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SN 1987A

SN 1987A fue una supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite enana de la Vía Láctea . Ocurrió aproximadamente a 51,4 kiloparsecs (168.000 años luz ) de la Tierra y fue la supernova observada más cerca desde la supernova de Kepler en 1604. La luz y los neutrinos de la explosión llegaron a la Tierra el 23 de febrero de 1987 y fue designada "SN 1987A" como la primera supernova descubierta. ese año. Su brillo alcanzó su punto máximo en mayo de ese año, con una magnitud aparente de aproximadamente 3.

Fue la primera supernova que los astrónomos modernos pudieron estudiar con gran detalle, y sus observaciones han proporcionado mucha información sobre las supernovas de colapso del núcleo . SN 1987A brindó la primera oportunidad de confirmar mediante observación directa la fuente radiactiva de la energía para las emisiones de luz visible, al detectar la radiación lineal de rayos gamma prevista de dos de sus abundantes núcleos radiactivos. Esto demostró la naturaleza radiactiva del brillo de larga duración de las supernovas posterior a la explosión.

En 2019, se descubrió evidencia indirecta de la presencia de una estrella de neutrones colapsada dentro de los restos de SN 1987A utilizando el telescopio Atacama Large Millimeter Array . Posteriormente, en 2021 se descubrieron más pruebas mediante observaciones realizadas por los telescopios de rayos X Chandra y NuSTAR. Además, en 2024, el telescopio espacial James Webb de la NASA proporcionó observaciones innovadoras, [4] que iluminaron aún más los enigmáticos procesos en juego dentro de los restos de SN 1987A.

Descubrimiento

SN 1987A fue descubierta de forma independiente por Ian Shelton y Oscar Duhalde en el Observatorio Las Campanas en Chile el 24 de febrero de 1987, y en las mismas 24 horas por Albert Jones en Nueva Zelanda . [2]

Investigaciones posteriores encontraron fotografías que mostraban a la supernova brillando rápidamente a principios del 23 de febrero. [5] [2] Del 4 al 12 de marzo de 1987, fue observada desde el espacio por Astron , el telescopio espacial ultravioleta más grande de esa época. [6]

Progenitor

Cuatro días después de que se registrara el evento, la estrella progenitora fue identificada tentativamente como Sanduleak −69 202 (Sk -69 202), una supergigante azul . [7] Después de que la supernova se desvaneció, esa identificación fue confirmada definitivamente por la desaparición de Sk −69 202. La posibilidad de que el progenitor de la supernova fuera una supergigante azul se consideró sorprendente, [8] y la confirmación condujo a más investigaciones con análisis posteriores que encontraron una supernova anterior que también tenía un progenitor supergigante azul. [9]

Algunos modelos del progenitor de SN 1987A atribuyeron el color a su composición química más que a su estado evolutivo, particularmente a los bajos niveles de elementos pesados, entre otros factores. [10] Hubo cierta especulación de que la estrella podría haberse fusionado con una estrella compañera antes de la supernova. [11] Sin embargo, ahora se comprende ampliamente que las supergigantes azules son progenitoras naturales de algunas supernovas, aunque todavía se especula que la evolución de tales estrellas podría requerir una pérdida de masa que involucre a una compañera binaria. [12]

Emisiones de neutrinos

Aproximadamente dos o tres horas antes de que la luz visible de SN 1987A llegara a la Tierra, se observó una explosión de neutrinos en tres observatorios de neutrinos . Esto probablemente se debió a la emisión de neutrinos , que ocurre simultáneamente con el colapso del núcleo, pero antes de que se emita luz visible. La luz visible se transmite sólo después de que la onda de choque alcanza la superficie estelar. [13] A las 07:35 UT , Kamiokande II detectó 12 antineutrinos , 8 IMB y Baksan 5 en una ráfaga que duró menos de 13 segundos. Aproximadamente tres horas antes, el centelleador líquido del Mont Blanc detectó una explosión de cinco neutrinos, pero en general no se cree que esté asociada con SN 1987A. [10]

La detección de Kamiokande II, que con 12 neutrinos tenía la población de muestra más grande, mostró que los neutrinos llegaban en dos pulsos distintos. El primer pulso comenzó a las 07:35:35 y estaba compuesto por 9 neutrinos, todos los cuales llegaron en un período de 1,915 segundos. Un segundo pulso de tres neutrinos llegó entre 9,219 y 12,439 segundos después de que se detectara el primer neutrino, con una duración de pulso de 3,220 segundos. [ cita necesaria ]

