¿Que es un Supernova?

Es una estrella que estalla y lanza a todo su alrededor la mayor parte de su masa a altísimos velocidades. Después de este fenómeno explosivo se pueden producir dos casos: o la estrella es completamente destruida  o bien permanece su núcleo central que, a su vez, entra en colapso por sí mismo dando vida a un objeto muy macizo como una estrella de neutrones o un Agujero Negro.

El fenómeno de la explosión de una supernova es similar al de la explosión de una Nova, pero con la diferencia sustancial de que, en el primer caso, las energías en juego son un millón de veces superiores. Cuando se produce un acontecimiento catastrófico de este tipo, los astrónomos ven encenderse de improviso en el cielo una estrella que puede alcanzar magnitudes aparentes de -6m o más.

La explosión de una supernova es un fenómeno relativamente raro. De todos modos tenemos testimonios de hechos de este tipo: en 1054, cuando se encendió una estrella en la constelación de Tauro, cuyos restos aún pueden observarse bajo la forma de la espléndida Crab Nebula; en 1572, cuando el gran astrónomo Tycho de Brahe observó una supernova brillando en la constelación de Casiopea; en 1640, cuando un fenómeno análogo fue contemplado por Kepler. Todas estas son apariciones de supernovas que estallaron en nuestra Galaxia.

Hoy se calcula que cada galaxia produce, en promedio, una supernova cada seis siglos. Una famosa supernova de una galaxia exterior es la aparecida en 1885 en Andrómeda.

¿Qué pasaría si una supernova explota cerca de la Tierra? #YOLO

Moriríamos bajo el espectáculo más bello jamás imaginado. Fenomenales auroras y cortinas de rayos cósmicos caerían de los cielos durante meses hasta acabar con la capa de ozono, la magnetosfera y la vida en nuestro planeta. Si la estrella se encontrara lo suficientemente cerca, la mayoría caeríamos fulminados en los primeros instantes.

El reciente hallazgo por parte de la NASA de la supernova más joven de la galaxia ha vuelto a despertar la inquietud en la mente de algunos. Afortunadamente, no existe ninguna candidata lo suficientemente grande y moribunda en nuestro entorno más cercano como para despertar nuestros temores. Aunque la predicción no es del todo segura y sólo vale para el próximo millón de años.

Hace diez millones de años, por ejemplo, la explosión de supernovas llegó a ser tan frecuente que es probable que nuestros antepasados los australopitecos contemplaran cada cierto tiempo como los astros se iluminaban en pleno día. La radiación afectó entonces a algunos moluscos y criaturas marinas demasiado sensibles a los rayos ultravioleta y respetó el resto de formas de vida sólo porque las supernovas no estaban lo suficientemente cerca.

¿De dónde vienen las supernovas?

Las supernovas, explosiones masivas de estrellas, se encuentran por todo el cosmos ya que las mismas emiten elementos físicos y químicos que se originaron dentro de sus estrellas progenitoras. Estos elementos son la causa principal del futuro nacimiento de planetas y de la vida.

Un tipo especial de supernovas, clase Ia, brinda ademas otro beneficio: son llamadas a ser verdaderas luces de distancia normal, las cuales son utilizadas por astrónomos para estimar las distancias hacia galaxias remotas a través de un calibrado de la escala cósmica.

¿Qué es una supernova tipo 1?

Las supernovas del Tipo I son objetos aún más brillantes que aquellos del Tipo II. Aún cuando el mecanismo de la explosión es algo similar, la causa es muy diferente.

El origen de una supernova del Tipo I es un antiguo, evolucionado sistema binario, en el que al menos un componente es una estrella enana blanca. Las enanas blancas son muy pequeñas y compactas estrellas que han colapsado hasta un tamaño cercano a un décimo del tamaño del Sol. Ellas representan la etapa evolutiva final de todas las estrellas de poca masa. Los electrones en una enana blanca están sujetos a restricciones de la mecánica cuántica (la materia se llama degenerada), y este estado sólo puede ser mantenido para masas estelares menores que cerca de 1,4 veces la del Sol.

El par de estrellas pierde momento angular, hasta que están tan cercanas que la materia de la estrella compañera es transferida a un grueso disco alrededor de la enana blanca, y es gradualmente incorporada por la enana blanca.

La masa transferida desde la estrella gigante, aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor significativamente mayor que el valor crítico, y como consecuencia de ello, toda la estrella colapsa, y la 'combustión' nuclear del carbón y el oxígeno en níquel, produce suficiente energía como para volar la estrella en pedazos. La energía liberada subsecuentemente es, como en el caso del Tipo II, proveniente de la descomposición radioactiva del níquel, a través del cobalto, en hierro.

¿Por qué ocurren las supernovas tipo 2?

La estructura de todas las estrellas está determinada por la batalla entre la gravedad y la presión de radiación resultante de la generación interna de energía. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio. Para estrellas con masas de cerca de 10 veces la del Sol, esto continúa durante cerca de diez millones de años.

Luego de este tiempo, todo el hidrógeno en el centro de tal estrella se agota, y el 'quemado' de hidrógeno sólo puede continuar en una capa alrededor del núcleo de helio. El núcleo se contrae bajo la gravedad, hasta que su temperatura es lo suficientemente alta como para que pueda ocurrir el 'quemado' del helio en carbono y oxígeno. La fase de 'quemado' del helio dura cerca de un millón de años, pero eventualmente el helio en el centro de la estrella se agota, y continúa, como el hidrógeno, 'quemándose' en una capa. El núcleo de nuevo se contrae, hasta que está suficientemente caliente como para la conversión de carbono en neón, sodio y magnesio. Esto dura por cerca de unos 10 mil años.

Este patrón de agotamiento del núcleo, contracción, y 'quemado' de capas, se repite mientras el neón es convertido en oxígeno y magnesio (durante unos 12 años), el oxígeno se convierte en silicio y azufre (cerca de 4 años), y finalmente el silicio se convierte en hierro, en cerca de una semana.

No puede obtenerse más energía por fusión una vez que el núcleo ha llegado al hierro, así que no hay presión de radiación para balancear la fuerza de la gravedad. El colapso ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4 masas Solares. La compresión gravitacional calienta el núcleo hasta un punto en el que decae endotérmicamente en neutrones. El núcleo colapsa desde la mitad del diámetro de la Tierra hasta cerca de 100 Km en unas pocas décimas de segundo, y en cerca de un segundo se convierte en una estrella de neutrones de 10 Km de diámetro. Esto libera una enorme cantidad de energía potencial, principalmente en forma de neutrinos, que transportan cerca del 99% de la energía.

Se produce una onda de choque que pasa, en dos horas, a través de las capas externas de la estrella, causando que ocurran reacciones de fusión. Estas forman los elementos pesados. En particular el silicio y el azufre, formados poco antes del colapso, se combinan para producir níquel y cobalto radioactivos, que son responsables por la forma de la curva de la luz luego de las primeras dos semanas.

Cuando la onda de choque llega a la superficie de la estrella, la temperatura alcanza los 200.000 grados, y la estrella explota a cerca de 15.000 Km/seg. Esta envoltura en rápida expansión se ve como la veloz elevación inicial del brillo. Es más bien como una enorme bola de fuego que se expande rápidamente y se adelgaza, permitiendo ver la radiación de más adentro, cerca del centro de la estrella original. Subsecuentemente, la mayor parte de la luz proviene de la energía liberada por la descomposición radioactiva del cobalto y el níquel producidos durante la explosión.

¿Cómo es la explosión de una supernova?