Supernovas fatales

Luis Felipe Rodríguez Jorge

La supernova de 1987, visible aquí como dos elipses entrelazadas. Es la supernova visible a simple vista más reciente.

La química en los tiempos de la Gran Explosión

Un libro de química de tiempos de la Gran Explosión con la que empezó el Universo hace 13 800 millones de años sería muy corto. Los únicos elementos químicos que se formaron en cantidades importantes en el Big Bang eran el hidrógeno y el helio, los dos más sencillos. No había reacciones que aprenderse ni balanceos de ecuaciones químicas. Sería muy fácil aprobar el curso.

¿De dónde provienen entonces el calcio de nuestros huesos, el hierro de nuestra sangre o el oxígeno del agua que constituye el 60 % de nuestro cuerpo? Estos elementos tuvieron que esperar a que se gestaran las primeras estrellas dentro de grandes nubes de gas. Ciertas regiones de gran densidad se contrajeron por la fuerza de gravedad y, en el proceso, se calentaron. Las estrellas así formadas se agruparon en galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas. Para que el espacio se enriqueciera con elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio hubo que esperar a que esas primeras estrellas murieran.

Las estrellas no son iguales

Las estrellas emiten luz y calor por fusión nuclear en su interior. En este proceso dos o más átomos se unen para formar un átomo más pesado. En la reacción más importante cuatro átomos de hidrógeno acaban formando uno de helio. Pero luego, tres átomos de helio pueden formar uno de carbono. Además de formar átomos más complejos en el interior de la estrella, la fusión nuclear libera grandes cantidades de energía que calienta la estrella y su entorno, por ejemplo, los planetas que puedan existir a su alrededor.

El gas en las galaxias a partir del cual se forman nuevas estrellas seguiría siendo básicamente hidrógeno y helio si no ocurriera algo que expulsara los elementos pesados que se forman dentro de estrellas anteriores. Lo que ocurre es que las estrellas terminan su vida devolviendo al espacio parte de su material, enriquecido con elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Los astrónomos llamamos “vida” de las estrellas al periodo en el que la estrella puede mantener reacciones termonucleares en su interior. Cuánto dure y cómo termine esta vida depende principalmente de la masa inicial de la estrella. El Sol, por ejemplo, vivirá unos 10 000 millones de años, de los cuales ya transcurrió cerca de la mitad.

No todas las estrellas son como el Sol. Algunas tienen una décima parte de su masa y otras, las menos, hasta 200 masas solares. Puede parecer contradictorio, pero mientras más masiva es una estrella, menos tiempo vive. Las estrellas más masivas tienen más combustible, pero lo consumen desenfrenadamente y viven comparativamente poco. Diríamos que son llamarada de petate. Las estrellas de 200 masas solares, las más masivas que se conocen, sólo viven alrededor de un millón de años, un parpadeo en términos astronómicos.

La forma en que muere una estrella también depende de su masa.

La muerte de las estrellas

Cuando se forma una estrella a partir de gas libre en el espacio podríamos decir que enfrenta un camino que se bifurca. Las estrellas con menos de ocho veces la masa del Sol (estrellas de baja masa) pasarán por varias etapas antes de expulsar paulatinamente sus capas externas al espacio en la fase conocida como nebulosa planetaria. El gas expulsado lleva ya cantidades importantes de carbono y nitrógeno (formados tanto en la estrella como en estrellas anteriores), dos elementos fundamentales para la vida en la Tierra. Lo que queda de la estrella después de estas expulsiones se contrae. Lo único que detiene la contracción resistiendo la gravedad es la llamada presión de degeneración electrónica. Ésta se manifiesta cuando los electrones están tan apretujados que un efecto cuántico llamado principio de exclusión de Pauli impide que se junten más. La estrella se ha convertido en una enana blanca.

Pero las enanas blancas y los gases que expulsan antes de alcanzar esa etapa no bastan para explicar el origen del oxígeno (componente principal del agua por peso) o del fósforo que —junto con el carbono, el hidrógeno, el oxígeno, el nitrógeno y el calcio— constituyen 99 % del cuerpo humano.

A las estrellas de alta masa (con más de ocho veces la masa del Sol) les espera un final menos plácido: morirán en una explosión que se conoce como supernova. Las supernovas tienen un papel determinante en el enriquecimiento del gas interestelar —el gas entre las estrellas—, a partir del cual se formarán nuevas estrellas y sus sistemas planetarios.

La constelación de Orión. Las estrellas Betelgeuse y Rigel (arriba a la izquierda y abajo a la derecha) son candidatas a supernovas.

Supernovas

¿A qué se debe el final explosivo de las estrellas masivas? La naturaleza es prolífica y resulta que hay dos grandes categorías de supernovas. La primera es la que consiste en la explosión de una estrella masiva. A estas supernovas se les conoce como de tipo ii.

