Kitabı oku: «Supernovas. La muerte de las estrellas»

Introducción

¿Cómo sería un universo sin estrellas, sin explosiones de supernovas? En un universo así solo habría hidrógeno y helio, los elementos que se originaron en el Big Bang, y la vida que conocemos no habría tenido la oportunidad de desarrollarse. Sin las luminosas explosiones de supernovas tampoco tendríamos los que a día de hoy son los mejores indicadores de distancia extragalácticos, los cuales nos permiten estimar el ritmo de expansión del universo, identificar sus componentes y explorar su evolución. Las supernovas son de los pocos objetos astronómicos que muestran variaciones en escalas de tiempo humanas: aparecen brillantemente para desaparecer de nuestros telescopios al cabo de unos meses o años.

Como es sabido, en astrofísica no se pueden programar experimentos y repetirlos para verificar los resultados. En ese sentido, se diferencia de la mayoría de las ramas de la física y otras ciencias. Nos basamos en lo que observamos, en lo que somos capaces de descubrir de lo que la naturaleza nos muestra. Casi toda la información que tenemos de los objetos astronómicos nos llega a través de su luz o, lo que es lo mismo, de su radiación electromagnética, compuesta por fotones. Estos fotones nos traen información de las condiciones existentes en su lugar de origen que, en la mayoría de los casos, es la parte más externa de los distintos objetos. Para hacernos una idea, se puede comparar el tamaño relativo de esa zona externa en una estrella con el tamaño de la piel de una manzana en relación a toda la pieza de fruta. Pero las supernovas nos muestran mucho más. Al expandirse a grandes velocidades —miles de kilómetros por segundo— se van haciendo transparentes y, como en una película, nos revelan zonas cada vez más internas, hasta descubrirnos su centro. Esta información ha sido y es fundamental para entender esas explosiones y toda la evolución estelar.

¿Por qué son importantes las estrellas y las supernovas? Prácticamente todos los elementos químicos, a excepción del hidrógeno y del helio, que se originaron en el Big Bang, se han formado en los densos y calientes interiores de las estrellas, durante su evolución o cuando explotan como supernovas.

La formación de los elementos, a partir del hidrógeno, se produce a través de reacciones nucleares de fusión. Por ejemplo, cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan para dar uno de helio, y tres de helio se fusionan formando uno de carbono. Estas reacciones nucleares son exotérmicas, es decir, producen energía. Pero… ¿cuánta? La respuesta la tenemos en la popular ecuación de Einstein, que nos indica que la masa puede transformarse en energía según E = mc² ; c es la velocidad de la luz en el vacío. En las reacciones anteriores se «pierde» masa —un núcleo de helio pesa menos que cuatro de hidrógeno, y uno de carbono menos que tres de helio—, pero en realidad no se ha «perdido», sino que se ha convertido en energía, obtenida de la reacción nuclear correspondiente. Una energía que posibilita que las estrellas eviten el colapso por su propia gravedad y gracias a la cual el Sol calienta al planeta Tierra y es posible la vida.

Las estrellas generan energía transformando unos núcleos atómicos en otros y mediante la expulsión de los nuevos elementos, producidos a través de episodios de pérdida de masa y de explosiones de supernova, cambian la composición química del medio interestelar.

Pero durante su explosión las supernovas protagonizan otro proceso fundamental: inyectan una gran cantidad de energía al medio interestelar, empujando el gas a su alrededor. De esta forma desestabilizan las frías nubes de gas y provocan que colapsen por efecto de la gravedad. Cuando eso sucede, el gas se comprime, y en la zona central se alcanza la temperatura necesaria para que den inicio las primeras reacciones nucleares. Es en ese momento cuando se considera que tiene lugar el nacimiento de una estrella.

En el caso del Sol, la nebulosa a partir de la cual se originó tenía un 1,5% de elementos químicos distintos del hidrógeno y el helio. Puede parecer poco, pero ese 1,5% requiere la actuación de varias generaciones de estrellas produciendo nuevos elementos. Las primeras estrellas, que se originaron tras el Big Bang y que probablemente antecedieron a la formación de las primeras galaxias, estaban compuestas solo por hidrógeno y helio.

