T.E.L: 10 min.
Los astrofísicos están reescribiendo los libros de texto.
El logonauta de la Kosmopista viaja por el universo buscando historias que contar, a bordo de su nave, la Tortuga de Luz. Pero a veces, esta sonda se escapa y deja al navegante a pie, por lo que se ve obligado a "hacer dedo" o tomar el colectivo C. Luego de esperar un rato en la parada, llegó el cosmosbus y el logonauta subió. El viaje no se paga con dinero, sino con canas. Mientras miraba por la ventanilla, asombrándose del paisaje espacial, apareció un vendedor ambulante.
-"Vendo, vendo, baratijas cósmicas, vendoooo", vociferaba.
-"¿Le puedo ofrecer alguna primicia astronómica, caballero?", inquirió el vendedor al viajante.
-"¿Tiene ballenitas?", preguntó el bloguero.
-"¿Lo qué? No, no sé qué es eso", respondió y agregó: "Vendo noticias de última hora, ¿quiere?"
-Lástima que no tenga ballenitas. Son para las camisas...en fin. ¿Tiene algo nuevo para mi bitácora?
-Por supuesto: supernovas.
-¿Supernovas? No son exactamente una novedad...
-Ahh, pero estas sí. Son nuevas. No figuran en las clasificaciones de los libros de texto, nunca fueron vistas, están reservadas para las estrellas más masivas, probablemente las primordiales y también para algunas muy conocidas, en el futuro, como Eta Carinae. Y no dejan remanente.
-Me interesa. ¿Cuánto vale la noticia?
-Veinte canas...verdes.
El Logonauta pagó con esfuerzo, se bajó en la siguiente parada y comenzó a redactar la historia. Este es el resultado.
Si el público busca bibliografía al respecto, encontrará criterios de clasificación de supernovas, que se parecen mucho a los algoritmos, y que dividen a estos procesos de acuerdo a la composición química de las estrellas. En un marco más amplio, si pensamos en cómo termina la vida de las estrellas, habrá que agregar la masa, que determina si el final será de un modo o de otro. En tal sentido, el final de supernova está reservado a las estrellas más masivas, pero dentro de tal categoría hay divisiones.
Enseguida repasaremos esas clasificaciones, típicas de los libros de texto. Pero en las investigaciones de los últimos años, los astrofísicos han propuesto otros tipos de supernovas, que no figuran en los esquemas tradicionales. Se están re-escribiendo los libros, agregando "nuevas" supernovas.
REPASO: CLASIFICACIÓN TRADICIONAL DE SUPERNOVAS
Los cuadros sinópticos son una síntesis visual muy adecuada para entender cómo los astrónomos clasifican a las supernovas.
Aquí muestro uno de tales esquemas:
Fig. 1: Un algoritmo de supernovas.
Como vemos, al principio, se pregunta si la estrella tiene hidrógeno. Si no lo tiene, será supernova Tipo I, en cambio si lo tiene, será Tipo II. Si seguimos la primera rama por el NO, entonces:
Si la estrella (que debe ser más masiva que cierta cantidad), no posee hidrógeno, tendrá un final de supernova Tipo I. Pero si tiene silicio, será Tipo Ia y si no lo tiene habrá que considerar si posee helio. Si lo tiene, será Tipo Ib y si no lo tiene, será Tipo Ic.
Para saber si las estrellas poseen ciertos elementos o no, los astrónomos usan la espectroscopía, que es dividir la radiación que llega de las estrellas al pasarla por un prisma para evaluar las líneas de emisión/absorción en comparación con las líneas generadas en un laboratorio. Los elementos químicos generan ciertas líneas en los espectros de las estrellas en diferentes longitudes, medidas en λ Armstrong o nm (nanómetros). También se usan las curvas de luz para establecer las clasificaciones.
En otros esquemas, se indica además, el mecanismo, divididas entre explosiones termonucleares o colapsos gravitatorios.
Fig. 2: Otro esquema de clasificación de supernovas.