La fusión nuclear en el interior de una estrella progresa por etapas en las que va fusionando y formando átomos de elementos más y más pesados. Con el helio formado a partir del hidrógeno inicial se forma carbono. Con carbono y helio se forma oxígeno y así sucesivamente, hasta llegar al hierro. Al llegar a esta etapa la estrella ha desarrollado una estructura como de cebolla, con capas de elementos cada vez más pesados hacia el interior. Pero cuando la fusión nuclear en el centro trata de formar elementos más pesados a partir del hierro se topa con un obstáculo: ese proceso no libera energía como los demás, sino que la absorbe. La fusión del hierro no puede ocurrir por falta de combustible, y la estrella deja de generar luz y calor. Al faltar la energía producida por los procesos termonucleares desaparece la fuerza expansiva que se opone a la gravedad y la estrella se contrae rápidamente. En la batalla entre la gravedad, que comprime, y la presión producida por la fusión termonuclear, que expande, gana la gravedad. La estrella ha alcanzado la etapa de la “catástrofe del hierro”.

Así pues, la estrella se contrae y el núcleo de hierro, originalmente del tamaño de la Tierra (pero miles de veces más pequeño que la estrella), queda encogido a unos 20 kilómetros de diámetro. Esto ocurre en menos de un segundo. Al ocurrir esto la envoltura de gas se precipita hacia adentro a una velocidad de hasta 60 000 kilómetros por segundo, alrededor de una quinta parte de la velocidad de la luz. El gas choca con el núcleo, rebota como una pelota sobre un suelo duro y sale expulsado con gran violencia. Tras la explosión el núcleo se transformará ya sea en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

Para los astrofísicos teóricos es todo un reto entender cómo puede expandirse este gas después de contraerse por la intensa gravedad del núcleo de la estrella. Originalmente se calculó que la expansión no debería avanzar y que el gas volvería a caer hacia el núcleo.

Los neutrinos al rescate

El núcleo compacto de hierro se forma cuando se vuelve tan pesado que sus protones y electrones se fusionan y forman neutrones. Esta repentina contracción libera una inmensa cantidad de partículas conocidas como neutrinos, que empujan el gas hacia afuera y energizan la expansión. Se estima que algo así como 90 % de la masa de la estrella sale expulsada en la supernova. Pero si la estrella es muy masiva (más de 50 masas solares) puede no producirse la expulsión y toda la estrella se derrumba sobre sí misma para formar un agujero negro muy masivo, en lo que se conoce como una supernova fallida. Esta posibilidad está aún en estudio.

El gas expulsado en una supernova tipo ii es rico en elementos como oxígeno, aluminio y fósforo, y así, avanzando por la tabla periódica, hasta llegar al hierro. Pero además la energía desatada en la explosión permite que se formen elementos más pesados que el hierro, como platino, oro y plata. El medio interestelar queda enriquecido con muchos nuevos elementos. Las estrellas que se formen a partir de este gas enriquecido tendrán más variedad química.

Así, podemos deducir que el material que forma nuestro Sistema Solar —y nuestro propio organismo—alguna vez estuvo dentro de una estrella que explotó.

Estructura de capas de cebolla de elementos pesados en el interior de una estrella masiva antes de explotar como supernova. H = Hidrógeno, He = Helio, O = Oxígeno, C = Carbono, Ne = Neón, Mg = Magnesio, Si = Silicio, S = Azufre, Fe = Hierro. nasa/cxc/M.Weiss

Las otras supernovas

Las supernovas de las que hemos hablado (las de tipo II) son explosiones de estrellas muy masivas. También existen las supernovas tipo Ia, que son muy distintas. Para empezar, no requieren una estrella muy masiva, sino de una enana blanca, lo que queda al final de la vida de las estrellas de baja masa. Las enanas blancas por sí solas son cuerpos inertes que ya no deberían sufrir acontecimientos cataclísmicos. Tal es, por ejemplo, el destino del Sol.

Pero a veces las enanas blancas están acompañadas de otra estrella. Estos sistemas binarios son muy comunes. De hecho, son más comunes que las estrellas solitarias como el Sol. En estos sistemas la enana blanca puede robarle material a su compañera, con lo que su masa va aumentando.

Al acumular una masa de 1.4 veces la masa del Sol la enana blanca explota catastróficamente. En el modelo más aceptado, tras la explosión no queda nada de la estrella. La compañera estelar queda libre de ataduras gravitacionales y sale disparada por el espacio. El material expulsado es rico en elementos químicos más ligeros y más pesados que el hierro.

El valor de 1.4 veces la masa del Sol se conoce como límite de Chandrasekar y es la masa por encima de la cual la gravedad le gana la batalla a la presión de degeneración electrónica. Subramanyan Chandrasekar lo calculó en 1930, en el camino de India a Inglaterra donde iba a estudiar su doctorado. Tenía 19 años.

La Nebulosa del Cangrejo del Sur oculta un sistema binario compuesto por una gigante roja y una enana blanca. El gas en forma de reloj de arena proviene de una expulsión de masa de la gigante roja. La enana blanca atrae parte de ese material y podría estallar como supernova Ia cuando alcance el límite de Chandrasekar. nasa, esa y stscI

Vida y ¿muerte? por supernovas

Las supernovas son el crisol en el que se formaron los elementos necesarios para la vida (aunque también se forman átomos de elementos pesados en la fusión de dos estrellas de neutrones; véase “Astronomía de mensajeros múltiples”, ¿Cómo ves?, núm. 229). Al mismo tiempo, las supernovas son fenómenos extremadamente violentos. ¿Qué pasaría si explota una supernova cerca de la Tierra?

