?Se puede saber qu¨¦ tama?o tendr¨¢ una supernova antes de que explote?

Hablar del tama?o de las supernovas es confuso, ya que no son objetos, son eventos astron¨®micos: explosiones de estrellas. Existen dos tipos dependiendo de su mecanismo de explosi¨®n: las de colapso gravitatorio, m¨¢s comunes, y las termonucleares.

Las supernovas termonucleares ocurren si una enana blanca captura la masa suficiente de otra estrella, lo que provoca la fusi¨®n de su n¨²cleo en cuesti¨®n de segundos. Las enanas blancas son objetos muy densos que se forman cuando una estrella con una masa menor a ocho veces la masa del Sol ha quemado todo su combustible. Por ejemplo, nuestro Sol acabar¨¢ convertido en una enana blanca. Estos remanentes estelares poseen un di¨¢metro de un 1% del di¨¢metro del Sol y una masa similar a la de este y, en muchos casos, se encuentran en sistemas binarios, cerca de otra estrella de la que pueden tomar masa. Cuando la enana blanca captura masa de la otra estrella, puede llegar un momento, en ciertas condiciones, en el que su n¨²cleo se funda en segundos y provoque una onda de choque que destruye la estrella. La luminosidad de la enana blanca, que era muy peque?a debido a la falta de reacciones nucleares en su interior, aumenta 100 billones de veces. Este tipo de supernovas son las que emiten m¨¢s luz porque la estrella se destruye por completo.

Las supernovas de colapso gravitatorio ocurren cuando termina la vida de una estrella supermasiva (con masas iguales o mayores a ocho veces la masa del Sol). Al final de su vida, estas estrellas tienen un n¨²cleo de hierro rodeado de capas externas de elementos m¨¢s ligeros. En ese momento, la estrella no tiene energ¨ªa suficiente para fusionar el hierro, el equilibrio entre la presi¨®n generada por las reacciones nucleares (hacia fuera) y la presi¨®n gravitatoria (hacia dentro) se rompe, el n¨²cleo se contrae y las capas externas caen sobre el centro de la estrella. Esto provoca que el n¨²cleo se caliente mucho y que los ¨¢tomos de hierro comiencen a desintegrarse dando lugar a una gran cantidad de neutrones. El n¨²cleo cada vez se calienta m¨¢s y se producen m¨¢s desintegraciones hasta que en menos de un segundo todo el hierro se desintegra y el n¨²cleo colapsa. Lo que queda es un n¨²cleo estelar constituido principalmente por neutrones que emite una gran cantidad de neutrinos, unas part¨ªculas elementales muy ligeras. Estas part¨ªculas sacan de la estrella una enorme cantidad de energ¨ªa que provoca su enfriamiento. El colapso termina cuando la densidad de neutrones es lo suficientemente grande como para que la repulsi¨®n de los neutrones frene el colapso. Lo que queda es un n¨²cleo de neutrones con un radio de entre 10 y 20 kil¨®metros.

Respondiendo a tu pregunta, este ser¨ªa el primer tama?o a mencionar. Este n¨²cleo es lo que llamamos estrella de neutrones. El tama?o de ese n¨²cleo se puede estimar usando modelos te¨®ricos. Otra opci¨®n para el destino de este tipo de supernovas es la formaci¨®n de un agujero negro. Si la masa del n¨²cleo es lo suficientemente grande, los neutrones no son capaces de frenar el colapso y, en vez de formarse una estrella de neutrones, nacer¨¢ un agujero negro. Debido a las incertidumbres en nuestros modelos te¨®ricos, no se conoce con exactitud el l¨ªmite exacto de la masa del n¨²cleo necesaria para que se forme un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones. Adem¨¢s de dar lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro, las supernovas de colapso gravitatorio, al igual que las termonucleares, expulsan material a enormes velocidades. Cuando las capas exteriores caen sobre el n¨²cleo, estas rebotan y se genera una onda de presi¨®n que las expulsa.

Si tu pregunta se refer¨ªa m¨¢s al alcance de la onda de choque de la supernova tras la explosi¨®n, tambi¨¦n aqu¨ª podemos hacer c¨¢lculos aproximados, aunque es dif¨ªcil ser precisos porque no solemos contar con datos exactos de, por ejemplo, la masa de la estrella progenitora o qu¨¦ hay exactamente a su alrededor. Y adem¨¢s, hay que tener en cuenta nuestra falta de comprensi¨®n de algunos procesos que tienen lugar durante y despu¨¦s de la explosi¨®n.

Como he mencionado, la explosi¨®n de una supernova provoca la expulsi¨®n de las capas externas de la estrella por medio de ondas de choque. Estos residuos estelares acaban por diluirse en el espacio al cabo de millones de a?os. Antes de eso, hay un periodo de unos 400 a?os en los que el material de la estrella se expande libremente a velocidades de 10.000 kil¨®metros por segundo hasta que el frente de onda barre una cantidad de material interestelar lo suficientemente grande, igual a la masa de las capas de estrella que hay en ese frente de onda. Cuando eso ocurre, la expansi¨®n empieza a frenarse. En ese tiempo, el material ha recorrido unos 10 a?os luz (1 a?o luz son 10 billones de kil¨®metros).

Despu¨¦s, la velocidad de expansi¨®n va disminuyendo al arrastrar m¨¢s y m¨¢s material sin perder apenas energ¨ªa. Esto termina cuando han pasado unos 100.000 a?os. Hasta este momento la onda de choque emite energ¨ªa en distintos rangos del espectro electromagn¨¦tico (que puede ser observada por nuestros telescopios). Esta fase acaba cuando el frente de onda comienza a radiar luz suficiente como para perder energ¨ªa, lo que hace que se vaya enfriando hasta que pasa entre 1 mill¨®n y 10 millones de a?os tras la explosi¨®n. Despu¨¦s, el remanente deja de expandirse y se diluye en el medio interestelar. Hasta entonces ha recorrido unos 300 a?os luz.

Marina Cerme?o Gavil¨¢n es doctora en F¨ªsica Te¨®rica e investigadora en el Instituto de F¨ªsica Te¨®rica de Madrid UAM-CSIC.

Pregunta enviada v¨ªa email por Angel Lino Bayugar.

Coordinaci¨®n y redacci¨®n: Victoria Toro.

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