Una Supernova en el Centauro

Una Supernova en el Centauro

Una supernova (SN) es una categoría de estrella: comprende a las que en un segundo aumentan su brillo en más de 17 magnitudes¹.

Veinte magnitudes de aumento en el brillo de una estrella representan una variación de 2,512 x 2,512 x 2,512… hecho esto veinte veces. Esta simple multiplicación arroja como resultado que una estrella que troca a supernova ¡aumenta su brillo 100.000.000 de veces en un instante!

Las SN difieren de las Novas, en principio, por su razón de brillos entre el estadio previo y el desenlace final: una Nova nunca alcanza tales variaciones en magnitud (llegan a -7^m -8^m). Se estima que una SN puede alcanzar una magnitud visual de -16^m o -18^m. La categoría SN o peso pesado de las novas fue instaurada por un astrónomo y un físico –cuenta don Feinstein-Tignanelli en Objetivo Universo-, los señores Baade y Zwicky, al analizar datos recogidos de un número de novas detectadas.

Al estallar las SN arrojan su masa al universo y esta crea nebulosidades visibles o detectables desde casa. El objeto Messier M1 es una de estas nebulosidades o -como ahora se les dice- remanente de supernova. La SN que dio origen a esta belleza que veo muchas veces desde el patio estalló hace un milenio bajo un cuerno del Toro y fue registrada por chinos y japoneses: la Nebulosa del Cangrejo, le dicen entrecasa.

Se cree que las SN eran estrellas muy masivas que habían sintetizado elementos hasta crear un núcleo de hierro (Fe)². Si estos procesos son correctos, al llegar a ese punto las reacciones termonucleares se detienen: no existen estrellas con gravedad capaz de sintetizar núcleos más masivos que el Fe. Al desaparecer en un instante la contrafuerza que intentaba expandir la estrella (al apagarse el núcleo estelar) se quiebra el equilibrio hidrostático y el astro se derrumba sobre sí. Las capas de plasma que le formaban sucumben las unas sobre las otras y este sol reduce su radio en un factor aterrador (los núcleos dejado atrás por supernovas –llamados estrellas de neutrón- tienen densidad equivalente al núcleo atómico y su radio es el de una ciudad). En este momento, los núcleos de Fe que forman el núcleo de la estrella son desintegrados por fotones de alta energía y, bajo ese derrumbe insólito, los protones liberados se unen a electrones, creando cada par un neutrón.

El núcleo de hierro colapsa hasta que, vuelto una masa inimaginable, no acepta una partícula más dentro de sí. Hay un principio físico que ordena: ¡Hasta aquí llegó mi amor, amigos, ni un solo maldito espacio libre queda en mi corazón! (algunos le dicen principio de exclusión de Pauli). Al alcanzar el núcleo este grado de densidad, el material estelar que continúa cayendo, capa sobre capa, no encuentra ya dónde ir y rebota hacia afuera, hacia el espacio infinito. Es aquí cuando la estrella sufre un portentoso estertor y brilla como un demonio -o un ángel. Lo hace, muchas veces, más que la galaxia que le contiene.

Para hacerse una idea de la magnificencia de este instante póstumo, puedes jugar a las supernovas. Pero, cuidado. Es un juego delicado, no te lo aconsejo en interiores, juégalo en el patio o, mejor, en un club o descampado. Necesitas 4 o 5 pelotas; que cada una posea un diámetro mayor que la siguiente. Digamos: una de básquet; una de fóbal; una de plástico comunarda, fluo, las venden en cualquier esquina; una de goma rayada, de esas con las que antes jugábamos a las cabezas; y una de tenis. Las apilas en orden de tamaño, la más grande abajo (hay que tener cuatro manos para esto, o mucha cancha). Las sueltas hacia el piso, en tándem, en contacto mutuo desde la altura de tu pecho. Cuando la pelota cara a Ginobili rebote, golpeará a la segunda; esta, a la tercera, y así. La reacción en cadena que sucederá frente a ti en un instante -un momento en apariencia tonto, incluso, antes de ver los resultados- te dejará pasmado: es probable que la pelotita de tenis vaya lejos.

Cuando leí a Carl Sagan por primera vez aprendí que a las SN le debemos el muy dudoso honor de estar aquí. Son ellas las que posibilitan que los elementos más pesados que el hierro se formen, y que estos sean sembrados en el cosmos; y, aún, que esas oscuras regiones de polvo ricas en moléculas de todo tipo -también orgánicas-, las llamadas regiones HI, se pongan en movimiento, abandonen su letargo de eones y formen grumos que formarán cúmulos de Bok, que formarán discos protoplanetarios, con estrellas en sus centros, planetas a su alrededor y, capaz,  energúmenos obrando sobre esos mundos.

¿Cómo puede una supernova crear átomos más pesados que el hierro si la estrella no pudo hacerlo, según se dice arriba?

