Supernovas

Mario Hamuy, Premio Nacional de Ciencias Exactas 2015

 “Nuestro estudio con supernovas permitió estandarizar su luminosidad, lo que fue clave para usarlas como patrones lumínicos súper precisos”

Mario Hamuy es doctor en Astronomía de la Universidad de Arizona, Premio Nacional de Ciencias Exactas 2015, vicepresidente y director del Observatorio AURA en Chile y director de la Fundación Chilena de Astronomía (FUCHAS).

A principios de los 90 dirigió el Programa Calán/Tololo que permitió la calibración precisa de las luminosidades de las supernovas tipo Ia, una investigación que fue clave para la determinación moderna de la constante de Hubble y la escala de distancia (la más precisa creada para medir distancias en el Universo), que fue la base de la investigación del Dark Energy Team, que recibió el Premio Nobel de Física 2011 por el descubrimiento de la expansión del universo. Aquí nos habla de su trabajo con supernovas, la importancia que tuvo la 1987ª y su investigación pionera en los observatorios chilenos Calán/Tololo.

 

-¿Por qué la supernova 1987A fue tan importante?

  • Una galaxia como la Vía Láctea produce en promedio una supernova cada 50 años, y a la Vía Láctea no se le conocía ninguna desde 1604. Debería haber producido 8 supernovas, pero no ha ocurrido. ¿Cuáles son las razones? Probablemente el azar, es un promedio, se puede atrasar o producir varias seguidas. Por lo tanto, la humanidad no había visto una supernova en nuestra galaxia a simple vista en cuatro siglos, hasta que explotó una en la Nube Grande de Magallanes. Si bien no fue al interior de la Vía Láctea y no fue tan brillante como quisiéramos ver, de todas maneras, se pudo ver a simple vista, en la noche, lo que la hizo muy especial.

-Por su cercanía…

  • Claro, era una supernova que por su cercanía era muy brillante y era una fantástica oportunidad para estudiar la desintegración de una estrella con los telescopios modernos, aprovechando que su cercanía nos entrega mucha más información que una supernova lejana de las cuales hay muchas.

Fue la gran oportunidad para ver en tiempo real y en gran detalle la desintegración de una estrella, tanto así que la SN 1987 hasta hoy se puede observar con el telescopio espacial. Se ha ido desvaneciendo, pero creo va a ser una supernova que se va a poder observar por siempre, a pesar de que se va haciendo más débil, los telescopios van creciendo en su capacidad, en cambio una supernova que es más lejana la observas por unos meses y ya no te llega suficiente luz para seguir estudiándola. Aparte de eso fue una supernova bastante peculiar.

  • ¿Por qué?
  • No calzaba con las típicas, tuvo una luminosidad inferior a la que se esperaba, fue bastante más débil para una SN de tipo II a esa distancia. Eso la hacía distinta al prototipo de supernova tipo II. También debido a su proximidad, por primera vez en la historia de nuestro conocimiento de supernovas, se detectaron neutrinos. Eso confirmó la teoría de que las supernovas tipo II, que provienen del colapso del núcleo de una estrella muy masiva, debían emanar muchos neutrinos, un gran flujo al momento mismo del colapso. Esa predicción se confirmó en 1987. Por primera vez se observaron neutrinos del colapso del núcleo de una estrella, en Japón, en una mina subterránea donde se alojaba un laboratorio de neutrinos. En el laboratorio de neutrinos no se percataron de la supernova. Tuvo que ocurrir el descubrimiento óptico desde Chile para que los astrofísicos miraran los registros y se dieran cuenta de que en unas horas se había detectado un flujo de neutrinos. Eso también la hizo especial.

 

  • ¿Por qué no fue típica su luminosidad?
  • La estrella que produjo la supernova en el momento de explotar tenía un tamaño más pequeño de lo que se esperaba para una supernova de tipo II. En las supernovas de tipo II normales se espera que el progenitor sea una estrella supergigante roja, que son estrellas muy extendidas, de muchas veces el tamaño del Sol, 500 veces por decir, y son rojas, porque son de baja temperatura. En el caso de la SN 1987 el progenitor fue una súpergigante azul que tiene tamaños más pequeños que las rojas, y eso hace que parte de la energía que se libera en el colapso del núcleo, se gaste para expandir la estrella, por lo tanto, el diferencial de energía para emitir luz es menor.

 

-¿La supernova 1987A se sigue estudiando?

