sistemes dobles i múltiples d’estrelles - castello.es · exemples típics d’estrelles dobles...
TRANSCRIPT
Sistemes dobles i múltiples d’estrelles
Si mirem el cel estrellat amb uns prismàtics o telescopis veurem que hi ha una gran
quantitat d’estrelles que, en realitat, es desdoblen en dues molt juntes. En alguns casos es
tracta de dobles òptiques, és a dir, estrelles que estan en la mateixa direcció però a
distàncies molt diferents, sense cap relació física entre elles.
En altres casos les estrelles que veiem molt juntes tenen una estreta relació: es tracta
de sistemes de dues o més estrelles que giren al voltant d’un punt comú, el centre de
masses. Estan lligades por l’atracció gravitatòria, com el nostre sistema planetari.
Per caracteritzar la posició instantània d’un sistema binari s’utilitzen aquestes dades:
1. La magnitud aparent de les dues components.
2. La separació angular entre elles en segons d’arc.
3. L’angle de posició, és a dir, la posició de l’estrella més brillant respecto a la més
feble. Es compta en el sentit Nord, Est, Sud, Oest, Nord, de 0° a 360°.
El mètode més segur per distingir un sistema binari físic d’un d’òptic és detectar un
moviment de gir de l’estrella companya al voltant de la principal, però degut als llargs
períodes de revolució que solen presentar és pràcticament impossible detectar-lo
directament.
Podem tractar de buscar dades que ens ajuden a comprendre si es tracta de dobles
òptiques o físiques:
1. La distància a la qual es troben de la Terra (encara que l’error en la medura de
distàncies a les estrelles sol ser massa gran).
2. El moviment propi (moviment aparent respecte a les altres estrelles), que en el cas
de ser el mateix és un bon indici que es tracta d’un sistema físic.
Tot i que en un principi es creia que els sistemes físics eren poc freqüents, l’estudi
estadístic demostra que són bastant freqüents, no sols els dobles, sinó també els múltiples
(formats per diverses estrelles).
Exemples típics d’estrelles dobles son Mizar i Alcor a l’Ursa Major. Exemples de
sistemes múltiples són α−Centauri format por tres estrelles, o ε-Lyrae format per quatre.
Però no sempre podem desdoblar un sistema doble en estrelles, en ocasions estan
visualment tan prop que ni tan sols amb els millors telescopis podem separar-ne òpticament
els components. En alguns casos és possible detectar sistemes dobles per mètodes
alternatius. Segons el sistema usat es distingeixen:
• Binàries astromètriques: Són aquelles en què sols es pot deduir la presència de la
companya a través de les pertorbacions orbitals que causa en la estrella principal
(per exemple l’Estel de Bamard). En estudiar el moviment de l’estrella principal
respecte a la resta s’observen petites oscil·lacions degudes al seu moviment al
voltant del centre de masses.
• Binàries espectroscòpiques: Donat que les estrelles dobles es mouen al voltant
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 1 de 13
del centre de masses, la velocitat radial respecte de la Terra és diferent per a cada
component (sempre que el seu pla orbital no siga perpendicular a la direcció de la
Terra). Degut a l’efecte Doppler, en realitzar un espectre, les ratlles espectrals es
desdoblen, demostrant l’existència d’una estrella companya. A partir de la separació
entre les ratlles es poden obtindre algunes dades de l’òrbita.
Les estrelles variables
Són les que canvien amb relativa rapidesa de magnitud aparent. aquest canvi pot
deure’s a factors externs o a factors intrínsecs de l’estrella.
Un exemple de variacions degudes a factors externs són les binàries eclipsants. En
aquest cas, el pla orbital del sistema està pràcticament de perfil respecte a la Terra. Quan
s’alineen la Terra i ambdues estrelles es produeix un eclipsi que es tradueix en una variació
de la magnitud de l’estrella principal.
Classificació de les estrelles variables
Aquestes poden ser intrínseques o extrínseques.
• Estrelles variables intrínseques: són aquelles en les quals la variabilitat es deu a
canvis en las propietats físiques de les pròpies estrelles. Aquesta categoria pot dividir-se en
tres subgrups:
• Variables polsants: aquelles el radi de les quals s’expandeix i es contrau com
a part del seu procés evolutiu natural.
• Variables eruptives: aquelles que experimenten erupcions a les seues
superfícies, com flamerades o ejeccions de matèria.
• Variables cataclísmiques: aquelles que experimenten algun canvi cataclísmic
de les seues propietats físiques, com les noves i les supernoves.
• Estrelles variables extrínseques: són aquelles en las quals la variabilitat es deu a
propietats externes, com la rotació o eclipsis. N’hi ha dos subgrups:
• Binàries eclipsants: aquelles en las quals, segons es veuen des de la Terra,
una estrella del parell eclipsa l’altra ocasionalment degut a les seues translacions
orbitals.
