Supernovas

Mark Phillips, doctor en Astronomía y parte del equipo ganador del Premio Nobel de Física 2011

 

“Por los próximos 5 a10 años, las supernovas van a seguir siendo la forma más precisa de medir distancias en el Universo”

Mark Phillips es doctor en Astronomía de la Universidad de California en Santa Cruz.

Experto en supernovas es reconocido por su trabajo con las supernovas 1986G, SN 1987A y por demostrar que las supernovas de tipo Ia pueden usarse como velas estándar. Fue uno de los fundadores del Proyecto Calán/Tololo y luego formó parte del equipo de búsqueda de supernovas High-Z SN Search Team, uno de los ganadores del Nobel de Física 2011, liderado por Brian Schmidt.

 

– Cuéntenos sobre su trabajo en el proyecto Calán/Tololo

-Salí de la universidad con mi doctorado en el año 77, me vine a Tololo (Región de Coquimbo, Chile) a hacer un posdoctorado por dos años y medio y de ahí me fui a Australia. En ese lugar, por primera vez que saqué un espectro de una supernova, para ver cómo se veía más que nada. Mi tesis la hice sobre núcleos activos de galaxias, cuásares, galaxias que tienen hoyos negros supermasivos y que tienen gases que están cayendo y se producen eventos muy explosivos. Eso era lo que estudiaba, pero llamaron al laboratorio y un aficionado había descubierto una supernova y sacamos un espectro para confirmarlo y lo encontré súper interesante.

En el año 82 volví a Tololo como una posición más permanente y en el 84 participé en unas observaciones de supernovas del grupo de José Maza (Premio Nacional de Ciencias Exactas). Lo encontré súper interesante, escribimos dos publicaciones, pero mi interés científico seguía siendo los núcleos activos. Entonces llegamos al año 86 y en una de las galaxias más famosas, más cercanas, Centauro A, el mismo aficionado que descubrió la primera supernova que observé, anunció que había encontrado otra ahí. Yo había escrito publicaciones sobre esa galaxia y había como un factor de 2 en las formas de estimar la distancia a ella. Entonces recordaba mis días de estudiante cuando las supernovas tipo Ia se podían utilizar para medir distancias y supuestamente todas eran iguales.

Organicé una campaña, observamos la supernova 1986G e hicimos observaciones, monitoreamos la curva de luz, cómo sube la luminosidad día por día y después baja. Una vez que teníamos todas las observaciones las grafiqué y lo comparé con una supernova bien observada, y encontré que era distinta. Decaía cuando llegaba al máximo de luminosidad y lo hacía mucho más rápido que la supernova en 1981. Publiqué un paper más, donde indicábamos que era interesante que no todas las supernovas tipo Ia eran idénticas.

– ¿Cuándo comenzó el trabajo con Mario Hamuy y José Maza?

-En los próximos años me interesé más en las supernovas y en el año 1991 hubo dos supernovas más que observamos un grupo en Tololo (incluyendo a Mario). Ahí vimos que unas supernovas decaían más rápido que la de 1986G y que había otra muy lenta y que tenía espectros totalmente distintos. Entonces publicamos dos papers diciendo que lassupernova Ia no son iguales y que no era posible utilizarlas con confianza para determinar distancias como velas estándar o una fuente estándar de luminosidad. Ahí empecé a leer literatura y encontré un astrónomo ruso que había hecho un estudio en los años 60-70 sobre las curvas de las supernovas tipo Ia y que había encontrado que había una variación entre la luminosidad de la supernova, el brillo máximo, y el decaimiento después de eso. Las que decaían más lento eran más luminosas que las que lo hacían rápido, pero los datos eran muy malos, incluso uno decía que esto era problema del artefacto de fotografía.

En ese momento nadie creía eso, pero ya teníamos como 7 supernovas buenas observadas. Entonces grafiqué la luminosidad máxima contra la rapidez del decaimiento y encontré una relación, o sea, confirmaba lo que decía este ruso. Publiqué el paper el 93 y lo bueno de esto es que si había una relación, entonces sí se podían utilizar estas supernovas para medir distancias. Porque si bien no eran idénticas, si se podía medir el ancho de la curva de luz. Así, si tomaba más tiempo, eran más luminosas, si tomaba menos tiempo, eran menos luminosas. Uno podía tener más medidas de supernovas de distintos tipos y calibrar esta relación. Entonces para una supernova distante uno medía la curva de luz para ver si decaía rápido o lento y saber qué luminosidad tenía. Nos dimos cuenta de que podíamos hacer esto en Tololo.

– ¿Y cómo organizaron ese trabajo?

-Mario Hamuy tuvo la idea de hacer una búsqueda de supernovas y organizó toda la búsqueda. Se hacía con placas fotográficas, en el telescopio Curis Schmidt. Se sacaban placas fotográficas en las noches oscuras y un mes o unas semanas después se sacaba otra placa de los mismos campos y se mandaba a Santiago al grupo de José Maza. Ellos escaneaban las placas, tenían una máquina que hacía posible compararlas y así encontrar cosas nuevas, estrellas nuevas.

Encontramos 29 supernovas Ia y una de las primeras cosas que hicimos fue hacer el gráfico de luminosidad contra la velocidad del decaimiento de la curva de luz, y encontramos una relación bien definida. Con eso se podían entonces medir distancias con bastante precisión, al principio 10%. Ahora con las técnicas que se han desarrollado es más o menos 5% y podría llegar a 4-3% de precisión, que permite medir no solo la velocidad de expansión del Universo, sino también cómo ha evolucionado con el tiempo, mirando supernovas más y más lejanas.

