El Universo es un lugar asombroso, por lo que no es de extrañar que existan dos formas de crear una supernova. Los dos tipos se identificaron a principios del siglo XX, cuando los astrónomos observaron algo muy peculiar: las explosiones de supernova o bien muestran mucho hidrógeno en sus espectros o bien no muestran nada. Esta segunda observación es bastante peculiar. En una explosión estelar cabría esperar mucho hidrógeno, porque las estrellas tienen mucho hidrógeno. Las supernovas de las que acabamos de hablar expulsan grandes cantidades de hidrógeno. Los astrónomos de la época no sabían muy bien qué hacer con ello, así que decidieron crear algunas etiquetas: llamaron imaginativamente Tipo I a las explosiones sin hidrógeno, y Tipo II a las (más normales) con hidrógeno.
Acabamos de ver cómo se producen las supernovas de tipo II. Ahora vamos a hablar del Tipo I.
Nuestro Sol es una sola estrella. Nuestro debate sobre la evolución estelar se ha desarrollado bajo el supuesto tácito de que todas las estrellas están aisladas de forma similar. Esto es cierto para muchas estrellas - pero. Cuando nacen las estrellas, sólo se puede obtener una única estrella si la nube de gas colapsa simétricamente. Si la nube se colapsa de forma irregular o alargada, normalmente se obtiene un sistema estelar múltiple. La forma más común de los sistemas múltiples es el sistema binario o doble, en el que las estrellas giran una alrededor de la otra como los pesos de una mancuerna. Sin embargo, no son infrecuentes los sistemas múltiples de tres, cuatro o incluso seis estrellas. En la vecindad del Sol, de las 148 estrellas conocidas que se encuentran en un radio de 22,7 años luz (sin contar las enanas marrones), 73 son estrellas individuales, 23 son estrellas dobles, 8 son estrellas triples y una es una estrella quíntuple, lo que da un total de 75 estrellas en sistemas múltiples. En otras palabras, las estrellas que orbitan alrededor de otras estrellas no son raras. De hecho, ¡hay más que estrellas individuales!
Un contacto binario
¿Qué tiene esto que ver con la evolución estelar? Para la mayoría de los sistemas múltiples, nada. Las distancias entre estrellas dobles pueden variar enormemente, desde estrellas tan alejadas que la distancia debe medirse en semanas-luz (pueden tardar millones de años en completar una órbita) hasta estrellas tan cercanas que sus atmósferas se superponen. (Estas últimas se denominan binarias de contacto, por razones obvias.) Pero normalmente, las estrellas dobles están separadas entre sí, algo así como la distancia entre el Sol y los planetas exteriores. Esto corresponde a una distancia de unas 20 UA. (Una UA, o Unidad Astronómica, es la distancia de la Tierra al Sol, o 93 millones de millas.) A tales distancias, cada estrella puede seguir su evolución normal como si la otra no estuviera allí, y así actúan como si fueran individuales. Todos los sistemas estelares múltiples situados a menos de 40 años luz de la Tierra entran en esta categoría.
Pero de vez en cuando se encuentran estrellas dobles separadas por sólo unas décimas de UA. Como se ha explicado en la página anterior, cuando las estrellas alcanzan su fase de gigante roja, se convierten en gigantes hinchados del tamaño aproximado de la órbita de la Tierra, que es una UA. Esto significa que se pueden obtener estrellas más grandes que el sistema binario en el que se encuentran, y el resultado es... complicado. Se han escrito bibliotecas enteras de libros muy gruesos sobre el tema, con márgenes estrechos y letra pequeña, y todavía no entendemos del todo bien las binarias cercanas. En lugar de un montón de detalles abrumadores, permítanme esbozar un par de escenarios "representativos" que captan el sabor de lo que puede suceder.
Supongamos que creamos un sistema estelar doble formado por nuestro Sol y otra estrella más grande a la que llamaré "Jumbo". Daremos a Jumbo una masa de 3,2 solares. Una estrella de la secuencia principal con esta masa tendrá una temperatura superficial de unos 4.000 K° más que el Sol, un radio unas 3,3 veces mayor y una luminosidad unas cien veces superior. Pondremos las dos estrellas en órbita una alrededor de la otra a una distancia de 0,1 UA, o 9,3 millones de millas, que es aproximadamente una cuarta parte de la distancia entre el Sol y el planeta Mercurio. No se trata en absoluto de la mayor cercanía posible entre estrellas, pero es suficiente para nuestros propósitos. Naturalmente, dado que se formaron a partir de la misma nebulosa, ambas estrellas tienen exactamente la misma edad y la misma composición química.
