| 21.10.07 | Cataclismos estelares: supernovas |
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| Escrito por MiGUi | |||||||
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Son uno de los mayores cataclismos de los que es posible ser testigo en el universo. La supernova es la violenta muerte de una estrella. Una masiva explosión que arroja materia y energía (radiación) al espacio en un breve lapso de tiempo. Una supernova puede emitir la energía equivalente a toda una galaxia. Los restos que quedan, son los que conforman el "remanente" de la supernova. A la hora de clasificar las supernovas, los astrónomos se guían por un principio observacional como es la curva de luz (diagrama que representa la variación de la luminosidad con el tiempo) de la supernova. Existen subclases dentro de los dos tipos principales de supernovas. El tipo I se subdivide en Ia, Ib y Ic y el tipo II en II-L (lineales) y II-P (planas) . Aunque no todas las supernovas pueden clasificarse con facilidad dentro de uno de estos cinco grupos, se sugiere la posibilidad de más subclases de supernovas. Las del tipo Ia ocurren en sistemas binarios. Una de las componentes es una enana blanca, con una gravedad suficientemente poderosa como para arrancar materia de su compañera. De esta manera, la estrella rebasa el límite de Chandrasekhar y se induce un colapso gravitacional produciendo una explosión tremendamente energética (se le calcula una magnitud absoluta de -19, teniendo en cuenta que la magnitud aparente de nuestro Sol es -26 (su magnitud absoluta es aprox. 5) y la de la Luna -11, es un brillo extremadamente cegador). La estrella estalla en pedazos dejando únicamente el remanente. La curva de luz de una supernova Ia muestra un pico de magnitud que se alcanza muy rápidamente, seguido de un descenso brusco y luego un decrecimiento casi lineal, decayendo una magnitud cada setenta días aproximadamente. Los tipos Ib y Ic son similares en comportamiento al tipo II (se clasificaron del tipo I antes de que los astrónomos supieran qué era lo que pasaba realmente). Ocurren cuando una estrella de más de veinte masas solares pierde sus capas más externas por alguna razón (como por ejemplo, la interacción con otra estrella). En tal extremo, el núcleo de helio expuesto explota. La explosión se inicia con el colapso del núcleo de la estrella, como en las del tipo II. Esta explosión, menos espectacular que las Ia, las Ib poseen grandes cantidades de Helio a diferencia de las Ic que apenas lo presentan. La curva de luz de una supernova tipo Ib o Ic son algo menores que las del tipo Ia pero similares en comportamiento, decayendo más rápidamente que éstas. Teniendo en cuenta esta clasificación, es fácil ver cómo el Sol no cumple ningún requisito para convertirse en supernova en un futuro. Detengámonos un momento en el proceso que lleva a las estrellas a producir supernovas del tipo II. Primero se fusiona el hidrógeno en helio, ya que es la reacción que necesita menor presión y temperatura para ocurrir, y la que más energía libera. Posteriormente, el Helio puede ser fusionado en carbono y oxígeno, produciendo una décima parte de la energía que la reacción primaria de hidrógeno. Asimismo, el carbono puede ser fusionado en oxígeno, néon, sodio y magnesio, y el oxígeno en magnesio, silicio, azufre y fósforo. Aún cabe una última posibilidad, que es fusionar el silicio en cobalto, níquel y hierro, pero es tan poco energética comparada con las otras, que nada puede detener ya lo inevitable. Como curiosidad, a una estrella de veinte masas solares le lleva unos diez millones de años completar la fusión de su hidrógeno. La siguiente fase, el helio se fusiona en un millón de años. El carbono, tarda tres siglos en completar su fase, el néon ciento ochenta días y el oxígeno ciento cuarenta. Por último, bastan dos días para terminar la fase del silicio. En este punto, la temperatura en el núcleo es de cuatro mil millones de grados. Una vez que la estrella ha fusionado el silicio en hierro, la fusión no puede continuar. A la enorme temperatura a la que se encuentra el núcleo, ocurre la fotodesintegración (la incidencia de un fotón en un núcleo, causa su separación en partículas más elementales). Este proceso es altamente energético. Debido a la pérdida de energía que esto supon, el núcleo comienza rápidamente a colapsarse. Esta fase es extremadamente rápida. El colapso continúa hasta que la densidad es superior a ochocientos billones de veces la del agua. El material del interior del núcleo se endurece como resultado de la repulsión de los núcleos atómicos. Esto causa una onda de presión que se expande hacia el exterior. En su avance, la onda de presión llega a la parte exterior del núcleo, y si este no es muy masivo, va empujando las diversas capas de la estrella, produciendo un calentamiento extremo que funde algunos elementos y hace que se emita radiación. Las últimas capas de la estrella son arrojadas al espacio, dejando el núcleo desnudo atrás. Si por el contrario, el núcleo externo es suficientemente masivo, la onda se detiene convirtiéndose en una onda estacionaria calentando excesivamente el material que se encuentra entre ella. Finalmente, este sobrecalentamiento hace que el material ceda y la onda siga su avance hacia la superficie. Este proceso emite ingentes cantidades de energía en forma de radiación, entre las cuales se encuentra la luz. La supernova emite un brillo descomunal equivalente a mil millones de soles. Debido al decaimiento radiactivo de los elementos pesados producidos en la explosión, la supernova comienza a desvanecerse lentamente, bajando entre seis y ocho magnitudes cada año. Las supernovas de tipo II no son tan luminosas como las Ia. Después del cataclismo, queda el remanente de la supernova. La expulsión del material es, como ya se ha indicado, muy violenta y rápida. El material expulsado se expande rápidamente, creando una onda de choque que excita e ioniza el gas expulsado produciendo ingentes cantidades de rayos X y radiación sincrotrón. Este gas ionizado (plasma) alcanza temperaturas de hasta un millón de grados, pero la densidad es ínfima. Poco a poco, la expansión se va deteniendo y la zona queda sembrada de grandes cantidades de elementos pesados. Cuando el proceso de expansión se haya detenido, el remanente ocupará una volumen de hasta un centenar de años-luz de diámetro. Sin embargo, no es comparable el tiempo de la expansión con el del posterior enfriamiento. La primera fase, llamada "expansión libre", puede durar unos pocos siglos, en los que la temperatura del remanente es más o menos constante y empieza a decelerarse y a enfriar, en la segunda fase (adiabática) el remanente empieza a mezclarse con el gas que fue inicialmente enviado al exterior con la onda de choque, haciendo que el campo magnético en el interior del mismo aumente. Puede durar entre cien y cien mil años. Posteriormente, la tercera fase (radiactiva) comienza cuando la temperatura se ha enfriado lo suficiente, entonces se radia energía de forma más eficiente. Esto, enfría las capas exteriores y hace que empiece a contraerse y volverse más densa. Así, el enfriamiento se acelera y el remanente desarrolla una fina capa que radia la mayor parte que le resta en forma de luz. La velocidad decrece muy rápidamente. Esta fase tendrá una duración de entre cientos a miles de años. Aún hay una cuarta fase (dispersión), que se produce cuando la velocidad de colapso es lo suficientemente elevada, entonces lo que resta del remanente es empujado hacia fuera y se dispersa en el espacio. Los remanentes de supernovas son los que nutren el espacio de la diversidad de elementos existentes. Se ha estimado que las supernovas ocurren con una frecuencia de unos treinta años, teniendo en cuenta lo poco predecible que puede ser un evento de tales características. Sin embargo, se puede predecir grosso modo qué estrellas son candidatas a supernova en un futuro no lejano. Referencias:
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