Restos de supernova: astronomía.

Remanente de supernova, nebulosa que queda después de una supernova, una explosión espectacular en la que una estrella expulsa la mayor parte de su masa en una nube de escombros que se expande violentamente. En la fase más brillante de la explosión, la nube en expansión irradia tanta energía en un solo día como lo ha hecho el Sol en los últimos tres millones de años. Este tipo de explosiones ocurren aproximadamente cada 50 años dentro de una galaxia grande. Se han observado con menos frecuencia en la Vía Láctea porque la mayoría de ellos han estado ocultos por las oscuras nubes de polvo. Se observaron supernovas galácticas en 1006 en Lupus, en 1054 en Tauro, en 1572 en Casiopea (la nova de Tycho, llamada así por Tycho Brahe, su observador), y finalmente en 1604 en Serpens, llamada nova de Kepler. Las estrellas se volvieron lo suficientemente brillantes como para ser visibles durante el día. La única supernova que se ha producido a simple vista desde 1604 fue la Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes (la galaxia más cercana al sistema de la Vía Láctea), visible sólo desde el hemisferio sur. El 23 de febrero de 1987, una estrella supergigante azul se iluminó hasta convertirse gradualmente en tercera magnitud, fácilmente visible durante la noche, y posteriormente ha sido seguida en todas las bandas de longitud de onda disponibles para los científicos. El espectro mostraba líneas de hidrógeno expandiéndose a 12.000 kilómetros por segundo, seguidas de un largo período de lento descenso. Hay 270 restos de supernova conocidos, casi todos observados por su fuerte emisión de radio, que puede penetrar el polvo que oscurece la galaxia.

Los restos de supernovas son muy importantes para la estructura de las galaxias. Son una fuente importante de calentamiento del gas interestelar mediante la turbulencia magnética y los violentos choques que producen. Son la principal fuente de la mayoría de los elementos pesados, desde el oxígeno en adelante. Si la estrella masiva que explota todavía se encuentra dentro de la nube molecular en la que se formó, el remanente en expansión podría comprimir el gas interestelar circundante y desencadenar la posterior formación de estrellas. Los restos contienen fuertes ondas de choque que crean filamentos de material que emiten fotones de rayos gamma con energías de hasta 1014 electronvoltios y aceleran electrones y núcleos atómicos hasta energías de rayos cósmicos, desde 109 hasta 1015 electronvoltios por partícula. En la vecindad solar, estos rayos cósmicos transportan aproximadamente tanta energía por metro cúbico como la luz de las estrellas en el plano de la galaxia, y la transportan a miles de años luz por encima del plano.

Gran parte de la radiación de los restos de supernova es radiación sincrotrón, producida por electrones que giran en espiral en un campo magnético casi a la velocidad de la luz. Esta radiación es dramáticamente diferente de la emisión de electrones que se mueven a bajas velocidades: (1) está fuertemente concentrada en la dirección de avance, (2) se distribuye en una amplia gama de frecuencias, y la frecuencia promedio aumenta con la energía del electrón, y (3) altamente polarizado. Los electrones de muchas energías diferentes producen radiación esencialmente en todas las longitudes de onda, desde la radio, pasando por el infrarrojo, el óptico y el ultravioleta, hasta los rayos X y gamma.

Alrededor de 50 remanentes de supernova contienen púlsares, los restos de estrellas de neutrones giratorias de la antigua estrella masiva. El nombre proviene de la radiación pulsada de forma extremadamente regular, que se propaga hacia el espacio en un haz estrecho que pasa junto al observador de forma similar al haz de luz de un faro. Hay varias razones por las que la mayoría de los restos de supernovas no contienen púlsares visibles. Quizás el púlsar original fue expulsado porque hubo un retroceso debido a una explosión asimétrica, o la supernova formó un agujero negro en lugar de un púlsar, o el haz del púlsar en rotación no pasa por el sistema solar.

