Observatori de Begues – Pepe Manteca

Supernova 2008ha 26 Noviembre 2008

Supernova 2008ha 26 Noviembre 2008 — foto 1

Datos técnicos

Datos técnicos

Doce preguntas fascinantes sobre SN 2008ha SN 2008ha no solo fue una supernova extraordinariamente débil. También puso en duda algunas de las ideas tradicionales sobre cómo explotan las estrellas. Su posible supervivencia, su clasificación como tipo Iax y la dificultad para explicar su origen continúan generando preguntas muy interesantes.

  1. ¿Qué diferencia una supernova Iax de una supernova Ia normal?

Las supernovas Ia normales se producen por la explosión termonuclear de una enana blanca y suelen destruirla por completo. Son extremadamente luminosas y presentan velocidades de expansión elevadas. Las supernovas Iax parecen estar relacionadas con el mismo tipo de estrella, pero sus explosiones son más débiles, expulsan menos materia y alcanzan velocidades inferiores. En algunos casos, la enana blanca podría sobrevivir parcialmente. SN 2008ha es uno de los ejemplos más extremos conocidos de esta familia.

  1. ¿Qué pudo quedar en el lugar de SN 2008ha?

La explicación más favorecida propone que la explosión no tuvo energía suficiente para desintegrar completamente la enana blanca. Podría haber quedado un remanente compacto, parcialmente quemado y enriquecido con los elementos producidos durante la combustión. Ese objeto sería una especie de enana blanca superviviente, posiblemente más caliente, inflada y distinta de su estado anterior. Su existencia todavía no se ha confirmado definitivamente.

  1. ¿Cómo sabemos que fue una explosión tan débil?

Los astrónomos pueden estimar la energía de una supernova estudiando principalmente su luminosidad, su curva de luz y sus espectros. SN 2008ha fue extraordinariamente poco luminosa. Además, las líneas de sus espectros indicaron velocidades de expansión de aproximadamente 2.300 km/s, muy inferiores a las de una supernova Ia normal. Los modelos también señalaron que expulsó solamente entre 0,1 y 0,5 masas solares de material y que produjo una cantidad extremadamente pequeña de níquel-56.

  1. ¿Por qué el níquel-56 es tan importante?

Una parte importante de la luz de muchas supernovas procede de la desintegración radiactiva del níquel-56, que se transforma primero en cobalto-56 y posteriormente en hierro-56. La energía liberada durante este proceso calienta el material expulsado y hace que la supernova continúe brillando después de la explosión. SN 2008ha produjo únicamente entre 0,003 y 0,005 masas solares de níquel-56. Esta pequeña cantidad ayuda a explicar por qué fue tan poco luminosa.

  1. ¿Cómo pudo observarse una supernova tan débil a 69 millones de años luz?

Aunque era débil en comparación con otras supernovas, SN 2008ha todavía podía registrarse mediante exposiciones CCD y telescopios de tamaño moderado. La cámara acumula durante la exposición los fotones procedentes del objeto. Después, mediante fotometría diferencial, su brillo puede compararse con el de estrellas de referencia conocidas situadas en el mismo campo. La imagen obtenida desde Begues muestra que incluso una supernova muy débil puede registrarse a una distancia enorme cuando se dispone del equipo adecuado y se observa en el momento oportuno.

  1. ¿Por qué era necesario observarla durante varias noches?

Una sola imagen permite confirmar que un nuevo punto luminoso está presente, pero no muestra cómo evoluciona. Las observaciones repetidas permiten construir una curva de luz: una representación del brillo de la supernova a lo largo del tiempo. Su forma ayuda a determinar cuándo alcanzó el máximo, cuánto tardó en debilitarse y qué cantidad de material radiactivo pudo producir. El suplemento del artículo de Nature recoge cuatro mediciones realizadas desde el Observatorio de Begues los días 13, 16, 21 y 26 de noviembre de 2008.

  1. ¿Qué puede revelar un espectro que no aparece en una fotografía?

