Sistemas dobles y múltiples de estrellas

Sistemas dobles y múltiples de estrellas
Si miramos el cielo estrellado con unos anteojos o telescopios veremos que hay una
gran cantidad de estrellas que en realidad se desdoblan en dos muy juntas. En algunos
casos se trata de dobles ópticas, es decir, estrellas que están en la misma dirección pero a
muy diferente distancia, sin ninguna relación física entre ellas.
En otros casos las estrellas que vemos muy juntas guardan una estrecha relación, se
trata de sistemas de dos o más estrellas que giran alrededor de un punto común, el centro
de masas. Están ligadas por la atracción gravitatoria al igual que nuestro sistema planetario.
Para caracterizar la posición instantánea de un sistema binario se utilizan los
siguientes datos:
1. La magnitud aparente de las dos componentes
2. La separación angular entre ellas en segundos de arco
3. El ángulo de posición, es decir la posición de la estrella más brillante respecto a la
más débil. Se cuenta en el sentido norte, este, sur, oeste, norte, de 0° a 360°.
El método más seguro para distinguir un sistema binario físico de un sistema óptico es
detectar un movimiento de giro de la estrella compañera alrededor de la principal, pero
debido a los largos periodos de revolución que suelen presentar es prácticamente imposible
detectarlo directamente.
Podemos tratar de buscar datos que nos ayuden a comprender si se tratan de dobles
ópticas o físicas:
1. La distancia a que se encuentran de la Tierra (aunque el error en la medición de
distancias a las estrellas suele ser demasiado grande).
2. El movimiento propio (movimiento aparente respecto a las demás estrellas), que en
el caso de ser el mismo es un buen indicio de que se trata de un sistema físico.
Aunque en un principio se creía que los sistemas físicos eran poco frecuentes, el
estudio estadístico demuestra que son bastante frecuentes, no solo, los sistemas dobles,
sino también los sistemas múltiples/formados por varias estrellas.
Ejemplos típicos de estrellas dobles son Mizar y Alcor en la Osa Mayor. Ejemplos de
sistema múltiples son α-Centauri formado por tres estrellas o en ε-Lyrae formado por cuatro.
Pero no siempre podemos desdoblar un sistema doble en estrellas, en ocasiones
están visualmente tan cerca que ni siquiera con los mejores telescopios podemos separar
ópticamente las componentes. En algunos casos es posible detectar sistemas dobles por
métodos alternativos. Según el sistema empleado se distinguen:
•
Binarias astrométricas: Son aquellas en las que sólo se puede deducir la
presencia de la compañera a través de las perturbaciones orbitales que causa en la
estrella principal (por ejemplo le estrella Bamard). Al estudiar el movimiento de la
estrella principal respecto al resto se observan pequeñas oscilaciones debidas a su
movimiento alrededor del centro de masas.
•
Binarias espectroscópicas: Dado que las estrellas dobles se mueven alrededor del
centro de masas, la velocidad radial respecto de la tierra es diferente para cada
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componente (siempre que su plano orbital no sea perpendicular a la dirección de la
Tierra). Debido al efecto Doppler al realizar un espectro las rayas espectrales se
desdoblan, demostrando la existencia de una estrella compañera . A partir de la
separación entre las rayas se pueden obtener algunos datos de la órbita.
Las estrellas variables
Se denominan estrellas variables a aquellas que cambian con relativa rapidez de
magnitud aparente. Este cambio pude deberse a factores extemos o a factores intrínsecos
de la estrella.
Un ejemplo de variaciones debidas a factores externos son las binarias eclipsantes.
En este caso, el plano orbital del sistema está prácticamente de perfil respecto a la Tierra.
Cuando se alinean la Tierra y ambas estrellas se produce un eclipse que se traduce en una
variación de la magnitud de la estrella principal.
Clasificación de las estrellas variables
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada
por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede
dividirse en tres subgrupos:
• Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte
de su proceso evolutivo natural.
• Variables eruptivas: aquellas que experimentan
superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
erupciones
• Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún
cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
en sus
cambio
• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es
causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos
dentro de esta categoría:
• Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra,
una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones
orbitales.
• Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún
fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con
manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o
estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma
elipsoidal.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales
generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las
novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en
ser identificada fue U Geminorum.
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Tipos de variables eclipsantes:
•
Tipo β Persei: Su representante típica es Algol (β Persei). Se trata de estrellas
prácticamente esféricas con periodos de revolución muy variable.
•
Tipo β Lyrae: Se trata de dos estrellas elipsoidales de diferente tamaño con periodos
superiores a un día.
•
Tipo W Ursae Maioris: Estrellas elipsoidales del mismo tamaño con periodos
normalmente inferiores al día.
Variables físicas o intrínsecas.
Son estrellas que presentan variaciones de brillo más o menos regulares en el tiempo.
aunque algunas de ellas son totalmente irregulares. Estas variaciones se deben a
fenómenos que suceden en la propia estrella.
1. Variables pulsantes:
a) Cefeidas de periodo largo. Son supergigantes con periodos entre 1 y 50 días,
cuyo cambio de brillo se debe a una pulsación, o sea, a una variación del
tamaño de la estrella que modifica la temperatura superficial. El periodo de
pulsación esta relacionado con la magnitud absoluta de la estrella, por lo que se
las suele usar como indicador de distancia para otras galaxias. Su representante
típico es δ-Persei.
b) Estrellas RR Lyrae. Son variables pulsantes con periodos inferiores a 1.5 días.
Aparecen principalmente en cúmulos globulares por lo que se las conoce como
variables de cúmulo. Las curvas de luz no son tan estables como en las
cefeidas.
c) Estrellas δ Scuti. Presentan periodos extremadamente cortos, hasta de 1 hora
solamente. Son poco frecuentes.
d) Estrellas β Canis maioris o β Cephei. Son estrellas pulsantes de periodo entre
3y 6 horas con escasa variación de magnitud.
e) Estrellas tipo Mira. Son gigantes rojas con periodos de 80 a 1000 días con una
variación de magnitud muy acusada. De hecho fueron las primeras variables que
se descubrieron.
f) Variables semirregulares. Se trata de gigantes y supergigantes pulsantes pero
su transcurso no es estrictamente periódico. Ejemplos de este tipo son Antares y
Betelgeuse.
g) Estrellas RV Tauri. Son estrellas de alta luminosidad y presentan variaciones
de 3 magnitudes aproximadamente con periodos entre 50-150 días.
h) Estrellas α2 Canum venaticorum. Muestran variaciones de intensidad en
determinados grupos de rayas espectrales y, a menudo, fluctuaciones del campo
magnético.
i) Variables irregulares. Presentan curvas de luz con oscilaciones sin ningún
periodo.
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2. Variables eruptivas
a) Novas. Reciben este nombre a partir
de la observaciónn de la (super)nova
de 1572 (SN1572) por Tycho Brahe y
Jerónimo Muñoz y que fue descrita en
el libro del primero De Nova Stella
donde se usa por primera vez el
término "nova" debido a que se creía
que eran estrellas completamente
nuevas. Ya en este siglo se descubrió
que en realidad eran estrellas que presentaban una explosión que hacia
aumentar su brillo bruscamente en varias magnitudes. Después desciende
rápidamente su brillo hasta alcanzar una magnitud prácticamente igual que
antes de la explosión. Estudios recientes demuestran que las novas están
situadas en sistemas binarios, por lo que las explosiones observadas podrían
deberse a un intercambio de materia entre las estrellas del sistema. Se clasifican
en novas rápidas (Na), novas lentas (Nb), novas muy lentas (Nc), novas
recurrentes (Nd).
b) Variables similares a las novas (también llamadas novas tipo Ne). Son
estrellas de un tipo poco corriente que presentan erupciones similares a las de
las novas.
c) Estrellas R Coronae borealis. Estrellas supergigantes que sufren una
disminución repentina del brillo para después de un periodo más o menos
prolongado recuperar el brilló anterior.
d) Estrellas RW Aurigae. Son estrellas con una variación de luz completamente
irregular.
e) Estrellas T Tauri. Casi siempre van asociadas a nubes de materia interestelar
por lo que también se las conoce como variables nebulosas. Debe de tratarse de
estrellas muy jóvenes. El cambio de luz podría deberse a una interacción entre
la atmósfera '/estelar y la materia interestelar circundante.
f) Estrellas U Geminorum o SS Cygni. Son estrellas que presentan normalmente
pequeñas oscilaciones de brillo y de repente aumentan entre 2 y 6 magnitudes
en muy pocos días. Después descienden lentamente de brillo.
g) Estrellas Z Camelopardalis. Parecidas a las SS Cygni pero presentan
interrupciones ocasionales.
h) Estrellas UV Ceti. Enanas rojas que experimentan bruscamente explosiones de
brillo que no suelen duran más allá de unas pocas horas.
