Supernova brillante en la galaxia NGC 3972

Imagen obtenida por Luis Miguel Gil.

El 26 de abril de 2011 Zhangwei Jin y Xing Gao descubrieron una supernova en la galaxia NGC 3972. Su magnitud se sitúa alrededor de 12,0 por lo que es visible por muchos telescopios de aficionado en la Osa Mayor. En la imagen de la izquierda se puede apreciar como esta supernova es más brillante que la galaxia en la que se ha producido, lo que atestigua la magnitud del gran evento que la ha creado, una supernova de tipo Ia.

La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusión del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas.

La supernovas de tipo Ia son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar, sólo se producirían en sistemas binarios compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes, pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor que la masa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han de estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de Roche puedan ser invadidos por la envoltura de la gigante roja en expansión. De ser posible, la envoltura de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto cerraría aún más la binaria, lo cual aumentaría el ritmo de la acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, ocurriría el mencionado fenómeno de nova periódica.

También puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusión de dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola acretar la suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio, pueden superar la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Puede llegar un momento en el que una de las dos enanas (la menos masiva), se disgregue y forme un toro (forma de «dónut») alrededor de la otra estrella. Después, el material del disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos se produciría la quema prematura del carbono en la superficie.

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