17- Estrellas temporarias o variables explosivas

             17-ESTRELLAS TEMPORARIAS O VARIABLES EXPLOSIVAS

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"Pero mediante este duro trabajo la materia se blanquea."

Maria-Louise von Franz (Simbolismo de la Alquimia)

                    Los materiales estelares e interestelares no se comportan estáticamente en modo alguno. Química y estructuralmente están en continuo cambio. Las nubes de polvo y gas se juntan y se dispersan; los jirones de nubes colisionan con las estrellas ya formadas; las mismas estrellas proyectan material al espacio en todas las fases de su existencia, bien en forma de penachos de gases incandescentes, lentos flujos de materia hacia fuera, o en forma de cataclismo en el caso de las postreras etapas de la vida de algunas clases de estrellas. Este último tipo de estrellas se originan al aumentar de forma repentina su grado de brillantez. Súbitamente alcanzan en la escala magnitudes doce o más veces superiores a lo normal; sin embargo, acto seguido se produce una pérdida, lenta pero notoria de luminosidad, hasta recobrar la de la situación de la cual partieron. La eclosión de las estrellas "novas" o "supernovas" sigue las pautas de los modelos teóricos que indican que las fases finales de la evolución estelar dependen críticamente de la masa de las estrellas. En general, se puede decir que las estrellas de masa reducida se extinguen sin espasmos apreciables, mientras que las de gran masa lo hacen de modo catastrófico. Las estrellas de masa como la de nuestro Sol y otras menores se pueden encuadrar en las de masa reducida, mientras que otras de tamaño mucho mayor que el Sol son consideradas de masa importante.

                     El destino que espera a los cuerpos que tienen un tamaño varias (en torno a diez) veces superior a nuestro Sol viene influido directamente por la abundancia de su masa. En general, su evolución es muy parecida a la de sus hermanas de masa reducida hasta llegar a la fase de gigantes rojas, con una sola diferencia. Todos los cambios evolutivos suceden con mayor rapidez en las estrellas de gran masa porque su abundancia, precisamente, es la que posibilita generar más calor. Y es sobre todo el calor el que acelera todos los procesos evolutivos de las estrellas.

                    El núcleo de una estrella de gran masa es capaz de alcanzar seiscientos millones de grados centígrados en la fase de gigante roja, suficientes para fundir el carbono en elementos más pesados. La clave de que las colisiones frecuentes y violentas entre las partículas de gas se propaguen, reside en la abundancia de masa estelar. Cuanto mayor es ésta, más fuerza gravitacional comprime la materia del núcleo y consecuencias más drásticas se derivan de ello.

                   El centro que sufre una sucesión de ciclos de combustión de la estrella, se enfría, se contrae, se calienta de nuevo un poco más, se vuelve a contraer, etc. En cada fase de combustión estelar se emite energía como resultante de la fusión que permite sostener a la estrella frente a la gravedad que tiende a comprimirla. Cuando el resultado de los largos ciclos de combustión estelar es el de la aparición del hierro en su centro, las dificultades para las estrellas en declive se acentúan. Los núcleos de hierro son tan extremadamente compactos que no hay producción de energía. Tan es así, que puede darse el caso de que el fuego en el interior de la estrella llegue a extinguirse y se produzca una perdida total de equilibrio. A pesar de que la temperatura del núcleo de hierro puede alcanzar varios miles de grados centígrados, la poderosa fuerza de atracción sobre la materia garantiza el colapso en el futuro cercano de la estrella. Sin combustión nuclear, la estrella no puede sobrevivir.

                   Si el gas caliente es vencido por la presión de la gravedad, la estrella sufre una implosión seguida del colapso sobre si misma. Tras la extinción del fuego nuclear es cuestión de poco tiempo que la implosión se produzca. Es el momento en el que las temperaturas y densidades internas se elevan sobremanera, haciendo que partes de la estrella reboten y salgan disparadas como metralla, arrastrando partes del centro y abriéndose paso entre las capas circundantes. Gran parte de la masa de la estrella es despedida a las regiones vecinas del espacio llevando consigo una serie de elementos pesados cocidos en su interior. Esta expulsión es mucho más importante que la de una nebulosa planetaria cualquiera e indica que la estrella ha explotado de forma catastrófica.

