Medición de distancias mediante supernovas de tipo 1a

Una pregunta recurrente cuando se habla de distancias en el universo es cómo se puede conocer esa distancia. Teniendo en cuenta que hasta hace poco menos de cien años se pensaba que la galaxia de Andrómeda era una nube de gas en nuestra propia galaxia, y que nuestra galaxia era todo el universo, hemos recorrido un largo camino en conocer el universo y su tamaño.

Lo cierto es que la pregunta es muy interesante, y la respuesta más rápida es la que se suele acostumbrar en ciencia: no podemos medir la distancia a objetos lejanos con absoluta precisión. Siempre puede haber y habrá una cierta desviación. Pero esa desviación está dentro de unos parámetros aceptables y razonables. Existen varios métodos para extrapolar la distancia de un objeto a la Tierra, y hoy vamos a ver uno muy interesante: las supernovas de tipo 1a, en la explicación posterior.

Las supernovas son estrellas que, en un momento dado de su ciclo de vida, se encuentran con una presión acumulada excesiva debido a la gravedad frente a la actividad nuclear de fusión creciente debido precisamente a su enorme masa. Estamos hablando de estrellas que por lo menos tengan nueve veces la masa del Sol, así que nuestra estrella no va a convertirse en supernova.

Pero vamos a imaginar algo, poniendo al Sol como ejemplo: imaginemos que el Sol recibiera de forma constante una provisión de hidrógeno de otro cuerpo celeste. Sea este cuerpo otra estrella, uno o varios planetas, o una masa de gas de hidrógeno. ¿Qué ocurriría? Esa masa de hidrógeno se iría sumando a la masa del Sol. La presión del Sol con esa masa adicional crecería a causa de la gravedad cada vez mayor.

A la vez, esa presión mayor provocaría una mayor cantidad de actividad de fusión en el interior del Sol. Más y más masa irían llevando a la estrella hasta un límite. Llegado a ese límite, la presión será excesiva. La estrella, debido a esa presión, explotará. Luego, dependiendo de la masa de la estrella, se convertirá en una enana blanca, una estrella de neutrones, una hipotética estrella de quarks, o un agujero negro. La cantidad de masa que lleve a un modelo u otro se llama límite de Chandrasekhar.

Ahora bien, vamos a suponer que el Sol, u otra estrella, después de explotar, vuelve a recibir nueva masa en forma de hidrógeno. De nuevo volvería a cargarse,  algo semejante a lo que le ocurre a una batería, y, llegado el momento, volvería a explotar otra vez. Este proceso se repite tantas veces como suministro de hidrógeno reciba la estrella.

¿Qué tiene de particular cada uno de estos ciclos? La masa de la estrella necesaria y mínima para explotar: siempre es la misma. Dicho de otro modo: una estrella siempre explota cuando su masa ha superado un punto determinado. La cuestión tiene que ver con la actividad de fusión que se genera dentro de la estrella en función de la masa que genera esa fusión. Ambos, masa y fusión, llevan a cabo la explosión de la masa en un punto concreto del ciclo de vida de la estrella.

El elemento clave de esta explosión es que siempre se da para la misma masa de la estrella. Es decir, la estrella se convierte en supernova alcanzando un límite. Si ese límite es conocido, podemos calcular la masa de la estrella, podemos conocer la cantidad de energía que se libera, y, muy importante, conociendo la cantidad de energía que se libera, podemos calcular la luminosidad que produce la estrella.

Ese es el elemento clave: la luminosidad siempre es la misma. Es una constante. En todo el universo, todas las estrellas supernovas del tipo 1a explotan con la misma masa, liberan la misma energía, y generan la misma luminosidad.

Ahí está la clave: misma luminosidad. Se llama luminosidad absoluta de un cuerpo celeste a aquel que brilla de forma independiente a la distancia. Es decir, si dos cuerpos a la misma distancia brillan igual, se dice que tienen la misma luminosidad absoluta.

Y, si la luminosidad es la misma, y, a partir de la luminosidad absoluta, calculamos la luminosidad relativa, conoceremos la distancia a la estrella. La luminosidad relativa es aquella que, conociendo la luminosidad absoluta de un cuerpo y el índice de dispersión de los fotones durante el viaje a la Tierra, nos da la distancia a ese cuerpo. En este caso, a la estrella de tipo 1a.

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G299, restos de una supernova del tipo 1a

Con esto, ¿qué tenemos? Tenemos un medidor de distancias preciso. Una estrella de tipo 1a siempre brilla igual. Calculando la luz que nos llega, y sabiendo, y esto es importante, cuál es el índice de pérdida de energía de esa luz a través del vacío, podemos calcular la distancia.

El problema es que esa luz puede haber atravesado zonas de gas o haber sufrido variaciones por campos gravitatorios cercanos que la hayan distorsionado. Pero eso se puede deducir hasta cierto punto. Por eso decíamos antes que las distancias no se pueden verificar con una fiabilidad absoluta.

Si una estrella supernova de tipo 1a se encuentra en una galaxia, podremos calcular la distancia a esa galaxia. Una supernova 1a siempre nos dice la distancia al lugar donde se halla. De forma indirecta por supuesto, pero de forma claramente precisa, al menos, en la mayoría de los casos.

Hay otro elemento a tener en cuenta, claro: necesitamos una supernova tipo 1a para poder hacer la medición. Por eso, descubrir una de ellas es muy importante.

Claro que, como he comentado al principio, existen otros métodos para calcular distancias. Uno de ellos, muy interesante y con gran futuro, es la medición de ondas gravitatorias. Tienen una ventaja: no se ven distorsionadas por masas de gas o de otros objetos. De ello hablaremos otro día.


Más información en la Wikipedia.

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