-Se sigue estudiando con el telescopio espacial, se siguen obteniendo imágenes del remanente, de los gases que sigue expandiéndose en todas direcciones, y se puede ver el tamaño del remanente, no es un puntito, sino que se ve algo extendido y expandiéndose.

 

Proyecto Calán Tololo

El Calán/Tololo Supernova Survey fue una investigación astronómica de estudio de supernovas realizada en Chile entre los años 1989 y 1993-1996, desarrollada por el Departamento de Astronomía de la Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas de la Universidad de Chile, ubicado en Cerro Calán, Santiago; y el Observatorio Interamericano Cerro Tololo de la Asociación de Universidades para la investigación de la Astronomía (AURA), ubicado en la Región de Coquimbo. 

Veintinueve supernovas descubiertas y observadas desde Chile (con tecnología de punta para la época) permitieron calibrar sus luminosidades y usarlas como reglas de medir muy precisas.

El proyecto Calán-Tololo permitía medir el ritmo de expansión actual del universo a partir de supernovas en galaxias a distancias de entre 150 y 1.500 millones de años luz. Se trató de los registros curvaturas de luz de supernovas Ia más precisas obtenidas hasta esa fecha.

Este estudio permitió, entre otras cosas, establecer un método para corregir las luminosidades de las supernovas por la extinción por polvo de la galaxia anfitriona, calibrar las luminosidades de las supernovas tipo Ia y establecer las herramientas claves para la determinación de distancias con una precisión nunca antes alcanzada.

El proyecto hizo aportes significativos a la medición de distancias en el Universo, contribuyendo a que en 1998 dos equipos de científicos publicaron estudios en los que demostraron que el Universo no solo se está expandiendo, sino que lo hace de manera acelerada. 

Los equipos de Saul Perlmuter y Brian Schmidt, ganadores del Nobel, con una muestra de unas 50 supernovas a distancias de entre 3.000 y 7.000 millones de años luz, lograron medir el ritmo de expansión del universo en el pasado al comparar su medición con el ritmo de expansión actual, obtenido por el proyecto Calán-Tololo.

– ¿Cómo son las supernovas Ia y cómo lograron transformarlas en patrones lumínicos?

-Son bien distintas a las de tipo II. Las de tipo Ia son estrellas poco masivas como el Sol, por ejemplo, que no van a terminar con un colapso nuclear, van a terminan como enanas blancas, estrellas que terminan en una configuración pequeña como el tamaño de la Tierra. Están compuestas de carbono y oxígeno y no tienen suficiente masa para seguir estrujando su combustible hasta producir un núcleo de hierro (como las tipo II). Queda en una configuración compacta, pequeña, y ya no tiene fuente de energía nuclear, agotó su combustible, y queda liberando calor acumulado de toda su vida, por lo tanto, es una estrella débil, que normalmente no explotaría, excepto si tiene una compañera y es muy común que en el Universo existan estrellas binarias.

– ¿Qué pasa cuando hay una estrella compañera, entonces?

-Cuando la compañera en su proceso evolutivo se infla, logra traspasarle la materia a la enana blanca y cuando esta empieza a recibir el material reacciona contrayéndose, hasta un momento crítico (…) Todo este material de la enana blanca más el material que le cayó de su vecina, cuando llega al límite, se prende una chispa y genera calor, el calor gatilla más reacciones nucleares y entra en una reacción en cadena, y en un segundo la mitad del material se quema, combustiona, y eso es una cantidad enorme de energía que se libera y hace que la estrella que normalmente no habría explotado, expulse material en todas direcciones.

Lo que tenemos es una explosión muy luminosa, incluso más que las supernovas de tipo II, y según la teoría de Chandrasekhar, las enanas blancas deberían explotar cuando alcanzan el límite de 1.4. Entonces uno esperaría que todas las supernovas tipo Ia tengan la misma cantidad de combustible para producir la explosión y por lo tanto que fuera muy parecidas. Esa era la hipótesis que se manejaba a fines de los 80, y por lo tanto eran objetos que potencialmente podrían ser candidatas a ser velas estándar, al ser del mismo wataje. Basta que mires el brillo aparente para poder compararlas unas con otras y deducir su distancia.

Pero cuando hicimos el proyecto Calán/Tololo, motivados por la SN1987, lo iniciamos en el año 89, hicimos una búsqueda de supernovas Ia hasta 1993 y nos dimos cuenta que las supernovas tipo Ia no cumplían con esa característica, que no eran patrones lumínicos como la teoría lo postulaba, había diferencias.

