Supernovas
No. En esta ocasión no hablaremos sobre Marta Sánchez, sino de estrellas. Vamos, de las estrellas de verdad, que no las de cine. Las supernovas son muy importantes para la astronomía y en los siguientes párrafos veremos por qué.
1. Breve tour cósmico.
Nuestro Sistema Solar es una pequeña parcela dominada por una estrella de clase media. Dentro de este rincón, encontramos varios planetas, un montón de asteroides y cometas, todos dando vueltas como polillas en torno a la bombilla solar. Y aunque hace poco tiempo se pensaba que el Sol era un astro único en su tipo, en realidad no es más que la estrella más cercana que tenemos y por esa razón podemos ver su superficie, entre otras cosas. (Entre otras cosas, envía energía a la Tierra, con la cual crecen los cereales, que a su vez nos dan energía en los desayunos). El Sol, como estrella, tiene varios vecinos, como alfa Centauri, Sirio o Capella. Y nuestro barrio, a grosso modo, son las estrellas que podemos ver a simple vista.
Galileo Galilei en 1609, cuando miró con su anteojo a los cielos, vislumbró nuevas estrellas tan débiles que no se podían detectar nunca a simple vista. En general, es verdad que mientras más lejos está un objeto celeste, más débil es. Además, Galileo descubrió con su telescopio que la banda neblinosa que denominamos Vía Láctea o Camino de Santiago es una maraña de incontables estrellas, tan juntas entre sí que a no podemos separarlas visualmente sin la ayuda de instrumentos ópticos. En los primeros decenios del siglo XX, los grandes telescopios ayudaron a ver que en realidad, todas las estrellas que veíamos a simple vista y todas las que también veíamos por telescopio, por débiles que fueran, estaban arremolinadas en un disco con brazos espirales, dando vueltas alrededor de un centro común. Por tanto, nuestra casa está en una ciudad (técnicamente galaxia) denominada Vía Láctea.
Por si no hubieran bastantes estrellas, también en los primeros años de este siglo, se descubrieron que hay otras ciudades. La más cercana es la denominada Galaxia de Andrómeda y es tan brillante que se puede ver como una pequeña nebulosa a simple vista. No difiere mucho de la Vía Láctea, aunque está más poblada y es un poco más grande, pero tiene dos bolsas de pobreza orbitándola... perdón, dos pequeñas galaxias satélites, que se pueden ver con telescopios de aficionado. Ya mucho más avanzados en nuestro siglo y al hacer cálculos detallados de las distancias entre varias decenas de galaxias, quedó patente además, a modo de islas, las ciudades se agrupaban, formando cúmulos de galaxias. Que a su vez formaban supercúmulos de galaxias.
2. Tipos de estrellas.
Las estrellas son imensas esferas de gas en una lucha interna constante. La propia masa de la estrella tiende a caer hacia su centro. Pero afortunadamente, en el interior de las estrellas se transforma la materia en elementos más pesados y una parte se convierte en energía. La energía realiza un empuje hacia el exterior y contrarresta a la presión ejercida por la masa, y de este modo se mantiene un equilibrio. Todas las estrellas brillan gracias a la fusión, que ahora en la Tierra intentamos duplicar en los nuevos reactores atómicos aún en desarrollo. Las estrellas brillan más o menos dependiendo de su masa: mientras mayor masa, mayor brillo. Aplicando la filosofía "vive rápido, muere joven y harás un bonito cadáver", las estrellas masivas acaban mucho antes sus eones.
Los cuerpos celestes que no llegan a tener jamás la suficiente masa como para iniciar la fusión en su interior son las enanas marrones, detectadas por vez primera por el español Rafael Rebolo del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). Las enanas marrones, al igual que los planetas, no son estrellas, aunque emiten cierta radiación en forma de infrarrojos debido a su calor interno. Esto no es de extrañar, ya que los humanos también radiamos infrarrojos por nuestra temperatura corporal.
Cuando una estrella tiene alrededor de la masa del Sol, y tras pasar una etapa de juventud variable, durante varios miles de millones de años se consume poco a poco todo el hidrógeno del núcleo convirtiéndolo en helio de forma que la estrella no cambia sustancialmente de brillo. Cuando el Hidrógeno se acaba, la estrella sufre una pequeña transformación y comienza a fusionar el helio en carbono. Ahora la energía obtenida es algo mayor y el astro se expande. Sin embargo, después de acabar el helio, esta estrella con tal masa no podrá elevar la temperatura y fusinar el carbono. Tras lanzar sus capas exteriores al espacio, la masa de la estrella quedará comprimida en una esfera del tamaño de la Tierra y se convertirá entonces en una enana blanca. Las capas exteriores forman bellas nebulosas planetarias, inmensas burbujas de gases que desde la Tierra se ven como anillos difusos.