Al principio, las dos estrellas se comportan como si estuvieran solas. Si se hiciera una maqueta en la que el Sol estuviera representado por una bola de cuatro pulgadas, Jumbo sería una bola de 13 pulgadas situada a un metro y medio de distancia. Esta distancia es suficiente para que sus estructuras puedan determinarse enteramente a partir de los dictados del equilibrio hidrostático ordinario. Excepto por su movimiento en el espacio, las dos estrellas no tienen ningún efecto significativo entre sí. Orbitan rápidamente con un período de sólo cinco días y medio.
Al cabo de trescientos millones de años, sin embargo, la feliz coexistencia termina. La luminosidad mucho mayor de Jumbo significa que su núcleo central ya está quemado, a pesar de que la vida del Sol apenas ha comenzado. Jumbo empieza a abandonar la secuencia principal y a ascender por la escalera de las gigantes rojas. Pero, a diferencia de las estrellas individuales, Jumbo no puede limitarse a crear una hermosa nebulosa planetaria y retirarse a la oscuridad. A medida que su hinchada atmósfera se expande hacia el exterior, debe alcanzar la órbita del Sol, y entonces el Sol comienza a atraerla.
Los siguientes cientos de millones de años son tremendamente complicados. Al principio, el Sol devora todo el gas que le llega, pero finalmente, la velocidad a la que se expande la atmósfera de Jumbo supera a la del Sol, y ambas estrellas quedan envueltas en una única nube en forma de rombo. En esta configuración, parte de la atmósfera de Jumbo se desprende, se arremolina y acaba siendo expulsada al espacio profundo. Las posibles complicaciones que pueden surgir en un sistema binario de este tipo incluyen oscilaciones u ondulaciones en la nube de gas, calentamiento desigual de la nube debido al polvo, perturbaciones debidas a tormentas solares en las estrellas, y un largo etcétera. El caos y la confusión continúan hasta que Jumbo sufre el destello de helio, momento en el que su atmósfera se colapsa abruptamente, y entonces se detiene la transferencia de masa. Hasta que Jumbo vuelve a expandirse en su siguiente fase de gigante roja, cuando todo esto se repite. Más o menos.
Una estrella doble vista desde un planeta imaginario
No comprendemos especialmente bien este proceso. Sin embargo, las observaciones indican que en un sistema de este tipo, el Sol probablemente acabará absorbiendo alrededor de dos tercios de la atmósfera de hidrógeno/helio que le llega. El cambio de impulso provocado por esta transferencia primero empuja a las dos estrellas a acercarse, pero cuando el Sol alcanza la misma masa que Jumbo, invierte la dirección y actúa para separarlas. Mientras tanto, el gas que sale del sistema reduce la atracción gravitatoria entre las dos estrellas, lo que tiende a alejarlas en espiral. Para contrarrestar este efecto, los campos magnéticos de las dos estrellas interactúan con la nube de gas caliente como paletas que giran en el agua, lo que actúa como un freno para ralentizar su rotación e inducirlas a acercarse en espiral. Por muy turbios que sean los detalles, no hay duda de que, en muchos casos, las estrellas acaban mucho más cerca al final de la transferencia de masa de lo que estaban al principio. Dado que éste es exactamente el escenario que nos interesa, es el que examinaremos.
Cuando el polvo se ha asentado (o quizás debería decir, cuando el gas se ha disipado), Jumbo se ha convertido en una enana blanca de unas 0,7 masas solares. El Sol ha aumentado hasta 1,5 veces su masa original, por lo que se ha desplazado a lo largo de la secuencia principal hacia una clase estelar completamente diferente. La temperatura de su superficie es ahora 1.000 °K más caliente que antes, y ahora arde con una luminosidad cuatro veces superior a la anterior. Un modelo a escala de este nuevo sistema utilizaría una bola de cinco pulgadas para representar al Sol, una mota más pequeña que un punto de esta página para representar al ahora mal llamado "Jumbo", y estarían separados por unos treinta centímetros. El Sol y Jumbo giran ahora uno alrededor del otro en sólo dos días.
Durante los próximos dos mil millones de años, más o menos, volverán a instalarse en la tranquilidad doméstica y se limitarán a orbitar. Como su período orbital es tan corto, tienen tiempo de completar unos 360.000 millones de ciclos (frente a los míseros 4.400 millones de ciclos que la Tierra ha completado hasta ahora alrededor del Sol), por lo que es bastante provinciano decir que estos sistemas estelares dobles son inestables o efímeros. Sin embargo, el reloj no se detiene.
