Supernovas - AMORC - Biblioteca Virtual

Supernovas
Por Dave Stover
Revista El Rosacruz A.M.O.R.C.
En el año 1054, Europa dormitaba todavía en la Época del Oscurantismo y la conquista
de Inglaterra por parte de los normandos se hallaba una docena de años adelante. De la
grandeza de Grecia y de Roma tan sólo quedaba un recuerdo nebuloso. Pero el 4 de julio
de ese año ocurrió un suceso extraordinario: en la constelación de Tauro (visible a simple
vista en el norte de Europa, Asia y Norte América) hizo su rutilante aparición una nueva
estrella.
Dos o tres veces más brillante que Venus, la visitante celestial dominaba el cielo antes
del amanecer. Durante varías semanas pudo ser vista aun de día. Y habrían de
transcurrir casi dos años más para que su resplandor se desvaneciera por completo en
la noche.
En China, los astrónomos de la corte del emperador registraron la presencia de la
llamada "estrella visitante". Observadores de Japón, del Medio Oriente y de Italia,
advirtieron también su aparición. Sin duda alguna, todos estarían asombrados de que
hubiese aparecido de súbito una nueva estrella, donde antes no había habido ninguna.
Sin embargo, ahora sabemos que los astrónomos de 1054 no presenciaron el
nacimiento de una nueva estrella, sino más bien la agonía de una estrella vieja (lo que
hoy en día los científicos llaman supernova).
La supernova de 1054 no ha sido la única. En 183 d. de C., y más tarde, en el año 393, los
astrónomos chinos y japoneses observaron la aparición de nuevas estrellas cuyo
resplandor rivalizaba, durante cortos períodos, con las estrellas más brillantes del
firmamento. En 1006 apareció en la profunda oscuridad del cielo austral una estrella
que, según se dijo, brillaba casi tanto como la luna llena. Otras aparecieron en los años
1181, 1572 y 1604. En una fecha más reciente, en febrero de 1987, Ian Shelton, astrónomo canadiense que trabajaba en Chile, contempló la supernova más brillante en
383 años.
Por lo general, los astrónomos aficionados que han observado esas repentinas
explosiones nocturnas, no han tenido ni la más remota idea de lo que estaban
presenciando. Pero ahora sabemos que las supernovas son explosiones tan poderosas,
que hacen que las armas de guerra más destructivas construidas por el hombre
parezcan simples petardos.
¿Qué es entonces una supernova?
Consideremos primero una pregunta que la mayoría de los niños formula tarde o
temprano: ¿Qué hace que el Sol brille? Aunque se trata de una pregunta muy simple,
tiene una respuesta de lo más compleja.
Las estrellas están compuestas en su mayor parte de hidrógeno, el gas más ligero, el
cual es comprimido por la tremenda gravedad del Sol. Cuando el aire se comprime,
digamos, al inflar la llanta de una bicicleta, éste se calienta. Sucede lo mismo dentro de
una estrella, si bien en una escala mucho mayor. En el centro del Sol la temperatura se
eleva a 20 millones de grados Fahrenheit.
A esa temperatura, los átomos de hidrógeno se dispersan y chocan estrepitosamente
entre sí a enormes velocidades. Cuando cuatro átomos de hidrógeno se colisionan
violentamente, se unen formando un átomo de helio (el segundo elemento más simple).
En el centro del Sol ocurren cada segundo cientos de millones de esas reacciones. En
ese proceso se libera un poco de energía, y esa energía es la que hace que el Sol brille.
Las estrellas consumen enormes cantidades de hidrógeno en su producción de energía.
No obstante, no debemos olvidar su enorme tamaño; nuestro propio Sol, una estrella de
tamaño mediano, es 333,000 veces más grande que la Tierra. El Sol ha estado brillando
constantemente durante 4,600,000,000 de años aproximadamente, y los científicos
calculan que continuará haciéndolo por lo menos otros tantos años más. Pero, a la
larga, el hidrógeno se agotará y lo que entonces suceda dependerá del tamaño de la
estrella.
Gigantes rojos y enanas blancas
Cuando las reservas de hidrógeno descienden, una estrella recurre al helio para usarlo
como combustible, cuyos átomos se unen violentamente formando elementos todavía
más complejos. Esto aumenta la temperatura del núcleo de la estrella; el calor adicional
hace que ésta se expanda convirtiéndose en un "gigante rojo", y la materia
incandescente de su corteza se difunde a grandes distancias en el espacio. Cuando
nuestro Sol se convierta en un gigante rojo, dentro de más o menos 5,000,000,000 de
años a partir de ahora, absorberá a los dos planetas interiores, Mercurio y Venus, y la
Tierra (en el caso de que no quede destruida) se calcinará hasta convertirse en una
materia quebradiza.
