ESTRELLAS EXPLOSIVAS

En 2009 una estrella brillante en una lejana galaxia, la galaxia KINMAN, a unos 75 millones de años luz, desapareció. Asi, no más,.Estaba ahi, brillando en 2011, pero ocho años después no quedaba ni rastro de ella. Es una estrella fantasma. Antes era una de las más gran

des yluminosas conocidas, una estrella variable luminosa conocidas, una estrella luminosa azul o LBV, del inglés Luminous Blue Variable. Esas estrellas tienen decenas de veces más masa que el Sol, y normalmente mueren en una potente explosión, una supernova.Cuanto más grande es una estrella, menos tiempo vive y más rápidamente gasta su reserva de hidrógeno, lo que resulta un poco contraintuitivo. Debido a su enorme masa, las temperaturas en su interior son mucho más altas, lo que causa otro tipo de procesos de fusión nuclear mucho más rápidos. Al contrario que el  Sol, que vivirá 10.000 millones de años, una estrella de 50 masas solares solo vive un par de millones de años. 

Sopa de Neutrones.

Primero se fusiona hidrógeno en helio, luego en carbono, nuestro Sol termina ahí, silicio y cada vez más rápido hasta que llegamos al hierro. Una estrella de mas de 8 masas solares consigue llegar a este punto pero, ahi se acaba el camino, porque la fusión de dos núcleos de hierro no produce más energía, sino todo lo contrario,necesitaría absorverla. En ese instante, la presión de radiación que se producía  gracias a las reacciones nucleares y que sostenía esa esfera de gas que es la estrella se acaba y la gravedad hace su trabajo : el globo de gas colapsa hacia su centro. El núcleo, ya prácticamente compúesto de hierro, sufre el efecto de la gravedad, que lo presiona de tal mado que los electrones entran en el núcleo de cada átomo, donde se combinan con los protones transformándolos en neutrones. Los átomos dejan de ser átomos y no queda más que una sopa de neutrones extremadamente densa. En el centro de aquella gran estrella nace una estrella de neutrones. Las capas exteriores de gas siguen una caída libre, pero el centro ya no se puede comprimir más. Al impactar contra este obstáculo insuperable que es la estrella de neutrones, rebotan y se vuelven a expandir hacia el exterior, produciendo un choque  con el material que viene detrás. En el proceso de transformación de protones a neutrones se generan neutrinos, una partículas casi sin masa, pero en tal cantidad que la energía que depositan en este caos de choques contribuye a que la expansión de material explosiva, generándose lo que conocemos como una supernova. En algunos casos, si el núcleo de hierro es suficientemente grande, se puede llegar a superar la fuerza que mantiene a los neutrones como tales y el objeto acaba colapsándo en un agujero negro, el final del camino donde nada ya resiste la fuerza de la gravedad. 

Para la estrella del principio de este artículo no produjo una supernova. Aun a esa distancia, nuestros sistemas de búsqueda de supernovas la hubieses detectado fácilmente. Hubiera sido lo suficientemente brillante como para que, incluso, astrónomos aficionados la hubiesen observado. Entoncesm ¿qué pasó? Quizá nunca lo lleguemos a saber, pero hay dos posibilidades interesantes; por un lado, la estrella pudo sufrir una enorme erupción, expulsando sus capas exteriores  y formando nubes de gas y polvo que ahora estarán ocultando a la estrella, la otra posibilidad es que la verdad, haya colapsado en un agujero negro de forma silenciosa. Los físicos teóricos que desarrollan los modelos de evolución estelar quizá no estén sorprendidos por esta posibilidad, ya que les resulta sencillo que algo falle y no haya ninguna explosión de material (de hecho, tardaron décadas hasta que sus modelos de supernovas lograron explotar tal y como mostraban las observaciones) , Sin embargo, lo que observamos es que la gran mayoría de estrellas masivas explotan. 

La Explosión de la Supernova

Las supernovas pueden tener características muy diferentes que están relacionadas con las propiedades de la estrella original, aunque no siempre hay una correlación clara. Normalmente, las supernovas más brillantes vienen de las estrellas más grandes. Algunas interaccionan con el material de su entorno, lo que puede hacerlas más luminosas: otras reciben energía adicional desde la nueva estrella de neutrones en su interior y de su campo magnético. Curiosamente, una supernova no llega a su máxima luminosidad al inicio de la explosión, sino que tarda unos días o incluso algunas semanas en alcanzarlo. La luz que se observa viene producida, de forma indirecta, por la desintegración de niquel radiactivo, producido durante la explosión de la supernova ( el niquel solo es un poco más pesado que hierro). Después del nivel máximo de luminosidad, la supernova lentamente se debilita, la curva de luz decae y su comportamiento en el tiempo puede ser muy variado. 

