Vad är en supernova: fysiken bakom de mest våldsamma explosionerna i universum som kan släcka hela galaxer
Vi tenderar att tänka på stjärnor som det vi ser: miljontals ljusa prickar som dyker upp ovanför våra huvuden varje natt. Det som ligger bakom är dock mycket större. Vi ser ljus som sänds ut för dussintals eller till och med hundratals år sedan, som kommer från enorma himmelska föremål, inuti vilka reaktioner som är mer energiska än någon kemisk reaktion äger rum.
Och det handlar inte om kemi, utan om något mycket mer intensivt: kärnfusion. "Elden" som vi ser från jorden är frukten av denna fusion, men det kommer en tid då det inte längre finns något bränsle. Utan mer bränsle att fylla på brasan kollapsar stjärnan och dör. Denna död kan vara kall och tyst, som händer med de minsta stjärnorna, men den kan också vara explosiv och kolossal när det kommer till de största stjärnorna.
Efter denna explosion, känd som en supernova, kan ett svart hål eller en neutronstjärna bildas, beroende på storleken på stjärnan som dog. Supernovaexplosionen är en av de största som inträffar i universum. Det uppskattas att det frigör energi som motsvarar 1030 gånger den från Hiroshimabomben.
Det är ett fenomen som släpper ut så mycket strålning att det till och med har kopplats till två av de fem stora massutrotningar som har ägt rum på jorden. Men vad får en stjärnas död att bli något så stort? För att veta måste vi börja från början.
I Xataka är Superdatorn Frontier den näst kraftfullaste exascale-maskinen på planeten. Och den har ett uppdrag: kärnfusion. Vad är en supernova?
En supernova är det sista dödsskallet för en stjärna med en massa som är minst åtta gånger så stor som vår sol. När det tar slut på bränsle för att hålla igång kärnfusion kollapsar det och frigör mycket energi. Men det här är inget som går snabbt.
En massiv stjärna går igenom flera faser innan den når punkten att generera en supernova. Hur bildas en supernova? Kärnfusion är en reaktion där kärnorna i två lätta atomer smälter samman för att ge upphov till en tyngre, med en stor frigöring av energi.
När det gäller stjärnor är denna process viktig för att hålla dem "på" under de första stadierna av deras liv, eftersom de smälter samman vätekärnor och omvandlar dem till helium. Det förekommer i alla stjärnor, även om det förekommer mycket snabbare i större. Medan kärnfusion sker i kärnan, finns det två krafter som förblir i balans.
Å ena sidan gravitationen, som trycker allt material inåt. Och å andra sidan strålningstrycket, som genereras av effekten av fusion i stjärnkärnan och trycker utåt. Vi visste att rymdsfärerna fanns någonstans i universum.
Vi har en ny teori om dess ursprung. Detta sker oförändrat tills ögonblicket infinner sig då det vätet är förbrukat. När de spenderas i kärnan är krafterna inte längre i balans.
Tyngdkraften övervinner strålningstrycket, så kärnan skjuts inåt och komprimeras. Det värms upp så mycket att heliumet som blev kvar i kärnan också får förmågan att smälta samman och bli ett nytt bränsle som kommer att omvandlas till kol och syre. Men det fanns inte bara väte i stjärnans kärna.
Detta element finns också i dess yttersta lager, med skillnaden att det förblir inaktivt.
Slår inte samman. Eller, faktiskt, det gör det inte först. När denna första kompression inträffar, med den efterföljande stjärnuppvärmningen, börjar det yttre vätet smälta samman, vilket orsakar tillväxten av stjärnan, som blir en röd jätte.
Till skillnad från mindre stjärnor har de med mycket massa tillräckligt med energi för att fortsätta smälta samman andra atomer bortom helium. Kol, till exempel, smälter samman för att ge upphov till neon och magnesium. Neon gör samma sak, genererar syre och magnesium.
Det syre smälter samman för att producera kisel och svavel och, slutligen, smälter kiselatomerna mycket snabbt, vilket skapar en järnkärna. Här kommer en viktig punkt, eftersom järn är det mest stabila elementet av alla de som produceras, så fusion saktar ner. Kärnor kan inte fortsätta att slås samman.
