En busca de las supernovas perdidas

Uno de los aspectos que más ha intrigado a los astrónomos en las últimas décadas es el número de explosiones de supernovas que se detectan en las galaxias. Este número es siempre menor que la cantidad de explosiones de supernovas que se estima de forma teórica a partir de otros aspectos observacionales de las galaxias. ¿Cuál es el problema? ¿Está mal la teoría o existen supernovas “perdidas” que no vemos?

Una supernova no es otra cosa que la titánica explosión que marca el final de una estrella. Este catastrófico evento desata tal cantidad de energía que en ese momento la supernova es capaz de brillar (esto es, emite más luz) más que la galaxia que la alberga. Existen dos tipos básicos de supernova: o bien es el fulminante destello que marca la muerte de una estrella masiva (para los astrónomos, una estrella es masiva si tiene más de unas 8 veces la masa del Sol) o es la explosión de una estrella enana blanca que ha “robado” material a una estrella compañera.

Si la estrella progenitora de la supernova es una estrella masiva, se suele clasificar la explosión de tipo II, mientras que si el progenitor es una estrella enana blanca se clasifica como supernova del tipo Ia. En realidad, y por motivos históricos, existen otras clases de supernovas (Ib, Ic) que ahora se sabe pertenecen a la primera clase (explosión de estrella masiva al final de sus días). Así, actualmente se suele hacer la distinción entre “supernova que proviene de una enana blanca” (supernova tipo Ia) o “supernova que proviene del colapso de una estrella masiva” para designar estos eventos.

Vídeo que muestra cómo se origina una supernova de tipo Ia. Una estrella enana blanca “roba” material (hidrógeno principalmente a una estrella gigante roja compañera. En el momento en el que el hidrógeno robado supera una masa crítica (la masa de Chandrasekhar de unas 1.4 veces la masa del Sol) se fusiona de forma incontrolada, haciendo explotar a la enana blanca. Crédito del video: ESO.

Las supernovas Ia pueden ocurrir prácticamente en cualquier galaxia y cualquier momento. ¿Por qué? La explicación viene dada por lo longevas que son las estrellas de baja masa, como el Sol, que viven incluso más de 10 000 millones de años. La estrella del Sistema Solar nació hace unos 4700 millones de años y tiene combustible para mantener su actividad actual, en la que consume hidrógeno para formar helio, durante los próximos 3500 – 4000 millones de años. Después, el Sol se hinchará para aumentar la temperatura de su horno estelar, devorará a los planetas más cercanos (depende del astrofísico al que preguntes, te dirá que la Tierra entra o no dentro de los planetas engullidos) y se convertirá en una estrella gigante roja. Unos 1000 millones de años después habrá perdido completamente las capas exteriores de su atmósfera, quedando sólo el núcleo desnudo y muy caliente de la estrella muerta, donde la materia se apelmaza de forma especial y la gravedad es soportada por la presión de degeneración electrónica, algo que explica de forma natural la Mecánica Cuántica.

Una enana blanca puede existir durante decenas de miles de millones de años, enfriándose poco a poco. Muchas estrellas enanas blancas poseen estrellas compañeras, formando un sistema binario. Cuando la estrella compañera, por lo general menos masiva que la progenitora de la enana blanca, comienza a inflarse como gigante roja, parte de su material es “robado” por la propia enana blanca. Si se alcanza un límite muy preciso de masa, el material robado se fusiona de forma incontrolada y hace reventar la enana blanca. Dadas las largas escalas de tiempo que se manejan aquí esto puede ocurrir dentro de una galaxia siempre y cuando existan enanas blancas con estrellas compañeras.

Vídeo que muestra la explosión de supernova el por colapso gravitatorio de una estrella masiva (supernova de tipo II). En el ejemplo se usa la supernova que explotó en 1054 y que originó la famosa nebulosa del Cangrejo (M 1). Crédito del video: ESO

Sin embargo, las supernovas que provienen del colapso de una estrella masiva sólo pueden ocurrir en unos momentos muy concretos: pocos millones de años después de un evento de formación estelar. Recordemos que las estrellas consumen su material fusionable de una forma muy curiosa: conforme más masiva es una estrella, más rápido quema su gas. Una estrella con la masa del Sol necesita unos 10 000 millones de años para agotar su hidrógeno combustible, pero una estrella de 10 veces la masa del sol lo hace en poco más de 10 millones de años. Por otro lado, estrellas que sólo son la mitad de masivas que el Sol pueden durar decenas de miles de millones de años de forma estable. Como sólo las estrellas masivas explotan como supernova tipo II, una vez que dentro de una galaxia se ha formado un grupo nuevo de estrellas éstas serán las primeras en morir. Pasados escasos 25 – 30 millones de años tras el brote de formación estelar, todas las estrellas masivas habrán ya muerto en violentas explosiones de supernova.