En el caso de las estrellas con la mitad de la masa de nuestro Sol, al acabar el hidrógeno no son capaces de elevar la temperatura de tal forma que se fusione helio y terminan sus vidas como enanas blancas.
Con las estrellas algo más masivas que el Sol, ocurre lo contrario. Al tener más masa y lograr una temperatura mayor, se alimentan más rápidamente. Luego convertien el carbono en neón, sodio y magnesio. Esta gran temperatura del núcleo permite una vida más compleja que las estrellas de tipo solar y repite el esquema de fusión con el neón (transformado en oxígeno y magnesio), oxígeno (en silicio y azufre), y silicio (en hierro). Pero a partir de aquí los días están contados. El siguiente elemento pasto del núcleo estelar, el hierro, absorbe más energía de la que produce al fusionarse: la estrella, al no disponer de la energía necesaria para mantenerse en forma, se colapsa sobre sí misma. El resultado final es una explosión de magnitud galáctica. Totalmente verídico.
3. Estrella invitada: la supernova.
La supernova es un evento no muy común a escala humana. En cada galaxia se suelen dar una explosión cada 200 años. En estas explosiones, la mayor parte de la masa de la estrella original se lanza a grandes velocidades. Lo que es asombroso es que durante algunos días, la supernova radía la misma energía que durante toda su vida. Durante ese tiempo, la sola supernova llega a brillar más que el conjunto de estrellas que residen en su galaxia. Con el paso de los años, el remanente de la supernova se esparcirá, creando una nebulosa.
Las explosiones fruto del acabose de una estrella masiva son denominadas supernovas de tipo II. Existe otro caso, las de tipo I, que involucra la acción en un sistema de dos estrellas que se orbitan y cuya detonación es más brillante. Una de estas estrellas debe ser una enana blanca. Cuando el par está lo suficientemente cerca, la enana blanca comienza a robarle a su compañera. El problema es que cuando la enana blanca llega a tener 1,4 masas solares, muere de indigestión en un gran estallido.
Las supernovas que suceden en nuestra propia galaxia son todo un espectáculo, ya que llegan a ser visibles a simple vista con un brillo tal que pueden verse de día. Desgraciadamente, y como ya se ha comentado, es un fenómeno inusual. Entre las supernovas más famosas se encuentran la del año 1054 d.C, registrada por los chinos en sus cuadernos de bitácora astronómicos. Johannes Kepler, contemporáneo y colega de Galileo, registró una de estas supernovas cercanas en el año 1604 antes de la invención del telescopio. Desde entonces no hemos visto ninguna en la Vía Láctea, pero en 1987, una estrella apareció en los cielos australes siendo visible también a simple vista. Se trataba de la supernova SN 1987 A (A, por ser la primera del año) y estaba situada en la Pequeña Nube de Magallanes, una de las galaxias satélite de la Vía Láctea.
4. ¿Dónde estás?
Volvamos a principios del siglo XX. En aquel entonces, no había forma de calcular a qué distancia se encontraban las galaxias de nosotros. Peor incluso, directamente sólo era posible conocer la separación de las estrellas más cercanas al Sistema Solar por el método de paralaje.
El método de paralaje consiste en aprovechar que la Tierra da vueltas alrededor del Sol para ver desde distinto ángulo a las estrellas. Si están lo suficientemente cerca, parecerán moverse con respecto al fondo y con ese pequeña diferencia de posición se convierte fácilmente por trigonometría en distancia: tenemos un ángulo y una base (el diámetro de la órbita terrestre). Si las estrellas están muy alejadas, no digamos las galaxias, el ángulo será tan pequeño que será imposible medirlo.
Para colmo tampoco podríamos utilizar el brillo como indicador de distancia. Recordemos que el brillo depende a la vez de la masa y la lejanía de una estrella. La medida que nos cuantifica el brillo de una estrella vista desde nuestro planeta se denomina magnitud aparente. Para comparar las estrellas entre sí, sin tener en cuenta la distancia a la que están de nosotros, se decidió adoptar la medida llamada magnitud absoluta, que calcula el brillo de las estrellas tal como si se vieran a 3,26 años luz de nosotros. A tal distancia, el Sol brillaría tanto como lo hace alfa Centauri en nuestras noches.
