¿Se puede saber qué tamaño tendrá una supernova antes de que explote?

Hablar del tamaño de las supernovas es confuso, ya que no son objetos, son eventos astronómicos: explosiones de estrellas. Existen dos tipos dependiendo de su mecanismo de explosión: las de colapso gravitatorio, más comunes, y las termonucleares.

Las supernovas termonucleares ocurren si una enana blanca captura la masa suficiente de otra estrella, lo que provoca la fusión de su núcleo en cuestión de segundos. Las enanas blancas son objetos muy densos que se forman cuando una estrella con una ma...

Hablar del tamaño de las supernovas es confuso, ya que no son objetos, son eventos astronómicos: explosiones de estrellas. Existen dos tipos dependiendo de su mecanismo de explosión: las de colapso gravitatorio, más comunes, y las termonucleares.

Las supernovas termonucleares ocurren si una enana blanca captura la masa suficiente de otra estrella, lo que provoca la fusión de su núcleo en cuestión 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 acabará convertido en una enana blanca. Estos remanentes estelares poseen un diámetro de un 1% del diámetro 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 núcleo se funda en segundos y provoque una onda de choque que destruye la estrella. La luminosidad de la enana blanca, que era muy pequeña debido a la falta de reacciones nucleares en su interior, aumenta 100 billones de veces. Este tipo de supernovas son las que emiten más 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 núcleo de hierro rodeado de capas externas de elementos más ligeros. En ese momento, la estrella no tiene energía suficiente para fusionar el hierro, el equilibrio entre la presión generada por las reacciones nucleares (hacia fuera) y la presión gravitatoria (hacia dentro) se rompe, el núcleo se contrae y las capas externas caen sobre el centro de la estrella. Esto provoca que el núcleo se caliente mucho y que los átomos de hierro comiencen a desintegrarse dando lugar a una gran cantidad de neutrones. El núcleo cada vez se calienta más y se producen más desintegraciones hasta que en menos de un segundo todo el hierro se desintegra y el núcleo colapsa. Lo que queda es un núcleo estelar constituido principalmente por neutrones que emite una gran cantidad de neutrinos, unas partículas elementales muy ligeras. Estas partículas sacan de la estrella una enorme cantidad de energía que provoca su enfriamiento. El colapso termina cuando la densidad de neutrones es lo suficientemente grande como para que la repulsión de los neutrones frene el colapso. Lo que queda es un núcleo de neutrones con un radio de entre 10 y 20 kilómetros.

Respondiendo a tu pregunta, este sería el primer tamaño a mencionar. Este núcleo es lo que llamamos estrella de neutrones. El tamaño de ese núcleo se puede estimar usando modelos teóricos. Otra opción para el destino de este tipo de supernovas es la formación de un agujero negro. Si la masa del núcleo es lo suficientemente grande, los neutrones no son capaces de frenar el colapso y, en vez de formarse una estrella de neutrones, nacerá un agujero negro. Debido a las incertidumbres en nuestros modelos teóricos, no se conoce con exactitud el límite exacto de la masa del núcleo necesaria para que se forme un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones. Además 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 núcleo, estas rebotan y se genera una onda de presión que las expulsa.

Si tu pregunta se refería más al alcance de la onda de choque de la supernova tras la explosión, también aquí podemos hacer cálculos aproximados, aunque es difícil ser precisos porque no solemos contar con datos exactos de, por ejemplo, la masa de la estrella progenitora o qué hay exactamente a su alrededor. Y además, hay que tener en cuenta nuestra falta de comprensión de algunos procesos que tienen lugar durante y después de la explosión.

Como he mencionado, la explosión de una supernova provoca la expulsión 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 años. Antes de eso, hay un periodo de unos 400 años en los que el material de la estrella se expande libremente a velocidades de 10.000 kilómetros 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 expansión empieza a frenarse. En ese tiempo, el material ha recorrido unos 10 años luz (1 año luz son 10 billones de kilómetros).

Después, la velocidad de expansión va disminuyendo al arrastrar más y más material sin perder apenas energía. Esto termina cuando han pasado unos 100.000 años. Hasta este momento la onda de choque emite energía en distintos rangos del espectro electromagnético (que puede ser observada por nuestros telescopios). Esta fase acaba cuando el frente de onda comienza a radiar luz suficiente como para perder energía, lo que hace que se vaya enfriando hasta que pasa entre 1 millón y 10 millones de años tras la explosión. Después, el remanente deja de expandirse y se diluye en el medio interestelar. Hasta entonces ha recorrido unos 300 años luz.

Marina Cermeño Gavilán es doctora en Física Teórica e investigadora en el Instituto de Física Teórica de Madrid UAM-CSIC.

Pregunta enviada vía email por Angel Lino Bayugar.

Coordinación y redacción: Victoria Toro.

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