• ¿Cómo se trabaja con las supernovas para utilizarlas para medir distancias?
• Lo que hicimos en Calán Tololo y Hz Supernova Team fue, primero, encontrar supernovas, en Hz (ondas) muy lejanas. En Calán Tololo buscábamos las más cercanas que se pueden observar con mayor precisión, pero la técnica es la misma.

Uno toma la imagen de un campo, muchos. Luego, por semanas o días toma imágenes del mismo campo y busca estrellas que aparecen y son candidatos para supernovas. Después hay que ir al telescopio y tomar un espectro, dispersar la luz que llega de la supernova. A través del espectro podemos clasificar qué tipo de supernova es: si tiene líneas de emisión de hidrógeno es tipo II, si no tiene es tipo I, y hay características más finas para definir si es tipo Ia, b o c. Las de tipo Ia son explosiones de enanas blancas y son las que se pueden utilizar.

Una vez confirmada la supernova tipo Ia, hay que medir cada noche que se puede; tomar imágenes y medir cómo cambia el brillo. Uno grafica esa luminosidad versus el tiempo y debería ver que sube y llega a un máximo y luego empieza a bajar. Uno sigue esa luz (curva de luz) y mide el máximo en distintos filtros, lo compara con supernovas parecidas, que tienen el mismo decaimiento y luego, hay que corregir por efectos de polvo. Después hay que saber la distancias para saber la luminosidad. Para las supernovas lejanas puedes usar el corrimiento al rojo de la galaxia donde apareció la supernova, que es producto de la expansión, del hecho de que estamos alejándonos. Entonces, a través de eso, se puede medir la luminosidad y uno puede compararlo con lo que espera para distintos modelos del universo. Así se descubrió la energía oscura, midiendo cómo ha cambiado la expansión del universo con el tiempo. Pero también para las supernovas cercanas, se puede determinar cuál es el brillo absoluto. Con esa calibración, lo que se llama diagrama de Hubble, se puede medir en forma absoluta la expansión del universo local.

No es tan distinto a tener una luminaria afuera de mi casa y ver una luminaria del mismo tipo en Coquimbo. Entonces mido el brillo de la luminaria cercana y de la lejana, y sé que con la distancia, el brillo va a caer, como la distancia cuadrada. O sea, una luminaria que está dos veces más distante de otra va a tener 4 veces menos brillo. Utilizando eso, puedo medir por lo menos una distancia relativa, por cómo la luz decae. Las luminarias son todas idénticas, pero las supernovas no son todas idénticas y por eso -además- tenemos que medir el decaimiento de la curva de luz para hacer la corrección y si hay polvo entremedio, corregir el polvo, que cambia la luz.

La gran ventaja de las supernovas es que son súper lejanas, son súper brillantes y podemos ver supernovas muy lejanas, de tiempos cuando el universo tenía el 25% de la edad que tiene ahora. Es un elemento súper poderoso, porque son muy luminosos.

-¿Hasta ahora, esta es la mejor técnica para medir la expansión del universo?

-Hay otras técnicas, pero esta sigue siendo la más precisa para medir estas distancias lejanas. Hay otras técnicas. Por ejemplo, se pueden utilizar eventos gravitacionales, que son como ondas acústicas cuando un hoyo negro colapsa. Eso produce una señal predicha por la teoría de Einstein que cuando colapsa una masa gigante y se forma un hoyo negro produce ondas y se pueden medir con observatorios que utilizan la técnica de interferometría. Pero en este momento, las supernovas son las más precisas, puede haber nuevas técnicas en el futuro que pueden ser tan buenas o mejores, pero yo creo que por los próximos 5-10 años las supernovas van a seguir siendo la forma más precisa de medir distancias precisas.

– ¿Para qué otras mediciones se han utilizado las supernovas, además de la expansión del universo?

Los dos casos están relacionados. Primero para medir la historia de la expansión del universo, a qué velocidad se expandía hace 10 mil millones de años comparado con lo que está expandiéndose ahora. Eso fue lo que hizo el grupo (del Nobel) en el que yo estaba. El otro grupo quería medir esa historia. Para eso solo se necesitan distancias relativas, no absolutas, y era a través de esas medidas que se descubrió que la expansión del universo se está acelerando.

La otra cosa es medir con precisión la constante de Hubble, que es medir con precisión el valor absoluto de la expansión del universo en este momento, donde estamos nosotros. Es importante, porque hay otras formas de medir ese valor, y la forma más precisa que están optimizando es a través del fondo de radiación de microondas. Se han lanzado satélites que observan esto con mucha precisión y a través de un modelo del universo que incluye la energía oscura y la materia oscura. Hay una tensión entre el valor que ellos miden en microondas y lo que nosotros medimos en supernovas. Están midiendo como 67 km/s/mpc, y nosotros medimos entre 70 y 74. Los errores que calculamos son suficientemente pequeños para que esa diferencia sea significativa. Con las supernovas estamos midiendo la expansión ahora, con la radiación de fondo se está midiendo la constante de Hubble utilizando la radiación que se produjo 300 mil años después del Big Bang.  Entonces puede ser que el modelo para medir la constante Hubble con la radiación de fondo tenga un problema o que el problema sean las supernovas que todavía no estamos midiendo perfectamente. O puede haber problemas con lo que usamos para calibrar las supernovas, que son las cefeidas (tipo de estrella) Hay mucho trabajo para medir eso y si hay una diferencia y sigue, significa que en el modelo que se utiliza para los cálculos está faltando algo. Hay nueva física, hay algo que el modelo no incluye y eso sería súper interesante.