Supernova (Tipos 1 y 2) Significado, y Diferencia

Significado: ¿A qué responde una Supernova?

Acontecimiento violento que marca el fin de una estrella de gran masa, de al menos cinco veces mayor que el Sol, o también el de una estrella menor, del tipo enana blanca, cuando esta forma parte de un sistema estelar binario. La explosión produce una luz intensa en un lugar del cielo donde antes no había nada, de allí el el nombre de “nova” o estrella nueva. El intenso resplandor puede durar días o incluso meses. Los astrónomos han establecido dos tipos de supernovas, 1 y 2, cuyo criterio de diferencia es muy simple: las de tipo 1 no muestran líneas de hidrógeno en sus espectros luminosos, y las del tipo 2 sí. Así mismo, para cada grupo existen sub-divisiones especiales surgidas mediante a partir de los avances al respecto del saber de estos acontecimientos, como la 1a analizada en detalle en este artículo, la cual se desprende de la categoría 1, como también las 1b y 1C, mientras que para las Supernovas 2, se reconocen los estados particulares II-P y II-L.

Astrónomos en varios lugares Asia registraron la aparición súbita de una brillante estrella durante el verano de 1054, justo después del ocaso, en un lugar donde antes no habían observado estrellas de gran brillo. Los astrónomos chinos la llamaron “estrella invitada” y cuentan que su brillo se prolongó durante unos dieciocho meses hasta desaparecer paulatinamente. Curiosamente no se ha encontrado registros del hecho en Europa.

Se cree que la nebulosa del Cangrejo, en la constelación de Tauro, son los restos de esta supernova, situada a 6500 años luz de distancia, nombrada así por los filamentos de luz que se pueden ver en su interior con ayuda del telescopio, aunque la nebulosa en sí, que fue catalogada por Charles Messier en 1756, puede verse con unos simples prismáticos.

Además de la luz, la explosión envía radiación electromagnética de todo tipo, partículas como neutrinos y arroja ingentes cantidades de materia al espacio. En esta materia hay elementos pesados creados en la estrella y durante las condiciones extremas de la explosión, los mismos que con el tiempo servirán para crear nuevas estrellas y sistemas planetarios dotándolos con estos elementos.

¿Cuál es la frecuencia en las que se observan?

Los eventos de supernova no son frecuentes, los astrónomos estiman que aún en una galaxia del tamaño de la Vía Láctea se producen apenas unas dos supernovas por siglo. Desde luego, las supernovas se han observado en diversas galaxias, aparte de la Vía Láctea, como la supernova SN 1987A de 1987 en la vecina galaxia irregular de la Gran Nube de Magallanes. En esas ocasiones el brillo de la supernova es equiparable al de la propia galaxia.

La razón de que no ocurran con frecuencia es, como se dijo antes, que usualmente se requiere de estrellas con masas mayores a la del Sol, mientras que la mayoría de las estrellas conocidas tienen masas comparables o menores a la masa solar, cuya evolución es diferente.

Curiosamente, los astrónomos Tycho Brahe y su asistente Johannes Kepler tuvieron la buena fortuna de encontrarse con dos supernovas distintas a simple vista. El primero observó con asombro una nueva estrella en 1572: SN 1572 en la constelación de Cassiopea, cuyo brillo superó al de Venus durante cerca de 18 meses, y el segundo logró ver a la supernova SN 1604 en 1604. Los científicos creen que esta última es un tipo diferente de supernova, llamado Ia y que consiste en la explosión de dos estrellas.

Diferencia en la Supernova tipo 2

El factor determinante para que una estrella llegue a convertirse en supernova es su masa, mayor que la del Sol al menos cinco veces. Por lo tanto este no es el final que le espera al astro rey, pero tampoco a la mayoría de la estrellas.

Una estrella entra en funciones, por así decirlo, cuando el reactor nuclear de su centro comienza a fusionar hidrógeno para producir helio. Esta reacción produce una presión hidrostática que tiende a expandir la extrella, en contraposición a a la gravedad, que tiende a comprimirla. Entre ambas fuerzas se establece un equilibrio que mantiene a la estrella funcionando normalmente.

En algún momento la provisión de hidrógeno de una estrella de gran masa se agota y entonces comienza a fusionar helio, pero a la vez sufre importantes cambios estructurales para continuar manteniendo el equilibrio, el cual se torna más precario, a medida que la estrella fusiona elementos más pesados para seguir manteniéndose.

Usualmente la extrella va adquiriendo una estructura de capas de cebolla en expansión, volviéndose una gigante durante el proceso. Los elementos más pesados van quedando en las capas internas y los más livianos en las externas.

No obstante, llega un momento en que la estrella agota finalmente su combustible y comienza a enfriarse. Esto sucede cuando el núcleo de la estrella se vuelve de hierro, ya que fusionar este elemento no genera calor, lo consume.

Perdido el equilibrio entre la presión hidrostática generada por la fusión nuclear, la gravedad consigue imponerse colapsando a la estrella y causando un derrumbe colosal de sus capas sobre sí misma. Se produce entonces la explosión de supernova, que libera, en apenas segundos, mucha más energía que la emitida por la estrella en toda su vida.

La explosión envía material por el espacio a una velocidad increíble, dejando tras de sí una nebulosa como la del Cangrejo, con un objeto de altísima densidad en su interior, una estrella de neutrones, o incluso, si era una estrella de gran masa, pudiera dejar tras de sí un agujero negro.

Propiedades de la Supernova tipo 1a

Las supernovas de tipo Ia son diferentes, ya que se originan de un sistema binario compuesto por un par de enanas blancas o una enana blanca y una estrella de otro tipo. Este tipo de asociaciones estelares son muy comunes, más bien es raro que las estrellas sean astros solitarios. Un ejemplo de estrella binaria es Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, que en realidad son Sirio A y su compañera enana Sirio B.

Las enanas blancas son los remanentes de estrellas de pequeño a mediano porte como nuestro Sol, cuyo núcleo ha evolucionado hasta ser de carbono, pero que ya no fusiona más combustible y se está enfriando lentamente.

Resulta que es posible que la enana blanca tome masa de su compañera y cuando haya adquirido una cierta masa crítica (límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares), su temperatura aumente lo suficiente como para que el núcleo haga ignición nuevamente, aunque de manera inestable, con reacciones de tipo termonuclear.

Esta segunda vida de la estrella enana es efímera, ya que el proceso difícilmente es controlable debido a la síntesis de elementos pesados, produciendo una explosión de supernova extremadamente luminosa, que puede durar alrededor de tres semanas, para ir luego desvaneciéndose paulatinamente hasta desaparecer en algo así como un año.

Cuando una supernova Ia ocurre en otra galaxia, su gran luminosidad, comparable a la galaxia misma, es una excelente ayuda para que los astrónomos puedan determinar la distancia a la que se encuentra.

Las supernovas son responsables de la génesis de los elementos pesados que forman parte de sistemas planetarios como el de la Tierra y hasta los que están en nuestros propios cuerpos. Estos elementos, algunos muy valorados como el oro, el platino y más, provienen de multitud de supernovas que los crearon mucho eones atrás, antes de que el Sistema Solar existiera.

Por eso y la increíble energía que se despliega en cada explosión, más el espectáculo luminoso que representa su súbita y breve aparición, las supernovas son eventos tan magníficos y fascinantes.