divendres, de gener 17, 2020

Explotarà Betelgeuse properament? Podrem gaudir d'un espectacle únic en el cel?



Darrerament una estrella de color taronja al nostre cel nocturn està donant de què parlar.
Explotarà properament?
Ens sorprendrà i atemorirà, qualsevol d'aquestes nits, amb un sobtat flash de llum equivalent a la mateixa Lluna?



El cert és que Betelgeuse, una súpergegant vermella en la constel·lació d'Orió, ha volgut ser la protagonista. I ho està aconseguint, atraient l'atenció de tots. I de quina manera!


Però més enllà dels rumors i les especulacions, ... què hem d'esperar d'aquest monstre? Què hi ha de cert en tot el que es diu d'aquesta estrella?

En aquest article intentaré posar un xic de llum a la qüestió.

Betelgeuse, com deia abans, és una estrella que hem catalogat com a súpergegant vermella. Aquests astres tenen molta més massa que el Sol (Betelgeuse en deu tenir unes 20 vegades més), i a l'entrar a la seva vellesa s'inflen alhora que la seva superfície es refreda, raó per la qual la seva llum va adquirint un to vermell.

La vida de les estrelles es mesura en milers de milions d'anys, com la del nostre Sol. Però com més gran és una estrella, com més massa té, menys viu. És com si visqués esbojarradament, al límit de les seves possibilitats. I els excessos els acaba pagant.

Qualsevol estrella juga a un joc molt delicat, intentant trobar l'equilibri entre 2 poderoses forces.

Per una banda, tenim a la gravetat. Aquesta força tan persistent intenta col·lapsar l'astre pel seu propi pes. Les ingents quantitats d'hidrogen i heli (els principals components de qualsevol estrella) són comprimides i cauen cap al centre de gravetat, cap el cor de l'estrella.

Poc després que es formi, que neixi, una estrella, la pressió al seu interior ja és immensa, i la temperatura ha anat pujant sense parar. Quan s'assoleixen aproximadament 15 milions de graus, l'estrella inicia el seu mecanisme per a contrarestar a la gravetat: la fusió nuclear.

La fusió nuclear és un procés extraordinari, gràcies al qual nosaltres existim ja que estem formats pels seus subproductes. A 15 milions de graus de temperatura, en el centre d'una estrella similar al Sol, 4 nuclis d'hidrogen (és a dir 4 protons) es combinen per formar un nucli d'heli, generant, en aquest procés, una enorme quantitat d'energia. Part d'aquesta energia s'escapa de l'astre en forma de llum, però bàsicament aquest motor nuclear serveix per a fer front a la gravetat que segueix comprimint el gas cap a dins.

L'estrella pròpiament dita neix en el moment en què arranca la fusió nuclear, a l'aconseguir l'equilibri entre la gravetat i l'energia que desprèn del seu interior.

El ritme de la fusió nuclear és impressionant. El Sol, per exemple, fusiona uns 600 milions de tones d'hidrogen, produint 596 milions de tones d'heli... per segon!!! Aquests 4 milions de tones per segon que falten són els que es converteixen fonamentalment en energia (en la fusió nuclear descrita també es generen grans quantitats de neutrins i positrons).

L'estrella va consumint l'hidrogen en el seu interior amb el pas dels anys. El Sol porta fusionant hidrogen uns 4.600 milions d'anys, i ho podrà seguir fent uns 4.500 milions més.

Però les estrelles més grans no tenen tanta sort.

La fusió nuclear en una estrella amb força més massa que el Sol funciona un xic diferent del que he explicat. El combustible i el producte resultant són els mateixos: hidrogen i heli, respectivament, però el procés utilitza nuclis de carboni, nitrogen i oxigen com a facilitadors de la fusió, a 17 milions de graus (és el cicle que anomenem CNO).

