Los astrónomos profesionales piden ayuda a los aficionados una vez más. Esta vez, para localizar ecos de supernovas que se apagaron hace cientos o miles de años y así poderlas estudiar ahora. Mediante los equipos de que disponen hoy en día muchos astrofotógrafos, esto es posible.

Reproducimos un pequeño resumen del artículo explicativo de Doug Wells complementado por otras informaciones relacionadas.

Fuente: How to Hunt for Supernova Fossils in the Milky Way, por Doug Wells, Sky and Telescope, junio de 2008 y otras fuentes diversas.

La teoría

A pesar de que nuestra galaxia está repleta de restos de explosiones de supernova, sólo han sido registradas directamente 5 supernovas galácticas (véase la tabla inferior) y todas hace más de 400 años. Todo lo que sabemos de las supernovas de nuestra galaxia que han sido visibles a simple vista procede de las descripciones de los registros históricos. Podríamos aprender mucho más sobre ellas si pudiéramos medir sus curvas de luz (siguiendo las subidas y bajadas de su brillo) y examinar sus espectros, que son reflejados por las nebulosas al igual que la Luna refleja el espectro del Sol. En la tabla adjunta se reproducen los datos de las supernovas históricas de nuestra galaxia. El estallido que originó la fuente Cas A ocurrió probablemente a finales del siglo XVII.

Se estima que se producen, aproximadamente, dos supernovas en nuestra galaxia cada siglo, de modo que en los últimos 400 años se han debido de producir unos 8 estallidos que habrán quedado, probablemente, ocultos por el velo de gas y polvo que constituye nuestra propia Vía Láctea. De modo que, si se quieren encontrar ecos de supernovas, no se debe buscar sólamente en las inmediaciones de los remanentes de supernova conocidos, sino también en las cercanías del plano de la Vía Láctea (véase más abajo).

Ecos de luz de una supernova
Esquema simplificado de cómo una nebulosa puede reflejar la luz de una explosión de
supernova y producir dos ecos de luz en dos momentos distintos. La fuente de luz y
la Tierra siempre se representan en los focos de una elipse, en estos casos.

 

Ecos de luz

A un eco de luz le lleva más tiempo llegar hasta nosotros que a la luz que viene directamente de la supernova, puesto que el eco lleva un camino más largo. Aunque la luz directa llegara a nosotros hace cientos de años, podemos aún ser capaces de registrar el eco retrasado. Lo único que necesitamos es una nube de polvo interestelar que refleje la luz de la supernova hacia La Tierra de modo que nos llegue mientras tengamos nuestros telescopios apuntando hacia ella.

Dos célebres astrónomos y astrofísicos del siglo XX, Jan Oort y Fritz Zwicky más tarde, fueron los primeros en darse cuenta de las posibilidades de esta nueva área de estudio, aunque fueron Eugène M. Antoniadi y Cammile Flammarion los primeros en observar un fenómeno de este tipo, eso sí, en los ecos de luz de una nova, no de una supernova. Fue en la célebre Nova Persei de 1901.

Nova Persei 1901
Observaciones de los ecos de luz (especialmente donde indica la flecha roja)
de la Nova Persei 1901por Antoniadi, con una separación temporal de 2 meses.
La cuadrícula representa separaciones de 2 minutos de arco.

La técnica

Se necesita tomar imágenes profundas de grandes áreas del cielo con los aumentos suficientes y con una separación en el tiempo de unos meses, para sustraer después las imágenes más recientes de las más antiguas, y buscar retazos de luz que se hayan movido entre ambas exposiciones.

El equipo

El telescopio

Dado el tipo de imágenes que han de tomarse, son necesarios telescopios con la mayor distancia focal (F) posible y además de la menor relación focal que se pueda (f).

La CCD

Es imprescindible una CCD refrigerada, o que al menos pueda operar a una temperatura constante.

Cuantos más niveles de gris pueda distinguir, mejor, ya que han de buscarse diferencias de brillo en el cielo muy sutiles. Por eso no es suficiente con una cámara de 8 bits, sino que es preferible emplear, al menos, una de 12 bit, aunque son mejores, lógicamente, las de 14 y 16 bits. Esta mayor profundidad de bits también asegura una sustracción de imágenes de una mayor calidad.

Es importante, además, que el perfil de brillo de las imágenes (PSF) sea lo más estable posible. En ausencia de turbulencias atmosféricas y con un guiado excelente, el perfil de brillo de las imágenes será determinado exclusivamente por la óptica y será muy similar en noches distintas.

Los filtros

Los ecos de supernova son generalmente más azulados que la luz directa del estallido de la estrella, debido a que los pequeños granos de polvo interestelar relfejan la luz azul con mayor eficiencia que la roja. Por eso los filtros de 700 nanometros  o más se consideran mejores para este cometido, también porque estos filtros mejoran el contraste de las imágenes, al eliminar el resplandor rojizo de nuestra atmósfera.

Pueden ser útiles los filtros nebulares de banda ancha que bloquean la luz roja e infrarroja tanto como la contaminación lumínica y todo tipo de emisiones producidas por el aire.

Debido a que la dispersión de la luz de la Luna es azulada, deberán buscarse noches sin luna.

El programa informático (software)

Las funciones clave del programa que se emplée para analizar las imágenes son:

  • La habilidad para alinear dos imágenes tomadas en noches distintas.
  • La igualación de los PSF (perfiles de brillo) de las imágenes.
  • El ajuste de las diferencias de brillo del cielo.
  • La sustracción de una imagen a la otra.

