Número de serie 1987A
Evento de supernova de 1987 en la constelación de Dorado

Número de serie 1987A
El remanente en forma de anillo en expansión de SN 1987A y su interacción con su entorno, visto en rayos X y luz visible.
Tipo de eventoSupernova
Tipo II ( peculiar ) [1]
FechaHace unos 168.000 años
(descubierto por Ian Shelton y Oscar Duhalde a las 5:31 UTC del 24 de febrero de 1987 ; hace 37 años [2] ) ( 24 de febrero de 1987 )
ConstelaciónDorado
Ascensión recta05 h 35 min 28,03 s [3]
Declinación−69° 16′ 11.79″ [3]
ÉpocaJ2000
Coordenadas galácticasG279.7-31.9
Distancia51,4 kpc (168.000 años luz) [3]
AnfitriónGran Nube de Magallanes
ProgenitorSanduleak-69 202
Tipo de progenitorB3 Supergigante
Color (BV)+0,085
Características destacablesLa supernova más cercana registrada desde la invención del telescopio
Magnitud aparente máxima+2.9
Otras denominacionesNúmero de serie 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
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La supernova 1987A es la estrella brillante en el centro de la imagen, cerca de la Nebulosa de la Tarántula.

SN 1987A fue una supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes , una galaxia enana satélite de la Vía Láctea . Se produjo aproximadamente a 51,4 kiloparsecs (168.000 años luz ) de la Tierra y fue la supernova observada más cercana desde la Supernova de Kepler en 1604. La luz y los neutrinos de la explosión alcanzaron 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 de núcleo . SN 1987A proporcionó la primera oportunidad de confirmar mediante observación directa la fuente radiactiva de energía para las emisiones de luz visible, al detectar la radiación de líneas de rayos gamma prevista de dos de sus abundantes núcleos radiactivos. Esto demostró la naturaleza radiactiva del resplandor de larga duración posterior a la explosión de las supernovas.

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 evidencias mediante observaciones realizadas con los telescopios de rayos X Chandra y NuSTAR.

Descubrimiento

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

Investigaciones posteriores encontraron fotografías que mostraban que la supernova se iluminaba rápidamente a principios del 23 de febrero. [4] [2] Entre el 4 y el 12 de marzo de 1987, fue observada desde el espacio por Astron , el telescopio espacial ultravioleta más grande de ese momento. [5]

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 . [6] Después de que la supernova se desvaneciera, esa identificación se confirmó definitivamente, ya que Sk −69 202 había desaparecido. La posibilidad de que una supergigante azul produjera una supernova se consideró sorprendente, [7] y la confirmación condujo a una investigación adicional que identificó una supernova anterior con un progenitor supergigante azul. [8]

Algunos modelos del progenitor de SN 1987A atribuyeron el color azul en gran medida a su composición química más que a su etapa evolutiva, en particular los bajos niveles de elementos pesados. [9] Hubo cierta especulación sobre la posibilidad de que la estrella se hubiera fusionado con una estrella compañera antes de la supernova. [10] Sin embargo, ahora se entiende ampliamente que las supergigantes azules son progenitoras naturales de algunas supernovas, aunque todavía se especula que la evolución de dichas estrellas podría requerir una pérdida de masa que involucre a una estrella compañera binaria. [11]

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 cuando la onda de choque alcanza la superficie estelar. [12] A las 7:35 UT , Kamiokande II detectó 12 antineutrinos , IMB 8 y Baksan 5 en una explosión que duró menos de 13 segundos. Aproximadamente tres horas antes, el centelleador líquido Mont Blanc detectó una explosión de cinco neutrinos, pero en general no se cree que esté asociada con SN 1987A. [9]

La detección de Kamiokande II, que con 12 neutrinos tuvo la población de muestra más grande, mostró que los neutrinos llegaron en dos pulsos distintos. El primer pulso a las 07:35:35 comprendía 9 neutrinos en un período de 1,915 segundos. Un segundo pulso de tres neutrinos llegó durante un intervalo de 3,220 segundos desde 9,219 a 12,439 segundos después del comienzo del primer pulso. [ cita requerida ]

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 que se sabía que eran emitidos por una supernova, lo que marcó el comienzo de la astronomía de neutrinos . Las observaciones fueron consistentes con los modelos teóricos de supernova en los que el 99% de la energía del colapso se irradia en forma de neutrinos. [13] 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 docenas de MeV por neutrino. [14] Miles de millones de neutrinos pasaron a través de un centímetro cuadrado en la Tierra. [15]