Det är nu omöjligt att fortsätta generera energi och gravitationen vi pratade om i början besegrar stjärnan fullständigt. Som ett resultat kollapsar kärnan på sig själv tills den når en gräns där en stor stötvåg genereras och de yttre skikten kollapsar, vilka släpps ut i rymden med våld. Vi står inför en supernova, en explosion som kan pågå från veckor till månader eller år.
I verkligheten kan denna explosion även ske i ett binärt stjärnsystem, när man stjäl material från en annan. När vi talar om supernovor måste vi därför skilja på flera typer. Den nya milstolpen inom astronomi: vi har för första gången lyckats observera en magnetars levande födelse.
Typer av supernovor Allt vi har sett hittills är beskrivningen av de vanligaste supernovorna. Det finns dock andra typer av supernovor, som skiljer sig åt både vad gäller deras moderstjärna och i vilken mekanism explosionen sker. Oftast ses skillnaderna när man analyserar deras spektrum.
Det vill säga ljuset de absorberar eller avger. Detta är en process som används för att bestämma kemiska sammansättningar, eftersom olika grundämnen absorberar eller avger ljus i mycket specifika våglängdsmönster. Supernova typ I: Inget väte identifieras i dess spektrum.
Typ Ia: De har inte väte eller helium, men de har en stark linje av kisel. Detta indikerar att de produceras av en termonukleär explosion i ett binärt system, när en vit dvärg ackumulerar ytterligare material från en medföljande stjärna. Typ Ib: Spektrumet har inte väte, men det har helium.
Det är den klassiska supernovan som vi har pratat om hittills. Den som genereras som en rest av en neutronstjärna eller ett svart hål efter kollapsen av en stor stjärna. Typiskt mer än 8 solmassor.
Den har inte väte, eftersom de yttre skikten av stjärnan som innehöll den gick förlorade. Å andra sidan bevarades de av helium. Typ Ic: Det finns inget väte eller helium i spektrumet.
I det här fallet står vi också inför en explosion som den vi har beskrivit hittills. Den enda skillnaden med typ Ib är att under explosionen avlägsnas dess yttre skikt på både väte och helium. Supernova typ II: Den presenterar starka vätelinjer i sitt spektrum.
Det betyder att den inte förlorade väte från sina yttre lager under explosionen. I sin tur finns det två typer, som beror på hur dess ljusstyrka utvecklas efter explosionen. Typ II-P: En initial "platå" uppstår i dess ljuskurva på grund av en förlängd och konstant frigöring av energi följt av en normal nedgång.
Typ II-L: Ljusstyrkan minskar linjärt efter explosionen. Kort sagt är de vanligaste typerna Ib, Ic och II, eftersom de representerar cirka 80 % av de supernovaexplosioner som hittills har observerats. Trots det kan denna explosion ha många variationer.