Aunque sólo se detectaron 25 neutrinos durante el evento, fue un aumento significativo con respecto al nivel de fondo observado anteriormente. Esta fue la primera vez que se observaron directamente neutrinos emitidos por una supernova, lo que marcó el comienzo de la astronomía de neutrinos . Las observaciones coincidieron con los modelos teóricos de supernova, en los que el 99% de la energía del colapso se irradia en forma de neutrinos. [14] Las observaciones también son consistentes con las estimaciones de los modelos de un recuento total de neutrinos de 10 58 con una energía total de 10 46 julios, es decir, un valor medio de algunas decenas de MeV por neutrino. [15]

Las mediciones de neutrinos permitieron límites superiores a la masa y carga de los neutrinos, así como al número de sabores de neutrinos y otras propiedades. [10] Por ejemplo, los datos muestran que la masa en reposo del neutrino electrónico es < 16 eV/c 2 con un 95% de confianza, que es 30.000 veces menor que la masa de un electrón . Los datos sugieren que el número total de sabores de neutrinos es como máximo 8, pero otras observaciones y experimentos dan estimaciones más ajustadas. Desde entonces, muchos de estos resultados han sido confirmados o reforzados por otros experimentos con neutrinos, como análisis más cuidadosos de neutrinos solares y atmosféricos, así como experimentos con fuentes artificiales de neutrinos. [16] [17] [18]

Estrella neutrón

SN 1987A parece ser una supernova de colapso del núcleo, que debería dar como resultado una estrella de neutrones dado el tamaño de la estrella original. [10] Los datos de neutrinos indican que se formó un objeto compacto en el núcleo de la estrella. Desde que la supernova se hizo visible por primera vez, los astrónomos han estado buscando el núcleo colapsado. El Telescopio Espacial Hubble ha tomado imágenes de la supernova regularmente desde agosto de 1990 sin que se haya detectado claramente una estrella de neutrones.

Se están considerando varias posibilidades para la estrella de neutrones "desaparecida". [19] La primera es que la estrella de neutrones está envuelta en densas nubes de polvo, por lo que no se puede ver. [20] Otra es que se formó un púlsar , pero con un campo magnético inusualmente grande o pequeño. También es posible que grandes cantidades de material volvieran a caer sobre la estrella de neutrones, de modo que colapsara aún más en un agujero negro . Las estrellas de neutrones y los agujeros negros suelen emitir luz cuando cae material sobre ellos. Si hay un objeto compacto en el remanente de supernova, pero no hay material que caiga sobre él, sería muy oscuro y, por lo tanto, podría evitar la detección. También se han barajado otros escenarios, como por ejemplo si el núcleo colapsado se convertiría en una estrella de quarks . [21] [22] En 2019, se presentó evidencia de que una estrella de neutrones estaba dentro de uno de los cúmulos de polvo más brillantes cerca de la posición esperada del remanente de supernova. [23] [24] En 2021, se presentó más evidencia de que la emisión de rayos X duros de SN 1987A se origina en la nebulosa del viento púlsar. [25] [26] Este último resultado está respaldado por un modelo magnetohidrodinámico tridimensional, que describe la evolución de SN 1987A desde el evento SN hasta la edad actual, y reconstruye el entorno ambiental alrededor de la estrella de neutrones en varias épocas, permitiendo así para derivar el poder absorbente del denso material estelar alrededor del púlsar. [27]

En 2024, investigadores que utilizaron el telescopio espacial James Webb (JWST) identificaron líneas de emisión distintivas de argón ionizado en la región central de los restos de la Supernova 1987A (SN 1987A). Estas líneas de emisión, discernibles sólo cerca del núcleo del remanente, se analizaron utilizando modelos de fotoionización. Los modelos indican que las relaciones y velocidades de las líneas observadas pueden atribuirse a la radiación ionizante procedente de una estrella de neutrones, que ilumina el gas de las regiones internas de la estrella que explotó. [28]

Esta importante observación [4] marca un cambio de paradigma en nuestra comprensión de SN 1987A. Empleando sofisticadas técnicas espectroscópicas, el JWST descubrió pruebas cruciales de la presencia de una estrella de neutrones naciente dentro de los restos de supernova. Este descubrimiento no sólo confirma predicciones teóricas de larga data, sino que también ofrece información invaluable sobre los complejos mecanismos subyacentes a las explosiones de supernovas y la formación de estrellas de neutrones.

