2.3. Supernovas de tipo I

Una supernova, como una nova, es una estrella que súbitamente aumenta su brillo, después disminuye lentamente y eventualmente puede dejar de observarse. Aunque aparentemente parezcan fenómenos similares se sabe, desde hace tiempo, que están producidas por procesos físicos muy diferentes. Las supernovas son eventos mucho más energéticos, una supernova es del orden de un millón de veces más brillante que una nova. Una misma estrella puede sufrir el fenómeno de nova varias veces, pero una estrella sólo puede sufrir el fenómeno de supernova una vez en su vida y después de la explosión queda un objeto diferente o incluso nada, se destruye totalmente en la explosión.

Además entre las supernovas hay diferencias observacionales que permiten dividirlas en dos grupos. Algunas supernovas no contienen casi hidrógeno en su espectro mientras que otras tienen gran cantidad, las curvas de luz, variación del brillo con el tiempo, también son diferentes. Llamamos supernova de tipo I a la clase que es pobre en hidrógeno y su curva de luz tiene una forma similar a la típica de las novas. Las supernovas de tipo II muestran mucho hidrógeno en su espectro, y tiene en su curva de luz una parte característica plana (plateau) que ocurre pocos meses después del máximo (Figura 15.10).

Para explicar los dos tipos de supernovas necesitamos dos mecanismos diferentes que produzcan la explosión de la estrella. La supernova de tipo II es el final de la vida de las estrellas masivas, como ya hemos visto en el capitulo 9, se produce una implosión-explosión del núcleo dando lugar después de la explosión a una estrella de neutrones o un agujero negro. La materia expulsada en la explosión, la envoltura exterior al núcleo, está constituida principalmente por el hidrógeno y helio no consumido y por ello se observan en su espectro. La curva de luz es la esperada de la expansión y enfriamiento de la materia eyectada.

Para entender la explosión de supernova de tipo I, volvemos a recordar el proceso que produce las novas. La explosión de nova eyecta materia de la superficie de la enana blanca, pero no necesariamente, toda la materia acumulada. Hay una tendencia de la enana blanca a incrementar lentamente su masa en cada nuevo ciclo o explosión de nova. Conforme aumenta la masa la presión interna, necesaria para soportar su peso, debe aumentar.

Recordando que en una enana blanca el gas se degenera y la presión no es térmica sino que es la presión de los electrones degenerados. Esta presión tiene un límite, la masa máxima de una enana blanca es 1.4 M_¤ que es el llamado límite de Chandrasekhar, para una masa superior la presión de degeneración de los electrones falla y no puede soportar ese peso.

Sí la enana blanca, que forma parte de un sistema binario, acreta masa del compañero y excede el límite de Chandrasekhar, la presión de degeneración es incapaz de contrarrestar a la gravedad y la estrella empieza a colapsarse. Su temperatura interna aumenta rápidamente hasta el punto en que el carbono, su principal constituyente, empieza a fusionarse en elementos más pesados. La fusión del carbono se inicia casi simultáneamente en toda la enana blanca y la estrella explota como supernova de tipo I o supernova de detonación de carbono (Figura 15.8). Esta detonación es igual de violenta que la supernova de tipo II, pero por una causa diferente.

Un modelo alternativo a éste y posiblemente más probable, es un sistema binario constituido por dos enanas blancas que pueden atraerse una a la otra hasta coalescer y formar una enana blanca más masiva que supera el límite de Chandrasekhar, ésta se hace inestable y explota como supernova de tipo I (ver módulo 5, variables eruptivas o explosivas, unidad 3.9, Figura 15.9).

La explosión que resulta de la detonación de una enana blanca de carbono, fase final de una estrella poco masiva, es una supernova de tipo I y por ello su espectro no contiene hidrógeno ya que la enana blanca no lo contiene. La implosión-explosión del núcleo de una estrella masiva produce una supernova de tipo II.