La astronomía en los tiempos de la pandemia: Betelgeuse (III)

     Con esta tercera entrega se cierra la trilogía, que usando a Betelgeuse como hilo conductor, me ha servido para tratar la evolución de las estrellas masivas. 

     No lo había comentado hasta ahora, pero la evolución de una estrella viene determinada por su masa inicial: cuánto mayor sea ésta, menor será su vida. Las estrellas más masivas, para mantener el equilibrio hidrostático necesitan más energía y, por tanto, tardan menos en quemar su combustible. Una estrella como Betelgeuse (con 20 veces la masa del Sol) tendrá una vida de tan solo unos 8 millones de años, nada si lo comparamos con los 10000 millones del Sol. Además, su evolución estelar también será diferente: mientras que el Sol morirá como una enana blanca, dejando tras de sí una hermosa nebulosa planetaria, Betelgeuse explotará originando lo que será la supernova conocida  más cercana a nuestro planeta. Veámoslo con un poco de detalle.

 

LA VIDA COMO SUPERGIGANTE ROJA

     Una vez que la estrella se ha convertido en una supergigante roja, permanecerá en esta fase todo lo que le queda de vida, apenas un millón de años. La estrella, con una temperatura central alrededor de los 200 millones de grados, quemará el helio del núcleo formando carbono y oxígeno. De manera análoga a lo que sucedía cuando la estrella había consumido todo el hidrógeno (como vimos en la entrada anterior),  una vez que el helio se agota, el núcleo se contrae aumentando considerablemente su temperatura. En el momento en que ésta  supera aproximadamente los 800 millones de grados comienza la ignición del carbono. En apenas 2000 años se termina el combustible y se repite el proceso, que como vemos cada vez es mucho más rápido y mucho más energético. A continuación, a una temperatura próxima a los 1600 millones de grados y en algo menos de un año, se quema el neón que se formó durante la combustión del carbono. De esta manera, en etapas sucesivas cada vez más cortas, se siguen quemando elementos más pesados hasta llegar al azufre y el silicio. Esta es la última etapa antes del colapso de la estrella: en apenas dos semanas, con una temperatura en el núcleo por encima de los 3300 millones de grados, la estrella quema estos últimos elementos originando un núcleo inerte de hierro y níquel. Llegados a este momento, pre-supernova, la estrella ha adquirido la llamada estructura en capas de cebolla, donde de manera concéntrica, se dispone el material que se ha ido produciendo en cada una de las etapas que hemos visto:

 

Esquema, no a escala, de la estructura en capas de cebolla de una estrella masiva justo antes del colapso que dará lugar a una supernova

 

Y FINALMENTE … UNA SUPERNOVA

     Una vez que se agota el silicio se paran las reacciones nucleares y el núcleo se vuelve a contraer pero en este caso no llega a alcanzar la temperatura suficiente para quemar el hierro. En un cierto momento el núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar y la desestabilización es definitiva, ya no hay vuelta atrás. Se sigue contrayendo y al llegar en torno a los 10000 millones de grados, la radiación emitida en el núcleo es tan energética que es capaz de romper el hierro en elementos más pequeños (fotodesintegración) hasta convertirlo mayoritariamente en una “sopa” de protones y neutrones. 

     Debido a las condicones de alta densidad y temperatura, los electrones del núcleo son capturados por los protones. Este proceso tiene dos consecuencias. La primera es la formación como resultado de esta reacción de un flujo enorme de neutrones (todavía más de los que ya había) y de neutrinos. Por otro lado, la desaparición de los electrones, que hasta ahora eran los que con su presión contrarrestaban el peso de las capas superiores, facilita el colapso del núcleo en apenas un segundo, hasta alcanzar una densidad similar a la del núcleo de un átomo. En este momento la presión que ejercen los neutrones es la clave para frenar el colapso. Si la masa de lo que queda del núcleo es menor de unas tres veces la masa del Sol, como en el caso de Betelgeuse, el colapso se detiene formándonse lo que será una estrella de neutrones. Si, en cambio, su masa es mayor, la presión ejercida por los neutrones no será suficiente para detener el colapso y se acabará originando un agujero negro. 

     Al mismo tiempo que sucede todo esto en el núcleo, las capas más externas que estaban cayendo sobre él como consecuencia de la ruptura del equilibrio hidrostático, se encuentran primero con la radiación energética que está desintegrando los átomos de hierro, frenando su caída y posteriormente con el flujo de neutrinos. Estos neutrinos, estaban atrapados “cayendo” durante el colapso. En el momento en que éste se frena rebotan como un muelle y salen despedidos hacia el exterior a velocidades supersónicas creando una onda de choque que se llevará por delante la envoltura de la estrella que estaba precipitándose sobre el núcleo, liberándose una ingente cantidad de energía. Se acaba de producir una supernova (concretamente de tipo II, las más abundantes). Toda esta materia que la supernova ha expulsado enriquece el medio interestelar y servirá para formar la siguiente generación de estrellas, cerrándose el “ciclo de la vida”.

Sencilla animación de lo que sería una explosión de supernova

¿SON MUY HABITUALES ESTAS SUPERNOVAS?