Si en vez de explotar, las estrellas colapsaran completamente debido a la gravedad o simplemente se fuesen enfriando al acabar su combustible nuclear, todos los nuevos elementos químicos resultantes de su evolución quedarían atrapados y el universo no se enriquecería en ellos. La vida rica en agua, oxígeno, calcio o hierro no habría podido comenzar en ningún lugar.

¿Siguen todas las estrellas el mismo camino en su evolución?, ¿producen los mismos elementos químicos?, ¿terminan su vida explotando como supernovas? La evolución estelar depende fundamentalmente de la masa. La masa de la estrella determina la temperatura que puede alcanzar en su interior, y esta fija las reacciones nucleares que van a producirse. Resulta intuitivo que el centro de una estrella cien veces más masiva que el Sol se comprima aumentando su presión y alcanzando temperaturas muy por encima de las que se alcanzan en el centro de nuestro astro rey. En una primera aproximación se cumple que la temperatura en el centro es proporcional a la masa. Por otra parte, cuanto más pesados sean los núcleos que van a fusionarse, más alta será la temperatura necesaria para su fusión.

En este sentido, el Sol se considera una estrella de «baja masa», y eso que es 333000 veces más masivo que la Tierra. Actualmente el Sol está transformando, en su núcleo, el hidrógeno inicial en helio, a través de reacciones nucleares de fusión. ¿Qué pasará cuando se agote el hidrógeno en esa zona central donde la temperatura es suficiente para la fusión del hidrógeno? Sin fuente de energía en su interior, el Sol se contraerá por gravedad. Además, su temperatura aumentará y en la zona colindante al núcleo de helio se alcanzará la temperatura necesaria para quemar el hidrógeno restante y, posteriormente, la temperatura necesaria para la ignición del helio en el centro. Una vez el helio se agote, el Sol se contraerá de nuevo aumentando su temperatura; pero el siguiente combustible resultante de la fusión del helio, el carbono, requiere una temperatura que el Sol, con su masa, no podrá alcanzar. Las reacciones nucleares en su centro habrán finalizado. En sus últimas fases perderá masa a un ritmo elevado, hasta expulsar toda su envoltura, formando una espectacular nebulosa planetaria con su enana blanca en el centro.

La evolución descrita anteriormente para el Sol es la característica, con alguna variación, de las estrellas llamadas de baja masa, que son aquellas con masas inferiores a unas ocho veces la del Sol. Estas estrellas son además las más abundantes: constituyen un 95% del total de las estrellas observadas.

¿Y las estrellas más masivas, cómo evolucionan? Los primeros pasos son similares a los descritos para las estrellas de baja masa pero, tras agotar primero el hidrógeno y después el helio en sus centros, siguen un camino muy diferente. Las estrellas masivas van alcanzando sucesivamente la temperatura necesaria para «quemar» todos los combustibles, hasta generar un núcleo formado por hierro. Este núcleo se contrae, pero el hierro es un elemento a partir del cual no podemos obtener energía por fusión. Sin ninguna fuente de energía en su interior, el núcleo de hierro colapsa en pocos segundos, formando una estrella de neutrones o un agujero negro. En este colapso se libera una gran cantidad de energía y se produce la explosión que da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.

En febrero de 2016 la colaboración científica llevada a cabo en los dos interferómetros del Observatorio LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) dio como fruto el anuncio de la primera detección de ondas gravitacionales desde la Tierra. En septiembre de 2015 la señal llegó a los detectores, situados en Livingston (Luisiana) y Hanford (Washington), en Estados Unidos, procedente de la fusión de dos agujeros negros, los cuales debieron de formarse por el colapso de los núcleos de dos estrellas masivas.

Pero… ¿solo las estrellas masivas explotan en forma de supernovas? No. Aunque la afirmación pueda parecer extraña, las de baja masa también pueden explotar. Las estrellas como el Sol permanecen en equilibrio durante miles de millones de años y, al final, forman una enana blanca, un objeto compacto que se opone a la gravedad por la presión que ejercen sus electrones. Una enana blanca que tuviera la masa del Sol y el tamaño de la Tierra presentaría una densidad de unos 1000 millones de kg/m³; es decir, un cubito de un centímetro de lado que pesaría una tonelada. Un dato a tener en cuenta: la densidad media de las rocas en la Tierra es de unos 2500 kg/m³.

