Supernovas Tipo Ia como Estimadores de Distancia
Autor: Regna, Tomás
Introducción
Las Supernovas representan uno de los fenómenos astrofísicos de mayor relevancia para diversos estudios de la astronomía estelar; a diferencia de lo que su nombre indica (nueva estrella), son testimonio del fin de la vida estelar, en uno de los eventos más violentos a nivel astronómico.
Se trata del evento que da origen al subtipo de Variables Cataclísmicas, y si bien en rasgos generales, se presentan como un rápido aumento y detrimento -en términos astronómicos- del brillo del objeto, se pueden distinguir dos grandes grupos: Supernovas tipo I y tipo II; de ahora en más, nos enfocaremos en en la primera clasificación.
Supernovas Tipo Ia
Se cree que las Supernovas tipo I tienen su origen en una particular combinación de factores. El escenario bajo el cual se idea el evento de supernova consta de un sistema binario cuyas componentes orbitan muy próximas entre sí, y de las cuales una de ellas es el remanente de una estrella de tipo solar, esto es, una Enana Blanca o WD.
En lo que respecta a la componente restante, distintas caracterizaciones se corresponderán con distintos subtipos de SN Tipo I, es decir, se bifurcarán en tipos Ia, Ib, Ic, etc., donde se contrastan las distintas abundancias químicas. En este aspecto, la característica principal del espectro de una SN Tipo Ia es la ausencia de líneas de Hidrógeno y Helio, a diferencia de otros subtipos.
Luego... ¿cómo se produce una Supernova? Se sugiere como explicación fenomenológica, que existe una transferencia de materia hacia la Enana Blanca por parte de su compañera, la cual probablemente se encuentre expandiendo su atmósfera al comenzar su etapa como Gigante; en esta transferencia de masa, no se descartan eventuales fulguraciones -las cuales pueden traducirse en fenómenos de Novas, no tratados aquí-, pero sí se estima la concentración de este material en torno a un disco de acreción, que eventualmente pasa a formar parte de la WD.
La enana blanca acreta material de su compañera hasta alcanzar el límite de Chandrasekar, y tras generar capas de elementos cada vez más pesados en el interior estelar, runa vez formado un núcleo de Hierro, resulta imposible producir elementos más pesados, de manera tal que se rompe el equilibrio preexistente entre la gravedad de la estrella y la presión radiativa, lo que confluye en el colapso de las capas interiores y la consecuente generación de los elementos más pesados del Universo, en una violenta expulsión de las capas que conformaban la WD, enriqueciendo al medio interestelar.
Observación
Las consecuencias observacionales de este fenómeno se trasladan, a nivel fotométrico, a un rápido aumento en brillo del objeto, de manera tal que es comparable o mayor al brillo de la galaxia misma en la que se encuentra, motivo por el cual son fácilmente distinguibles en placas fotográficas a distintos instantes temporales y aún en galaxias distantes.
Espectroscópicamente se distinguen intensas líneas correspondientes a una gran diversidad de metales, a la vez que se pueden determinar, vía Doppler, velocidades promedio de 10000 km/s (~3% de la velocidad de la luz) utilizando bandas conocidas (como por ejemplo, Si II). Es interesante discernir en el zoológico de metales, espectros a distintos instantes:
- En los días previos al máximo se distinguen notoriamente elementos de masa intermedia y poco ionizados, entre ellos, Si II, Ca II, S II y OI.
- En los primeros meses post-máximo predominan las líneas de Fe II.
- En los meses posteriores, se detectan líneas de emisión para estados más ionizados del hierro; para fases mucho más tardías no se dispone de información espectroscópica significativa (porque sus brillos aparentes se hacen muy bajos e inalcanzables en la mayoría de los casos).
Existen, empero, dudas sobre la veracidad del proceso sugerido que conlleva al evento SN Ia; sostenidas por discrepancias entre observación y teoría: en el modelo propuesto de sistema binario con WD y una estrella de Secuencia Principal o posiblemente de la Rama de las Gigantes, el material acretado por la componente enana debería consistir mayoritariamente por hidrógeno, lo que inevitablemente debería traducirse en intensas líneas del mismo en el espectro de supernovas, el cual "brilla por su ausencia".
Por otra parte, al día de la fecha este modelo explica la vasta mayoría de fenómenos restantes que involucran a SN tipo Ia, a comparación de otras hipótesis que no se han podido correlacionar con los datos observacionales, a citar, binarias WD-WD, o binarias WD-NS (estrella de neutrones); ambas carentes de explicaciones en el plano químico de los procesos que intervienen en tales eventos.
Descripción Cualitativa
Se ha propuesto como principal explicación de la forma de la curva de luz previsible para SN Ia, procesos de decaimiento radioactivo como generadores de la energía observada. Más concretamente, el esquema:
Concuerda con la energía observada en el tiempo, para una estrella de 1.4 masas solares, donde una fracción de 0.25 masas solares representaría la cantidad de 56Ni necesaria para adecuarse a las observaciones. Cualitativamente, la gran abundancia en el núcleo de la WD previo al evento SN del isótopo de 56Ni decae naturalmente en un rango de 6 días, en un isótopo de 56Co, que a su vez decae luego de 100 días en un isótopo de 56Fe; en los tres decaimientos se liberan partículas y fotones altamente energéticos, además de neutrinos, sin contar que en cada una de estas transiciones, decae a estados excitados del siguiente elemento, que nuevamente libera energía previo a situarse en el estado fundamental.
