NS 1987A

SN 1987A fue una supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite enana de la Vía Láctea. Ocurrió aproximadamente a 51,4 kiloparsecs (168.000 años luz) de la Tierra y fue la supernova observada más cercana desde la Supernova de Kepler. La luz de 1987A llegó a la Tierra el 23 de febrero de 1987 y, como la primera supernova descubierta ese año, se denominó '1987A'. Su brillo alcanzó su punto máximo en mayo, con una magnitud aparente de alrededor de 3.

Fue la primera supernova que los astrónomos modernos pudieron estudiar con gran detalle, y sus observaciones han proporcionado mucha información sobre las supernovas con colapso del núcleo.

SN 1987A brindó la primera oportunidad de confirmar mediante observación directa la fuente radiactiva de la energía para las emisiones de luz visible, al detectar la radiación lineal de rayos gamma pronosticada de dos de sus abundantes núcleos radiactivos. Esto demostró la naturaleza radiactiva del resplandor de larga duración de las supernovas después de la explosión.

Durante más de treinta años, no se pudo encontrar la esperada estrella de neutrones colapsada, pero en 2019, se encontró evidencia indirecta de su presencia con el telescopio Atacama Large Millimeter Array, con más evidencia encontrada en 2021 usando Chandra y NuSTAR X- telescopios de rayos

Descubrimiento

SN 1987A dentro de la Gran Nube Magallanes

SN 1987A fue descubierto de forma independiente por Ian Shelton y Oscar Duhalde en el Observatorio Las Campanas en Chile el 24 de febrero de 1987, y dentro de las mismas 24 horas por Albert Jones en Nueva Zelanda.

Investigaciones posteriores encontraron fotografías que mostraban la supernova brillando rápidamente a principios del 23 de febrero. Del 4 al 12 de marzo de 1987, Astron, el telescopio espacial ultravioleta más grande de la época, la observó desde el espacio.

Progenitor

El remanente de la SN 1987A

Cuatro días después de que se registrara el evento, la estrella progenitora se identificó tentativamente como Sanduleak −69 202 (Sk -69 202), una supergigante azul. Después de que la supernova se desvaneciera, esa identificación fue definitivamente confirmada por la desaparición de Sk −69 202. Esta fue una identificación inesperada, porque los modelos de evolución estelar de gran masa en ese momento no predijeron que las supergigantes azules son susceptibles a un evento de supernova.

Algunos modelos del progenitor atribuyeron el color a su composición química más que a su estado evolutivo, particularmente a los bajos niveles de elementos pesados, entre otros factores. Hubo algunas especulaciones de que la estrella podría haberse fusionado con una estrella compañera antes de la supernova. Sin embargo, ahora se sabe ampliamente que las supergigantes azules son los progenitores naturales de algunas supernovas, aunque todavía se especula que la evolución de tales estrellas podría requerir una pérdida de masa que involucre a un compañero binario.

Emisiones de neutrinos

Remnant of SN 1987A seen in light overlays of different spectra. Los datos de ALMA (radio, rojo) muestran polvo recién formado en el centro del remanente. Los datos Hubble (visibles, en verde) y Chandra (X-ray, en azul) muestran la onda de choque en expansión.

Aproximadamente dos o tres horas antes de que la luz visible de SN 1987A llegara a la Tierra, se observó un estallido de neutrinos en tres observatorios de neutrinos. Esto probablemente se debió a la emisión de neutrinos, que ocurre simultáneamente con el colapso del núcleo, pero antes de que se emita la luz visible. La luz visible se transmite solo después de que la onda de choque alcanza la superficie estelar. A las 07:35 UT, Kamiokande II detectó 12 antineutrinos; IMB, 8 antineutrinos; y Baksan, 5 antineutrinos; en una ráfaga que dura menos de 13 segundos. Aproximadamente tres horas antes, el centelleador líquido Mont Blanc detectó un estallido de cinco neutrinos, pero en general no se cree que esté asociado con SN 1987A.

La detección de Kamiokande II, que con 12 neutrinos tuvo la población de muestra más grande, mostró que los neutrinos llegaban en dos pulsos distintos. El primer pulso comenzó a las 07:35:35 y estuvo compuesto por 9 neutrinos, todos los cuales llegaron en un período de 1,915 segundos. Un segundo pulso de tres neutrinos llegó entre 9,219 y 12,439 segundos después de que se detectó el primer neutrino, con una duración de pulso de 3,220 segundos.