Dos mil millones de años es más o menos lo que dispone una estrella de masa solar 1,5 antes de agotar el hidrógeno de su núcleo y empezar a evolucionar hacia una gigante roja. Esto es exactamente lo que hace el "Sol" de nuestro sistema binario. A medida que el Sol se expande y su atmósfera exterior alcanza a la enana blanca, la intensa gravedad de la enana comienza a atraer el gas como una aspiradora. Para regocijo de los astrónomos de todo el mundo, hay tantos caminos que un sistema doble puede tomar en este punto que probablemente podríamos mantener a todo el mundo en el negocio de la astrología empleado durante los próximos veinte años simplemente resolviendo los detalles. Factores muy sutiles, como su separación exacta, las masas precisas de las dos estrellas, la excentricidad de su órbita, sus velocidades de rotación e incluso la intensidad de sus campos magnéticos, pueden provocar cambios drásticos en la forma en que interactúan las estrellas.
Permítanme esbozar un par de las posibilidades más extremas (y, por tanto, más fáciles de entender). Si la enana blanca se encuentra justo en el borde exterior de la atmósfera de la gigante roja, entonces puede desarrollar un disco de acreción en espiral en el que el hidrógeno desciende lentamente en espiral y "aterriza suavemente" en la superficie de la enana blanca, algo que recuerda mucho al agua que se arremolina por un desagüe, aunque la física es muy diferente. La inmensa gravedad de la superficie de la enana comprime el hidrógeno hasta formar un "océano" ultradenso de unos pocos metros de profundidad, pero con un peso de 50 toneladas por litro. El océano cubre suavemente toda la estrella.
El flujo hacia este océano puede durar desde unos pocos miles de años hasta varios cientos de miles, dependiendo de la velocidad a la que la enana blanca extraiga gas de la atmósfera de la gigante roja. Pero hay un problema: el hidrógeno no es estable cuando se comprime a densidades de enana blanca. Dediqué un párrafo entero en una página anterior a explicar lo difícil que es lograr la fusión del hidrógeno, pero eso es en circunstancias normales. La superficie de una enana blanca no es un lugar especialmente normal. De hecho, la fusión de hidrógeno es bastante fácil de lograr para una enana blanca. Cuando el "océano" de hidrógeno electrón-degenerado de la enana alcanza una profundidad de unos 200 metros, la presión en el fondo se vuelve tan alta que inevitablemente, en algún lugar de la estrella del tamaño de un planeta, comenzará espontáneamente la fusión de hidrógeno.
Al igual que el núcleo de una estrella que experimenta un destello de helio, el hidrógeno electrón-degenerado de la enana blanca no puede expandirse y enfriarse. Así, el calor atrapado en el hidrógeno en fusión sólo sirve para acelerar aún más la reacción, y antes de que se pueda decir "flash de hidrógeno", una tormenta de fuego nuclear envuelve a toda la estrella. Como un planeta con un océano de gasolina, la enana blanca arde instantáneamente en llamas (de fusión nuclear). Durante semanas, el infierno nuclear arde y la enana alcanza una luminosidad 100.000 veces superior a la del Sol. Estos fenómenos se denominan novas, del latín "nuevo", porque, vistos desde la Tierra, parecen estrellas nuevas que han aparecido de repente. (De las novas procede el nombre de sus primas aún mayores, las supernovas). Las novas son sorprendentemente comunes porque, a diferencia de las supernovas, el camión de reparto que las trae no explota al final del trayecto. Una vez que la tormenta de fuego ha seguido su curso, la enana blanca prácticamente no se ve afectada, y la única señal que queda de la nova es una pequeña capa de gas caliente que se expande. El gas son las "cenizas" del océano de hidrógeno, finalmente calentado hasta el punto de poder escapar. Pero la gigante roja sigue ahí fuera, y su atmósfera sigue arremolinándose sobre la enana, de modo que todo el proceso comienza de nuevo. Dependiendo de los parámetros exactos del sistema, las dobles gigante roja / enana blanca pueden explotar miles de veces de este modo a lo largo de varios millones de años.
