tirón gravitacional; de ahí el nombre.

Además de una estrella de neutrones o un agujero negro, a menudo es posible observar los restos de las nubes de gas de la estrella, las cuales fueron desplazadas por la supernova. La nebulosa del Cangrejo es uno de estos interesantes objetos: se trata de los restos de la supernova que tuvo lugar alrededor del año 5500 a.C. y fue observada en 1054 por astrónomos chinos. Como otros restos de supernovas, se dispersará a lo largo y ancho del espacio interestelar durante miles de años.

Aprendiendo de las supernovas

Incluso sin las ventajas de los telescopios modernos, sería muy difícil no ver una supernova de una galaxia cercana. El primer registro de la observación de una supernova lo realizaron astrónomos chinos en el año 185. Cuando 800 años más tarde se detectó la formación de la nebulosa del Cangrejo, esta “estrella invitada” era tan brillante que su pudo ver a plena luz del día durante varias semanas.

El máximo brillo de las explosiones de supernovas es muy similar (se las denomina “velas estándar”) ya que las masas que explosionan son similares. Si se compara el brillo esperado con el observado, es posible calcular a qué distancia se encuentra la galaxia que alberga a la supernova. Esta técnica es muy importante en la “escalera de las distancias cósmicas”: hasta ahora es el mejor método para medir la distancia de las galaxias lejanas. Y, por supuesto, se trata de una manera de observar la historia primigenia del Universo: cuando presenciamos un cataclismo lejano, la estrella en sí hace tiempo que murió.

Lógicamente, los astrónomos no sólo pretenden conocer la distancia a la galaxia en la que se encuentra la supernova, sino que también buscan caracterizar a la supernova en sí. Para ello utilizan dos métodos indirectos: la fotometría y la espectroscopia. La fotometría mide la disminución del brillo de la supernova a lo largo del tiempo y el brillo máximo: esta es la técnica utilizada para calcular la distancia a las galaxias lejanas. La espectroscopia permite conocer los elementos químicos de los que está compuesta la supernova a partir de sus longitudes de onda características (explicado en Westra, 2007). Normalmente, los astrónomos aplican ambos métodos para determinar las propiedades físicas de la estrella moribunda, tales como masa, temperatura y luminosidad.

¿Supernovas cercanas?

Hasta ahora todas las supernovas observadas se han encontrado muy lejos de la Tierra; ¿qué sucedería si una estrella cercana se convirtiera en una supernova? Afortunadamente, las supernovas no se dan con mucha frecuencia, a un ritmo de una supernova cada 50 ó 100 años en las galaxias espirales más habituales como la Vía Láctea. Las últimas supernovas observadas en la Vía Láctea se produjeron en 1572 y 1604, aunque las vastas y densas nubes de polvo podrían haber ocultado otras explosiones que hayan tenido lugar en el otro extremo de nuestra galaxia. El cataclismo más cercano y relativamente cercano a nosotros fue SN 1987, una supernova que en 1987 encendió la Gran Nube de Magallanes, una de las más pequeñas galaxias satélites de la Vía Láctea, a una distancia de aproximadamente 160.000 años luz (ver imagen). Esta explosión se pudo ver a simple vista. A mayor distancia, los astrónomos observan cientos de explosiones de supernovas al año en otras galaxias lejanas, y a veces dos al mismo tiempo en la misma galaxia^w1.

Por suerte, no hay ninguna estrella en nuestro entorno más cercano (alrededor de 12 años luz) que su pueda convertir en una supernova en el futuro predecible, aunque a mayor distancia los astrónomos han identificado ya algunas supernovas en potencia. Betelgeuse, la supergigante roja del hombro izquierdo de la constelación de Orión, es la mejor candidata, pero se encuentra a unos 450 años luz de nosotros. Se considera que la zona de seguridad es de unos 100 años luz: a distancias menores una supernova podría causar serios daños a nuestro planeta. Existe una estrella que causa más preocupación: IK Pegasi. Se trata de una estrella binaria formada por una enana blanca y una anciana estrella normal y corriente a unos 150 años luz de nosotros. Sin embargo, mientras que Betelgeuse podría explotar en cualquier momento de hoy a miles de años, IK Pegasi conocerá su destino de aquí a unos cuantos millones de años.

Efectos sobre la Tierra

¿Qué efectos tendría sobre la Tierra una supernova cercana? Las supernovas generan enormes cantidades de radiación gamma y partículas como protones y electrones, con energías asociadas muy altas que podrían destruir la atmósfera terrestre al degradar el ozono y el oxígeno atómico. Por ejemplo, los rayos gamma disocian el nitrógeno de la atmósfera (N₂) y lo convierten en monóxido de nitrógeno (NO) y otros óxidos de nitrógeno (NO_x) que catalizan el proceso de descomposición del ozono.