Las más famosas son las de Tipo Ia, ya que se las usa como "candelas estándar" para medir distancias. Se las asocia con enanas blancas que extirpan masa de otras estrellas, lo que finalmente produce una explosión termonuclear.
El resto, son producidas por colapso gravitatorio, al ser muy masivas. Los astrónomos, gracias al estudio de los espectros, saben que a medida que las estrellas evolucionan, van fusionando diferentes elementos que forman "capas de cebolla". En algunos períodos, las estrellas expulsan las capas exteriores de sus atmósferas. Así, las supernovas Tipo Ib ya no tienen la capa de hidrógeno, pero sí la de helio. Las de Tipo Ic carecen de ambas capas. Las de Tipo II sí poseen la capa de hidrógeno, pero las de Tipo IIb poseen poco.
Fig. 3: Clasificación de SN que ilustra las "capas de cebolla" de las estrellas.
UN POQUITO DE HISTORIA
Los registros de supernovas se encuentran en diferentes culturas a lo largo del mundo. Los chinos registraron la supernova de 1054. El astrónomo danés Tycho Brahe registró una "nueva estrella" en 1572. Hacia finales del Siglo XIX, William Huggins hizo las primeras observaciones de espectros de una nova notando las líneas de hidrógeno. En 1885, Ernst Hartwig registró la que sería la primera detección extra-galáctica, en M31 (Andrómeda). En 1938, Walter Baade identificó una nebulosa como remanente de supernova.
La clasificación de supernovas data de 1941 cuando Rudolph Minkowski reconoció dos tipos de acuerdo a la posesión o no de líneas de hidrógeno.
Luego, Fritz Zwicky propuso otras clases. Es por eso que el astrónomo brasileño Luiz Augusto L. da Silva llamó a este esquema de clasificación como Minkowski-Zwicky (MZ) en un paper de 1993.
En 1987 la investigación de supernovas tuvo un impulso notable al registrarse la SN1987A en la Gran Nube de Magallanes. A pesar de que aún no se había lanzado el Telescopio Hubble, las imágenes previas al evento, permitieron vincularlo a una estrella progenitora supergigante azul, similar a Rigel (la más brillante de Orión, aunque se la llame Beta Orionis).
LAS NUEVAS SUPERNOVAS
Desde hace algunos años, se habla de las supernovas de pares inestables. Quizás el origen sea el descubrimiento de la SN 2006gy en 2006 que se consideró la más luminosa en aquel momento y sigue siendo una de las más brillantes registradas. La supernova yace en una galaxia distante (NGC 1260) unos 238 millones de años luz. Se la clasificó como Tipo II porque mostró líneas de hidrógeno en el espectro. La energía radiada ha sido calculada en 10^51 ergios, cientos de veces más poderosa (dos órdenes de magnitud) que una supernova típica, lo que supone que la estrella progenitora debe ser muy masiva. Se sugirió que pudo originarse a través de eyecciones de pares inestables. Ya veremos qué es eso. Pero antes, déjeme asombrarlo.
ETA CARINAE, UNA PIEZA CLAVE
Esta estrella en la constelación Carina, es una hipergigante localizada a 7500 años luz de distancia en la Vía Láctea. Como yace 32000 veces más cerca que SN 2006gy, su luz será mil millones de veces más brillante cuando llegue su final. Si explotara como supernova en nuestro tiempo de vida, podríamos verla a simple vista, incluso de día. Podríamos leer de noche gracias a su luz. La magnitud aparente de SN 2006gy fue de 15, pero un evento similar en Eta Carinae sería de -7,5.
De modo que, si la progenitora de SN 2006gy fue una estrella como Eta Carinae y la supernova no fuera tal como lo indican los diagramas de clasificación tradicionales, entonces no podemos menos que tener una enorme curiosidad sobre esta "nueva" clase de supernova.
Fig. 4: Comparación de la magnitud absoluta de SN 2006gy respecto de las típicas SN, en función del tiempo desde la explosión (Physics Today 60, 7, 17, 2007).
