Supernova

Cuando una estrella llega al final de su vida, es decir, cuando ha consumido todo el combustible que la hace mantener en equilibrio contra la presión gravitatoria, se rompe el equilibrio y los procesos físicos relacionados hacen que se produzca una explosión que desde fuera, desde muy lejos, se ve como un repentino incremento de la luminosidad.

Este es el caso de nuestro Sol y durante las últimas fases de su vida, cuando salga fuera de la secuencia principal , crecerá para convertirse en una gigante roja. Tan grande que llegará a ocupar las orbitas de los planetas hasta cerca de Marte, y después colapsar para explotar y apagarse.

Cuando las estrellas tienen una masa superior a la que determina el límite de Chandrasekhar, de 1,38 veces la masa del Sol y termina el combustible nuclear que la hace brillar, la presión de la gravedad es superior a la que puede soportar la materia de la estrella (un plasma de electrones degenerados) y colapsa sobre sí misma. En este proceso se producen reacciones nucleares que incrementan la temperatura y aceleran las reacciones creando un círculo vicioso que dura pocos minutos y termina en una explosión extrema.

Existe un tipo de supernova, tipo Ia, que se produce a partir de una estrella de tipo enana blanca. Esta estrella es muy densa, como la masa del Sol en un volumen del tamaño de la Tierra. La estrella es el resto de una estrella que ya ha explotado y no genera suficiente energía para mantenerse pero es estable gracias a la presión de los electrones degenerados.

Cómo puede llegar a producirse una supernova en partir de la enana blanca? Si esta estrella tiene una compañera, algo bastante normal, cuando la compañera llegue a las fases de gigante roja y se expanda, sus capas externas serán poco densas y caerán atraídas por la gravedad de la enana blanca.

Esto hace que, literalmente, una se coma a la otra. la enana blanca empezará a aumentar su masa hasta que llegue al límite de Chandrasekhar y comience el colapso gravitatorio que dará lugar a la supernova.

La parte interesante es que el incremento de la masa siempre se hace poco a poco hasta llegar a un límite, es decir, siempre llegamos a la misma situación con igual cantidad de masa. Esto hace que todas las explosiones de este tipo de supernovas sean iguales. Tanto, que podemos utilizar sus parámetros de luminosidad para determinar la distancia.

Una de estas supernovas se detectó el 24 de agosto de 2011 en la galaxia M101, la supernova SN 2011fe. Esta galaxia se encuentra a 25 millones de años luz y la supernova es una de las más cercanas que hemos visto.

En 2002 Hubble tomó imágenes de M101 que sirven para que los astrónomos puedan buscar las estrellas que había antes de la explosión. La idea es que si se puede ver a la gigante roja (la enana blanca es muy pequeña) se podría confirmar el proceso de las supernovas de tipo Ia.

En el filtro azul no se ve nada, pero en el rojo (F814W) se ven a dos candidatos que están cerca de la posición calculada por la supernova. Recuerda que hablamos de una galaxia a 25 millones de años luz.

Cuando el equipo de astrónomos liderados por Weidong Li de la Universidad de California buscaban, en las fotos del Hubble de antes de la explosión, la estrella que sería la compañera de la supernova, no encontraron ninguna una vez hechas nuevas medidas de la posición de la supernova.

Eso hace que los astrónomos piensen que puede haber otro modelo para crear supernovas de tipo Ia que no sea el de la enana blanca comiéndose la gigante roja.

Según este nuevo escenario, dos enanas blancas orbitan una a otra en una órbita muy ligada. Debido a los efectos relativisticos de la gravedad el sistema irá perdiendo energía y las dos estrellas se acercarán lo suficiente para que una absorba materia de la otra hasta que se produce el mismo tipo de explosión.