Figura 1: Simulación tridimensional de la explosión alrededor de 0,5 segundos después del rebote del núcleo. La superficie azul, casi transparente, es el frente de choque con un radio medio de 1900 km. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica.Las estrellas masivas terminan sus vidas en explosiones gigantescas, llamadas supernovas, y pueden llegar a ser -por un corto tiempo- más brillantes que una galaxia entera, que se compone de miles de millones de estrellas. Aunque las supernovas se han estudiado teóricamente mediante modelos informáticos a través de varias décadas, los procesos físicos que suceden durante estas explosiones son tan complejos que los astrofísicos hasta ahora sólo habían podido simular partes del proceso en sólo una o dos dimensiones. Investigaciones del Instituto Max Planck para Astrofísica, en Garching, han llevado a cabo las primeras simulaciones por computadora completamente tridimensionales de una supernova de colapso de núcleo en un plazo de horas después del inicio de la explosión. Así, podrían responder a la pregunta de cómo las asimetrías iniciales, las cuales emergen de la profundidad en el núcleo denso durante las primeras etapas de la explosión, se pliegan en inhomogeneidades observables durante la explosión de supernova.
Si bien la gran energía de la explosión hace que estas explosiones estelares sean visibles lejos en el Universo, son relativamente raras. En una galaxia del tamaño de nuestra Vía Láctea, se producirá en promedio sólo una supernova en 50 años. Hace unos veinte años, una supernova pudo verse incluso a simple vista: SN 1987A en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, nuestra galaxia vecina. Esta proximidad relativa -"sólo" unos 170 000 años luz de distancia- permitió realizar muchas observaciones detalladas en diferentes bandas de longitud de onda a lo largo de semanas e incluso meses. SN 1987A resultó ser una supernova de colapso de núcleo, un evento denominado Tipo II. Se produce cuando una estrella masiva, que es por lo menos nueve veces más masiva que el sol, ha quemado casi todo su combustible. El motor de fusión en el centro de la estrella comienza a tartamudear, lo que provoca un colapso interno y por lo tanto una violenta explosión de la estrella. En el caso de SN 1987A la estrella tenía cerca de 20 masas solares en su nacimiento.
Figura 2: Estas instantáneas muestran el rebote de la mezcla externa de determinados elementos en la explosión de la supernova desde dos direcciones diferentes de visualización: 350 segundos después del rebote del núcleo en los dos paneles superiores y después de 9000 segundos en los dos paneles inferiores, cuando el choque se ha salido de la superficie estelar. Las superficies designan los lugares radialmente más exteriores de carbono (verde), oxígeno (rojo) y níquel (azul) con una fracción de masa constante. Crédito: Instituto Max Planck de Astrofísica .SN 1987A es probablemente la supernova más estudiada y sigue siendo un gran reto para desarrollar y refinar los modelos de lo que estaba pasando dentro de la estrella moribunda para producir la emisión de radiación. Uno de los descubrimientos sorprendentes e inesperados en SN 1987A y muchas supernovas posteriores fue el hecho de que el níquel y el hierro -elementos pesados que se forman cerca del centro de la explosión- se mezclan en grupos grandes en la capa de hidrógeno de la estrella interrumpida. Fueron observadas balas de níquel propagándose a velocidades de miles de kilómetros por segundo, mucho más rápido que el hidrógeno de alrededor y mucho más rápido que lo predicho por los simples cálculos hidrodinámicos en una dimensión (1D), es decir, sólo el estudio del perfil radial desde el centro hacia fuera.
De hecho, resultó que la evolución del brillo (la llamada curva de luz) de SN 1987A y de otras similares supernovas de colapso de núcleo sólo se puede entender si grandes cantidades de material del pesado núcleo (níquel radiactivo en particular) son llevados hacia el interior hasta el núcleo.
Figura 3: La nebulosa de Cassiopeia A es el remanente gaseoso de una explosión de supernova cuya luz llegó a la Tierra alrededor del año 1680. Las asimetrías y la estructura filamentosa de esta gran nube de restos estelares son una consecuencia de la formación de grumos y procesos de mezcla que también jugaron un papel en la supernova 1987A y que fueron simulados por primera vez en tres dimensiones por el equipo del Instituto Max Planck para la Astrofísica. Crédito: X-ray: NASA / CXC / SAO; óptico: NASA / STScI; Infrarrojo: NASA / JPL-Caltech camarero / / O.Krause et al. Los detalles de las explosiones de supernova son muy difíciles de simular, no sólo debido a la complejidad de los procesos físicos involucrados, sino también por la duración y el alcance de las escalas -desde cientos de metros cerca del centro a decenas de millones de kilómetros, cerca de la superficie estelar- que necesitan ser resueltos en los modelos finales de computadora en tres dimensiones (3D). Previamente se llevaron a cabo simulaciones en dos dimensiones (2D, es decir, con el supuesto de la simetría axial) que pusieron de manifiesto que la estructura en capas esféricas de la estrella progenitora es destruida durante la explosión de supernova y una mezcla a gran escala tiene lugar. Pero el mundo real es tridimensional y no todos los aspectos observacionales pueden ser reproducidos por los modelos 2D.
Los nuevos modelos de computadora del equipo del Instituto Max Planck de Astrofísica ahora simulan por primera vez la ráfaga completa en las tres dimensiones, desde los primeros milisegundos después que la explosión se ha disparado en el núcleo hasta tres horas más tarde, cuando el choque sale de la estrella progenitora. "Encontramos una divergencia importante en nuestros modelos 3D en comparación con trabajos anteriores en 2D", dice Hammer Nicolay, el autor principal del artículo, "especialmente el crecimiento de la inestabilidad y la propagación de grupos diferentes. Estos no son sólo variaciones menores, lo que resulta determinante para la evolución a largo plazo y finalmente, la extensión de la mezcla y la apariencia observable de las supernovas de colapso de núcleo."
En las simulaciones 3D, grupos ricos en metales tienen velocidades mucho más altas que en el caso 2D. Estas "balas" se expanden mucho más rápidamente, superando el material de las capas externas. "Con un simple modelo analítico pudimos demostrar que la diferente geometría de las balas, toroidal frente a quasi-esférica, puede explicar las diferencias observadas en nuestras simulaciones", explica el co-autor Thomas Janka. "Aunque creemos que las diferencias entre las modelos 2D y 3D que hemos encontrado son probablemente genéricas, muchas características dependerán en gran medida de la estructura de la estrella progenitora, la energía total y la asimetría inicial de la explosión."
"Esperamos que nuestros modelos, en comparación con las observaciones, nos ayudarán a entender cómo las explosiones estelares se inician y lo que las causa", agrega Ewald Müller, el tercer autor del documento. La investigación de una variedad más amplia de estrellas progenitoras y de las condiciones iniciales serán el centro del trabajo de simulación en el futuro. En particular, un modelo detallado que reproduce todas las características de observación de SN 1987A sigue siendo un reto.
Publicación original
N. J. Hammer, H.-Th. Janka, E. Müller, "Simulaciones tridimensionales de las inestabilidades de mezcla en explosiones de supernova", The Astrophysical Journal 714 (2010) 1371-1385
Fuente:
How a supernova obtains its shape
Instituto Max Planck para Astrofísica
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