                   Este espectacular estertor al que están expuestas las estrellas superiores en masa en varias veces a la de nuestro Sol es conocido con el nombre de "supernova". Su denominación pro- viene de los astrónomos de la antigüedad que suponían, no muy adecuadamente, que eran estrellas nuevas. Su repentina luminosidad así lo inducía a creer. La explosión de una supernova es uno de los sucesos más espectaculares que acontecen en cualquier galaxia. El material proyectado está extremadamente caliente y puede emitir un destello de tal magnitud que sea mil millones de veces superior a la radiación solar, y eso, pocas horas después de su explosión. Con el tiempo se produce un enfriamiento y una desaceleración de la onda expansiva, pero no antes de que haya esparcido por el espacio cantidades ingentes de elementos pesados y derrochando energía a raudales.

                   En nuestra galaxia se detectan de cincuenta a cien apariciones de esa clase de objetos astronómicos denominados "novas". Ocasionalmente surgen algunas estrellas con un brillo tan gran- de que ha sido posible su observación a la luz del pleno día. La más famosa de todas las estrellas "novas" es la que históricamente apareció en 1572. Su avistamiento fue no lejos de la vertical del Polo Norte, en la región de Casiopea. Esa célebre estrella nueva llegó a tener un brillo superior al del planeta Venus. Actualmente, la llamada estrella nueva de Tycho Brahe, o la nueva de Casiopea, sólo se puede detectar con aparatos de gran resolución. Esta nova era casi inconfundible con una supernova, pues en pocos días llegó a tener un brillo superior en varios millones a la original.

                   Las opiniones son diversas a la hora de enjuiciar estos hechos. Hay quien cree que todas las estrellas de la galaxia sufren por lo menos una explosión en un determinado momento de su existencia. No faltan los científicos que, en cambio, piensan que el fenómeno no está tan difundido y se restringe a algunos tipos de estrellas de acusada inestabilidad. Esa sería la causa más verosímil de sus reiteradas eclosiones, efectuadas a intervalos relativamente breves de tiempo.

                   Las novas ordinarias suelen alcanzar la máxima cota de su brillo en un plazo de uno a tres días, para luego apagarse lentamente durante varios años hasta recobrar su brillo original.

                   En cuanto a las supernovas, se manifiestan escasamente y de una forma tan espectacular que sólo se han podido observar tres, en los años 1054, 1572 y 1604, en toda la extensión de nuestra galaxia. La primera de la que se tiene noticia, y que es al mismo tiempo la más notable, es la del año 1054 situada en la constelación de Tauro. Se localizó en el lugar donde se encuentra ahora, a una distancia de cuatro mil años luz en la nebulosa de Cáncer. El núcleo residual de la estrella desintegrada se localizó en 1968 en forma de púlsar. Se llama así porque pulsa radiaciones electromagnéticas en todas las frecuencias en las que se ha observado, ya sean ondas de radio o radiaciones gamma, con un período de pulsación de treinta y tres milisegundos. No podemos pasar por alto tampoco la supernova de Serpentario, llamada de Kepler, y visualizada en 1604.

                   El fenómeno de la "supernovación" es tan escaso que todas las observaciones realizadas en la actualidad provienen de la exploración de otras galaxias. La aparición de las supernovas constituye un suceso bastante raro, máxime si se compara con la frecuencia de aparición de las estrellas novas. Pensemos que suele hacer eclosión una, cada cuatrocientos años. Según las diferencias los astrónomos llegaron a reconocer dos tipos de supernovas.

                   El tipo I comprende aquellas que llegan a tener una luminosidad máxima aproximada de cien millones de veces la del Sol. Sus espectros reflejan formas raras y se caracterizan preferentemente por tener en la parte roja del espectro unas estrechas bandas atribuidas al oxígeno. Las explosiones son menos violentas que en las del tipo II pero a cambio son más uniformes. Las supernovas del tipo I están asociadas a la presencia de un sistema estelar binario formado por una estrella enana blanca que gira alrededor de otra estrella. Cuando esta última se hincha por quedarse sin combustible, hasta convertirse en una gigante roja, su materia expandida es atraída intensa- mente por la densa bola de cenizas estelares, que constituyen fundamentalmente la estructura de la enana blanca. A medida que la enana blanca se va rodeando de la materia que atrae poderosamente, la situación comienza a inestabilizarse. Así, cuando su masa ha crecido hasta llegar a ser 1,4 veces la del Sol (masa límite de Chandrasekhar) la enana blanca cede en su estructura de forma repentina, se hunde violentamente sobre si misma y se desencadena una explosión de supernova.

