A horcajadas en el Tiempo

Estrellas Supernovas
Los sistemas binarios que producen una supernova de tipo I pueden estar
constituidos por dos estrellas que cada una tiene, en la secuencia principal, no más de M =
6M . Cada miembro de la pareja, fusionaría su núcleo de hidrógeno a helio y
progresivamente a elemento más pesados, se expandiría a una gigante roja; pero una de
las estrellas de la pareja perdería primero su capa envolvente de hidrógeno y se contraería
hasta ser una densa enana blanca, con un tamaño no superior a 1,44 M .
Estas parejas binarias de estrellas empiezan la secuencia principal de sus vidas
separadas por varias unidades astronómicas (la distancia entre la Tierra y el Sol). Una vez
que una de ellas alcance la etapa evolutiva de enana blanca, puede causar la convergencia
hacia su propia superficie de materia de la estrella compañera y que, al acumular la enana
blanca masa superior a M = ›1,44M , ésta se derrumba generando una gran explosión.
Dentro del marco teórico de uno de los modelos que explican el fenómeno de la
supernova de tipo I, se cree que ello comienza con dos estrellas de la secuencia principal
orbitando alrededor de un centro de gravedad común. La más masiva de las dos pasa más
rápidamente a la fase de gigante roja, mientras la otra compañera se mantiene en la
secuencia principal. Al transmutarse los últimos restos de hidrógeno en helio dentro del
núcleo de la gigante y empezar a colapsarse, el gran calor interno que se ha generado
obliga a las capas externas a expandirse. El gas se infla hasta que se extiende más allá de la esfera de dominio gravitacional de la estrella y es
capturado por la gravedad de la segunda estrella. Algunas de esas masas capturadas de hidrógeno fluyen hacia la compañera que todavía se
encuentra en la secuencia principal.
El flujo de hidrógeno de que hablamos puede precipitarse tan rápidamente que la gravedad de la estrella receptora no puede resistirlo.
Parte del gas que se escapa forma una nube que envuelve a ambas estrellas. Esta especie de envoltura que abarca a las dos estrellas arrastra a
ambas, cambiando sus órbitas, acercándolas entre sí. La distancia entre las dos estrellas se estrecha en un porcentaje importante, y su
movimiento orbital crea un efecto de «batidora» que revuelve la envoltura, enviando la mayor parte de ésta fuera del sistema binario.
Todo lo que queda de la gigante roja después de la merma de materia es un núcleo denso de materiales degenerados, de un tamaño
semejante al de la Tierra, pero tan masivo como el Sol, al cual lo reconocemos como estrella enana blanca. La enana blanca y su compañera
que todavía se encuentra en la secuencia principal, que ahora contiene el único hidrógeno del sistema, continúan orbitando alrededor del centro
común, pero a una distancia menor que la que tenían antes. Con el tiempo, la estrella que todavía está en la secuencia principal alcanza la fase
de gigante roja y expande sus capas de hidrógeno.
En el tiempo, la gigante roja ha logrado expandirse lo suficientemente como para perder el control gravitacional de sus capas exteriores,
y el ciclo empieza de nuevo. El hidrógeno fluye hacia la compañera enana blanca atraído por la mayor gravedad producida por la densidad de
ésta, dejando a la estrella en evolución con un núcleo de helio y formando otra envoltura común. Este gas arrastra a las dos estrellas,
acercándolas entre sí. Una vez más su acción orbital combinada aleja la mayor parte de la materia de la envoltura, despojando completamente al
sistema de hidrógeno. Pero la mayor gravedad que genera la densidad de la enana blanca sigue atrayendo materia de la estrella en evolución, la
que va siendo depositada en la superficie de la primera. Eventualmente, se puede llegar a un momento en que la materia que se le ha sumado a
la superficie de la enana blanca exceda los límites que establecen los estudio que realizó Chandrasekhar de M=1,44M , provocando con ello la
insustentación de la enana blanca y el encendido de la llama termonuclear.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_06.htm (3 of 10)29/12/2004 23:18:25