Un estudio publicado en The Astrophysical Journal y realizado por el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sinica en Taiwán reveló qué sucede en el interior de una estrella masiva antes de que explote como supernova.
El trabajo, liderado por Po-Sheng Ou y Wun-Yi Chen, identifica un umbral químico que permite anticipar los diferentes fenómenos luminosos que detectarán los telescopios de próxima generación en galaxias distantes.
Una supernova es el evento final en la vida de una estrella masiva: ocurre cuando su núcleo ya no puede sostener el peso de las capas superiores y colapsa bajo la gravedad. Este proceso provoca una explosión extremadamente energética, capaz de liberar en pocos días más luz que toda una galaxia.
Las supernovas tipo II, en particular, se producen a partir de estrellas que conservan grandes cantidades de hidrógeno en sus envolturas externas.
Las supernovas tipo II se originan cuando el núcleo de una estrella masiva agota su hidrógeno y fusiona elementos más pesados. Este proceso, condicionado por la metalicidad, la proporción de elementos más pesados que hidrógeno y helio, determina si la estrella se expande hasta convertirse en supergigante roja o permanece como supergigante azul.
Según el estudio, el núcleo estelar colapsa bajo la gravedad cuando ya no puede sostener el peso de las capas superiores, dando inicio al colapso gravitacional previo a la explosión. Este fenómeno puede producir una luminosidad mayor a la de toda la galaxia anfitriona, de acuerdo con los datos.
El avance reside en la definición de un umbral de “metalicidad crítica”, cercano a un décimo de la metalicidad solar, que decide la evolución final de la estrella.
Por debajo de este límite, la estrella no se expande y permanece compacta; por encima, se transforma en supergigante roja y su envoltura se dilata hasta miles de veces el tamaño solar. Betelgeuse, en la constelación de Orión, es un ejemplo de estrella masiva que podría explotar en los próximos 100.000 años.
Cómo la metalicidad condiciona el destino de una estrella masiva
La metalicidad incide tanto en la opacidad, capacidad de los materiales para absorber y redistribuir energía, como en la eficiencia de la fusión nuclear mediante el ciclo CNO. Ambos factores influyen en el crecimiento del radio estelar al final de la secuencia principal, habilitando la expansión hacia la supergigante roja solo si se supera el umbral químico identificado.
“Este estudio explica el origen físico de la metalicidad crítica necesaria para que las estrellas evolucionen a supergigantes rojas”, detalló Po-Sheng Ou.
Simulaciones numéricas realizadas por el equipo asiático demuestran que el radio alcanzado después de la secuencia principal es decisivo: si la metalicidad supera el umbral, la envoltura estelar se expande; si no, la estrella permanece como supergigante azul.
Esta distinción explica la variedad de rutas evolutivas y la diversidad en los tipos de supernovas observados en galaxias con composiciones químicas diferentes.
Cuando una estrella masiva alcanza el estado de supergigante roja, su envoltura puede extenderse hasta mil veces el radio solar y pierde grandes cantidades de masa a través de vientos estelares. Betelgeuse, situada a unos 640 años luz de la Tierra, muestra señales de expulsión de material y formación de una envoltura que rodea su núcleo.
La cantidad y densidad de esta envoltura determinan el aspecto y el brillo de la futura supernova. Solo aquellas estrellas con expansión extrema llegan al punto en que el núcleo colapsa, liberando la energía característica de las supernovas tipo II.
El equipo dirigido por Ou y Chen establece que la presencia o ausencia de una envoltura extendida afecta la expulsión de las capas externas y la secuencia del colapso gravitacional. Las simulaciones y observaciones ayudan a comprender por qué algunas explosiones son lentas y tenues, mientras que otras son breves y de gran luminosidad.
El momento clave antes de la explosión
En las etapas finales, el núcleo colapsa bajo su peso y, en cuestión de segundos, se genera una onda de choque que asciende hasta la superficie. El “breakout”, o liberación de esta onda, constituye la primera señal visible de la explosión.
Según Wun-Yi Chen, coautor del estudio, “nuestras simulaciones muestran que los precursores radiativos y la densidad circunestelar determinan la aparición y el brillo del estallido inicial de la supernova”.
La duración y luminosidad del fenómeno dependen principalmente de la densidad de la envoltura y la energía liberada antes de la explosión principal.
Las simulaciones bidimensionales revelan que una densidad circunestelar elevada prolonga la visibilidad de la supernova, complicando su detección en observaciones rápidas, incluso cuando estos fenómenos son frecuentes en galaxias distantes.
Estos hallazgos permitirán a la comunidad astronómica anticipar mejor el aspecto de las supernovas que registrarán nuevos observatorios, como los que esperan identificar hasta 10 millones de supernovas en los próximos años.
La variedad de trayectorias evolutivas de las estrellas masivas, según su metalicidad, tiene consecuencias directas en la prevalencia de ciertos tipos de supernovas en el universo temprano, la distribución de elementos en las galaxias y la transformación de las poblaciones estelares tras estos grandes estallidos.
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