En pocs milions d'anys, una estrella funcionant amb el cicle CNO esgota l'hidrogen en el seu nucli. En aquell instant, s'inicien tot un seguit de transformacions que venen a ser una cursa cap al precipici.

La gravetat no deix de pressionar i comprimir el gas cap al centre, i allà es dispara la temperatura. Amb el seu augment, s'engeguen noves reaccions de fusió nuclear, cada una d'elles més complexa i efímera que l'anterior, en un intent d'aturar a la gravetat.

L'heli es fusiona per formar carboni a 100 milions de graus. Després s'obté neó, i més tard oxigen. I és així com la cadena de fusions va esgotant combustible rere combustible, cada cop més ràpid i a més temperatura.

Per a que ens fem una idea, una estrella massiva consumeix tot l'hidrogen del seu nucli en uns quants milions d'anys (normalment desenes). Acaba amb l'heli en mig milió d'anys més. La fusió del carboni dura només uns 600 anys, i la del neó tan sols 1 any. 6 mesos més, i s'ha acabat l'oxigen.

En aquells moments, l'estrella ja és una súpergegant vermella. Vista des de l'interior cap a fora, està composada per capes de ceba, cada una d'elles generant energia mitjançant una de les reaccions descrites (la fusió de l'oxigen al nucli, la del neó a la capa següent, etc.). Les regions més externes de l'astre, com a resultat d'aquesta cadena de reaccions nuclears, cada una d'elles més potent i externa, s'han inflat i separat de la resta. A l'inflar-se, les capes externes s'han refredat i el to de la llum ha virat cap el vermell.

En un intent suïcida per sobreviure, a 3 mil milions de graus de temperatura, l'estrella inicia la fusió del silici, un procés que dura 1 dia!!!!! És increïble, oi? Costa d'imaginar que una bèstia molt més massiva que el Sol, i acostumats a mesurar durades astronòmiques en milions d'anys, consumeixi el seu darrer aliment en 24 hores.

La fusió del silici ha generat ferro, el nucli més estable de la natura. I degut a aquesta estabilitat, la fusió del ferro ja no genera energia, sinó que en consumeix. És llavors quan es produeix el cataclisme.

La pressió i temperatura a l'interior ha crescut tant que el ferro comença a fusionar-se. Tot de sobte, desapareix energia del sistema, i la gravetat es torna boja. Ha guanyat la partida. En qüestió de dècimes de segon, i a velocitats que són fraccions de les de la llum, l'estrella es desploma, es col·lapsa caient sobre ella mateixa, sense res que ho pugui aturar.

En el centre s'assoleixen, en un sospir, pressions i densitats inimaginables. I és en mig d'aquest cataclisme que neixen els 2 objectes més enigmàtics i fascinants de l'univers. Segons quina massa tingui l'estrella moribunda, allà es forma una estrella de neutrons o un forat negre. Dos objectes súper densos, que actuen de paret contra la caiguda de la resta de l'estrella.

Allò és com el xoc d'un tren a alta velocitat contra una paret que resisteix. La major part de la massa de l'estrella, desplomant-se a ritmes propers als de la llum, es topa contra la bèstia recent nascuda, i rebota.


És el que anomenem supernova de tipus IIb o gravitatòria. L'estrella és destrossada en un instant, quan les capes de material de l'astre surten disparades cap a fora en aquest rebot gegantí. Les temperatures assoleixen valors de bilions de graus, i és en aquest caldo que es cuinen, en segons, pràcticament tots els elements químics de la natura.

Per uns moments, l'estrella que mor allibera una quantitat d'energia que és equivalent a la suma de l'energia generada per totes les estrelles de la galàxia que la conté! El flash es pot captar a milers de milions d'anys llum de distància!

Aquest és el relat simplificat i al·lucinant de la mort d'una estrella massiva. I ara ens podem preguntar... en quina fase del cicle de vida es troba Betelgeuse?