     Se estima que en una galaxia como la Vía Láctea se producen, de media, dos supernovas por siglo. Esto no quiere decir que todas sean visibles desde nuestra posición, ya que si por ejemplo, la explosión se produjera por detrás del centro galáctico pasaría completamente desapercibida. Antes de la aparición del telescopio, en base a distintos testimonios históricos y a la posterior identificación y estudio en el cielo de sus remanentes, se han podido datar una decena de supernovas. La más famosa, sin duda, es la que atestiguaron astrónomos chinos en 1054 y cuyos restos, la celebérrima nebulosa del cangrejo, muchos de nosotros hemos podido observar con nuestros telescopios. Más recientes son las últimas visibles a simple vista que corresponden a las observadas por Tycho (en 1572) y Kepler (1604). Todas ellas se produjeron en nuestra Galaxia motivo por el que fueron muy brillantes, alcanzando magnitudes entre la -2.5 y la -6, igualando e incluso superando el brillo de Venus.

     Uno de los fenómenos astronómicos más importantes de todos los tiempos por la gran repercusión que ha tenido y todavía tiene es la supernova de 1987 (catalogada como SN 1987A). Esta supernova explotó en la nebulosa de la Tarántula, un objeto muy conocido en los cielos del hemisferio sur, el 23 de febrero de 1987 en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. Por sí sola esta supernova merecería toda nuestra atención ya que ha sido el laboratorio donde poner a prueba nuestros conocimientos de varias ramas de la física, aunque entrar en detalle está fuera de la idea de esta entrada. Sin embargo, sí quería compartir algunas imágenes donde se ve cómo era la estrella unos años antes de explotar, poco tiempo (¿horas, días?) después de la explosión y en 2017, 30 años después de la misma, donde se aprecia el remanente tan característico que se ha originado.

Imágenes de la región en torno a la SN 1987A antes y después de explotar (David Malin, Observatorio Astronómico Angloaustraliano). Llegó a ser visible a simple vista como una estrella de tercera magnitud

     En el caso de Betelgeuse, a la que todavía le faltan unos 100000 años, su explosión sería la más espectacular vista hasta ahora debido a que se encuentra muy cerca, a tan solo unos 650 años luz. Como comparación, las supernovas históricas que acabamos de comentar se encontraban en un rango entre los 6000 y 20000 años luz y la SN 1987A, ya en otra galaxia, a unos 170000. Teniendo en cuenta todo esto, se espera que el brillo que alcanzaría la explosión de Betelgeuse rondara la magnitud -11, muy parecido al brillo de la luna casi llena. Durante varios meses podríamos incluso verlo de día. A pesar de su proximidad, Betelgeuse no está suficientemente cerca como para que su final pudiera suponer un riesgo real para la vida en nuestro planeta.

 

Imagen de gran campo centrada en el remanente de la SN 1987A (Telescopio espacial Hubble, enero de 2017)

SOBRE NOVAS Y SUPERNOVAS

     Para finalizar quería hacer un inciso y aclarar, sin entrar en muchos detalles, las diferencias entre novas y supernovas. En ambos casos se trata de estrellas que en un momento dado explotan liberando una gran cantidad de energía que hace posible que, de manera repentina, sean visibles en el cielo donde anteriormente “no” había nada. El término procede del latín “stella nova” que Tycho utilizó para referirse a la “estrella nueva” de cuya aparición en el cielo había sido testigo privilegiado. Posteriormente, al observarse que no todas las novas eran iguales, se introdujo la palabra supernova para aludir a las más brillantes. De hecho, hoy sabemos que estas últimas son alrededor de un millón de veces más brillantes. Las novas, sin embargo, son más frecuentes, produciéndose en torno a una docena al año. En mi caso, puedo decir que en los últimos 15 años, con mi modesto equipo, he podido observar media docena. De manera coloquial, teniendo en cuenta tanto su brillo como su frecuencia,  podemos suponer que cuando se habla de supernovas nos estamos refiriendo a explosiones ocurridas en otras galaxias mientras que en el caso de las novas hacemos referencia a las producidas en nuestra galaxia.

     En cuanto a su origen, la mayoría de las supernovas que conocemos, unas tres cuartas partes, se producen por el colapso del núcleo de una estrella masiva, tal y como se ha descrito anteriormente. Sin embargo, el resto de supernovas (las de tipo Ia) y las novas se originan, de manera parecida aunque no igual, en sistemas binarios cerrados donde se produce transferencia de masa de una estrella evolucionada a una enana blanca. A diferencia de las supernovas, en muchos casos las novas son recurrentes (no se destruyen después de la explosión y pueden repetir el proceso varias veces antes de morir definitivamente).

Con estas entradas he intentado explicar de manera sencilla y sin perder rigurosidad lo complicado que es una estrella tan grande y masiva como Betelgeuse. Espero haberlo conseguido, despertando o saciando en cada caso la curiosidad de los lectores y que la próxima vez que nuestra mirada se detenga en el cielo estrellado la veamos con otros ojos, a poder ser, desde fuera casa.