Magnitudes estelares: ¿Cómo se miden las distancias a estrellas y galaxias? Parte 2: Supernovas Tipo Ia

En nuestro artículo previo, correspondiente a la primera parte de esta serie sobre magnitudes estelares, analizamos dos metodologías que los astrónomos utilizan para medir distancias a los diferentes cuerpos que se encuentran en el espacio. En esta segunda parte veremos el tercer método que utilizan los astrónomos con el mismo propósito, pero en escalas diferentes. Por supuesto que existen otros métodos para medir distancias estelares, pero los tres que analizamos aquí son los más importantes, precisos y usados en astronomía moderna.

Recordemos rápidamente lo visto en el artículo anterior. En primer lugar contamos con el método de la paralaje, el cual se aplica en la medición de distancias a objetos relativamente cercanos, como estrellas en nuestra propia galaxia. Pero este método deja de ser preciso en distancias superiores a cien años luz. Para medir distancias más grandes, como a otras galaxias que se encuentran a cientos de miles o millones de años luz, debemos recurrir a las estrellas cefeidas, un tipo de estrella variable que podemos identificar y utilizar en galaxias cercanas.

Mientras que la galaxia a la cual queremos medir la distancia se encuentre lo suficientemente cerca como para poder identificar estrellas individuales y, entre ellas, a las estrellas cefeidas, este ultimo método funciona a la perfección. ¿Pero qué ocurre si la galaxia se encuentra tan alejada en el espacio (y en el tiempo) que solamente podemos verla como una pequeña mancha, sin la posibilidad de distinguir estrellas individuales, indiferentemente de cuán potente sea el telescopio que utilicemos?

Cada punto o mancha de luz es una galaxia individual con cientos de miles de millones de estrellas.

Para el caso de galaxias tan lejanas, en el orden de los miles de millones de años luz de distancia, el método de las estrellas cefeidas no nos sirve. Si no podemos identificar estrellas individuales, no podremos identificar a las cefeidas y usarlas como lamparitas rojas de 60 watts. Parecería una tarea imposible poder calcular las distancias exactas a objetos tan increíblemente alejados, tanto que la luz que estos emiten viaja durante casi la misma edad del Universo para llegar hasta nosotros.

Por suerte para nosotros, el Universo y las leyes bajo las cuales se rige parecen siempre ingeniárselas para darnos un respiro, demostrándonos que aún en las circunstancias más exóticas y bajo las condiciones más caóticas, se puede encontrar orden. Y en cuanto a la medición de distancias cosmológicas, este respiro nos fue dado por uno de los eventos más energéticos, caóticos y colosales que existen: las Supernovas.

Explicado de manera extremadamente simplista, una supernova es la caótica muerte de ciertos tipos de estrellas, las cuales experimentan una colosal explosión y dispersan toda su materia a través del espacio.

Explicado un poco más precisamente (aunque no por eso menos simple) el proceso es el siguiente. La formación de una nueva estrella se produce por el masivo aglutinamiento de gases livianos (principalmente hidrogeno) a través de la fuerza de la gravedad. En cierta medida, se podría decir que la fuerza gravitacional une toda esa materia y trata de compactarla lo más posible incesantemente. Cuando la cantidad de materia es la suficiente, dicha compresión gravitacional se vuelve tan intensa que comienza a producirse el proceso de fusión en el núcleo de la estrella, lo que genera una fuerza de presión opuesta a la fuerza de gravedad. La presión hacia el exterior y la gravedad hacia el interior entran en equilibrio, y así la estrella se mantiene brillando estable por miles de millones de años.

Gráfica que ilustra la estabilidad entre la presión interna y la fuerza gravitacional.

En cierto tipo de estrellas muy masivas, puntualmente aquellas que están entre alrededor de las diez y cincuenta masas solares, el periodo de vida estable se transcurre con relativa normalidad. La estrella se ocupa de fusionar átomos de ciertos elementos para crear otros nuevos elementos en el proceso. De esa manera, la estrella fusiona átomos de hidrógeno y los convierte en helio; luego fusiona átomos de helio y los convierte en litio; luego repite el mismo proceso para el carbono, el nitrógeno, el oxígeno y el resto de los elementos de la tabla periódica.