En las supernovas tipo II 99 % de la energía sale en forma de neutrinos, que interactúan muy débilmente con la materia y son inocuos. Es el 1 % restante el que debería preocuparnos. Puede parecer poco, pero ese 1 % equivale a la energía que habrá emitido el Sol en forma de luz durante toda su vida (10 000 millones de años). Consiste principalmente en partículas con carga eléctrica (sobre todo protones) que se conocen como rayos cósmicos, pero también en fotones de luz visible, rayos X y rayos gamma. Es importante distinguir entre los rayos cósmicos y los fotones. Los primeros son partículas con carga eléctrica y masa que pueden moverse muy rápido, pero no alcanzan la velocidad de la luz. Los fotones no tienen ni carga eléctrica ni masa y se mueven siempre a la velocidad de la luz. Así, lo primero que nos llegaría de una explosión de supernova serían los neutrinos (que salen disparados primero), luego los fotones y finalmente todo lo demás.

El dentista o el radiólogo salen del cuarto antes de tomarnos una radiografía. Es una precaución porque los rayos X son muy dañinos (no para los pacientes, que reciben una dosis mínima, pero es mejor que los profesionales de la salud no se expongan continuamente). Los cálculos indican que para que la radiación electromagnética de una supernova nos haga daño tendría que estar muy cerca, a menos de 10 años luz de distancia. Por suerte, en ese radio sólo hay una docena de estrellas, y ninguna tiene suficiente masa para explotar. Tampoco hay sistemas binarios que pudieran producir una supernova tipo Ia.

Nube de gas enriquecido con elementos pesados resultante de la explosión de una supernova tipo Ia que estalló hace unos 7 000 años. X-ray: nasa/cxc/sa0; Optical: noirLab/DECaPS2. Image Processing: nasa/cxc/sao/L. Frattare

La prolongada lluvia de rayos cósmicos

Pero si las hubiera, el verdadero problema lo causarían los rayos cósmicos. Como éstos viajan a distintas velocidades, la lluvia de rayos cósmicos producida por una supernova podría bañarnos por décadas, incluso siglos. A distancias menores de unos 50 años luz los rayos cósmicos de una supernova destruirían la capa de ozono, permitiendo el paso de la radiación ultravioleta del Sol y provocando daño irreparable al adn de las células, lo que causaría cáncer, mutaciones y muerte celular.

Además de destruir el ozono, al impactar en la parte superior de la atmósfera los rayos cósmicos producirían grandes cantidades de unas partículas conocidas como muones. Los rayos cósmicos que de manera normal recibimos en la Tierra producen muones en cantidades inocuas, pero se desconoce su impacto sobre la vida en cantidades masivas.

En resumen, tanto los fotones como los rayos cósmicos que producen las supernovas pueden ser dañinos. Un ejemplo de lo letales que son en dosis elevadas fue el efecto que tuvieron sobre los valientes trabajadores y bomberos que trataron de contener el desastre nuclear de Chernóbil en la década de 1980. Muchos murieron sólo unas semanas después de exponerse a la radiación.

Tipos de radiación y partículas que emite una supernova y el orden en el que llegarían a la Tierra si una supernova explotara en nuestro vecindario.

Extinciones

Hoy en día no hay peligro de que ocurra una supernova cercana, pero eso no quiere decir que no pueda haber sucedido en el pasado (o que no vaya a suceder en el futuro remoto). Las partes internas de la Vía Láctea se mueven más rápido que las externas, y con el paso del tiempo va cambiando el entorno del Sistema Solar.

Hay evidencias sólidas de que en el pasado estuvimos cerca de una supernova. En el fondo del mar se han encontrado isótopos (átomos de un elemento químico que tienen el mismo número de protones pero distinto número de neutrones) con una vida media de unos cuantos millones de años, por lo que no pueden ser originalmente de la Tierra. Nuestro planeta tiene 4 500 millones de años, de modo que, de haber formado parte de la Tierra original, esos isótopos ya se habrían desintegrado. Un buen ejemplo es el isótopo conocido como hierro-60, cuya vida media es de 2.6 millones de años. Se ha propuesto que el hierro-60 que hay en la Tierra se produjo en una supernova cercana hace entre dos y tres millones de años. Esta supernova posiblemente ocasionó la extinción del Plioceno tardío-Pleistoceno temprano, cuando desaparecieron especies marinas como el Megalodón, un tiburón gigante que llegó a medir más de 20 metros.

Es posible calcular que en promedio ocurren supernovas cercanas a la Tierra a intervalos de cientos de millones de años. Como en el caso de impactos de asteroides de gran tamaño, lo enorme del Universo mantiene las cosas separadas, disminuyendo la posibilidad de interacciones peligrosas. No estamos aislados del resto del Universo, pero por fortuna sí lo suficiente para poder dormir tranquilos.