Desde la más remota antigüedad, los atentos observadores del cielo habían reparado en la repentina aparición de estrellas nuevas, nunca vistas anteriormente. Eran astros que mantenían cierto brillo durante algunas semanas o meses y que luego se atenuaban hasta desaparecer. Actualmente gracias a que le fenómeno se puede observar con telescopios, sabemos que estas efímeras apariciones no señalan el nacimiento de nuevas estrellas, sino que son la manifestación de un fenómeno paroxístico violento producido en la superficie de las estrellas.

¿Por qué estallan?

El fenómeno de las novas, uno de los más complejos y fascinantes de la astronomía, se conoce y comprende bastante bien en la actualidad. Las estrellas que se convierten en novas se encuentran en una fase bastante avanzada de su evolución, próximas al estadio de enanas blancas, que marca el inicio de su lenta muerte por enfriamiento. Son enanas de elevada temperatura superficial, color azulado y más bien tenues: su magnitud absoluta en el azul es de alrededor de +5 comparable a la del Sol.

Son componentes de sistemas binarios, en los que la compañera, muy cercana, pertenece a un tipo espectral avanzado (G o K). De esta compañera más fría emana continuamente una corriente de materia, que forma un disco de acrección -una especie de rosquilla de gas- alrededor de la enana. desde allí, el material cae lentamente hacia la fotosfera de esta última y se va acumulando hasta que el total de materia alcanza determinada masa crítica y entonces se enciende y arde en una violenta y repentina explosión. De esta forma, en uno o dos días, la nova alcanza el máximo de luz, con un aumento de luminosidad de hasta 65.000 veces.

La distancia de las novas

En la galaxia de Andrómeda, que es bastante similar a la nuestra, se han descubierto más de 200 novas y se calcula que aparecen alrededor de 30 al año. Las novas se clasifican en cuatro grupos, según la duración del fenómeno explosivo. Las novas rápidas, por ejemplo, permanecen en el máximo de luz durante pocos días, y luego se debilitan rápidamente. En general, las últimas fases de la disminución de la luminosidad, hacia la magnitud que la nova tenía antes del máximo, son sumamente lentas y a veces duran varios años.

Existen también novas recurrentes, que son estrellas similares a novas pero con menor variación de la luminosidad, en las cuales el fenómeno explosivo se repite varias veces en el transcurso de algunos años. De hecho, la masa de gas expulsada durante la fase de nova es de alrededor de una cienmilésima de masa solar es decir, cien mil veces inferior a la masa de la enana, si, como se piensa, ésta es aproximadamente equivalente a la de nuestro Sol.

Así pues, la explosión puede repetirse varias veces, antes de alterar la estructura de la estrella.
Un método útil para determinar la distancia d de una nova es el llamado método de las paralajes nebulares. Este sistema consiste en medir el radio angular R del envoltorio en expansión, expresado en radianes, en un instante de tiempo t sucesivo a la explosión. Si se conoce la velocidad de expansión V a partir de mediciones espectroscópicas (efecto Doppler), el radio lineal r (en kilómetros) del envoltorio viene dado por r=Vxt, y como d=r/R, la distancia resulta fácil de calcular.

Supernovas

El término supernova, fue acuñado por Baade y Zwicky en 1933 para indicar algunas estrellas, muy raras, que tienen en común con las novas la repentina aparición y el rápido aumento de esplendor, seguido de una lenta disminución; sin embargo, el incremento de luminosidad al máximo es enormemente mayor que el de las novas, ya que su esplendor intrínseco equivale entonces al de varios miles de millones de soles.

Las supernovas descubiertas por los observatorios de todo el mundo desde 1885 hasta nuestros días suman en total unas 500, una base estadística bastante amplia sobre la cual estudiar este extraordinario y cataclísmico fenómeno, que se consuma al cabo de pocos días, a veces ante nuestros propios ojos.

Así sucedió recientemente con la SN1987A, estallada en la Gran Nube de Magallanes en febrero de 1987. Este acontecimiento ha permitido confirmar y perfeccionar las teorías elaboradas por los astrofísicos.

¿Cuándo estallan las supernovas?

El destino de una estrella depende de su masa, como he comentado en otros artículos, si es superior a 8 o 9 masas solares, termina dramáticamente su vida como supernova, es decir, con una explosión acompañada de la liberación de una cantidad inconcebiblemente grande de energía. Basta pensar que una supernova parece tan brillante en luz visible como toda la galaxia que la alberga, por no mencionar la energía emitida en forma de radiación invisible (ultravioleta, X, gamma, etc) y la empleada para expulsar hacia el espacio (a la velocidad de 10.000 kilómetros por segundo) una notable fracción del material que componía a la estrella madre.

¿Por qué?

Para producir la energía necesaria para la irradiación, las estrellas más masivas inician durante su vida reacciones nucleares con elementos cada vez más pesados. Se dice que los elementos son más pesados cuando están constituidos por un número cada vez mayor de protones y neutrones pasando del carbono al oxígeno y del silicio al hierro.

Una vez alcanzada la reacción que produce hierro, el mecanismo deja de funcionar, pues no es posible fusionar núcleos de hierro para crear núcleos de un elemento más pesado y conseguir al mismo tiempo una liberación de energía. Más aún, la radiación del centro de la estrella es suficiente para desintegrar los núcleos presentes, y este proceso absorbe notables cantidades de energía.

Se produce entonces lo inevitable: se rompe el equilibrio entre las fuerzas en el centro de la estrella y comienza el colapso gravitatorio del astro. Sólo han transcurrido algunos minutos del inicio del colapso cuando éste se interrumpe en el lugar donde había comenzado, es decir en el centro de la estrella. De hecho, allí la compresión de la materia ha alcanzado el grado máximo posible: los protones y los electrones se han recombinado, dando origen a un objeto formado únicamente por neutrones, en el que resulta imposible una ulterior compresión. Mientras que hasta ahora el drama se había desarrollado en el interior de la estrella y nada se había traslucido hacia el exterior, en este punto comienza la espectacular explosión: los estratos exteriores, que se estaban contrayendo junto con el núcleo, le caen encima cuando éste detiene su contracción. De esta forma, se comprimen y calientan enormemente e inician violentas reacciones nucleares, con una producción tan enorme de energía que la explosión resulta inevitable.

Los signos de la explosión

Mucho después de la explosión de una supernova, sus efectos se advierten todavía en el medio circundante. Después de varios cientos de años (restos jóvenes) se puede observar una vasta masa de gas, rica en filamentos, más bien esférica y todavía en expansión. Dentro de esta “burbuja” la temperatura es todavía altísima, cercana a un millón de grados; por este motivo, el gas está ionizado y emite en todas las frecuencias del espectro electromagnético, desde las ondas de radio a los rayos X.

La emisión es más intensa en la periferia, donde se produce la interacción entre la burbuja y el medio interestelar en reposo. Esta interacción frena la expansión y, tras varios cientos de miles de años, la burbuja se enfría y se disuelve en el medio interestelar.

Pero quedan todavía otras sorpresas: el objeto extremadamente denso dejado por la explosión, el núcleo de la estrella que se ha transformado en estrella neutrónica, se convierte en algunos casos en púlsar.

La nebulosa del velo es uno de los objetos celestes más conocidos provocados por la explosión de una supernova:

Fotografía por Jerry Lodriguss