La noche del 11 de Noviembre de 1572, Tycho Brahe regresaba de su laboratorio de alquimista cuando, ante sus ojos, hizo aparición una estrella que jamás había sido observada en la constelación de Casiopea. Esta estrella era más brillante que las demás, y Brahe conocía la constelación suficientemente bien como para poder afirmar que esa estrella no estaba ahí antes. Su experiencia con los instrumentos astronómicos le permitió medir con precisión su posición en el cielo. Brahe continuó midiendo el brillo decreciente y color de la estrella, cuya posición nunca varió, hasta que 16 meses después esta «stella nova» dejó de ser perceptible para el ojo humano.

Las estrellas brillan millones, o miles de millones de años para, eventualmente, dejar de existir. El Sol ha existido durante alrededor de 4.603 mil millones de años y se calcula que seguirá brillando otros 10 mil millones de años más, por lo que podemos vivir tranquilos (aún). Pero cuando llegue su hora, se expandirá rápidamente, «tragándose» a Mercurio, Venus y tal vez a la Tierra. Después de arrojar parte de su gas al espacio, quedará la parte central que se enfriará lenta e inexorablemente; es un final tranquilo comparado con el de estrellas más grandes que viven una vida mucho más corta: una estrella de veinte masas solares dura «tan solo» diez millones de años, por ejemplo.

Las estrellas que tienen por lo menos entre cinco y ocho veces mas materia que el Sol terminan su existencia dando lugar a uno de los fenómenos mas espectaculares de la naturaleza: una explosión de supernova.

Cuando vemos una supernova, estamos presenciando la muerte de una estrella.

Mientras nosotros vamos por la vida haciendo lo cotidiano, nuestro Sol se encuentra a todo lo que da transformando, a cada segundo, 620 millones de toneladas de hidrógeno en 616 millones de toneladas de helio,  las otras cuatro toneladas restantes de materia se transforman en la energía que da lugar a la luz Solar. El hidrógeno (además de ser el gas más ligero de la naturaleza) es el combustible de las estrellas, siendo el helio su desecho. Las estrellas viven la mayor parte de su existencia de esta forma, sin embargo, eventualmente el hidrógeno se agota y éstas deben utilizar otro combustible o dejar de brillar. Estrellas como el Sol, o más grandes, logran generar en su centro temperaturas suficientes para utilizar el helio como combustible, generando carbono y oxígeno como desecho. Cuando el Sol agote su segundo combustible dejará de generar energía y empezará a enfriarse para dejar de brillar paulatinamente.

En cambio, las estrellas mas grandes son capaces de generar en su interior temperaturas de aproximadamente mil millones de grados, suficientes para utilizar ahora el carbono como tercer combustible creando neón y magnesio. También emplean el oxígeno, formando silicón y azufre. Los «nuevos combustibles» son cada vez menos eficientes y extienden muy poco la vida de la estrella: una estrella de veinte masa solares, quema hidrógeno diez millones de años, carbono mil años, oxígeno un año y silicón tan solo una semana. Este proceso de crear nuevos elementos y usarlos después como combustible lleva a las estrellas a un callejón sin salida: el hierro, formado por el quemado de silicón y azufre, no sirve como combustible y la estrella, por más masiva que sea, es incapaz de continuar generando energía. En ese momento empieza la cuenta regresiva que termina con la explosión de la estrella.

Las estrellas viven en un constante «estira y afloja»: mientras que el gas que las forma tiende a expandirse y a ocupar el mayor volumen posible, la fuerza de gravedad jala todo el material hacia adentro. Entre mayor sea la temperatura de la estrella, mayor es la tendencia del gas a ir hacia afuera; pero entre más masa tenga la estrella, mayor es la fuerza de gravedad y la tendencia del gas a caer hacia el centro. Cuando una estrella ya no es capaz de generar energía y mantener el gas suficientemente caliente, la fuerza de gravedad vence y la estrella cae sobre ella misma. Así, una estrella que utilizó todos los combustibles posibles se colapsa hacia adentro violentamente, contrayéndose a velocidades de hasta 70 mil kilómetros por segundo. La densidad en su parte central aumenta hasta que los electrones, protones y neutrones literalmente quedan apretujados entre sí. El núcleo de la estrella se vuelve tan denso que logra frenar abruptamente el colapso, rebotando la estrella sobre sí misma. En una fracción de segundo, al darse este rebote el núcleo de la estrella empuja el gas que está afuera de la pequeña parte central, arrojándolo hacia el exterior a velocidades superiores a 30 mil kilómetros por segundo. En los instantes que siguen, este gas es sometido a condiciones extremas en las que numerosos elementos químicos son formados; de hecho, esta es la única forma que conocemos en que la naturaleza puede formar estas sustancias. Hasta donde sabemos la mayoría del hierro y todo el cobre, níquel, oro, plata, platino, plomo y los demás metales que existen en el Universo, se formaron en explosiones de supernova. De la estrella original solo queda el centro, convertido en una estrella de neutrones, un hoyo negro o una enana blanca (si el tamaño es como el del Sol).

Observacionalmente se distinguen dos tipos principales de supernovas, las supernovas Tipo I y las supernovas Tipo II.  La diferencia entre una y otra, radica en que las supernovas Tipo I NO muestran líneas de hidrógeno en su análisis espectral, lo que indica que no queda hidrógeno en las capas que son expulsadas durante la explosión. Esto puede deberse a que las capas que originalmente contenían hidrógeno fueron desechadas por la estrella debido a presión de radiación o a un viento estelar antes de llevarse a cabo la explosión.
Las supernovas Tipo II SÍ muestran líneas de hidrógeno en su espectro, es decir, que al momento de la explosión todavía existen capas externas ricas en hidrógeno.

Ajá y: ¿por qué estudiar supernovas?

Los científicos han aprendido mucho sobre el universo mediante el estudio de supernovas. Ellos usan el segundo tipo de supernova como una regla para medir las distancias en el espacio. Gracias a eso hemos aprendido que las estrellas son las fábricas del universo. Ellas generan los elementos químicos necesarios para hacer todo en lo que existe en nuestro universo. En sus núcleos, las estrellas convierten elementos simples como el hidrógeno en otros más pesados. Estos elementos más pesados, como el carbono y el nitrógeno, son los necesarios para la vida. Solo las estrellas masivas pueden producir elementos pesados como el oro, la plata y el uranio. Cuando ocurren supernovas explosivas, las estrellas distribuyen elementos almacenados en todo el espacio.

La supernova formada por la explosión de una estrella brilla durante algunos meses, o incluso años, mas intensamente que diez mil millones de soles. Si la estrella mas cercana al Sol, a cuatro años luz de distancia, explotara como supernova, su brillo sería comparable al del Sol, iluminando todo el cielo. Incluso a mil años luz de distancia, una supernova brillaría mas que la Luna llena. Es tal el brillo de las supernovas que los telescopios pueden descubrirlas en galaxias lejanas, a distancias de miles de millones de años luz. En muchos casos, más tardó en llegar la luz a nosotros que la estrella en vivir, morir y estallar.

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Referencias:

• Carrasco Licea, E., & Carramiñana Alonso, A. (1997). Supernova: cuando las estrellas explotan. Diario Síntesis.
• What Is a Supernova? | NASA Space Place – NASA Science for Kids. (2019, 23 octubre). NASA Space Place. https://spaceplace.nasa.gov/supernova/sp/
• Explosión de una Supernova. (s. f.). UNAM AstroCU. Recuperado 20 de agosto de 2020, de https://www.astroscu.unam.mx