El Lobo Rayado

Blog del astrofísico Ángel R. López-Sánchez
sobre Astronomía, Astrofísica y Ciencia en general.



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Inicio > Historias > El brillo de las supernovas de tipo Ia

El brillo de las supernovas de tipo Ia

Historia publicada originalmente en Naukas.com.

En 1998 dos equipos internacionales de astrofísicos que trabajaban de forma independiente sorprendieron a la comunidad científica con un gran hallazgo: a diferencia de lo que se pensaba hasta entonces la expansión del Universo no se estaba “frenando” por la acción de la gravedad de toda la materia que contiene. En realidad la expansión del Universo se está acelerando. Esto quiere decir que ahora el espacio “se estira” a más velocidad a como lo hacía en el pasado.

Este descubrimiento supuso una revolución en la Cosmología y en la forma en la que ahora entendemos cómo evoluciona nuestro Universo y su contenido: materia bariónica (esto son los átomos que constituyen todo), materia oscura (que no sabemos lo que es, salvo no interacciona con la radiación electromagnética pero sí mediante interacción gravitatoria) y la esquiva energía oscura (cuyo efecto neto sería una fuerza de gravedad repulsiva; de hecho, es la que explicaría esa expansión acelerada del Universo).

La técnica que emplearon dichos equipos de investigación (el “Supernova Cosmology Project”, liderado por Saul Perlmutter, y el “High-Z Supernova Search Team”, liderado por Brian Schmidt y Adam Riess (los tres recibirían el Premio Nobel el Física en 2011) empleaba el análisis de explosiones de supernova de tipo Ia en galaxias muy lejanas.

La hipótesis de partida es la siguiente: una supernova de tipo Ia ocurre cuando se tiene una pareja de estrellas formada por una estrella enana blanca y (normalmente) una gigante roja. La enana blanca “roba” material a la gigante roja, hasta que llega un momento a una masa dada (1.38 veces la masa del Sol) que el material robado se fusiona de forma incontrolada, produciendo una titánica explosión que destruye el sistema (la explosión de supernova tipo Ia). Como esta explosión siempre ocurre cuando se alcanza este límite de masa, la energía liberada en detonación es siempre “más o menos” la misma, por lo que el brillo absoluto de las supernovas tipo Ia será siempre igual. Esta energía es enorme: el brillo absoluto de una supernova de tipo Ia es equivalente al de 5000 millones de soles, por lo que es “fácil” detectarlas en galaxias muy lejanas.

Conociendo el brillo aparente con el que se observa explotar una supernova de tipo Ia (la que, por supuesto, ha tenido que observarse espectroscópicamente para conocer su tipo, esto no ocurre en las explosiones de supernova tipo II, que marcan el final de las estrellas más masivas) y tomando el brillo absoluto de una supernova como “un número estándar bien establecido”, se puede calcular con muy buena precisión la distancia a la supernova, o en este caso, a la galaxia que la alberga.

De las observaciones de supernovas de tipo Ia estudiadas en los artículos de 1998 se determinó que, en efecto, el Universo está en expansión acelerada. Posteriormente se ha podido llegar a la misma conclusión y a números muy similares usando otras técnicas, como por ejemplo estudiando las “oscilaciones acústicas de bariones” y la estructura y distribución de los cúmulos de galaxias en la estructura a gran escala del Universo.



Diagrama de Hubble y SN Ia cosmológicas

Diagramas mostrando la velocidad de recesión de una galaxia (eje horizontal, dada por el “redshift” o “desplazamiento al rojo”) y su distancia (eje vertical) usando datos datos por las supernovas de tipo Ia. Estos diagramas se llaman “Diagrama de Hubble”, aunque son algo distinto al diagrama original que usó Edwin Hubble para mostrar por primera vez la expansión del Universo. El panel superior muestra de forma conjunta los datos dados por High-z Supernova Search Team (Riess et al. 1998, en rojo) y Supernova Cosmology Project (Perlmutter et al. 1999, en negro). Las líneas representan distintos modelos cosmológicos, dados por la cantidad de materia (bariónica y oscura) y la cantidad de energía oscura. En los dos diagramas inferiores se muestran los datos de cada proyecto de forma independiente y con respecto al modelo de un “universo vacío”. Para explicar que las distancias a las galaxias lejanas se apartan un 20% de este modelo es necesario introducir cierta cantidad de energía oscura. Figura extraída del artículo “A cosmological surprise: the universe accelerates”, Bruno Leibundgut and Jesper Sollerman, Europhysics News (2001) Vol. 32 No. 4.

