En busca de la Supernova perdida

por José Lull García

En el campo de la Astronomía, los aficionados han formado desde siempre un grupo numeroso de observadores cuya contínua atención de los sucesos que tienen lugar en la bóveda celeste ha sido, en muchos casos, muy valorada por los profesionales. El seguimiento de estrellas variables, descubrimiento de cometas, novas y supernovas ha sido muy útil a la ciencia profesional y, a pesar de las avanzadas técnicas actuales, el numeroso ejercito de observadores aficionados sigue superando al exiguo, aunque bien pertrechado grupo de profesionales. Además, el abaratamiento de los instrumentos de investigación, ha permitido que ya no sea tan extraño encontrar entre los aficionados estupendos equipos formados por telescopios de 40 cm y cámaras CCD.

La búsqueda de Supernovas, sigue siendo uno de los campos donde el aficionado puede conseguir algunos logros. Baste recordar la brillante supernova descubierta en M 81 por un afortunado compatriota. ¿Cómo pudo escapar este brillante objeto en una galaxia tan importante M 81 de la visión de miles de aficionados y telescopios profesionales ?. La respuesta es simple. Por supuesto, este trabajo de búsqueda nos va a exigir una gran constancia, revisar cada pocos días las mismas galaxias, comprobar la posición de todas las estrellas de alrededor .... pero, finálmente, el factor suerte y el azar determinarán si hemos sido elegidos para ser los primeros en presenciar tan importante acontecimiento.

La necesidad de intensificar la búsqueda de supernovas ha sido reconocida por la Unión Astronómica Internacional (IAU), reactivando la operatividad del Working group on Supernovae, cuya coordinación está a cargo de Virginia Trimble ( Astronomy Program, University of Maryland, College Park, MD 20742 ). Desde que se descubriera la primera supernova en 1885, cada año el número de descubrimientos se ha ido acelerando hasta las 500 avistadas en 1982 y las más de 1000 por año que se espera conseguir antes del fín de milenio. La estadística nos indica que la mayoría de estas supernovas son demasiado débiles para ser detectadas mediante instrumentos ópticos normales, ¿qué nos queda entonces?. Nos queda saber que en un período de 15 años, unas 250 supernovas superan en brillo la magnitud 15, por lo que cada año tenemos la posibilidad de observar unas 16 de estas explosiones. De estas 16, por la posición que ocupen en el cielo, las condiciones meteorológicas etc., seguramente sobrevivirán únicamente la mitad. En resumen, durante un año unas 8 supernovas van a estar a tiro de nuestros telescopios. Sin embargo, son cientos las galaxias en las que en cualquier momento se puede encender la lucecita que indique que quedan 7 por descubrir, 6, 5.... y nosotros no podemos dar abasto a todas ellas. Comprobamos así que la búsqueda de supernovas no es un trabajo nada fácil y, por desgracia, el factor suerte desempeña un papel muy importante. Con la tecnología CCD podemos mejorar un poco nuestras posibilidades de descubrimiento , aumentando la magnitud límite de detección y con ello el número de supernovas accesibles al año. Sin embargo, los telescopios de 20 ó 25 cm. que poseemos la mayoría de los aficionados, no siempre llegan al límite de la 15ª magnitud sino, más bien, a la 14, con lo que aún se nos reducen más las probabilidades de llevar nuestra búsqueda a buen fín. No por ello habremos de lamentarnos sino, todo lo contrario, ser tenaces en nuestra búsqueda y esperar el día de suerte.

La primera Supernova descubierta en otra galaxia fue detectada el 20 de Agosto de 1885 por Ernst Hartwig, cerca del núcleo de la Galaxia de Andrómeda. Aquella estrella se había hecho visible por que se hizo diezmil millones de veces más brillante que el Sol. En los 35 años siguientes sólo se consiguieron descubrir otras 11 supernovas pero, hasta la década de los 30, no se entendió la naturaleza de estos fenómenos. Fue entonces cuando Walter Baade y Fritz Zwicky colaboraron en el estudio de estos objetos y llegaron a la conclusión de que eran distintos a las novas, por lo que les pusieron el nombre de supernovas.

