 | Fig. 1: El inicio de la explosión de supernova de una estrella con 11 masas solares. Las imágenes muestran una secuencia de momentos de la simulación por computadora a los 0.1, 0.18, 0.26 y 0.32 segundos (desde la parte superior izquierda a la parte inferior derecha) después de que el núcleo estelar ha colapsado a una estrella de neutrones. (Visualización: Markus Rampp, Rechenzentrum Garching) Las películas están disponibles en Garching Rechenzentrum |
 | Fig. 2: El inicio de la explosión de supernova de una estrella con 15 masas solares. Las imágenes muestran una secuencia de momentos de la simulación por computadora en 0.53, 0.61, 0.65, y 0.7 segundos (desde la parte superior izquierda a la parte inferior derecha) después de que el núcleo estelar ha colapsado a una estrella de neutrones. (Visualización: Markus Rampp, Rechenzentrum Garching). Las películas están disponibles en Garching Rechenzentrum |
Actualmente los astrofísicos tienen una idea bastante clara de los procesos que ocurren en las explosiones de supernovas. Sin embargo, desde hace algunos años los científicos han estado desconcertados sobre la manera exacta en que sucede el transporte de energía durante un "Star-Bang". En un proyecto de investigación actual los científicos del Grupo de Excelencia "Universo" han adquirido nuevos conocimientos en esta cuestión. Las supernovas cercanas son raras y dificiles de observar "en vivo". Por lo tanto, Andreas Marek y Hans-Thomas Janka, dos investigadores del Instituto Max-Planck de Astrofísica, simularon procesos de supernova en un modelo de computadora. Por primera vez, los investigadores lograron reproducir las interacciones de neutrinos y materia dentro de estrellas que poseen de 11 a 15 veces la masa el sol, un proyecto que hasta ahora ha utilizado más de diez millones de horas en varias supercomputadoras. Los resultados se publicarán en uno de los próximos números de Astrophysical Journal.
Las estrellas son las fábricas químicas del universo. En el núcleo de la estrella, los átomos de hidrógeno se fusionan produciendo bajo presiones inconcebibles y temperaturas extremadamente altas. Bajo condiciones adecuadas la reacción en cadena continúa: En otras palabras, de la fusión de átomos de helio se produce carbono, elemento más pesado que a su vez produce oxígeno. En estrellas de gran masa, cuya masa es de al menos ocho veces la de nuestro sol, los procesos de combustión continúan en el núcleo para producir elementos más pesados, incluso, en estrellas con más de diez veces la masa del sol, continúan hasta producir hierro. Por el contrario, el final de estrellas pesadas es desproporcionadamente dramático en comparación con sus colegas ligeras; después de una vida útil de 100 millones de años a lo sumo, terminan su existencia con una enorme explosión de supernova.
Durante una supernova, se presumirá que estrellas masivas primero implotan. En su estado avanzado, las estrellas se parecen a una cebolla: En el centro hay un firme núcleo de hierro envolviendo a las capas que contienen los elementos más ligeros hasta el hidrógeno. Con la producción de hierro, los procesos de combustión responsables de la fuerza de equilibrio de la estrella se detienen: Para fusionar los núcleos de hierro sería necesario aplicar energía del exterior. Así, la estrella se convierte en víctima de la gravitación y colapsa. Durante este proceso, la gravedad comprime el núcleo más y más hasta que la estructura de los núcleos de hierro comienza a disolverse: Los electrones se funden con los protones y, en consecuencia, se forma una estrella de neutrones y emerge una gran cantidad de neutrinos.
Con el colapso de la estrella, la materia de las capas externas impacta en el núcleo central de neutrones. Debido a la colisión en el núcleo compacto, un frente de choque se forma y se refleja hacia los depósitos externos de la estrella colapsante. El flujo intensivo de neutrinos de la estrelal de neutrones calienta la materia detrás de la onda de choque provocando una gran expansión. Así, las capas externas de la estrella son arrojados fuera y aparte de la estrella estalla en una gigantesca explosión de supernova. La última reliquia es una pequeña estrella de neutrones con un diámetro de aproximadamente 20 kilómetros o en muy raras ocasiones un Agujero Negro.
