* GLOSARIO: SUPERNOVAS

Fuente: El lobo rayado

¿Qué es una supernova?

de El Lobo Rayado

En los últimos tiempos estamos escuchando mucho la palabra supernova que, de alguna forma u otra, podemos identificar con una estrella que explota. Por ejemplo, hace sólo unas pocas semanas avisaba por aquí y aquí de una supernova en la galaxia cercana M 51. Revisando mis historias en el blog veo que no he contado demasiadosobre estos fenómenos. La primera vez que hablé de supernovas fue en la historia La Supernova de los Anasazi, en verano de 2004, la que sigue siendo una de mis entradas favoritas en este blog. La siguiente entrada sobre supernovas fue casi cuatro años después, el 15 de mayo de 2008, en La supernova más joven de la Galaxia, seguida de El eco de una supernova de hace 3 siglos el 30 de mayo de 2008. Después escribí sobre ellas en los suplementos de El Zoco en Diario Córdoba (octubre de 2009), pero no subí la historia aquí. Ya en 2011, aparte de las dos señaladas anteriormente, en enero publiqué una nota sobre como Una niña de 10 años descubre una supernova. Así que voy a aprovechar el congreso Supernovas y sus galaxias anfitrionas(Supernovae and their host galaxies), del que algo conté ayer, para introducir mejor a estos interesantes objetos, las supernovas.

Ejemplo de explosión de supernova en una galaxia cercana. Se trata de la galaxia NGC 4526 con la supernova SN1994D (abajo a la izquierda), clasificada del tipo Ia. Es la misma imagen que se usa en el póster del congreso Supernovas y sus galaxias anfitrionas (Supernovae and their host galaxies) que se celebra esta semana en Sydney. Crédito de la imagen: NASA, ESA, The Hubble Key Project Team, and The High-Z Supernova Search Team.

Definición de supernova

De forma rápida, la definición de supernova sería una estrella que explota, por lo que su brillo aumenta enormemente, siendo posible su observación en galaxias muy lejanas y, en caso de suceder en nuestra Galaxia, puede hacer que la estrella progenitora, quizás casi invisible con telescopios normales, pase a ser visible a simple vista. Las supernovas son, así, fenómenos transitorios, puesto que después de la explosión el brillo del objeto decae poco a poco durante las siguientes semanas o meses, hasta que deja de observarse.

¿Por qué explota una estrella como supernova?

Actualmente se aceptan dos procesos físicos mediante los que una estrella puede explotar como supernova:

1: Muerte de estrellas masivas

Las estrellas con masa 8 veces superior a la masa del Sol (interesante: en este congreso se está hablando de 9masas solares en lugar de 8 como límite inferior para que una estrella masiva muera con una explosión de supernova) sintetizan en sus núcleos una gran cantidad de elementos químicos, usando como combustible los desechos de las anteriores reacciones nucleares. Llega un momento que la estructura de la estrella es una capa de hidrógeno, seguida de otra de helio (producto de la combustión del hidrógeno), debajo otra capa de carbono y oxígeno (productos de la quema del helio), a la que sigue una capa de neón, magnesio, aluminio (productos de la fusión nuclear del carbono y oxígeno), en su interior otra capa de silicio, y finalmente un núcleo de níquel e hierro. El hierro es el elemento más estable de la Naturaleza y no se puede fusionar para dar energía. En este momento, y tras superar varias fases (el núcleo se comprime a , la estrella termina explotando por el colapso de su núcleo. A este tipo de supernovas se las conoce como supernovas del colapso del núcleo estelar (Core-Collapse supernovae), y suelen dejar como resto una estrella de neutrones.

Diagrama mostrando muy esquemáticamente cómo explota una estrella masiva. Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso (implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota. Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones (densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la estrella muerta (resto de supernova). Diagrama de Mafalda Martins, ESO.

