La mayor supernova observada hasta ahora

Un grupo de investigadores del Instituto Weizmann y de la Universidad Estatal de San Diego han conseguido, por primera vez, observar la explosión en forma de supernova de una estrella masiva, con una masa entre cincuenta y cien veces mayor que la del Sol. Los científicos pudieron ver cómo la mayor parte de la materia de la estrella se colapsaba sobre sí misma, formando un agujero negro, mientras las capas exteriores del astro moribundo eran proyectadas al espacio con una fuerza inusitada.

El vídeo es una recreación informática realizada por expertos de la NASA y la ESA. En él podemos ver cómo se formó la nebulosa del Cangrejo, los restos de una de las supernovas más espectaculares jamás observadas por el hombre, ocurrida en el año 1054 a 6.300 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro. La nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz (57,6 billones de km) y su velocidad de expansión ronda los 1.500 km/s. La explosión está documentada por astrónomos chinos de la época. 

Aunque ya han sido observadas supernovas en otras ocasiones, tanto desde satélites como desde intrumentos con base en tierra, nadie había conseguido hasta el momento ser testigo del destino catastrófico de una estrella supermasiva. La mayor supernova observada hasta ahora fue una estrella con cerca de veinte masas solares. Pero los doctores Avishay Gal-Yam, de la Facultad de Física del Instituto Weizmann, y  Douglas Leonard, de la Universidad Estatal de San Diego, han conseguido llegar mucho más lejos.

Hace relativamente poco tiempo, ambos consiguieron localizar y calcular la masa de una estrella supergigante y a punto de explotar. Y lograron estudiarla durante e inmediatamente después de la explosión. Sus conclusiones confirman la teoría de que cualquier estrella que tenga entre decenas y cientos de veces la masa de nuestro Sol está destinada irremediablemente a convertirse en un agujero negro tras estallar en uno de los fenómenos más energéticos de cuantos se producen en el Universo. De hecho, el brillo de una única supernova en una galaxia lejana puede eclipsar temporalmente el de los miles de millones de estrellas individuales que la componen.

La “familia” estelar

A simple vista, todos los puntos luminosos que vemos “ahí arriba” parecen iguales. Unos, es cierto, brillan más que otros, o se distinguen por una ligera variación en su tonalidad, rojiza o azulada. Algunos, más que puntos, parecen pequeños borrones luminosos y todos, con diferente intensidad, titilan al son que marcan sus rayos de luz al final de su largo viaje, al atravesar la atmósfera de la Tierra. Sin embargo, ese aspecto estático e inmutable que nos ofrece en apariencia el Universo es sólo una ilusión. En realidad, esos “puntos” pueden ser hermanos de nuestro propio sol, pero también ser estrellas de tipos muy diferentes a él. Enanas blancas, gigantes rojas y azules, enanas marrones, supergigantes, estrellas de neutrones… la variedad es grande, y depende tanto de las condiciones de formación de esas estrellas como de sus procesos nucleares internos. 

De la misma forma en que son diferentes en vida, tampoco en la muerte las estrellas se parecen las unas a las otras. De hecho, pueden terminar sus días de forma extremadamente violenta o pueden, por el contrario, apagarse apaciblemente, despacio, consumiéndose poco a poco en una agonía inimaginablemente larga. La manera en que se produce la muerte de una estrella depende, como han demostrado los científicos, de las condiciones iniciales de su nacimiento. Los astrónomos han descubierto, por ejemplo, que no todas las estrellas viven el mismo tiempo, y que entre las más estables y longevas están, precisamente, las que tienen características similares a las de nuestro sol.

Nacimiento de una estrella

Las estrellas como el sol comenzaron su existencia a partir de la unión de átomos de hidrógeno inicialmente dispersos en una nube de gas de enormes dimensiones. La gravedad, el “pegamento” universal que mantiene a la materia ordinaria en su sitio, fue juntando más y más átomos de hidrógeno en un espacio cada vez más reducido. Y los gases, como también sabemos, al comprimirse liberan energía en forma de calor.

Se establece así una lucha titánica entre dos fuerzas colosales, que pugnan por sobreponerse la una a la otra: por un lado, la gravedad, que intenta comprimir los átomos de hidrógeno y que se hace más y más fuerte cuantos más átomos hay; por otro, la radiación en forma de calor, que empuja en dirección contraria e intenta dispersar esos mismos átomos.