Plausible como suena este modelo, sólo se aplica a estrellas con no más de diez veces la masa del sol. En el caso de las estrellas más pesadas la explicación tiene un defecto: De acuerdo a los cálculos en computadora la explosión de neutrinos provocada se detiene a unos 100 kilómetros. La razón para esto es el material denso en el núcleo que desacelera los neutrinos. Por otra parte, en la primera fase de la supernova, los residuos de la capa exterior caen en el centro e interfiere con la dispersión de la onda de choque. Sin embargo, las observaciones de supernovas y reliquias de supernovas indican que el choque frontal en un radio de 100 millones de kilómetros, finalmente alcanza la superficie de la estrella para demoler la capa exterior de la misma. Por lo tanto, queda claro que la explosión necesita de un segundo intento. ¿Pero que es lo que sucede y que es lo que genera la energía necesaria?
Con sus simulaciones de las estrellas con 11 a 15 veces la masa del sol, los científicos confirmaron la hipótesis que había sido discutida en la literatura del tema desde hace tiempo. La simulación sugiere que incluso la explosión de estrellas masivas podría ser impulsada por los neutrinos. Sin embargo, en contraste con estrellas más pequeñas, para las estrellas masivas el impulso crucial está dado por inestabilidades hidrodinámicas. Las capas de la estrella, calentadas por los neutrinos, son arremolinadas por corrientes convectivas, similares a la avena en una olla hirviendo. Durante este proceso, el material se desarrolla en forma de burbujas de setas, en la que plasma caliente surge. Sin embargo, el desencadenante decisivo es un fenómeno llamado "acreción por inestabilidad de choque permanente" (SASI), que no fue tenido en cuenta en los modelos anteriores. Este fenómeno hace que el frente de choque oscile en amplitudes crecientes y se compacte más y más. Así, la onda de choque será impulsada a mayores distancias y la convección aumentará. En consecuencia, se aplica un tercer efecto: en el modelo SASI, la materia está expuesta a los neutrinos de alta energía mucho más tiempo permitiendo una claramente mayor transferencia de energía.
"Nuestras pruebas en modelos de dos dimensiones representan un importante paso adelante en la comprensión de cómo las estrellas de alta masa, con más de diez veces la masa del sol, explotan", explica Hans-Thomas Janka."Quizás todavía hay otros fenómenos que intensifican la explosión causados por inestabilidades hidrodinámicas y neutrinos. Un grupo de competidores afirma, por ejemplo, que SASI podría causar gran pulsación y oscilación de la joven estrella de neutrones, que a su vez generaría ondas de sonido como una campana. La energía de estas ondas de sonido también podría contribuir para obtener la explosión inicial. Por esta razón, en el futuro nos concentraremos en el efecto combinado de mecanismos en nuestra simulación por computadora". Janka observa que el actual éxito de las simulaciones es una importante pieza en el rompecabezas. Sin embargo, para el panorama hay bastante piezas desaparecidas. "Nosotros todavía necesitamos un par de años antes de resolver el problema de las explosiones de supernovas. Además, todavía tenemos que transferir nuestras simulaciones 2D en un modelo tridimensional. La física del transporte de energía mediante neutrinos es tan compleja, que las simulaciones 3D llevan incluso a las computadoras de alto rendimiento a sus límites ".
Fuente: "Supernova explosion needs second attempt". Barbara Wankerl (Public Outreach Coordinator, Exzellenzcluster `Universe'), Febrero 2009, Instituto Max Planck de Astrofísica.
Imágenes: Figuras 1 y 2, Instituto Max Planck de Astrofísica.
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