La supernova radiactiva

Las supernovas de tipo Ia (uno-a) son distintas de las que he comentado, por ejemplo, en mi charla en TEDxBariloche. No ocurren en estrellas superpesadas sino en estrellas apagadas llamadas enanas blancas. La explosión es lisa y llanamente una explosión termonuclear* que se produce cuando la enana blanca se vuelve demasiado pesada, ya sea por contribución de materia de una estrella compañera, o por chocar con otra enana blanca.

* Las supernovas de tipo II no son explosiones termonucleares. Son explosiones gravitatorias bombeadas por los neutrinos de un decaimiento beta inverso.

Las enanas blancas son residuos, muy calientes pero ya sin fusionar núcleos atómicos, que quedan cuando se extinguen las estrellas como el Sol. Su materia es  inusual: puro carbono y oxígeno, pero tan compactados por su propio peso que todos los electrones están libres de sus núcleos, formando lo que se llama un mar de Fermi. Una presión de origen cuántico (llamada degeneración, sin ofender), impide que la enana blanca colapse. Cuando la masa excede 1.4 masas solares la temperatura en el centro alcanza miles de millones de grados y se produce la fusión del carbono, liberando energía. Las estrellas normales tienen un mecanismo de autorregulación para estos casos. Al recalentarse se hinchan, con lo cual la presión baja, la temperatura disminuye y la reacción nuclear merma. Incluso pueden producirse las oscilaciones que caracterizan muchas estrellas variables. Pero la materia degenerada no funciona así. No puede expandirse, así que la presión no disminuye. La reacción termonuclear se desencadena y consume todo el carbono. Como una bomba de hidrógeno, pero de carbono en lugar de hidrógeno. Según parece se propaga como una llama, y no como una detonación. Es decir como la llama de la nafta en un motor a explosión que carbura bien, en lugar de como uno que pistonea. Pero no hay que imaginarse algo lento. La siguiente imagen muestra la propagación de esta deflagración en una enana blanca (la esfera azul) a medida que la fusión la consume. La secuencia dura un segundo y medio, y consume un objeto del tamaño de la Tierra y el peso de un Sol y medio. 

Se ve un "hongo" (una inestabilidad de Rayleigh-Taylor, como una lámpara de lava) creciendo desde el centro porque los autores pusieron el inicio de la explosión un poquito hacia un lado. La temperatura de esta bola de fuego es de miles de millones de grados. A esa temperatura el espectro está concentrado en los rayox X, no hay casi nada de luz visible. El satélite SWIFT, que tiene varios telescopios de rayos gamma, X, UV y óptico, y puede reorientarse muy rápido, ha visto estos flashes. Fíjense que el pulso alcanza el máximo un minuto después de la explosión. Rápidamente se enfría, y en 10 minutos ya no queda nada en rayos X. En algún momento el máximo del espectro pasa por la luz visible y en seguida está en el infrarrojo. El flash en luz visible es fugaz. Entonces, ¿por qué las vemos?

Resulta que la mayor parte del carbono y el oxígeno acaban fusionados en níquel-56 y cobalto-56, ambos radiactivos, que producen muchísimos rayos gamma. Los rayos gamma también son invisibles, pero tienen que salir desde adentro de la explosión. La "ceniza" de la explosión termonuclear ya se está expandiendo, pero es todavía muy densa, y los rayos gamma son absorbidos y reemitidos muchas veces, perdiendo energía, y cuando llegan a la superficie ya son fotones visibles. Es similar a lo que ocurre con la radiación que se produce en el centro del Sol, que ya comenté: nosotros la vemos recién cuando llega a la superficie donde la temperatura es de 6000 grados, no millones.

Así que, cuando se la descubre visualmente, la supernova ya explotó y está brillando calentada por su propia radiactividad (excepto ésa de SWIFT, que la agarraron justito). El níquel-56 decae radiactivamente en cobalto-56, y éste en hierro-56, hierro común y corriente que irá a parar a los núcleos de los planetas de la siguiente generación estelar y, eventualmente, a las herramientas de sus Edades del Hierro. La figura (cada color corresponde a una longitud de onda visible o ultravioleta) muestra que el calientamiento inicial (el primer hombro de las curvas) empieza a desaparecer después de dos días de la explosión. Pero de inmediato se recalienta radiactivamente por el decaimiento del níquel y el cobalto, alcanzando el máximo brillo unos 20 días después.

Otro día cuento cómo se produce este enfriamiento radiactivo y muestro cómo la está pasando la SN 2017cbv.

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La imagen de la simulación es del Flash Center donde hay, además, preciosos videos.

Las imágenes del telescopio SWIFT son de: An extremely luminous X-ray outburst at the birth of a supernova, Soderberg et al., Nature 453:469 (2008).