Las explosiones estelares conocidas como supernovas de tipo Ia se han usado durante mucho tiempo como “candelas estándar”, su brillo uniforme da a los astrónomos una forma de medir distancias cósmicas y la expansión del universo. Pero un nuevo estudio publicado esta semana en la revista Nature revela fuentes de variabilidad en las supernovas de tipo Ia que tendrán que ser tomadas en cuenta si los astrónomos quieren usarlas para medidas más precisas en el futuro.
El descubrimiento de la energía oscura, una misteriosa fuerza que acelera la expansión del universo, se basa en las observaciones de las supernovas de tipo Ia. Pero para estudiar la naturaleza de la energía oscura y determinar si es constante o variable en el tiempo, los científicos tendrán que medir distancias cósmicas con una precisión mucho mayor de lo que lo han hecho en el pasado.
“Cuando comencemos la próxima generación de experimentos cosmológicos, querremos usar las supernovas de tipo Ia como medidas de distancia muy sensibles”, dijo el autor principal Daniel Kasen, miembro posdoctoral de Hubble en la Universidad de California en Santa Cruz. “Sabemos que no todas tienen el mismo brillo, y tenemos formas de corregirlo, pero necesitamos saber si hay diferencias sistemáticas que sesgarían las medidas de distancia. Por lo que este estudio exploró qué causa esas diferencias en el brillo”.
Kasen y sus coautores — Fritz Röpke del Instituto Max Planck para Astrofísica en Garching, Alemania, y Stan Woosley, profesor de astronomía y astrofísica en la UC en Santa Cruz—usaron supercomputadores para ejecutar docenas de simulaciones de supernovas de tipo Ia. Los resultados indican que gran parte de la diversidad observada en estas supernovas se debe a la naturaleza caótica de los procesos implicados y a la asimetría resultante de las explosiones.
Para la mayor parte, esta variabilidad no produciría errores sistemáticos en los estudios de medidas dado que los investigadores usan u gran número de observaciones y aplican correcciones estándar, dijo Kasen. El estudio encontró un pequeño pero preocupante efecto que podría dar como resultado diferencias sistemáticas en la composición química de las estrellas en distintas etapas de la historia del universo. Pero los investigadores pueden usar los modelos por ordenador para caracterizar más este efecto y desarrollar correcciones para el mismo.
“Dado que estamos comenzando a comprender cómo funcionan las supernovas de tipo Ia a partir de sus principios básicos, estos modelos pueden usarse para refinar nuestra estimación de distancia y hacer medidas del índice de expansión del universo de forma más precisa”, dijo Woosley.
Una supernova de tipo Ia tiene lugar cuando una estrella enana blanca adquiere una masa adicional absorbiendo materia de una estrella compañera. Cuando alcanza una masa crítica – 1,4 veces la masa del Sol, compactada en un objeto del tamaño de la Tierra – el calor y presión del centro de la estrella disparan una reacción nuclear de fusión desbocada, y la enana blanca estalla. Dado que las condiciones iniciales son aproximadamente las mismas en todos los casos, las supernovas tienden a tener la misma luminosidad, y sus “curvas de luz” (cómo cambia la luminosidad con el tiempo) son predecibles.
Algunas son intrínsecamente más brillantes que otras, pero se iluminan y apagan más lentamente, y su correlación entre el brillo y la anchura de la curva de luz permite a los astrónomos aplicar correcciones para estandarizar sus observaciones. Por lo que los astrónomos pueden medir la curva de luz de una supernova de tipo Ia, calcular su brillo intrínseco, y entonces determinar cómo de lejos está, dado que el brillo aparente disminuye con la distancia (igual que una vela parece más tenue en la lejanía que una que está más cerca).
Los modelos por ordenador usados para simular estas supernovas en el nuevo estudio se basan en la actual comprensión teórica de cómo y dónde se inicia el proceso de ignición dentro de la enana blanca y dónde empieza la transición de la combustión de quemado lento a la detonación explosiva.