När det är så många faktorer inblandade är det logiskt att receptet varierar från gång till gång, även om resultatet alltid är en explosion som lämnar Hiroshima i höjd med ett enkelt fingerknäpp. Bild | Röntgen: NASA/CXC/Rutgers/G.Cassam-Chenaï, J.Hughes et al.; Radio: NRAO/AUI/NSF/GBT/VLA/Dyer, Maddalena & Cornwell; Optisk: Middlebury College/F.Winkler, NOAO/AURA/NSF/CTIO Schmidt & DSS En Xataka | Vi har studerat planeterna i TRAPPIST-1 i flera år med stort hopp. James Webb slog precis ner den
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Publicerad av Xataka
16 july 2026, 17:01
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Qué es una supernova: la física detrás de las explosiones más violentas del universo capaces de apagar galaxias enteras
Beskrivning
Tendemos a pensar en las estrellas como lo que vemos: millones de puntitos brillantes que aparecen cada noche sobre nuestras cabezas. Sin embargo, lo que hay detrás es mucho más grande. Vemos luz que se emitió hace decenas o incluso cientos de años, procedente de objetos celestes inmensos, en cuyo interior están teniendo lugar reacciones más energéticas que cualquier reacción química. Y es que no se trata de química, sino de algo mucho más intenso: la fusión nuclear. El “fuego” que vemos desde la Tierra es el fruto de dicha fusión, pero llega un momento en el que ya no hay combustible. Sin más leña que echar a la hoguera, la estrella colapsa y muere. Esa muerte puede ser fría y silenciosa, como pasa con las estrellas más pequeñas, pero también puede ser explosiva y colosal cuando se trata de las estrellas más grandes. Tras esa explosión, conocida como supernova, se puede formar un agujero negro o una estrella de neutrones, depende del tamaño de la estrella que murió. La explosión de supernova es una de las más inmensas que ocurren en el Universo. Se calcula que libera una energía equivalente a 1030 veces la de la bomba de Hiroshima. Es un fenómeno que libera tanta radiación que incluso se ha llegado a relacionar con dos de las cinco grandes extinciones masivas que han tenido lugar en la Tierra. ¿Pero qué hace que la muerte de una estrella se acabe convirtiendo en algo tan sumamente grande? Para saberlo, debemos empezar por el principio. En Xataka El superordenador Frontier es la segunda máquina exaescala más potente del planeta. Y tiene una misión: la fusión nuclear ¿Qué es una supernova? Una supernova es el último estertor de una estrella con una masa de al menos ocho veces la de nuestro Sol. Cuando se queda sin combustible para seguir manteniendo la fusión nuclear en marcha, colapsa, liberando muchísima energía. Pero esto no es algo que ocurra rápidamente. Una estrella masiva pasa por varias fases antes de llegar al punto de generar una supernova. ¿Cómo se forma una supernova? La fusión nuclear es una reacción en la que se fusionan los núcleos de dos átomos ligeros para dar lugar a uno más pesado, con una gran liberación de energía. En el caso de las estrellas, este proceso es esencial para mantenerlas “encendidas” durante las primeras etapas de su vida, ya que van fusionando núcleos de hidrógeno y transformándolos en helio. Ocurre en todas las estrellas, aunque se da mucho más deprisa en las que son de mayor tamaño. Mientras se produce la fusión nuclear en el núcleo, hay dos fuerzas que se mantienen en equilibrio. Por un lado, la gravedad, que empuja todo el material hacia dentro. Y, por otro, la presión de radiación, que se genera por el efecto de la fusión en el núcleo estelar y empuja hacia fuera. Sabíamos que las esferas espaciales estaban en algún punto del universo. Tenemos una nueva teoría sobre su origen Esto ocurre sin cambios hasta que llega el momento en el que ese hidrógeno se agota. Cuando se gasta en el núcleo, las fuerzas ya no están en equilibrio. La gravedad vence a la presión de radiación, por lo que el núcleo se empuja hacia dentro y se comprime. Se calienta tanto que el helio que se quedó en el núcleo adquiere también la capacidad de fusionarse, convirtiéndose en un nuevo combustible, que irá transformándose en carbono y oxígeno. Pero no solo había hidrógeno en el núcleo de la estrella. Este elemento también se encuentra en las capas más externas de esta, con la diferencia de que se mantiene inactivo. No se fusiona. O, en realidad, no lo hace al principio. Cuando se produce esa primera compresión, con el consiguiente calentamiento estelar, el hidrógeno exterior empieza a fusionarse, provocando el crecimiento de la estrella, que se convierte en una gigante roja. Al contrario que las estrellas más pequeñas, las que tienen