Por Alejandro Clocchiatti, Investigador Asociado MAS, docente Instituto de Astrofísica UC
Las supernovas son uno de los fenómenos más energéticos y llamativos del universo. Corresponden al final explosivo de algunos estados terminales de la evolución estelar cuando las condiciones de equilibrio que habían permitido a las estrellas evolucionar como entes relativamente estables por mucho tiempo se rompen. Las supernovas juegan roles significativos en la evolución del universo. Sus explosiones energizan el medio interestelar de sus galaxias madres y proporcionan uno de los pocos mecanismos que existen para fabricar núcleos de elementos químicos más pesados y complejos que el hierro. Tan importante como eso, impulsan estos nuevos elementos y los que la estrella progenitora había producido durante su etapa de evolución estable hacia afuera, sacándolos del “pozo” gravitatorio en que permanecerían enterrados para siempre si las supernovas no existieran.
Desde el punto de vista de la astronomía observacional, las explosiones de supernovas correctamente interpretadas permiten medir distancias cosmológicamente relevantes, que abarcan una fracción substancial del tamaño del universo. Gracias a ellas pudimos entender, finalmente, que la expansión de nuestro universo se está acelerando.
El estudio observacional y teórico de la evolución estelar indica que hay varios estadios donde la estrella llega a un callejón sin salida equilibrada posible. El que me interesa enfocar acá es el que les espera a las estrellas muy masivas, muy “gordas”, que comienzan su vida con más de nueve o diez veces la masa de nuestro Sol. Al igual que éste, esas estrellas alcanzan su primer punto de equilibrio hidrostático cuando el calor y la presión en su centro, generados por la contracción gravitatoria inicial, encienden la reacción termonuclear que transmuta hidrógeno en helio. Por ser tan masivas, y a diferencia del Sol, consumirán su hidrógeno muy rápido (en millones, en vez de miles de millones, de años). Una vez que su “carozo” central es de helio puro, la estrella comienza a descender una escalera de puntos de equilibrio en la que se contrae, se calienta, encuentra un nuevo punto de apoyo en la siguiente reacción nuclear exotérmica posible. La que sigue al hidrógeno es la que transforma helio en carbono. Pero esta escalera tiene un límite: cuando el carozo de la estrella llega a ser de hierro ya no hay más reacciones termonucleares posibles que entreguen energía. La única posibilidad de equilibrio para la estrella es seguir produciendo calor en cáscaras, como una cebolla, donde tienen lugar todas las reacciones nucleares posibles. Esta configuración sigue depositando átomos de hierro en el carozo que se contrae lentamente por la masa creciente hasta que la temperatura y la presión hacen imposible que la materia siga existiendo en forma de núcleos atómicos.
Eso sucede cuando el carozo de hierro alcanza la masa de, aproximadamente, una vez y media la del Sol. Hay entonces un momento, la escala de tiempo del proceso es de uno o dos segundos, donde la materia del carozo se transforma de núcleos atómicos a neutrones. Pasa, en un instante, de ser un mar de partículas que agrupan a protones y neutrones a ser un mar de neutrones. Eso implica un enorme aumento de la densidad: el carozo pasa de ser una bola con la masa de un Sol y medio y un tamaño aproximado al de la Tierra a ser una bola con una masa algo menor, pero con un tamaño parecido al de una ciudad como Santiago. Este objeto enormemente denso se conoce con el nombre de estrella de neutrones y, en caso que la explosión lo deje rotando a alta velocidad, será también un pulsar. En el camino se crean también una enorme cantidad de neutrinos. Esa transformación casi instantánea roba a la estrella de su “piso” de apoyo gravitatorio provocando la caída de toda la masa que estaba apoyada sobre el carozo sobre el mismo carozo. (Y notemos que la masa que cae es mucho mayor que la masa del carozo).
El proceso es complejo y todavía no bien entendido, pero de alguna forma, en muchos casos, la secuencia anterior resulta en explosión con eyección de muchas masas solares de materia procesada por la estrella primero y la explosión después. Hace décadas que los astrónomos observacionales y teóricos tratamos de producir una descripción detallada y consistente del desarrollo de estas explosiones, sin nunca lograrlo del todo. Cada vez que creemos haber llegado a un escenario en el que estamos de acuerdo aparece alguna idea, o alguna observación, o algún nuevo modelo, que nos hace notar que todavía nos falta algún ingrediente significativo para tener el escenario completo. Lo frustrante de la situación es que esta carencia de un entendimiento detallado nos impide vincular efectivamente las explosiones de supernovas con algunas de sus consecuencias más relevantes, como el enriquecimiento químico de las galaxias a lo largo de la evolución cósmica.
En este marco se inscribe el trabajo que desarrollamos con Tomás Müller, alumno de magister de la PUC becado por el MAS, bajo la codirección de José Luis Prieto, profesor de la U. Diego Portales e investigador joven del MAS, y Alejandro Clocchiatti, profesor de la PUC e investigador asociado en el MAS (https://arxiv.org/abs/1702.00416, http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa72f1/meta;jsessionid=A70B3639B47422A570565BC853BEC51F.c3.iopscience.cld.iop.org ) en el que tratamos de usar los datos observables clásicos de que disponemos para las supernovas Tipo II Plateau (las que muestran un período de luminosidad constante) con algunas de las propiedades más íntimas de la explosión, como la energía total y la masa de átomos de níquel eyectada. Para hacer la interpretación utilizamos un modelo empírico, “holístico”, de las observaciones desarrollado previamente por el profesor Prieto y O. Pejcha, investigador de la U. de Princeton, y también coautor en este trabajo.
La figura muestra uno de nuestros resultados, una relativamente ruidosa correlación entre la duración de la fase “plateau” con la cantidad de níquel que la supernova volcó al espacio interestelar. En el trabajo estudiamos una muestra de diecinueve supernovas y analizamos como la estadística de producción de níquel observada se contrasta con la predicen algunos de los modelos de explosión más detallados y completos de que disponemos hoy día. Los resultados son alentadores: dentro de las incertezas observacionales y la interpretación a partir del modelo de Pejcha y Prieto, la estadística observacional es consistente con la que predice la teoría. Si bien no tenemos todavía un modelo teórico que nos lleve al consenso, al parecer, vamos por buen camino.
Imagen principal: magen de la «Nebulosa del Cangrejo», restos en expansión de una supernova que explotó en nuestra Vía Láctea en el año 1054. Sabemos que fue una supernova de colapso gravitatorio porque cerca del centro hay una estrella de neutrones que gira muy rápidamente (un pulsar), que es el remanente del violento proceso de neutronización de la materia que desestabilizó la estructura de la estrella progenitora y produjo la explosión.