• Variables rotants: aquelles la variabilitat de les quals és causada per algun
fenomen relacionat amb la seua pròpia rotació. Es donen casos d’estrelles amb
taques solars de proporcions extremes, que afecten a la seua brillantor aparent, o
estrelles que, por tindre una velocitat de rotació molt elevada, tenen forma
el·lipsoïdal.
Aquests subgrups es poden dividir en diversos tipus més específics, que generalment
obtenen la seua designació del nom de l’estrella prototípica. Per exemple, les noves nanes
s’anomenen estrelles U Geminorum, ja que la primera estrella d’aquest tipus a ser
identificada fou U Geminorum.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 2 de 13
Tipus de variables eclipsants:
• Tipus β Persei: La seua representant típica és Algol (β Persei). Són estrelles
pràcticament esfèriques amb períodes de revolució molt variables.
• Tipus β Lyrae: Es tracta de dues estrelles el·lipsoïdals de diferent grandària amb
períodes superiors a un dia.
• Tipus W Ursae Maioris: Estrelles el·lipsoïdals de la mateixa grandària amb períodes
normalment inferiors al dia.
Variables físiques o intrínseques.
Són estrelles que presenten variacions de brillantor més o menys regulars en el
temps. Encara que algunes d’elles són totalment irregulars. Aquestes variacions es deuen a
fenòmens que succeeixen en la pròpia estrella.
1. Variables polsants:
a) Cefeides de període llarg. Són súper gegants amb períodes d’entre 1 i 50 dies,
el canvi de brillantor de les quals es deu a una pulsació, una variació del radi de
l’estrella que modifica la temperatura superficial. El període de pulsació està
relacionat amb la magnitud absoluta de l’estrella, pel que se las sol usar com a
indicador de distancia per a altres galàxies. El seu representant típic és δ Persei.
b) Estrelles RR Lyrae. Són variables polsants amb períodes inferiors a 1.5 dies.
Apareixen principalment en cúmuls globulars pel que se les coneix com a
variables de cúmul. Les corbes de llum no són tan estables como en las
cefeides.
c) Estrelles δ Scuti. Presenten períodes extremadament curts, fins d’1 hora
només. Són poc freqüents.
d) Estrelles β Canis maioris o β Cephei. Són estrelles polsants de període d’entre
3 i 6 hores amb escassa variació de magnitud.
e) Estrelles tipus Mira. Són gegants roges amb períodes d’entre 80 i 1.000 dies
amb una variació de magnitud molt acusada. De fet foren les primeres variables
que es van descobrir.
f) Variables semiregulars. Es tracta de gegants i súper gegants pulsants però el
seu transcurs no és estrictament periòdic. Exemples d’aquest tipus són Antares i
Betelgeuse.
g) Estrelles RV Tauri. Són estrelles d’alta lluminositat i presenten variacions de 3
magnituds aproximadament amb períodes d’entre 50-150 dies.
h) Estrelles α2 Canum venaticorum. Mostren variacions d’intensitat en
determinats grups de ratlles espectrals i, sovint, fluctuacions del camp magnètic.
i) Variables irregulars. Presenten corbes de llum amb oscil·lacions sense cap
període.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 3 de 13
2. Variables eruptives
a) Noves. Reben aquest nom a partir de
l’observació de la (súper)nova de 1572
(SN1572) per Tycho Brahe i Jerónimo
Muñoz, que fou descrita en el llibre del
primer De Nova Stella on s’usa per
primera vegada el terme «nova» degut
a què es creia que eren estrelles
completament noves. Ja en aquest
segle es va descobrir que en realitat
eren estrelles que presentaven una explosió que feia augmentar la seua
brillantor bruscament en vàries magnituds. Després descendeix ràpidament la
seua brillantor fins assolir una magnitud pràcticament igual que abans de
l’explosió. Estudis recents demostren que las noves estan situades en sistemes
binaris, pel que les explosions observades podrien deure’s a un intercanvi de
matèria entre les estrelles del sistema. Es classifiquen en noves ràpides (Na),
noves lentes (Nb), noves molt lentes (Nc), noves recurrents (Nd).
b) Variables similars a les noves (també anomenades noves tipus Ne). Són
estrelles d’un tipus poc corrent que presenten erupcions similars a les de les
noves.
c) Estrelles R Coronae borealis. Estrelles súper gegants que pateixen una
disminució sobtada de la brillantor per, després d’un període més o menys
prolongat, recuperar la brillantor anterior.
d) Estrelles RW Aurigae. Són estrelles amb una variació de llum completament
irregular.
e) Estrelles T Tauri. Quasi sempre van associades a núvols de matèria
interestel·lar pel que també se les coneix com a variables nebuloses. Deu
tractar-se d’estrelles molt joves. El canvi de llum podria deure’s a una interacció
entre l’atmosfera estel·lar i la matèria interestel·lar circumdant.
f) Estrelles U Geminorum o SS Cygni. Són estrelles que presenten normalment
petites oscil·lacions de brillantor i de sobte augmenten entre 2 i 6 magnituds en
molt pocs dies. Després descendeixen lentament de brillantor.
g) Estrelles Z Camelopardalis. Paregudes a las SS Cygni però amb interrupcions
ocasionals.
h) Estrelles UV Ceti. Nanes roges que experimenten bruscament explosions de
brillantor que no solen durar més enllà d’unes poques hores.