mucha masa cuentan con energía suficiente para que puedan seguir fusionando otros átomos más allá del helio. El carbono, por ejemplo, se fusiona para dar lugar a neón y magnesio. El neón hace lo propio, generando oxígeno y magnesio. Ese oxígeno se fusiona para producir silicio y azufre y, finalmente, los átomos de silicio se fusionan rapidísimo, generando un núcleo de hierro. Aquí llega un punto clave, ya que el hierro es el elemento más estable de todos los que se producen, de modo que la fusión se frena. No pueden seguir fusionándose núcleos. Ya es imposible seguir generando energía y la gravedad de la que hablábamos al principio vence por completo a la estrella. Como resultado, el núcleo colapsa sobre sí mismo hasta llegar a un límite en el que se genera una gran onda de choque y el colapso de las capas externas, que se liberan violentamente hacia el espacio. Estamos ante una supernova, una explosión que puede durar desde semanas hasta meses o años. En realidad, esta explosión puede producirse también en un sistema binario de estrellas, cuando una le roba material a otra. Por eso, cuando hablamos de supernovas debemos diferenciar varios tipos. El nuevo hito de la astronomía: hemos logrado observar por primera vez el nacimiento en directo de un magnetar Tipos de supernovas Todo lo que hemos visto hasta ahora es la descripción de las supernovas más habituales. No obstante, hay otros tipos de supernovas, que se diferencian tanto en la naturaleza de su estrella progenitora como en el mecanismo por el que tiene lugar la explosión. Mayormente, las diferencias se ven al analizar su espectro. Es decir, la luz que absorben o emiten. Este es un proceso que se usa para determinar composiciones químicas, ya que los distintos elementos absorben o emiten la luz en patrones muy específicos de longitudes de onda. Supernova tipo I: No se identifica hidrógeno en su espectro. Tipo Ia: No tienen hidrógeno ni helio, pero sí una fuerte línea de silicio. Esto indica que se producen por una explosión termonuclear en un sistema binario, cuando una enana blanca acumula material adicional de una estrella compañera.Tipo Ib: El espectro no tiene hidrógeno, pero sí helio. Es la supernova clásica de la que hemos hablado hasta ahora. La que genera como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro tras el colapso de una estrella de gran tamaño. Normalmente más de 8 masas solares. No tiene hidrógeno, porque se perdieron las capas externas de la estrella que lo contenían. En cambio, las del helio sí se conservaron. Tipo Ic: No hay hidrógeno ni helio en el espectro. En este caso, también estamos ante una explosión como la que hemos descrito hasta ahora. La única diferencia con la tipo Ib es que, durante la explosión, sus capas externas se despojan tanto del hidrógeno como del helio. Supernova tipo II: Presenta fuertes líneas de hidrógeno en su espectro. Eso significa que no perdió el hidrógeno de sus capas externas durante la explosión. A su vez, hay dos tipos, que dependen de cómo evoluciona su brillo después de la explosión. Tipo II-P: Se produce una "meseta" inicial en su curva de luz a causa de una liberación prolongada y constante de energía seguida de un descenso normal. Tipo II-L: La luminosidad disminuye linealmente tras la explosión. En definitiva, las más habituales son las tipo Ib, Ic y II, pues representan alrededor del 80% de las explosiones de supernova que se han observado hasta el momento. Aun así, esta explosión puede tener muchas variaciones. Cuando hay tantos factores involucrados, es lógico que la receta varíe de vez en cuando, aunque el resultado sea siempre una explosión que deja a Hiroshima a la altura de un simple chasquido de dedos. Imagen | X-ray: NASA/CXC/Rutgers/G.Cassam-Chenaï, J.Hughes et al.; Radio: NRAO/AUI/NSF/GBT/VLA/Dyer, Maddalena & Cornwell; Optical: Middlebury College/F.Winkler, NOAO/AURA/NSF/CTIO Schmidt & DSS En Xataka | Llevamos años estudiando los planetas de TRAPPIST-1 con una gran esperanza. El James Webb acaba de tumbarla (function() { window._JS_MODULES = window._JS_MODULES || {}; var headElement = document.getElementsByTagName('head')[0]; if (_JS_MODULES.instagram) { var instagramScript = document.createElement('script'); instagramScript.src = 'https://platform.instagram.com/en_US/embeds.js'; instagramScript.async = true; instagramScript.defer = true; headElement.appendChild(instagramScript); } })(); - La noticia Qué es una supernova: la física detrás de las explosiones más violentas del universo capaces de apagar galaxias enteras fue publicada originalmente en Xataka por Azucena Martín .
