5º Aniversario Supernova SN987A (II)
1992/09/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria
En el siguiente número terminamos con la aparición del anillo que rodea la supernova. Ahora vamos a continuar con el mismo anillo, porque gracias a ello hemos podido calcular exactamente la distancia de la Tierra a la supernova. El Hubble Space Telescope no fue el único anillamiento analizado. Antes, pocas semanas después de la explosión, el satélite International Ultraviolet Explorer (IVE) recogió las líneas espectrales de ultravioleta emitidas por el anillo. La emisión era consecuencia de la excitación provocada por la radiación provocada por la explosión y el estudio de las líneas mostraba que no procedía de las nubes de gas lanzadas por la supernova, sino del gas inmóvil en la zona. Cuando se comprobó que este gas era el anillo mencionado, las observaciones realizadas a través de las dos naves espaciales se pudieron comparar para calcular la distancia a la que hemos hecho referencia.
La IVE midió el diámetro del anillo con un resultado de 1,36 años luz. El Hubble Telescope midió el arco que ocupa el anillo, siendo éste de 1,66”. Para que el valor del diámetro diera la medida del arco indicado, el anillo debía estar a 170.000 años-luz. De forma indirecta, se obtiene un valor muy fiable de la distancia a la Gran Nube (hasta LMV) de Magallanes. Este dato ya había sido calculado a partir de la claridad de las estrellas del LMC (principalmente cefeidas). El valor obtenido por este método era algo menor, 160.000 años luz. Sabemos, por tanto, que las distancias que nos da este último método deben corregirse, ya que deben ser algo mayores.
Analicemos ahora la curva de luminosidad de SN1987 A. Normalmente, el brillo de los primeros días de la supernova se basa en la onda de choque provocada por la explosión de las estrellas. Esta onda calienta y expande la capa externa de la estrella. En cuanto al brillo, la difusión tiene dos efectos contrarios. Por un lado, reduce la temperatura disminuyendo la intensidad de emisión y cambiando el color de la estrella de azul a rojizo. Por otro lado, aumenta considerablemente la superficie que se está emitiendo y además hace más difusa la estrella facilitando la fuga de radiación. Estos dos últimos efectos son inicialmente más efectivos y la intensidad aumenta considerablemente hasta alcanzar el máximo brillo.
Nuestra supernova, sin embargo, tiene algunas anomalías en estos primeros pasos. En los primeros siete días desde su creación la claridad se debilitó. Posteriormente, se fue fortaleciendo especialmente lentamente, sin vincular el máximo hasta el 3 de junio, día centenario de la vida de la supernova. Asimismo, el máximo de brillo fue muy inferior al esperado, a pesar de superar 250 millones de veces la luminosidad del Sol. Los cálculos ponen de manifiesto la necesidad de otra fuente de energía que calentó las capas emisoras a partir del año cuarenta. De lo contrario, el efecto refrigerante de la expansión podría imponerse provocando una decadencia. Vamos a ver qué explicaciones tenemos para estos problemas. (En la figura 1 se representa la evolución de los primeros 120 días del brillo de la supernova).
El flash ultravioleta inicial no tiene una explicación clara. La lentitud de la subida posterior y el bajo valor del máximo se explican por la naturaleza de la estrella que expusimos en el número anterior. Una vez perdidas las capas superiores, la estrella es más pequeña y compacta. Por tanto, se necesita una mayor parte de la energía de la onda de choque para expandir la estrella y hacer el difuso suficiente para que la luz se expulse. En consecuencia, se reduce la energía para calentar la estrella.
Respecto a la nueva fuente de energía, sin duda, debemos encontrar la respuesta en elementos radiactivos. La enorme temperatura y presión ejercida por la onda de choque provoca numerosas reacciones de fusión de elementos ligeros, entre las que se encuentran las que producen el elemento radiactivo Ni56. El Niquel 56 se desintegra con el Cobalto 56. Su vida media apenas es de 6,1 días, es decir, la masa de níquel que se formó, aproximadamente 0,7 de la masa del Sol, desapareció rápidamente. El Co56 se desintegra con rayos y Fe56, pero con una duración de 77 días de vida media. (El hierro 56 es un hierro normal, es decir, estable).
De hecho, a partir del día 120 la disminución del brillo de la supernova se produce con el mismo período. Por tanto, los elementos radiactivos mencionados han mantenido el brillo de la supernova. El proceso consiste en que los electrones que se encuentran en el gas en expansión dispersan los rayos gamma que se generan en la desintegración, evitando la energía y, por tanto, transformándolos en frecuencias de rayos X. Por supuesto, esa energía perdida es la que calienta el gas. La afirmación correcta de este proceso nos llegó de nuevo a través de los satélites: En diciembre de 1987 el satélite Solar Maximun Mission (SMM) recibió rayos gamma de frecuencia adecuada. Anteriormente el propio SMM, el satélite japonés Ginga y el soviético Mir habían recibido rayos X.
Como se puede observar en la figura 2, durante un par de años la disminución de las emisiones dependía de la proporción de desintegración del Co56 hasta el agotamiento del elemento. Después el Co57 parece ser el responsable del brillo de la supernova. Este isótopo del cobalto se creó menos, pero tiene una vida media más larga. Por lo tanto, dura más. Sin embargo, hasta ahora no se ha detectado la línea espectral del Co57. Si no se confirmara esta fuente de energía, otra alternativa sería la estrella de neutrones que podría generar la supernova.
En la actualidad, el brillo de la supernova es tan sólo cien veces mayor que el del Sol, como el uno por ciento del brillo de la estrella antes de que estallara. Si se debilita más profundamente, los astrónomos tendrán problemas para seguir estudiando, ya que las otras dos estrellas que están a su lado van a quedar completamente cubiertas. Ya podemos decir que la supernova está muerta y la atención se ha centrado en los efectos de la onda de choque sobre la materia que rodea a la supernova. A mediados de 1990, por ejemplo, se recogieron las primeras ondas de radio después de la explosión en las proximidades del superonu. Para el año 2000 la onda llegará al anillo antes mencionado. Al parecer, será un espectáculo sorprendente y la emisión será violenta no sólo en la luz visible, sino también en el campo de los rayos X y las ondas de radio.
Como se puede observar, toda la información obtenida hasta el momento se refiere a las capas y medios situados en el exterior de la supernova, ya que las capas interiores son todavía opacas para todo tipo de radiaciones y por tanto no permiten la salida de la radiación del núcleo. No sabemos si se ha formado la estrella de neutrones o el agujero negro. Los datos obtenidos son favorables a la hipótesis de la estrella de neutrones, pero sería posible que el gas que se expande inicialmente quedase bajo el campo de gravedad de la estrella de neutrones, cayendo posteriormente. Se calcula que una hora después podría caer una décima parte de la masa del Sol. Por lo tanto, dependiendo de la masa y estado inicial de la estrella de neutrones podría convertirse en un agujero negro.
Para llegar a la transparencia y conocer lo que está en el núcleo de la supernova, no se puede predecir cuánto tiempo se va a necesitar, pero pueden ser muchos años. Hay cálculos que indican que se tardarán unos 300 años, pero como hemos dicho antes es muy peligroso adelantarse a este problema.
EFEMÉRIDES DE SEPTIEMBRE SOL: el 22 de septiembre a las 18 h 42 min (UT) se pone en Libra. Comienza el otoño.
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