Por eso siempre ha intrigado a los astrónomos que dentro de las galaxias, al examinar el ritmo con el que se crean estrellas y estimar así el número de supernovas que deberían detectarse en ellas, siempre ocurre que este número teórico es mayor que el número real de explosiones de supernovas tipo II que se observan. Además, conforme más lejos está la galaxia, mayor es la discrepancia entre la predicción del número de supernovas y las que son realmente observadas. Dado que las explosiones de supernovas en galaxias muy distantes son en muchos casos los únicos indicios que tenemos para medir el ritmo de formación estelar en esos lejanos objetos, es de entender que la preocupación por resolver este problema es grande.

Por ejemplo, una galaxia como la Vía Láctea debería tener entre 2 y 3 explosiones de supernovas de tipo II al siglo, ¡pero la última ocurrió en 1680! La supernova de 1680 fue observada por el astrónomo inglés John Flamsteed, aunque entonces él no supo que era una estrella nueva la que catalogó en la constelación en Casiopea. El resto de esta supernova forma la famosa radiofuente de Cassiopeia A.

(Izquierda) Imagen multi-frecuencia del resto de supernova conocido como Cassiopeia A, que es lo que queda de una estrella que explotó en nuestra Galaxia en 1680. Los colores azules y verdes provienen de datos en rayos X obtenidos con el satélite Chandra (NASA) y muestra gas muy caliente, a unos 10 millones de grados centígrados. El color amarillo (datos del Telescopio Espacial Hubble, NASA, a  0.9 micras) corresponde a emisión de gas excitado por la onda de choque de la supernova, este gas está a unos 10 000 grados centígrados y emite en colores del rango óptico, de ahí que pueda observarse con HST. Finalmente en rojo se muestra la emisión del polvo templado, a sólo 10 grados celsius (datos a 24 micras obtenidos con el Telescopio Espacial Spitzer, NASA). Crédito de la imagen: Datos rayos-X: NASA/CXC/SAO; Datos óptico: NASA/STScI; Datos en infrarrojo: NASA/JPL-Caltech/Steward/O. Krause et al.  // (Derecha): La emisión en radio-continuo de este resto de supernova es aún más extensa y brillante que su contrapartida en otras frecuencias. Esta imagen en falso color se consiguió usando el interferómetro VLA (Nuevo México, EE.UU.) usando datos a 1.4, 5.0 y 8.4 GHz (asociados a colores azules, verdes y rojos, respectivamente). Crédito de la imagen: NRAO / VLA.

¿Hay problemas con la teoría? ¿O hay algún sesgo observacional que nos impide detectar algunas supernovas? Puede que éste sea el caso, dado que la mayoría de las búsquedas de supernovas se realizan en la banda óptica del espectro (los colores que nosotros vemos), donde la absorción de la luz por polvo interestelar es muy importante. Si una supernova explota dentro de una nube densa de gas y polvo, quizá la luz en colores ópticos es absorbida de tal manera que no somos capaces de detectarla.

Precisamente, las regiones más densas de las galaxias con formación estelar, las zonas donde esperaríamos que explotasen las supernovas de tipo II, tienen gran cantidad de polvo y gas, por lo que el efecto de la extinción de la luz no es nada despreciable. Así, lo mejor sería realizar observaciones en otras bandas del espectro electromagnético: la extinción por polvo baja drásticamente en colores del infrarrojo, y es completamente despreciable en frecuencias de radio. En efecto, en 2008, y gracias a observaciones radio realizadas por el radio-interferómetro VLA (“Very Large Array”, Nuevo México, EE.UU.) un grupo de astrofísicos detectó el resto de una supernova que explotó hace unos 140 años cerca del centro de la Vía Láctea. Dada la enorme extinción por la gran cantidad de gas y polvo en esas regiones, la explosión fue imposible de observar en el rango óptico. ¿Es ésta la razón por la que los astrofísicos no detectan todas las supernovas?

Un nuevo estudio, liderado por el astrofísico Seppo Mattila (Universidad de Turku, Finlandia) y en el que participan astrofísicos del Australian Astronomical Observatory, ha intentado confirmar que el efecto de la extinción interestelar es el origen de la discrepancia entre supernovas observadas y predichas en galaxias. Para ello, el grupo de astrofísicos ha recopilado observaciones de supernovas recientes en dos clases de galaxias: galaxias parecidas a la Vía Láctea (aunque con alta cantidad de polvo) y galaxias que son especialmente luminosas en infrarrojo (IR). Esta segunda clase de objetos se denominan LIRGs (“Luminous IR Galaxies”) o ULIRGs (“Ultra Luminous IR galaxies). Además de recopilar la información de estudios previos, Seppo Mattila y colaboradores realizaron observaciones detalladas de las galaxias estudiadas usando el Telescopio Óptico Nórdico (2.6m NOT), el Telescopio William Herschel (4.2m WHT), ambos en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma, España) y el telescopio Gemini Norte, de 8.2m de tamaño, en el Observatorio de Mauna Kea (Hawaii, EE.UU.). La mayoría de estas observaciones se realizaron usando instrumentación que detecta la luz del infrarrojo cercano (NIR, “near-infrared” en inglés), con la que se puede ver mucho más profundo dentro de las galaxias (la extinción por polvo en NIR es entre el 10 y el 5% de la extinción por polvo en el rango óptico)