Curva de luz

Una curva de luz de banda visual para SN 1987A. El gráfico insertado muestra el tiempo alrededor del brillo máximo. Trazado a partir de datos publicados por varias fuentes. [29] [30] [31] [32]

Gran parte de la curva de luz , o gráfica de luminosidad en función del tiempo, tras la explosión de una supernova de tipo II como SN 1987A es producida por la energía procedente de la desintegración radiactiva . Aunque la emisión luminosa se compone de fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. Sin el calor radiactivo, se atenuaría rápidamente. La desintegración radiactiva del 56 Ni a través de sus hijas 56 Co a 56 Fe produce fotones de rayos gamma que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) hasta tiempos tardíos (varios meses). [33] La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de 56 Ni a 56 Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular encaja muy de cerca con la media vida de 77,3 días. vida del 56 Co decayendo a 56 Fe. Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma 56 Co y 57 Co que escaparon del remanente SN1987A sin absorción [34] [35] confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran la fuente de energía. [36]

Debido a que el 56 Co en SN1987A se ha desintegrado por completo, ya no soporta la luminosidad de los eyectados de SN 1987A. Actualmente funciona gracias a la desintegración radiactiva del 44 Ti con una vida media de unos 60 años. Con este cambio, los rayos X producidos por las interacciones de los anillos de la eyección comenzaron a contribuir significativamente a la curva de luz total. Esto fue observado por el Telescopio Espacial Hubble como un aumento constante de la luminosidad 10.000 días después del evento en las bandas espectrales azul y roja. [37] Las líneas de rayos X de 44 Ti observadas por el telescopio espacial de rayos X INTEGRAL mostraron que la masa total de 44 Ti radiactivo sintetizado durante la explosión fue de 3,1 ± 0,8 × 10 −4 M ☉ . [38]

Las observaciones de la energía radiactiva de sus desintegraciones en la curva de luz de 1987A han medido con precisión las masas totales de 56 Ni, 57 Ni y 44 Ti creados en la explosión, que concuerdan con las masas medidas por los telescopios espaciales lineales de rayos gamma y proporcionan nucleosíntesis. restricciones en el modelo de supernova calculado. [39]

Interacción con material circunestelar

El remanente en forma de anillo en expansión de SN 1987A y su interacción con su entorno, visto en rayos X y luz visible.
Secuencia de imágenes del HST de 1994 a 2009, que muestran la colisión del remanente en expansión con un anillo de material expulsado por el progenitor 20.000 años antes de la supernova [40]

Los tres anillos brillantes alrededor de SN 1987A, que fueron visibles después de unos meses en imágenes del Telescopio Espacial Hubble, son material del viento estelar del progenitor. Estos anillos fueron ionizados por el destello ultravioleta de la explosión de la supernova y, en consecuencia, comenzaron a emitir en varias líneas de emisión. Estos anillos no se "encendieron" hasta varios meses después de la supernova y el proceso puede estudiarse con mucha precisión mediante espectroscopia. Los anillos son lo suficientemente grandes como para que su tamaño angular pueda medirse con precisión: el anillo interior tiene un radio de 0,808 segundos de arco. El tiempo que la luz viajó para iluminar el anillo interior da su radio de 0,66 (ly) años luz . Usando esto como la base de un triángulo rectángulo y el tamaño angular visto desde la Tierra para el ángulo local, se puede usar trigonometría básica para calcular la distancia a SN 1987A, que es de aproximadamente 168.000 años luz. [41] El material de la explosión está alcanzando el material expulsado durante sus fases supergigante roja y azul y lo está calentando, por lo que observamos estructuras de anillos alrededor de la estrella.

Alrededor de 2001, la supernova eyectada en expansión (>7000 km/s) chocó con el anillo interior. Esto provocó su calentamiento y la generación de rayos X: el flujo de rayos X del anillo se multiplicó por tres entre 2001 y 2009. Una parte de la radiación de rayos X, que es absorbida por las densas eyecciones cercanas al centro, es responsable de un aumento comparable en el flujo óptico del remanente de supernova en 2001-2009. Este aumento del brillo del remanente revirtió la tendencia observada antes de 2001, cuando el flujo óptico disminuía debido a la desintegración del isótopo 44 Ti . [40]

Un estudio publicado en junio de 2015, [42] que utiliza imágenes del Telescopio Espacial Hubble y del Very Large Telescope tomadas entre 1994 y 2014, muestra que las emisiones de los grupos de materia que componen los anillos se están desvaneciendo a medida que los grupos son destruidos por el onda de choque. Se predice que el anillo desaparecerá entre 2020 y 2030. Estos hallazgos también están respaldados por los resultados de un modelo hidrodinámico tridimensional que describe la interacción de la onda expansiva con la nebulosa circunestelar. [20] El modelo también muestra que muy pronto predominará la emisión de rayos X de las eyecciones calentadas por el choque, después de lo cual el anillo se desvanecerá. A medida que la onda de choque pase por el anillo circunestelar, trazará la historia de la pérdida de masa del progenitor de la supernova y proporcionará información útil para discriminar entre varios modelos del progenitor de SN 1987A. [43]

En 2018, las observaciones de radio de la interacción entre el anillo de polvo circunestelar y la onda de choque confirmaron que la onda de choque ahora ha abandonado el material circunestelar. También muestra que la velocidad de la onda de choque, que se desaceleró a 2.300 km/s mientras interactuaba con el polvo en el anillo, ahora se ha vuelto a acelerar a 3.600 km/s. [44]

Condensación de polvo caliente en la eyección.

