Escenario físico de las supernovas tipo II, Ib y Ic

Las supernovas de tipo II, Ib y Ic están probablemente producidas por el colapso gravitatorio de estrellas muy masivas (en 12, y referencias que allí aparecen, se describen los detalles del proceso de colapso, que resumimos a continuación).

Como es bien sabido, las estrellas sintetizan por fusión nuclear elementos pesados a partir de elementos más ligeros. Gracias a estas reacciones nucleares, las estrellas son capaces de generar una presión radiativa suficientemente grande como para poder ayudar a la presión del gas a compensar la fuerza gravitatoria producida por éste.

Los distintos elementos generados en la fusión se van estructurando dentro de la estrella a medida que ésta va pasando por las distintas etapas de evolución estelar correspondientes a la síntesis de cada uno de dichos elementos. A medida que transcurre el tiempo, la estrella acaba adquiriendo una estructura en capas, similar a una cebolla, donde los elementos más pesados quedan en las partes más internas del astro y los más ligeros quedan en las capas externas.

Cuando en el corazón de la estrella llega a generarse hierro ($^{56}$Fe) la estrategia de la fusión nuclear para liberar energía deja de funcionar, dado que cualquier otra reacción de fusión a partir del hierro es endotérmica. Por lo tanto, en el momento en que la masa de hierro en el interior de la estrella supere cierto límite (cercano al límite de Chandrasekhar), la presión térmica y de degeneración electrónica del núcleo no será suficiente para aguantar el peso de toda la estructura estelar, comenzando entonces el colapso gravitatorio.

Durante esa caída libre hacia su destrucción, tanto la presión como la densidad y temperatura aumentan en el núcleo estelar hasta alcanzar valores descomunales. Esas enormes presiones y temperaturas deberían inhibir parcialmente el colapso, pero en estas condiciones extremas empiezan a producirse fotodisociaciones de átomos de hierro y capturas de electrones, que catalizan de manera muy eficiente el colapso gravitatorio. Todo este proceso de colapso ocurre en un tiempo del orden de 1 segundo.

La fotodisociación del hierro es un proceso mediante el cual los fotones suficientemente energéticos rompen todos los núcleos atómicos en protones, neutrones y partículas $\alpha$. Esto empieza a ocurrir a temperaturas del orden de $10^{9} - 10^{10}$ K. Dado que éste es un proceso endotérmico, las fotodisociaciones del hierro enfrían el núcleo estelar, acelerando por lo tanto el colapso.

Las capturas de electrones se producen por los protones (ya sean libres, en núcleos atómicos o en partículas $\alpha$), para formar neutrones. Esto produce un déficit de electrones en el núcleo colapsante que disminuye la presión de degeneración y acelera, más aún, el colapso gravitatorio del núcleo. Además, este colapso continuado incrementa la energía de Fermi de los electrones (al haber menos espacio fásico), lo cual favorece nuevas capturas de electrones, dado que hay una mayor sección eficaz para estos procesos. La captura de electrones también libera una enorme cantidad de neutrinos, una fracción de los cuales acaba escapando del núcleo colapsante.

Cuando la densidad en la parte interna del núcleo colapsante sobrepasa los $\sim3\times10^{9}$ gr cm$^{-3}$, la sección eficaz de dispersión de neutrinos es ya suficientemente alta como para impedir que éstos escapen del núcleo en un tiempo inferior a la duración del colapso gravitatorio (13). Empieza a formarse entonces un mar de neutrinos en el interior del núcleo, conocido como neutrinosfera, el cual puede eventualmente frenar las capturas electrónicas cuando se llegue a la degeneración de los neutrinos. Estos neutrinos acabarán escapando del núcleo de manera explosiva, llevándose consigo la práctica totalidad de la energía de la supernova (del orden de $10^{53}$ erg).

Hidrodinámicamente, el núcleo colapsante puede dividirse en dos partes bien diferenciadas. La parte más interna (y en la que las condiciones termodinámicas son más extremas) colapsa de manera subsónica y homóloga (i. e., velocidad proporcional al radio); la parte más externa colapsa aceleradamente y a velocidades supersónicas (16). Llega un momento en que la densidad de la parte interna del núcleo se acerca a las densidades típicas de los núcleos atómicos. En ese momento, el potencial nuclear fuerte (enormemente repulsivo a escalas nucleares) frena súbitamente el colapso del núcleo interno. El núcleo externo en colapso se encuentra entonces con un núcleo interno compacto y rígido, contra el que rebota de forma extremadamente violenta¹. En un tiempo del orden de una milésima de segundo (16), se forma una onda de choque muy energética que debería empezar a barrer todo el material estelar, desde las capas más internas hasta las más externas de la estrella.

Sin embargo, hay problemas en la modelización teórica de la expansión de esta onda de choque. En principio, al llegar a la parte más externa del núcleo colapsante, gran parte de la energía de esta onda se perdería al producir las fotodisociaciones de los átomos que aún se encontrasen en la zona (9). Además, los protones libres tienen una mayor sección eficaz de captura de electrones, por lo que las fotodisociaciones aumentarían las capturas electrónicas, disminuyendo esto la presión de degeneración en la región del choque. Por estas razones, el choque perdería gran parte de su potencia antes de llegar a las capas externas del astro, lo cual no es compatible con las observaciones.