Los restos de supernova evolucionan a través de cuatro etapas a medida que se expanden. Al principio, se expanden tan violentamente que simplemente barren todo el material interestelar más antiguo que tienen delante, actuando como si se estuvieran expandiendo en el vacío. El gas impactado, calentado a millones de Kelvin por la explosión, no irradia muy bien su energía y sólo es fácilmente visible en rayos X. Esta etapa suele durar varios cientos de años, después de lo cual la capa tiene un radio de unos 10 años luz. A medida que se produce la expansión, se pierde poca energía, pero la temperatura cae porque la misma energía se distribuye en un volumen cada vez mayor. La temperatura más baja favorece una mayor emisión y, durante la segunda fase, el remanente de supernova irradia su energía hacia las capas más externas y más frías. Esta fase puede durar miles de años. La tercera etapa ocurre después de que la capa ha barrido una masa de material interestelar comparable o mayor que la suya; Para entonces, la expansión se ha desacelerado sustancialmente. El material denso, en su mayor parte interestelar en su borde exterior, irradia la energía restante durante cientos de miles de años. La fase final se alcanza cuando la presión dentro del remanente de supernova se vuelve comparable a la presión del medio interestelar fuera del remanente, por lo que el remanente pierde su identidad distintiva. En las últimas etapas de expansión, el campo magnético de la galaxia es importante para determinar los movimientos del gas en débil expansión. Incluso después de que la mayor parte del material se haya fusionado con el medio interestelar local, podrían quedar regiones de gas muy caliente que produzcan rayos X suaves (es decir, de unos pocos cientos de electronvoltios) observables localmente.

Las supernovas galácticas observadas recientemente se encuentran en las primeras fases de la evolución sugerida anteriormente. En los lugares de las novas de Kepler y Tycho existen densas nubes que oscurecen las imágenes, y los objetos ópticos que quedan son ahora discretos nudos de gas brillante. Cerca de la nova de Tycho, en Casiopea, hay mechones similares ópticamente insignificantes que parecen ser restos de otra explosión de supernova. Para un radiotelescopio, sin embargo, la situación es espectacularmente diferente: el remanente de Casiopea es la fuente de radio más potente de todo el cielo. El estudio de este remanente, llamado Casiopea A, revela que allí se produjo una explosión de supernova aproximadamente en 1680, que los observadores no captaron debido al polvo que lo oscurecía.

Restos de supernova notables

La Nebulosa del Cangrejo

En el lugar de la supernova 1054 se encuentra uno de los objetos más notables del cielo, la Nebulosa del Cangrejo, que ahora tiene unos 10 años luz de diámetro. Fotografiado en color, se revela como una hermosa red de encaje rojo de largos y sinuosos filamentos de hidrógeno brillantes que rodean una región azulada sin estructura cuya luz está fuertemente polarizada. Los filamentos emiten el espectro característico de una nebulosa difusa. El gas se está expandiendo a 1.100 kilómetros por segundo, más lento que los 10.000 a 20.000 kilómetros por segundo en las capas de nuevas supernovas en otras galaxias. La región interior amorfa y azulada de la Nebulosa del Cangrejo irradia radiación sincrotrón y el espectro se extiende hasta las energías de los rayos gamma. El Cangrejo es la segunda fuente de rayos X más brillante del cielo, después de Scorpius X-1 (una estrella binaria de rayos X). Después de casi 1.000 años, la nebulosa sigue perdiendo 100.000 veces más energía por segundo que el Sol.

A partir de esta enorme efusión de energía, es fácil calcular cuánto tiempo puede brillar la nebulosa sin un nuevo suministro de energía. Los electrones que emiten los rayos X deberían desintegrarse, o descender a energías más bajas, en unos 30 años, mucho menos que la edad de la nebulosa. En 1969 se descubrió que la fuente de energía de los electrones que emiten los rayos X es un púlsar, que parpadea ópticamente, así como en longitudes de onda de radio, con un período de 0,033 segundos. Este período aumenta lentamente (a un ritmo de 0,0012 segundos por siglo), lo que implica que el púlsar se está desacelerando y, por lo tanto, está perdiendo su energía hacia la nebulosa. La tasa correspondiente de pérdida de energía es aproximadamente igual a la tasa de pérdida de energía de la nebulosa, lo que constituye una prueba convincente de que un púlsar diminuto y extremadamente denso puede suministrar energía a la nebulosa. La Nebulosa del Cangrejo es única por ser un remanente de supernova joven y relativamente libre de oscurecimiento, mientras que las supernovas de Tycho y Kepler son fuentes de radio conspicuas, que irradian por emisión de sincrotrón; en ninguno de los casos se ha encontrado un púlsar detectable.