2: Explosión de una estrella enana blanca

Por otro lado, están las supernovas que provienen de la explosión de una estrella enana blanca. Las enanas blancas no son otra cosa que los núcleos desnudos de estrellas tipo Sol, que murieron en fase de nebulosa planetaria hace mucho tiempo. Así, las enanas blancas están compuestas básicamente de la combustión del hidrógeno (helio) y del helio (carbono y oxígeno) En muchos sistemas de estrellas binarios, sucede que una de las estrellas (la que tiene masa mayor) se convierte en enana blanca, mientras la otra estrella sigue aún brillando de forma constante (como el Sol). Cuando a esta estrella compañera le llega la hora y se infla como gigante roja (eso ya le pasó a la estrella que originó la enana blanca), puede originarse un flujo de materia entre la gigante roja y la enana blanca (vamos, que la enana blanca le roba materia a la gigante roja). Llega un momento en el que la masa de la enana blanca supera un límite (que sabemos es de unas 1.4 veces la masa del Sol, se llama límite de Chandrasekhar) que hace que la temperatura del núcleo sea la idónea para que el carbono del núcleo se fusione. Esto libera en un momento una gran cantidad de energía que, finalmente, hace explotar la estrella enana blanca, llevándose en la explosión a la pobre gigante roja (aunque muchas veces sale disparada a gran velocidad). Este tipo de supernovas no dejan ningún resto apreciable, siendo las más violetas y luminosas, por lo que se pueden observar a distancias cosmológicas.

Esquema explicando cómo sucede una supernova del tipo Ia como explosión de una estrella enana blanca.
Crédito: Wikipedia, NASA, ESA and A. Feild (STScI).

¿Y a qué se debe esa rara clasificación de supernovas?

La clasificación de las supernovas en los tipos I, II y derivados es puramente histórica, y está basada en las características de los espectros observados de la supernova. Las de tipo I NO muestran hidrógeno en sus espectros, mientras que las de tipo II sí. Dentro de las de tipo I, hay unas que muestran líneas de helio en sus espectros (tipo Ib), otras que muestran una línea muy intensa de silicio (tipo Ia) y otras que no muestran ni helio ni silicio (Ic). Las supernovas de tipo II se subdividen en dos categorías no provenientes de su espectro, sino de la forma en la que su brillo decae con el tipo: mientras el brillo de las supernovas de tipo II L decae de forma lineal, el brillo de las supernovas de tipo II P decae al principio tras el máximo pero luego se mantiene constante durante cierto tiempo (de ahí la P de plateau, meseta) antes de seguir decayendo hasta no observarse.

Lo importante aquí es saber esto:

- Las supernovas que provienen de la explosión de una enana blanca son del tipo Ia

- Las supernovas que provienen de la explosión de una estrella masiva son del tipo II, Ib y Ic (supernovas del colapso del núcleo).

Por cierto, parece que las supernovas de tipo Ib provienen de la explosión de estrellas Wolf-Rayet.


¿Explotará el Sol como supernova?

Veamos los dos casos. El Sol no tiene una masa mayor de 9 masas solares, así que no es lo suficientemente masiva como para realizar todas esas reacciones de fusión en su núcleo y explotar como supernova del colapso del núcleo. Por otro lado, el Sol se convertirá en una enana blanca dentro de unos 4500 millones de años, pero no tiene ninguna estrella compañera de la que pueda robar el material cuando ésta muera. Así que tampoco puede explotar como supernova del tipo Ia.


Más información

Hay muchos detalles sobre supernovas en esta página de Wikipedia (aquí en la versión en inglés).

Fuente: Universo a la vista

¿Cómo obtiene su forma una supernova?

de Universo a la vista de Tropea

Los investigadores del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching lograron por primera vez reproducir las asimetrías y movimientos rápidos de grupos de hierro de las supernovas observadas en complejas simulaciones por computadora en tres dimensiones. A tal fin, siguieron con éxito la explosión en sus modelos desde milisegundos después del inicio de la explosiónhasta desaparición de la estrella varias horas más tarde. (Astrophysical Journal, el 10 de mayo de 2010)

Figura 1: Simulación tridimensional de la explosión alrededor de 0,5 segundos después del rebote del núcleo. La superficie azul, casi transparente, es el frente de choque con un radio medio de 1900 km. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica.

