Supernova 1987a: un nou estudi per a les teories de l'evolució de les estrelles
El nom de Supernova prové de la paraula Noba, "hissar berri". El fenomen no és nou: al llarg de la història i al llarg de la prehistòria, tal vegada, l'aparició d'una nova estrella en la massa s'ha produït en diverses ocasions. Els que pensaven que les estrelles eren immutables (les deien fixes) havien de sorprendre's davant aquests fenòmens en el cel antic.
Avui sabem com evolucionen les estrelles. Com sabem que la font d'energia de les estrelles és l'energia nuclear, tenim models molt precisos de la seva estructura interna i podem predir l'evolució en milions d'anys a través dels ordinadors. És interessant conèixer la naturalesa de la inestabilitat que ha provocat l'explosió de la supernova i el tipus d'estrelles que poden suportar. Pot el sol explotar algun dia?
Lamentablement, la nostra galàxia és molt pobra a oferir supernoves visibles, per la qual cosa ens ha impedit disposar de dades que confirmin la validesa de les nostres teories. En els últims mil anys només s'han detectat tres supernoves: 1054 (observat per astrònoms xinesos), 1572 (observat per Tycho Brahe) i 1604 (vist per Johannes Kepler). Eren objectes brillants que es podien veure amb llum de dia. No obstant això, en 1604 no hi havia telescopis per atzar.
Es pot pensar que es crearan més supernoves, però en aquesta galàxia discoidal hi ha grans quantitats de gas i pols en les estrelles molt opaques a la llum visible. En mitjana, quan la llum d'una estrella té 3000 anys llum, és 2,5 vegades més feble i els núvols moleculars són molt més opaques. El diàmetre de la nostra galàxia és d'uns 100.000 anys llum. Per això, la majoria de les supernoves poden ser invisibles des de la Terra (llum invisible, però les emissions de ràdio i neutrí serien detectables). La solució és observar altres galàxies.
D'aquesta forma s'ha acumulat molta informació sobre supernoves. Com a resultat d'aquestes observacions, les supernoves s'han dividit en dos grups: Les de la classe I, on abunden les estrelles velles, no tenen cap petjada d'hidrogen en l'espectre d'emissió. Les del tipus II s'originen en grans regions de formació estel·lar, en braços de galàxies espirals i galàxies regulars, amb intenses línies d'emissió d'hidrogen en l'espectre. Com es creï en l'actualitat, tots dos tipus segueixen dos processos totalment diferents que condueixen a la inestabilitat catastròfica de l'estrella.
La supernova tipus I es produeix quan un nan blanc d'un sistema binari quitació material al seu amic. Les estrelles binàries són moltes en la galàxia. El nano blanc és una estrella molt antiga, molt compacta i la seva densitat és l'electró més degenerat (els de major densitat que admet el principi d'Heisenberg). Aquesta situació equival a contreure tota la massa del Sol a la grandària de la Terra. La matèria degenerada és molt incompressible pel que l'estrella no pot contreure-la, escalfar-la i reaccionar nuclears en la seva zona.
Si té un camp gravitatori violent, la transferència de masses és molt senzilla si el seu amic és un gegant vermell estès. Si el nan blanc arriba a la massa de Chandrase Khar 1,4 vegades la massa del Sol, la inestabilitat es produeix quan s'aconsegueixen els 15 milions de graus. Comencen llavors les reaccions nuclears que converteixen l'hidrogen en heli. Atès que quatre nuclis d'hidrogen pesen més d'un nucli d'heli, la cadena de reacció és energèticament favorable i l'energia resultant es transforma en radiació i neutrí. La radiació nuclear que es produeix en la zona petita, més la pressió tèrmica del gas, sofreix la gravetat de l'estrella.
En aquestes condicions l'estrella aconsegueix un equilibri estable. Si l'estrella es contreu per l'una o l'altra causa, la temperatura interna augmenta i les reaccions nuclears són molt sensibles a la temperatura, s'acceleren i la seva pressió deté el col·lapse. Si l'estrella comença a expandir-se, ocorre el contrari. Per tant, l'estrella té un mecanisme interior, com un termòstat, que garanteix l'equilibri entre la gravetat cap a dins i la pressió tèrmica i nuclear cap a fora.