Supernoves
Un cas molt especial de variació brusca de brillantor són les supernoves. No es tracta
d’estrelles variables pròpiament dites sinó d’una gegantina explosió.
Una supernova (del latín nova, del mateix significat) és una explosió estel·lar que pot
manifestar-se de forma molt notable, inclús a simple vista, en llocs de l’esfera celeste on
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 4 de 13
abans no s’havia detectat res en particular. Por aquesta raó, a esdeveniments d’aquesta
natura se’ls anomenà inicialment stellae novae («estrelles noves») o simplement novae.
Amb el temps es feu la distinció entre fenòmens aparentment similars però de lluminositat
intrínseca molt diferent; els menys lluminosos continuaren anomenant-se novae (noves), en
tant que als més lluminosos se’ls agregà el prefix «super-».
Les supernoves produeixen llampades de
llum intensíssimes que poden durar des de vàries
setmanes fins a diversos mesos. Es caracteritzen
per un ràpid augment de la intensitat fins assolir
un màxim, per després decréixer en brillantor de
manera més o menys suau fins desaparèixer
completament.
S’han proposat diversos escenaris per al
seu origen. Poden ser estrelles massives que ja
no poden desenrotllar reacciones termonuclears
en el seu nucli, i que són incapaços de sostindre’s per la pressió de degeneració dels
electrons, cosa que les porta a contraure’s sobtadament (col·lapse) i generar, en el procés,
una forta emissió d’energia. Un altre procés encara més violento, capaç de generar
llampades inclús molt més intenses, pot succeir quan una nana blanca membre d’un sistema
binari tancat rep prou massa de la seua companya com per superar el límit de
Chandrasekhar i procedir a la fusió instantània de tot el seu nucli: això dispara una explosió
termonuclear que expulsa quasi tot, si no tot, el material que la formava.
L’explosió de supernova provoca la expulsió de les capes externes de l’estrella
mitjançant poderoses ones de xoc, enriquint l’espai que l’envolta amb elements pesats. Les
restes eventualment componen núvols de pols i gas. Quan el front d’ona de l’explosió
assoleix altres núvols de gas i pols propers, les comprimeix i pot desencadenar la formació
de noves nebuloses solars que originen, després d’un cert temps, nous sistemes estel·lars
(potser amb planetes, en estar las nebuloses enriquides amb els elements procedents de
l’explosió).
Aquests residus estel·lars en expansió s’anomenen romanents i poden tindre o no un
objecte compacte al seu interior. aquest romanent acabarà per diluir-se en el medi
interestel·lar al cap de milions d’anys.
Les supernoves poden alliberar vàries vegades 1044 J d’energia. Açò ha resultat en
l’adopció del foe (1044 J) com a unitat estàndard d’energia en l’estudi de supernoves.
Classificació
La classificació de les supernoves té raons històriques, i va nàixer dels primers
intents, per part dels astrònoms, de comprendre-les; és així como es començà agrupant-les
d’acord a las línies d’absorció de diferents elements químics que apareixen en els seus
espectres.
La primera clau per a la divisió és la presència o absència d’hidrogen. Si l’espectre
d’una supernova no conté una línia d’hidrogen és classificada com a tipus I; del contrari, es
la classifica com a tipus II.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 5 de 13
Dins d’aquests dos grups principals hi ha també subdivisions d’acord a la presència
d’unes altres línies:
• Tipus I. (Sense línies de Balmer de l’hidrogen)
◦ Tipus Ia. Línia Si II a 615.0 nm
◦ Tipus Ib. Línia He I a 587.6 nm
◦ Tipus Ic. Sense línies de l’heli
• Tipus II (Amb línies de Balmer de l’hidrogen)
◦ Tipus II-P. Decreixement de la lluminositat amb altiplà
◦ Tipus II-L. Decreixement de la lluminositat lineal
Tipus Ia
Les supernoves de tipus Ia són, amb diferència, les més potents de totes; poden
emetre una brillantor vàries vegades superior al de la galàxia que les acull.
Les supernoves de tipus Ia manquen d’heli i presenten, en canvi, una línia de silici en
l’espectre. La teoria més acceptada amb respecte a aquest tipus de supernoves suggereix
que són el resultat de l’acreció de massa per part d’una nana blanca de carboni-oxigen des
d’una estrella companya, generalment una gegant roja. Açò pot succeir en sistemes
estel·lars binaris molt propers. Ambdues estrelles tenen la mateixa edat i els models
indiquen que quasi sempre tindran una massa semblant. Però normalment sempre hi ha una
de més massiva que l’altra i unes lleugeres diferències en aquest aspecte fan que la més
massiva evolucione (abandone la seqüència principal) abans que l’estrella de menor massa.