“Dado que la ignición no tiene lugar en un punto muerto, y que la detonación sucede primero en un punto cerca de la superficie de la enana blanca en explosión, las explosiones resultantes no son esféricamente simétricas”, explicó Woosley. “Esto podría estudiarse adecuadamente sólo usando cálculos multidimensionales”.
La mayor parte de estudios anteriores han usado modelos unidimensionales en los que la explosión simulada es esféricamente simétrica. Las simulaciones multidimensionales requieren mucha más potencia de cálculo, por lo que el grupo de Kasen ejecutó la mayor parte de sus simulaciones en la potente supercomputadora Jaguar en el Laboratorio Nacional Oak Ridge, y también usó supercomputadores del Centro de Nacional de Cálculo de Investigación en Energía en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley. Se informa de los resultados de modelos bidimensionales en el artículo de Nature, y los estudios tridimensionales están actualmente en proceso.
Las simulaciones demostraron que la asimetría de las explosiones es un factor clave para determinar el brillo de una supernova de tipo Ia. “La razón de que estas supernovas son tengan todas el mismo brillo está estrechamente vinculada a la ruptura de la simetría esférica”, dijo Kasen.
La fuente predominante de variabilidad es la síntesis de nuevos elementos durante las explosiones, la cual es sensible a diferencias en la geometría de las primeras chipas que encienden una reacción termonuclear desatada en el núcleo de la enana blanca. El níquel-56 es especialmente importante, debido a que el decaimiento radiactivo de este imparable isótopo crea el resplandor que los astrónomos observan durante meses o incluso años tras la explosión.
“El decaimiento del níquel-56 es lo que alimenta la curva de luz. La explosión termina en cuestión de segundos, por tanto lo que vemos es el resultado de cómo el níquel calienta los restos y cómo los escombros irradian luz”, dijo Kasen.
Kasen desarrolló el código para simular este proceso de transferencia radiativa, usando una salida de las explosiones simuladas para producir visualizaciones que pueden compararse directamente con observaciones astronómicas de las supernovas.
Las buenas noticias son que la variabilidad vista en los modelos por ordenador concuerdan con las observaciones de supernovas de tipo Ia. “Más importante aún, la anchura y puco de luminosidad de la curva de luz están correlacionados de una forma que encajan con lo que los observadores han encontrado. Por tanto los modelos son consistentes con las observaciones en las que se basa el descubrimiento de la energía oscura”, dijo Woosley.
Otra fuente de variabilidad es que estas explosiones asimétricas se ven de forma muy diferente cuando se observan desde distintos ángulos. Esto puede contar hasta en un 20% de las diferencias de brillo, dijo Kasen, pero el efecto es aleatorio y crea dispersión en las medidas que pueden ser reducidas estadísticamente observando grandes números de supernovas.
El potencial del sesgo sistemático procede principalmente de la variación en la composición química inicial de la estrella enana blanca. Los elementos más pesados se sintetizan durante las explosiones de supernovas, y los restos de esas explosiones se incorporan a nuevas estrellas. Como resultado, las estrellas que se formaron recientemente es probable que contengan elementos más pesados (una “metalicidad” más alta, en terminología astronómica) que las estrellas del pasado lejano.
“Este es el tipo de cosa que esperamos que evolucione con el tiempo, por lo que si miras la estrellas lejanas que se corresponden con épocas muy anteriores en la historia del universo, tenderían a tener una menor metalicidad”, dijo Kasen. “Cuando calculamos el efecto en nuestros modelos, encontramos que los errores resultantes en las medidas de distancia sería de un orden del 2 por ciento o menos”.
Posteriores estudios usando simulaciones por computador permitirán a los investigadores caracterizar los efectos de tales variaciones con más detalle y limitar su impacto en futuros experimentos de energía oscura, los cuales podrían requerir un nivel de precisión que haría un error del 2 por ciento inaceptable.
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