Sin embargo, ¿qué pasaría si algún factor que no se ha considerado hace variar la luminosidad máxima que tiene una supernova del tipo Ia? Desde el punto de vista teórico, esta luminosidad depende también de la cantidad de níquel (56 Ni) sintetizada durante la explosión de supernova, que a su vez depende de la cantidad de carbono (C), oxígeno (O), nitrógeno (N) e hierro (Fe) de la enana blanca.

Así, varios estudios teóricos sugieren que, en efecto, el brillo máximo de una supernova de tipo Ia NO es absoluto, sino que también depende de la composición química del sistema estelar. Enanas blancas más ricas en metales (en Astrofísica, todo lo que no es hidrógeno o helio lo definimos como “metal”, porque son producto de la evolución estelar) sufrirán explosiones de supernova menos brillantes que enanas blancas que tienen menos contenido en metales. O al menos esto dice la teoría.

¿Cómo demostrar esto? Con observaciones de supernovas en galaxias donde podamos establecer el contenido en metales. Si podemos medir por un lado la “metalicidad” de una galaxia donde ha explotado una supernova de tipo Ia y su distancia (usando un método independiente al de las supernovas para ello) podríamos estudiar si se observa tal dependencia predicha por los modelos teóricos. Esta fue la idea que tuvo la astrofísica teórica Mercedes Mollá (CIEMAT, Madrid) allá por 2009.

En 2010, mientras pasaba una estancia de trabajo en Sydney, Mercedes y yo comenzamos a colaborar juntos, dado que me "convenció" a que la ayudara en este proyecto. Mientras ella aportaba todo el aporte teórico, yo me dedicaría a determinar observacionalmente los parámetros necesarios para restringir los modelos. Mercedes también había hablado con otros astrofísicos españoles que estaban interesados en esta investigación: José M. Vílchez (ahora director del Instituto de Astrofísica de Andalucía), Lluís Galbany (Universidad de Chile), Aurelio Carnero (Observatório Nacional, & LIneA Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia, Brasil) e Inmaculada Domínguez (Universidad de Granada). Todos ellos se unieron al proyecto. Además, mientras estuvo por Australia en 2010, Mercedes y yo pasamos un día en Canberra (la capital australiana) hablando de todo esto con el mismísimo Brian Schmidt (Australian National University), quien también se interesó en esta idea. Esto fue un año antes de que Brian recibiera el Premio Nobel.

En realidad, pronto vimos que este proyecto sería genial para una tesis doctoral. Mercedes se dedicó entonces a buscar financiación para un estudiante de doctorado. Y así fue como el joven astrofísico Manuel Moreno-Raya, quien acababa de terminar la carrera de Física en la Universidad de Granada, comenzó a trabajar con nosotros en 2011. Investigar este problema iba a ser su trabajo de tesis, teniéndonos a Mercedes y a mí como sus directores de tesis doctoral.

Estrellas circumpolares sobre telescopio William Herschel

Estrellas circumpolares sobre el telescopio William Herschel (WHT) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (la Palma), en la noche del 23 al 24 de diciembre de 2011, mientras Manu Moreno-Raya, Aurelio Carnero y yo observábamos galaxias cercanas donde se han detectado explosiones de supernovas de tipo Ia. Compila cerca de 1400 imágenes individuales conseguidas durante más de 11 horas. Es parte de un timelapse que nunca después llegué a editar... Crédito: Ángel R. López-Sánchez (AAO/MQ).

Ya para entonces habíamos conseguido tiempo de observación en el Telescopio William Herschel (WHT), de 4.2m, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma). Fueron las noches del 22 y 23 de diciembre de 2011 (efectivamente, me vine desde Australia a España para llegar a casa de mis padres en Córdoba en plena Nochebuena y tras unas 32 horas sin dormir en una cama, digamos son los “gajes” de la profesión, ni que decir tiene que cené algo rápido y me fui a dormir). Estas noches fueros estupendas: Manu, Aurelio y yo observamos alrededor una quincena de galaxias con este telescopio bajo un cielo excepcional. Manu pasaría luego 3 meses conmigo en Australia (ya en 2013, una vez pasada la etapa de cursos de doctorado) analizando estos datos (y unos cuantos más).

