¿Por qué “explota” una supernova?

Esta entrada es la respuesta a una pregunta formulada por Alberto aquí. Si aún no has leído esta respuesta, deberías hacerlo antes de seguir leyendo: me baso en conceptos expuestos allí.

La pregunta de Alberto es básicamente ésta: ¿Por qué razón “explota” una supernova? Cuando la estrella ha consumido todo su hidrógeno, ¿por qué no simplemente se apaga y se convierte en un “ladrillo flotante” en el espacio?

Si habéis leído el artículo sobre el calentamiento del Sol, ya tenéis una idea de por qué una estrella, consumido el hidrógeno, no puede simplemente “apagarse” y convertirse en una masa inerte en el espacio. Un ladrillo de 1 kg es un objeto estable. Un ladrillo de 1 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg no puede serlo nunca: la presión gravitatoria es tan enorme que, sin nada que la compense, el “ladrillo” se colapsaría y sus átomos se destruirían.

Por lo tanto, cuando una estrella ha consumido todo el hidrógeno del núcleo, no puede simplemente detener la fusión y ya está. Dependiendo de su masa, puede seguir varios caminos, y uno de ellos es el de la supernova (que nuestro Sol nunca producirá por ser demasiado pequeño y no tener una estrella compañera). Hay varios tipos de supernova, y tratarlos en detalle sin extenderme mucho es imposible, de modo que voy a dar una breve y simplificada explicación de por quése producen. Si hay suficiente interés, podemos hacer una serie de artículos sobre la vida de las estrellas. Por ahora, centrémonos en las supernovas de tipo Ia(que son las del artículo que originó la pregunta de Alberto).

Sabemos que la energía que liberan las estrellas se debe a la fusión – del hidrógeno, o de otros elementos cuando no queda hidrógeno. Esta energía es necesaria para compensar la presión gravitatoria que trata de colapsar la estrella (si no es suficiente para ello, entonces se produce un agujero negro). Bien, ¿por qué se produce una supernova Ia?

Cuando una estrella ha consumido el hidrógeno, se comprime mucho y es posible que consiga tal presión y temperatura en el núcleo que se encienda la fusión del helio, alargando la vida de la estrella. (Para esto hacen falta unos cien millones de grados centígrados). El resultado de la fusión del helio (que tiene varias etapas) es carbono y oxígeno, pero para conseguir fusionar éstos hace falta una temperatura gigantesca, que muchas estrellas no pueden alcanzar.

Cuando nuestro Sol, por ejemplo, haya consumido todo el helio de su núcleo, no tendrá suficiente temperatura para fusionar carbono ni oxígeno. El resultado entonces es una enana blanca: una estrella muy pequeña que puede durar miles de millones de años, produciendo una cantidad de energía relativamente pequeña. Éste es el futuro de nuestra estrella. (La razón de que las enanas blancas no se sigan colapsando es compleja y tiene que ver con la mecánica cuántica, así que en este artículo no vamos a hablar de ella).

Pero imagina la siguiente situación: una estrella parecida al Sol en el futuro. Una estrella vieja que se ha convertido en una enana blanca, repleta de carbono y oxígeno pero sin la temperatura suficiente para producir su fusión. Imagina además que esta estrella no está sola: tiene una compañera relativamente cerca.

Lo que sucede entonces es que la enana blanca va atrayendo poco a poco la masa de la otra estrella, y haciéndose más grande poco a poco. La otra estrella va perdiendo materia, y alimentando el crecimiento de la enana blanca. Ésta, a su vez, al hacerse más pesada, se va comprimiendo y calentando cada vez más.

Entonces pasa algo excepcional: si la enana blanca alcanza una masa suficiente (1.44 veces la masa del Sol, valor denominado límite de Chandrasekhar), se calienta tanto que alcanza una temperatura suficiente para producir la fusión del carbono y el oxígeno que tiene dentro: y recuerda, está repleta a rebosar de estos dos elementos, todos los átomos apretados unos contra otros a presiones inimaginables. ¿Qué pasa entonces? Una supernova de tipo Ia.

El carbono y el oxígeno se “encienden” y se produce la fusión de estos elementos de manera extremadamente rápida y violenta: toda la energía que podría haberse liberado poco a poco durante miles de millones de años se libera en tres segundos. La presión generada es tan brutal que la estrella literalmente revienta (las partículas salen de la estrella a un 10% de la velocidad de la luz).

La magnitud de estas “explosiones” es tan enorme que es difícil de asimilar: cuando se produce una supernova de tipo Ia en una galaxia, la galaxia entera es eclipsada por el brillo de la supernova. No hay otro proceso en la naturaleza que tenga una violencia similar: la potencia generada, en watios, es un uno seguido de 45 ceros.

¿Qué queda después? Una imagen vale más que mil palabras. En el año 1054, una supernova Ia fue visible desde la Tierra: numerosos astrónomos árabes y cristianos la describen en sus escritos. Los restos de la supernova son visibles todavía. El “cadáver” de esa estrella es lo que llamamos Nebulosa del Cangrejo. Tiene unos 11 años luz de diámetro y sigue expandiéndose a más de cinco millones de km/h:

Nebulosa del Cangrejo.