Por su parte, las enanas blancas aisladas no explotan, sino que se enfrían, emitiendo cada vez menos luz. La explosión de una enana blanca requiere de agentes externos que provoquen el calentamiento de la zona central hasta alcanzar la temperatura necesaria para la ignición del combustible disponible, el carbono. Esto puede suceder en un sistema binario —un sistema formado por dos estrellas—, donde la enana blanca aumente su masa a expensas de la masa de su compañera. En este caso, la explosión no se produce por colapso gravitatorio, sino por la ignición explosiva del carbono. Las condiciones en la enana blanca son tales que las reacciones nucleares aumentan la temperatura sin producir una expansión del material. Al subir la temperatura se produce más energía nuclear, lo que incrementa aún más la temperatura, generando más energía... y así hasta la explosión que nos deparará una supernova termonuclear.

¿Cuánto tiene que aumentar la masa de una enana blanca para que se produzca esta explosión? La respuesta la obtuvo en 1930 el joven físico teórico Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) durante el viaje en barco que realizó desde la India, su país natal, a Inglaterra, para continuar sus estudios. Chandrasekhar calculó la masa máxima que puede tener una enana blanca manteniéndose en equilibrio sin colapsar. Este límite se conoce como «masa crítica de Chandrasekhar» y, para una enana blanca compuesta por carbono y oxígeno, es de unas 1,4 veces la masa del Sol.

Tenemos, por tanto, dos tipos de supernova asociados a dos mecanismos de explosión: el colapso gravitatorio del núcleo de una estrella masiva y la explosión termonuclear de una enana blanca de carbono y oxígeno con una masa próxima a la masa crítica de Chandrasekhar. En ambos casos la energía es enorme, suficiente para explicar las altas velocidades de expansión observadas, de miles de kilómetros por segundo, y la radiación emitida. Por su alto brillo, las supernovas se detectan en galaxias muy lejanas, lo que las convierte en poderosos faros cósmicos. Estas explosiones explican, además, el origen de la mayoría de los elementos químicos que se observan en el universo.

¿Qué entendemos y qué no entendemos de estas muertes explosivas de las estrellas? ¿Qué tipo de explosión da lugar al mejor faro cósmico, útil para estimar distancias extragalácticas y parámetros cosmológicos? ¿Qué papel tienen las supernovas termonucleares y las de colapso gravitatorio en el origen y evolución de los elementos químicos? De estas cuestiones y otras muchas trata este libro, en el que abarcaremos desde las primeras observaciones de estrellas visitantes hace más de 2000 años, hasta uno de los problemas fundamentales de la física, desvelado por las supernovas. Se trata de la naturaleza de esa enigmática y abundante componente cósmica, la llamada energía oscura, esa poderosa fuerza misteriosa que acelera la expansión del universo.