Supernovas
Un caso muy especial de variación brusca de brillo son las supernovas. No se tratan
de estrellas variables propiamente dichas sino de una gigantesca explosión.
Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede
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manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste
donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta
naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente
novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de
luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae
(novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».
Las supernovas producen destellos de luz
intensísimos que pueden durar desde varias
semanas a varios meses. Se caracterizan por un
rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un
máximo, para luego decrecer en brillo de forma
más o menos suave hasta desaparecer
completamente.
Se han propuesto varios escenarios para su
origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no
pueden desarrollar reacciones termonucleares en
su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los
electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso,
una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos
incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un
sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el
límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara
una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.
La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella
por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con
elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el
frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y
puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, después de
cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas
enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).
Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no
un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio
interestelar al cabo de millones de años.
Las supernovas pueden liberar varias veces 10 44 J de energía. Esto ha resultado en
la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.
Clasificación
La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los primeros
intentos, por parte de los astrónomos, de comprenderlas; es así como se empezó
agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que
aparecen en sus espectros.
La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el
espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I;
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de lo contrario, se la clasifica como tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la
presencia de otras líneas:
•
Tipo I. (Sin líneas de Balmer del hidrógeno)
◦ Tipo Ia. Línea Si II a 615.0 nm
◦ Tipo Ib. Línea He I a 587.6 nm
◦ Tipo Ic. Sin líneas del helio
•
Tipo II (Con líneas de Balmer del hidrógeno)
◦ Tipo II-P. Decrecimiento de la luminosidad con Meseta
◦ Tipo II-L. Decrecimiento de la luminosidad lineal
Tipo Ia
Las supernovas de tipo Ia son, por mucho, las más potentes de todas, pudiendo emitir
un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística).
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de
silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas
sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de
carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede
suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma
edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero
normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este
aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que
la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final
de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un
sistema binario esté constituido por una enana blanca y una gigante roja con sus capas
exteriores muy expandidas.
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 ésta.
El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la
capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, se trata de una nova, como ya hemos visto). 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 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 del carbono en el 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, éste
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
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puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien
el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de RayleighTaylor 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 J (1 foe). Normalmente no quedan rastros de la estrella que
originó el cataclismo, sino sólo 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 ésta 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 «honda» se tratase.
Estas 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 novas, pero en éstas 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 repetirse sucesivamente, 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, sólo 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 MSol). 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.
También puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusión de dos enanas
blancas del mismo sistema binario. Puede ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola
acretar la suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio,
pueden superar la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas
gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez acelera la
emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Puede llegar un momento en el que una de las
dos enanas (la menos masiva), se disgregue y forme un toro (forma de «dónut») alrededor
de la otra estrella. Después, el material del disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo
no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos se
produciría la quema prematura del carbono en la superficie.
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Curva de luz de una supernova de tipo Ia. Su
máximo de emisión es el mayor entre todos los
tipos de supernova. Se aprecia perfectamente la
fase de emisión del níquel diferenciada de la del
cobalto. Cuanto más rápido decrece la luz menor
es el máximo. Este hecho permite la utilización de
estos objetos como candelas estándar de precisión.
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. Éste 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.
A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en
todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna
preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que
desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobre
todo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy
masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas de formación estelar reciente
(donde se encuentran las gigantes azules), de modo que pueden acontecer en las regiones
más viejas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte
del cielo, con una distribución homogénea con probabilidad constante allí donde haya
galaxias.
Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las
supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, es que son utilizadas como medida
estándar de luminosidad en astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se
llama una candela estándar; en este caso, se pueden calibrar con una décima de magnitud.
Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cefeidas clásicas, es
que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias muy lejanas, ayudando a inferir
distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular. La razón de la similitud
de las curvas de luminosidad es aún cuestión de debate, pero parece estar relacionada, en
parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenómenos
sean casi idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmología,
permitiendo develar la expansión acelerada del universo gracias a su utilización estadística.
En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de supernova es IK Pegasi
(HR 8210), localizado a una distancia de tan sólo 150 años luz. Este sistema binario está
formado por una estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas únicamente
por 31 millones de km. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces la masa solar. Se
piensa que pasaran varios billones de años antes de que la enana blanca llegue a la masa
crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.
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Tipos Ib y Ic
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 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 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 sólo escapa el hidrógeno sino también el helio, puede quedar
expuesto el núcleo de carbono, y éste 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.
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 degenerados del
núcleo y éste 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 partículas alfa y 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 endotérmicas, por lo que no ayudan a sostener el núcleo
compacto y éste 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 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 sólo transmite momento
sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las
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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
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 sólo resulta en la producción de neutrones sino
también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo
explosivo de neutrinos 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 éstos están
ya 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.
Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino
con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A
través de un proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la energía
liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se
cree que, como se puede ver en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar
fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos
térmicos).
Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde,
ocurre un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo
suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán
frenar el colapso; si no, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una
singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y
agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos del
colapso de una supernova.
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 ésta 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 II típica es de unos 1046 J (unos
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100 foes) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía,
tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del
material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta
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, ésta 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
ésta 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 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 de tipo II pueden dividirse
en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan
una meseta en su curva de luz mientras que los
tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su
curva. La causa de esto se cree que es por
diferencias en la envoltura de las estrellas. Las
supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura
de hidrógeno que atrapa la energía liberada en
forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias
más bajas. Durante la fase de «meseta» el gas ionizado se enfría al expandirse,
recombinándose hasta volverse transparente. Este proceso compensa el decrecimiento de
luz y mantiene la luminosidad hasta que se hace neutro, momento en el cual vuelve a
decrecer. Por otro lado las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores
(probablemente se perdieron por interacción con alguna estrella vecina), convirtiendo menor
cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.
En los gráficos de luminosidad relativa se observa, además de la existencia o no de
meseta, que las supernovas de tipo II tienen un pico notablemente menos acentuado que
las SNIa.
Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas están entre alrededor de las
10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se
conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las
que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo
antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al
morir.
Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente masivas podrían producir
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hipernovas al extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenómeno dice que, tras la
transformación repentina del núcleo en agujero negro, de sus polos brotarán dos jets de
plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de
los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones
de rayos gamma.
La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse.
Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas
interiores frenando así su colapso. Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se
genera durante la neutronización del núcleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca
contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de
supernova
Supernovas destacadas
A continuación se muestra una lista de las más importantes supernovas vistas desde
la Tierra en tiempos históricos. Las fechas que se dan señalan el momento en que fueron
observadas. En realidad, las explosiones ocurrieron mucho antes, pues su luz ha tardado
cientos o miles de años en llegar hasta la Tierra.
• 185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma. Análisis de datos
tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la
supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.
• 1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq,
Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.
• 1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene
referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos
americanos.
• 1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La
supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C
58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
• 1572 – SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y Jerónimo
Muñoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella donde se usa por primera vez
el término "nova".
• 1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la
última supernova vista en la Vía Láctea.
• 1885 – S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
• 1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas
después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de
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las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las
supernovas.
• – Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima
que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de
radio.
• 2005 - SN 2005ap - Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante
jamas observada. Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que la vía láctea. Esto
la hace superar en casi dos veces a SN 2006gy.
• 2006 – SN 2006gy en el núcleo de la galaxia NGC 1260, es la segunda más grande
que se ha podido observar hasta la fecha, cinco veces más luminosa que las
supernovas observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000 millones de
veces la del Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.
Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotélico
imperante en esa época, de que el cielo era inmutable.
Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio de estos objetos
ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.
