Uns cataclismes que pensàvem que enteníem

Segurament no hi ha un cataclisme més desitjat pels científics que la mort explosiva d'una estrella. I, en especial, d'una estrella de tipus solar.

Són les famoses Supernoves de tipus Ia, l'explosió d'una nana blanca, la resta del que un dia va ser una estrella de massa similar al Sol.

I és que aquest tipus de supernoves permeten als astrònoms calcular distàncies còsmiques. Si es detecta una SN Ia en una galàxia llunyana, analitzant la llum de l'explosió es pot estimar com de lluny es troba la galàxia que l'alberga. A més, com que aquestes explosions són immenses, durant unes hores o dies la supernova arriba a brillar quasi tant com tota la galàxia que la conté, de forma que la seva llum és visible des de milers de milions d'anys llum de distància.

Però recentment, les coses s'estan posant encara molt més interessant, amb això de les SN de tipus Ia. És la història d'un puzle que es complica com més sabem, en lloc de simplificar-se.

Traslladem-nos al darrer quart del segle passat. Llavors els astrònoms varen començar a entendre què eren aquestes explosions. L'espectre de la seva llum no mostrava cap indicació de la presència, en l'astre moribund, d'hidrogen o heli, de forma que l'estrella que explotava no podia ser "normal" (aquests 2 elements químics són els més abundants de la natura i els que composen la major part de la massa d'una estrella).

Quan una estrella similar al Sol es queda sense combustible nuclear al seu interior, es desencadenen un seguit de mecanismes, governats per la gravetat, que marquen el final de la vida de l'astre. En primer lloc, l'estrella s'expandeix extraordinàriament (el Sol ho arribarà a fer tant que, en la seva vellesa, s'engolirà uns quants planetes, Terra inclosa). Aquesta expansió està marcada per un refredament de les capes externes de l'estrella, de forma que la seva llum vira cap al vermell. L'astre s'ha convertit en una gegant vermella.

Les darreres reaccions de fusió nuclear en l'interior de la gegant són efímeres, i tracten de guanyar temps a un destí inevitable. La fusió de l'heli per formar carboni i oxigen dura relativament poc (desenes de milions d'anys), i quan aquesta font d'energia s'apaga, la gravetat agafa completament el control.

L'estrella s'expandeix encara més, refredant-se, i acaba no podent retenir les zones més esteses de la seva estructura, que s'escapen a l'espai formant el que coneixem com una nebulosa planetària. Sense reaccions de fusió que generin energia, i despullada de gran part de la seva massa, l'estrella agonitza.

El que queda d'ella és la part més interna. Un nucli, format per carboni i oxigen, molt calent i que brilla només per aquest fet, gràcies a la seva gran temperatura. Hem batejat aquest fòssil d'estrella amb el nom de nana blanca, i el seu destí final serà refredar-se durant bilions d'anys fins a apagar-se completament.

Però quelcom pot trencar aquest procés de jubilació, i convertir-lo en un infern.

Els científics de finals del segle XX havien arribat a la conclusió que les SN de tipus Ia corresponien a les morts explosives de nanes blanques, quan aquestes robaven material d'una estrella companya.

La cosa funcionava així. Imaginem un sistema binari, 2 estrelles que giren al voltant d'un centre de masses comú (aproximadament el 50% de les estrelles de la nostra galàxia formen aquest tipus de sistemes múltiples). La vida de les 2 estrelles evoluciona a ritmes diferents, en funció de la massa que tenien al néixer. Suposem que una de les estrelles, que era similar al Sol, s'ha convertit en una nana blanca al final de la seva vida.

Les nanes blanques són petites, sí, però extraordinàriament compactes i denses. Pot passar que si la segona estrella s'ha inflat, en forma de gegant vermella per exemple, la poderosa gravetat de la nana blanca comenci a robar material de les capes més externes de l'astre company. Material que va caient, en trajectòries d'espiral, cap a la nana blanca durant milions d'anys.

Un nana blanca se sustenta contra la seva pròpia gravetat gràcies tan sols a la resistència dels àtoms a comprimir-se més enllà d'un cert punt. Però si la massa de la nana blanca creix descontroladament, ni la mateixa pressió dels àtoms serà capaç d'aguantar el pes. Arribat un cert límit, anomenat de Chandrasekhar, la resistència dels àtoms cedeix, la nana blanca es desploma, la temperatura es dispara, i s'engega una reacció nuclear en cadena que fusiona el carboni i l'oxigen i que condueix a la gran explosió que esmicola, en qüestió de segons, la nana blanca.