Teniendo en cuenta que se estima que la media de explosión de supernovas en una galaxia se produce cada 300 años, tendremos que vigilar unas 300 galaxias como mínimo para tener una posibilidad de detectar una supernova en alguna de ellas a lo largo del año de vigilia. De todos modos, esta media dista mucho de ser real puesto que no todas las galaxias presentan la misma frecuencia de supernovas. Por ejemplo, tanto la galaxia de Hidra M 83, como la de Cygnus, NGC 6946, tienen una producción de 1 por cada 10 años, siempre refiriéndonos únicamente a las supernovas observables.

¿Qué galaxias debemos escoger para vigilar? Obviamente deberemos elegir galaxias brillantes con una magnitud máxima de 12, si trabajamos con telescopios normales. Galaxias más débiles pueden indicar una mayor distancia respecto a nosotros y, por tanto, una luminosidad de la supernova suficientemente baja como para que no la podamos detectar. También deberemos de considerar que lejos de hacer una extensa lista de galaxias es preferible coger un grupo más reducido pero sobre el que sepamos vamos a tener suficiente tiempo como para vigilarlo con regularidad. La frecuencia con que deberemos vigilarlas debe situarse como mínimo en una vez cada 15 días, puesto que normalmente la subida de una magnitud de supernova tarda cerca de un mes.

Por otra parte, hemos de tener en cuenta que el tamaño de la galaxia suele ser mucho mayor del que apreciamos a través del ocular, por lo que deberemos fijarnos también en el campo estelar de alrededor y no sólo en la zona más cercana a la mancha difusa de la galaxia. Es por eso que si apuntamos a galaxias como M 33, de un brillo superficial tan bajo, deberemos tener presente que a notable distancia del núcleo que observamos podremos encontrar la posibilidad de detectar una supernova. En este caso, la galaxia mide unos 62 x 38', con lo que incluso tendremos que vigilar más campo del que observamos a través del ocular. Será recomendable, así mismo, utilizar oculares de moderada potencia que nos permitan una mejor resolución entre las estrellas además de contraste con respecto al fondo estelar.

Una galaxia que está a 100 millones de años luz, como NGC 488, puede producir supernovas cuyo máximo brillo alcancen la magnitud 13.1 ó 15.1, según sea supernovas de tipo I o II. Sin embargo, M 33, que sólo está a 3.3 millones de años luz, las mostraría con unas magnitudes máximas de 6.3 y 8.3, respectivamente. Como regla general se dice que si la capacidad de nuestro telescopio no excede en, por lo menos, una magnitud por encima del máximo brillo esperado para una supernova de tipo I en una galaxia determinada, la posibilidad de que descubramos en ella una supernova es realmente baja. En el caso del ejemplo de la galaxia NGC 488, objeto de magnitud 11 situado en Pisces, la supernova de tipo II quedaría fuera de nuestro instrumental, no así la de tipo I. Esta última supernova estaría cerca de 60 días por debajo de la magnitud 15 y unos 40 por debajo de la 14.

Al respecto de los ejemplos anteriores deberemos tener en consideración, a la hora de elegir una galaxia a la que vigilar, cuál va a ser el máximo brillo que pueda alcanzar una supernova que explote en su estructura. Teniendo en cuenta esto, también hemos de indicar la necesidad de calcular durante cuanto tiempo dicha supernova podrá estar al alcance de la magnitud límite de nuestro instrumental. Para esto último es muy interesante conocer las curvas de luz de los tipos de supernovas y conocer el comportamiento de su incremento o descenso de magnitud a lo largo de los días anteriores y posteriores al máximo. Estas curvas de luz son las que se presentan en la figura número 1. Comprobamos el diferente comportamiento de los dos tipos de supernova.

Para una supernova de tipo I, unos 18 días son necesarios para que el brillo de la estrella remonte 3 ó 4 magnitudes para llegar al máximo brillo, 13 días para subir 2 magnitudes y 10 para 1 magnitud. En cambio, tras el máximo, necesita 14 días para bajar una magnitud, 23 para dos y 55 días para tres. Esto siginifica que en los primeros 30 días posteriores al máximo, el ritmo de descenso de luminosidad es de 0.087 magnitudes diarias y, 0.016 después de los 50 días posteriores al máximo. Esto lo podemos ver en el cambio de inclinación de la curva de luz de la supernova que se produce entre los 30 y 50 días tras el máximo.