La gravedad, cuyo carácter es acumulativo, suele vencer en esta primera fase de la formación estelar, y va uniendo y comprimiendo cada vez más hidrógeno. A medida que el gas se comprime, sigue calentándose y su presión “de dentro a fuera” aumenta, aunque no lo suficiente como para contrarrestar a la fuerza gravitatoria, que empuja “de fuera a dentro”.

Se enciende el horno nuclear

Hasta que sucede algo inesperado. En el corazón de la nube de hidrógeno, donde el calor es más intenso, la temperatura alcanza los diez millones de grados que es precisamente la temperatura de fusión del hidrógeno. Comienza así un proceso miles de veces más energético que el anterior, la fusión nuclear. El corazón de la nube se enciende y se expande de repente, venciendo a las poderosas fuerzas gravitatorias. Se establece así un límite, un perímetro en el que ambas fuerzas se equilibran. Ha nacido una estrella. En el interior de esa frontera, el horno nuclear recién encendido impide que la gravedad siga comprimiendo la materia. Sin embargo, la batalla no ha hecho más que empezar. Fuera de ese límite, la fuerza más persistente de todo el Universo aguarda, paciente, una nueva oportunidad.

Mientras la estrella siga quemando sus reservas de hidrógeno, seguirá brillando. Pero, aunque abundante, el hidrógeno que tiene a su disposición no es infinito y terminará por agotarse. El tiempo que tarde en quedarse sin combustible depende, esencialmente, de la velocidad a la que la estrella debe quemarlo para evitar su colapso. Y esa velocidad está directamente relacionada con su tamaño. Podemos decir, en principio, que cuanto mayor sea la estrella, más masa tendrá, y por lo tanto más cantidad de hidrógeno deberá quemar en su horno interior para evitar el aplastamiento gravitatorio. Por eso, cuanto más grande sea una estrella, menos tiempo vivirá y más inestable será su vida.

Cuando a una estrella del tamaño de nuestro sol se le termina el hidrógeno, su horno se apaga. Y eso significa que se apaga también la única fuerza que se oponía a la gravedad, que ya no encuentra resistencia y puede, por lo tanto, seguir comprimiendo la estrella a sus anchas. Nada más apagarse el horno de fusión, el núcleo de la estrella se colapsa rápidamente sobre sí mismo. Pero al hacerlo, su temperatura vuelve a incrementarse, incluso muy por encima de los diez millones de grados anteriores, hasta alcanzar los cien millones de grados, justo el punto de fusión del elemento inmediatamente superior al hidrógeno en la tabla periódica: el helio.

Casualmente, durante la etapa en que la estrella que protagoniza esta historia estuvo quemando hidrógeno, también produjo grandes cantidades de helio, que es un deshecho de la combustión nuclear del hidrógeno. Un átomo de helio es el resultado de la fusión de dos de hidrógeno y, como hemos visto, nuestra estrella ha estado fusionando átomos de hidrógeno durante miles de millones de años. Una vez agotado el hidrógeno, cuyos últimos restos se queman en las capas exteriores de la estrella, lo que queda es un núcleo de helio. Y cuando la temperatura alcanza el punto crítico, el horno nuclear se vuelve a poner en marcha.

Hacia la edad del hierro

Al producir mucha más energía que la del hidrógeno, la combustión nuclear del helio proporciona nuevas fuerzas al núcleo estelar, que vuelve a “empujar” a la gravedad y a expandirse rápidamente. En este punto, la estrella ha entrado en otra fase de su vida. Se ha convertido en una gigante roja. Y en esta clase de cuerpos las cosas suceden mucho más deprisa.

Nuestra estrella, a pesar de tener una temperatura superficial (diferente a la que reina en su núcleo) más baja, emitirá mucha más cantidad de calor, ya que también se ha hecho más grande. Nuestro sol pasará por esta fase dentro de otros cinco mil millones de años. Para entonces, su tamaño habrá aumentado hasta el punto de engullir Mercurio y Venus, convirtiendo a la Tierra en el primer planeta de este nuevo sistema solar, muy cerca de su superficie y sometido a una temperatura suficiente como para carbonizarla. Si para entonces quedara algún rastro de civilización o de seres inteligentes sobre el planeta que vio nacer al hombre, éste sería, sin duda, su final.

Tras esta dramática fase de expansión, el sol comenzará de nuevo a contraerse, ya que la gravedad irá ganando lentamente terreno a medida que el núcleo de helio se vaya consumiendo. Las características de la fusión nuclear del helio lo hacen, además, mucho menos duradero que el hidrógeno de la etapa anterior. Este hecho, unido al mayor tamaño de la estrella (y a la consiguiente necesidad de quemar más cantidad de combustble) hará que las reservas de helio se agoten rápidamente, quizá en unos pocos centenares de millones de años. 

