Crédito de imagen: LBL
Al medir la luz polarizada de una estrella en explosión inusual, un equipo internacional de astrofísicos y astrónomos ha elaborado la primera imagen detallada de una supernova Tipo Ia y el sistema estelar distintivo en el que explotó.
Utilizando el Telescopio Muy Grande del Observatorio Europeo Austral en Chile, los investigadores determinaron que la supernova 2002ic explotó dentro de un disco plano, denso y aglomerado de polvo y gas, previamente expulsado de una estrella compañera. Su trabajo sugiere que este y algunos otros precursores de las supernovas de Tipo Ia se parecen a los objetos conocidos como nebulosas protoplanetarias, bien conocidas en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.
Lifan Wang del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, Dietrich Baade del Observatorio Europeo Austral (ESO), Peter Hülich y J. Craig Wheeler de la Universidad de Texas en Austin, Koji Kawabata del Observatorio Astronómico Nacional de Japón y Ken'ichi Nomoto de la Universidad de Tokio informa sus hallazgos en la edición del 20 de marzo de 2004 de Astrophysical Journal Letters.
Lanzar supernovas para escribir
Las supernovas se etiquetan según los elementos visibles en sus espectros: los espectros de Tipo I carecen de líneas de hidrógeno, mientras que los espectros de Tipo II tienen estas líneas. Lo que hace que SN 2002ic sea inusual es que su espectro se parece a una supernova típica de Tipo Ia pero exhibe una fuerte línea de emisión de hidrógeno.
El tipo II y algunas otras supernovas ocurren cuando los núcleos de estrellas muy masivas colapsan y explotan, dejando atrás estrellas de neutrones extremadamente densas o incluso agujeros negros. Las supernovas de tipo Ia, sin embargo, explotan por un mecanismo muy diferente.
"Una supernova de tipo Ia es una bola de fuego metálica", explica Wang de Berkeley Lab, pionero en el campo de la espectropolarimetría de supernova. “Un tipo Ia no tiene hidrógeno ni helio, pero sí mucho hierro, más níquel radiactivo, cobalto y titanio, un poco de silicio y un poco de carbono y oxígeno. Entonces, uno de sus progenitores debe ser una vieja estrella que ha evolucionado para dejar atrás una enana blanca de oxígeno y carbono. Pero el carbono y el oxígeno, como combustibles nucleares, no se queman fácilmente. ¿Cómo puede explotar una enana blanca?
Los modelos de Tipo Ia más ampliamente aceptados suponen que la enana blanca, aproximadamente del tamaño de la Tierra pero que ocupa la mayor parte de la masa del sol, acumula materia de un compañero en órbita hasta que alcanza 1.4 masas solares, conocido como el límite de Chandrasekhar. La ahora enana blanca superdensa se enciende en una poderosa explosión termonuclear, dejando solo polvo de estrellas.
Otros esquemas incluyen la fusión de dos enanas blancas o incluso una enana blanca solitaria que vuelve a acumular la materia que arrojó su yo más joven. Sin embargo, a pesar de tres décadas de búsqueda, hasta el descubrimiento y los estudios espectropolarimétricos posteriores de SN 2002ic, no hubo evidencia firme de ningún modelo.
En noviembre de 2002, Michael Wood-Vasey y sus colegas en la cercana fábrica de supernovas del Departamento de Energía con sede en Berkeley Lab informaron sobre el descubrimiento de SN 2002ic, poco después de que se detectara su explosión a casi mil millones de años luz de distancia en una galaxia anónima en el Constelación de Piscis.
En agosto de 2003, Mario Hamuy de los Observatorios Carnegie y sus colegas informaron que la fuente del copioso gas rico en hidrógeno en SN 2002ic probablemente era la llamada estrella de la rama gigante asintótica (AGB), una estrella en las fases finales de su vida, con tres u ocho veces la masa del sol, justo el tipo de estrella que, después de haber eliminado sus capas externas de hidrógeno, helio y polvo, deja una enana blanca.
Además, esta supernova aparentemente autocontradictoria, un Tipo Ia con hidrógeno, era de hecho similar a otras supernovas ricas en hidrógeno previamente designadas como Tipo IIn. Esto a su vez sugirió que, si bien las supernovas de tipo Ia son de hecho notablemente similares, puede haber grandes diferencias entre sus progenitores.
Debido a que las supernovas Tipo Ia son tan similares y tan brillantes, tan brillantes o más brillantes que galaxias enteras, se han convertido en las velas estándar astronómicas más importantes para medir distancias cósmicas y la expansión del universo. A principios de 1998, después de analizar docenas de observaciones de supernovas distantes de Tipo Ia, los miembros del Proyecto de Cosmología de Supernova del Departamento de Energía con sede en Berkeley Lab, junto con sus rivales en el Equipo de Búsqueda de Supernovas High-Z con sede en Australia, anunciaron el sorprendente descubrimiento de que La expansión del universo se está acelerando.
Posteriormente, los cosmólogos determinaron que más de dos tercios del universo consisten en algo misterioso denominado "energía oscura", que estira el espacio e impulsa la expansión acelerada. Pero aprender más sobre la energía oscura dependerá del estudio cuidadoso de muchas supernovas de Tipo Ia más distantes, incluido un mejor conocimiento de qué tipo de sistemas estelares los activan.