Una estrella amb menys de 8-9 masses solars evoluciona, al final de la seua vida, en una
nana blanca. Per això és corrent que, en les seues etapes finals, un sistema binari estiga
constituït per una nana blanca i una gegant roja amb les seues capes exteriors molt
expandides.
Aquest embolcall, bàsicament d’hidrogen i heli, està poc cohesionada
gravitatòriament, pel que és capturada fàcilment per la nana blanca. Al voltant de cada
estrella hi ha un perímetre d’influència, delimitat per una superfície equipotencial
anomenada lòbul de Roche, en el que predomina la seua força de gravetat. Si parteix de
l’embolcall de la gegant roja, que sempre tendeix a augmentar de volum, invadeix el lòbul de
la nana blanca, serà atreta per aquesta.
El material s’ha de dipositar amb bastant rapidesa perquè no s’encenga la capa
superficial d’hidrogen (si això passa, es tracta d’una nova, com ja hem vist). Si el ritme
d’acreció és l’adequat, la massa de la nana blanca aviat assoleix el límit de Chandrasekhar,
moment en què els electrons degenerats ja no són capaços de sostindre l’objecte.
L’augment de pressió resulta en el col·lapse de l’estrella, les temperatures de les quals es
disparen fins arribar a iniciar la fusió del carboni en el seu nucli. Aquesta ignició abasta tota
l’estrella, començant en el centre i estenent-se ràpidament fins a les capes més externes.
Com que tenen molt poc hidrogen en superfície, aquest s’ionitza ràpidament, tornant-se
transparent i indetectable quan es llegeixen els espectres d’aquestes llampades lluminoses.
La manera en què propaga l’energia de l’explosió en l’interior de la nana es encara objecte
de debat entre els científics. Si bé se suposa que la font principal d’energia està en el
centre, es desconeix si hi ha altres punts simultanis d’ignició que generen ones de xoc
convergents que potencien el rendiment de l’explosió. Les turbulències generades per la
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 6 de 13
inestabilitat de Rayleigh-Taylor semblen ser causa d’una ràpida propagació del front
d’ignició en tot el volum de l’estrella. Es desconeix com aquesta ignició fa la seua transició
de deflagració subsònica a detonació supersònica.
Durant la detonació se crema, en qüestió de segons, una quantitat de carboni que a
una estrella normal li portaria segles. Aquesta enorme energia allibera una poderosa ona de
xoc que destrueix l’estrella, expulsant tota la seua massa a velocitats d’uns 10.000 km/s.
L’energia alliberada en l’explosió també causa un augment extrem en la lluminositat, pel que
aquestes supernoves arriben a ser les més lluminoses de totes, emetent al voltant de 1044 J
(1 foe). Normalment no queden rastres de l’estrella que originà el cataclisme, sinó només
restes de gas i pols sobreescalfats en ràpida expansió. La desaparició, per tant, del campo
gravitatori de la nana blanca, produeix un canvi en la trajectòria de l’estrella veïna, si
aquesta va poder sobreviure a la detonació. En no vore’s sotmesa a la força d’atracció de
l’estrella destruïda, l’altra eixirà disparada en la direcció que seguia en el moment de l’esclat,
com si d’una «fona» es tractara. Aquestes estrelles fugitives es poden en principi detectar ja
que haurien de tindre velocitats molt majors que les del seu entorn.
Paga la pena recalcar novament que el mecanisme que produeix les supernoves de
tipus Ia és, en cert mode, similar al de las noves, però en aquestes la nana blanca acreta
matèria més lentament, encenent-se’n la superfície abans que la massa total assolisca el
límit de Chandrasekhar. aquest fenomen en general no causa el col·lapse de la nana
blanca, pel que pot repetir-se successivament, que no és el caso de las supernoves.
Les supernoves de tipus Ia són fenòmens molt rars ja que requereixen uns requisits
molt estrictes per a la seua formació. En primer lloc, sols es produirien en sistemes binaris
composts per estrelles de massa intermèdia i baixa. Aquests sistemes en principi són
bastant corrents, però encara hi ha més restriccions. La suma de les masses d’ambdues
estrelles ha de ser major que la massa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han d’estar bastant
prop com perquè els seus lòbuls de Roche puguen ser invadits por l’embolcall de la gegant
roja en expansió. De ser possible, l’embolcall de la gegant hauria d’engolir a la nana blanca,
la qual cosa garantiria una absorció ràpida del material i la seua frenada degut a la fricció
amb el gas estel·lar. Això tancaria encara més a la binària, la qual cosa augmentaria el ritme
de l’acreció. Si l’absorció fóra massa lenta i pausada, ocorreria l’esmentat fenomen de nova
periòdica.