La energía necesaria para agregar partículas³ a los núcleos de hierro⁴ surgiría de ese rebote encadenado que la nueva constitución nuclear, ahora sopa de neutrones, imprime a las partículas que, con velocidad creciente, vienen a su impacto. Lo diré así: la estrella se apaga porque no posee la energía suficiente para que su núcleo, saturado de hierro, siga sumando partículas. En este instante la gravedad toma las riendas del destino y desploma a la estrella sobre sí misma. La velocidad de cada partícula aumenta con cada milímetro que trasciende. La F gravitatoria es función inversa de la distancia desde la cual impera; al disminuir el radio de la masa estelar ¡la F entre partículas aumenta exponencialmente! De modo que el infierno se ha desatado allí. Más, oh cólera de los dioses, toda esa partícula-en-caída impacta (es acelerada, por el principio de acción y reacción) contra/por el núcleo recién formado de materia degenerada o plasma de neutrones, sólido como ninguna otra cosa que puedas imaginar. De modo que toda la materia que caía regresa ahora en contramano, con prisa suma, e impacta a los núcleos que vienen a su encuentro… e incluso otros, los que ya habían sido eyectados por la estrella antes de la eclosión, los cuales se alejan a menor velocidad. En la abundancia de neutrones libres y en la energía de estas colisiones se daría el enriquecimiento de los núcleos y su síntesis a elementos más pesados.

Es absurdo pensarlo: todo el oro del mundo por el que alguna vez alguien se ufanó o perdió su vida fue creado en un segundo en una explosión de supernova, hace cientos de millones de años en una región impensada de la Galaxia. Tanto esfuerzo por algo que, a fin y al cabo, se fabrica tan rápido…

En la galaxia CentaurusA (NGC5128) ha estallado una estrella, una supernova. Se la ha llamado SN2016adj y ha aparecido de un momento a otro desde unos… ¡trece millones de años luz de casa!

Toma superior, con SN. Toma inferior del año 2013.

Llamadas:

¹La magnitud (m) es la unidad de diferencia de brillos estelares. Utilizada desde hace unos tres mil años, el concepto magnitud clasificaba seis intensidades. De primera magnitud eran las estrellas conspicuas; de magnitud seis las apenas perceptibles por la vista. Con el advenimiento de telescopios y cámaras el sistema fue desarrollado. Se supo asimismo que la percepción de estímulos visuales (así como los auditivos) sigue una escala logarítmica. Podemos imaginar una escala logarítmica mediante un tablero de Ajedrez: Si atribuimos a la primera casilla el valor 2, a la segunda el 4, a la tercera el 8, a la cuarta el 16, y así hasta agotar el tablero, el logaritmo es la función que -con un factor 2 por casilla-, y para un múltiplo determinado, indica el número de casilla a la que aquél ha sido atribuido. Ejemplo: log₂ 256 = 8. Se verifica que sobre la primera fila de casillas tendríamos atribuidos los números 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128, 256. La tabla actual de magnitudes se ha diseñado de modo que entre estrellas de 1ra y 6ta magnitud exista una razón de 100 (es decir, a estrellas que difieran en 5 magnitudes corresponde una razón de 100 entre sus brillos). Luego, si conocemos el número atribuido a nuestra casilla imaginaria (el 100) y el número de esa casilla (la n° 5), el factor multiplicativo o base del logaritmo será: 2,512 (Comprueba que 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 = 100).

² Las estrellas crean o sintetizan los elementos conocidos de la tabla periódica en sus regiones centrales, llamadas núcleos. Estas son las más densas de la estrella, las más calientes, donde la energía que adquiere una partícula es suficiente para vencer la fuerza de repulsión entre cargas iguales. Cuando la distancia a la que estos núcleos se acercan es la de sus partículas, la fuerza nuclear fuerte ejerce su mando y un nuevo protón se suma al conjunto. Sin embargo, con cada sumatoria, el nuevo núcleo atómico aumenta su peso (es ya otro elemento), de modo que agregarle ahora nuevas partículas se hace en cada peldaño más y más difícil. Se verifica que es precisa mucha menor presión (o temperatura, o energía cinética, son todos sinónimos, en realidad) para sintetizar H + H + ν + ν en He⁴ que para sintetizar He⁴ + He⁴ en Be⁸.

³ Neutrones y partículas alfa (núcleos de He); la agregación de partículas a los núcleos atómicos es la forma en que se crea elementos nuevos, más pesados. El peso de un elemento es, precisamente, la cantidad de partículas que posee.

⁴ Núcleos de hierro y los más livianos, ya que el Fe que forma el núcleo de tales estrellas se encontraría rodeado por capas sucesivas y encendidas de Si; O+Mg; O+Ne+Mg; C+O; He y H.