Las estrellas evolucionan de manera distinta dependiendo de su masa. La cantidad de masa de una estrella va a determinar la presión y la temperatura que se alcance en su interior, siendo esta temperatura determinante para que se puedan producir determinadas reacciones nucleares.

Estrellas de baja masa como el Sol generan energía a partir de reacciones de fusión del hidrógeno de su núcleo, que acaba convirtiéndose en helio. Una vez transcurridos miles de millones de años, el hidrógeno se agota y la estrella se contrae, aumentando la temperatura de su núcleo y propiciando que se puedan producir reacciones nucleares de fusión del helio que se ha ido generando en su interior. En estas últimas reacciones nucleares de fusión se produce carbono.

Una vez que se agota el helio la estrella se vuelve a contraer, aumentando de nuevo la temperatura en su interior; pero esta vez la temperatura alcanzada no es suficiente para producir la fusión del carbono. Las reacciones nucleares de fusión habrán finalizado, y lentamente la estrella se irá enfriando e irá expulsando toda su envoltura gaseosa, convirtiéndose en una enana blanca. Todo el material expulsado formará una bonita nebulosa planetaria, con la estrella convertida en enana blanca en su centro.

 

 

Sin embargo, en las estrellas masivas, la presión y la temperatura es propicia para que se produzca la fusión de los distintos elementos que se van formando. No obstante, cuando se llega al hierro, las reacciones nucleares de fusión de este elemento no son rentables desde el punto de vista energético. Entonces el equilibrio existente en la estrella se rompe, y se produce el colapso gravitatorio del núcleo, provocando una explosión de supernova y llegándose a generar, dependiendo de la masa de la estrella, una estrella de neutrones o un agujero negro. A este tipo de supernovas se las denomina supernovas de colapso gravitatorio.

Una de las supernovas más famosas de las que se tiene constancia, es la que fue presenciada en el año 1054. Su excepcional brillo, hizo que esta supernova pudiera ser observada durante casi dos años, y que incluso fuera vista a plena luz del día durante unas tres semanas. Hoy día podemos observar el remanente de la explosión de esta supernova en la constelación de Tauro. Debido a su forma se la denomina Nebulosa del Cangrejo, figurando en el primer lugar del catálogo de Messier bajo la denominación M1. En su interior se encuentra el púlsar del Cangrejo, es decir la estrella de neutrones en rotación originada a partir de los restos de la estrella que explotó.

 

 

Pero no solo las estrellas masivas pueden producir una explosión de supernova. Existe otro tipo de supernovas denominadas termonucleares o de tipo Ia (1) que se producen cuando en un sistema binario una estrella enana blanca atrae hacia sí materia de su acompañante estelar, aumentando su masa hasta acercarse a la masa crítica de Chandrasekhar (2) y elevando la temperatura de su núcleo. En este caso la explosión no se produce por colapso gravitatorio, sino por la ignición del carbono de su núcleo. Esto es debido a que las condiciones de la enana blanca hacen que mediante estas reacciones nucleares se genere energía, pero sin que haya expansión del material, generando cada vez una mayor temperatura y provocando finalmente la explosión. En la enana blanca son los electrones degenerados los responsables de la presión que compensa a la gravedad, pero esta presión no depende de la temperatura, por lo que finalmente se produce la explosión.

 

 

Una supernova puede brillar como una galaxia entera y ser visible desde la Tierra durante semanas. La particularidad que ofrecen las supernovas termonucleares con respecto a las de colapso gravitatorio, es que podemos conocer su luminosidad intrínseca. Conociendo este dato y comparándolo con el brillo aparente que presenta la supernova vista desde la Tierra, los astrónomos pueden calcular las distancias a las que se encuentran este tipo de supernovas. Es por ello por lo que las supernovas Ia constituyen auténticos faros cósmicos del Universo (3).

A finales de la década de los 90, utilizando las supernovas Ia como indicadores de distancia, dos equipos especializados en el estudio de supernovas (4) y de manera totalmente independiente, trabajaron en un proyecto para medir la masa del universo a partir de determinar cuánto se frena su expansión. Los resultados obtenidos por ambos equipos fueron sorprendentes, y concluyeron que la expansión del universo no se está frenando, sino que por el contrario se está acelerando. La responsable de esta aceleración es la denominada energía oscura, una enigmática forma de energía que estaría presente en todo el espacio.

(1) Atendiendo a la clasificación de las supernovas: termonucleares (SNIa) y de colapso gravitatorio (SNIb, SNIc, SNII P y SNII L).

(2) Para una enana blanca compuesta de carbono y oxígeno es de unas 1,4 veces la masa del Sol.

(3) A las cefeidas también se las considera faros cósmicos, pero debido a la gran luminosidad de las supernovas, estas últimas pueden ser vistas incluso a miles de millones de años luz, lo cual las convierte en poderosas herramientas para explorar el universo a gran escala y conocer su dinámica.

(4) Los dos equipos de investigadores son el High-redshift Supernova Reach Team, liderado por el astrofísico estadounidense Brian Schmidt y el Supernova Cosmology Project liderado por el también astrofísico estadounidense y colega Saul Perlmutter. Ambos recibirían en 2011 el premio Nobel en Física por este descubrimiento.

Bibliografía:

Las supernovas, el brillante final de una estrella. Editorial: RBA 2016. Autora: Inmaculada Domínguez Aguilera.

Para saber más:

El brillo de las supernovas de tipo IA. Naukas.