1987a en os aniversarios da supernova

1988/06/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

O pasado mes de febreiro cumpriuse o ano no que se viu por primeira vez a supernova SN1987 A. Falouse moito da importancia deste fenómeno e do que podía axudar a coñecer os últimos pasos da evolución das estrelas. M. Balcels contounos as conclusións das primeiras observacións no número de agosto do ano pasado. Tamén mencionaba algúns problemas inexpresivos. A continuación, trataremos de dar a coñecer os froitos que deu este ano de observación, presentando as hipóteses que se foron completando paira os problemas que entón non se aclararon.

Segundo o artigo mencionado, as supernovas clasificáronse en dous grupos desde que se coñeceu a súa existencia. Cada tipo é consecuencia dun proceso de explosión de estrela totalmente diferente. As da clase I, as antigas estrelas fórmanse en sistemas binarios onde abundan e no espectro non exhiben restos de hidróxeno. Os da clase II prodúcense nos supergigantes vermellos das zonas de estrelas novas e as liñas de hidróxeno son evidentes no espectro.

Como é sabido, na nosa galaxia non hai supernovas (polo menos visible) XVII. Desde principios do século XX. A clasificación realizouse analizando a emisión de supernovas detectadas noutras galaxias, é dicir, a separación realízase a partir do espectro. Una vez delimitado o tipo de SN1978 A, pensábase que a súa proximidade relativa permitiría delimitar as estrelas polas que se orixinou e que con este dato poderiamos confirmar a hipótese da explicación da orixe. Pero non foi fácil delimitar que tipo de estrelas orixinou nun principio. O anuncio non se puido cumprir desde o principio.

M. Balcels afirmaba que a supernova foi considerada do tipo II, pero o seu espectro presenta diferenzas significativas respecto ao modelo espectral deste grupo. Doutra banda, a identificación tampouco foi fácil, xa que ao diminuír a luminosidade dos primeiros días comprobouse que a estrela que supostamente necesitaba estalar seguía en primeiro lugar. Hoxe podemos afirmar o que máis tarde se empezou a supor: a estrela que explotou era Sanduleak -69°202. Parece que alí onde antes considerábase que había dúas estrelas había tamén tres. A máis próxima é a que explotou. O Sandule -69°202 B3 é un supergigante azul de tipo espectral. Por tanto, a temperatura da capa superior é bastante alta: Ao redor de 18.000 K (tres veces maior que o Sol).

Estas diferenzas fan que a súa luminosidade sexa 100.000 veces maior que a do Sol. Por comparación, o diámetro é aproximadamente 50 veces maior e a masa 20 veces maior. A distancia púidose delimitar con bastante precisión nuns 170.000 anos luz. Isto significa que a explosión ocorreu fai 170.000 anos, cando a luz tardou eses anos en chegar a nós. Pero todos estes datos que estamos a dar contradinnos: Si SN1987 A II debería ser un supergigante vermello e non azul. Haberá solución ao problema?, ou teremos que renovar a teoría completamente?

Parece que polo momento os dous modelos que temos paira explicar as explosións das estrelas son adecuados. Quizá a clasificación que facemos segundo os espectros é a que debemos utilizar con coidado. Esta clasificación realizouse inicialmente en base a supernovas observadas noutras galaxias. Isto limita moito o estudo, por exemplo, as únicas supernovas que se viron seguramente son as de maior claridade. Paira reforzar esta visión, pódese afirmar que nos últimos anos están a facerse grandes esforzos paira explicar as anomalías que presentaban algunhas supernovas descubertas fai 25 anos e en 1983 e 1984.

Non imos empezar agora a despexar estes casos especiais, pero convén deixar claro que, aínda que os procesos que se producen na zona da estrela son coñecidos, os efectos que poden ter cara ao exterior dependen moito da natureza das capas externas da estrela. Una explosión e outra pode dar calquera tipo de sprectro. Isto, por suposto, deixa sen sentido a clasificación.

A propia SN1987 A pode ser tamén un exemplo do devandito no parágrafo anterior, xa que presenta algunhas particularidades de tipo II. Quizá o máis importante sexa a evolución da claridade. En xeral, a luminosidade crece moi rápido, chegando ao máximo en poucos días. No caso de SN1987 A, con todo, o aumento da intensidade produciuse moi lentamente, necesitando máis de tres meses paira alcanzar o máximo. A intensidade deste punto é moi inferior á das supernovas convencionais tipo II.

Como veremos, a explicación destas diferenzas radica na natureza do supergigante azul, pero o que non podemos explicar será o proceso de consecución dese carácter. Na Gran Nube de Magallanes, onde se observou esta supernova, abundan os supergigantes vermellos. Isto fai pensar que o Sandule perdera -69°202, pero por causas descoñecidas a capa exterior de hidróxeno. Mencionouse o vento solar como posible razón, pero tendo en conta o tamaño da estrela, non se cre que tería suficiente forza paira afastar a masa até ese punto. Independentemente do proceso, quedan visibles as capas máis quentes (é dicir, máis azuis) que había no interior.

A estrela queda así cunha masa e un volume moito menor. En consecuencia, durante a explosión a materia non pode converterse nunha esfera de radio igual ao do supergigante vermello. Dado que a luminosidade é función da superficie de emisión, a intensidade tamén é moito menor. A enerxía liberada pola desintegración dos elementos radioactivos resultantes da voadura aumenta o quecemento das capas externas, alcanzando progresivamente o máximo de intensidade. Dado que no caso dunha supernova normal a intensidade tras a explosión é tan elevada, este segundo efecto é moito menor. Só afecta á velocidade de baixada da intensidade.

Estas son as respostas que se atoparon aos problemas importantes expostos por SN1987 A.