Las relaciones específicas entre qué procesos químicos se corresponden con las características fotométricas de la curva de luz, dado que además depende de factores estructurales del remanente estelar, claramente exceden el análisis de este trabajo. A modo de comentario, se postula que el máximo de intensidad de la curva de luz corresponde a la etapa de decaimiento de 56Ni, mientras que los días posteriores el proceso radiativo se encuentra dominado por decaimiento de 56Co.
Cálculo de Distancias
Históricamente ha resultado particularmente notoria la similitud de las curvas de luz de las SN Tipo Ia, aunque a priori se desconocían las magnitudes absolutas de las mismas en el máximo de intensidad; esta curiosidad motivó a analizar distintas supernovas en galaxias donde estuvieran presentes Variables Cefeidas (las cuales son a su vez excelentes estimadores de distancia vía la Relación Período-Luminosidad); de conocer la magnitud aparente y la Distancia Cefeida de las galaxias en cuestión, se puede obtener la magnitud absoluta mediante el módulo de distancia.
De este análisis surgió un sorprendente resultado: salvando errores en la estimación de las absorciones de medio interestelar y absorción de la galaxia que la hospeda, las magnitudes absolutas de las SN Ia resultaban idénticas; mas aún, a medida que se ampliaba la muestra con posteriores observaciones, parecía constatarse que la magnitud absoluta en los máximos de estos fenómenos era era la misma, calculada en aproximadamente Mb=-19.5, aunque inicialmente con errores de 0.1 a 1 magnitud.
Resultó muy útil emplear a las SN tipo Ia como estimadores de distancia, de una manera completamente análoga a la mencionada: observando una dada magnitud aparente en el máximo de una SN Ia de una galaxia lejana, y a sabiendas de que la magnitud absoluta es la misma para este fenómeno, se obtiene automáticamente la distancia a la que se encuentra tal galaxia, salvando nuevamente errores en la determinación de las absorciones del medio circundante.
Es así como las SN Tipo Ia pasaron a formar parte de un grupo selecto de métodos astronómicos para determinación de distancias, denominados "Standard Candles" en un amplio rango de distancias -de hasta 50 Gpc-.
Como en Astronomía no todo es tan práctico y simple como uno pudiera a simple vista imaginar, el lector avezado sabrá a esta altura que no termina aquí la historia. A medida que mejores técnicas de observación y una mayor cantidad de SNs Ia entraron en foco de análisis (se descubren en la actualidad unas 500 SN al año), en conjunto con una mejor interpretación de las absorciones involucradas, no se han podido sostener como estándares de distancia debido a que se observaba una dispersión real -por fuera de los errores- de las magnitudes absolutas en SNs Ia.
Aunque la dispersión presente sea minúscula, implica una problemática a la hora de abordar el cálculo de distancias en pos de sostener un método útil (con menos de 10% de errores) y fiable cuanto menos empíricamente. Afortunadamente para este propósito, varios astrónomos -particularmente Phillips (1993)- han notado una aparente correlación entre la pendiente con la cual desciende la curva de luz en un dado período de tiempo post-máximo.
Es posible establecer una relación empírica a partir de distintas muestras, de la magnitud absoluda de una SN Ia en función de un parámetro peculiar: la variación de magnitud aparante en el transcurso de 15 días a partir del pico de intensidad. La misma resulta de un ajuste respecto a una 'supernova media' -estadísticamente promediada-, denominado como Método Delta15, una ecuación cuadrática de la forma:
Con lo cual es nuevamente viable considerar a las SN Ia, no como estándares de distancia para la estimación de la misma, sino como parámetros "estandarizables"; esto permite una determinación más precisa de distancias a escalas galácticas, con errores del orden del 5% o menores.
A modo informativo, recientemente se ha propuesto el análisis de otras bandas para reducir la dependencia con los parámetros de absorción, las cuales se encuentren en el Infrarrojo Cercano (NIR); en cuestión, un análisis en longitudes de onda más 'rojas' permite reducir la injerencia de la absorción del medio interestelar, reduciendo así los márgenes de error, y permitiendo una mejor estimación de las relaciones existentes para magnitud-pendiente.
Es que resulta clara la distinción que presenta la curva de luz de una dada SN para distintos filtros; el más característico, e históricamente empleado, ha sido el azul (B), aunque también ha tenido gran relevancia en el visual (V). Actualmente cobran interés las ya mencionadas bandas infrarrojas (J, K, I), las cuales a su vez parecieran esconder alguna fenomenología relacionada a los dos máximos que presentan las gráficas, por lo pronto desconocida.
