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Simulando una Supernova
5 de Junio de 2002.
 Astrofísicos del Los Alamos National Laboratory han creado la primera simulación tridimensional de una explosión supernova, el estallido final de una estrella masiva. Las imágenes, desarrolladas por Michael Warren y Chris Fryer, proporcionan mucha información sobre el comportamiento del fenómeno.
El modelado del colapso de una estrella masiva es uno de los mayores retos de la física por ordenador. En él, las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza entran en juego, proporcionándonos un laboratorio cósmico con unas condiciones distintas a las de cualquier otro lugar en el Universo. Sólo si comprendemos verdaderamente la física fundamental implicada, y si realizamos un trabajo perfecto en la puesta a punto de los algoritmos de cálculo, podremos reproducir los datos de observación, cada vez de mayor calidad, que nos llegan desde nuestros telescopios.
Los científicos han utilizado uno de los ordenadores más rápidos del mundo, el sistema IBM RS/6000 SP, y una serie de programas muy sofisticados, para realizar la simulación. Esta se centra en la muerte de estrellas masivas, explosiones supernova tan potentes que pueden sobrepasar brevemente el brillo de 100.000 millones de galaxias. Cuando una supernova estalla, lanza al espacio oxígeno, carbono y otros elementos químicos vitales, además de crear otros más pesados, como el cobre y el níquel.
Las primeras simulaciones del colapso del núcleo de una supernova se realizaron, unidimensionalmente, en 1966. Pero tenían un fallo: casi nunca "explotaban". Unos 30 años más tarde, se simuló el mismo proceso bidimensionalmente, lo cual aportó nuevos datos sobre sus propiedades físicas. Por ejemplo, el proceso de la explosión depende críticamente de la convección, la mezcla de la materia que rodea al núcleo del hierro de la estrella que colapsa.
Añadir una tercera dimensión a la simulación debía proporcionar nuevos resultados, pero en realidad han resultado ser semejantes a los de la simulación en 2D. La energía de la explosión, su escala de tiempo y la masa de la estrella de neutrones resultante no difieren en más de un 10 por ciento si comparamos los modelos 2D y 3D.
A diferencia de las supernovas de Tipo I, impulsadas por una explosión termonuclear de una estrella enana blanca, las de Tipo II ocurren debido al colapso gravitatorio de una estrella muy masiva. Esta inicia su vida quemando hidrógeno, y después elementos más pesados a medida que el hidrógeno se agota y aumenta la temperatura. Finalmente, el núcleo, hecho sólo de hierro, no podrá proporcionar la energía necesaria para resistir las enormes fuerzas gravitatorias.
Los átomos de hierro se verán entonces comprimidos, y la temperatura ascenderá más, hasta los 10.000 millones de grados. La fuerza de la gravedad superará a las fuerzas de repulsión existentes entre los núcleos y, en unas décimas de segundo, el núcleo estelar colapsará pasando de su tamaño original (la mitad del diámetro de la Tierra) a otro de menos de 100 km. Calentará el material que lo rodea, no con luz, sino irradiando la mayor parte de su energía en forma de neutrinos, partículas subatómicas que apenas tienen masa. El gas cayendo hacia el núcleo estará expuesto a un flujo cada vez mayor de neutrinos, una pequeña parte de los cuales será absorbida, caléntandose y haciendo que "flote", ascendiendo hacia arriba formando grandes burbujas. Estas burbujas de gas se llevarán energía del núcleo, y serán reemplazadas por otras de gas más frío procedentes de las zonas altas. Esta convección, esta transferencia de calor del núcleo a las capas externas de la estrella, será suficiente para crear la explosión supernova.
Los futuros modelos permitirán estudiar con mayor profundidad estos procesos, y añadir otros, como la rotación del astro o la acreción no simétrica.
Información adicional en:
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