Produeixen elements de major pes atòmic de les reaccions nuclears. Les cendres generades pels focs nuclears segueixen enterrades en el cor de l'estrella. La convecció no té suficient força per a aflorar aquests residus i el vent solar no pot portar-los a l'espai. L'últim pas d'aquestes evolucions és el nucli de ferro. Més endavant, les reaccions no són energètiques afavoridores, ja que caldria aportar energia per a poder dur-les a terme. Només les estrelles de gran massa arriben a aquesta situació. La massa es compara amb el Sol. La massa mínima necessària per a convertir una estrella en una supernova és 8 vegades la del Sol. En estrelles més petites el procés mai s'aconsegueix fins a l'obtenció d'àtoms de ferro. Es converteix en ferro; els electrons degenerats no poden suportar el pes de l'estrella i allí es col·lapsa; això, bruscament, produeix reaccions nuclears en la zona i l'estrella explota.
En les supernoves tipus II no existeix operador extern. Es produeix com un antic edifici que cau per trencament de fonaments. És interessant analitzar aquest procés, ja que la supernova de l'any 1987 és del tipus II i ens farà repassar les nostres idees sobre l'estructura estel·lar.
Les estrelles es formen per condensació del gas interestel·lar. Té la mateixa composició química que el núvol interestel·lar de naixement. Si no hi ha cap altra força compressora, l'estrella es col·lapsarà per la seva gravetat. Al principi, el col·lapse s'oposa a la pressió del gas estel·lar que es confina i escalfa a menor volum. Però l'estrella no pot confinar l'energia tèrmica i aquesta fuig a l'espai en forma de radiació. L'equilibri és inassolible i el col·lapse es manté.
Fi de la contracció, per a desenvolupar la zona de l'estrella i analitzar les estrelles que han esgotat el combustible nuclear. Una estrella d'aquest tipus no pot mantenir l'estabilitat perquè s'ha acabat el mecanisme de termòstat de les reaccions nuclears i la gravetat que ha estat esperant durant milions d'anys sofreix una revenja i col·lapsa el cor de l'estrella en poc temps.
Una vegada acabades les reaccions de conversió del silici en ferro, tot transcorre molt ràpid. Segons els models teòrics, amb tot el material que cau en pocs mil·lisegons es forma una ona de xoc. La contracció eleva la temperatura interna com en els casos anteriors, però aquesta vegada no s'inicia cap altre cicle nuclear. Així s'aconsegueixen els tres mil milions de graus. Això és superior a la velocitat de fotodesintegración del ferro (que significa que l'energia dels fotons és major que l'energia d'enllaç dels nucleons) i el nucli del ferro es desintegra. El nucli es desintegra completament en protons, neutrons i partícules alfa, destruint l'estructura que ha requerit per a formar milions d'anys, tornant al seu estat inicial. Hi ha una paradoxa aparent que en els processos que han portat de l'hidrogen al ferro, la ingent quantitat de massa s'ha convertit en energia i s'ha irradiat a l'espai. Com es pot retrocedir ara? El camp gravitatori aporta l'energia necessària per a generar la massa.
A més, en aquesta pressió i temperatura hi ha una gran desintegració de beta inversa: els electrons i els protons es combinen formant neutrons i la càrrega elèctrica desapareix. En aquest moment es produeix una contracció brusca que impedeix que els neutrons s'acostin entre si. L'ona de xoc creada es reflecteix en la zona i es propaga bruscament cap a l'exterior expandint les restes estel·lars cap a l'espai. Només queda la zona de l'estrella formada per neutrons, l'estrella de neutrons. El balanç energètic d'aquest procés és enorme: quan la lluentor és màxima, la supernova té una lluminositat 10 vegades major que el Sol, és a dir, igual a la lluminositat d'una galàxia sencera. Al llarg de la seva evolució emetrà 10 49 erg de llum.