Sin embargo, no todas las galaxias podían usarse: para determinar la cantidad de metales de las galaxias necesitábamos detectar la emisión de las nebulosas, que en muchos casos era muy débil. Hacía falta observar más galaxias, así que volvimos a pedir tiempo y conseguimos cuatro noches (23 - 26 enero de 2014). Para esta campaña yo no pude ir, pero Manu y Lluis tuvieron la suerte de, además, poder estudiar la supernova SN 2014J, también de tipo Ia, que explotó en la famosa galaxia cercana M 82. Añadimos 19 galaxias a la muestra de galaxias a estudiar.



Imagen de la galaxia M 82 (localizada a 12 millones de años luz sobre la constelación boreal de la Osa Mayor) con la supernova SN 2014J. La supernova, de tipo Ia, aparece señalada con dos líneas. Los datos para hacer esta imagen se consiguieron con la cámara ACAM del Telescopio William Herschel (ING, Observatorio del Roque de los Muchachos, isla de La Palma, España), que tiene un espejo primario de 4.2 metros de tamaño. Se usaron los filtros u (coloreado en azul oscuro, dos tomas de 300 segundos), g (en cían, 3 tomas de 100 segundos), i (en verde, tres tomas de 100 segundos) y r (en rojo, 3 tomas de 100 segundos). Los datos se consiguieron el 24 de enero hacia las 04:40 UT, excepto los datos en filtros r y u (25 de enero hacia las 06:00 UT). Además, se ha incluido una toma extra en el filtro Hα, también codificado en rojo, conseguida combinando 4 imágenes de 300 segundos. Los datos en Hα se obtuvieron el 26 de enero a las 06:30, terminando ya durante el crepúsculo. Créditos: Observadores: Manuel E. Moreno-Raya (CIEMAT, Spain) y Lluís Galbany (DAS / UC, Chile), Procesado de datos y composición en color: Ángel R. López-Sánchez (AAO / MQ, Australia), Astrónomo de soporte: Chris Benn (ING, Reino Unido), Operador del Telescopio: José Norberto González (ING, Reino Unido). Equipo de investigación: Manuel E. Moreno-Raya (CIEMAT, España), Mercedes Mollá (CIEMAT, España), Ángel R. López-Sánchez (AAO / MQ, Australia), Lluís Galbany (DAS / UC, Chile), Aurelio Carnero (ON, Brasil), Inma Domínguez (UGR, España) y Pepe Vílchez (CSIC / IAA, España).

Con la muestra final de 28 galaxias con buenos datos Manu se estuvo peleando meses… En parte por lo complicado que resulta otorgar un valor de la cantidad de metales (la “metalicidad”) a una galaxia cuando las líneas de emisión detectadas de las nebulosas sólo son las brillantes: son las líneas débiles las que “ayudan” a precisar las condiciones físicas del gas ionizado (temperatura, densidad), fundamentales a la hora de poder calcular con precisión la cantidad de metales que hay en el gas (algún día contaré todo esto con detalle en “Universo Rayado”, lo prometo). Es por este motivo por el que nuestras barras de error en la metalicidad son “relativamente grandes”.

¿Qué fue lo que encontró Manu? Tras casi infinitas iteraciones de figuras y tablas corrigiendo o modificando ligeramente los números al considerar un factor u otro, y desechando algunas “supernovas problemáticas” (por ejemplo, se ha visto que la luz de alguna de estas supernovas estaba muy extinguida por el polvo interestelar, que además le daba un color rojo no real) Manu consiguió este diagrama:


Diagrama mostrando la magnitud absoluta de las supernovas de tipo Ia (eje vertical) en función de la abundancia de oxígeno (eje horizontal) dada por “calibraciones empíricas”. La abundancia de oxígeno sirve para medir la “metalicidad” o contenido en metales de una galaxia con formación estelar. Los métodos para determinar la distancia a las galaxias vienen dados por triángulos (usando la relación de Tully-Fisher), función de luminosidad de nebulosas planetarias (cuadrados) y combinando los resultados de estrellas variables cefeidas con relación Tully-Fisher (círculos). La línea verde es un ajuste de segundo orden a los datos. La línea púrpura es un ajuste asumiendo cuatro promedios en metalicidad. Las líneas horizontales azules y rojas representan el valor medio a baja y alta metalicidad, respectivamente, con su error. Figura extraída del artículo Manuel E. Moreno-Raya et al 2016 ApJ 818 L19.