-¿Qué hicieron entonces?

– ¿Cómo lo arreglamos, pensamos? No solo descubrimos 30 supernovas tipo Ia en tres años, sino que usamos los telescopios de Tololo para medir las curvas de luz y la luminosidad de la explosión a medida que pasaba el tiempo. Entonces veíamos que la estrella subía su luminosidad a un máximo y bajaba, eso por un período de un mes y medio. Lo hicimos con los detectores digitales recién llegados, pudimos hacer lo que se llama fotometría de precisión. Nadie tenía ese tipo de datos y nos dimos cuenta que las supernovas que subían más lento y bajaban más lento en su luminosidad eran las más brillantes, y las más débiles -en cambio- subían rápido y bajaban rápido. Entonces esta característica era como una etiqueta, que te decía el wataje de la ampolleta. Así, las supernovas lentas podíamos anticipar que eran una supernova de 100w y que las rápidas eran de 20w. Con esta etiqueta logramos corregir los excesos de luz para las que evolucionaban lento. Corregir la luminosidad de las que tenían evolución lenta, significó dejarlas casi como un patrón lumínico perfecto, lo más cercano a lo perfecto. Esta corrección nos permitía estandarizar su luminosidad y eso fue clave para usarlas como regla de medir o patrones lumínicos súper precisos a galaxias lejanas.

– ¿Cómo se mide con este patrón?

-Si estás observando una galaxia y tienes la paciencia de observarla con cierta frecuencia, una vez a la semana, todos los días, de repente va a aparecer un lamparazo, una estrella que no estaba en las imágenes de registro. Entonces ahí tienes un indicio de que podría ser una supernova. Para confirmar si es una supernova tienes que tomar el arcoiris de la estrella (espectro): las supernovas Ia tienen una huella bien característica, ese es el segundo paso, confirmar que es de tipo Ia. En la mitad de los casos lo es.

Luego le hacíamos seguimiento con detectores digitales a la luminosidad de la supernova, cada dos o tres días, y veíamos como subía la luz hasta el máximo y empezaba a caer. Con eso lográbamos medir de manera muy precisa la curva de luz. Luego medíamos el ancho de la curva de luz, cuántos días se demoraba en subir y bajar al mismo nivel, que se adoptaba como referencia. Mediamos la cantidad de días que la supernova se demoraba en esa fase, encontrábamos quizás 15, 20, 30 días. Esa información la graficamos contra la luminosidad y encontramos esa correlación, entre el ancho de la curva de luz y su luminosidad en el peak.

-¿Luego la calibraban en Calán/ Tololo?

-Si tienes la información de una supernova tipo Ia, vas a la calibración Calán/Tololo, y una supernova de tantos días debería tener tanta luminosidad, y ya sabes que es una amòlleta de x watts y lo que falta medir es cuánta luz llegó durante el máximo. Si la sueprnova está muy lejos va a ser un peak más bajo y si está más cerca va a ser más alto. Comparas la cantidad de luz en el máximo con la luminosidad que predice Calán/Tololo, esa comparación te da la distancia. Es como si vas a en la carretera y ves unas luces frente tuyo: sabes que si la luz es débil el objeto está lejos. Acá es lo mismo, lo que hay que tener cuidado es en calcular a priori el wataje de la ampolleta y eso lo da el ancho de la curva de luz.

– Su investigación fue base para descubrir que el Universo e expande…

-El método (que descubrimos) lo puedes aplicar a muchas supernovas, cada una te da la distancia con esta calibración. Juntas datos para muchas galaxias que producen supernovas y luego para medir el ritmo de expansión del universo lo que tienes que haces es ir a cada galaxia donde se produjo la supernova, medir el espectro y deducir la velocidad con que se aleja de nosotros. Luego, ya tienes dos datos fundamentales: la supernova que te da la distancia y la galaxia que te da la velocidad con que se aleja ese sistema. Después puedes construir el diagrama de Hubble, donde midiendo distancia y velocidades de la galaxia demostraron que el Universo se expande. Lo que encontraron es que un objeto que está a una cierta distancia se aleja a una velocidad 1, el que está a doble distancia se aleja a velocidad 2, la proporcionalidad lineal. Eso descubrieron: que las galaxias se alejan de nosotros y mientras más lejos más rápido se alejan. Prueba fehaciente de que la expansión es universal, cualquier galaxia va a arrojar el mismo resultado.