També pot existir una supernova tipus Ia generada per la fusió de dues nanes
blanques del mateix sistema binari. Pot passar que cap de les dues aconseguisca per ella
sola emmagatzemar la suficient massa como per generar una supernova, però juntes, en
canvi, poden superar la massa de Chandrasekhar. Dues nanes blanques en rotació emeten
ones gravitatòries i, amb el temps, les seues òrbites s’apropen i acceleren, la qual cosa al
seu torn accelera l’emissió d’ones i retroalimenta el procés. Pot arribar un moment en què
una de les dues nanes (la menys massiva), es disgregue i forme un torus (forma de
«dònut») a voltant de l’altra estrella. Després, el material del disc comença a caure sobre la
superfície. El ritme no deu ser ni molt lent ni molt ràpid tampoc, ja que en qualsevol dels
casos es produiria la crema prematura del carboni a la superfície.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 7 de 13
Corba de llum d’una supernova de tipus Ia.
El seu màxim d’emissió és el major entre tots els
tipus de supernova. S’hi aprecia perfectament la
fase d’emissió del níquel diferenciada de la del
cobalt. Com més ràpid decreix la llum menor és el
màxim. aquest fet permet l’ús d’aquests objectes
com a candeles estàndard de precisió.
Les supernoves de tipus Ia posseeixen una
corba de llum característica. Prop del moment de
lluminositat màxima, l’espectre conté línies d’elements de massa intermèdia que van des de
l’oxigen fins al calci (presents a les capes externes de l’estrella). Mesos després de
l’explosió, aquests elements s’han fet totalment transparents i la llum que domina és la que
prové dels elements més pesats procedents del nucli. En el màxim d’emissió es concentra la
llum emesa pel níquel-56. Aquest va decaient per radioactivitat a cobalt-56, també
radioactiu. En un moment donat, l’emissió de llum és dominada pel cobalt, els fotons d’alta
energia del qual suavitzen la corba de decreixement de la brillantor. La lluminositat acaba
amb la conversió de tot el cobalt en ferro-56, que emetrà las línies més tardanes producte
del seu estat ionitzat.
A diferència d’altres tipus de supernoves, las de tipus Ia es troben en tot tipus de
galàxies, incloent-hi las el·líptiques. Així mateix, tampoc no mostren cap preferència per
regions de formació estel·lar. Això és així perquè els successos que desemboquen en una
supernova Ia poden durar molt de temps en termes estel·lars, sobretot l’aproximació dels
dos cosos. A més no s’originen a partir de estrelles molt massives, pel que no tenen per què
ubicar-se en zones de formació estel·lar recent (on es troben les gegants blaves), de mode
que poden donar-se en les regions més velles de les galàxies. Aquesta particularitat permet
encontrar-les mirant qualsevol part del cel, amb una distribució homogènia amb probabilitat
constant allà on hi haja galàxies.
Donada la similitud en les formes i en la magnitud de les corbes de llum de totes les
supernoves de tipus Ia observades fins ara, s’utilitzen com a mitjana estàndard de
lluminositat en astronomia extragalàctica, cosa que en termes astrofísics s’anomena
candela estàndard; en aquest cas, es poden calibrar amb una dècima de magnitud. Els
avantatges respecte a les altres candeles estàndard, com les cefeides clàssiques, és que la
seua alta lluminositat permet detectar-les en galàxies molt llunyanes, i ajuden a inferir
distàncies a objectes que, altrament, seria impossible calcular. La raó de la similitud de les
corbes de lluminositat és encara qüestió de debat, però sembla estar relacionada, en part,
amb el fet que les condicions inicials en què es generen aquests fenòmens siguen quasi
idèntiques. Aquestes propietats tan favorables han revolucionat la cosmologia, i han permès
revelar l’expansió accelerada de l’univers gràcies al seu ús estadístic.
A la Via Làctia, el candidat més conegut per a aquest tipus de supernova és IK Pegasi
(HR 8210), localitzat a una distància de només 150 anys llum. Aquest sistema binari està
format per una estrella de seqüència principal i una nana blanca, separades només per
31 milions de km. La nana té una massa estimada d’1,15 vegades la massa solar. Es pensa
que passaran diversos bilions d’anys abans que la nana blanca arribe a la massa crítica per
convertir-se en una supernova tipus Ia.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 8 de 13
Tipus Ib i Ic
Els espectres de les supernoves de tipus Ib i Ic no mostren la línia del silici present en
els espectres de les Ia; es creu que són estrelles al final de la seua vida (com les tipus II),
però que van perdre tot l’hidrogen en etapes anteriors, pel que les línies d’aquest element
no apareixen als seus espectres. En particular, es pensa que les supernoves de tipus Ib
resulten del col·lapse d’una estrella Wolf-Rayet que ha expulsat tot el seu embolcall
d’hidrogen per mitjà dels intensos vents propis. També se’n coneixen diverses en sistemes
binaris: en aquest cas, l’estrella companya pot ajudar a deslligar gravitatòriament el gas de
l’embolcall de l’altra estrella, la que no necessita ser tan massiva com una Wolf-Rayet
aillada. En casos extrems, quan no sols se’n va l’hidrogen sinó també l’heli, pot quedar
exposat el nucli de carboni, i aquest seria l’escenari d’una supernova Ic. El procés de
l’explosió d’aquestes supernoves és essencialment el mateix que el de les supernoves de
col·lapse gravitatori típiques, les tipus II.
