Descubrimiento de la Semana: La supernova más joven de la Vía Láctea

Desde Knowledge News
Por Steve Sampson.
Traducción: KC

Científicos estelares anunciaron la semana pasada que han localizado el más joven remanente de supernova nunca antes visto en la Vía Láctea. Llamado "G1.9 +0,3", la edad estimada del remanente es de sólo 140 años - lo que significa que, fue entonces cuando las ondas de radio comenzaron a llegar a la Tierra. (La supernova ocurrió 26.000 años atrás.)

¿Qué tan joven es este, en términos de otros remanentes de supernova? Hasta la semana pasada, el remanente más joven visto en nuestra galaxia era uno de 330 años de edad llamado "Cassiopeia A". Así que, ¿por qué los científicos no habían observado a "G1.9 +0,3" antes, si sus primeras ondas de radio nos llegaron en la década de 1860? Porque para verlas, tenían que pasar a través de un espeso manto de polvo interestelar.

Aunque los astrónomos estén demasiado ocupados con sus super nuevos datos, aquí está esta entrada para apoyar el entendimiento de lo que realmente son las supernovas. Se trata de la vida caliente y muerte violenta de una gran estrella.

Una estrella ha nacido

Al igual que los seres humanos, las estrellas nacen a través de contracciones, aunque las contracciones aquí no son de músculos, sino de enormes nubes de gas y polvo en el espacio interestelar. De vez en cuando, una nube acumula suficiente materia para que las fuerzas gravitacionales actúen juntándola aún más. Es entonces cuando una protoestrella nace, y se calienta. Cuando la temperatura cerca de su centro llega 10 millones de grados Celsius, se inician las reacciones nucleares.

Las estrellas recién nacidas se forman principalmente de hidrógeno. En sus núcleos, "queman" el hidrógeno y el generan helio. Por supuesto, no utilizan fósforos o llamas. La quema en el corazón de una joven estrella es a través de una reacción de fusión nuclear, en la que cuatro átomos de hidrógeno se funden para producir un solo átomo de helio. La masa del átomo de helio es inferior a la masa combinada de los cuatro átomos de hidrógeno; el resto de la masa es liberada en forma de energía.

La liberación de esa energía impulsa hacia arriba la temperatura dentro de la estrella, en algunos casos, a cientos de millones (incluso miles de millones) de grados Centígrados. La presión dentro de la estrella aumenta lo suficiente como para contrarrestar las fuerzas gravitacionales que aún tratan de contraerla. Al mismo tiempo, el calor fluye del núcleo de la estrella hacia la superficie que permanece menos caliente, y desde allí irradia al espacio. Presto: una estrella relativamente estable está quemándose en forma brillante.

Brilla, Brilla, Estrellita Supergigante

Las estrellas sobreviven mucho más tiempo que las medidas humanas, pero al final todas ellas se quedan sin gas, literalmente. Y las que son más grandes viven más rápido. Una estrella relativamente pequeña - al igual que nuestro sol - puede arder por 10 mil millones de años y, a continuación, rondar por eones como cenizas cósmicas, constituyendo lo que se llama una "enana blanca". Una estrella 10 veces más masiva podría vivir sólo 10 millones de años, y luego acabar con una explosión.

Cuando el núcleo de una estrella se queda sin hidrógeno para quemar, comienza a contraerse de nuevo. La temperatura del núcleo aumenta hasta que el helio que formó anteriormente se inflama. Ahora, una reacción de fusión de helio produce carbono y oxígeno en el núcleo de la estrella, mientras que la fusión de hidrógeno incendia una delgada capa a su alrededor. La estrella genera mucho más energía que antes, y en consecuencia hasta produce erupciones. Si la estrella comenzó modesta, crecerá hasta convertirse en una gigante roja. En el caso de que comenzó siendo grande, se convierte en una supergigante.

La carrera nuclear de estrellas más pequeñas, en general termina con la quema del helio de su núcleo. Pero las grandes estrellas inician la quema de carbono y oxígeno fundidos también en la reacción de helio. Esto produce elementos tales como el neón, magnesio, silicio y azufre. Luego queman el silicio para producir hierro. Estas estrellas crecen formando capas como las cebollas - con un núcleo central de hierro, rodeado por capas de quema de silicio, magnesio, neón, oxígeno, carbono, helio e hidrógeno en la más exterior.

Acabarse con una explosión

Después de tomarse varios millones de años para crecer, una supergigante construye su núcleo de hierro en aproximadamente un día. En su apogeo, el núcleo de hierro es de alrededor de dos tercios del tamaño de la Tierra, pero contiene más masa que el sol, y es capturado en una enorme compactación gravitacional. El núcleo de la estrella ya no genera la energía suficiente para contrarrestar las fuerzas de contracción - para fusionar hierro se requiere abonar energía en lugar de que la reacción conduzca a la liberación de energía - por lo que no puede aguantar por mucho tiempo.

Cuando se va, se va rápido. En menos de un segundo, el núcleo colapsa desde una esfera de 8,000 km de diámetro, en una de 20 km de diámetro. La repentina caída libera una enorme cantidad de energía - 100 veces la energía que nuestro sol produce en la totalidad de sus 10 mil millones de años de vida. Partículas minúsculas llamadas neutrinos llevan la mayor parte de esa energía hacia el espacio. El resto corre a través de las capas de la estrella en una onda de choque sobrealimentada.

La explosión resultante expulsa la cáscara de gases de la estrella hacia el espacio, a velocidades superiores a 16 millones de km/h. Por unas semanas, esta "supernova" se quema en forma más brillante que mil millones de soles. Y en milenios por venir, la cáscara gaseosa de la ex estrella se difunde en el medio interestelar. Mientras tanto, el núcleo de hierro colapsado de la estrella se convierte en una estrella de neutrones - o, en algunos casos, se convierte en un agujero negro. En el cosmos, al parecer, las grandes estrellas se queman y se desvanecen.
_________________________________________

Versión completa en inglés, aquí.