SUPERNOVAS DE PARES INESTABLES
La teoría permitió pensar en este tipo de supernovas, a las que se abrevia como PISN, desde hace décadas, para estrellas muy masivas. Hay bibliografía que data de finales de 1960. ¿Qué dice la teoría?
Los fotones producidos por un cuerpo en equilibrio térmico tienen un espectro de cuerpo negro con una densidad de energía proporcional a la cuarta potencia de la temperatura, como describe la ley Stefan-Boltzmann. La Ley de Wien establece que la longitud de onda del pico de emisión de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura. Para decirlo en español: hay ciertas relaciones entre temperatura, energía, frecuencia y longitud de onda. Y cuando cambia una cosa, altera al resto, como en un juego de dominó.
En estrellas muy calientes y grandes, con temperaturas superiores a 3x10⁸ K, los fotones producidos en el núcleo estelar son principalmente rayos gamma, con gran nivel de energía. La presión de esa radiación ayuda a soportar las capas superiores de la estrella contra la gravedad. Es como una pulseada en la que la gravedad tira "hacia adentro" y la presión radiativa "hacia afuera". Mientras estas fuerzas opuestas sean equivalentes, la estrella mantiene un equilibrio. Pero nada dura para siempre. Si el nivel de rayos gamma (densidad de energía) es reducida en forma abrupta, luego las capas exteriores de la estrella colapsan porque la gravedad deja de tener rival en la presión radiativa.
Si la radiación gamma es suficientemente energética, puede interactuar con núcleos y electrones y formar pares de partículas como electrones-positrones que se pueden encontrar y aniquilar para crear rayos gamma de nuevo. En los núcleos estelares con gran densidad, la producción de pares y su aniquilación puede producirse muy rápidamente. Una avalancha de pares electrón-positrón reduce la presión. La estrella se contrae, comprimiendo y calentando el núcleo, e incrementando la producción de energía, lo que genera más rayos gamma que generan más pares y así hasta que se produce la supernova, ya que a cada paso la estrella se contrajo más. La gravedad gana.
Fig. 5: Clasificación de SN según metalicidad.
Lo que puede impedir este proceso es la rotación y la metalicidad. Es difícil encontrar en el universo objetos que no roten. La falta de rotación, en realidad es rotación de baja velocidad. Y la metalicidad es un término usado en astronomía para denotar la generación de elementos más pesados que el helio.
Es por esto que se piensa que las supernovas de pares inestables (PISN) debieron ser típicas de las estrellas primordiales, aquellas que no tenían metalicidad, es decir que estaban compuestas por hidrógeno y helio sin otros elementos más pesados. Como contamos aquí hace poco, a estas estrellas se las conoce como Población III y nunca han sido observadas hasta ahora. Es que, al ser muy masivas, sus vidas son cortas, lo que implica que dejaron de existir en el pasado muy distante. Con nuevos instrumentos, de mejor resolución, quizás sea posible detectar objetos más débiles (es decir, más lejanos).
Sin embargo, en el universo local, las estrellas difícilmente no tengan metalicidad. En un trabajo de 2007 se establece que las PISN o PCSNe (Pair creation supernovae) pueden ocurrir con metalicidades de hasta Z☉/3, lo que significa un tercio de los elementos pesados que tiene nuestro Sol. Y concluyen que en el universo local puede haber una PISN cada 1000 supernovas y una cada 100 con corrimiento al rojo cosmológico z=5, lo que significa muy distante. Según el catálogo abierto de supernovas, la más distante registrada al presente es SN 1000+0216 con z=3.8.
PARES INESTABLES PULSANTES O FALSAS PISN
Según la masa, algunas estrellas pueden tener varios períodos de contracción, haciendo que su variabilidad sea "pulsante", pero que luego el mecanismo de generación de pares cese y la estrella termine como supernova de las clases ya conocidas. Se piensa que Eta Carinae tuvo un período así en 1843. Estas PPSIN (PSIN pulsantes) tendrían masas de entre 100 a 140 masas solares, mientras que las "verdaderas" PSIN tendrían masas de entre 140 a 250 MS.