No podem estar segurs, però creiem que, esgotat l'hidrogen en el seu cor, es troba ara fusionant heli. Per tant, tic-tac tic-tac... podrien quedar-li, de vida, uns pocs centenars de milers d'anys.

O menys, en funció, lògicament, de quan faci que va iniciar la fusió de l'heli. I encara seria molt menys si ja hagués iniciat la fusió del carboni.

Betlegeuse es troba enormement inflada. Si la poséssim al lloc que ocupa el Sol, l'òrbita de Júpiter quedaria dins de l'estrella!

Què més sabem de Betelgeuse? Doncs que la intensitat de la seva llum és variable. Ha estat oscil·lant des que l'observem, possiblement degut a processos temporals en la seva superfície (alguns autors indiquen que fins i tot podria ser degut a una companya no descoberta, que podria ser una estrella de neutrons o una nana blanca).

Molt bé. I ara veiem què està passant. Perquè tota aquesta expectació.

Des de finals de l'any passat, la llum de Betelgeuse s'ha afeblit molt notablement. Certament, força més que els mínims de llum més recents. Aquest afebliment és tan clar que és fàcilment notable, a ull nu, per qualsevol que estigui acostumat a observar el cel nocturn (la gràfica següent ha estat generada per l'Associació Americana d'Observadors d'Estrelles Variables).


Aquest fet, juntament amb tot el que he explicat anteriorment, és a dir, el destí que li espera, ha convertit Betelgeuse en el centre de les mirades (mai més ben dit) i de les especulacions. Estarà a punt de morir com a supernova? I si ho fa, com la veurem, i quines conseqüències tindrà per nosaltres?

Aquí hi ha moltes coses a tenir en compte.

La primera és que, com hem vist, que "estigui a punt d'explotar" pot voler dir demà o d'aquí a 50.000 anys. La probabilitat que ho faci dins la finestra temporal de la nostra vida és molt petita. Però existeix, és clar.

La segona és que no entenem el perquè de la variabilitat de la lluentor de Betelgeuse, de forma que tampoc sabem explicar aquest afebliment tan notable que està presentant darrerament. La causa podria no estar directament relacionada amb la proximitat de la seva mort.

Un altre factor que genera gran interès, però alhora confusió, és quan es considera la seva distància. Betelgeuse es troba a uns 640 anys llum de nosaltres. Si ho pensem bé, això vol dir que, en qualsevol cas, estem veient aquesta estrella com era fa un xic més de 600 anys. La cosa és que podria haver explotat ja, diuen alguns. I la resposta és, sí, evidentment. Però aquest fet no ens modifica res del relat. No per aquest motiu sabem res més del que ara sabem. En altres paraules, com res pot viatjar més ràpid que la llum, ens és igual el que l'estrella hagi o no hagi fet. Tot el que podem aspirar a observar és la llum que ara rebem, de forma que, a tots els efectes i pel que estem parlant, és com si l'estiguéssim veient en directe.

Aquesta distància tan considerable fa, per cert, que quan Betelgeuse es converteixi en supernova no haguem de patir. Una supernova molt més propera seria, certament, una amenaça, que podria arribar fins i tot a esterilitzar de vida la Terra. Però no és el cas de Betelgeuse.

El que sí que es convertirà és en un gran espectacle visual! La llum de la supernova brillarà potentíssima en el cel, de forma que probablement es podrà observar fins i tot a ple dia. I de nit, pot ser que la intensitat de llum pugui ser comparable a la de la Lluna plena! Aquest espectacle de llum durarà setmanes, i s'anirà afeblint durant els mesos següents fins que Betelgeuse desaparegui completament dels nostres cels per sempre més, deixant al gran caçador Orió sense una de les seves espatlles.

Una altra qüestió interessant és si tindrem avís previ,  quelcom que ens posi en guàrdia. I la resposta és que potser sí.

Amb sort, podríem detectar neutrins provinents del cataclisme, potser hores abans no arribés la llum de la supernova.