Tipus II
Les supernoves de tipus II són el resultat de la impossibilitat de produir energia un cop
que l’estrella ha assolit l’equilibri estadístic nuclear amb un nucli dens de ferro i níquel.
Aquests elements ja no poden fusionar-se per donar més energia, sinó que requereixen
energia per fusionar-se en elements més pesats. La barrera potencial dels seus nuclis és
massa forta perquè la fusió siga rendible pel que aquest nucli estel·lar inert deixa de
sostindre’s a ell mateix i les capes que té per sobre. La desestabilització definitiva de
l’estrella s’esdevé quan la massa del nucli de ferro assoleix el límit de Chandrasekhar, cosa
que normalment dura sols uns dies. Llavors el seu pes venç la pressió que aporten els
electrons degenerats del nucli i aquest col·lapsa. El nucli arriba a escalfar-se fins als
3.000 milions de graus, moment en què l’estrella emet fotons de tan alta energia que fins i
tot són capaços de desintegrar els àtoms de ferro en partícules alfa i neutrons en un procés
anomenat fotodesintegració; aquestes partícules són, alhora, destruïdes per altres fotons,
generant-se així una allau de neutrons en el centre de l’estrella.
Aquestes reaccions són endotèrmiques, pel que no ajuden a sostindre el nucli
compacte i aquest segueix col·lapsant, emetent més i més neutrons cada vegada. De fet
provoquen un refredament del nucli, cosa que es tradueix en una menor pressió i, per tant,
en una acceleració del procés. Els propis àtoms de ferro capten part de l’immens flux de
neutrons, transformant-se en elements més pesats per mitjà del fenomen anomenat captura
de neutrons, o procés-r.
El nucli es contrau tan ràpidament que deixa un espai de baixa densitat quasi buit
entre ell i la resta de l’estrella. L’embolcall, per la seua part, comença a caure sobre el nucli i
va frenant-se per un al·luvió de fotons de freqüència extrema, que foto-desintegren les
capes més interiors d’aquest embolcall. Aquesta destrucció de nuclis no sols transmet
moment sinó que també produeix un flux de neutrons i protons que seran capturats per les
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 9 de 13
capes següents per formar elements més pesats. Simultàniament, les densitats enormes
que s’assoleixen dins la «sopa» de nuclis pesats i electrons en què s’ha convertit el nucli
super compactat possibiliten una nova reacció. Els electrons del nucli estel·lar comencen a
caure sibre els nuclis atòmics reaccionant amb els protons per formar neutrons en un procés
anomenat captura d’electrons pel que, a poc a poc, el nucli es va convertint en una massa
de neutrons molt densa anomenada neutrònium. Els processos de foto-desintegració i de
captura d’electrons acceleren encara més l’enfonsament de l’estrella ja que, a més, ara
també la pressió de degeneració perd força ràpidament.
Però la captura d’electrons no sols resulta en la producció de neutrons sinó que també
en la de neutrins. La captura es produeix a tal ritme que es genera un flux explosiu de
neutrins que és arrastrat pel col·lapse fins que la seua abundància creixent el fa degenerar i,
bloquejar així la captura de nous electrons. Per breus instants els electrons ni tan sols
poden seguir combinant-se amb els protons, ja que no hi ha lloc en l’espai de fases on
col·locar els neutrins que en resultarien, fet i fet que aquests estan ja degenerats. Però això
no tarda a resoldre’s ja que, a conseqüència d’aquest taponament, es produeix un
escapament dels neutrins del nucli que s’enduu una gran quantitat d’energia, fet que
reactiva les captures i re-alimenta als fronts d’ona de neutrins que s’expandeixen amb gran
rapidesa. L’emissió de neutrins durarà uns 10 segons.
Les capes externes del material que cauen envers el nucli es troben de camí amb el
front de xoc de l’allau de neutrins, també anomenat neutrinosfera. A través d’un procés que
encara no es comprèn totalment, part de l’energia alliberada en l’explosió de neutrins és
transferida a les capes externes de l’estrella. Es creu que, com pot vore’s a la fórmula
següent, els neutrins són capaços de generar fotons mitjançant un procés invers al de
generació de foto-neutrins (vegeu: Neutrins tèrmics).