Sin la protección de la capa de ozono, los rayos ultravioleta de nuestro propio Sol no encontrarían ningún obstáculo en su camino hasta la superficie terrestre y destruirían el fitoplancton (plantas microscópicas que viven en el medio acuático). Al ser el fitoplancton un componente fundamental de la cadena alimenticia, su pérdida tendría un efecto devastador sobre la mayoría del resto de organismos. La radiación de alta energía también dañaría las células de los seres vivos, produciendo cáncer y mutaciones genéticas: sería parecido al efecto de recibir altas cantidades de rayos X. También podría ocurrir que los niveles de elementos radiactivos en la atmósfera aumentara, con sus consecuentes efectos nocivos.

Es posible que la explosión de una supernova causaran la extinción en masa del período Ordovícico-Silúrico hace aproximadamente 450 millones de años. Más de la mitad de las formas de vida marinas se extinguieron a causa de este suceso, probablemente la segunda mayor extinción planetaria en términos de especies extinguidas. Se cree que la extinción fue debida tanto a la destrucción del fitoplancton como a la caída general de temperaturas causada por la opacidad del dióxido de nitrógeno (NO₂).

También es probable que la Tierra sufriera las consecuencias de la explosión cercana de una supernova hace unos 2,8 millones de años. Durante su explosión, una estrella moribunda genera una cantidad ingente de elementos radiactivos que se pueden depositar sobre la superficie de los planetas. Algunos elementos radiactivos característicos, como el hierro-60, se han encontrado al tomar muestras muy profundas bajo el suelo del mar, lo cual podría tratarse de la prueba de una supernova, aunque el debate aún continúa. Existen más pruebas de la explosión reciente de una supernova local en la Burbuja Local, una cavidad con una anchura de 300 años luz en el medio interestelar en la que se encuentra nuestro Sol. Esta burbuja se creó a raíz de las explosiones de varias supernovas, que desplazaron el fino medio interestelar envolvente.

Nuestros orígenes y las supernovas

Por fortuna, esas enormes explosiones también tienen efectos positivos. Probablemente debemos nuestra propia existencia a una supernova cercana. La onda de choque de una supernova comprime la materia interestelar de su vecindad – una enorme pero fina nube de polvo, gas atómico y molecular – y dispara la formación de estrellas. Así que quizás una supernova dio lugar al colapso de la enorme nube de la que nació el Sistema Solar.

Además, en las supernovas se encuentra el origen de todo lo que conocemos: los seres humanos y toda la materia, desde la más ínfima bacteria hasta la montaña más alta, es producto de las cenizas estelares. Una estrella normal puede producir elementos ligeros, pero las reacciones de fusión que dan lugar a la generación de elementos más pesados requieren de enormes temperaturas y presiones, más propias de las estrellas gigantes (para más detalle, consultar Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Estos elementos se forman y se dispersan en el medio interestelar gracias a las supernovas, enriqueciendo las nubes de materia a partir de las surgen las estrellas, los planetas y la propia vida. De alguna manera, somos hijos de las supernovas.

Por lo tanto, las supernovas han dado forma a nuestro Universo y a nuestra historia. Crearon las condiciones propicias para la vida en la Tierra al producir elementos, afectaron a la evolución al causar extinciones en masa, y al examinar las supernovas ahora, podemos aprender mucho sobre el Universo y sobre nosotros.

References

• Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fusion in the Universe: we are all stardust. Science in School 4: 61-63. www.scienceinschool.org/2007/issue4/fusion
• Rebusco P, Boffin H & Pierce-Price D (2007) Fusion in the Universe: where your jewellery comes from. Science in School 5: 52-56. www.scienceinschool.org/2007/issue5/fusion
• Swinton J (2007) The neutron teaspoon. Science in School 3: 92. www.scienceinschool.org/2006/issue3/teaspoon
• Westra MT (2007) A fresh look at light: build your own spectrometer. Science in School 4: 30-34. www.scienceinschool.org/2007/issue4/spectrometer

Web References

• w1 – Para conocer cuándo y dónde han explotado las últimas supernovas, se puede consultar el sitio web de las Supernovas, donde científicos y amateurs buscan y registran las nuevas explosiones de supernovas
• w2 – Web del Acuerdo Europeo para el Desarrollo de la Fusión (EFDA)
• w3 – Web de EIROforum
• w4 – Web de Science on Stage

Institutions

License

CC-BY-NC-ND

Download

Download this article as a PDF