Las mediciones de neutrinos permitieron establecer límites superiores para la masa y la carga de los neutrinos, así como para el número de sabores de neutrinos y otras propiedades. [9] Por ejemplo, los datos muestran que la masa en reposo del neutrino electrónico es < 16 eV/c 2 con un 95 % de confianza, lo 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 precisas. Muchos de estos resultados han sido confirmados o ajustados desde entonces 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 de neutrones

SN 1987A parece ser una supernova con colapso del núcleo, lo que debería dar lugar a una estrella de neutrones dado el tamaño de la estrella original. [9] Los datos de neutrinos indican que se formó un objeto compacto en el núcleo de la estrella, y los astrónomos comenzaron inmediatamente a buscar el núcleo colapsado. El telescopio espacial Hubble tomó imágenes de la supernova regularmente desde agosto de 1990 sin detectar claramente una estrella de neutrones.

Se consideraron varias posibilidades para la estrella de neutrones "perdida". [19] Primero, que la estrella de neutrones puede estar oscurecida por densas nubes de polvo circundantes. [20] Segundo, que se formó un púlsar , pero con un campo magnético inusualmente grande o pequeño. Tercero, que grandes cantidades de material cayeron sobre la estrella de neutrones, colapsándola aún más hasta convertirse en un agujero negro . Las estrellas de neutrones y los agujeros negros a menudo emiten luz cuando el material cae sobre ellos. Si hay un objeto compacto en el remanente de supernova, pero no hay material que caiga sobre él, sería demasiado débil para detectarlo. Una cuarta hipótesis es que el núcleo colapsado se convirtió en una estrella de quarks . [21] [22]

En 2019, se presentó evidencia de una estrella de neutrones 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 emisiones de rayos X duros de SN 1987A originadas en la nebulosa del viento del 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 el presente, y reconstruye el entorno ambiental, prediciendo el poder de absorción del material estelar denso alrededor del púlsar. [27]

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

Curva de luz

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 gráfico de luminosidad en función del tiempo, después de la explosión de una supernova de tipo II como SN 1987A se produce por la energía de la desintegración radiactiva . Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la energía radiactiva absorbida la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. Sin el calor radiactivo, se atenuaría rápidamente. La desintegración radiactiva de 56 Ni a través de sus descendientes 56 Co a 56 Fe produce fotones de rayos gamma que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por lo tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a 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 se ajusta muy de cerca con la vida media de 77,3 días de la desintegración de 56 Co a 56 Fe. Mediciones posteriores realizadas con telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma 56 Co y 57 Co que escaparon del remanente de 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 completamente, ya no mantiene la luminosidad de los eyectos de SN 1987A. Actualmente, esto se debe a la desintegración radiactiva de 44 Ti , con una vida media de aproximadamente 60 años. Con este cambio, los rayos X producidos por las interacciones de los anillos de los eyectos comenzaron a contribuir significativamente a la curva de luz total. Esto fue observado por el Telescopio Espacial Hubble como un aumento constante en 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 potencia radiactiva de sus desintegraciones en la curva de luz de 1987A han medido masas totales precisas de 56 Ni, 57 Ni y 44 Ti creados en la explosión, que coinciden con las masas medidas por los telescopios espaciales de línea de rayos gamma y proporcionan restricciones de nucleosíntesis en el modelo de supernova calculado. [39]

Interacción con material circunestelar

Secuencia de imágenes del HST de 1994 a 2009, que muestra 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 que rodean a SN 1987A, que fueron visibles después de unos meses en imágenes del telescopio espacial Hubble, son material del viento estelar de la progenitora. 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 "activaron" hasta varios meses después de la supernova y el proceso se puede estudiar con mucha precisión mediante espectroscopia. Los anillos son lo suficientemente grandes como para que su tamaño angular se pueda medir 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 años luz (años luz al año ) . 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 al material expulsado durante sus fases supergigantes roja y azul y calentándolo, por lo que observamos estructuras de anillo alrededor de la estrella.