En cuanto a las supernovas de tipo II, muestran una mayor variedad de comportamientos en sus curvas de luz, aunque podemos establecer una curva de luz básica. Tras el máximo sufren un descenso muy acusado de brillo de 1.2 magnitudes en los primeros 30 a 35 días. En los siguientes 50 días, la luminosidad de la supernova disminuye a un ritmo ralentizado, de tal modo que en la curva de luz se aprecia la llamada "llanura". En los siguientes 40 días vuelve a incrementarse el ritmo de descenso y, finalmente, vuelve a ralentizarse en una fase parecida a la de la llanura.

La espectroscopía también muestra la diferente naturaleza de uno y otro tipo de supernovas. Las de tipo I no muestran ningún rastro de hidrógeno, mientras que las de tipo II sí. Estas últimas están asociadas a las regiones más ctivas en cuanto a creación de estrellas se refiere dentro de una galaxia, como los brazos espirales, lo que indica que su origen puede estar en estrellas muy masivas de vida corta, las cuales nacen y mueren constantemente en los brazos espirales. Las de tipo I son vistas en todos los tipos de galaxias pero especialmente en las elípticas, en las que aún no ha sido observada ninguna de tipo II.

El proceso por el cual una estrella llega a convertirse en una supernova todavía no ha sido totalmente clarificado, de ahí la importancia de su observación, sobre todo antes de que llegue al máximo brillo. Parece ser que este fenómeno se produce en estrellas de muchas masas solares en las que los elementos semipesados pueden desintegrarse, debido a la elevadísima temperatura del núcleo, con lo que la estrella pierde parte de su energía y resuelve el equilibrio colapsándose. Esta contracción deriva en un nuevo incremento de la temperatura del núcleo, que ahora es de algunos miles de millones de grados, estando las capas superficiales a casi 200 millones de grados. Como en esta parte de la estrella aún ha sobrevivido gran cantidad de hidrógeno a los rápidos procesos vitales del astro, el ciclo del carbono o de Bethe-Weizsäcker se reactiva produciendo tal liberación de energía que provoca la explosión de las capas más externas de la estrella. Las temperaturas tan altas que tienen lugar en algunos momentos de la explosión son las responsables de la creación de elementos tan pesados como los transuránidos. La estrella que explota puede perder hasta una masa solar, empujando los restos de su estructura superficial a más de 10000 km. por segundo En este momento la estrella puede alcanzar una magnitud absoluta de -14 a -21, pudiendo llegar a au mentar en 20 magnitudes de brillo la estrella progenitora.

La energía liberada en el momento de la explosión es tan grande que en un solo segundo emite tanta radiación como nuestro Sol en tres años. En la Vía Lactea se cree que tienen lugar unas cinco explosiones de tipo I y 25 de tipo II cada mil años y, en los anales de la historia, tenemos constancia de la observación de muchas de estas. Citemos, por ejemplo, la supernova de Tycho de 1572, que llegó a la magnitud -4.1, la supernova de Kepler de 1604, de magnitud -2.6 o la explosión de la supernova que originó la nebulosa del Cangrejo en 1054.

A pesar de la dificultad que supone la búsqueda de supernovas y teniendo en cuenta todos los factores que tenemos en contra, no por ello hemos de desesperar en nuestro intento. El reverendo Evans, de Australia, es todo un ejemplo de constancia y eficacia en esta labor de búsqueda. Sólo en 1983 descubrió tres de ellas con un telescopio reflector de 25 cm., y la historia de sus descubrimientos ha seguido el paso firme, teniendo a estas alturas un buen número de supernovas en su haber. Esto demuestra que con un trabajo serio y constante tarde o temprano llegan los frutos si uno sabe esperar. Por eso, aquella persona que esté interesada en este trabajo o en otros parecidos como la búsqueda de cometas, debe ser animada en su empeño hasta conseguir el preciado objetivo... la busqueda del objeto perdido.