El residuo de la combustión nuclear del helio es el litio, el tercer elemento de la tabla periódica, y su cantidad ha ido aumentando en el núcleo de nuestra estrella a medida que el helio se agotaba. Cuando esto sucede, el horno de la estrella vuelve a apagarse, la gravedad vuelve a comprimir el núcleo y a calentarlo cada vez más, hasta que el litio, a su vez, se enciende. Así, en una cadena de “encendidos y apagados” sucesivos y cada vez más rápidos, la estrella va generando en su núcleo elementos cada vez más pesados y difíciles de quemar.

Durante esta fase cíclica de contracciones y expansiones, las capas más externas de la estrella pueden incluso llegar a separarse de su cuerpo principal, formando a su alrededor algo parecido a enormes anillos de brillo difuso cuyas tonalidades varían según su composición. Los primeros astrónomos que vieron estos bellos objetos se refirieron a ellos como “nebulosas planetarias” y, a pesar de lo poco acertado de este nombre, es el que ha perdurado hasta la actualidad.

El fin de la energía

El límite de este proceso cíclico de combustión nuclear sobreviene cuando la estrella alcanza la llamada “fase del hierro”, aunque sólo llegan hasta aquí las estrellas que, en origen, tenían una masa varias veces superior a la del sol. Los astros más pequeños, sencillamente, no disponen de suficientes reservas de energía como para llegar a este punto, y su trayectoria se detiene mucho antes, como le sucederá a nuestra estrella, que como hemos visto terminará sus días convertida en una pequeña enana blanca.

Elemento a elemento, pues, el horno nuclear de las estrellas muy masivas ha ido recorriendo desde el principio (hidrógeno) y en riguroso orden (helio, litio, berilio, boro, carbono…) los diferentes elementos de la tabla periódica. Y dicho horno, aunque con dificultad creciente, ha podido seguir funcionando con materiales cada vez más pesados y generando energía suficiente para mantener a raya a la gravedad. Pero de la fusión del hierro ya no es posible extraer más energía.

Llegados a este punto, nuestra estrella estará compuesta por numerosas capas (tantas como los materiales que ha ido fabricando) que la envuelven como una cebolla. En el exterior, las capas con los elementos más ligeros. En el centro, un núcleo de hierro que ya no puede arder. Lo que sucede a continuación, esta vez, sí que es observable en nuestra escala temporal. De hecho, todo sucede en unos pocos minutos.

Sin una fuente de energía capaz de oponerse, ya nada puede detener a la gravedad que, literalmente, aplasta a la estrella, cuya masa se contrae muy rápidamente, hasta convertirse en una compacta mezcla de varios materiales, muy densa y caliente. Es lo que los astrónomos llaman una “enana blanca”, una estrella que, sin nuevos materiales de los que extraer energía, se va apagando lentamente, convirtiéndose con el paso del tiempo en una “enana amarilla”, después marrón y, finalmente, negra.

De esta forma terminará sus días nuestro sol, y también el resto de las estrellas semejantes a él. El tiempo necesario para que una enena blanca se apague es enormemente largo, incluso más que la edad total del Universo, desde su nacimiento hasta ahora. Por eso, porque aún no ha dado tiempo,  es muy poco probable que alguna estrella haya llegado ya a la fase de “enana negra”.

Muertes violentas

Sin embargo, no todas las estrellas se rinden tan fácilmente. Puede suceder, por ejemplo, que durante su colapso la enana blanca consiga recoger un suplemento “extra” de materia de una estrella vecina y que dicha materia, que sería esencialmente hidrógeno (que es el material que hay normalmente en las capas externas de cualquier estrella, aunque en su núcleo se haya agotado) se vea sometida de pronto a fuerzas gravitatorias que la sobrecalientan en poco tiempo, incluso hasta llegar a su punto de fusión.

Cuando esto sucede, la energía liberada por esta reacción provoca un gran estallido de luz y una explosión que proyecta violentamente hacia el exterior parte de este ardiente envoltorio. Desde la Tierra, esta clase de estallidos se conocen como “novas”. Puede suceder que, con el paso del  tiempo, la materia explulsada vuelva a ser atraída por la estrella, repitiéndose de nuevo el fenómeno.