Por supuesto, incluso a la velocidad de la luz, nuestras sondas interplanetarias tardarían varios miles de años en determinar estas distancias.
Afortunadamente para nosotros existen varios métodos para calcular distancias. Uno de ellos es el de las Ceféidas. delta Cefeo es una estrella variable, cuyo brillo varía regularmente con un periodo de algunos días. Henrietta Lewitt a principios del siglo XX concluyó que el periodo estaba relacionado con la magnitud absoluta y Harlow Shapley, con la ayuda de la estadística, ajustó matemáticamente dicha relación. Encontrar en nuestra galaxia estrellas de tipo ceféidas es relativamente fácil, puesto que al estar cerca de nosotros son brillantes. ¿Y qué ocurre con las galaxias?
Habíamos comentado que entre las ciudades galácticas más cercanas a la nuestra está la de Andrómeda, tan grande y próxima que se llega a ver a simple vista. Como ocurre con el Camino de Santiago, a simple vista y con telescopios modestos, Andrómeda no deja de ser una nebulosa. Pero con los grandes telescopios que se construyeron fue posible resolver estrellas individuales en la Galaxia de Andrómeda. Así, se identificaron varias estrellas ceféidas en ella y calculando su magnitud aparente y su periodo, finalmente calcularon la distancia: 2,5 millones de años luz.
Pero ¿qué pasa con las galaxias tan pequeñas y lejanas de las que no podemos resolver individualmente sus estrellas? ¡Supernovas de tipo II al rescate! Gracias a que las supernovas llegan a ser tan brillantes como la propia galaxia, es en la única ocasión que nos permite observar una estrella. Y por fortuna, con un método parecido al de las ceféidas pero más complejo, a partir de la curva de luz y de la magnitud aparente de la estrella es posible determinar la distancia.
Las distancias entre galaxias se han convertido en algo prioritario para la teoría cosmológica de la Gran Explosión. Conociendo las distancias que nos separan de las galaxias y cúmulos de galaxias, es posible conocer también la edad del Universo. Casi exclusivamente por esta razón se lanzó el Telescopio Espacial Hubble, bautizado así en honor a Edwin P. Hubble, astrónomo que descubrió el fenómeno de expansión del Universo.
5. El Big Bang en nuestro telescopio.
Hoy en día, una brillante supernova es capaz de paralizar un telescopio profesional para obtener sus datos. Pero la tarea de descubrimiento de las supernovas está mayoritariamente reservado a los astrónomos aficionados. Realizar patrulla de búsqueda de supernovas es relativamente sencillo con telescopios de 20 cm de diámetro. Simplemente hay que seleccionar una lista de galaxias, observarlas y comparar lo que vemos con fotografías en busca de alguna estrella nueva. Salvo errores muy comunes, como núcleos de la galaxia brillantes, asteroides que pasan cerca de la galaxia o estrellas variables situadas en el mismo campo, estas nuevas estrellas son supernovas.
Con el advenimiento de la Era Digital y la introducción de cámaras electrónicas (CCD), la búsqueda de supernovas se puede automatizar. Mediante un ordenador y programas informáticos especializados, se comanda tanto al telescopio como a la CCD para realizar por sí mismo el barrido del cielo en busca de una supernova. Nuestra tarea se limitaría a la comparación de las imágenes resultantes con las fotografías.
Entre los aficionados más destacados en el campo de las supernovas cabe destacar al Robert Evans, de Australia, con más de 20 supernovas en su haber descubiertas todas visualmente con un telescopio. El único aficionado español con dicho honor es Francisco García, del Grupo M1 de la Agrupación Astronómica de Madrid (AAM). Francisco se encontraba observando con su telescopio Meade de 8" desde la polucionada ciudad de Lugo en una noche de abril de 1993. Mientras observaba la galaxia M81 se dio cuenta de que una nueva estrella había aparecido y el corazón le dio un vuelco. La maquinaria de confirmación del Grupo M1 se puso en marcha y pocas horas después la Unión Astronómica Internacional lanzaba una circular alertando el descubrimiento de la supernova SN 1993 J. Ésta se ha convertido en la más brillante del Hemisferio Norte desde 1950, aunque nunca llegó a ser visible a simple vista ni con prismáticos.
Y tú ¿a qué esperas para descubrir una?
6. Bibliografía.
- Fundamentos de astronomía, Michael Seeds. Editorial Omega.
- Cuadernos del Observatorio Real de Greenwich.
- Nueva Guía de la Ciencia, Isaac Asimov. RBA Editores.
Víctor R. Ruiz
22 abr 1998
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