El fet que totes les explosions de SN Ia es produeixin així, és a dir, quan una nana blanca assoleix un mateix llindar de massa (el límit de Chandrasekhar) és el que les ha convertit en vares de mesurar distàncies.

És com dir que totes les SN Ia són bombetes de, posem pel cas, 100 watts. Totes elles. De forma que si mesurem com de brillant es veu una supernova d'aquest tipus, podem saber la distància a la que està (perquè coneixem que la seva lluentor intrínseca és de 100 watts).

Aquesta era la teoria, i semblava funcionar extraordinàriament bé. Fins que ho va deixar de fer.

A mesura que es tenien instruments més precisos, ja entrat el nou segle, es va començar a veure que no totes les SN Ia eren iguals. Les corbes de llum d'algunes d'elles eren peculiars, i s'apartaven de la resta. Però, sobre tot, cap instrument havia aconseguit identificar, al costat d'una SN Ia a una estrella companya. Segons el model anterior, ben a la vora de l'explosió devia quedar la gegant vermella, aquella que havia proveït de material a la nana blanca provocant la seva mort. On s'amagaven aquestes companyes?

Poc a poc, el dibuix es va anar complicant, tal com es va entendre que una nana blanca pot morir, pot esdevenir supernova, d'altres maneres.

Per exemple, la fusió directa de 2 nanes blanques també produiria una supernova d'aquest tipus. De nou, un sistema binari, en el que els seus 2 components hagin acabat com a nanes blanques i que, lentament, girin apropant-se cada cop més. Quan cauen una sobre l'altra, l'explosió està servida. És, també, una supernova de nana blanca, però el mecanisme que l'ha produït no és el mateix.

Aquest segon escenari es considerava, però, poc significatiu. Es pensava que la major part de les SN Ia provenien del mecanisme "estàndard", de la caiguda de material fins al límit de Chandrasekhar.

Però, ves per on, les tornes s'han girat, i actualment els astrònoms comencen a considerar que segurament el mecanisme més habitual és el de la fusió de nanes blanques. En part pel que deia abans, la dificultat de trobar una estrella companya en el lloc de l'explosió.

I, quan semblava que la qüestió ja estava clara, apareix un tercer mecanisme! Una mena de combinació d'escenaris: la possibilitat, de nou en un sistema binari format per 2 nanes blanques, que una d'elles robi material de l'altra (avui sabem que les nanes blanques estan rodejades d'una fina capa d'heli residual) i que acabi superant, així, el famós límit de Chandrasekhar.

Aquest nou escenari quadraria amb el fet que s'han començat a detectar nanes blanques que es mouen a enormes velocitats. Serien les companyes expulsades del lloc dels fets per la gegantina empenta de l'explosió de la SN Ia.

Així que, ara per ara, els científics tenen obertes les 3 possibilitats, i totes 3 semblen reals i amb evidències de la seva existència (sí, finalment s'han detectat companyes gegants al costat d'algunes SN Ia). 3 mecanismes diferents que generen les explosions de les supernoves Ia (tot i que sempre es tracta, al final, de la mort explosiva termonuclear de nanes blanques).

Ara les investigacions van en la línia de saber com de probables són aquests mecanismes. Quin d'ells és el més freqüent. I, com avançava, el que semblava ser l'únic escenari fa uns anys ara s'està convertint només en secundari (o vés a saber si terciari!).

Si en aquests moments estàs pensant que això és un desastre ja que malmet la utilitat de les SN Ia per calcular distàncies, estigues tranquil. Els astrònoms, sense encara entendre exactament els mecanismes implicats, han après, per experiència, a "normalitzar" diferents corbes d'explosions SN Ia i a extraure'n informació comuna, que és perfectament utilitzable com a etiqueta de potència de bombetes.

Seguirem emprant les SN Ia com a cintes de mesurar distàncies, i gràcies a elles continuarem fent descobriments tan fonamentals com saber que l'univers s'expandeix acceleradament. Només que ara caldrà entendre millor com funciona un dels espectacles cataclísmics més impressionants de tot l'univers. Un model que se'ns ha anat complicant com més coses hem aconseguit saber.

És ben bé allò de com més sabem, més ens adonem del poquet que sabem.