Las estrellas masivas terminan sus vidas en explosiones gigantescas, llamadas supernovas, y pueden llegar a ser -por un corto tiempo- más brillantes que una galaxia entera, que se compone de miles de millones de estrellas. Aunque las supernovas se han estudiado teóricamente mediante modelos informáticos a través de varias décadas, los procesos físicos que suceden durante estas explosiones son tan complejos que los astrofísicos hasta ahora sólo habían podido simular partes del proceso en sólo una o dos dimensiones. Investigaciones del Instituto Max Planck para Astrofísica, en Garching, han llevado a cabo las primeras simulaciones por computadora completamente tridimensionales de una supernova de colapso de núcleo en un plazo de horas después del inicio de la explosión. Así, podrían responder a la pregunta de cómo las asimetrías iniciales, las cuales emergen de la profundidad en el núcleo denso durante las primeras etapas de la explosión, se pliegan en inhomogeneidades observables durante la explosión de supernova.

Si bien la gran energía de la explosión hace que estas explosiones estelares sean visibles lejos en el Universo, son relativamente raras. En una galaxia del tamaño de nuestra Vía Láctea, se producirá en promedio sólo una supernova en 50 años. Hace unos veinte años, una supernova pudo verse incluso a simple vista: SN 1987A en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, nuestra galaxia vecina. Esta proximidad relativa -"sólo" unos 170 000 años luz de distancia- permitió realizar muchas observaciones detalladas en diferentes bandas de longitud de onda a lo largo de semanas e incluso meses. SN 1987A resultó ser una supernova de colapso de núcleo, un evento denominado Tipo II. Se produce cuando una estrella masiva, que es por lo menos nueve veces más masiva que el sol, ha quemado casi todo su combustible. El motor de fusión en el centro de la estrella comienza a tartamudear, lo que provoca un colapso interno y por lo tanto una violenta explosión de la estrella. En el caso de SN 1987A la estrella tenía cerca de 20 masas solares en su nacimiento.

Figura 2: Estas instantáneas muestran el rebote de la mezcla externa de determinados elementos en la explosión de la supernova desde dos direcciones diferentes de visualización: 350 segundos después del rebote del núcleo en los dos paneles superiores y después de 9000 segundos en los dos paneles inferiores, cuando el choque se ha salido de la superficie estelar. Las superficies designan los lugares radialmente más exteriores de carbono (verde), oxígeno (rojo) y níquel (azul) con una fracción de masa constante. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica .

SN 1987A es probablemente la supernova más estudiada y sigue siendo un gran reto para desarrollar y refinar los modelos de lo que estaba pasando dentro de la estrella moribunda para producir la emisión de radiación. Uno de los descubrimientos sorprendentes e inesperados en SN 1987A y muchas supernovas posteriores fue el hecho de que el níquel y el hierro -elementos pesados que se forman cerca del centro de la explosión- se mezclan en grupos grandes en la capa de hidrógeno de la estrella interrumpida. Fueron observadas balas de níquel propagándose a velocidades de miles de kilómetros por segundo, mucho más rápido que el hidrógeno de alrededor y mucho más rápido que lo predicho por los simples cálculos hidrodinámicos en una dimensión (1D), es decir, sólo el estudio del perfil radial desde el centro hacia fuera.

De hecho, resultó que la evolución del brillo (la llamada curva de luz) de SN 1987A y de otras similares supernovas de colapso de núcleo sólo se puede entender si grandes cantidades de material del pesado núcleo (níquel radiactivo en particular) son llevados hacia el interior hasta el núcleo.