LOS RESTOS DE LAS SUPERNOVAS
Para agregar más misterio a las PSIN, los astrónomos piensan que este tipo de supernovas no dejan rastro. Uno de los astrónomos que viene investigando el tema y publicando mucho se llama Alexander Heger. Aquí vemos un gráfico de uno de sus trabajos de 2002:
Fig. 6: Clasificación de SN según remanente.
Como se nota, en algunos casos indica que el resultado de las supernovas serán estrellas de neutrones, en otros se generará un agujero negro, pero en el caso particular de las PSIN, no habría resto, es decir, que la explosión destruye a la estrella.
Pero hay más: desde hace algunos años, los astrónomos creyeron identificar supernovas que podrían ser buenas candidatas a PISN. Un ejemplo, fue SN 2007bi. Pero con más estudios, parece que en realidad es una supernova superluminosa (SLSN), que no es una clasificación excluyente respecto de otros tipos, sino complementaria en base a la luminosidad. Se piensa que las estrellas cuya masa sea superior a 40 MS pueden ser al final de sus vidas SLSN, como SN 2006gy. Se asocia a las SLSN con los GRB, estallidos de rayos gamma y estrellas Wolf-Rayet.
EL ROMPECABEZAS DE LAS SUPERNOVAS
Hay un fenómeno en astronomía que se hace evidente con el tiempo y la recolección de datos: las clasificaciones son insuficientes. El caso paradigmático fue la re-definición de "planeta" en 2006. Lo que ocurre es así: los astrónomos son como ferreteros que guardan los objetos o fenómenos en pequeñas cajitas a medida que realizan descubrimientos, de modo análogo a las ferreterías que guardan los tornillos en una cajita, las tuercas en otras y así sucesivamente. Pero con la mayor recolección de datos, aparecen tuercas y tornillos distintos a los previamente conocidos y no encajan en ninguna cajita previa, lo que fuerza a redefinir.
Aquí muestro una animación de la tasa de descubrimiento de supernovas a lo largo del tiempo. Con los años, los astrónomos tienen mejores instrumentos y técnicas, y descubren más supernovas. Con esa mayor recopilación de datos, inevitablemente aparecen "casos raros" en relación al conocimiento previo.
Fig. 7: Animación que muestra las posiciones de SN descubiertas desde 1885. Es notable el aumento de la tasa de descubrimientos en los últimos años.
La reconstrucción histórica hecha aquí es algo simplista, pero suficiente para notar que las clasificaciones de supernovas se han valido de diferentes criterios: masa, composición química por espectros, mecanismo y luminosidad.
La teoría de las PISN existe desde hace décadas, pero hasta hace poco fue solo una mera curiosidad potencial, hasta que se empezaron a detectar supernovas que no encajaban en el resto de las "cajitas". La importancia de estos fenómenos es evidente: las estrellas son fábricas de elementos pesados y las supernovas contribuyen a la producción y distribución de esa materia en el espacio interestelar. El material enriquecido luego forma nuevas estrellas (con sistemas planetarios) y por eso también son claves para comprender la evolución galáctica y las tasas de formación estelar.
Fig. 8: Gráfico del tipo de supernovas descubiertas registradas en el Supernova Open Catalog. En más de la mitad, el tipo de SN es desconocido.
EL ORNITORRINCO CÓSMICO Y EL CISNE NEGRO ESTELAR
Una posible conclusión de esta historia es que el universo es más raro de lo que se pensaba. Conocíamos patos y castores, hasta que un día se descubrieron los ornitorrincos y no supimos qué hacer con esos bichos extraños.
Al igual que en el caso de los cisnes negros, que se pensaba que no existían porque no se había visto ninguno en Europa hasta el Siglo XVIII, ya que son oriundos de Australia, las PISN son un bicho raro en el zoo de supernovas.
