1987a en l'aniversari de la supernova
El mes de febrer passat es va complir l'any en què es va veure per primera vegada la supernova SN1987 A. S'ha parlat molt de la importància d'aquest fenomen i del que podia ajudar a conèixer els últims passos de l'evolució de les estrelles. M. Balcels ens va comptar les conclusions de les primeres observacions en el número d'agost de l'any passat. També esmentava alguns problemes inexpressius. A continuació, tractarem de donar a conèixer els fruits que ha donat aquest any d'observació, presentant les hipòtesis que s'han anat completant per als problemes que llavors no s'havien aclarit.
Segons l'article esmentat, les supernoves s'han classificat en dos grups des que es va conèixer la seva existència. Cada tipus és conseqüència d'un procés d'explosió d'estrella totalment diferent. Les de la classe I, les antigues estrelles es formen en sistemes binaris on abunden i en l'espectre no exhibeixen restes d'hidrogen. Els de la classe II es produeixen en els supergegants vermells de les zones d'estrelles joves i les línies d'hidrogen són evidents en l'espectre.
Com és sabut, en la nostra galàxia no hi ha supernoves (almenys visible) XVII. Des de principis del segle XX. La classificació s'ha realitzat analitzant l'emissió de supernoves detectades en altres galàxies, és a dir, la separació es realitza a partir de l'espectre. Una vegada delimitat el tipus de SN1978 A, es pensava que la seva proximitat relativa permetria delimitar les estrelles per les quals es va originar i que amb aquesta dada podríem confirmar la hipòtesi de l'explicació de l'origen. Però no va ser fàcil delimitar quin tipus d'estrelles va originar al principi. L'anunci no es va poder complir des del principi.
M. Balcels afirmava que la supernova va ser considerada del tipus II, però el seu espectre presenta diferències significatives respecte al model espectral d'aquest grup. D'altra banda, la identificació tampoc va ser fàcil, ja que en disminuir la lluminositat dels primers dies es va comprovar que l'estrella que suposadament necessitava esclatar seguia en primer lloc. Avui podem afirmar el que més tard es va començar a suposar: l'estrella que va explotar era Sanduleak -69°202. Sembla que allí on abans es considerava que hi havia dues estrelles hi havia també tres. La més pròxima és la que va explotar. El Sandule -69°202 B3 és un supergegant blau de tipus espectral. Per tant, la temperatura de la capa superior és bastant alta: Al voltant de 18.000 K (tres vegades major que el Sol).
Aquestes diferències fan que la seva lluminositat sigui 100.000 vegades major que la del Sol. Per comparació, el diàmetre és aproximadament 50 vegades major i la massa 20 vegades major. La distància s'ha pogut delimitar amb bastant precisió en uns 170.000 anys llum. Això significa que l'explosió va ocórrer fa 170.000 anys, quan la llum ha trigat aquests anys a arribar a nosaltres. Però totes aquestes dades que estem donant ens contradiuen: Si SN1987 A II hauria de ser un supergegant vermell i no blau. Hi haurà solució al problema?, o haurem de renovar la teoria completament?
Sembla que de moment els dos models que tenim per a explicar les explosions de les estrelles són adequats. Potser la classificació que fem segons els espectres és la que hem d'utilitzar amb cura. Aquesta classificació s'ha realitzat inicialment sobre la base de supernoves observades en altres galàxies. Això limita molt l'estudi, per exemple, les úniques supernoves que s'han vist segurament són les de major claredat. Per a reforçar aquesta visió, es pot afirmar que en els últims anys s'estan fent grans esforços per a explicar les anomalies que presentaven algunes supernoves descobertes fa 25 anys i en 1983 i 1984.
No començarem ara a buidar aquests casos especials, però convé deixar clar que, encara que els processos que es produeixen en la zona de l'estrella són coneguts, els efectes que poden tenir cap a l'exterior depenen molt de la naturalesa de les capes externes de l'estrella. Una explosió i una altra pot donar qualsevol tipus de sprectro. Això, per descomptat, deixa sense sentit la classificació.
La pròpia SN1987 A pot ser també un exemple del que s'ha dit en el paràgraf anterior, ja que presenta algunes particularitats de tipus II. Potser el més important és l'evolució de la claredat. En general, la lluminositat creix molt ràpid, arribant al màxim en pocs dies. En el cas de SN1987 A, no obstant això, l'augment de la intensitat es va produir molt lentament, necessitant més de tres mesos per a aconseguir el màxim. La intensitat d'aquest punt és molt inferior a la de les supernoves convencionals tipus II.
Com veurem, l'explicació d'aquestes diferències radica en la naturalesa del supergegant blau, però el que no podem explicar serà el procés de consecució d'aquest caràcter. En el Gran Núvol de Magallanes, on s'ha observat aquesta supernova, abunden els supergegants vermells. Això fa pensar que el Sandule havia perdut -69°202, però per causes desconegudes la capa exterior d'hidrogen. S'ha esmentat el vent solar com a possible raó, però tenint en compte la grandària de l'estrella, no es creu que tindria suficient força per a allunyar la massa fins a aquest punt. Independentment del procés, queden visibles les capes més calentes (és a dir, més blaves) que hi havia a l'interior.
L'estrella queda així amb una massa i un volum molt de menor. En conseqüència, durant l'explosió la matèria no pot convertir-se en una esfera de ràdio igual al del supergegant vermell. Atès que la lluminositat és funció de la superfície d'emissió, la intensitat també és molt de menor. L'energia alliberada per la desintegració dels elements radioactius resultants de la voladura augmenta l'escalfament de les capes externes, aconseguint progressivament el màxim d'intensitat. Atès que en el cas d'una supernova normal la intensitat després de l'explosió és tan elevada, aquest segon efecte és molt de menor. Només afecta a la velocitat de baixada de la intensitat.
Aquestes són les respostes que s'han trobat als problemes importants plantejats per SN1987 A.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