Figura 3: La nebulosa de Cassiopeia A es el remanente gaseoso de una explosión de supernova cuya luz llegó a la Tierra alrededor del año 1680. Las asimetrías y la estructura filamentosa de esta gran nube de restos estelares son una consecuencia de la formación de grumos y procesos de mezcla que también jugaron un papel en la supernova 1987A y que fueron simulados por primera vez en tres dimensiones por el equipo del Instituto Max Planck para la Astrofísica. Crédito: X-ray: NASA / CXC / SAO; óptico: NASA / STScI; Infrarrojo: NASA / JPL-Caltech camarero / / O.Krause et al.

Los detalles de las explosiones de supernova son muy difíciles de simular, no sólo debido a la complejidad de los procesos físicos involucrados, sino también por la duración y el alcance de las escalas -desde cientos de metros cerca del centro a decenas de millones de kilómetros, cerca de la superficie estelar- que necesitan ser resueltos en los modelos finales de computadora en tres dimensiones (3D). Previamente se llevaron a cabo simulaciones en dos dimensiones (2D, es decir, con el supuesto de la simetría axial) que pusieron de manifiesto que la estructura en capas esféricas de la estrella progenitora es destruida durante la explosión de supernova y una mezcla a gran escala tiene lugar. Pero el mundo real es tridimensional y no todos los aspectos observacionales pueden ser reproducidos por los modelos 2D.

Los nuevos modelos de computadora del equipo del Instituto Max Planck de Astrofísica ahora simulan por primera vez la ráfaga completa en las tres dimensiones, desde los primeros milisegundos después que la explosión se ha disparado en el núcleo hasta tres horas más tarde, cuando el choque sale de la estrella progenitora. "Encontramos una divergencia importante en nuestros modelos 3D en comparación con trabajos anteriores en 2D", dice Hammer Nicolay, el autor principal del artículo, "especialmente el crecimiento de la inestabilidad y la propagación de grupos diferentes. Estos no son sólo variaciones menores, lo que resulta determinante para la evolución a largo plazo y finalmente, la extensión de la mezcla y la apariencia observable de las supernovas de colapso de núcleo."

En las simulaciones 3D, grupos ricos en metales tienen velocidades mucho más altas que en el caso 2D. Estas "balas" se expanden mucho más rápidamente, superando el material de las capas externas. "Con un simple modelo analítico pudimos demostrar que la diferente geometría de las balas, toroidal frente a quasi-esférica, puede explicar las diferencias observadas en nuestras simulaciones", explica el co-autor Thomas Janka. "Aunque creemos que las diferencias entre las modelos 2D y 3D que hemos encontrado son probablemente genéricas, muchas características dependerán en gran medida de la estructura de la estrella progenitora, la energía total y la asimetría inicial de la explosión."

"Esperamos que nuestros modelos, en comparación con las observaciones, nos ayudarán a entender cómo las explosiones estelares se inician y lo que las causa", agrega Ewald Müller, el tercer autor del documento. La investigación de una variedad más amplia de estrellas progenitoras y de las condiciones iniciales serán el centro del trabajo de simulación en el futuro. En particular, un modelo detallado que reproduce todas las características de observación de SN 1987A sigue siendo un reto.

Publicación original

N. J. Hammer, H.-Th. Janka, E. Müller, "Simulaciones tridimensionales de las inestabilidades de mezcla en explosiones de supernova", The Astrophysical Journal 714 (2010) 1371-1385

Fuente:
How a supernova obtains its shape
Instituto Max Planck para Astrofísica

Fuente: Eureka

Revolución en las supernovas

de Daniel Marín

Probablemente debo ser el último con un blog de temática "espacial" en hablar sobre el tema, pero la noticia es tan importante que no me resisto a comentarla por aquí, aunque he esperado a leerme los papers correspondientes. Por supuesto, estoy hablando del reciente descubrimiento del telescopio espacial Chandrasobre el origen de las supernovas de Tipo Ia.