Aunque solo se detectaron 25 neutrinos durante el evento, fue un aumento significativo con respecto al nivel de fondo observado anteriormente. Esta fue la primera vez que se observaron directamente neutrinos que se sabe que son emitidos por una supernova, lo que marcó el comienzo de la astronomía de neutrinos. Las observaciones fueron consistentes con los modelos teóricos de supernova en los que el 99% de la energía del colapso se irradia en forma de neutrinos. Las observaciones también son consistentes con los modelos' estimaciones de un recuento total de neutrinos de 10⁵⁸ con una energía total de 10⁴⁶ julios, es decir, un valor medio de algunas decenas de MeV por neutrino.

Las mediciones de neutrinos permitieron límites superiores de masa y carga de neutrinos, así como la cantidad de sabores de neutrinos y otras propiedades. Por ejemplo, los datos muestran que con un 5 % de confianza, la masa en reposo del neutrino electrónico es como máximo 16 eV/c², 1/30 000 de la masa de un electrón. Los datos sugieren que el número total de sabores de neutrinos es como máximo 8, pero otras observaciones y experimentos dan estimaciones más ajustadas. Desde entonces, muchos de estos resultados han sido confirmados o reforzados por otros experimentos con neutrinos, como análisis más cuidadosos de neutrinos solares y neutrinos atmosféricos, así como experimentos con fuentes artificiales de neutrinos.

Estrella de neutrones

El anillo brillante alrededor de la región central de la estrella explotada se compone de material expulsado.

SN 1987A parece ser una supernova con colapso del núcleo, lo que debería resultar en una estrella de neutrones dado el tamaño de la estrella original. Los datos de neutrinos indican que se formó un objeto compacto en el núcleo de la estrella. Desde que la supernova se hizo visible por primera vez, los astrónomos han estado buscando el núcleo colapsado. El Telescopio Espacial Hubble ha tomado imágenes de la supernova regularmente desde agosto de 1990 sin una detección clara de una estrella de neutrones.

Varias posibilidades para el "faltante" Se están considerando estrellas de neutrones. La primera es que la estrella de neutrones está envuelta en densas nubes de polvo para que no se pueda ver. Otra es que se formó un púlsar, pero con un campo magnético inusualmente grande o pequeño. También es posible que grandes cantidades de material cayeron sobre la estrella de neutrones, de modo que colapsó aún más en un agujero negro. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros a menudo emiten luz cuando el material cae sobre ellos. Si hay un objeto compacto en el remanente de supernova, pero no hay material que caiga sobre él, sería muy tenue y, por lo tanto, podría evitar la detección. También se han considerado otros escenarios, como si el núcleo colapsado se convirtió en una estrella de quark. En 2019, se presentó evidencia de que una estrella de neutrones estaba dentro de uno de los cúmulos de polvo más brillantes cerca de la posición esperada del remanente de supernova. En 2021, se presentó más evidencia de que la emisión de rayos X duros de SN 1987A se origina en la nebulosa de viento púlsar. Este último resultado está respaldado por un modelo magnetohidrodinámico tridimensional, que describe la evolución de SN 1987A desde el evento SN hasta la era actual, y reconstruye el entorno ambiental alrededor de la estrella de neutrones en varias épocas, lo que permite derivar el poder de absorción de el material estelar denso alrededor del púlsar.

Curva de luz

Una curva de luz de banda visual para SN 1987A. La trama de entrada muestra el tiempo alrededor del brillo pico. Trazado de datos publicados por varias fuentes.

Gran parte de la curva de luz, o gráfico de luminosidad en función del tiempo, después de la explosión de una supernova de tipo II como SN 1987A se produce por la energía de la desintegración radiactiva. Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. Sin el calor radiactivo, se atenuaría rápidamente. La desintegración radiactiva del 56Ni a través de sus descendientes 56Co a 56Fe produce fotones de rayos gamma que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por lo tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos (varios meses). La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la descomposición de ⁵⁶Ni a ⁵⁶Co (vida media de 6 días) mientras que la energía para la última curva de luz en encaja muy de cerca con la vida media de 77,3 días del ⁵⁶Co que se descompone en ⁵⁶Fe. Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma ⁵⁶Co y ⁵⁷Co que escaparon del remanente SN1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran la fuente de energía.