Com pot ser, això? Si hem dit que res no pot anar més ràpid que la llum! L'explicació rau en el fet que la supernova queda envoltada per les restes de l'estrella, capes de material que s'expandeixen, expulsades pel col·lapse. Inicialment, aquestes capes són tan denses que fan que la llum reboti constantment, i perdi temps en poder escapar de l'embolcall.

Per contra, els neutrins, partícules elementals sense a penes massa, són capaces de traspassar com si res qualsevol cosa, mentre viatgen un xic per sota de la velocitat de la llum. I una supernova emet quantitats immenses de neutrins, tants que es calcula que la  major part de l'energia de l'explosió és dissipada justament pels neutrins, no pas per la llum que es genera!

La detecció de neutrins, és clar, és complicadíssima. Per la mateixa raó que ho travessen tot, també creuen els nostres detectors com a fantasmes, mentre surten per l'altre cantó de la Terra com si res i segueixen el seu camí etern per l'espai. Afortunadament, però, disposem actualment de detectors que poden capturar algun dels trilions de neutrins que els travessen. Com per casualitat, de tant en tant un neutrí té la idea de xocar contra un àtom i es deix detectar, mentre tots els demés creuen a tota velocitat entre la matèria sense topar amb ella.

No és, però, segur que a més de 600 anys llum de distància puguem arribar a detectar aquests neutrins. No pas perquè s'afebleixin o es cansin. Sinó perquè òbviament, com més lluny ens trobem menor és la seva densitat, ja que s'han de distribuir per un volum major d'espai.

Per tant, amb molta, molta sort podríem rebre, en els nostres detectors, un petit avís previ. La captura d'uns pocs neutrins provinents de la supernova. Llavors tindríem el senyal que dispararia les alarmes.

L'interès de la comunitat científica és molt gran, ja que no observem una supernova a la nostra galàxia des del segle XVII. A pesar que estimem que, per terme mig, en una galàxia típica es produeix una supernova (d'aquest tipus que hem descrit, o d'altres) un cop per any, el fet que estiguem precisament ubicats dins la Via Làctia ens perjudica l'observació. El pla galàctic, ple de pols i estructures nebuloses, ens amaga el que passa a gran part de la galàxia. Per aquesta raó, ens és enormement més senzill detectar i estudiar supernoves en altres galàxies que a la nostra.

Així que tothom està esperant i desitjant.

Sí, desitjant per a poder gaudir de l'espectacle únic. També per poder estudiar-lo. Científics i no científics mirant el cel, mentre el cap et diu que no, que les probabilitats són ínfimes i que no cal que t'il·lusionis, però sense poder apartar la vista, només per si un cas. Només per a somiar.

Qui digui que sap el que passarà, evidentment menteix. L'equació està plantejada: ens trobem amb una estrella massiva en els darrers instants de la seva vida, que acabarà explotant com a supernova, i que just ara ens està donant uns senyals enigmàtics fent baixar la seva llum de forma notable. Però ens falten els valors de les incògnites per a obtenir el resultat de l'equació anterior: què vol dir "darrers instants"? Quan temps fa que fusiona heli? Ha iniciat la fusió del carboni? Per què Betelgeuse és una estrella de llum variable? Què és el que està fent baixar tant la intensitat de la seva llum en els darrers mesos? Es troben ja en camí els neutrins de l'explosió?

Si en unes setmanes la corba de llum de Betelgeuse es torna a recuperar, com ho ha fet en el passat, la cosa acabarà, de moment, aquí. Quasi ningú no en tornarà a parlar d'aquesta extraordinària estrella gegant.

I potser serà així, de sobte i sense cap avís, com un dia llunyà, o qui sap si més proper del que sospitem, arribarà l'espectacular flash de llum que ens dirà que Betelgeuse, la que va ser una orgullosa estrella més massiva que el Sol, ha mort.




0 comentarios:

Publica un comentari

Categories

Estels i Planetes

TOP