Quan l’ona de xoc aconsegueix la superfície de l’estel diverses hores més tard, ocorre
un increment enorme de la seva lluminositat. Si la massa del nucli col·lapsant és prou
menuda, entre 1,5 i 2,5 masses solars, els propis neutrons podran frenar el col·lapse; sinó
seguirà contraient-se fins concentrar-se tota la matèria en una singularitat, formant així un
forat negre. Aquesta frontera entre estel de neutrons i forat negre no està ben definida a
causa de la falta d’enteniment dels processos del col·lapse d’una supernova.
En el cas de les supernoves que generen estels de neutrons, les capes externes amb
prou feines si arriben a xocar amb la superfície del nucli compacte. És possible que ni
l’aconseguisquen i abans hagen estat escombrades pel flux de neutrins. En les que acaben
en forats negres, inicialment sí que es forma un estel de neutrons però la coberta posseeix
tanta massa i embranzida que gran part d'aquesta cau sobre l'estrella de neutrons fent que
supere la massa màxima d'unes 2,5 masses solars, encara que aquest límit tampoc no es
coneix amb exactitud.
L’energia desenvolupada per una supernova de tipus II típica és d'uns 1046 J (uns
100 foes) emesos en els 10 segons de flux explosiu de neutrins. De tota aquesta energia,
tan sols 1 foe és absorbit pel material, i es re-emet en forma d’energia cinètica del material
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 10 de 13
en expansió. Entre 0,01 i 1 foes s’emeten en forma d’energia lluminosa. Aquesta última és
l’energia detectable òpticament. Les supernoves amb millor rendiment són les que deixen
estrelles de neutrons com a romanents ja que, en aquest cas, el percentatge de massa
expulsat és màxim. En el cas de les que deixen un forat negre, l'expansió serà menys
eficient perquè gran part de l'energia de l'explosió quedarà atrapada en ell. En qualsevol
cas, les supernoves de col·lapse difícilment s'aproparan al foe complet que alliberen les
supernoves tipus Ia.
La qüestió de com les supernoves aconsegueixen emetre tota aquesta energia encara
no s'entén bé. De fet, els models realitzats per ordinador no donen explosió alguna o, si la
donen, aquesta és molt marginal. S’ha especulat sobre tot un seguit de factors que podrien
influir en la potència de l’explosió, o que fins i tot podrien ser crucials perquè aquesta es
produïra. En primer lloc pot estar la força centrífuga, que és màxima en el plànol equatorial i
que, sens dubte, té una contribució positiva ajudant al fet que la material escape. Amb la
compressió de l’estrella aquesta força hauria d’accentuar-se per la conservació del moment
angular de l’estrella. D’altra banda estan els camps magnètics que també haurien de
contribuir amb la seua pressió magnètica. Aquests dos aspectes s’ometen en els models
perquè ni tenen simetria esfèrica ni es poden fixar degudament en desconèixer-se les seues
magnituds, que d’altra banda han de ser diferents per a cada estrella.
Les supernoves de tipus II poden dividir-se
en els subtipus II-P i II-L. Els tipus II-P assoleixen
un altiplà en la seua corba de llum mentre que els
tipus II-L posseeixen un decreixement lineal en
la seva corba. La causa d'això es creu que és per
diferències en l’embolcall dels estels. Les
supernoves de tipus II-P tenen un gran embolcall
d’hidrogen que atrapa l’energia alliberada en
forma de rajos gamma i l’alliberen en freqüències
més baixes, mentre que les de tipus II-L es creu que posseeixen embolcalls molt menors,
convertint una menor quantitat d'energia de rajos gamma en llum visible.
Als gràfics de lluminositat relativa s’observa, a més de l’existència o no d’altiplà, que
las supernoves de tipus II tenen un cim notablement menys accentuat que les SNIa.
Les masses dels estels que donen lloc a supernoves estan entre unes 10 masses
solars i unes 40 o 50. Més enllà d'aquest límit superior (que tampoc es no coneix amb
exactitud), els moments finals de l’estrella són implosions completes en les quals res escapa
al forat negre que es forma ràpidament i directa, engolint-s’ho tot abans que un sol raig de
llum en puga eixir. Aquestes estrelles literalment s'esvaeixen en morir.
S’ha especulat que algunes estrelles excepcionalment massives podrien produir
hipernoves en extingir-se. L’escenari proposat per a aquest fenomen diu que després de la
transformació sobtada del nucli en forat negre, dels seus pols brollaran dos jets de plasma
relativista. Aquestes intenses emissions es produirien en la banda de freqüències dels rajos
gamma i podrien ser una explicació plausible per a les enigmàtiques explosions de rajos
gamma.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 11 de 13
La primera fase de la supernova és un col·lapse ràpid del nucli incapaç de sostenir-se. Això
comporta una forta emissió de fotons i neutrons que són absorbits per les capes interiors frenant
així el seu col·lapse. Simultàniament un front de xoc de neutrins es genera durant la
neutronització del nucli compacte. Finalment, la neutrinosfera xoca contra la coberta i transmet
el seu moment expulsant les capes i produint l’explosió de supernova.