Brillantes visitantes en el cielo

Los primeros registros históricos de «estrellas visitantes» o «invitadas» —Ke xing— fueron realizados por astrónomos chinos. Las fulgurantes visitantes no solo eran supernovas, podían ser también novas —estrellas variables cuyo brillo aumentaba haciéndolas visibles— o simplemente cometas. En los antiguos catálogos orientales (chinos, coreanos y japoneses) se han identificado hasta 75 nuevas estrellas, descontando las «visitantes» descritas con cola o movimiento significativo, que probablemente eran cometas. Para poder distinguir a las supernovas de las novas se adoptó como criterio que las supernovas debían ser visibles durante al menos tres meses. La primera candidata a nova se remonta al año 532 a.C. y la primera a supernova, al 185 d.C., la cual fue visible durante ocho o quizá veinte meses (el número varía según la interpretación del texto). A pesar del brillo y de su presencia en el cielo de forma continua, solo tres o cuatro de las nueve supernovas recogidas en los catálogos orientales aparecen en registros occidentales. Es llamativo que los astrónomos griegos y árabes, que realizaron observaciones muy precisas del movimiento de los astros y los eclipses, no incluyesen estos fenómenos. ¿Pensaban quizá que eran fenómenos atmosféricos, que ocurrían lejos de la esfera de las estrellas «fijas» de Ptolomeo? ¿O que, al ser transitorios, no resultaban útiles? Por otro lado, 75 novas en unos dos mil años no son demasiadas; un astrónomo podría haber visto, como mucho, una a lo largo de su vida. Todos nosotros hemos observado probablemente algún cometa, pero no hemos tenido la oportunidad de ver una nova o supernova a simple vista. Quien sí tuvo la suerte de ver una fue el astrónomo y geógrafo griego Hiparco (190 a.C.-120 a.C.), quien observó la aparición de una nueva estrella en la constelación de Escorpión en el año 134 a.C. Este hecho, junto al objetivo de determinar un posible movimiento de las estrellas fijas, le llevó a catalogar las posiciones de más de mil estrellas, agrupándolas en constelaciones. Solo conociendo con precisión todas las estrellas del cielo se puede asegurar que una de ellas es nueva en el planisferio.

ALGO BRILLA EN EL FIRMAMENTO

Mucho más tarde, en el año 1006, apareció una nueva estrella que, según los astrónomos chinos, fue visible durante tres años. Su evolución se recogió con detalle en China y Japón, y su brillo fue comparado con el de la media luna. En esta ocasión encontramos varias referencias al respecto en el mundo árabe (Egipto, España, Iraq y Yemen) y breves reseñas en dos monasterios europeos, en Italia y Suiza. En 1965 se detectó, siguiendo las indicaciones de los registros históricos, lo que aún puede observarse de esa supernova: su remanente, el gas que sigue expandiéndose interaccionando con el medio interestelar.

Un caso especial es el de la supernova de 1054, llamada del Cangrejo por la forma de su remanente, detectado en 1731 (véase la imagen superior de la pág. 19). Según los numerosos registros orientales, principalmente chinos pero también japoneses, apareció el 4 de julio de 1054 y permaneció visible hasta el 6 de abril de 1056, durante casi dos años. Su excepcional brillo pudo verse a lo largo de unas tres semanas a plena luz del día. En todo el hemisferio norte debió de ser un espectáculo. Es posible que una pintura del siglo XI hallada en el Cañón del Chaco, en el estado de Nuevo México en Estados Unidos, represente esta supernova. En la pintura, realizada por los anasazi, una civilización amerindia que desapareció por completo antes de la llegada de los europeos al continente, aparece una estrella brillante junto a la Luna. La supernova mostró esta configuración, aunque es frecuente observar también así a Venus y la Luna, por lo que podría tratarse de otra representación (véase la imagen inferior de la pág. 19). Se ha debatido mucho sobre el porqué de la ausencia de la supernova de 1054 en registros occidentales y de Oriente Próximo. ¿Cómo es que no consta ninguna referencia? Es evidente que esta supernova no pudo pasar inadvertida, pues fue visible a plena luz del día durante meses. ¿Quizá la inmutabilidad de los cielos de Ptolomeo se había vuelto rigurosamente incuestionable? ¿Era la censura en 1054 más estricta que 48 años antes, cuando se registró la supernova de 1006? Esta interpretación no se sostiene si asociamos una nueva estrella, observada en la primavera de 1054, con esta supernova. Los registros chinos sitúan su primera aparición en julio pero, tratándose de un fenómeno transitorio, cabe pensar que la fecha exacta no fuese considerada un dato esencial. Probablemente se priorizó que la fecha coincidiera con algún evento importante del agrado de las clases dominantes. Las referencias a esa nueva estrella proceden de Armenia, Constantinopla, Flandes, Irlanda y Roma. Tres de ellas se producen en relación con la muerte del papa León IX (ocurrida el 19 de abril de 1054), e indican que un objeto brilló en el cielo en la hora precisa de su muerte. Otra descripción, muy clara, la encontramos en una compilación histórica denominada crónicas de Rampona, donde se asocia la presencia de una estrella con la llegada a Roma del emperador Enrique III: «Tempore huius stella clarissima in circuitu prime lune ingressa est» («Durante este tiempo, una estrella clarísima apareció en el circuito de la Luna»). Queda claro que el principal objetivo de estas referencias no era describir el objeto astronómico, sino adornar y engrandecer determinados hechos históricos.