Cada fusión de átomos emite energía, lo que mantiene estable a la fuerza de presión que ejerce el núcleo hacia el exterior. Pero cuando llega el momento de fusionar átomos de hierro, sucede algo diferente: dicha fusión consume energía en lugar de emitirla. Esto produce que la fuerza de presión interior se desestabilice y la fuerza gravitacional, que trata de comprimir a la estrella, se vuelva superior. Entonces, en un tiempo sumamente corto, la estrella es comprimida increíblemente por la gravedad, lo que genera una presión inimaginable en el núcleo, que finalmente produce una terrible explosión, liberando mil millones de veces más energía que la que libera el Sol en toda su vida.

Las supernovas son eventos tan energéticos y potentes que incluso llegan a brillar con una intensidad superior a la de la galaxia en la que se encuentran; esto es lo mismo que decir que una supernova emite en un corto periodo de tiempo más luminosidad y energía que cientos de miles de millones de estrellas juntas.

Representación artística de una explosión supernova.

Todo el proceso descripto es lo que solemos denominar Supernova tipo II. Sin embargo, esta clase de supernova es sumamente irregular, se produce con masas estelares muy diferentes, y emiten luminosidades y radiaciones muy variables. Si recordamos el método de las cefeidas para medir distancias, lo que nos interesa son objetos estables, que cuenten siempre con la misma luminosidad intrínseca (como las lamparitas rojas de 60 watts). Es por esto que es una clase de supernova diferente la que nos sirve en la medición de distancias cosmológicas: las denominadas Supernova Tipo Ia.

Las supernovas tipo Ia (número 1 en romanos y letra a minuscula) se producen comúnmente en sistemas binarios, es decir, cuando dos estrellas se orbitan la una a la otra. Pero no cualquier tipo de estrellas; el escenario más común de las supernovas Ia se produce entre la combinación de una enana blanca y una estrella masiva, orbitándose entre sí.

Una enana blanca es el remanente que queda tras la muerte de una estrella poco masiva, menor a las diez masas solares. Cuando el periodo de vida regular de este tipo de estrellas se termina, en lugar de explotar, estas expulsan “suavemente” sus capas exteriores hacia el espacio y lo único que queda es su pequeño núcleo, al cual llamamos enana blanca.

Cuando una enana blanca y una estrella masiva se orbitan mutuamente a una cierta distancia, se produce un particular fenómeno: la fuerza de atracción gravitacional que ejerce la enana blanca sobre las capas exteriores de la estrella masiva hace que la primera comience a tomar materia de la segunda. Es decir, la enana blanca comienza a absorber masa de su compañera.

Creación de una Supernova Tipo Ia. Créditos: The Johns Hopkins University. Traducción: Damian Lima.

Y es aquí donde viene lo realmente importante. La enana blanca puede tomar material de su compañera hasta un cierto límite y hasta alcanzar una cierta masa. Este valor límite hasta el cual puede absorber masa una enana blanca es conocido como límite de Chandrasekhar (el mismo equivale a 1,44 masas solares). Cuando la enana blanca alcanza este límite ya no puede continuar tomando materia; se produce entonces una incontrolable cadena de reacciones nucleares, que finalmente deriva en una explosión que da lugar a la supernova.

El límite de Chandrasekhar establece la cantidad máxima de masa que existe en la enana blanca antes de la explosión. Por lo tanto, establece cuán grande es la explosión y cuanta masa hay involucrada en ella. Como consecuencia, este tipo de supernovas tienen prácticamente el mismo brillo intrínseco, emiten la misma cantidad de luz. Y es tan inmenso el brillo que emiten que incluso podemos observarlas en las galaxias más alejadas, puesto que brillan incluso más que la misma galaxia. He aquí nuestras increíblemente poderosas lamparitas rojas de 60 watts.

Todas las supernovas tipo Ia tienen aproximadamente el mismo pico de potencia y luminosidad. Si las vemos desde diferentes distancias, vemos diferente su brillo aparente: más tenue cuanto más lejos y más brillante cuanto más cerca estén. Si encontramos este tipo de supernovas en galaxias distantes y medimos su brillo aparente, podremos entonces comparar dicho brillo con el que ya conocemos de supernovas Ia cercanas. De esta manera se determinan las distancias a dichas supernovas, y por lo tanto, la distancia a la galaxia en la que se encuentran.


Fuentes:

• Cosmología Moderna. Daniel D. Carpintero. Editorial KAICRON. 2010.
• Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT. Bridget Falck. The Johns Hopkins University. 2007.