1987a en el cumpleaños de la supernova
El pasado mes de febrero se cumplió el año en el que se vio por primera vez la supernova SN1987 A. Se ha hablado mucho de la importancia de este fenómeno y de lo que podía ayudar a conocer los últimos pasos de la evolución de las estrellas. M. Balcels nos contó las conclusiones de las primeras observaciones en el número de agosto del año pasado. También mencionaba algunos problemas inexpresivos. A continuación, trataremos de dar a conocer los frutos que ha dado este año de observación, presentando las hipótesis que se han ido completando para los problemas que entonces no se habían aclarado.
Según el artículo mencionado, las supernovas se han clasificado en dos grupos desde que se conoció su existencia. Cada tipo es consecuencia de un proceso de explosión de estrella totalmente diferente. Las de la clase I, las antiguas estrellas se forman en sistemas binarios donde abundan y en el espectro no exhiben restos de hidrógeno. Los de la clase II se producen en los supergigantes rojos de las zonas de estrellas jóvenes y las líneas de hidrógeno son evidentes en el espectro.
Como es sabido, en nuestra galaxia no hay supernovas (por lo menos visible) XVII. Desde principios del siglo XX. La clasificación se ha realizado analizando la emisión de supernovas detectadas en otras galaxias, es decir, la separación se realiza a partir del espectro. Una vez delimitado el tipo de SN1978 A, se pensaba que su proximidad relativa permitiría delimitar las estrellas por las que se originó y que con este dato podríamos confirmar la hipótesis de la explicación del origen. Pero no fue fácil delimitar qué tipo de estrellas originó en un principio. El anuncio no se pudo cumplir desde el principio.
M. Balcels afirmaba que la supernova fue considerada del tipo II, pero su espectro presenta diferencias significativas respecto al modelo espectral de este grupo. Por otro lado, la identificación tampoco fue fácil, ya que al disminuir la luminosidad de los primeros días se comprobó que la estrella que supuestamente necesitaba estallar seguía en primer lugar. Hoy podemos afirmar lo que más tarde se empezó a suponer: la estrella que explotó era Sanduleak -69°202. Parece que allí donde antes se consideraba que había dos estrellas había también tres. La más cercana es la que explotó. El Sandule -69°202 B3 es un supergigante azul de tipo espectral. Por tanto, la temperatura de la capa superior es bastante alta: Alrededor de 18.000 K (tres veces mayor que el Sol).
Estas diferencias hacen que su luminosidad sea 100.000 veces mayor que la del Sol. Por comparación, el diámetro es aproximadamente 50 veces mayor y la masa 20 veces mayor. La distancia se ha podido delimitar con bastante precisión en unos 170.000 años luz. Esto significa que la explosión ocurrió hace 170.000 años, cuando la luz ha tardado esos años en llegar a nosotros. Pero todos estos datos que estamos dando nos contradicen: Si SN1987 A II debería ser un supergigante rojo y no azul. ¿Habrá solución al problema?, ¿o tendremos que renovar la teoría completamente?
Parece que por el momento los dos modelos que tenemos para explicar las explosiones de las estrellas son adecuados. Quizá la clasificación que hacemos según los espectros es la que debemos utilizar con cuidado. Esta clasificación se ha realizado inicialmente en base a supernovas observadas en otras galaxias. Esto limita mucho el estudio, por ejemplo, las únicas supernovas que se han visto seguramente son las de mayor claridad. Para reforzar esta visión, se puede afirmar que en los últimos años se están haciendo grandes esfuerzos para explicar las anomalías que presentaban algunas supernovas descubiertas hace 25 años y en 1983 y 1984.
No vamos a empezar ahora a despejar estos casos especiales, pero conviene dejar claro que, aunque los procesos que se producen en la zona de la estrella son conocidos, los efectos que pueden tener hacia el exterior dependen mucho de la naturaleza de las capas externas de la estrella. Una explosión y otra puede dar cualquier tipo de sprectro. Esto, por supuesto, deja sin sentido la clasificación.
La propia SN1987 A puede ser también un ejemplo de lo dicho en el párrafo anterior, ya que presenta algunas particularidades de tipo II. Quizá lo más importante sea la evolución de la claridad. En general, la luminosidad crece muy rápido, llegando al máximo en pocos días. En el caso de SN1987 A, sin embargo, el aumento de la intensidad se produjo muy lentamente, necesitando más de tres meses para alcanzar el máximo. La intensidad de este punto es muy inferior a la de las supernovas convencionales tipo II.
Como veremos, la explicación de estas diferencias radica en la naturaleza del supergigante azul, pero lo que no podemos explicar será el proceso de consecución de ese carácter. En la Gran Nube de Magallanes, donde se ha observado esta supernova, abundan los supergigantes rojos. Esto hace pensar que el Sandule había perdido -69°202, pero por causas desconocidas la capa exterior de hidrógeno. Se ha mencionado el viento solar como posible razón, pero teniendo en cuenta el tamaño de la estrella, no se cree que tendría suficiente fuerza para alejar la masa hasta ese punto. Independientemente del proceso, quedan visibles las capas más calientes (es decir, más azules) que había en el interior.
La estrella queda así con una masa y un volumen mucho menor. En consecuencia, durante la explosión la materia no puede convertirse en una esfera de radio igual al del supergigante rojo. Dado que la luminosidad es función de la superficie de emisión, la intensidad también es mucho menor. La energía liberada por la desintegración de los elementos radiactivos resultantes de la voladura aumenta el calentamiento de las capas externas, alcanzando progresivamente el máximo de intensidad. Dado que en el caso de una supernova normal la intensidad tras la explosión es tan elevada, este segundo efecto es mucho menor. Sólo afecta a la velocidad de bajada de la intensidad.
Estas son las respuestas que se han encontrado a los problemas importantes planteados por SN1987 A.
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