Por tanto, es posible que las observaciones de la supernova de 1054 fuesen recogidas, o al menos mencionadas, también en Occidente. No obstante, es curioso que un hecho tan notable no aparezca en los registros de astrónomos profesionales, como los que entonces trabajaban en Al-Ándalus. Entre ellos, el astrónomo Al-Zarqali (o Azarquiel), que debía estar observando el cielo desde Córdoba, y los discípulos de Al-Garnati, haciendo lo propio desde Granada ¿Acaso no se atrevieron a cuestionar la inmutabilidad de la esfera de las estrellas fijas de Aristóteles y Ptolomeo? La idea de las estrellas fijas está estrechamente ligada al sistema geocéntrico. Es la visión más extendida, en la que la Tierra está en el centro, rodeada por una bóveda llena de estrellas fijas alrededor. Aquella era una época de cambios y guerras; en 1031 el Califato de Córdoba de Al-Ándalus había caído, dando paso a los reinos de taifas que pusieron fin a una época de esplendor cultural. En 1054 el Cisma de Oriente dividió a la cristiandad y en 1090 Abd Allah, el último rey zirí de Granada, escribió en su diario desde el exilio: «muchos otros (geómetras y astrólogos) se esfuerzan en aplicar su especulación sobre estos temas aunque se les haya prohibido».

Medio milenio después apareció la supernova de 1572, que fue observada con un detalle sin precedentes por el astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601), en honor del cual lleva su nombre. Pero no fue el único en avistarla, también lo hicieron el científico y hebraísta español Jerónimo Muñoz (1520-1591) y el matemático y astrónomo siciliano Francesco Maurolico (1494-1575). A partir de entonces, los registros rigurosos se realizaron en occidente. La posición de la siguiente supernova, la de 1604, aparece determinada con una precisión sesenta veces mayor en los catálogos europeos que en los chinos y fue observada por varios astrónomos, entre ellos el gran Galileo Galilei (1564-1642). Se la conoce como la supernova de Kepler porque fue el astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) quien realizó el estudio más completo sobre ella, publicado en su libro De Stella Nova in Pede Serpentarii. Tan solo cinco años después, en 1609, Galileo construiría su telescopio basándose en la información, proveniente de Dinamarca, de un instrumento que aumentaba en un factor tres el tamaño de los objetos. Aunque Galileo fue probablemente el primero en observar el cielo nocturno a través de un telescopio, ninguna estrella visitante se le hizo visible. De hecho, no se ha detectado ninguna supernova en la Vía Láctea después de 1609, por lo que no hemos tenido la opción de observar ninguna a través de un telescopio. Alrededor de 1680 debió de explotar una supernova en la constelación de Casiopea. Lo sabemos por las observaciones de su remanente, conocido como Casiopea A y detectado en ondas de radio en 1948. Excepto por una posible referencia a una estrella no identificada que fue realizada a posteriori por John Flamsteed (1646-1719), el que fuera el Primer Astrónomo Real británico, esta supernova pasó inadvertida.

La imagen superior muestra la nebulosa del Cangrejo, remanente de la supernova que se observó en el año 1054. Abajo, petroglifo de la cultura anasazi hallado en el Cañón del Chaco, en Nuevo México, y que supuestamente representa la Luna junto a la supernova avistada aquel año.

A día de hoy se han observado los remanentes correspondientes a todas las supernovas mencionadas, conocidas como «supernovas históricas». Estadísticamente deberían producirse dos supernovas por siglo en nuestra galaxia, pero hace más de tres siglos que no se observa ninguna. Con los medios y conocimientos actuales una supernova galáctica nos revelaría una gran cantidad de información. Es cierto que no todas serán visibles desde el sistema solar, pues eso depende de la posición de la supernova respecto a nosotros. Pero según la estadística, una explosión está a punto de ocurrir en la Vía Láctea. ¿Seremos testigos presenciales?