Debido a que el ⁵⁶Co en SN1987A ahora se ha descompuesto por completo, ya no admite la luminosidad del material eyectado de SN 1987A. Actualmente está alimentado por la descomposición radiactiva de 44Ti con una vida media de unos 60 años. Con este cambio, los rayos X producidos por las interacciones de los anillos de la eyección comenzaron a contribuir significativamente a la curva de luz total. Esto fue notado por el Telescopio Espacial Hubble como un aumento constante en la luminosidad 10.000 días después del evento en las bandas espectrales azul y roja. Las líneas de rayos X ⁴⁴Ti observadas por el telescopio espacial de rayos X INTEGRAL mostraron que la masa total de ⁴⁴Ti radioactivo sintetizado durante la explosión fue 3,1 ± 0,8×10⁻⁴ M☉.

Las observaciones de la energía radiactiva de sus desintegraciones en la curva de luz de 1987A han medido las masas totales precisas del ⁵⁶Ni, ⁵⁷Ni y ⁴⁴Ti creado en la explosión, que concuerda con las masas medidas por los telescopios espaciales de línea de rayos gamma y proporciona restricciones de nucleosíntesis en el modelo de supernova computado.

Interacción con material circunestelar

El remanente en forma de anillo en expansión de SN 1987A y su interacción con su entorno, visto en rayos X y luz visible.

Secuencia de imágenes HST de 1994 a 2009, mostrando la colisión del remanente en expansión con un anillo de material expulsado por el progenitor 20.000 años antes de la supernova

Los tres anillos brillantes alrededor de SN 1987A que fueron visibles después de unos meses en las imágenes del telescopio espacial Hubble son material del viento estelar del progenitor. Estos anillos fueron ionizados por el destello ultravioleta de la explosión de la supernova y, en consecuencia, comenzaron a emitir en varias líneas de emisión. Estos timbres no se "encendieron" hasta varios meses después de la supernova; el proceso de encendido se puede estudiar con mucha precisión mediante espectroscopia. Los anillos son lo suficientemente grandes como para que su tamaño angular se pueda medir con precisión: el anillo interior tiene un radio de 0,808 segundos de arco. El tiempo que viajó la luz para iluminar el anillo interior da su radio de 0,66 (ly) años luz. Usando esto como la base de un triángulo de ángulo recto y el tamaño angular visto desde la Tierra para el ángulo local, se puede usar la trigonometría básica para calcular la distancia a SN 1987A, que es de unos 168 000 años luz. El material de la explosión se está poniendo al día con el material expulsado durante sus fases supergigante roja y azul y lo calienta, por lo que observamos estructuras de anillos alrededor de la estrella.

Alrededor de 2001, la eyección de supernova en expansión (>7000 km/s) chocó con el anillo interior. Esto provocó su calentamiento y la generación de rayos X: el flujo de rayos X del anillo aumentó en un factor de tres entre 2001 y 2009. Una parte de la radiación de rayos X, que es absorbida por la eyección densa cerca del centro, es responsable de un aumento comparable en el flujo óptico del remanente de supernova en 2001-2009. Este aumento del brillo del remanente invirtió la tendencia observada antes de 2001, cuando el flujo óptico estaba disminuyendo debido a la descomposición del isótopo 44Ti.

Un estudio del que se informó en junio de 2015, utilizando imágenes del telescopio espacial Hubble y del Very Large Telescope tomadas entre 1994 y 2014, muestra que las emisiones de los cúmulos de materia que forman los anillos se están desvaneciendo a medida que los cúmulos son destruidos por la onda de choque. Se predice que el anillo se desvanecería entre 2020 y 2030. Estos hallazgos también están respaldados por los resultados de un modelo hidrodinámico tridimensional que describe la interacción de la onda expansiva con la nebulosa circunestelar. El modelo también muestra que la emisión de rayos X de la eyección calentada por el choque será dominante muy pronto, después de lo cual el anillo se desvanecerá. A medida que la onda de choque pasa por el anillo circunestelar, rastreará la historia de pérdida de masa del progenitor de la supernova y proporcionará información útil para discriminar entre varios modelos para el progenitor de SN 1987A.

