La muerte de una estrella en tres dimensiones

Investigadores del Instituto Max Planck han logrado reproducir por primera vez las asimetrías y macizos de hierro en rápida evolución de supernovas observadas en complejas simulaciones por ordenador en tres dimensiones. Para este fin, siguieron constantemente y con éxito la explosión en sus modelos desde algunos milisegundos después del inicio de la explosión a la muerte de la estrella varias horas más tarde.

Simulación tridimensional de una explosión cerca de 0,5
segundos después de encenderse el núcleo. El halo azul
es la onda de choque, de un radio medio de 1.900 km.

Las estrellas masivas terminan sus vidas en explosiones gigantescas, conocidas como supernovas, que pueden llegar a ser -por un corto tiempo- más brillantes que una galaxia entera, que se compone de miles de millones de estrellas. Aunque las supernovas han sido estudiadas teóricamente mediante modelos informáticos durante varias décadas, los procesos físicos que suceden durante estas explosiones son tan complejos que hasta ahora los astrofísicos sólo podían simular algunas partes del proceso y, hasta ahora, sólo en una o dos dimensiones. Investigadores del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching han llevado a cabo la primera simulación por computadora completamente tridimensional del colapso del núcleo de una supernova durante un plazo de horas después del inicio de la explosión. Así, podrían responder a la pregunta de cómo las asimetrías iniciales, las cuales emergen de la profundidad del denso núcleo durante las primeras etapas de la explosión, se pliegan en inhomogeneidades observables durante la explosión de supernova.

Si bien la gran energía del estallido hace que estas explosiones estelares sean visibles desde lejanos lugares del Universo, son relativamente raras. En una galaxia del tamaño de nuestra Vía Láctea, en promedio sólo una supernova se produce cada 50 años. Hace unos veinte años, una supernova podía verse incluso a simple vista: SN 1987A en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, nuestra galaxia vecina. Esta proximidad relativa -'sólo' unos 170.000 años luz de distancia- permitió muchas observaciones detalladas en diferentes rangos de longitud de onda a lo largo de semanas e incluso meses. SN 1987A resultó ser una supernova por colapso de núcleo, evento nombrado como Tipo II. Se produce cuando una estrella masiva, que es por lo menos nueve veces más pesada que el Sol, ha quemado casi todo su combustible. El motor de fusión en el centro de la estrella comienza a 'tartamudear', provocando un colapso interno y por lo tanto una violenta explosión de la estrella. En el caso de SN 1987A la estrella tenía aproximadamente 20 masas solares cuando nació.

SN 1987A es probablemente la supernova mejor estudiada y sigue siendo un gran desafío el poder desarrollar y perfeccionar los modelos de lo que estaba sucediendo dentro de la moribunda estrella para producir la emisión de radiación. Uno de los asombrosos e inesperados descubrimientos en SN 1987A y muchas supernovas posteriores fue el hecho de que el níquel y el hierro -elementos pesados que se forman cerca del centro de la explosión- se mezclan hacia fuera en grandes montículos en el depósito de hidrógeno de la perturbada estrella. Fueron observadas 'balas' de níquel que se propagan a velocidades de miles de kilómetros por segundo, mucho más rápido que el hidrógeno que lo rodea y mucho más rápido que lo predicho por simples cálculos hidrodinámicos en una dimensión, es decir, estudiando sólo el perfil radial desde el centro hacia fuera.

De hecho, resultó que la evolución del brillo (la llamada curva de luz) de SN 1987A y de las supernovas de colapso de núcleo similares sólo puede ser entendida si grandes cantidades de material pesado del núcleo (en particular níquel radiactivo) son mezcladas en el exterior en la envoltura estelar, y los elementos ligeros (hidrógeno y helio) son llevados hasta el interior del núcleo.

Los detalles de las explosiones de supernova son muy difíciles de simular, no sólo debido a la complejidad de los procesos físicos involucrados, sino también por la duración y el rango de las escalas -desde cientos de metros cerca del centro a decenas de millones de kilómetros, cerca de la superficie estelar- que necesitan ser resueltos en última instancia, en modelos de computadora en tres dimensiones (3D). Previamente se llevaron a cabo simulaciones en dos dimensiones (2D, es decir, con la supuesta simetría axial) que mostraron que efectivamente la estructura en capas esféricas de la estrella progenitora es destruida durante la explosión de supernova y que la mezcla a gran escala tiene lugar. Pero el mundo real es tridimensional y no todos los aspectos observacionales pueden ser reproducidos por los modelos 2D.

Los nuevos modelos de computadora del equipo del Instituto Max Planck pueden ahora, por primera vez, simular la explosión completa en tres dimensiones, desde los primeros milisegundos después de que la explosión se ha iniciado en el núcleo hasta un plazo de tres horas más tarde, cuando el estallido sale desde la estrella progenitora. "Encontramos una divergencia importante de nuestros modelos 3D en comparación con trabajos anteriores en 2D", dice Hammer Nicolay, el autor principal del artículo, "especialmente el crecimiento de la inestabilidad y la propagación de grupos diferentes. Estas no son sólo variaciones menores; este efecto determina la evolución a largo plazo y en última instancia el grado de mezcla y el aspecto observable de las supernovas por colapso de núcleo".

Una estrella muere en 3D: estas instantáneas muestran la
mezcla de ciertos elementos en la explosión de supernova, 350
segundos después de la ignición del núcleo (imágenes
superiores) y 9.000 segundos después (cuadros inferiores). El
carbono está representado por el color verde, el oxígeno por
el rojo y el níquel por el azul.

En las simulaciones 3D, grupos de metales ricos tienen mayores velocidades que en 2D. Estas 'balas' se expanden mucho más rápidamente, alcanzando el material de las capas externas. "Con un simple modelo analítico podríamos demostrar que la geometría diferente de las balas, toroidal frente a casi esférica, puede explicar las diferencias observadas en nuestras simulaciones", explica el co-autor Thomas Janka. "Aunque creemos que las diferencias entre los modelos 2D y 3D que hemos encontrado son probablemente genéricas, muchas características dependerán en gran medida de la estructura de la estrella progenitora, la energía total y la asimetría inicial de la explosión".

"Esperamos que nuestros modelos, en comparación con las observaciones, nos ayudarán a entender cómo comienzan las explosiones estelares y lo que las causa", agrega Ewald Müller, el tercer autor del documento. La investigación de una variedad más amplia de estrellas progenitoras y de condiciones iniciales, será el centro de los futuros trabajos de simulación. En particular, un modelo detallado que reproduzca todas las características observacionales de SN 1987A sigue siendo un reto.

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