L'energia cinètica del material projectat és 50 vegades superior. Però l'energia cinètica i la radiació són només l'1% de l'energia generada per la supernova (10 53 erg). L'altre s'ha emès en forma neutrina. En travessar la pela més fàcilment que la radiació electromagnètica, s'escapen uns segons abans. Els neutrins travessen l'espai amb la velocitat de la llum o la velocitat del sol, ja que la seva massa és zero o gairebé zero. (S'ha aconseguit el límit màxim de 15 eV per a la massa de neutrins de la supernova 1987 A. Això ha estat un treball enorme de física experimental).
El model teòric que s'accepta en l'actualitat per a les supernoves tipus I implica que a) aquestes supernoves es produeixen a les regions de formació de les estrelles, ja que a causa de la curta vida de les estrelles massives moren prop del seu punt de naixement; b) en tenir les capes superiors de l'estrella hidrogen no processat, s'han de veure les línies d'hidrogen en l'espectre i c) produeixen grans quantitats de neutrí. Aquest model es va desenvolupar estudiant supernoves que es produeixen en altres galàxies i és consistent amb elles. No obstant això, com aquestes galàxies es troben molt allunyades (deu milions d'anys llum, excepte en molt pocs casos), la precisió en la nostra observació és limitada. Per això els astrònoms porten anys esperant un regal que demostri les seves teories, que va tenir lloc el 24 de febrer.
La supernova 1987 A se troba en el Gran Núvol de Magallanes (la galàxia de la nostra galàxia és un petit satèl·lit). Visible des de l'hemisferi sud en la constel·lació de Doradus. El Gran Núvol de Magallanes es troba a 170.000 anys-llum de nosaltres, la qual cosa va provocar que l'explosió es produís fa 170.000 anys, a pesar que per a nosaltres això no era possible. En una foto en color del núvol es poden veure dues zones diferents: el cos principal és una barra de color groc.
Al nord-est de la barra es troba la regió 30 Doradus, coneguda com la nebulosa de la taràntula. En aquesta regió hi ha un munt d'estrelles blaves brillants que ens conten el que és la regió de creació de les estrelles. El superbón 1987 A va esclatar prop de 30 Doradus, és a dir, a la regió de les estrelles blaves, on es podia predir la supernova tipus II.
Des que va aparèixer aquesta supernova, han estat les sorpreses. La primera es refereix a la identificació de l'estrella que va explotar. Poder identificar a l'antiga mitjançant fotografies per a astrònoms d'especial interès. Així podien obtenir informació implícita sobre les estrelles que suporten una supernova. No obstant això, fins avui la identificació no ha estat completa. La supernova 1987 A, el Sandule, coincideix amb l'estrella -69°202 amb l'error de pocs percentatges de segons d'arc. Aquesta estrella és un supergegant vermell de la classe B3. Això sembla desprendre's de les dues estrelles canadenques pròximes a aquest lloc, que es troben a una distància d'un segon d'arc.
Però una setmana després de l'explosió el satèl·lit IUE (international ultraviolet explorer) va sorprendre el Sandule en anunciar que -69°202 continuava brillant. El mateix passava amb els seus amics. Quin ha estat l'estrella que ha esclatat? Com no hi ha cap canvi net, el Sandule -69°202 especula amb la idea que podia ser una estrella binària. El segon membre d'aquest sistema podria ser un supergegant vermell tipus K i no podia ser diferenciat en les fotos del seu brillant amic. Aquesta última podria ser la que va explotar. No obstant això, una explosió pròxima hauria d'ocultar a l'estrella Sandule -69°202 i això no ha ocorregut.
Una altra sorpresa ha estat el moderat increment de lluentor en la banda òptica i la ràdio de l'espectre comparat amb altres supernoves del mateix tipus. Això sembla indicar que la petxina d'estrelles era petita.
Sembla que els processos que es produeixen en la zona de les estrelles són més ben entesos que els que es produeixen en la petxina. Les quantitats de neutrí rebudes del SN 1987 A confirmen el patró del col·lapse de supernoves tipus II.