Incluso es posible mejorar las calibraciones mediante el empleo de otros métodos de gran utilidad para el mismo propósito, a citar, el Método MCLS (el cual analiza las curvas de luz en distintas bandas para estimar estadísticamente la luminosidad), el Método "stretch", entre otros.
Carrera de Postas y el Problema de Hubble
La tarea de estimar distancias en Astronomía representa un desafío constante en todas las escalas imaginables. Se debe depender, a primera instancia, de métodos geométricos para la determinación de la misma, para luego aprovechar relaciones de la luminosidad de ciertos objetos de interés y obtener relaciones en variados órdenes de complejidad.
Aparejado a esto viene la realización de las limitaciones de cada método; las determinaciones de distancias posibles para cada uno de los existentes está confinado a un determinado rango. Así, para estrellas más próximas se emplea la paralaje -válida para distancias menores a 1Kpc-; le sigue la utilización de Variables Cefeidas -para distancies de entre 1Kpc y 50 Mpc-; este último método es el empleado para calibrar las magnitudes absolutas de Supernovas Ia, y consecuentemente, estimar distancias extragalácticas.
Por la disposición de los rangos en los cuales resultan válidos cada uno de los estimadores, pareciera como si se tratase de una Carrera de Postas o de Relevos, donde, por tramos, atletas de un mismo equipo se pasan en tramos del circuito, una barra llamada Testigo; en términos estronómicos, la determinación de la distancia representaría al Testigo, con algo de imaginación.
El problema que surge de esta comparación, y sabiendo que lamentablemente para los "atletas" astronómicos, la pista sea probablemente infinita, es: ¿quién es el siguiente en tomar la Posta o Testigo? La respuesta proviene de un análisis realizado por el astrónomo Edwin Hubble en la que obtuvo una relación de linearidad entre el corrimiento al rojo (e indirectamente la velodicad) de las galaxias lejanas y su distancia -Ley de Hubble- (en su momento empleando Cefeidas, aunque en la actualidad son las SN Ia los parámetros utilizados), igualado por una constante de proporcionalidad, llamada en honor al descubridor, como la Constande de Hubble, H0:
Este descubrimiento sentó las bases de la expansión del universo, contrario a las hipótesis de universos estáticos; consigo, distintos planteos sobre origen y final del universo, cuya puesta en prueba requeriría de mayores y mejoradas observaciones, no disponibles para la época. Estos planteos, al menos en la cuestión originaria, han sido satisfactoriamente resueltos en el marco de la Teoría del Big Bang, mientras que permanecía una gran incógnita sobre cómo se desarrollaría la métrica del universo.
De acuerdo con la Ley de Hubble, el ritmo de expansión del Universo debería de ser constante, con la corroboración empírica de que efectivamente resultaría ser una relación lineal, aunque si bien el corrimiento al rojo (z) de una galaxia es fácilmente determinable, una muestra de pocas SN Ia a grandes distancias hacía imposible la verificación de la ley a gran escala.
Por otra parte, consenso en la comunidad astronómica dictaba que claramente debería ocurrir que el Universo se estuviera desacelerando a causa de la atracción gravitatoria; de aquí surgió el interés en determinar el parámetro de deaceleración q0 del universo, el cual se relaciona con el parámetro de Hubble H y su variación temporal, de la forma:
Es decir, se postulaba que claramente existía una desaceleración de la expansión del universo, y la problemática radicaba simplemente en determinar cuantitativamente el valor previsto. Con el advenimiento de la tecnología CCD y el empleo de telescopios de gran calibre, se intentó dilucidar las características de esta expansión, cuando los resultados finalmente demostraron que la expansión no era a razón uniforme, evidenciada por la desviación en la linearidad de la relación de Hubble de estudiar supernovas de alto corrimiento al rojo...
El gran problema era que, si bien esto permitió constatar la no uniformidad, ¡indicaba que la expasión está acelerándose!; esto es, de las observaciones resultó q<0.
Por encima del desconcierto general que este resultado representa, el intento de indagar las posibles causas de esta aceleración daba luz a extrañas explicaciones; los modelos cosmológicos infieren las distribuciones de masa y energía presentes en el universo; debe inexorablemente existir una cierta distribución que se correlate con las observaciones del parámetro de Hubble (H), y en la distribución más probable para lo evidenciado es donde más incógnitas se apilan sobre el caos teórico: resulta con gran certeza que el universo está dominado por un 70% de energía, a contraposición de un 30% de materia.
Esto atrae severas implicaciones: Existe una energía completamente misteriosa que permea al espacio, y de la cual no hay pista alguna, salvo su culpabilidad en la aceleración de la expansión de la métrica universal, que es ampliamente superior a la gravitatoria, y pareciera ser más significativa a mayor espacio; esto es, parecería que esta energía indetectable a la fecha (Energía Oscura) está íntimamente relacionada al espacio mismo, cual si se tratara de una energía intrínseca del espacio.
El interrogante es aún mayor si contabilizamos el poco conocimiento que se tiene sobre el 30% de materia remanente -la materia bariónica ordinaria representa sólo el 5%, dejando un 25% de materia excéntrica también indetectable (Materia Oscura)-, pero eso es historia para otro momento.
Bibliografía
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