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Una supernova a base de Helio

Hoy vamos a hablar de una supernova inusual, MUSSES1604D, la cual parece ser la primera en brindar evidencia sobre uno de los modelos existentes de supernovas tipo Ia. Antes que nada, deberíamos hablar acerca de ese modelo.

Supernovas Tipo Ia y de dónde vienen

Figura 1: Una imagen artística de la ignición de una estrella enana blanca acretando material. Crédito: David A. Hardy, STFC. También imagen de portada.

A todos nos gusta una buena explosión, y las supernovas son de las más grandes que existen. También son complejas y existe toda una familia de diferentes clases. Hoy vamos a hablar de una sub-clase en particular, las supernovas Tipo Ia (SNe Ia). Estas supernovas tienen mucha prensa.  Además de ser objetos interesantes por sí mismos, son útiles para la astronomía en general, ya que nos permiten medir distancias a galaxias lejanas. Esto se debe a que la luminosidad de una supernova Ia es fácil de calcular usando otras propiedades de la supernova. Si sabemos cuán brillante es una supernova y podemos medir cuánta luz realmente recibimos, es relativamente fácil estimar cuán lejos está la supernova. Muchos descubrimientos científicos interesantes relacionados con las galaxias más distantes están basados en mediciones de distancias que requirieron de SNe Ia.

A pesar de todo esto, sigue habiendo un problema con las supernovas Ia: no entendemos muy bien cómo ocurren. Lo que sí sabemos es que las supernovas Ia resultan de la explosión de estrellas enanas blancas. Una enana blanca tiene una masa máxima (llamada masa de Chandrasekhar por quien la propuso originalmente) a partir de la cual no puede soportar su propio peso. Si una enana blanca crece para ser más masiva que una masa de Chandrasekhar, colapsará sobre sí misma.  El colapso hace que la materia que constituye la estrella se vuelva extremadamente caliente y densa. Pasado cierto punto, los átomos de carbono y oxígeno pueden entrar en una reacción de fusión nuclear en cadena, causando una explosión que destruiría la enana blanca. Éste es el modelo estándar para explicar cómo se produce una supernova Ia.

Esta idea básica tiene aún muchos problemas asociados sin resolver. En lo que nos concierne hoy, el problema más importante es el siguiente: no parece haber suficientes enanas blancas de alta masa en comparación con la tasa de supernovas que observamos. Como resultado, se ha propuesto un modelo alternativo en los últimos años, que permitiría que las enanas blancas exploten sin llegar al límite de Chandrasekhar: el llamado modelo de ‘doble detonación’. Este modelo requiere de una enana blanca compuesta mayormente por carbono y oxígeno, rodeada de una fina atmósfera de helio. Si el helio es suficientemente denso y está suficientemente caliente para producir una reacción nuclear, esto puede desencadenar una explosión que removería toda la atmósfera de helio.  Entonces, la onda de choque resultante se propagaría por el núcleo de la enana blanca, dando lugar a una segunda explosión de supernova aún si la enana blanca está por debajo del límite de Chandrasekhar.

MUSSES1604D: ¿La primera supernova de helio?

Figura 2: Brillo de la supernova como función del tiempo observado a través del filtro azul (izquierda) y verde (derecha). El brillo medido se representa con los cuadrados azules, mientras que los distintos modelos usados para el ajuste de los datos corresponden a las diferentes líneas. A partir de los datos, no está claro si la supernova tiene un decremento en su brillo tal como predicen los modelos o si el brillo se mantiene constante por varios días. En cualquiera de los dos casos, ciertamente hay dos períodos separados durante los cuales la fuente aumenta su brillo. Figura 3 del trabajo original.

El trabajo de hoy es acerca de la supernova MUSSES1604D, detectada por primera vez en abril de 2016. Fue descubierta por un sondeo que hizo uso del instrumento Hyper Suprime-Cam (una cámara que es más grande que una persona y más pesada que un auto promedio). El sondeo está optimizado para encontrar supernovas unos pocos días desde su aparición, mientras el brillo está en ascenso. Mientras los científicos estaban observando MUSSES1604D, ésta tuvo varios comportamientos interesantes. Primero mostró signos de los que se llama un “relampagueo temprano”: un período inicial en el cual la supernova estaba incrementando su brillo pero luego del cual parecía detenerse o incluso revertir este comportamiento por varios días antes de retomar el incremento de su brillo. Segundo, durante este relampagueo, la supernova se volvió muy roja antes de volverse azul nuevamente durante la explosión principal.

Figura 3: Espectros de MUSSES1604D, comparados con modelos de ignición de helio. Los metales pesados en la supernova producen patrones a baja longitud de onda (hacia la izquierda), mientras que los patrones a alta longitud de onda (a partir de 6000 angstroms) son producidos por silicio. Los modelos no ajustan muy bien los datos, sugiriendo que deberían ser explorados en más detalle en el futuro. Figura 4 del trabajo original.

 

Un espectro tomado de la supernova mostró que su composición también era extraña. Los elementos que se observan en una SN Ia típicamente dependen de la temperatura de la explosión. La mayoría de los patrones en el espectro de MUSSES1604D son de silicio e indican una temperatura más o menos moderada, que se corresponde bien con el brillo medido. Sin embargo, el espectro también indica la presencia de metales pesados, como el hierro y el titanio. Éstos normalmente se encontrarían en supernovas más frías. Su presencia esté probablemente ligada al color rojizo de la explosión temprana, ya que estos elementos tienden a absorber mucha luz azul.

Estas características inusuales -el relampagueo temprano, el color rojizo y la extraña mezcla de elementos- son difíciles de explicar con cualquiera de los modelos de SNe Ia estándar. Sin embargo, se corresponden bastante bien con el modelo de doble detonación. En este modelo, el relampagueo temprano provendría de la ignición de la atmósfera de helio de la enana blanca, antes del pico principal de luminosidad que se asocia con la explosión del núcleo. La primera explosión produciría, a través de la fusión nuclear, elementos pesados que harían que la supernova se enrojeciera. Estos elementos pesados estarían presentes luego durante la explosión principal, explicando la mezcla inusual observada en MUSSES1604D.

Ésta es la primera evidencia contundente que tenemos de una SN Ia con una explosión temprana de helio. Se trata de una pista de que el modelo de doble detonación podría al menos explicar algunas de las observaciones de explosiones de supernova, y le da a los astrofísicos teóricos un ejemplo para poner a prueba sus modelos.  Éste es un resultado muy interesante en este campo y nos permite dar un paso adelante en encontrar la respuesta a la pregunta de cómo ocurren las supernovas.

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