Después de algunas de estas explosiones repetidas, la estrella habrá terminado por expulsar al espacio una parte considerable de su masa, hasta llegar a convertirse en una enana blanca realmente pequeña, de tamaño comparable al de la Tierra o, incluso, al de la Luna. Aunque ese no será el caso del sol, ya que nuestra estrella no forma parte de un sistema binario y cuando se colapse no tendrá de dónde obtener la materia extra que necesita para convertirse en una nova. Nuestro sol terminará sus días en soledad, e irá transformándose, con el paso del tiempo, en un gran bloque de materia fría y apagada, enormemente densa. Se habrá convertido, para siempre, en una enana negra.

Supernovas

Las estrellas mucho más masivas que el sol, sin embargo, se enfrentan a un destino bien diferente. Especialmente cuando esa masa es por lo menos once veces superior a la del astro que ilumina la Tierra. En esos casos, nada podrá evitar que ese final sea dramático, violento y espectacular. De hecho, en lugar de expulsar poco a poco su envoltorio exterior a través de “pequeñas” explosiones sucesivas, las estrellas de gran tamaño lo hacen de una sola vez y por medio de una única y gigantesca explosión que lanza de golpe al espacio la mayor parte de su materia. Se trata, de hecho de uno de los fenómenos más violentos del Universo: una supernova.

Cuando llega el momento final, en el núcleo de la estrella se produce una pérdida devastadora de energía. El resultado es catastrófico. El centro de la estrella se colapsa, no poco a poco, ni siquiera en el transcurso de varios años, sino de repente, en apenas unos pocos segundos.

El núcleo, que ya era sumamente compacto, se desploma, literalmente, bajo su propio peso, generando una serie de poderosísimas ondas de choque que disipan la energía en forma de ingentes oleadas de neutrinos. En condiciones normales, una estrella cualquiera sería transparente a los neutrinos, partículas muy energéticas pero con masas cercanas a cero y que, por lo tanto, penetran en la materia como si ésta no existiera. Miles de millones de neutrinos procedentes del sol atraviesan, por ejemplo, nuestro planeta ( y a nosotros mismos) sin que siquiera nos demos cuenta de ello. Los neutrinos son tan livianos que pasan entre las partículas que forman los átomos igual que una nave pasaría entre los planetas del sistema solar.

Pero el núcleo de nuestra estrella agonizante es demasiado denso incluso para los neutrinos, que apenas si pueden viajar unos metros antes de ser absorbidos. Una simple cucharada de la densa sopa que es ahora el núcleo de la estrella pesaría millones de toneladas. Los átomos que la componen están tan apretados que apenas si queda algún espacio entre ellos.

Como consecuencia, una poderosísima marea de neutrinos transporta, metro a metro, la energía generada por la implosión de la estrella hasta sus capas externas, causando una explosión cataclísmica. La energía es tal, que durante varios días la estrella que muere brilla con mayor intensidad, incluso, que la galaxia que la contiene. La materia exterior, expulsada al espacio con una violencia inusitada, forma una brillante nebulosa de gas ardiente y cuya luz es tan brillante que puede ser detectada fácilmente incluso desde otras galaxias. Si la estrella más cercana a nuestro sistema solar se convirtiera en una supernova, su brillo en el cielo sería, a pesar de la distancia, superior al del propio sol.

Fue un científico indio, Subrahmanyan Chandrasekhar, quien se dio cuenta en la década de los treinta de que basta con que los restos de una supernova tengan una masa equivalente o inferior a 1,4 veces la del sol para que ese colapso gravitatorio nunca llegue a producirse, ya que es impedido por la energía de Fermi. En estos casos, la presión gravitatoria comprimiría la materia del núcleo estelar, pero no hasta el punto de violar el principio de exclusión de Pauli, por lo que la estrella terminaría por alcanzar una situación de equilibrio. Es el caso de las enanas blancas. Los núcleos de sus átomos estarían, sí, más próximos entre sí de lo normal, pero nunca llegarían a tocarse directamente.

Sin embargo, si la masa de la estrella que se está colapsando superara el límite de Chandrasekhar, entonces no habría fuerza capaz de resistir a la presión gravitatoria, y los electrones, cuya carga eléctrica es negativa, acabarían incrustándose “contra natura” en los protones del núcleo (que tienen cargas positivas), dando como resultado partículas eléctricamente neutras, los neutrones. Estos neutrones se aplastarían unos contra otros, dando lugar a cuerpos de extraordinaria densidad .

