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¡Astrónomo amateur ve nacer una supernova!

  • Título del artículo original: “A Surge of Light at the birth of a supernova” 
  • Autores: M. C. Bersten, G. Folatelli, F. García y 18 autores más, incluyendo a Víctor Buso
  • Institución de la primera autora: Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), CONICET, Argentina.
  • Estado de la publicación: Publicado en Nature el 22 de febrero de 2018.

Crédito de la imagen destacada: Imagen del descubrimiento de la supernova SN 2016gkg en la galaxia NGC 613, obtenida por el astrónomo amateur Víctor Buso. (Figura 1 de los datos extendidos del artículo original).

El estudio de supernovas es un campo de estudio complicado, debido principalmente a que no se puede predecir cuándo y dónde van a ocurrir. Esta es una de las razones, entre otras muchas, por la que se están diseñando grandes campañas de observación como ZTF o KISS. Estas campañas son o serán capaces de observar grandes áreas del cielo cada noche y procesar las imágenes automáticamente para detectar eventos astronómicos transitorios, incluyendo supernovas, y reportarlos para estudios más detallados. Sin estas campañas de observación, la probabilidad de ver nacer una supernova son de aproximadamente una entre diez millones. Pero el astrónomo aficionado Víctor Buso ha ganado esta lotería cósmica al descubrir una supernova en la galaxia NGC 613, dentro de los primeros 90 minutos después de la explosión. Buso informó rápidamente de su hallazgo histórico y posibilitó un estudio astronómico sin parangón, que hoy resumimos en este astrobito.

Figura 1: El astrónomo aficionado Víctor Buso posando delante del telescopio con el que descubrió la supernova SN 2016gkg.

 

Ganar la lotería cósmica

Víctor Buso es un astrónomo aficionado de la ciudad de Rosario (Argentina), que ha construido su propio observatorio sobre su casa. El 20 de septiembre de 2016, Víctor Buso quiso probar su cámara nueva y apuntó su telescopio de 40cm a la galaxia NGC 613. Tomó cuatro series de imágenes de 20 segundos de exposición en un lapso de tiempo de unos 90 minutos. Mientras que en las primeras imágenes no hay ni rastro de la supernova, combinando las imágenes de la última serie Buso descubre la supernova SN 2016gkg (ver figura 2). La comunidad científica comienza una campaña de estudio exhaustivo que incluyen observaciones en el óptico, el ultravioleta y rayos X. La prensa también se hace eco de la noticia y quiere conocer todos los detalles de este descubrimiento; Víctor Buso aparece en los titulares de decenas de noticias locales e internacionales.

Figura 2 (Figura 1 del artículo original): Curva de luz de SN 2016gkg obtenida con las imágenes de Víctor Buso. Los puntos grises representan  la luminosidad de la supernova en imágenes individuales, mientras que los cuadrados azules son combinaciones de 5-6 imágenes y los triángulos rojos son combinaciones de 17-20 imágenes. Con estos datos se obtiene una pendiente del aumento de la luminosidad. Arriba a la izquierda están dos imágenes de Víctor Buso, con y sin SN 2016gkg.

 

La comunidad científica, manos a la obra

El espectro óptico de SN 2016gkg se asemeja a una supernova de tipo IIb, y la forma de la curva de luz confirma esta clasificación. Esto quiere decir que el origen de esta supernova es el colapso del núcleo‡ de una estrella muy masiva, de entre 8 y 40 veces la masa de nuestro sol. Los autores argumentan que ésta es una detección muy sólida de un proceso físico conocido como shock breakout, que ocurre cuando la onda de choque que genera la explosión de supernova atraviesa la superficie exterior de la estrella. Por un lado, los autores encontraron imágenes de archivo del Hubble Space Telescope, y estimaron la luminosidad muy baja para el progenitor de la SN 2016gkg. Por otro lado, las observaciones del descubrimiento cubren, como nunca antes, el ascenso de la luminosidad de la supernova SN 2016gkg. El aumento de la luminosidad es 43±6 magnitudes por día, que resulta un incremento muy rápido. La baja luminosidad del progenitor y el rápido aumento de la luminosidad apuntan al shock breakout como explicación de las observaciones.

Figura 3 (Figura 3 del artículo original): Modelo de la curva de luz de SN 2016gkg, donde se observan los tres picos descritos en el texto del astrobito. Los puntos representan distintos datos observacionales.