Uno de los objetos estudiados es el peculiar sistema Arp 299, que está compuesto por dos galaxias independientes en fuerte interacción. Arp 299, clasificado como LIRG, se localiza a unos 150 millones de años luz de nosotros, siendo una de las galaxias más cercanas de la muestra estudiada. El análisis de los datos no sólo permitió confirmar una supernova reciente (SN 2010P) sino descubrir otra (SN 2010O). En la imagen, obtenida combinando datos del instrumento NIRI en el Telescopio 8.2m Gemini Norte usando óptica adaptativa con el instrumento ALTAIR, aparecen localizadas 5 supernovas recientes en Arp 299. Otras dos supernovas observadas en este objeto están fuera del campo de visión de esta imagen. En el Universo cercano, la mayoría de los fenómenos de formación estelar sucede en galaxias “normales” como la Vía Láctea. Sin embargo, a desplazamientos al rojo altos (objetos que emitieron su luz hace entre 7 y 10 mil millones de años), la formación estelar sucede esencialmente en galaxias clasificadas como LIRGs o ULIRGs.

Imagen de Arp 299 obtenida usando datos del telescopio 8.2m Gemini Norte (Observatorio de Mauna Kea, Hawaii, EE.UU.). En concreto, se usaron la cámara infrarroja NIRI y el sistema de óptica adaptativa ALTAIR. Los colores se obtuvieron combinando datos en los filtros anchos J (en azul, alrededor de 1.2 micras), H (en verde, 1.8 micras) y K (en rojo, 2.2 micras). Arp 299 consta de dos objetos en clara interacción gravitatoria, que ha desatado un intenso brote de formación estelar en todo el sistema. Se señala la localización de 5 supernovas recientes, algunas se localizan en las regiones céntricas de la galaxia principal, pero otras aparecen entre las galaxias. Recientemente se han detectado otras dos supernovas que no aparecen dentro del campo de visión de la imagen. Crédito de la imagen: Gemini Observatory / AURA  y Ángel R. López-Sánchez (Australian Astronomical Observatory / Macquarie University).

El equipo de astrónomos estimó el número de supernovas que debería tener tanto galaxias normales como galaxias tipo Arp 299 usando sus luminosidades en infrarrojo y en radio. Posteriormente, compararon este número con las supernovas detectadas. Sus resultados, a pesar de tener incertidumbres estadísticas algo elevadas al no tener una muestra grande de objetos, indican claramente que las búsquedas de supernovas en colores ópticos pierden alrededor del 20% en galaxias normales y hasta el 80% en galaxias como Arp 299, esto es, galaxias del tipo LIRGs o ULIRGs. Dicho de otra forma, no vemos 1 de cada 5 supernovas en galaxias como la Vía Láctea y nos perdemos 4 de cada 5 supernovas en galaxias como Arp 299 porque suceden dentro de zonas muy oscurecidas por polvo y gas dentro de galaxias del Universo Local. Extrapolando a galaxias más lejanas, a partir de 7 miles de millones de años, y corrigiendo por el tipo de galaxia, Seppo Mattila y colaboradores estiman que al menos el 40% (2 de cada 5) de las supernovas no se detectan en las búsquedas ópticas.

Así, este estudio es el primero en el que, gracias a la combinación de datos en óptico, radio e infrarrojo, se contabiliza de forma correcta el ritmo al que explotan las supernovas de tipo II en galaxias cercanas, de forma que el número de supernovas detectadas está de acuerdo con las predicciones teóricas a partir del ritmo de formación estelar que sustenta dichas galaxias. Sin embargo, son necesarios más estudios similares en una muestra más grande de galaxias del Universo Local para afinar los números y así usar esa corrección en los análisis de galaxias mucho más lejanas. Precisamente, el ritmo de formación estelar y el número de supernovas en cada galaxia constituyen uno de los parámetros básicos que rige la evolución de las galaxias, siendo sus observaciones a bajo y alto desplazamiento al rojo fundamentales a la hora de entender la evolución de nuestro Universo.

Más información: Nota de prensa del AAO (en inglés)

Se licenció en Física Teórica en la Universidad de Granada (2000) y es Doctor en Astrofísica en la Universidad de la Laguna y el Instituto de Astrofísica de Canarias (2006). Trabaja como astrofísico multifrecuencia en el Australian Astronomical Optics (AAO) y en el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Macquarie (Sydney, Australia). Parte de su trabajo es dar soporte observacional en el Telescopio Anglo-Australiano, del que es responsable de uno de sus instrumentos científicos. Desde 2003 escribe en la bitácora astronómica “El Lobo Rayado”, y en “Universo Rayado” dentro de Naukas desde 2015. Es vicepresidente de la Agrupación Astronómica de Córdoba (AAC), representante en la Red Andaluza de Astronomía (RAdA) y miembro de la Unión Astronómica Internacional (IAU), la Sociedad Española de Astronomía (SEA) y la Sociedad Australiana de Astronomía (ASA). Es el coordinador ProAm (relaciones entre astrofísicos profesionales y astrónomos aficionados) de la SEA.



Por Ángel R. López Sánchez
Publicado el ⌚ 25 septiembre, 2012
Categoría(s): ✓ Astronomía