Estructura de imagen con espectropolarimetría
La espectropolarimetría de SN 2002ic ha proporcionado la imagen más detallada de un sistema Tipo Ia hasta ahora. La polarimetría mide la orientación de las ondas de luz; por ejemplo, las gafas de sol Polaroid "miden" la polarización horizontal cuando bloquean parte de la luz reflejada por las superficies planas. Sin embargo, en un objeto como una nube de polvo o una explosión estelar, la luz no se refleja desde las superficies sino que se dispersa de las partículas o de los electrones.
Si la nube de polvo o la explosión es esférica y uniformemente lisa, todas las orientaciones están igualmente representadas y la polarización neta es cero. Pero si el objeto no tiene forma esférica, como un disco o un cigarro, por ejemplo, más luz oscilará en algunas direcciones que en otras.
Incluso para asimetrías bastante notables, la polarización neta rara vez supera el uno por ciento. Por lo tanto, fue un desafío para el instrumento de espectropolarimetría ESO medir el débil SN 2002ic, incluso utilizando el poderoso Very Large Telescope. Se necesitaron varias horas de observación en cuatro noches diferentes para adquirir los datos necesarios de polarimetría y espectroscopía de alta calidad.
Las observaciones del equipo se produjeron casi un año después de que se detectara SN 2002ic por primera vez. La supernova se había debilitado mucho, pero su línea de emisión de hidrógeno era seis veces más brillante. Con la espectroscopía, los astrónomos confirmaron la observación de Hamuy y sus asociados, que la eyección que se expandía hacia afuera desde la explosión a alta velocidad se había topado con la espesa materia circundante rica en hidrógeno.
Sin embargo, solo los nuevos estudios polarimétricos podrían revelar que la mayor parte de este asunto tenía la forma de un disco delgado. La polarización probablemente se debió a la interacción de eyecciones de alta velocidad de la explosión con las partículas de polvo y electrones en la materia circundante que se mueve más lentamente. Debido a la forma en que la línea de hidrógeno se había iluminado mucho después de que se observó por primera vez la supernova, los astrónomos dedujeron que el disco incluía grumos densos y había estado en su lugar mucho antes de que la enana blanca explotara.
"Estos resultados sorprendentes sugieren que el progenitor de SN 2002ic era notablemente similar a los objetos que los astrónomos conocen en nuestra propia Vía Láctea, a saber, las nebulosas protoplanetarias", dice Wang. Muchas de estas nebulosas son los restos de las conchas exteriores de las estrellas de la Rama Gigante Asintótica. Tales estrellas, si giran rápidamente, arrojan discos delgados e irregulares.
Una cuestión de tiempo
Para que una enana blanca recolecte suficiente material para alcanzar el límite de Chandrasekhar, se necesitan aproximadamente un millón de años. Por el contrario, una estrella AGB pierde grandes cantidades de materia con relativa rapidez; La fase de nebulosa protoplanetaria es transitoria y dura solo unos pocos cientos o miles de años antes de que la materia expulsada se disipe. "Es una ventana pequeña", dice Wang, no el tiempo suficiente para que el núcleo sobrante (en sí mismo una enana blanca) vuelva a acumular suficiente material para explotar.
Por lo tanto, es más probable que una enana blanca compañera en el sistema SN 2002ic ya estuviera ocupada recolectando materia mucho antes de que se formara la nebulosa. Debido a que la fase protoplanetaria dura solo unos pocos cientos de años, y suponiendo que una supernova de Tipo Ia normalmente demore un millón de años en evolucionar, solo se espera que aproximadamente una milésima parte de todas las supernovas de Tipo Ia se parezcan a SN 2002ic. Menos aún exhibirán sus características espectrales y polarimétricas específicas, aunque "sería extremadamente interesante buscar otras supernovas de Tipo Ia con materia circunestelar", dice Wang.
Sin embargo, dice Dietrich Baade, investigador principal del proyecto de polarimetría que utilizó el VLT, "es la suposición de que todas las supernovas de Tipo Ia son básicamente las mismas que permiten explicar las observaciones de SN 2002ic".
Los sistemas binarios con diferentes características orbitales y diferentes tipos de compañeros en diferentes etapas de la evolución estelar aún pueden dar lugar a explosiones similares, a través del modelo de acreción. Baade señala: "El caso aparentemente peculiar de SN 2002ic proporciona una fuerte evidencia de que estos objetos son muy parecidos, como sugiere la sorprendente similitud de sus curvas de luz".
Al mostrar la distribución del gas y el polvo, la espectropolarimetría ha demostrado por qué las supernovas de tipo Ia son tan parecidas a pesar de que las masas, edades, estados evolutivos y órbitas de sus sistemas precursores pueden diferir tanto.
Berkeley Lab es un laboratorio nacional del Departamento de Energía de EE. UU. Ubicado en Berkeley, California. Realiza investigaciones científicas no clasificadas y es administrado por la Universidad de California. Visite nuestro sitio web en http://www.lbl.gov.
Fuente original: Comunicado de prensa de Berkeley Lab