Y como en otros casos, lo primero se descubre al final. Es algo paradójico que las PISN quizás hayan sido el mecanismo preferencial de las estrellas primordiales, y por tanto, serían las primeras supernovas, pero las últimas en ser descubiertas. De modo que no sé si me estafaron al venderme esta historia como una primicia, pero lo cierto es que no lo sabía. Lo único que lamento es que aquel vendedor ambulante espacial no tuviera ballenitas...☉
Fuentes y enlaces relacionados
SN 2007bi: Without a Trace
https://astrobites.org/2020/12/04/sn-2007bi-without-a-trace/
Supernovae from Blue Supergiants
https://astrobites.org/2011/03/27/supernovae-from-blue-supergiants/
Pair-Instability Supernovae: What might they look like?
https://astrobites.org/2014/10/28/pair-instability-supernovae-what-might-they-look-like/
Super-luminous supernovae: 56Ni power versus magnetar radiation
arXiv:1208.1214 [astro-ph.SR]
https://arxiv.org/abs/1208.1214
The Classification of Supernovae
da Silva, L. A. L.
Astrophysics and Space Science, Volume 202, Issue 2, pp.215-236
April 1993
1993Ap&SS.202..215D
Spectra of Supernovae
Minkowski, R.
Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 53, No. 314, p.224
Pub Date: August 1941 DOI: 10.1086/125315 Bibcode: 1941PASP...53..224M
Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability
Fraley, Gary S.
Publication:
Astrophysics and Space Science, Volume 2, Issue 1, pp.96-114
Pub Date: August 1968 DOI: 10.1007/BF00651498 Bibcode: 1968Ap&SS...2...96F
Instabilities in Highly Evolved Stellar Models
Rakavy, G.; Shaviv, G.
Publication:
Astrophysical Journal, vol. 148, p.803
Pub Date: June 1967 DOI: 10.1086/149204 Bibcode: 1967ApJ...148..803R
https://en.wikipedia.org/wiki/Pair-instability_supernova
Pair-instability supernova
Searching for Signatures of Pair-Instability Supernovae
https://astrobites.org/2012/07/23/searching-for-signatures-of-pair-instability-supernovae/
Long-Lived Stellar Blast Kindles Hope of a Supernova We’ve Never Seen Before
https://www.quantamagazine.org/long-lived-stellar-blast-kindles-hope-of-a-pair-instability-supernova-20190912/
New Type of Supernova Totally Annihilates Its Parent Star
http://www.sci-news.com/astronomy/sn-2016iet-pair-instability-supernova-07519.html
Open Supernova Catalog
https://sne.space/sne/SN1000+0216/
Pair creation supernovae at low and high redshift
N. Langer, C. A. Norman, A. de Koter, J. S. Vink, M. Cantiello and S.-C. Yoon
A&A, 475 2 (2007) L19-L23
DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361:20078482
Sobre las imágenes
Ilustración galaxia supernova: Wikimedia: De No machine-readable author provided. Xenoforme~commonswiki assumed (based on copyright claims)
Fig. 1: Clasificando Supernovas, por Ashley Villar
https://astrobitos.org/2016/12/08/clasificando-supernovas/
Fig. 2: SN 2007bi: Without a Trace, Astrobites: de Lamers & Levesque, 2017.
Fig. 3: Supernova classification chart
https://www.ptf.caltech.edu/image/ptf140101
Fig. 4: Most luminous supernova ever seen may be manifesting a new eruption mechanism
https://physicstoday.scitation.org/doi/abs/10.1063/1.2761787?journalCode=pto
Fig. 5: metalicidad: By Fulvio314 - Own work based on A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann: How massive single stars end their life. The Astrophysical Journal, 591:288–300, 2003 July 1, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=29901117
Fig. 6: The Nucleosynthetic Signature of Population III
A. Heger, S. E. Woosley (UCSC)
Astrophys.J. 567 (2002) 532-543
https://arxiv.org/abs/astro-ph/0107037
Fig. 7: SN descubiertas desde 1885
By Raviryan84 - Own work: source code, GFDL, https://en.wikipedia.org/w/index.php?curid=61204526
Fig. 8: Open Supernova Catalog: statistics
https://sne.space/
No hay comentarios.:
Publicar un comentario