Diferencia entre revisiones de «Supernova»

Esta envoltura, básicamente de [[hidrógeno]] y [[helio]], está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia, delimitado por una [[superficie equipotencial]] llamada [[lóbulo de Roche]], en el que predomina su [[fuerza de gravedad]]. Si parte de la envoltura de la gigante roja, que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por éstaesta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como [[nova]]). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el [[límite de Chandrasekhar]], momento en el cual los electrones [[materia degenerada|degenerados]] ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la [[fusión nuclear|fusión]] del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie, ésteeste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La manera en que propaga la energía de la explosión en el interior de la enana es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía está en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien el rendimiento de la explosión. Las [[turbulencia]]s generadas por la [[inestabilidad de Rayleigh-Taylor]] parecen ser causa de una rápida propagación del frente de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce cómo dicha ignición hace su transición de [[deflagración]] subsónica a [[detonación]] supersónica.

Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa [[onda de choque]] que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas, emitiendo alrededor de 10⁴⁴ [[julio (unidad)|J]] (1 [[foe]]). Normalmente no quedan rastros de la estrella que originó el cataclismo, sino sólosolo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del [[campo gravitatorio]] de la enana blanca, produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si éstaesta pudo sobrevivir a la detonación. Al no verse sometida a la fuerza de atracción de la estrella destruida, la otra saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido, como si de una «onda» se tratase. Estas [[estrella fugitiva|estrellas fugitivas]] se pueden en principio detectar ya que deberían tener velocidades mucho mayores que las de su entorno.

Vale la pena recalcar nuevamente que el mecanismo que produce las supernovas de tipo Ia es, en cierto modo, similar al de las [[nova]]s, pero en éstasestas la [[enana blanca]] acreta materia más lentamente, encendiéndose su superficie antes de que la masa total alcance el límite de Chandrasekhar. Este fenómeno en general '''no''' causa el colapso de la enana blanca, por lo que puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas.

La supernovas de tipo Ia son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar, sólosolo se producirían en sistemas binarios compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes, pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor que la masa de Chandrasekhar (1,44 M_Sol). Han de estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de Roche puedan ser invadidos por la envoltura de la gigante roja en expansión. De ser posible, la envoltura de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto cerraría aún más la binaria, lo cual aumentaría el ritmo de la acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, ocurriría el mencionado fenómeno de nova periódica.

Las supernovas de tipo Ia poseen una [[curva de luz]] característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el [[oxígeno]] hasta el [[calcio]] (presentes en las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de los elementos más pesados procedentes del núcleo. En el máximo de emisión se concentra la luz emitida por el [[níquel]]-56. ÉsteEste va decayendo por [[radiactividad]] a [[cobalto]]-56, también radiactivo. En un momento dado, la emisión de luz es dominada por el cobalto, cuyos fotones de alta energía suavizan la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a [[hierro]]-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.

En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de supernova es [[IK Pegasi]] (HR&nbsp;8210), localizado a una distancia de tan sólosolo 150&nbsp;[[año luz|años luz]]. Este sistema binario está formado por una estrella de [[secuencia principal]]<!-- que aún no ha evolucionado a gigante roja --> y una [[enana blanca]], separadas únicamente por 31&nbsp;millones de [[kilómetro|km]]. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces la [[masa solar]].<ref>

Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no muestran la línea del [[silicio]] presente en los espectros de las Ia; se cree que se trata de estrellas al final de su vida (como las tipo II), pero que perdieron todo su [[hidrógeno]] en etapas anteriores, por lo que las líneas de este elemento no aparecen en sus espectros. En particular, se piensa que las supernovas de tipo Ib resultan del colapso de una [[estrellas de Wolf-Rayet|estrella de Wolf-Rayet]] que ha expulsado toda su envoltura de hidrógeno por medio de los intensos vientos propios de estas estrellas. Se conocen también varias de estas supernovas en [[estrellas binarias|sistemas binarios]]: en este caso, la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos, cuando no sólosolo escapa el hidrógeno sino también el helio, puede quedar expuesto el núcleo de carbono, y ésteeste sería el escenario de una supernova Ic. El proceso de la explosión de estas supernovas es esencialmente el mismo que el de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el '''equilibrio estadístico nuclear''' con un núcleo denso de [[hierro]] y [[níquel]]. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que ''requieren'' energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el [[límite de Chandrasekhar]], lo que normalmente toma apenas unos [[días]]. Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones [[materia degenerada|degenerados]] del núcleo y ésteeste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en [[partícula alfa|partículas alfa]] y [[neutrón|neutrones]] en un proceso llamado '''[[fotodesintegración]]'''; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son [[reacción endotérmica|endotérmicas]], por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y ésteeste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados por medio del fenómeno llamado [[procesos nucleares#Captura de neutrones|captura de neutrones]], o ''proceso-r''.

El núcleo se contrae tan rápido que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por un aluvión de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran las capas más interiores de dicha envoltura. Esta destrucción de núcleos no sólosolo transmite [[momento lineal|momento]] sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades enormes que se alcanzan en la «sopa» de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones para formar neutrones en un proceso llamado [[captura de electrones]] por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada [[neutronio|neutronium]]. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólosolo resulta en la producción de neutrones sino también en la de [[neutrino]]s. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de [[neutrino]]s que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captura de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el [[espacio de fases]] donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstosestos están ya [[materia degenerada|degenerados]]. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas si llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. En las que acaban en agujeros negros, inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de éstaesta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, aunque este límite tampoco se conoce con exactitud.

La energía desarrollada por una supernova de tipo&nbsp;II típica es de unos 10⁴⁶&nbsp;J (unos 100&nbsp;foes) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólosolo un&nbsp;foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de [[energía cinética]] del material en expansión. Entre 0,01 y 1&nbsp;foes se emiten en forma de energía luminosa. Esta última es la energía detectable ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que, en este caso, el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía aún no se entiende bien. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, éstaesta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión, o que incluso podrían ser cruciales para que éstaesta se produjera. En primer lugar puede estar la [[fuerza centrífuga]], que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el [[momento angular]] de la estrella. Por otra parte están los [[campo magnético|campos magnéticos]] que también deberían contribuir con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen [[simetría esférica]] ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el [[helio]]). Así, tras cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la [[evolución estelar]]. Además, sólosolo los sistemas estelares con [[metalicidad]] lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar [[planeta]]s. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por la [[protoestrella]] es más sensible a los efectos del viento estelar cuanto más elementos pesados posea, pues éstosestos absorben mejor los fotones.