© 2009 Halbert Katzen, JD
Preparado por Halbert Katzen, J.D. con la ayuda de Chris Halvorson, Ph.D.
[Actualizado 4/10/09]
¶ Resumen de Nova de Tycho
El Libro de Urantia afirma que «la más reciente de las grandes erupciones cósmicas… fue la extraordinaria explosión de una estrella doble, cuya luz llegó a la Tierra en el año 1572 d. C. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión fue claramente visible a plena luz del día». La explosión a la que se refiere El Libro de Urantia se conoce como la Nova de Tycho Brahe. No fue hasta varias décadas después de la publicación de El Libro de Urantia que los astrónomos determinaron que, con toda probabilidad, una relación estelar doble (o binaria), en la que una estrella acaba acrecentando una cantidad crítica de materia de la otra estrella, es responsable de la explosión de esta supernova. En 2004, los investigadores anunciaron que creían haber descubierto el remanente de la estrella compañera que dio origen a esta explosión.
¶ Descripción general de Nova de Tycho
El 11 de noviembre de 1572, el científico danés Tycho Brahe estaba estudiando el cielo nocturno cuando notó algo extraño: una estrella que brillaba más que Venus. Durante un período de meses, esta estrella aumentó lentamente su brillo, incluso durante un período fue visible en el cielo diurno, y luego comenzó a menguar. Finalmente, después de un año y medio, esta inusual estrella ya no era visible a simple vista. A fines del siglo XIX, los científicos pudieron determinar a partir de los registros que Brahe hizo de sus observaciones que este patrón inusual de luminosidad se debía a una supernova, la explosión masiva de una estrella. Sin embargo, hasta la década de 1970 hubo un conocimiento limitado de los orígenes de este evento de supernova, a menudo denominado Nova de Tycho, que ocurrió en 1572.
El libro de Urantia, publicado en 1955, hace una afirmación muy específica sobre la Nova de Tycho en relación con un tema sobre el que los astrónomos aún no habían comenzado a especular: sus orígenes. El Libro de Urantia afirma en una sección titulada Nuestros asociados estelares:
Cuando los soles demasiado grandes son expulsados de una rueda nebular madre, pronto se desintegran o forman estrellas dobles. Todos los soles son originalmente verdaderamente gaseosos, aunque más tarde pueden existir transitoriamente en un estado semilíquido. Cuando su sol alcanzó este estado cuasi-líquido de presión de supergas, no era lo suficientemente grande como para dividirse ecuatorialmente, siendo este un tipo de formación de estrellas dobles.
Cuando tienen menos de una décima parte del tamaño de vuestro sol, estas esferas ardientes se contraen, condensan y enfrían rápidamente. Cuando tienen más de treinta veces su tamaño (o más bien treinta veces el contenido bruto de material real), los soles se dividen fácilmente en dos cuerpos separados, ya sea convirtiéndose en los centros de nuevos sistemas o bien permaneciendo bajo la influencia gravitatoria de cada uno y girando alrededor de un centro común como un tipo de estrella doble.
La más reciente de las principales erupciones cósmicas en Orvonton [una parte del universo descrita en El libro de Urantia que es mucho más grande que nuestro universo local y en la que se encuentra nuestro universo local] fue la extraordinaria explosión de estrella doble, cuya luz llegó a Urantia en el año 1572 d.C. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión fue claramente visible a plena luz del día.
El Libro de Urantia pone su credibilidad en juego con la afirmación de que la supernova surgió de una configuración estelar doble de soles.
El estudio moderno de las supernovas comenzó en 1866, cuando el astrónomo William Higgins realizó las primeras observaciones espectroscópicas de una nova. A partir de sus observaciones, Higgins propuso que una nova era el resultado de la explosión cataclísmica de una estrella. Basándose en este conocimiento básico, los científicos comenzaron a separar las novas en diferentes tipos. En 1952, los científicos localizaron los restos de la nova de Tycho utilizando un radiotelescopio. En 1955, los científicos supieron que la nova de Tycho era una supernova de tipo I, lo que significa que fue una explosión especialmente grande de una estrella, y habían localizado su remanente utilizando un telescopio de rayos X. Basándose en el descubrimiento anterior del remanente de la nova de Tyco, en la década de 1960, los astrónomos de Mt. Palomar pudieron utilizar un telescopio de 200 pulgadas para identificar visualmente el remanente de la supernova por primera vez.
En 1973, Whelan e Iben crearon el modelo estándar moderno para la supernova de tipo 1a, que ahora se cree ampliamente que es la nova de Tycho. Al examinar la producción total de energía y la tasa de desvanecimiento de una supernova de 1972, Whelan e Iben postularon que las supernovas de este tipo eran el resultado de una transferencia de masa desde una estrella compañera. Dado que los modelos teóricos de Whelan e Iben coincidían tan bien con la producción de energía y la tasa de desvanecimiento observadas de la supernova de 1972, la comunidad científica aceptó rápidamente su modelo.