ISIS. Es gratuito y más fácil de usar gracias a su tutorial. Puede descargarse en http://www2.iap.fr/users/alard/package.html

MaxIM DL. En http://www.cyanogen.com/maxim_main.php

Mira. En http://www.mirametrics.com

En los dos últimos hay que crear los scripts necesarios para cumplir con los requisitos de eficiencia, aunque hay grupos de usuarios en la web que pueden proporcionar una valiosa ayuda.

Qué buscar

Se estima que los ecos más fuertes asociados con las supernovas de Tycho (1572), Kepler (1604) y probablemente con Cas A debería tener una luminosidad de 21,5 magnitudes por segundo cuadrado, comparable con brillo del cielo en una noche sin luna en una zona rural. Wells manifiesta que esto debería ser detectable con los medios de aficionado descritos anteriormente.

En la Gran Nube de Magallanes han sido detectados varias veces los ecos de la supernova 1987 A, visible a simple vista en el verano austral de aquel año. Esos ecos se han venido desplazando entre 10 y 30 segundos de arco por año. Esto quiere decir que se podrían detectar ecos de luz en la Vía Láctea con exposiciones tomadas en un intervalo de dos meses.

Candidatos a ecos de luz

El astrofotógrafo debe plantearse una serie de preguntas, siempre con el fin de asegurarse de que, efectivamente, ha detectado un eco de supernova.

  • ¿Ha mirado montones de imágenes diferentes de modo que está familiarizado con los distintos artefactos que introduce el sistema? ¿Está el objeto móvil cerca del borde de la CCD? ¿Podría deberse a que un poco de luz se ha dispersado en su telescopio o cámara?
  • Si tiene imágenes de más de dos épocas, ¿son los espacios de los supuestos ecos consistentes con un movimiento uniforme? (Deberían serlo). Si la zona objetivo se encuentra en el cielo nocturno, ¿podría tomar otra imagen de confirmación?
  • Si está buscando cerca de la posición de una supernova histórica o de un remanente de joven supernova, ¿está el candidato a eco más lejos del lugar de la explosión en la última imagen que en la primera? (Debería estar).

Dónde buscar

A unos 20º del ecuador galáctico

Como dijimos antes, se estima que en una galaxia como la nuestra, y siempre según los modelos, se deberían estar produciendo unas 2 explosiones de supernova por siglo. Sin embargo no todas son observables desde la Tierra debido a que nos encontramos inmersos en el propio disco de la galaxia, que nos rodea y a la vez nos oculta la mayor parte de la materia de la propia galaxia. Por eso no se ha observado una sola supernova en los últimos 400 años, de todas las que podrían haberse producido dentro de nuestra Vía Láctea.

Así, se recomienda realizar la búsqueda en el área de cielo que se encuentra dentro de unos 20º del ecuador galáctico, porque si bien las nubes de gas y polvo nos estarían ocultando todas esas supernovas que podrían haberse producido en los últimos 400 años (8 supernovas), sí que ha habido tiempo para que la luz haya recorrido la distancia necesaria para que se refleje en las nubes de gas y polvo que se sitúan más separadas del plano fundamental de nuestra galaxia.

Cerca de las supernovas históricas

En la tabla insertada figuran las coordenadas de las 6 supernovas históricas registradas hasta la fecha.

Supernova Constelación Distancia A. R.
Declinación
Tipo
1006 Lupus 7.200 años luz 15h 02,8′ -41º 57′ Ia
1054 Taurus 6.500 años luz 05h 34,6′ +22º 01′ II
1181 Cassiopeia 10.400 años luz 02h 05,6′ +64º 50′ II
1572 Cassiopeia 7.800 años luz 00h 25,1′ +64º 10′ Ia
1604 Ophiuchus 9.500 años luz 17h 30,6′ -21º 29′ ?
Cas A Cassiopeia 11.000 años luz 23h 23,4′ +58º 49′ II

Este mapa nos da una idea de dónde se encuentran las zonas más interesantes para obtener una búsqueda positiva en las inmediaciones de la constelación de Cassiopeia.

Supernovas en Cassiopeia
Regiones óptimas para la búsqueda de ecos de luz en torno a los sitios donde explotaron
tres de nuestras supernovas históricas.

 

En torno a  determinadas radiofuentes

A lo largo del ecuador galáctico existen numerosas radiofuentes compactas, perfectas candidatas a ser remanentes de supernova. Doug Wells se refiere especialmente a G13.9-0.0 (coordenadas: 18h 15′ 36,6″; -16º 52′ 47″) y G14.4-0.0 (coordenadas: 18h 16′ 50,7″; -16º 52′ 47″).

Otros muchos remanentes de supernovas jóvenes se pueden encontrar aquí: “Búsqueda en Google”

Acerca de Doug Welch

Es profesor de Física y Astronomía en la Universidad McMaster de Ontario, Canadá, y un entusiasta de la colaboración entre los astrónomos aficionados y los profesionales.

Espera, emocionado, los correos de las personas interesadas en aportarle imágenes de ecos de supenova, en su dirección de correo electrónico: welch at physics.mcmaster.ca

Su página web en la universidad: http://www.physics.mcmaster.ca/people/faculty/Welch_DL_h.html

Esta entrada fue publicada el Wednesday, December 24th, 2008 at 18:14 y se encuentra archivada en la categoría de Evolución Estelar, Observación y telescopios. Puedes seguir los comentarios a esta entrada por medio de RSS 2.0. Both comments and pings are currently closed.

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