Probablemente el acontecimiento más dramático de nuestro universo sea la explosión de una estrella supernova. La explosión de algunas de esas estrellas puede superar en brillo a una galaxia entera. Considerando que las galaxias pueden contener entre cien mil y cuatrocientos mil millones de estrellas, la cantidad de energía de la que estamos hablando puede calificarse, sin exagerar lo más mínimo, de cósmica.

No todas las supernovas son iguales. De acuerdo a su patrón de encendido y apagado, es decir, de acuerdo a la dinámica de su explosión, y de acuerdo a si en la explosión puede detectarse la firma lumínica del hidrógeno, las supernovas se clasifican en dos tipos: tipo I (no contiene hidrógeno) y tipo II (sí lo contiene). Además, dentro de estos tipos, existen también subtipos.

En muchos de los casos, los astrofísicos comprenden hoy bastante bien cómo y por qué se generan estas extraordinarias explosiones, que lanzan al espacio la mayoría de la masa de la estrella a velocidades de hasta 30.000 km por segundo, es decir, nada menos que la décima parte de la velocidad de la luz. A grandes rasgos, la mayoría de las explosiones supernova son causadas por estrellas con una masa varias veces superior al Sol. Estas estrellas, como todas, mantienen una reacción de fusión nuclear en su centro, principalmente de hidrógeno en helio y luego de helio en carbono y oxígeno. Esta reacción termonuclear genera una energía expansiva que se opone a la atracción gravitatoria de la enorme masa de la estrella y le impide colapsar hacia el centro. En algún momento de la vida de la estrella, sin embargo, el combustible nuclear se agota, la estrella no puede generar suficiente energía para oponerse a la gravedad, y colapsa hacia su centro a gran velocidad. Tras este colapso, se produce un efecto rebote que, junto con otros fenómenos de fusión y fisión nuclear generados gracias al colapso, conducen a la enorme explosión de la supernova.

MASA CRÍTICA

Las estrellas con una masa de hasta 1,38 veces la masa del Sol no se convierten en supernovas. Estas estrellas envejecen hasta convertirse en enanas blancas. La razón de este comportamiento es que, a medida que su hidrógeno se va convirtiendo en helio por fusión nuclear, el núcleo de la estrella se va enriqueciendo en este elemento, y el hidrógeno, menos denso, queda limitado a una capa que rodea al núcleo de helio, en la cual sigue realizándose la fusión nuclear. La masa de la estrella presiona al núcleo por gravedad, por lo que su tamaño disminuye de manera muy sustancial: la estrella se convierte en una enana. Sin embargo, la masa de este tipo de estrellas no es suficiente para “encender” la fusión del helio en carbono y oxígeno, y tampoco para hacer colapsar a la estrella, por lo que la capa externa de fusión nuclear es todo lo que queda. Esta capa emite luz intensa de color blanco que junto al pequeño tamaño que ha adquirido la estrella, le otorga su nombre.

Las enanas blancas seguirán en este estado hasta que consuman todo su hidrógeno. No obstante, si por alguna razón una enana blanca pudiera adquirir materia del exterior, por atracción gravitatoria, el incremento de masa podría conseguir que su centro alcanzara la presión suficiente como para “encender” de nuevo la fusión nuclear del helio.

Los astrónomos creen que esta posibilidad puede convertirse en realidad en el caso de sistemas binarios de estrellas, en los que dos estrellas dan vueltas la una a la otra y en los que en momentos determinados de la evolución de la vida de ambas estrellas, la que se convierte primero en enana blanca puede robarle materia a su compañera. Si la materia robada incrementa la masa de la enana blanca por encima de la masa crítica de 1,38 masas solares, la fusión nuclear podría recomenzar, lo cual sucedería muy rápidamente en toda la estrella y causaría una enorme explosión supernova.

COLISIONES ESTELARES

Sin embargo, el escenario anterior no es el único posible. Otra posibilidad, aunque considerada hasta la fecha mucho menos probable que la anterior, es que dos enanas blancas colisionen. La colisión generaría momentáneamente una estrella que ya no sería enana, poseería una masa superior a 1,38 masas solares y causaría una gran explosión supernova.

¿Cómo podríamos determinar cuál de las dos posibilidades sucede en realidad? Evidentemente sería necesario observar con detalle numerosas supernovas de este tipo con potentes telescopios, y es lo que está siendo conseguido gracias al telescopio Kepler, dedicado al descubrimiento de planetas extrasolares, pero que no por ello ha dejado de captar la formación de supernovas con extraordinaria definición.
Los datos captados por Kepler analizados hasta la fecha parecen ser más compatibles con hipótesis de que es la colisión de dos enanas blancas la causante de la formación de este tipo de supernovas. Estas observaciones, no obstante, deberían ser corroboradas por otros telescopios.

La misión Kepler llegó a un inesperado fin en mayo de 2013 debido a fallos mecánicos que impiden al telescopio apuntar con la precisión necesaria para observar planetas alrededor de otras estrellas. Sin embargo, estos fallos no impiden la observación de supernovas, que no necesitan de tan elevada precisión debido a su elevada intensidad. Se está estudiando qué hacer para reutilizar el telescopio en la búsqueda de este tipo de supernovas, lo que, además de contribuir al avance de la astronomía, puede ser considerado el mejor ejemplo de reciclaje a escala universal realizado por la Humanidad.

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