En el extremo opuesto, si el flujo de gas entre las estrellas es muy elevado, el hidrógeno se comporta más como el combustible de un soplete de soldar que como el agua de un océano tranquilo. El factor clave es el siguiente: la razón por la que el gas que fluye hacia la enana blanca forma un disco de acreción en primer lugar, como se ilustra más arriba, es porque tiene una velocidad diferente a la de la enana. Esencialmente, el gas está intentando entrar en órbita alrededor de la enana. Uno de los mayores quebraderos de cabeza que tienen los astrofísicos teóricos con los discos de acreción es que las cosas que se mueven en círculo tienen mucho momento, y no se puede bajar nada de su órbita a menos que se reduzca su momento. (Isaac Newton insiste mucho en esto: no se permite que el momento desaparezca sin más). A diferencia del transbordador espacial, los discos de acreción no vienen equipados con retrocohetes, por lo que hay que recurrir a otros mecanismos para disipar el momento de rotación y hacer descender el hidrógeno. El más habitual es la fricción. La idea es que el gas del disco se mueve a velocidades diferentes según la distancia a la que se encuentre de la enana, y la fricción entre los flujos puede ralentizar el gas para que descienda.
Pero estos mecanismos tardan en funcionar. Si el flujo de gas entrante es demasiado elevado, se llega muy rápidamente a la versión galáctica de un desagüe atascado. A medida que el gas se amontona en el disco de acreción más rápido de lo que puede escapar, el disco se hace cada vez más grueso, más masivo y más caliente. Mucho más caliente. La feroz gravedad de la enana blanca crea un disco violentamente turbulento con flujos de gas a más de 1000 millas/segundo. La fricción, verdaderamente galáctica, hace que el disco brille a 15.000 K° y chisporrotee con puntos aún más calientes, que pueden alcanzar los 70.000 K°. Los gases en ebullición emiten abundantes ráfagas de rayos X y radiación ultravioleta intensa, lo que proporciona una materia prima casi ilimitada para tesis doctorales en astrofísica.
Mientras tanto, en la parte inferior de la enana blanca, una llovizna supersónica y sobrecalentada cae desde la inimaginable tormenta eléctrica que hay sobre ella. Las gotas de hidrógeno al rojo vivo descienden a una velocidad cinco mil veces superior a la de una bala de fusil bajo la tremenda gravedad de la enana. El hidrógeno caliente se inflama prácticamente al contacto, creando un anillo de fuego nuclear alrededor del ecuador de la enana blanca. Los sistemas de enanas blancas y discos de acreción como éste pueden "pulsar" y apagarse, o pueden chisporrotear y toser de forma errática, o incluso pueden alcanzar el equilibrio y brillar de forma bastante estable (todo es posible). La luminosidad media de estas enanas tiende a ser bastante alta, unas 100 veces la solar, por lo que a veces son más brillantes que las estrellas gigantes rojas que las alimentan.
Pero, por desgracia, como el hidrógeno se quema constantemente a medida que llega, no puede acumularse en un océano de electrones degenerados y explotar, arrojando sus "cenizas" de helio al espacio, como hace una nova. Si todos los parámetros físicos son correctos, y si el flujo de gas procedente de la gigante roja continúa, la enana blanca se irá recubriendo de un manto de helio cada vez más pesado.
Volviendo por un momento a nuestro sistema modelo, recordemos que Jumbo es ahora una enana blanca de 0,7 masas solares, y el Sol es una estrella de 1,5 masas solares que intenta convertirse en una gigante roja. O, dicho de otro modo, el Sol es una estrella que intenta desprenderse de suficiente gas para unirse a Jumbo como enana blanca, porque ése es el fin natural de una gigante roja. Como estrella única, la evolución del Sol le llevaría a emitir una nebulosa planetaria con una masa aproximada de 1,5 - 0,6 = 0,9 masas solares. Pero como estrella doble, el gas que habría formado la nebulosa está siendo devorado por Jumbo.
La eficiencia de la transferencia de gas en las estrellas binarias enanas blancas/estrellas normales es casi del 100%. Si sumamos las 0,9 masas solares de gas que el Sol intenta liberar a la masa de Jumbo de 0,7 solares, tenemos - 1,6 masas solares. Lo cual es demasiado.
Jumbo, ya peligrosamente comprimido hasta el tamaño de Marte, no puede absorber todo el hidrógeno que se arremolina en el Sol. Al final deberá alcanzar el límite crítico de 1,4 masas solares predicho por Chandrasekhar en 1931. Tras cientos de miles de años de acumulación de masa, debe llegar el día en que, en menos tiempo del que tarda una vela en parpadear, Jumbo colapse de forma definitiva y catastrófica.
