Imagen de Chandra de SN1970G. Crédito de la imagen: NASA. Click para agrandar.
A medida que los astrónomos observan el Universo, un principio destaca en bajorrelieve por encima de la gran cantidad de datos e información capturados por sus instrumentos: el Universo es un trabajo en progreso. Desde el átomo de hidrógeno hasta el cúmulo de galaxias, las cosas cambian de maneras sorprendentemente similares. Un principio de crecimiento, maduración, muerte y renacimiento está en juego en el Universo. En ninguna parte ese principio está más plenamente encarnado que en las fuentes primarias de luz que vemos a través de nuestros instrumentos: las estrellas.
El 1 de junio de 2005, un par de investigadores (Stefan Immler del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA y K.D. Kuntz de la Universidad John Hopkins) publicaron datos de rayos X recopilados de una variedad de instrumentos espaciales. Los datos revelan cómo una estrella masiva que pasa dentro de una galaxia cercana (M101) puede ayudarnos a comprender el período relativamente corto entre la muerte de una estrella y la transformación de su luminosa corona de gas en un remanente de supernova. Esa estrella, la supernova SN 1970G, ahora ha experimentado unos 35 años de una "vida futura" visible en forma de un núcleo neutrónico que gira rápidamente dentro de un aura circunestelar expansiva de gas y polvo (el CSM o materia circunestelar). Incluso ahora (según nuestra percepción), los metales pesados corren hacia afuera a una velocidad de miles de kilómetros por segundo, posiblemente plantando semillas de materia orgánica dentro del Medio Interestelar (ISM) de una galaxia distante de 27 millones de años luz, una fácilmente visible en la más pequeña de las instrumentos dentro de la constelación de primavera de la Osa Mayor. Solo cuando la energía dentro de esa materia alcance el ISM, 1970G habrá completado su ciclo de nacimiento y renacimiento potencial para tomar forma en nuevas estrellas y planetas.
El destino de una estrella está determinado principalmente por su masa. Sobreviviendo por tan poco como 50,000 años, las estrellas más masivas (hasta 150 soles) se condensan a partir de vastas concentraciones de gas frío y polvo para eventualmente vivir vidas muy rápidas. En la juventud, tales estrellas exultan como gigantes azules brillantes que irradian luz casi ultravioleta desde una fotosfera cuya temperatura puede ser cinco veces mayor que la de nuestro propio Sol. Dentro de tales estrellas, los hornos nucleares se acumulan rápidamente emitiendo cantidades prodigiosas de radiación extremadamente intensa. La presión de esta radiación impulsa la cubierta exterior de la estrella hacia afuera muchas veces, incluso cuando un aullido de partículas altamente cargadas hierve de su superficie para convertirse en el CSM de las estrellas. Debido a la presión ejercida por su núcleo que se expande rápidamente, el motor nuclear de esa estrella finalmente se queda sin combustible. El posterior colapso está marcado por un brillante espectáculo de luces, uno que potencialmente puede eclipsar a toda una galaxia. A una magnitud de 12.1, la supernova de tipo II 1970G nunca se volvió lo suficientemente brillante como para superar su host de octava magnitud. Pero durante unos 30,000 años antes de su eflorescencia, 1970G hirvió grandes cantidades de hidrógeno y helio en forma de un poderoso viento solar. Más tarde, ese mismo aura diáfana de materia recibió la peor parte del estallido de 1970G y lo convirtió en excitación de rayos X. Y es ese período de expansión de las ondas de choque que ha dominado la firma energética o "flujo" de 1970G en los últimos 35 años de observación.
Según un documento titulado "Descubrimiento de la emisión de rayos X de Supernova 1970G con Chandra", Immler y Kuntz informan que "como el SN más antiguo detectado en los rayos X, SN 1970G permite, por primera vez, la observación directa de la transición desde un SN a su fase de supernova remanente (SNR) ".
Aunque el informe cita datos de rayos X de una variedad de satélites de rayos X, la mayor parte de la información proviene de una serie de cinco sesiones que utilizan el Observatorio de Rayos X Chandra de la NASA durante el período del 5 al 11 de julio de 2004. Durante esos En las sesiones se recogieron un total de casi 40 horas de radiografías suaves. La resolución espacial superior de Chandra y la sensibilidad obtenida de la observación a largo plazo permitieron a los astrónomos resolver completamente la curva de luz de rayos X de la supernova de la de una región HII cercana dentro de la galaxia, una región lo suficientemente brillante en luz visible como para haber sido incluida en el Nuevo JLE Dreyer. Catálogo general compilado a finales del siglo XIX - NGC 5455.