Gracias al pronto descubrimiento de SN 2016gkg, las observaciones de su curva de luz gozan de una cobertura excelente. En las curvas de luz de estas supernovas se reconocen siempre dos picos de luminosidad: el primero está asociado al enfriamiento del material después del paso de la onda de choque (post-shock cooling peak en inglés), y el segundo se debe al calentamiento radiactivo que induce el níquel (radioactive heating peak en inglés).

Los autores construyen un modelo hidrodinámico para explicar la curva de luz observada (ver Figura 3), que funciona en dos pasos. Primero estiman la energía total de la explosión, la masa total del material eyectado, la velocidad de expansión del material eyectado y la masa total de níquel. Luego, una vez que conocen estos parámetros, modelan las propiedades de la envoltura de hidrógeno necesaria para explicar el pico de enfriamiento o el post-shock cooling peak.

Los resultados indican que la curva de luz tiene siempre tres picos, y no solamente los dos mencionados anteriormente; el pico asociado al shock breakout siempre está presente. Todos los modelos, independientemente de las propiedades del progenitor, sugieren que  los datos del descubrimiento de SN 2016gkg se pueden interpretar en términos del shock breakout. A los autores también les llama la atención que un modelo relativamente simple y sin arreglos específicos para explicar el shock breakout puede reproducir características de la curva de luz en escalas de tiempo muy diferentes (nótese la escala logarítmica de tiempo en la figura 3).

 

Figura 4 (Figura 5 de los datos extendidos del artículo original): Modelos de la curva de luz con especial interés en las fases tempranas. Comparando el modelo preferido (línea roja continua) con el modelo que incluye material circumestelar (línea roja de trazos), se observa que la presencia del material circumestelar hace que la pendiente inicial de la curva de luz sea más compatible con los datos. Aumentar la energía de la explosión en un factor 4 (línea azul de puntos) no aumenta la pendiente hacia el pico del shock breakout significativamente.

 

Los resultados del modelo también indican que el progenitor sería un sistema binario compuesto por dos estrellas de 19.5 y 13.5 masas solares con un periodo orbital de 70 días. Siendo éste el caso, es posible que hubiera material rodeando el sistema binario. Este material puede suavizar un poco la pendiente de la curva de luz y hacer el modelo más compatible con las observaciones (ver figura 4). La presencia del material no compromete la pendiente del modelo en tiempos posteriores. Los autores también “juegan” a incrementar la energía de la explosión en un factor 4, para comprobar que la pendiente del pico de enfriamiento (post-shock cooling peak) es menor que la del pico asociado al shock breakout.

 

Otros casos asociados al shock breakout

Hay en la literatura solamente otros tres casos en los que parece haberse observado esta fase asociada al shock breakout: SN 2006aj, asociada a un brote de rayos gamma; SN 2008D descubierta gracias a un flash en rayos X y KSN 2011d, descubierta con el satélite Kepler. Los autores argumentan que el caso de SN 2016gkg es la observación del shock breakout más sólida hasta la fecha. Consideran que SN 2006aj y 2008D son peculiares debido a su emisión en rayos X y gamma, y señalan que no hay modelos que expliquen satisfactoriamente la emisión observada en distintas energías. En el caso de KSN 2011d, señalan que la detección desaparece si se modifica el agrupamiento temporal o binning de los datos.

 

En cualquier caso, conocer la estructura estelar en el momento en el que se produce una explosión de supernova es fundamental para comprender la evolución estelar. Este descubrimiento, hecho por un astrónomo amateur, ha acercado a los astrónomos profesionales a conocer los detalles de sus objetos de estudio. Quisiera terminar este astrobito, si se me permite, ensalzando el trabajo de cientos de astrónomos amateur, que invierten su tiempo y su dinero en la noble tarea de observar el cielo nocturno. Sin su esfuerzo, muchas investigaciones como la que hemos analizado hoy, incluyendo la de un servidor, no serían posibles.

 


‡En su evolución, las estrellas van fusionando elementos cada vez más pesados y la energía liberada contrarresta el colapso gravitatorio bajo su propio peso. Pero cuando el núcleo se compone de hierro y níquel, las reacciones de fusión no producen energía y el núcleo estelar colapsa. El colapso se detiene rápidamente, cuando el material está tan compactado que es imposible que las partículas se acerquen más unas a otras. El resto del material que estaba en caída libre hacia el núcleo rebota y genera una onda de choque que produce la explosión de supernova.

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