Una posible explicación de por qué el choque sobrevive a su expansión en el núcleo es gracias a la enorme cantidad de neutrinos atrapados en la zona (13,2). Estos neutrinos podrían alimentar al choque mediante procesos de absorción por neutrones (lo cual produciría protones y electrones), así como de aniquilación (lo cual produciría pares electrón-positrón) y de dispersión con electrones. Aunque ésta es una posibilidad bastante plausible, cabe decir que el recalentamiento del choque en virtud del transporte de neutrinos es un proceso que aún no está del todo bien entendido teóricamente.

La onda de choque generada en el rebote acaba finalmente barriendo todo el material estelar, donde se producen multitud de elementos (radiactivos algunos de ellos) mientras la temperatura del choque lo permite ( $T \gtrsim 2\times10^{9}$K) (1). Este proceso se denomina nucleosíntesis explosiva. Cuando el choque llega hasta la superficie de la estrella, todos los materiales chocados se expanden entonces contra el medio circunestelar a velocidades del orden de decenas de miles de kilómetros por segundo.

El destino del núcleo colapsante dependerá de su masa. Si ésta sobrepasa el llamado Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff², entre 2 y 3 masas solares (e.g. 14), la presión de degeneración de los neutrones que forman el núcleo tras todas las capturas electrónicas no será suficiente para vencer a la gravedad, por lo que el colapso continuará hasta formar una singularidad en el espacio-tiempo: un agujero negro. En el caso de que no se supere este límite, el núcleo se estabilizará tras la explosión supernova, formándose una estrella de neutrones. Aunque ésta es una versión muy simplificada de lo que puede ocurrir realmente. En una supernova real, el núcleo colapsante podría pasar por toda una serie de fases antes del colapso gravitatorio final. El mar de Fermi de neutrones podría dotar a éstos de espacio fásico suficiente como para generar mares de Fermi de otras partículas, incluso exóticas, y podría llegar un momento en el que, a energías suficientemente altas, la aproximación de partones fuese aplicable y el astro se convirtiese en una sopa de quarks.

En las supernovas de tipo II, las líneas espectrales del hidrógeno se producirían cuando el material eyectado llegase a la capa más externa de la estrella, donde se encuentra el elemento más ligero de todos cuanto forman el astro: el hidrógeno, el elemento a partir del cual se formaron todos los demás. Las supernovas de tipo II-P (como es el caso de SN 2004et) se producirían cuando la envoltura de hidrógeno de la estrella fuese muy extensa, con una masa del orden de varias masas solares. Este enorme conglomerado de hidrógeno tardaría varios meses en enfriarse, dando esto origen al ``plateau'' observado en las curvas de luz de este tipo de supernovas.

Las supernovas tipo Ib (en las que no se observan líneas del hidrógeno) y Ic (en las que tampoco se observan líneas del helio) ocurrirían, entonces, en sistemas binarios en los que la estrella compañera hubiera robado por acrecimiento el material de las capas más externas de la estrella colapsante, o bien en estrellas cuyo viento solar fuera lo suficientemente grande como para poder lanzar las capas externas del astro al medio interestelar antes de la explosión.

Supernovas tipo IIb (SN1993J)

Cada supernova tiene algunas características propias que la convierten en un caso único, lo que hace a este tipo de fenómeno algo de difícil clasificación.

SN1993J fue un caso que requirió su propia catalogación dentro de los tipos de supernova, ya que ni sus espectros ni su curva de luz consiguieron encasillarse en la clasificación de tipos I y II hasta entonces aceptada.

Tras un primer pico de brillo en la curva de luz, se detectó 15 días después un segundo máximo, seguido ya de una paulatina y normal caída del brillo, similar a las de las supernovas de tipo Ib/c. Un comportamiento similar a éste (una curva de luz con dos máximos) sólo se había observado una vez, en SN1987A, aunque la evolución de SN1993J entre los dos máximos fue unas cuatro veces más rápida que en SN1987A (11).

Además, el espectro de emisión tras los primeros días de la explosión se correspondía claramente con una supernova de tipo II, dadas las intensas líneas del hidrógeno que se observaron. No obstante, tiempo después las líneas del hidrógeno desaparecieron, siendo sustituídas por otras intensas líneas correspondientes al helio. Este patológico comportamiento en la evolución de SN1993J fue el que hizo que esta supernova fuese catalogada como una supernova de tipo IIb, ya que pasó de ser una supernova de tipo II a ``convertirse'' en una de tipo Ib³.

El escenario físico donde se cree que tuvo lugar esta supernova es un sistema binario en el que la estrella que explotó perdió gran parte de su envoltura de hidrógeno por acreción de su compañera (e.g. 7). De hecho, dicha compañera fue descubierta más tarde por (8). La presencia de una estrella compañera explicaría la transición de emisión de líneas de hidrógeno a líneas de helio, dado el rápido enfriamiento de la fina capa de hidrógeno tras el paso de la onda de choque. Este rápido enfriamiento sería también el responsable de la aparición del primer pico de brillo en la curva de luz; el segundo pico sería producido por la posterior difusión de la radiación proveniente de níquel radiactivo (creado a partir del hierro durante la explosión supernova) a través de las eyecciones del material expelido (eyecta).