Las supernovas de Tipo II son uno de los fenómenos más energéticos conocidos por el hombre y las causantes de que en el Universo existan elementos pesados como el hierro de nuestra sangre o el oro de nuestros bancos. Pero entender cómo la implosión del núcleo de una estrella supergigante se transforma en una explosión no es nada sencillo, ni siquiera usando los modelos numéricos más refinados y los superordenadores más potentes.
La última simulación que podemos ver ha sido realizada por investigadores del Max Planck Institut. A diferencia de la mayoría de modelos, podemos ver el colapso del núcleo estelar en tres dimensiones, lo que nos permite apreciar cómo partes del interior salen disparadas cual proyectiles atravesando el resto de la estrella que se desmorona. Debemos recordar que la estructura del núcleo de una estrella a punto de explotar como supernova se asemeja a una cebolla con distintas capas. El fin de la estrella comienza con la creación de un núcleo de hierro en su centro, ya que la fusión de este elemento absorbe más energía de la que libera, por lo que no puede detener el colapso de un núcleo con una masa que supera el límite de Chandrasekhar.
Modelo de colapso simple del núcleo de una estrella supergigante. La onda de choque de rayos gamma y neutrinos que convierte la implosión en explosión está representada por el color rojo (Wikipedia).
Las simulaciones simples -en 2D- del colapso y posterior explosión no logran explicar satisfactoriamente la alta velocidad de los trozos de núcleo que salen expulsados hacia el exterior, algo que se pudo observar por primera vez de forma indirecta en la famosa supernova SN 1987A. Al igual que en el caso de esta supernova, la estrella progenitora simulada en este trabajo es una supergigante azul con una masa de 15,5 veces la del Sol
No es un cerebro, sino el núcleo de una supernova 0,5 segundos después del rebote siendo acelerado por los neutrinos. El halo azul es la onda de choque. Los demás colores marcan la distribución de entropía por nucleón. (Max Planck).
El núcleo de la estrella visto desde dos perspectivas 350 (arriba) y 9000 segundos (abajo) después. El carbono está representado por el color verde, el oxígeno por el rojo y el níquel por el azul. Podemos ver como trozos de oxígeno y níquel atraviesan el núcleo (Max Planck).
El núcleo 9000 segundos después del rebote. El níquel se aprecia en azul y el oxígeno en rojo.
En el caso de este modelo, los pedazos de núcleo que se observan sí concuerdan bastante bien con las velocidades medidas (unos 4500 km/s), aunque hay que recordar que no deja de ser una aproximación genérica a uno de un suceso tremendamente complejo.
Más información:
- Three-Dimensional Simulations of Mixing Instabilities in Supernova Explosions, Hammer et al., Astrophysical Journal 714 (2010).
No comments:
Post a Comment