Los resultados de esto, y un puñado de otras observaciones del resplandor de las supernovas utilizando Chandra de la NASA y XMM-Newton de la ESA, han confirmado una de las principales teorías de las curvas de luz de rayos X posteriores a la supernova. Del artículo: "los espectros de rayos X de alta calidad han confirmado la validez de los modelos de interacción circunestelar que predicen un componente espectral duro para la emisión de choque directo durante la primera época (menos de 100 días) y un componente térmico suave para el reverso emisión de choque después de que la cubierta expansiva se haya vuelto ópticamente delgada ".
Durante decenas de miles de años antes de convertirse en supernova, la estrella que se convirtió en SN 1970G hirvió silenciosamente la materia en el espacio. Esto creó un aura expansiva extraestelar de hidrógeno y helio en forma de CSM. Cuando se convirtió en supernova, un flujo masivo de materia caliente se disparó al espacio cuando el manto de SN 1970G se recuperó después del colapso sobre su núcleo sobrecalentado. Durante aproximadamente 100 días, la densidad de esta materia permaneció extremadamente alta y, al chocar con el CSM, los rayos X duros dominaron la salida del flujo noval. Estas radiografías duras contienen de diez a veinte veces más energía que las que siguen.
Más tarde, cuando esta materia altamente energizada se expandió lo suficiente como para volverse ópticamente transparente, se superó un nuevo período: el flujo de rayos X del CSM en sí mismo causó una inundación inversa de rayos X "suaves" de baja energía. Se espera que ese período continúe hasta que el CSM se expanda hasta el punto de fusión con la materia interestelar (ISM). En ese momento se formará el remanente de supernova y la energía térmica dentro del CSM ionizará el propio ISM. De esto saldrá el resplandor característico "azul-verde" visible en restos de supernovas como el Cygnus Loop cuando se ve a través de instrumentos aficionados modestos y filtros apropiados.
¿SN 1970G ha evolucionado hasta convertirse en un remanente de supernova?
Una pista importante para resolver esta pregunta se ve en la tasa de pérdida de masa de la supernova antes de la erupción. Según Immler y Kuntz: “La tasa de pérdida de masa medida para SN 1970G es similar a la inferida para otros SNe Tipo II, que generalmente varían de 10-5 a 10-4 masas solares por año. Esto es indicativo de que la emisión de rayos X surge del CSM calentado por choque depositado por el progenitor en lugar del ISM calentado por choque, incluso en esta época tardía después del estallido ".
Según Stefan Immler, “las supernovas generalmente se desvanecen rápidamente inmediatamente después de su explosión a medida que la onda de choque alcanza los límites exteriores del viento estelar, que se vuelve más y más delgado. Unos cientos de años más tarde, sin embargo, el choque llega al medio interestelar y produce una emisión de rayos X abundante debido a las altas densidades del ISM. Las mediciones de las densidades en el frente de choque de 1970G mostraron que son características de los vientos estelares, que son más de un orden de magnitud más pequeños que las densidades del ISM ".
Debido a los bajos niveles de salida de rayos X, los autores han concluido que 1970G aún no ha alcanzado la fase remanente de supernova, incluso a una edad de 35 años después de la explosión. Según los estudios asociados con los remanentes de supernova como el Cygnus Loop, sabemos que una vez que se forman los remanentes, pueden persistir durante decenas de miles de años a medida que la materia sobrecalentada se fusiona con el ISM. Más tarde, después de que el ISM calentado por choque finalmente se haya enfriado, se pueden formar nuevas estrellas y planetas enriquecidos por átomos pesados como el carbono, el oxígeno y el nitrógeno junto con elementos aún más pesados (como el hierro) producidos durante el breve momento de la supernova real explosión - las cosas de la vida.
Claramente, SN 1970G tiene mucho más que enseñarnos sobre la vida futura de las estrellas masivas y su marcha hacia el estado remanente de supernova continuará siendo monitoreada cuidadosamente en el futuro.
Escrito por Jeff Barbour