La observación del espectro de una supernova, que analiza la luz en todo sus colores o longitudes de onda-también nos da mucha información. Con el tiempo, estos espectros cambian, las líneas producidas por ciertos átomos aparecen y desaparecen, dándonos claves para entender la anatomía de estas explosiones. Las supernovas más brillantes vienen de estrellas más especiales. Muchas de las que llama más de tipo I por el hecho que no se observa hidrógeno en sus espectros vienen de la muerte de estrellas más masivas. Esas estrellas gigantes no solo tienen una vida corta sino también bastante inestable. A menudo, pierden material a través de pequeñas explosiones, debido a que sus altas temperaturas y sus intensos procesos de fusión las hacen poco estables. Algunas pierden casi toda su capa de hidrógeno del exterior de la estrella y explotan como supernovas de tipo Ib. Otras llegan, incluso, a perder también el helio, el segundo elemento en la cadena de fusión: estas son las supernovas de tipo Ic . Las más extremas, tienen una explosión tan grande que el material se expulsa con una velocidad de decenas de kilómetros por segundo, a casi el 10 por ciento de la velocidad de la luz. Estas son supernova del tipo Ic con "líneas anchas", lo que quiere decir que las líneas espectrales es tan ensanchadas por las grandes velocidades con las que se expulsa el  material. Debido a su mayor luminosidad y velocidad de expansión, este tipo de supernovas son conocidas como hipernovas. Si la estrella original tenía, y mantuvo hasta el final, una rotación extremadamente  rápida puede producirse un fenómeno muy interesante conocido como brote de rayos gamma o GRB (Gamma Ray Burst, en inglés) . En un GRB la estrella no colapsa directamente a un agujero negro sino que, gracias a la rotación tan rápida, durante el colapso se forma un disco de acreción alrededor del nuevo agujero negro. Unos campos magnéticos altísimos desvían parte de este material formando dos chorros que eyectan material al 99, 99 por ciento, de la velocidad de la luz, lo que se conoce como velocidades ultrarelativistas. Dentro de esos chorros se produce emisión de rayos gamma, la forma más energética de luz. Si uno de dichos chorros está dirigido hacia la Tierra prodremos observar este GRB como un objeto extremadamente  luminoso, si no, solo podremos ver la supernova. 

Una de las Estrellas más Brillantes 

A veces no podemos estar seguros de si una estrella ha explotado de verdad. Hay eventos en los que la emisión puede ser debida a una débil explosión de supernova, o, por el contrario, a una gran erupción  en las capas externas de la estrella que no la destruye. Estas últimas son lo que conocemos como supernovas impostoras El fenómeno se ha observado en una de las estrellas más grandes que conocemos en nuestra Galaxia, Eta Carinae, en la constelación Carina, en el hemisferio sur. El evento se ha repetido varias veces en períodos separados por varios cientos de años y, tras la última erupción,ha pasado de ser una de las estrellas más brillantes del cielo a ser casi invisible al esconderse detrás de nubes de material expulsad, algo que también podría haberle pasado a nuestra estrella frantasma del principio. Está claro que una estrella no puede tener un número elevado de estas erupciones, ya que eventualmente se quedará sin material. También, puede suceder un evento tan fuerte que la estrella de después no se parezca nada a lo que era antes, habíendo sobrevivido a duras penas: se trata de una estrella zombi.Se necesitan años de observaciones antes y después de un evento de este tipo para comprobar lo que de verdad ha pasado con la estrella. Todavía no hemos observado un evento claro de este tipo pero tenemos algunos candidatos, como la supernova  SP2009ip (que en realidad explotó en 2012, pero que obtuvo la designación en 2009, debido a una de estas grandes erupciones) o la supernova SP2015bh, que estuvo sufriendo erupciones de material durante décadas antes de explotar. 

Disminución del Campo Magnético.

Las estrellas de neutrones recien nacidas a menudo tienen campos magnéticos verdaderamente impresionantes, por lo que reciben el nombre magnetares.Si uno de esos magnetares se acercase a la distancia de la Luna su campo magnético haría que se borrasen todas las tarjetas de crédito del planeta, aunque ese no sería nuestro  mayor problema. Estos campos magnéticos contienen mucha energía y las estrellas de neutrones dan una vuelta sobre sí mismo en pocos segundos, lo que hace que de vez en cuando se produzca un ajuste del campo magnético. La energía liberada en estos casos es tan grande, que producen fogonazos de rayos gamma, rayos X y a veces en otras longitudes de onda como, por ejemplo, en radio.