El papel de las supernovas en la evolución estelar
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, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo
suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. 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 éstos
absorben mejor los fotones.
Alex Filippenko y sus colaboradores postulan que las mayores supernovas (como la
SN 2005ap y la SN 2006gy) habrían sido producidas por estrellas muy masivas (de 100 o
más masas solares, en los casos citados 150 masas solares), y que estrellas de esas
características habrían constituido la primera generación de estrellas en el universo; al
estallar como gigantescas supernovas habrían difundido en el universo los elementos
químicos a partir de los cuales se generaron las nuevas estrellas (y astros en general).
Tales elementos químicos serían en definitiva los que constituyen a cada ente material
conocido, incluidos los seres humanos.
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Métodos sencillos para la localizador de objetos del cielo
profundo.
La mayoría de los telescopios astronómicos tienen un campo de visión muy pequeño.
Mientras que unos prismáticos corrientes nos pueden abarcar un campo de 7 u 8 grados del
cielo, el telescopio, muy probablemente, va a cubrir tan sólo alrededor de 1 grado. Trabajar
con la precisión suficiente que permita encontrar ese pequeño objeto en ese estrecho
campo que lo contiene requiere cierta técnica.
Los telescopios que utilizan los astrónomos amateurs tienen monturas que pueden ser
de dos tipos. La del tipo altacimutal es la más sencilla; permite que el telescopio se mueva
en vertical y en horizontal. La montura ecuatoriales más sofisticada; su eje principal está
inclinado de manera que es paralelo al eje de rotación de la Tierra. Cuando el telescopio se
mueve alrededor de su eje polar describe un paralelo celeste siguiendo las líneas de
declinación que figuran en las cartas estelares, lo cual va a sernos de gran ayuda a la hora
de localizar un objeto.
El método de localizador más sencillo funciona con cualquier tipo de montura: El
método de «etapas». Después de anotar la posición del objeto deseado sobre la carta, se
localiza en ella la estrella más cercana que pueda identificarse a simple vista, así como una
serie de dos o tres estrellas más que vayan siguiendo la dirección hacia el objeto que
deseamos observar. El telescopio (o todavía mejor su buscador de gran campo) se apunta
primero hacia la estrella brillante. Después se mueve, muy poco a poco, de una de aquellas
estrellas seleccionadas a la siguiente, hasta que se localiza el blanco. Si la distancia
aparente entre las estrellas seleccionadas es menor que el campo cubierto por el campo del
buscador, el método es virtualmente seguro; a medida que se va localizando cada estrella,
la siguiente también es visible cerca del límite del campo.
Una segunda técnica, para telescopios sobre montura ecuatorial, es el método del
«barrido en declinación» que requiere que el telescopio sea puesto perfectamente en
estación.
El método del barrido en declinación funciona de la siguiente manera: el observador
empieza, una vez más, localizando el objeto que desea observar en la carta. Después
busca hacia el este o hacia el oeste sobre la carta la estrella brillante más cercana, que
tenga la misma declinación que el objeto deseado. Después se enfoca el telescopio hada
esa estrella guía, se bloquea el eje de declinación, y se va girando el telescopio hacia el
este o el oeste, según se requiera, alrededor del eje polar. Al hacerlo, iremos barriendo con
el telescopio la línea de declinación en la que está situado el objeto buscado, que
localizaremos automáticamente.
Debe tenerse en cuenta que al utilizar este segundo método, y excepto en el caso de
que el objeto buscado sea relativamente brillante, el barrido debe hacerse mientras el
observador mira a través del propio telescopio, más que utilizando el buscador. Debe
cuidarse asimismo de no desplazarlo con demasiada rapidez lo cual provocaría que el
objeto pasara inadvertido por el campo de visión del instrumento.
Hay, desde luego, sistemas mucho más sofisticados para la localización de objetos
débiles en el cielo. Algunas monturas incorporan círculos graduados que facilitan la
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localización del objeto. Un sistema aún más avanzado es el que ofrecen algunos
constructores de instrumentos y que consiste en acoplarles un procesador que permite,
simplemente introduciendo los dígitos correspondientes a las coordenadas del astro en un
terminal, que el telescopio se oriente automáticamente hacia la posición del objeto buscado.
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