Las supernovas Ia, las usamos para extender el diagrama de Hubble y Lemaitre a galaxias muy lejanas. Como las supernovas son tan luminosas las podíamos ver hasta distancias muy remotas, entonces cuando construimos ese gráfico (distancia-velocidad de expansión), pudimos ver que el Universo no se frenaba. Si te vas más lejos de Hubble, esa linealidad debiera curvarse, porque a medida que te vas más lejos estás viendo la expansión del universo en el pasado, por lo tanto, vas a ver cómo el ritmo va cambiando. Si bien es lineal, si te vas más lejos, esa relación se va curvando y la curvatura que esperábamos era de frenado del Universo, y las supernovas tipo Ia, demostraron lo contrario, que las supernovas que están más lejos, están más lejos de lo que se suponía para un Universo que se frena.

  1. ¿Pero estas supernovas fueron estudiadas con el propósito de demostrar la velocidad de la expansión del Universo?

-Sí, nosotros echamos a andar el proyecto del 89 y nuestro foco era demostrar que las supernovas tipo Ia eran buenos patrones lumínicos tal como lo predecía la teoría de Chandrasekhar. El objetivo era demostrar aquello y medir el ritmo de expansión del Universo.

Demostramos que las supernovas tipo Ia eran convertibles en patrones. En una segunda etapa queríamos ver cómo se frenaba el Universo. Brian Schmidt, el año 94 propuso extender el estudio a galaxias más lejanas, aplicando la técnica Calán/Tololo y encontró que las supernovas estaban más lejos que lo que correspondía. Saul Perlmuter usó esencialmente el mismo método, pero la implementación matemática era distinta. Los dos grupos (que ganaron el Premio Nobel de Física 2011) tuvieron que anclar sus distancias, compararlas con las del proyecto Calán/Tololo.

Calán/Tololo se fijó un objetivo que terminó el 96, los integrantes pasamos al equipo de Brian Schmidt, que cuando echa a andar el proyecto invita a los investigadores Kirshner, Riess, gente de Europa de la ESO. La idea era tener un equipo que tuviera acceso a telescopios. Permanecí hasta el 99, cuando se produjo el descubrimiento era parte del equipo, José Maza, me da la impresión que salió antes.

-¿Qué telescopios se usaban en la investigación?

-El Curtis Schmidt de Tololo, que usaba placas fotográficas, porque otorgaban campo de visión muy grande, 20 x 20. Se revelaban a la antigua en líquido fotográfico, con revelador, fijador, y cuando estaban secas las enviábamos en bus. Las revisaba el equipo de José Maza en Santiago y en dos días avisaban por fax, con el dibujo de la galaxia y la posición. También con el telescopio de 90 cm de Tololo, que tenía detector digital. Cuando terminó el Calán/Tololo se usó el telescopio de 4 m con detectores digitales para ampliar el campo de visión y el seguimiento y se complementaban con el telescopio de La Silla de 3.6 m. Brian Schmidt consiguió también tiempo en el Hubble. Perlmuter también observaba con 4 m de Tololo y se turnaban.

Para saber más

  • QUÉ ES UNA SUPERNOVA: Es la explosión de una estrella y marca su muerte.

 

  • LAS SUPERNOVAS PUEDEN SER DE DOS TIPOS:

 

-SUPERNOVA TIPO Ia: La supernova tipo Ia ocurre en sistemas estelares binarios. Las estrellas binarias son dos estrellas que orbitan el mismo punto. En estos sistemas las supernovas se producen cuando una de las estrellas (una enana blanca de carbono-oxígeno) le roba materia a su estrella compañera hasta acumular tanto que explota.

 

-SUPERNOVA TIPO II: Esta supernova se produce al final de la vida de una estrella grande. A medida que estas estrellas “envejecen” se quedan sin combustible nuclear (hidrógeno), que es lo que les permite mantenerse “vivas”, brillantes y estables. Sin ese combustible para quemar, se dilatan hasta convertirse en supergigantes rojas y tratan de mantenerse vivas consumiendo todo tipo de combustibles que le queda. Pero llega en un momento en que su masa o cuerpo comienza a fluir hacia su núcleo, se comprime. Como si el núcleo se comiera el cuerpo de la estrella. Finalmente, el núcleo es tan pesado que no puede soportar su propia fuerza de gravedad y colapsa, generando una explosión gigante o una supernova.