Alrededor de 2001, los eyectos de supernova en expansión (>7000 km/s) colisionaron con el anillo interior, lo que provocó su calentamiento y la generación de rayos X: el flujo de rayos X del anillo aumentó tres veces entre 2001 y 2009. Una parte de la radiación de rayos X, que es absorbida por los eyectos densos cerca del 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 estaba disminuyendo debido a la descomposición del isótopo 44Ti . [40]

Un estudio publicado en junio de 2015 [42] , en el que se utilizaron imágenes del telescopio espacial Hubble y del Very Large Telescope tomadas entre 1994 y 2014, muestra que las emisiones de los cúmulos de materia que forman los anillos se están desvaneciendo a medida que los cúmulos son destruidos por la onda de choque. Se predice que el anillo se desvanecerá 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 la emisión de rayos X de los eyectos calentados por el choque será dominante muy pronto, después de lo cual el anillo se desvanecería. A medida que la onda de choque pase por el anillo circunestelar, rastreará la historia de la pérdida de masa del progenitor de la supernova y proporcionará información útil para discriminar entre varios modelos para el 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 ya había abandonado el material circunestelar. También muestran que la velocidad de la onda de choque, que se había reducido a 2300 km/s mientras interactuaba con el polvo del anillo, ahora ha vuelto a acelerarse a 3600 km/s. [44]

Condensación de polvo caliente en el material eyectado.

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 telescopios VLT. Se indican las fechas. Se inserta una imagen del HST en la parte inferior derecha (créditos: Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Poco después de la explosión de SN 1987A, tres grupos importantes se embarcaron en un seguimiento fotométrico de la supernova: el Observatorio Astronómico Sudafricano (SAAO), [45] [46] el Observatorio Interamericano de 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 el material eyectado (en cuyo caso la temperatura estimada en esa época era de ~ 1250 K, y la masa de polvo era aproximadamente6,6 × 10 −7  M ☉ ). La posibilidad de que el exceso de IR pudiera ser producido por una emisión libre-libre ópticamente espesa parecía improbable porque la luminosidad en 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 la dispersión de electrones, que no se había considerado. [ cita requerida ]

Sin embargo, ninguno de estos tres grupos tenía pruebas suficientemente convincentes para afirmar que existía una eyección de polvo basándose únicamente en un exceso de IR. [ cita requerida ]

Distribución del polvo dentro de los eyectados 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 de 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 el material eyectado de la 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 en la existencia de emisión óptica difusa alrededor de la SN. [55] Llegaron a la conclusión de que el eco óptico esperado de la nube debería ser resoluble y podría ser muy brillante con un brillo visual integrado de magnitud 10,3 alrededor del día 650. Sin embargo, observaciones ópticas posteriores, expresadas en la curva de luz de la SN, no mostraron ninguna 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 el material eyectado. [51] [56]

Aunque hace más de 50 años se pensaba que el polvo podía formarse en los desechos de una supernova de colapso de núcleo, [57] lo que en particular podría explicar el origen del polvo observado en 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 cálido formado en los restos de supernovas de colapso de núcleo no es suficiente para explicar todo el polvo observado en el universo temprano. Sin embargo, un reservorio mucho más grande de ~0,25 masas solares de polvo más frío (a ~26 K) en los desechos de SN 1987A fue encontrado [59] con el Telescopio Espacial infrarrojo Herschel en 2011 y confirmado con el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) en 2014. [60]

Observaciones de ALMA

Tras la confirmación de una gran cantidad de polvo frío en el material eyectado, [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 moléculas de monóxido de carbono (CO) y silicato (SiO) frías (20–100 K). Los datos muestran que las distribuciones de CO y SiO son grumosas, y que diferentes productos de nucleosíntesis (C, O y Si) se encuentran en diferentes lugares del material eyectado, lo que indica las huellas del interior estelar en el momento de la explosión. [61] [62] [63]

Véase también

Referencias

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    • Gaskell, C. Martin; Keel, William C. "Otra supernova con un progenitor azul". En Kafatos y Michalitsianos (1988).

Lectura adicional

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con SN 1987A.
  • Imagen astronómica del día de la NASA: fotografía de la supernova 1987A (24 de enero de 1997)
  • AAVSO: Más información sobre el descubrimiento de SN 1987A
  • Cronología de los descubrimientos astronómicos de Rochester
  • Curvas y espectros de luz Archivado el 22 de octubre de 2017 en Wayback Machine en el Catálogo Open Supernova
  • Ecos de luz de Sn1987a, Película con imágenes reales del grupo EROS2
  • Imagen astronómica del día de la NASA: animación de los ecos de luz de SN1987A (25 de enero de 2006)
  • SN 1987A en la ESA/Hubble
  • Supernova 1987A, WIKISKY.ORG
  • Más información en el sitio Bad Astronomy de Phil Plait
  • Una vista en 3D del «corazón» de una supernova arroja nueva luz sobre las explosiones estelares (imágenes) - Space.com
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