El helio no genera tanta energía como el hidrógeno, y una estrella como el Sol es
demasiado pequeña como para producir el suficiente calor para formar otros
elementos más complejos que pudiera usar como combustible. El helio se agota muy
pronto y si en el núcleo no se genera más energía que soporte el peso de las capas
externas, la estrella se contrae convirtiéndose en una "enana blanca", una estrella
pequeña no más grande que la Tierra. Si nuestro Sol se convirtiera repentinamente en
una enana blanca, ante los observadores de la Tierra aparecería como un punto
brillante, parecido a una estrella, con sólo 1/100 del tamaño que tiene ahora.
Por pequeña que sea, una enana blanca contiene casi todo el material de la estrella
original, tan increíble es su densidad. Una simple partícula de materia de una enana
blanca pesaría tanto como un camión de volteo.
Enanas blancas solitarias, muy distantes de otras estrellas, permanecen casi
inalteradas, enfriándose lentamente hasta que con el tiempo se convierten en enanas
negras (pavesas cósmicas). Sin embargo, más de la mitad de todas las estrellas son
miembros de una pareja (estrellas binarias) o de grupos aún más grandes. Imaginen
una pareja de estrellas en la cual uno de los miembros se ha contraído hasta ser una
enana blanca, en tanto que la otra ha evolucionado hasta convertirse en un gigante
rojo.
Mientras el gigante rojo se expande, la gravedad de la enana blanca dispersa un poco
de su materia, la que luego es atraída alrededor de su órbita. A medida que la materia
se va acumulando, las reacciones termonucleares la calientan y comprimen, hasta que
la estrella explota repentinamente dando como resultado lo que los astrónomos llaman
una "nova".
Una nova y una supernova no son la misma cosa. En su más alta brillantez, las novas
son cerca de 150,000 veces más brillantes que el Sol, mientras que las supernovas son
billones de veces más brillantes. Y las novas pueden sucederse una y otra vez en un
sistema estelar binario (siempre y cuando se forme suficiente materia incandescente
alrededor de la enana blanca que la haga explotar).
Entonces, ¿cómo se origina una supernova?
Dentro de las enanas blancas originadas por estrellas tan pequeñas como nuestro Sol,
la tremenda presión de su interior separa los átomos de tal manera que los electrones
(que normalmente forman la capa exterior de los átomos) circulan libremente. La
presión de ese "gas electrón" evita que la enana blanca se contraiga aún más.
Pero en las estrellas más grandes que nuestro Sol (hasta seis veces más grandes)
ocurre algo muy diferente. Debido a que por su enorme tamaño consumen su
combustible rápidamente, explotan en la ígnea brillantez conocida como una
supernova.
A fin de poder formarnos una idea de tal explosión, debemos considerar el destino de
una estrella más grande que nuestro Sol. El combustible de tal estrella se consumirá
más rápidamente, agotándose en unos cuantos millones de años, no en miles de
millones. Puesto que es mucho más grande, formará un gigante rojo más grande del
que formaría el Sol, y la temperatura de su núcleo se elevaría a 1,000,000,000 de
grados Fahrenheit.
Una vez agotado el hidrógeno de la estrella, su principal fuente de energía sería el
helio. Pero como su núcleo estaría excesivamente caliente, el proceso no se detendría
ahí. Los elementos complejos se unirían de nuevo violentamente, formando elementos
todavía más complejos: nitrógeno, oxígeno, silicón, etc. El proceso continuaría su curso,
hasta formar el hierro.
Pero el hierro es un combustible inerte; como combustible no es más efectivo que las
rocas en la hoguera de un campamento. Los átomos del hierro que se unen no liberan
energía; antes bien, la absorben. Sin combustible, cesa la producción de energía de la
estrella; y al no producirse calor para soportar el peso de las capas exteriores, éstas se
hacen pedazos.
Al consiguiente estallido interno del núcleo sigue una explosión masiva de la parte
exterior, cuyo destello se irradia hacia el espacio hasta ser posiblemente 1 ½ millones
de veces más brillante que el Sol. La capa externa de la estrella es lanzada hacia el
espacio, y el núcleo interno se comprime hasta formar una diminuta y superdensa
estrella neutrón (una estrella que quizás sea dos o tres veces más sólida que el Sol),
pero que sólo tiene diez y seis kilómetros de diámetro. Una pizca de esa materia podría
pesar tanto como un trasatlántico. Si la estrella fuese particularmente grande, su
núcleo podría comprimirse tanto que sobrepasaría la etapa de la estrella neutrón hasta
formar un “hoyo negro”, un fenómeno cuya gravedad es tan extrema que ni la luz puede
escapar de él.