                   El tipo II comprende a las supernovas más parecidas a las novas. Son mucho menos brillantes que las del tipo I. Pueden ser hasta diez millones de veces más luminosas que el Sol y sus espectros son similares a los de las novas ordinarias. Sus explosiones son más violentas y de trazado más irregular que las del tipo I y se corresponden bien con las explosiones descontroladas de las estrellas de gran masa.

                   Aunque las causas de la súbita irrupción de los fenómenos que comentamos en el panorama celeste son bastante conocidas, algunas condiciones específicas de esta clase de astros no están muy precisadas. Lo que si puede decirse es que propician una acción casi fulminante. La cantidad de energía liberada es tan grande que se originan cambios muy rápidos en una con- figuración ya de por sí extraordinariamente cambiante para lo que se estila en el cosmos. La circunstancia de que no sea raro observar en torno a las estrellas novas algunas clases de nubes de material disperso, indujo a creer que su génesis se basaba en la existencia de astros mucho más viejos, que en sus movimientos por el espacio podrían penetrar en nebulosas invisibles u oscuras interpuestas en su camino. En realidad, es una deducción un poco apresurada y puede que se trate únicamente de los restos de la propia estrella que ha explosionado. La mayoría de los modelos teóricos predicen la supervivencia de algunas partes de la estrella. Como en los casos de las nebulosas planetarias que expelen materia de manera más suave, las estrellas explosivas dejan también un núcleo residual.

                   Algunos de los restos de supernova más estudiados son los que se localizan en la Nebulosa del Cangrejo, llamada así porque su aspecto recuerda a dicho animal marino. A unos cinco mil años luz de nuestro planeta, sus fragmentos están diseminados por una región del espacio que tiene un radio aproximado de unos diez años luz. Pero los restos de una estrella explosiva no los constituyen únicamente fragmentos de materia expulsada a gran velocidad, sino también las propias zonas centrales de la estrella que se ven afectadas por el proceso.

                   Durante el momento de la implosión de una estrella muy masiva y, justo antes, de la manifestación de la misma, todos los electrones de la región central chocan violentamente con los protones. Como resultado de esas colisiones, los núcleos pesados de los átomos se desintegran liberando protones. Las reacciones de partículas elementales que se producen en la región central de la estrella masiva, convierten sistemáticamente y casi simultáneamente (la diferencia es de pocos segundos) todos los electrones y protones en neutrones y neutrinos. Con gran rapidez los neutrinos abandonan el lugar a la velocidad de la luz, mientras que los restos de materia más pesada se alejan a velocidades mucho menores que la de la luz y sólo el núcleo mismo de la región central permanece intacto, convertido en una densa bola de neutrones. Según estudios teóricos realizados los neutrinos juegan un importante papel en las explosiones estelares, porque son ellos los que difunden gran parte de la energía desde el centro colapsado, desestabilizando la frágil estructura estelar a su paso y haciendo que el resto de la estrella explote, desintegrándose por el espacio.

                   Hemos de hacer hincapié en que hay muchos tipos de estrellas variables, como las Variables por Eclipse, las Periódicas Pulsantes (entre las que destacan las muy conocidas Cefeidas), las "Casi" Regulares, Las Variables Irregulares y las Eruptivas Irregulares, etc. Pero nos hemos detenido en la descripción de las "explosivas" no por ser las más espectaculares, sino porque se sospecha de ellas muy fundadamente que son las responsables de la difusión en el medio interestelar de los átomos pesados que se generan en su interior. Los estudios astrofísicos indican que los átomos más abundantes y que se producen en estas estrellas, son precisamente los que se localizan en la Tierra y en cualquier otra parte del universo conocido.

                   Destacables son también las estrellas rojas gigantes que arrojan materiales al medio interestelar impulsados por lentos reflujos, desde la propia atmósfera de este tipo de estrellas, pero parece que las explosiones estelares constituyen un método más expeditivo y eficaz para difundir sus materiales pesados por el espacio a grandes distancias. Esos fragmentos de estrellas sirven a la vez como "gérmenes" o "núcleos" muy activos en la generación de estrellas nuevas. Un hecho significativo que debemos tener muy en cuenta es que las nubes en expansión, denominadas nebulosas planetarias, suelen estar por lo general asociadas a una estrella explosiva, lo que ya sugiere bastante sobre el tipo de relaciones genéticas que podrían establecerse entre ambas.