Agujeros negros

La magnitud de las catástrofes que son necesarias para que una estrella que ha brillado durante muchos millones de años se convierta en una masa casi apagada, oscura, pequeña e increíblemente densa como es una estrella de neutrones no garantiza, en absoluto, que las cosas no puedan ir a peor. De hecho, también las estrellas de neutrones sufren de lo que podríamos llamar “problemas de equilibrio”. Una vez más, ello depende de cuál sea la masa inicial de la estrella.

Como hemos visto, si ésta se encuentra por debajo del límite calculado por Chandrasekhar (1,4 masas solares), su destino final será el de convertirse en una enana blanca que se irá apagando lentamente en el tiempo. Si, por el contrario, la masa de la estrella está entre 1,4 y 3,2 masas solares, entonces nada puede evitar que la gravedad la comprima hasta convertirla en una estrella de neutrones.

Pero vayamos más allá. Imaginemos ahora que nos acercamos hasta la Nebulosa del Cangrejo. En su centro, como sabemos, hay una estrella de neutrones tan densa que, en unos pocos kilómetros, reúne una masa equivalente a la del sol. Son los restos de la supernova que registraron los astrónomos chinos en el año 1054. Supongamos también que estamos en condiciones de ir añadiendo más y más neutrones a esa estrella. Es decir, que seguimos incrementando su masa. Si pudiéramos llevar a cabo este experimento, veríamos que, una vez más, el diámetro de la estrella vuelve a encogerse.

De hecho, cuanta más materia añadamos, más y más pequeña se hará nuestra ya muy comprimida estrella neutrónica. Y esto es así porque, como ya sabemos, un aumento de masa conlleva inevitablemente el aumento de la fuerza de la gravedad, ya enormemente alta en una estrella de estas características. ¿Pero hasta dónde puede aplastar la gravedad a la materia? En una estrella de neutrones, las partículas están prácticamente en contacto las unas con las otras. ¿Qué más puede hacerles la gravedad?

Lo sabremos si seguimos aportando materia hasta que nuestra estrella alcance, digamos, las tres masas solares. En ese punto, el proceso de contracción se acelerará hasta tal punto que un observador no podría percibirlo a simple vista. Sencillamente, la estrella desaparecería, como tragada por un sumidero, en cuestión de apenas unas décimas de segundo.

Toda la materia de la estrella quedaría asi comprimida en un cuerpo muy pequeño y de incalculable densidad. A su alrededor, la fuerza de la gravedad seguiría siendo tan intensa que ni siquiera la luz, a pesar de su enorme velocidad, conseguiría escapar de su acción. Los rayos luminosos que intentaran salir de la estrella se curvarían y sus trayectorias, como las de un cohete que de pronto se quedara sin energía, los precipitaría de nuevo hacia su centro. La luz volvería a caer sobre la estrella como lo hacen las piedras que lanzamos al aire aquí, en la Tierra. Un cuerpo así, ya ni siquiera merece el nombre de estrella. Se ha formado lo que los científicos conocen como agujero negro.

En concreto, para que una estrella se convierta en un agujero negro debe tener, en su origen, muchas veces la masa del sol. Tantas como para permitir que sus restos, después de explotar como supernovas, superen aún las 3,2 masas solares. Y basta con mirar a nuestro alrededor para comprobar que, sin ni siquiera tener que salir de nuestra galaxia, existen numerosas estrellas que son decenas de veces más masivas que el sol. Muchas de ellas acabarán sus días como supernovas y sus restos se convertirán en estrellas de neutrones, pero las que superen esa masa crítica acabarán dando lugar a un agujero negro.

Hasta ahora, como hemos visto, ninguna de las estrellas supernovas que los científicos habían logrado medir había superado una masa de 20 soles. Gal-Yam y Leonard exploraron una región específica del espacio, utilizando el Telescopio Keck en Mauna Kea (Hawaii) y el Telescopio Espacial Hubble. Al identificar una estrella al borde de la explosión, calcularon que su masa era igual a 50-100 soles. Al continuar las observaciónes vieron que sólo una pequeña parte de la masa de la estrella fue disparada en la explosión. Según Gal-Yam, la mayoría del material fue atraído por el núcleo durante el colapso, a medida que la fuerza gravitatoria aumentaba. De hecho, en imágenes telescópicas posteriores de aquella sección del cielo, la estrella parecía haber desaparecido. En otras palabras, la estrella se convirtió en un agujero negro, tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él.