La nebulosa de cáncer
Dependiendo de varios factores, los científicos han clasificado a las supernovas con
Tipos del I al V. La supernova Tipo I puede ser hasta 1 ½ billones de veces más brillante
que el Sol, mientras que las Tipo II son usualmente cerca de un millón y medio de veces
más brillantes. La "estrella nueva" de 1054 que describí al principio de este artículo,
constituyó una explosión del Tipo II. De hecho, los residuos de esta explosión han sido
descubiertos: una vasta y expansiva nube de gas.
A esos residuos se les ha dado el nombre de "Nebulosa de Cáncer", debido a que los
rastros del gas, semejantes a tentáculos, recordaron a uno de los primeros
observadores los tentáculos de un cangrejo. En el centro de la nebulosa hay una
pequeña estrella neutrón luminosa, remanente de la estrella que explotara una vez
iluminando los cielos de la Tierra.
La nueva supernova
Aproximadamente tres supernovas brotan en nuestra galaxia cada siglo, pero debido a
que las nubes de polvo cósmico ocultan de la vista la mayor parte de la galaxia, sólo un
promedio de una entre diez es visible desde la Tierra. A principios de 1987, se hizo
visible súbitamente en el Hemisferio Sur la supernova más brillante que haya sido vista
desde 1604. Llamada "Supernova 1987A", era miembro de la Gran Nube Magallánica,
un pequeño enjambre de estrellas que es satélite de nuestra galaxia. La luz proveniente
de la Supernova 1987A demoró 170,000 años para llegar a la Tierra, lo cual significa,
en términos astronómicos, que la supernova se encuentra prácticamente en nuestro
propio traspatio.
Es por eso que los astrónomos han podido estudiarla minuciosamente. Por ejemplo,
pudieron confirmar ciertas teorías acerca de las supernovas cuando un estallido de
neutrinos (partículas subatómicas de masa muy pequeña), fue detectado virtualmente
en el mismo momento en que la luz de la supernova llegó a la Tierra.
Sin embargo, los científicos se desconcertaron al ver que la Supernova 1987A no era
tan brillante como habían esperado. Originalmente pensaron que su brillantez
rivalizaría con las estrellas más refulgentes del cielo, pero su fulgor sólo alcanzó un
nivel medio. Es posible que las nubes de gas expelidas por la explosión la hayan
oscurecido, o quizás la Supernova 1987A representó un nuevo tipo de explosión estelar
más débil.
Cuando los astrónomos observen que la Supernova 1987A se comprima y desaparezca,
obtendrán una información valiosa sobre cómo se desarrollan las estrellas. Y, con el
estudio de la 1987A, esperan aprender más acerca de qué tipo de estrellas tienden a
formar las supernovas. (Dicho sea de paso, nuestro Sol es demasiado pequeño como
para poder convertirse en una supernova).
¿Por qué nos importan tanto las supernovas, esas distantes explosiones en el espacio?
Una de las razones es la curiosidad. Otra es que la materia de que fue formada la Tierra
(y nosotros mismos) puede haber sido forjada en el fuego de esos soles explosivos.
Los astrónomos opinan que el universo estuvo formado originalmente de hidrógeno y
helio, y no existía ninguno de los elementos más pesados (carbón, oxígeno, silicón,
aluminio, hierro, uranio y los demás). Sin embargo, esos elementos más pesados
forman la masa de planetas tales como la Tierra y, de hecho, los organismos vivientes
como usted y como yo. De manera que, ¿de dónde procedieron?
Los astrónomos consideran que los elementos más pesados proceden de las
supernovas. Todos los elementos hasta llegar al hierro se formaron en las gigantescas
estrellas rojas que a la larga explotaron convirtiéndose en supernovas. Y tanto en las
explosiones Tipo I como en las Tipo II, se libera tanta energía en forma tan rápida, que
aun los elementos más pesados que el hierro son creados y arrojados al espacio.
Durante billones de años, las supernovas "sembraron" la galaxia con los elementos
pesados necesarios para la creación de los planetas (y de la vida).
Es probable que nuestro propio sistema solar se haya formado de una nube de polvo y
gas que fue impregnada de esta manera con partículas sólidas. En realidad, una onda
de choque proveniente de la explosión de una supernova cercana pudo haber dado
origen a que la nube se contrajera hasta formar el sistema solar tal como lo conocemos.
Aunque una supernova es la muerte espectacular de una antigua estrella gigantesca, es
mucho más que eso. Dentro de la feroz destrucción producida por las explosiones de
pasadas supernovas, se crearon los elementos que algún día formarían al planeta
Tierra y a sus habitantes. Los átomos creados por las explosiones de enormes y
antiguos soles forman parte ahora del aire que usted respira, de la silla donde está
sentado e incluso de usted mismo. Según mencionara cierta vez el astrónomo
norteamericano Carl Sagan, al final todos somos polvo de estrellas, somos uno con el
universo en el cual vivimos.