Una fotografía muestra la posición y el brillo aparente de la supernova. Un espectro descompone su luz y ofrece mucha más información física. Mediante las líneas espectrales se pueden identificar los elementos químicos presentes, comprobar si existe hidrógeno y calcular la velocidad de expansión del material. En SN 2008ha, los espectros mostraron líneas estrechas asociadas a velocidades inusualmente bajas y no revelaron la presencia de hidrógeno.

  1. ¿Por qué cambió su clasificación?

Cuando se descubrió, SN 2008ha fue relacionada con SN 2002cx y clasificada como una supernova Ia peculiar. En 2009, el artículo publicado en Nature propuso que podía tratarse de una explosión débil producida por el colapso del núcleo de una estrella que había perdido su envoltura de hidrógeno. Las investigaciones posteriores favorecieron otra explicación: una deflagración termonuclear incompleta de una enana blanca. Actualmente se considera una supernova de tipo Iax. Este cambio muestra cómo funciona la ciencia: las interpretaciones se revisan cuando aparecen nuevos datos y modelos más completos.

  1. ¿Podría estar relacionada con los estallidos gamma?

El estudio de Nature planteó que explosiones débiles y desprovistas de hidrógeno podían estar relacionadas con algunos estallidos gamma de larga duración en los que no se había detectado una supernova visible. Era una hipótesis interesante porque una supernova tan poco luminosa podría pasar inadvertida a grandes distancias. Sin embargo, la clasificación posterior de SN 2008ha como supernova Iax cambió el contexto de aquella propuesta. La posible relación con los estallidos gamma no está demostrada.

  1. ¿Existen otras supernovas parecidas?

Sí. SN 2008ha pertenece a la familia de las supernovas Iax, denominada así a partir del prototipo SN 2002cx. Los miembros de esta clase presentan luminosidades y velocidades inferiores a las supernovas Ia normales. No obstante, existen diferencias importantes entre ellos, lo que indica que podrían producirse bajo condiciones distintas. SN 2008ha sigue siendo uno de los ejemplos más débiles y extremos conocidos.

  1. ¿Podría volver a explotar?

Si quedó una enana blanca superviviente y continúa unida a una estrella compañera, podría seguir recibiendo materia y evolucionando. No sabemos si esto podría provocar otra explosión ni qué clase de fenómeno produciría. Dependería de la masa y temperatura del remanente, de su composición y de la relación con su posible compañera. La posibilidad de una evolución posterior es una de las cuestiones más sugerentes asociadas a las supernovas Iax.

  1. ¿Podemos observar actualmente el remanente?

Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble detectaron una fuente muy próxima a la posición de SN 2008ha varios años después de la explosión. Esta fuente podría corresponder a la estrella compañera, a un remanente superviviente o a otra estrella situada casualmente en la misma dirección. Por el momento no existe una identificación definitiva. Observar nuevamente esta región en el futuro permitirá comprobar si la fuente cambia de brillo o temperatura y ayudará a determinar su verdadera naturaleza.

Una última pregunta: ¿cómo puede contribuir un telescopio de 36 cm a un artículo de Nature? En astronomía, el valor de una observación no depende únicamente del tamaño del telescopio. También importan el momento en que se realiza, la continuidad del seguimiento, la calidad de las mediciones y su coordinación con otros observatorios. Las imágenes obtenidas desde Begues permitieron realizar varias mediciones fotométricas durante una fase importante de la evolución de SN 2008ha. Estos datos se incorporaron a una campaña internacional que combinó fotometría y espectroscopia procedentes de numerosos instrumentos. El resultado se publicó el 4 de junio de 2009 en Nature con el título A low-energy core-collapse supernova without a hydrogen envelope. J. Manteca figura entre sus 16 autores y el Observatorio de Begues aparece entre las instalaciones que aportaron observaciones. Es un buen ejemplo de cómo una serie de imágenes obtenidas con medios relativamente modestos puede adquirir un importante valor científico cuando documenta un objeto excepcional en el momento adecuado. Referencia: Valenti et al., Nature 459, 674–677 (2009). doi:10.1038/nature08023.