5º Aniversario Supernova SN987A (II)
No seguinte número terminamos coa aparición do anel que rodea a supernova. Agora imos continuar co mesmo anel, porque grazas a iso puidemos calcular exactamente a distancia da Terra á supernova. O Hubble Space Telescope non foi o único anillamiento analizado. Antes, poucas semanas despois da explosión, o satélite International Ultraviolet Explorer (IVE) recolleu as liñas espectrales de ultravioleta emitidas polo anel. A emisión era consecuencia da excitación provocada pola radiación provocada pola explosión e o estudo das liñas mostraba que non procedía das nubes de gas lanzadas pola supernova, senón do gas inmóbil na zona. Cando se comprobou que este gas era o anel mencionado, as observacións realizadas a través das dúas naves espaciais puidéronse comparar paira calcular a distancia á que fixemos referencia.
A IVE mediu o diámetro do anel cun resultado de 1,36 anos luz. O Hubble Telescope mediu o arco que ocupa o anel, sendo este de 1,66”. Para que o valor do diámetro dese a medida do arco indicado, o anel debía estar a 170.000 anos-luz. De forma indirecta, obtense un valor moi fiable da distancia á Gran Nube (até LMV) de Magallanes. Este dato xa fora calculado a partir da claridade das estrelas do LMC (principalmente cefeidas). O valor obtido por este método era algo menor, 160.000 anos luz. Sabemos, por tanto, que as distancias que nos dá este último método deben corrixirse, xa que deben ser algo maiores.
Analicemos agora a curva de luminosidade de SN1987 A. Normalmente, o brillo dos primeiros días da supernova baséase na onda de choque provocada pola explosión das estrelas. Esta onda quenta e expande a capa externa da estrela. En canto ao brillo, a difusión ten dous efectos contrarios. Por unha banda, reduce a temperatura diminuíndo a intensidade de emisión e cambiando a cor da estrela de azul a avermellado. Doutra banda, aumenta considerablemente a superficie que se está emitindo e ademais fai máis difusa a estrela facilitando a fuga de radiación. Estes dous últimos efectos son inicialmente máis efectivos e a intensidade aumenta considerablemente até alcanzar o máximo brillo.
A nosa supernova, con todo, ten algunhas anomalías nestes primeiros pasos. No primeiros sete días desde a súa creación a claridade debilitouse. Posteriormente, foise fortalecendo especialmente lentamente, sen vincular o máximo até o 3 de xuño, día centenario da vida da supernova. Así mesmo, o máximo de brillo foi moi inferior ao esperado, a pesar de superar 250 millóns de veces a luminosidade do Sol. Os cálculos pon de manifesto a necesidade doutra fonte de enerxía que quentou as capas emisoras a partir do ano corenta. Pola contra, o efecto refrigerante da expansión podería imporse provocando una decadencia. Imos ver que explicacións temos paira estes problemas. (Na figura 1 represéntase a evolución dos primeiros 120 días do brillo da supernova).
O flash ultravioleta inicial non ten una explicación clara. A lentitude da subida posterior e o baixo valor do máximo explícanse pola natureza da estrela que expuxemos no número anterior. Una vez perdidas as capas superiores, a estrela é máis pequena e compacta. Por tanto, necesítase una maior parte da enerxía da onda de choque paira expandir a estrela e facer o difuso suficiente para que a luz expúlsese. En consecuencia, redúcese a enerxía paira quentar a estrela.
Respecto da nova fonte de enerxía, sen dúbida, debemos atopar a resposta en elementos radioactivos. A enorme temperatura e presión exercida pola onda de choque provoca numerosas reaccións de fusión de elementos lixeiros, entre as que se atopan as que producen o elemento radioactivo Ni56. O Niquel 56 se desintegra co Cobalto 56. A súa vida media apenas é de 6,1 días, é dicir, a masa de níquel que se formou, aproximadamente 0,7 da masa do Sol, desapareceu rapidamente. O Co56 se desintegra con raios e Fe56, pero cunha duración de 77 días de vida media. (O ferro 56 é un ferro normal, é dicir, estable).
De feito, a partir do día 120 a diminución do brillo da supernova prodúcese co mesmo período. Por tanto, os elementos radioactivos mencionados mantiveron o brillo da supernova. O proceso consiste en que os electróns que se atopan no gas en expansión dispersan os raios gamma que se xeran na desintegración, evitando a enerxía e, por tanto, transformándoos en frecuencias de raios X. Por suposto, esa enerxía perdida é a que quenta o gas. A afirmación correcta deste proceso chegounos de novo a través dos satélites: En decembro de 1987 o satélite Solar Maximun Mission (SMM) recibiu raios gamma de frecuencia adecuada. Anteriormente o propio SMM, o satélite xaponés Ginga e o soviético Mir recibiran raios X.
Como se pode observar na figura 2, durante un par de anos a diminución das emisións dependía da proporción de desintegración do Co56 até o esgotamento do elemento. Despois o Co57 parece ser o responsable do brillo da supernova. Leste isótopo do cobalto creouse menos, pero ten una vida media máis longa. Por tanto, dura máis. Con todo, até agora non se detectou a liña espectral do Co57. Se non se confirmase esta fonte de enerxía, outra alternativa sería a estrela de neutróns que podería xerar a supernova.
Na actualidade, o brillo da supernova é tan só cen veces maior que o do Sol, como o un por cento do brillo da estrela antes de que estalase. Se se debilita máis profundamente, os astrónomos terán problemas paira seguir estudando, xa que as outras dúas estrelas que están ao seu lado van quedar completamente cubertas. Xa podemos dicir que a supernova está morta e a atención centrouse nos efectos da onda de choque sobre a materia que rodea á supernova. A mediados de 1990, por exemplo, recolléronse as primeiras ondas de radio despois da explosión nas proximidades do superonu. Paira o ano 2000 a onda chegará ao anel antes mencionado. Ao parecer, será un espectáculo sorprendente e a emisión será violenta non só na luz visible, senón tamén no campo dos raios X e as ondas de radio.
Como se pode observar, toda a información obtida até o momento refírese ás capas e medios situados no exterior da supernova, xa que as capas interiores son aínda opacas paira todo tipo de radiacións e por tanto non permiten a saída da radiación do núcleo. Non sabemos si formouse a estrela de neutróns ou o buraco negro. Os datos obtidos son favorables á hipótese da estrela de neutróns, pero sería posible que o gas que se expande inicialmente queda baixo o campo de gravidade da estrela de neutróns, caendo posteriormente. Calcúlase que una hora despois podería caer una décima parte da masa do Sol. Por tanto, dependendo da masa e estado inicial da estrela de neutróns podería converterse nun buraco negro.
Paira chegar á transparencia e coñecer o que está no núcleo da supernova, non se pode predicir canto tempo vaise a necesitar, pero poden ser moitos anos. Hai cálculos que indican que se tardarán uns 300 anos, pero como dixemos antes é moi perigoso adiantarse a este problema.
EFEMÉRIDES DE SETEMBRO SOL: o 22 de setembro ás 18 h 42 min (UT) ponse en Libra. Comeza o outono.
PLANETAS
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