Las supernovas de Tipo Ia (SNIa) son cruciales en astrofísica, ya que sirven como candelas estándar para determinar las distancias entre galaxias y, por ende, el tamaño del Universo y el ritmo de su expansión (constante de Hubble). El caso es que nadie sabe exactamente los detalles de la formación de supernovas (la física implicada es muy compleja y las simulaciones numéricas requeridas darían dolor de cabeza a la mismísima Skynet), pero en el caso del Tipo Ia se supone que se generan a partir de la acreción de material proveniente de una estrella gigante roja alrededor de una enana blanca en un sistema binario, del mismo modo que el mecanismo que provoca una nova convencional: la materia que cae sobre la enana blanca provoca que ésta pueda superar el Límite de Chandrasekhar (1,38 masas solares) y...¡bum!, explosión al canto. Este es el paradigma de las supernovas que generaciones de astrónomos han estudiado y asimilado como una ley sagrada.

Sin embargo, hace tiempo que se propuso un segundo mecanismo para explicar las supernovas de Tipo Ia: la colisión de dos enanas blancas en un sistema binario. Este modelo se suponía que era mucho menos frecuente que el antes mencionado -hay muchos menos sistemas con dos enanas blancas-, pero había que tenerlo en cuenta por si su perfil luminoso era sustancialmente distinto -se consideró que no- a las supernovas generadas por el otro modelo, pues recordemos que estas explosiones se usan nada más y nada menos que para conocer la escala de nuestro Universo. ¿Cómo distinguir estos mecanismos? Pues observando en las longitudes de onda de rayos X, ya que los cálculos predicen que en los sistemas de acreción se emitirían grandes cantidades de rayos X hasta diez millones de años antes de la explosión, mientras que en el modelo de colisión de enanas blancas sólo veríamos rayos X en el momento de la explosión. El problema es que los rayos X no alcanzan la superficie de la Tierra, así que hay que utilizar telescopios espaciales, como es el caso del Chandra.

Y así llegamos al sensacional descubrimiento publicado hace unos días a partir de los datos de este telescopio. Tras estudiar los datos de seis galaxias -incluyendo el núcleo de M31- obtenidos por observaciones del Chandra (y también por el telescopio espacial infrarrojo Spitzer, para estudiar la contribución de la absorción del medio interestelar), se ha detectado una menor emisión de rayos X de la esperada. Aunque obviamente no todos los rayos X detectados provienen de supernovas, esto indica que el modelo de colisión de enanas blancas es, contra todo pronóstico, el mecanismo de creación de supernovas más común en el Universo. Según el estudio, sólo el 5% de las supernovas de Tipo Ia en galaxias elípticas -las observadas- serían debidas a la acreción, aunque este porcentaje podría aumentar en galaxias espirales. (En este punto vale la pena mencionar que muchos artículos que se han hecho eco de esta noticia han confundido la expresión early-type galaxies con "galaxias jóvenes", cuando en realidad en astrofísica esta clasificación hace referencia a las galaxias elípticas en el diagrama de Hubble -un método morfológico de clasificación-, en contraposición con las galaxias espirales e irregulares, late-type).

Pero, siempre hay un "pero", no todo está tan claro: determinados modelos proponen que las SNIa pueden tener lugar mediante el mecanismo de acreción antes de que la enana blanca alcance la masa límite, lo que explicaría la poca emisión de rayos X, aunque estos modelos no han logrado explicar la curva de luz de este tipo de supernovas. Por otro lado, es posible que el déficit de rayos X responda a algún tipo de característica desconocida propia de las galaxias estudiadas y que no sea extrapolable a todo el Universo, aunque esto es obviamente algo altamente improbable, pero en todo caso es evidente que hacen falta observaciones en rayos X de más galaxias antes de llegar a una conclusión precipitada. Por último, los modelos teóricos que sirven para calcular la emisión de rayos X podrían ser erróneos, pero en este punto los astrónomos son bastante escépticos de que exista un error tan significativo, teniendo en cuenta las décadas de estudio sobre el tema.