Y entonces se detiene. A diferencia del centro de una supergigante roja, Jumbo no está formada por 1,4 masas solares de hierro. Jumbo está formado casi en su totalidad por helio, carbono y oxígeno, todos los cuales (a diferencia del hierro) están perfectamente dispuestos a liberar energía de fusión. La tremenda presión del colapso de Chandrasekhar enciende instantáneamente toda la estrella como si se tratara de la bomba termonuclear más pesada de la galaxia, que, de hecho, lo es. Durante una fracción de segundo, el asunto pende de un hilo mientras la gravedad trata de aplastar a Jumbo hasta convertirla en una estrella de neutrones, y una furia de fusión nuclear trata de vaporizar a Jumbo hasta convertirla en gas incandescente.
Y el ganador es... ¡la fusión nuclear! En una sola explosión apocalíptica, Jumbo queda completamente destrozada y deja de existir. Toda la masa de la estrella se convierte en una nube radiactiva tan caliente que brilla literalmente con la luz de 100.000 millones de estrellas. Todo el gas es lanzado al espacio a decenas de miles de metros por segundo. Aproximadamente la mitad es ahora hierro, porque ésa es la fracción de la estrella que pudo fusionarse hasta el fondo del "pozo nuclear" en los pocos segundos de la explosión. (Las supernovas de tipo I explican por qué hay tanto hierro en la Tierra, en comparación con otros metales. Las supernovas de tipo II, por el contrario, trituran la mayor parte de su hierro en estrellas de neutrones y no lo comparten con el resto de la galaxia).
Es notable que algo con menos de la mitad del diámetro de la Tierra pueda producir semejante explosión. También es sorprendente que las supernovas de tipo I y de tipo II sean casi igual de luminosas y creen espectáculos de luz deslumbrantes que duran casi lo mismo, razón por la que los astrónomos de principios de siglo las confundían con tanta facilidad. La coincidencia es aún más sorprendente si se tiene en cuenta que las supernovas de tipo II son, de hecho, ¡unas 100 veces más potentes que las de tipo I! Pero como aproximadamente el 99% de la energía de una supernova de tipo II se emite en forma de neutrinos invisibles, que se alejan de la estrella y corren hacia el espacio para no volver a ser vistos nunca más, la energía detectable de una supernova de tipo II es casi exactamente la misma que la de una supernova de tipo I. Los dos tipos son incluso prácticamente iguales en frecuencia: las supernovas observadas consisten aproximadamente en un 60% de supernovas de tipo I y un 40% de supernovas de tipo II.
Lo que nos lleva de nuevo a la cuestión que inició todo esto, la misteriosa diferencia en los espectros de hidrógeno de los dos tipos de supernovas. Sin duda, el lector avispado ya se habrá dado cuenta de cómo es posible que las supernovas de tipo I exploten y, sin embargo, no muestren hidrógeno en el espectrómetro: las enanas blancas que colapsan no tienen. La energía de fusión procede exclusivamente del helio y de elementos más pesados.1
El Sol, por su parte, se muestra sorprendentemente imperturbable ante la fulgurante partida de Jumbo. Uno podría pensar que una explosión tan furiosa que puede eclipsar galaxias enteras, que tiene lugar literalmente justo fuera de su atmósfera, evaporaría el Sol hasta convertirlo en nada más que un recuerdo. Sin embargo, no es así. Las estrellas son muy masivas y (ya) muy calientes; incluso una explosión de supernova justo a su lado no puede hacer más que hacer volar un poco de su atmósfera exterior. El Sol sólo perderá un 15% de su masa, y la mayor parte la habría perdido de todos modos en las etapas finales de su vida como gigante roja. Por extraño que pueda parecer, la estrella compañera de una supernova de tipo I casi no se ve afectada por la explosión.
Excepto por el hecho de que ya no tiene pareja. Una vez finalizados todos los complicados fenómenos de transferencia de gas, el Sol reorganiza sus asuntos y se convierte en una estrella post-gigante roja perfectamente normal. Finalmente, se retira como una enana blanca estable y respetable, no como las de mala reputación que explotan y desaparecen.
1 - En realidad, el hecho de que las supernovas de tipo I NO muestren hidrógeno en absoluto significa que este escenario puede no ser del todo correcto, porque incluso la pequeña cantidad de hidrógeno que se desprende de la estrella compañera debería ser detectable. Una teoría es que, de hecho, la estrella compañera es despojada de todo su hidrógeno antes de la explosión de la supernova, y el golpe de gracia final lo da el helio que se desprende del núcleo de la estrella compañera, no el hidrógeno.
Original article: https://faculty.wcas.northwestern.edu/infocom/The%20Website/other%20super.html
