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Cassiopeia A es un remanente de supernova, es decir, lo que una explosión de supernova dejó atrás hace más de 13.000 años. A pesar de encontrarse lejos de nosotros, es aún una potente fuente de radio. Esta imagen fue construida con el esfuerzo conjunto del Telescopio Espacial Spitzer en el infrarrojo (rojo), el Telescopio Espacial Hubble en el visible (naranja), y el Observatorio Chandra de Rayos-X (azul y verde). Crédito: NASA/CXC/SAO
Vivimos en un universo violento. Las escalas de energía involucradas en muchos de los fenómenos astrofísicos son capaces de eliminar nuestro planeta, por no hablar de la vida tal y como la conocemos. Pero, de alguna forma, hemos estado viviendo hasta ahora en un delicado equilibrio. Este equilibrio se ha visto punteado por catástrofes relativamente modestas que posiblemente han moldeado nuestra evolución. La espada de Damocles pende sobre nuestras cabezas y hay poco que nosotros podamos hacer al respecto, excepto mantener un ojo puesto en el cielo.
Uno de los riesgos más comunes es la explosión de supernova. Así es el final de la vida para la mayoría de estrellas más masivas que nuestro Sol, una gigantesca explosión que libera en un único evento la misma energía que nuestra estrella ha liberado a lo largo de toda su vida. Una buena fracción de esta energía se encuentra además en la forma de fotones de alta energía (desde el ultravioleta a los rayos gama) que producen un bronceado que nadie querría tener. Varios estudios han analizado el problema de cuán cerca de un fenómeno así podríamos sobrevivir. La “zona mortal” parece estar determinada por una pérdida sustancial de nuestra capa de ozono, que nos protege de los rayos UV más duros y permite la vida en la superficie. Gehrels y sus colaboradores fijaron este límite en unos 8 pársec (1 pársec son 3.26 años-luz) [1]. Incluso aunque pensamos que hay dos explosiones de supernova por siglo en nuestra galaxia, los eventos dentro de la “zona mortal” son obviamente aún más raros y podrían tener lugar sólo una vez cada 1.500 millones de años, aproximadamente. No parece por lo tanto una causa probable para las extinciones masivas, al menos desde el punto de visto más Hollywood-esco.
Sin embargo, las supernovas no son simplemente destrucción. La nucleosíntesis en el interior de las estrellas se detiene en el hierro y el níquel, dos elementos que ya no son capaces de generar energía a través de la fusión nuclear y que condenan a muerte a la estrella. Los elementos más pesados que el hierro se producen en las ondas de choque que siguen a este momento, diseminando metales (cualquier cosa más pesada que el Helio en la jerga astronómica) a través del medio interestelar circundante. Uno de los isótopos más interesantes es el radioactivo hierro-60 (60Fe), cuya vida media de 2.6 millones de años es un reloj óptimo para la investigación del Universo que nos rodea. De hecho, vivimos en una burbuja de baja densidad rellena con gas coronal caliente, conocida como la Burbuja Local. Esta anomalía del medio interestelar fue probablemente causada por varias explosiones de supernova en los últimos millones de años pero cuándo y dónde sucedieron ha seguido siendo un misterio hasta este año.
Los esfuerzos anteriores habían analizado una esfera a nuestro alrededor buscando las compañeros menos masivas de las estrellas gigantes que explotaron. Es muy común que las estrellas de tipos O y B (las más calientes y masivas) nazcan juntas y vivan en lo que llamamos asociaciones OB. Esto no dura demasiado, sin embargo, dado que las gigantes azules de tipo O no pueden vivir más que unos pocos millones de años y terminan explotando. Encuentra las estrellas de tipo B y quizá encuentres pruebas sobre las estrellas O perdidas. Esta idea fue seguida por ejemplo por Maíz-Apellániz [2] cuando encontró que la asociación OB de Escorpio-Centauro se encontraba cerca del Sol hace unos 5 millones de años y que un subgrupo de dicha asociación podría ser el responsable de la Burbuja Local.
Distribución de probabilidad de la ubicación de las supernovas más cercanas en el plano galáctico y perpendicularmente a él. Los puntos negros muestran la ubicación de las estrellas supervivientes en Centauro-Lobo Superior y Centauro-Cruz Inferior, subgrupos de la asociación Escorpio Centauro. Crédito: figura tomada de Breitschwerdt et al. (2016).
Este año, algunos trabajos han seguido el camino contrario, trazando el depósito de 60Fe en (o cerca de) nuestro planeta. Breitschwerdt y sus colaboradores [3] han calculado las trayectorias más probables de los progenitoras de las supernovas para encontrar el tiempo y lugar de las explosiones. La mayoría de la Burbuja Local se formó en dos eventos hace unos 2 millones de años a unos 100 pc de distancia. El resto de las supernovas sucedieron más lejos en el tiempo y en el espacio, por lo que contribuyeron a la burbuja y a los depósitos de hierro-60 de nuestro planeta en menor medida Aunque este trabajo podría verse afectado por los modelos de transporte del hierro a través del medio interestelar, proporciona una precisión sin precedentes sobre el origen de los depósitos de 60Fe en la corteza oceánica.
Este trabajo se ha visto acompañado por otros tres estudios que incrementan sustancialmente nuestra comprensión acerca de los depósitos de hierro-60. Wallner et al. [4] han estudiado la deposición de 60Fe en todos los grandes océanos de nuestro planeta. Sus resultados esencialmente concuerdan con los del trabajo anterior y muestran el flujo de hierro en los últimos 10 millones de años. Por otro lado, Fimiani et al. [5] también han informado sobre la detección del mismo isótopo en las muestras lunares de la misión Apolo. Se espera que las muestras lunares contengan hierro-60 por la espalación producida por los rayos cósmicos galácticos y solares pero la presencia simultánea del isótopo 53Mn confirma la detección. Para mejor más el cuadro, la detección [6] de sólo quince núcleos de 60Fe durante los últimos 70 años en los rayos cósmicos que atraviesan nuestra vecindad encaja a la perfección con un modelo de pocas (2) supernovas cercanas (100 pc) en tiempos relativamente recientes (2 millones de años).
En este punto, la última pregunta es si estas explosiones pudieron tener algún efecto en la atmósfera de la Tierra y en los organismos que viven sobre su superficie o en la capa superior de los océanos. Thomas et al. han estudiado una serie de posibles supernovas pasadas y sus posibles efectos. De acuerdo con el trabajo de Gehrels, no se espera una pérdida sustancial de ozono. Sin embargo, muestran que la ionización por efecto de los rayos cósmicos de la troposfera hasta la superficie podría haber permanecido durante miles de años. La carga de radiación sobre los organismos podría haberse triplicado en ese período y el incremento de rayos cósmicos podría haber alcanzado niveles que aún no han sido incluidos en ningún modelo climático. Esto podría haber dejado una huella detectable en el registro fósil y requiere una exploración más amplia, en particular en lo que respecta a la extinción masiva que ocurrió en el límite Plioceno-Pleistoceno.
Tasas de ionización producidas por una supernova a 100 pc comparadas con la ionización de los rayos cósmicos de fondo. Como se muestra aquí, el efecto sería detectable en los primeros miles de años. Crédito: figura tomada de Thomas et al. (2016).
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