En nuestra galaxia conocemos más de 30 de éstos magnetares. En 2020 uno de ellos, SGR 1935-2154, produjo un brote en radio que se parecía mucho a otro fenómeno poco entendido y recién descubierto: los fast radio barsts (FRBs) o fogonazos rápidos en  radio. Los FRBs normalmente, se producen en galaxias lejanas pero su origen todavía un misterio. La razón por lo que algunos FRBs repiten y otros no (o quiza todos repiten pero en un período de muchos años) tampoco la conocemos.  Haber detectado algo parecido a un FRBs en un magnetar galáctico puede ser un indicio de su origen, pero todavía no podemos explicar todos los FRBs .Los magnetares no permanecen activos para siempre: su campo magnético disminuye y, después de un tiempo, ya no son mucho más que una estrella de neutrones normal.  A partir de ahí, solo queda esperar hasta  el final del universo ¿ o no?. De hecho, algunas de ellas tienen una segunda vida, o por lo menos una segunda explosión. Muchas estrellas, al contrario que nuestro Sol, se encuentran en sistemas binarios o múltiples y si en el sistema hay dos estrellas masivas, ambas acabarán convirtiéndose en estrellas de neutrones o agujeros negros (lo que conocemos como objetos compactos) tras  sendas explosiones ,. También, puede suceder que un objeto compacto llegue a aproximarse lo suficiente a un cúmulo de estrellas como para conseguir capturar a otro objeto, pero esto es mucho menos probable que un sistema que ya nació como binario. 

• Como todos los cuerpos masivos en órbita, un sistema de dos objetos compactos perderá energía a través de la emisión de ondas gravitacionales y poco a poco los objetos se irán acercando. Este proceso de aproximación puede durar cientos o miles de millones de años. Después de este tiempo, los objetos orbitan cada vez más cerca y cada vez más rapido. Las últimas órbitas pueden durar fracciones de segundos, hasta que los objetos se tocan y se fusionan, produciendo un agujero negro más grande. Esas últimas órbitas producen grandes cantidades de ondas gravitacionales que pueden ser detectadas con los nuevos observatorios de ondas gravitacionales que existen en la Tierra. 
• En el caso de  la fusión de dos estrellas de neutrones se puede producir un fenómeno parecido al de los GRBs, con un disco de acreción y dos chorros de material emitido a velocidades ultrarelativistas. La duración de la emisión en rayos gamma es más breve, por lo que se conocen como GRBs cortos ( mientras que los que  provienen de estrellas masivas colapsando se llaman GRBs largos) .Además,con el material restante se produce un tipo de supernova más débil, una kilonova. Su particularidad es que en ella se crean elementos pesados que no se producen en ningún otro proceso en el universo, por lo menos no en grandes cantidades.Elementos tan conocidos como el oro o estroncio se crean en las kilonovas asociadas a la fusión de dos estrellas de neutrones .En 2017, este escenario se comprobó  por primera vezn al detectarse ondas gravitacionales, un GRB corto y una kilonova, provenientes de un mismo objeto.

AGUJEROS NEGROS.

Pero la gran mayoría de las ondas  gravitacionales que se detectan hoy en día no vienen de la fusión de estrellas de neutrones, sino de agujeros negros, habiéndose observado casi 50. Resulta mucho más fácil detectar la fusión de agujeros negros que de estrellas de neutrones debido a su mayor masa. Estas observaciones nos permiten conocer las masas de los objetos antes de que se fusionasen y la masa  del objeto resultante. Probablemente, todos estos agujeros negros son los remanentes de estrellas masivas o incluso de fusiones de otros objetos. Los resultados están mostrando rangos de masas que no siempre eran predecibles con los modelos de evolución estelar y que ahora deben de ser mejorados. Para la astronomía clásica, basada en el estudio de la luz y no de ondas gravitacionales, estos objetos son mucho más difíciles de estudiar porque ni producen una explosión ni generan ningún rastro detectable en ondas electromagnéticas. Sin los detectores de ondas gravitacionales sería casi imposible haber comprobado su existencia. 

Hemos visto que la vida y la  muerte de las estrellas más masiva pueden ser muy variadas. Unas explotan como supernovas o incluso, como hipernovas y se convierten en objetos compactos con propiedades exóticas, otras en estrellas fantasmas. También después de su muerte algunas pueden llegar a producir eventos tan extremas y, al tiempo tan elusivos, que solamente son detectables mediante ondas gravitacionales.

RÁFAGAS RÁPIDAS DE RADIO.

las Ráfagas Rápidas de Radio (FRB del inglés Fast Radio Burst) son brillantes fogonazos en radio que duran unos pocos milisegundos. Se descubrieron en 2007 con el radiotelescopio Parkes de Australia. Son difíciles de observar y mucho más difíciles de localizar con precisión, lo cual complica su estudio. A día de hoy, se han detectado miles de FRBs. Gracias a que algunos se repiten, se han podido localizar unos pocos con precisión utilizando grandes interferómetros. Por sus propiedades temporales y las energías producidas, la teoría más aceptada es que se producen por brotes en magnetares , pero quiza solo en aquellos más jóvenes, con campos magnéticos más extremos.