Supernoves destacades
A continuació es mostra un llistat de les supernoves més importants vistes des de la
Terra en temps històrics. Les dates indiquen el moment d’observació. En realitat, les
explosions van ocórrer molt abans, ja que la seua llum ha tardat centenars o milers d’anys a
arribar:
• 185 – SN 185 – referències a la Xina i possiblement a Roma. Anàlisi de dades
presos en raigs X per l’Observatori Chandra suggereixen que les restes de la
supernova RCW 86 corresponen a aquest esdeveniment històric.
• 1006 – SN 1006 – Supernova molt brillant; referències oposades a Egipte, l'Iraq,
Itàlia, Suïssa, la Xina, Japó i, possiblement, França i Síria.
• 1054 – SN 1054 – Va ser la que va originar l’actual Nebulosa del Cranc, se’n té
referència pels astrònoms xinesos i, segurament, pels nadius americans.
• 1181 – SN 1181 – En donen notícia els astrònoms xinesos i japonesos. La
supernova esclata a Cassiopea i deixa com a romanent l’estrella de neutrons 3C 58
que és candidata a ser estel estrany.
• 1572 – SN 1572 – Supernova a Cassiopea, observada per Tycho Brahe i Jerónimo
Muñoz, descrita en el llibre del primer De Nova Stella on s’usa per primera vegada el
terme «nova».
• 1604 – SN 1604 – Supernova a Ophiuchus, observada per Johannes Kepler; és
l’última supernova vista en la Via Làctica.
• 1885 – S Andromedae a la Galàxia d’Andròmeda, descoberta per Ernst Hartwig.
• 1987 – Supernova 1987A al Gran Núvol de Magalhães, observada unes hores
després de la seua explosió, va ser la primera oportunitat de posar a prova a través
de les observacions directes les teories modernes sobre la formació de les
supernoves.
• – Cassiopeia A – Supernova a Cassiopea, no observada a la Terra, però s'estima
que va explotar fa uns 300 anys. És el romanent més lluminós en la banda de ràdio.
• 2005 – SN 2005ap – Aquesta supernova de tipus II és de moment la més brillant mai
observada. Va arribar a ser fins a huit vegades més brillant que la Via Làctica. Això
la fa superar en gairebé dues vegades a SN 2006gy.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 12 de 13
• 2006 – SN 2006gy – Al nucli de la galàxia NGC 1260, és la segona més gran que
s’ha pogut observar, cinc vegades més lluminosa que les supernoves vistes
anteriorment, la seua resplendor va ser de 50.000 milions de vegades la del Sol. Es
va originar per l’explosió d’una estrella de 150 masses solars.
Galileu va usar la supernova 1604 com a prova contra el dogma aristotèlic imperant
llavors, segons el qual el cel era immutable.
Les supernoves deixen un romanent estel·lar; l’estudi d’aquests objectes ajuda molt a
ampliar els coneixements sobre els mecanismes que les produeixen.
El paper de les supernoves en l’evolució estel·lar
Les supernoves contribueixen a enriquir el mitjà interestel·lar amb metalls (per als
astrònoms, «metall» és tot element més pesat que l’heli). Així, després de cada generació
d’estrelles (i, conseqüentment, de supernoves), la proporció d’elements pesats del mitjà
interestel·lar augmenta. Majors abundàncies en metalls tenen importants efectes sobre
l’evolució estel·lar. A més, només els sistemes estel·lars amb metal·licitat prou alta poden
arribar a desenvolupar planetes. Una major metal·licitat comporta doncs una major
probabilitat de formació de planetes, però també contribueix a formar estels de menor
massa. Això és a causa que el gas acretat per la protoestrela és més sensible a l’efecte del
vent estel·lar com més elements pesats tinga, ja que aquests absorbeixen millor els fotons.
Alex Filippenko i els seus col·laboradors postulen que les majors supernoves (com la
SN 2005ap i la SN 2006gy) haurien estat produïdes per estrelles molt massives (de 100 o
més masses solars, en els casos citats 150 masses solars), i que estrelles d’aquestes
característiques haurien constituït la primera generació d’estrelles; en esclatar com a
gegantesques supernoves haurien difós en l’univers els elements químics a partir dels quals
es van generar les noves estrelles (i astres en general). Aquests elements químics serien en
definitiva els que constitueixen cada ens material conegut, inclosos els éssers humans.
Sistemes estel·lars múltiples. Estrelles Variables 13 de 13
Tra
du
cció
d’A
nto
ni D
ua
lde
, 20
13