Què ocorre quan es crea una supernova en l'entorn interestel·lar? Perquè imaginem que una esfera matern comparable a la grandària del Sol s'expandeix en l'espai a una velocitat de 16000 km/s. Es tracta d'una potent ona de xoc (que escombra el gas interestel·lar, elimina la pols còsmica i crea en el seu interior una zona d'alta temperatura (1.10 graus).
Aquesta bombolla còsmica comença a refredar-se, primer per expansió i després per radiació. Això es produeix quan la temperatura baixa per sota d'un milió de graus i és possible observar la causa de l'emissió auditiva que produeix. D'aquesta forma es crea un objecte similar a la nebulosa Càncer. Nebulosa situada en la constel·lació de Taure, formada per l'expansió de les restes de la supernova de 1054. A aquesta fase li costaran centenars d'anys. Si l'estrella de neutrons creada per la supernova té un camp magnètic violent (a manera de pols), els electrons lliures continguts en el material que s'està espandando poden emetre radiació de sincrotón, tant en radiofreqüències com en supervisors i raigs X.
L'expansió de la bombolla continua durant milers d'anys i el resultat final és una esfera de gas molt més calent que el mitjà interestel·lar. Aquesta temperatura es troba entre 10-100 K. Així, el mitjà interestel·lar adopta la forma d'un "gruyére". Són bombolles gairebé buides, produïdes per l'explosió de supernoves. Aquests estan separats per zones fredes i compactes que es connecten amb el temps. Si l'ona en expansió troba núvols moleculars, produeix la seva compressió i poden començar a formar noves estrelles.
Entre els efectes còsmics produïts per una supernova es troba l'enriquiment químic de la galàxia. L'explosió dispersa la closca estel·lar en l'espai, format per hidrogen, heli, carboni, oxigen, calci, magnesi, alumini, fòsfor, etc. Com en la creació de l'univers sembla impossible que en l'espai interestel·lar hi hagi elements més pesats que l'heli, la presència de tots aquests elements en l'espai es deu a supernoves. Hi ha petjades a favor de la idea que l'enriquiment químic de la galàxia va ser inicialment molt ràpid.
Això significa que la freqüència de les supernoves era major que l'actual. És curiós que fins ara no es detectin estrelles amb els mateixos components essencials de l'univers (hidrogen i heli). Una mica menor que la massa del Sol i una estrella creada fa deu mil milions d'anys, hauria d'estar en la fase de combustió de l'hidrogen. Seria legítim pensar que quan es va formar la nostra galàxia van sorgir estrelles de gran massa que van morir en supernoves i que són responsables de la riquesa química de la galàxia.
Analitzarem un altre aspecte de la supernova/composició química. La seva importància des del punt de vista còsmic és menor, però a nosaltres ens afecta directament els éssers humans. Si els altres àtoms que formen les nostres estructures de carboni, d'oxigen i de vida tinguessin memòria, potser recordarien amb afecte l'interior de l'estrella en la qual van ser creats i el dia de catàstrofe que una terrible explosió va llançar a la incertesa de l'espai. Després, fa uns 5 mil milions d'anys la Terra es van condensar en el planeta i s'ha convertit en una de les estructures més sofisticades que la ironia de la destinació ha pogut generar en la Naturalesa.
Si alguns aspectes de la supernova 1987 A se han produït segons el que es preveu pels models teòrics, uns altres escapen a la nostra comprensió. El tipus d'estrelles que creguin supernoves continua sent un problema pendent. Si algun dia esclatessin supernoves en les proximitats del Sol, mira a quina hora ha estat, perquè pots ser el primer home que l'ha vist. Prepara't per a pensar que Betelgeuse (constel·lació d'Orio) pot explotar en qualsevol moment entre deu i cent mil anys.
Sembla que en les proximitats del Sol no hi ha candidata a la supernova. Però com els astrònoms som molt dolents predictors, pitjors que els meteoròlegs, no et perdis l'esperança. Aprendrem a posteriori que l'univers és més ric del que pensem. No obstant això, ens toca continuar treballant, potser de tant en tant per a recordar que la nostra existència està relacionada amb un Univers bonic, creatiu i fantàstic.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