En el eje horizontal se representa la abundancia de oxígeno (O/H), que en Astrofísica de galaxias con formación estelar es equivalente a “metalicidad” o “contenido en metales” de un objeto. Por cuestiones históricas que no vienen al caso, la abundancia de oxígeno se representa como “12+log (O/H)”. Galaxias con poco contenido en metales estarán a la izquierda, teniendo 12+log(O/H) alrededor de 8.00, mientras que galaxias con muchos metales estarán a la derecha, con valores de 12+log(O/H) superiores a 8.70 (ésta es aproximadamente la abundancia de oxígeno del Sol).

En el eje vertical se representa la magnitud absoluta de la supernova de tipo Ia, que como dije arriba se determinó siguiendo métodos independientes a los basados en el brillo de las supernovas de tipo Ia (por ejemplo, el método de las estrellas variables Cefeidas). A pesar de la dispersión de los datos y de los errores en las medidas, un análisis estadístico nos reveló que, con un 80% de probabilidad, existe una relación entre las dos medidas, de forma que supernovas del tipo Ia con menos cantidad de metales tienen mayores brillos absolutos (es lo que muestra la línea verde).

Simplemente dividiendo la muestra en dos puntos: alta metalicidad y baja metalicidad usando el valor de 12+log(O/H)=8.40 como corte, los datos apuntan a que las supernovas de tipo Ia menos metálicas brillan en promedio 0.14 magnitudes más que las supernovas de tipo Ia más metálicas. Este resultado se recogió en un artículo científico publicado la edición del 10 de febrero de 2016 en la prestigiosa revista “Astrophysical Journal Letter”, siendo por cierto la “Investigación Destacada” de dicha edición.

¿Qué implicaría todo esto? Simplemente que la calibración que se usa en la actualidad para determinar la distancia a las galaxias cosmológicas usando supernovas de tipo Ia, y que no considera el contenido en metales de la galaxia, subestima la magnitud absoluta de la explosión de supernova en galaxias con poco contenido en metales (objetos que se esperan comunes en el Universo primitivo, dado que las galaxias crecen en masa y en cantidad de metales al pasar el tiempo), lo que daría una distancia mayor a la que realmente está dicho objeto.

¿Habría que revisar los modelos cosmológicos porque no se ha tenido en cuenta este efecto? No, y en ningún momento hemos dicho eso (a pesar de que sí hemos leído por ahí que alguien lo ha sugerido a raíz de nuestro estudio). Como hemos visto, las variaciones del brillo máximo de la supernova ocasionado por la metalicidad de la estrella que explota es muy pequeña, de hecho, menor que los típicos errores que se tienen actualmente para medir las distancias a las galaxias con este método.


Para un segundo artículo científico que enviamos a la revista “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society” el mes pasado (y del que, por cierto, hemos recibido el informe del árbitro justamente hoy mientras yo escribía este artículo para Naukas) Manu ha determinando que el error de no incluir la metalicidad en el brillo de una supernova de tipo Ia a la hora de calcular su distancia es del orden del 4.5%. Sin embargo, uno de los objetivos científicos de la próxima década en Cosmología es establecer un estudio muy detallado de miles, decenas de miles, de galaxias con supernovas del tipo Ia, para conocer mejor los parámetros cosmológicos. En estos análisis los errores estadísticos serán mucho más pequeños, mientras que los errores sistemáticos (originados por algún factor que no se ha tenido en cuenta) comenzarán a dominar. Si se quieren usar los métodos de supernovas Ia en Cosmología al orden del 1-2% de error, el efecto de la metalicidad sí debería tenerse en cuenta.

Más información:

| Publicado 2016-04-04 , 11:43 | ¡ Comenta esta historia ! | 4 Comentarios | Enlace | In English using Google Translate |
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Comentarios

1
De: Miguel Angel García Díaz Fecha: 2016-04-05 01:13

Muy interesante. Demasiadas matematicas para mi cabeza. De todas formas suerte, ojala con el tiempo hayais aportado algo nuevo para los astrofisicos del futuro. eso sera señal de que se os ha escuchado.



2
De: Miguel Angel García Díaz Fecha: 2016-04-05 01:15

Cachis se me olvido... no se ven los graficos, solo la foto de las circumpolares



3
De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2016-04-19 07:59

Arreglado el problema de las figuras.



4
De: Mukuki Fecha: 2016-04-20 17:50

Hola
Muchas gracias
Ya di de ven
Te lo iba a decir yo,,,,jjjj

Un abrazo...



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