SN 2006gz: Supernova Inusual

Investigadores del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) han descubierto que la supernova 2006gz fue causada por la colisión de dos estrellas enanas blancas. Las dos estrellas fueron acercándose una a la otra en una lenta espiral hasta que se fusionaron, generando una enorme explosión. Los astrónomos del CfA han observado fuertes evidencias de este fenómeno que, hasta ahora, era un mecanismo teórico para la creación de una supernova.

Los astrónomos clasifican las supernovas observando sus espectros. Cuando muestran evidencia de Hidrógeno se las clasifica como Tipo II, cuando no la muestran se las clasifica como Tipo I. Las Tipo II son estrellas masivas y de corta vida que sufren un colapso del núcleo y explotan. En la visión convencional de las supernovas Tipo Ia, la más común de las supernovas que carecen de Hidrógeno, una estrella enana blanca acumula el gas de una estrella compañera hasta que sufre una catastrófica fusión nuclear y se destruye totalmente.

Al comienzo la supernova 2006gz fue clasificada como Tipo Ia por su falta de Hidrógeno y otras características, sin embargo un análisis combinando los datos del CfA y la Ohio State University sugieren que se trata de una supernova más inusual de lo pensado.

Lo más importante fue la observación de fuertes líneas de Carbono sin quemar en el espectro de la supernova, algo que no se había visto nunca. Al fusionarse dos enanas blancas se espera que posean Carbono en sus capas más exteriores. La poderosa explosión debería entonces empujar hacia afuera estas capas.

El espectro de 2006gz también mostraba evidencias de capas de Silicio comprimidas. El Silicio es creado durante la explosión y es comprimido por la onda de choque. Los modelos informáticos de colisión de dos enanas blancas predicen ambas firmas espectrales, la del Silicio y la del Carbono.

Adicionalmente 2006gz fue más brillante de lo esperado, indicando que el objeto progenitor tuvo una masa superior al límite de Chandrasekhar de 1.44 masas solares, el cual sería límite superior para una estrella enana blanca individual. Al tratarse de dos estrellas, la suma de las masas resulta mayor que el límite de Chandrasekhar. Únicamente otro ejemplo de un súper-límite de Chandrasekhar ha sido observado antes: SN 2003fg. Aunque las observaciones de SN 2003fg son sugerentes, las evidencias para 2006gz son más fuertes.

Además de proporcionar un nuevo ejemplo para la creación de supernovas, 2006gz tiene consecuencias para el campo de la cosmología. Las supernovas Tipo Ia poseen un margen de brillo muy pequeño (su magnitud absoluta siempre es muy parecida), lo que las hace 'candelas estándar' para el cálculo de distancias cosmológicas. Fue el estudio de las supernovas Tipo Ia lo que condujo al descubrimiento de la energía oscura, la fuerza que está acelerando la expansión del Universo.

Si los tipos de supernova Ia son más variados de lo pensado anteriormente, los astrónomos deberán ser prudentes al utilizarlas como medidores de distancia para estudiar el cosmos, para así no confundir una explosión producto de la fusión de dos enanas blancas con una supernova Tipo Ia convencional.

El documento que describe este descubrimiento apareció en el número del 1ro de Noviembre de The Astrophysical Journal Letters.

Credits: NASA/Dana Berry, Sky Works Digital