En todo caso, para los cosmólogos -a los cuales les importa poco el mecanismo físico subyacente- este resultado tiene una serie de implicaciones más graves: ¿pone este resultado en tela de juicio el uso de las SNIa como candelas estándar? No olvidemos que la existencia de la misteriosa energía oscura y la consecuente aceleración de la expansión del Universo se basan en observaciones de SNIa. Hasta ahora, la galaxia progenitora donde tenía lugar la supernova era irrelevante para este tipo de estudios, pero este resultado demuestra que habrá que tenerlo en cuenta a la hora de usarlas como candelas, algo muy difícil en el caso de galaxias primigenias. Las buenas noticias para los cosmólogos son que este estudio se ha centrado en galaxias elípticas -más el núcleo de M31- (para minimizar así los efectos de absorción del medio interestelar) precisamente el mismo tipo empleado para medir la expansión del Universo y descubrir la energía oscura, es decir, la existencia de la constante cosmológica no corre peligro...por ahora.

Una vez más, el Universo se empeña en demostrar lo poco que sabemos en realidad.


La Galaxia de Andrómeda (M31) en el visible y su núcleo observado por el Chandra (esquina superior derecha)(NASA).

Más información:

• An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate, Marat Gilfanov, Ákos Bogdan (Nature 463: 924-925, 18 febrero 2010)

Fuente: Universo a la vista

Chandra testea las supernovas tipo Ia

de Tropea

Las supernovas de tipo Ia son explosiones extremadamente potentes, en el pico de luminosidad emiten tanta luz como una pequeña galaxia. Se cree que representan la muerte de una enana blanca que ha sido empujada hacia el límite de Chandrasekhar. El Límite de Chandrasekhar es la masa límite, alrededor de 1,4 masas solares, que puede ser soportada por la presión de los electrones degenerados, y fue descrita porSubrahmanyan Chandrasehkar, el físico ganador del Premio Nobel.

M31, la galaxia de Andrómeda. Crédito: X-ray (NASA/CXC/MPA/M.Gilfanov & A.Bogdan), Infrared (NASA/JPL-Caltech/SSC), Optical (DSS)

¿Pero que es lo que empuja a la enana blanca sobre el límite? El modelo más aceptado sugiere que es el resultado de la acreción de masa por parte de la enana blanca desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja, aumentando lentamente su masa hasta que alcanza un valor superior a 1,4 masas solares. En ese punto comienza la fusión termonuclear catastrófica del carbono, despedazando la estrella. Si todas las supernovas de tipo Ia explotan por la fusión termonuclear de 1,4 masas solares de carbono, entonces deberían ser excelentes candelas estándar, permitiendo a los astrónomos calcular las distancias lejanas mediante la comparación de sus luminosidades observadas e intrínsecas (sus magnitudes aparente y absoluta respectivamente).

Pero un nuevo estudio con el observatorio Chandra de rayos X, ha puesto en duda esta imagen. Este estudio mide la luminosidad general de rayos X de un número de galaxias (como la M31, la galaxia de Andrómeda, que se muestra arriba) y la luminosidad observada frente a la esperada de la población de enanas blancas en acreción, necesaria para explicar la tasa global de las supernovas de tipo Ia. Las observaciones de Chandra indicaron que la luminosidad de rayos X de estas galaxias de prueba es aproximadamente 50 veces menor de lo que ello sería si hubiera suficientes enanas blancas incrementando su masa para producir la tasa de formación de supernovas esperada. La pregunta entonces es, si la acreción de las enanas blancas no produce las supernovas de tipo Ia, ¿qué cosa lo hace? La solución propuesta es que es el resultado de la fusión de dos enanas blancas. Sin embargo, considerando la escasa cantidad de sistemas binarios de esta clase, son necesarios nuevas investigaciones en las cuales entren en consideración los dos procesos posibles: acreción y fusióm.

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Fuente:
A Test of Type Ia (High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, HEASARC; NASA)