Imágenes de los restos de SN 1987A obtenidas con los instrumentos T-ReCS en el telescopio Gemini de 8 m y VISIR en uno de los cuatro VLT. Se indican las fechas. Se inserta una imagen del HST en la parte inferior derecha (créditos de Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Poco después del estallido de SN 1987A, tres grupos principales se embarcaron en un monitoreo fotométrico de la supernova: el Observatorio Astronómico de Sudáfrica (SAAO), [45] [46] el Observatorio Interamericano Cerro Tololo (CTIO), [47] [48 ] y el Observatorio Europeo Austral (ESO). [49] [50] En particular, el equipo de ESO informó de un exceso de infrarrojos que se hizo evidente a partir de menos de un mes después de la explosión (11 de marzo de 1987). En este trabajo se discutieron tres posibles interpretaciones: se descartó la hipótesis del eco infrarrojo y se favoreció la emisión térmica del polvo que podría haberse condensado en la eyección (en cuyo caso la temperatura estimada en esa época fue ~ 1250 K, y el polvo la masa era aproximadamente6,6 × 10 −7  M ☉ ). La posibilidad de que el exceso de IR pudiera ser producido por una emisión libre ópticamente espesa parecía improbable porque la luminosidad de los fotones UV necesaria para mantener la envoltura ionizada era mucho mayor que la disponible, pero no se descartó en vista de la eventualidad de dispersión de electrones, que no había sido considerada. [ cita necesaria ]

Sin embargo, ninguno de estos tres grupos tenía pruebas suficientemente convincentes para afirmar que se trataba de eyecciones de polvo basándose únicamente en un exceso de IR. [ cita necesaria ]

Distribución del polvo dentro del material eyectado de SN 1987A, según el modelo de Lucy et al. construido en ESO [51]

Un equipo australiano independiente presentó varios argumentos a favor de una interpretación del eco. [52] Esta interpretación aparentemente sencilla de la naturaleza de la emisión IR fue cuestionada por el grupo de ESO [53] y descartada definitivamente después de presentar evidencia óptica de la presencia de polvo en las eyecciones SN. [54] Para discriminar entre las dos interpretaciones, consideraron la implicación de la presencia de una nube de polvo con eco en la curva de luz óptica y la existencia de emisión óptica difusa alrededor del SN. [55] Llegaron a la conclusión de que el eco óptico esperado de la nube debería poder resolverse y podría ser muy brillante con un brillo visual integrado de magnitud 10,3 alrededor del día 650. Sin embargo, observaciones ópticas adicionales, expresadas en la curva de luz SN, no mostraron inflexión. en la curva de luz al nivel previsto. Finalmente, el equipo de ESO presentó un modelo grumoso convincente para la condensación de polvo en las eyecciones. [51] [56]

Aunque hace más de 50 años se pensaba que se podía formar polvo en la eyección de una supernova que se colapsara en su núcleo [57] , lo que en particular podría explicar el origen del polvo observado en las galaxias jóvenes, [58] esa fue la primera vez que se observó tal condensación. Si SN 1987A es un representante típico de su clase, entonces la masa derivada del polvo caliente formado en los restos de las supernovas del colapso del núcleo no es suficiente para explicar todo el polvo observado en el universo temprano. Sin embargo, en 2011 se encontró una reserva mucho mayor de ~0,25 masa solar de polvo más frío (a ~26 K) en las eyecciones de SN 1987A [59] con el telescopio espacial infrarrojo Hershel y se confirmó con el Atacama Large Millimeter Array (ALMA). en 2014. [60]

Observaciones de ALMA

Tras la confirmación de una gran cantidad de polvo frío en la eyección, [60] ALMA ha continuado observando SN 1987A. Se ha medido la radiación de sincrotrón debida a la interacción de choque en el anillo ecuatorial. Se observaron monóxido de carbono (CO) frío (20-100 K) y moléculas de silicato (SiO). Los datos muestran que las distribuciones de CO y SiO son grumosas, y que diferentes productos de nucleosíntesis (C, O y Si) se ubican en diferentes lugares de la eyección, lo que indica las huellas del interior estelar en el momento de la explosión. [61] [62] [63]

Galería

Ver también

Referencias

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Fuentes

Otras lecturas

enlaces externos

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