En 2018, las observaciones de radio de la interacción entre el anillo de polvo circunestelar y la onda expansiva confirmaron que la onda expansiva ha abandonado el material circunestelar. También muestra que la velocidad de la onda de choque, que disminuyó a 2300 km/s mientras interactuaba con el polvo en el anillo, ahora se ha vuelto a acelerar a 3600 km/s.

Condensación de polvo caliente en la eyección

Imágenes de los escombros SN 1987A obtenidos con los instrumentos T-ReCS en el telescopio Gemini de 8 m y VISIR en uno de los cuatro VLT. Se indican las fechas. Una imagen HST se inserta en la parte inferior derecha (créditos Patrice Bouchet, CEA-Saclay)

Poco después del estallido de SN 1987A, tres grupos principales se embarcaron en un seguimiento fotométrico de la supernova: el Observatorio Astronómico de Sudáfrica (SAAO), el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) y el Observatorio Europeo Austral (ESO). En particular, el equipo de ESO informó de un exceso de infrarrojos que se hizo evidente menos de un mes después de la explosión (11 de marzo de 1987). En este trabajo se discutieron tres posibles interpretaciones para ello: se descartó la hipótesis del eco infrarrojo y se favoreció la emisión térmica del polvo que pudo haberse condensado en el eyecta (en cuyo caso la temperatura estimada en esa época era ~ 1250 K, y el polvo la masa era aproximadamente 6.6 ×10⁻⁷ M_☉). La posibilidad de que el exceso de IR pudiera ser producido por una emisión libre libre ópticamente gruesa parecía poco probable porque la luminosidad en los fotones UV necesarios para mantener la envoltura ionizada era mucho mayor que la disponible, pero no se descartó en vista de la eventualidad de dispersión de electrones, que no se había considerado.

Sin embargo, ninguno de estos tres grupos tenía pruebas suficientemente convincentes para reclamar una eyección polvorienta sobre la base de un exceso de IR únicamente.

Distribución del polvo dentro de la SN 1987A eyecta, como del modelo de Lucy et al. construido en ESO

Un equipo australiano independiente presentó varios argumentos a favor de una interpretación de eco. Esta interpretación aparentemente sencilla de la naturaleza de la emisión IR fue cuestionada por el grupo de ESO y definitivamente descartada después de presentar evidencia óptica de la presencia de polvo en la eyección de SN. Para discriminar entre las dos interpretaciones, consideraron la implicación de la presencia de una nube de polvo con eco en la curva de luz óptica y en la existencia de emisión óptica difusa alrededor del SN. Llegaron a la conclusión de que el eco óptico esperado de la nube debería poder resolverse y podría ser muy brillante con un brillo visual integrado de magnitud 10,3 alrededor del día 650. Sin embargo, otras observaciones ópticas, expresadas en la curva de luz SN, no mostraron ninguna inflexión en la luz. curva en el nivel previsto. Finalmente, el equipo de ESO presentó un modelo grumoso convincente para la condensación de polvo en la eyección.

Aunque hace más de 50 años se pensaba que podría formarse polvo en la eyección de una supernova que colapsara el núcleo, lo que en particular podría explicar el origen del polvo que se ve en las galaxias jóvenes, esa fue la primera vez que tal se observó condensación. Si SN 1987A es un representante típico de su clase, entonces la masa derivada del polvo caliente formado en los escombros de las supernovas del colapso del núcleo no es suficiente para explicar todo el polvo observado en el universo primitivo. Sin embargo, un reservorio mucho más grande de ~0,25 masa solar de polvo más frío (a ~26 K) en la eyección de SN 1987A se encontró con el telescopio espacial infrarrojo Hershel en 2011 y se confirmó con Atacama Large Millimeter Array (ALMA) en 2014.

Observaciones de ALMA

Tras la confirmación de una gran cantidad de polvo frío en la eyección, ALMA ha continuado observando SN 1987A. Se ha medido la radiación de sincrotrón debida a la interacción de choque en el anillo ecuatorial. Se observaron moléculas de monóxido de carbono (CO) y silicato (SiO) frías (20–100K). Los datos muestran que las distribuciones de CO y SiO son grumosas, y que diferentes productos de nucleosíntesis (C, O y Si) se ubican en diferentes lugares de la eyección, lo que indica las huellas del interior estelar en el momento de la explosión.