Las supernovas son eventos extremadamente enérgicos y dinámicos en el universo. El más brillante que hemos observado se descubrió en 2015 y fue tan brillante como 570 mil millones de soles. Su luminosidad significa su importancia en el cosmos. Producen los elementos pesados que componen las personas y los planetas, y sus ondas de choque desencadenan la formación de la próxima generación de estrellas.
Hay alrededor de 3 supernovas cada 100 años en la galaxia de la Vía Láctea. A lo largo de la historia humana, solo se han observado un puñado de supernovas. La primera supernova registrada fue observada por los astrónomos chinos en 185 DC. La supernova más famosa es probablemente SN 1054 (las supernovas históricas llevan el nombre del año en que fueron observadas) que creó la Nebulosa del Cangrejo. Ahora, gracias a todos nuestros telescopios y observatorios, observar supernovas es bastante rutinario.
Pero una cosa que los astrónomos nunca han observado es las primeras etapas de una supernova. Eso cambió en 2013 cuando, por casualidad, la Fábrica Transitoria Automática de Palomar Intermedio (IPTF) vio una supernova de solo 3 horas de antigüedad.
Detectar una supernova en sus primeras horas es extremadamente importante, porque podemos apuntar rápidamente otros ‘ámbitos y recopilar datos sobre la estrella progenitora del SN. En este caso, según un artículo publicado en Nature Physics, las observaciones de seguimiento revelaron una sorpresa: SN 2013fs estaba rodeado de material circunestelar (CSM) que expulsó el año anterior al evento de supernova. El CSM fue expulsado a una tasa alta de aproximadamente 10 -³ masas solares por año. Según el documento, este tipo de inestabilidad podría ser común entre las supernovas.
SN 2013fs era un supergigante rojo. Los astrónomos no pensaron que ese tipo de estrellas expulsaran material antes de convertirse en supernova. Pero las observaciones de seguimiento con otros telescopios mostraron la explosión de supernova moviéndose a través de una nube de material previamente expulsada por una estrella. Lo que esto significa para nuestra comprensión de las supernovas aún no está claro, pero probablemente sea un cambio de juego.
Capturar el SN 2013fs de 3 horas fue un evento extremadamente afortunado. El IPTF es un estudio de campo amplio totalmente automatizado del cielo. Es un sistema de 11 CCD instalados en un telescopio en el Observatorio Palomar en California. Se requieren exposiciones de 60 segundos a frecuencias de 5 días de diferencia a 90 segundos de diferencia. Esto es lo que le permitió capturar SN 2013fs en sus primeras etapas.
Nuestra comprensión de las supernovas es una mezcla de teoría y datos observados. Sabemos mucho sobre cómo colapsan, por qué colapsan y qué tipos de supernovas hay. Pero este es nuestro primer punto de datos de un SN en sus primeras horas.
SN 2013fs está a 160 millones de años luz de distancia en una galaxia de brazo espiral llamada NGC7610. Es una supernova de tipo II, lo que significa que tiene al menos 8 veces más masa que nuestro Sol, pero no más de 50 veces más masa. Las supernovas de tipo II se observan principalmente en los brazos espirales de las galaxias.
Una supernova es el estado final de algunas de las estrellas en el universo. Pero no todas las estrellas. Solo las estrellas masivas pueden convertirse en supernova. Nuestro propio Sol es demasiado pequeño.
Las estrellas son como actos de equilibrio dinámico entre dos fuerzas: fusión y gravedad.
Como el hidrógeno se fusiona en helio en el centro de una estrella, provoca una enorme presión hacia afuera en forma de fotones. Eso es lo que ilumina y calienta nuestro planeta. Pero las estrellas son, por supuesto, enormemente masivas. Y toda esa masa está sujeta a la gravedad, que empuja la masa de la estrella hacia adentro. Entonces la fusión y la gravedad se equilibran más o menos. Esto se llama equilibrio estelar, que es el estado en el que se encuentra nuestro Sol, y estará por varios miles de millones de años más.
Pero las estrellas no duran para siempre, o más bien, su hidrógeno no. Y una vez que se acaba el hidrógeno, la estrella comienza a cambiar. En el caso de una estrella masiva, comienza a fusionar elementos cada vez más pesados, hasta que fusiona hierro y níquel en su núcleo. La fusión de hierro y níquel es un límite de fusión natural en una estrella, y una vez que alcanza la etapa de fusión de hierro y níquel, la fusión se detiene. Ahora tenemos una estrella con un núcleo inerte de hierro y níquel.
Ahora que la fusión se ha detenido, se rompe el equilibrio estelar y la enorme presión gravitacional de la masa de la estrella provoca un colapso. Este rápido colapso hace que el núcleo se caliente nuevamente, lo que detiene el colapso y provoca una onda de choque masiva hacia afuera. La onda de choque golpea el material estelar externo y lo lanza al espacio. Voila, una supernova.
Las temperaturas extremadamente altas de la onda de choque tienen un efecto más importante. Calienta el material estelar fuera del núcleo, aunque muy brevemente, lo que permite la fusión de elementos más pesados que el hierro. Esto explica por qué los elementos extremadamente pesados como el uranio son mucho más raros que los elementos más ligeros. Solo las estrellas lo suficientemente grandes que se convierten en supernova pueden forjar los elementos más pesados.
En pocas palabras, es una supernova de tipo II, el mismo tipo encontrado en 2013 cuando tenía solo 3 horas. Cómo el descubrimiento del CSM expulsado por SN 2013fs hará crecer nuestra comprensión de las supernovas no se comprende completamente.
Las supernovas son eventos bastante bien entendidos, pero todavía hay muchas preguntas que los rodean. Queda por ver si estas nuevas observaciones de las primeras etapas de una supernova responderán algunas de nuestras preguntas, o simplemente crearán más preguntas sin respuesta.