Recientemente han salido a la luz más pruebas que confirman que la Nova de Tycho fue el resultado de una explosión de dos estrellas. En 2004, los astrónomos descubrieron lo que probablemente sea la estrella compañera que aportó masa a la Nova de Tycho, causando así la explosión. Esta estrella, Tycho G, tiene una velocidad que es más de cuarenta veces la de otras estrellas similares en el campo de las emisiones de rayos X y se ajusta al perfil de una estrella compañera post-supernova.
El Libro de Urantia se adelantó a la ciencia más de una década cuando afirmó que la Nova de Tycho se originó como una estrella doble. Investigaciones realizadas en fecha tan reciente como 2004 continúan apoyando la afirmación que hizo en 1955.
¶ Informe Nova de Tycho
La mayoría de los informes de UBtheNEWS implican corroboraciones de información encontrada en el tercio medio de El libro de Urantia, La historia de Urantia [Tierra], donde se relata la historia de nuestro planeta. Este informe, sin embargo, se relaciona con un comentario hecho anteriormente en el libro, que describe extensamente aspectos de nuestro «universo local», nuestra sección local de la galaxia. El capítulo 41, Aspectos físicos del universo local, hace los siguientes comentarios sobre los soles en la sección 3, Nuestros asociados estelares:
Cuando una rueda madre nebular expulsa soles demasiado grandes, éstos se rompen pronto o forman estrellas dobles. Todos los soles son al principio verdaderamente gaseosos, aunque más tarde pueden existir transitoriamente en estado semilíquido. Cuando vuestro Sol alcanzó este estado casi líquido de presión supergaseosa, no era lo suficientemente grande como para partirse por el ecuador, siendo éste un tipo de formación de las estrellas dobles.
Cuando estas esferas llameantes tienen menos de una décima parte el tamaño de vuestro Sol, se contraen, se condensan y se enfrían rápidamente. Cuando tienen más de treinta veces el tamaño del Sol —o más bien treinta veces su contenido bruto en materia real— los soles se parten rápidamente en dos cuerpos separados y se convierten o bien en los centros de nuevos sistemas, o bien permanecen dentro de la atracción gravitatoria del otro sol, girando alrededor de un centro común como un tipo de estrella doble.
Entre las mayores erupciones cósmicas de Orvonton, la más reciente fue la explosión extraordinaria de una estrella doble, cuya luz llegó a Urantia en el año 1572. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión era claramente visible en pleno día. (LU 41:3.3-5)
Para apreciar cómo esta declaración, publicada en El Libro de Urantia en 1955, se adelantó a la ciencia, es necesario adquirir tanto una comprensión general de cómo se ha desarrollado la ciencia en relación con las supernovas como una comprensión específica de cómo esta historia de la ciencia se relaciona con la Nova de Tycho, la explosión de supernova de 1572 a la que se refiere El libro de Urantia. Pero, antes de aprender sobre la historia de las supernovas en general y la Nova de Tycho en particular, comenzaremos por definir qué es una estrella doble. Las siguientes citas de Wikipedia proporcionan una descripción básica de una estrella doble e indican cómo «doble» y «binario» se usan indistintamente en referencia a este suceso:
Una estrella doble es cuando dos estrellas aparecen cerca una de la otra como se ve desde la Tierra.
Hay dos tipos de estrellas dobles: binarias visuales y binarias ópticas. Las binarias visuales se consideran un verdadero sistema estelar binario y se encuentran lo suficientemente cerca una de la otra en el espacio como para interactuar gravitacionalmente de tal manera que las estrellas orbitan entre sí. Las binarias ópticas (también conocidas como dobles ópticas), por otro lado, son dos estrellas que solo parecen estar juntas, y en realidad están separadas por una gran distancia en el espacio y no están unidas gravitacionalmente entre sí. [1]
Una estrella binaria es un sistema estelar formado por dos estrellas que orbitan alrededor de su centro de masas. Para cada estrella, la otra es su estrella compañera. . .
Se cree que entre un cuarto y la mitad de todas las estrellas están en sistemas binarios, y hasta un 10% de estos sistemas contienen más de dos estrellas (triples, cuádruples, etc.). [2]
Los avances en la calidad y los tipos de telescopios utilizados para observar el universo han permitido a los astrónomos apreciar mejor la frecuencia de las estrellas binarias. Estos avances abarcan el período anterior y posterior a la publicación de El libro de Urantia. En el momento de la publicación, no se creía que la frecuencia de los sistemas estelares binarios fuera tan alta como lo es hoy. Este cambio en nuestra apreciación de la frecuencia de los sistemas binarios se ha producido porque muchos sistemas binarios no pudieron identificarse hasta que tecnologías más avanzadas hicieron posible reconocerlos como tales.
De manera similar, se han producido cambios en los modelos de clasificación de las supernovas que abarcan el período de tiempo anterior y posterior a la publicación. El sistema de clasificación original de las supernovas tenía que ver con el brillo y otras emanaciones de energía.
Las supernovas se clasifican en función de la presencia o ausencia de ciertas características en sus espectros ópticos tomados cerca de la luz máxima. Se dividen en cuatro tipos principales, cuya convención de nomenclatura solo tiene sentido en un contexto histórico.
Las supernovas se clasificaron por primera vez en 1941 cuando Rudolph Minkowski reconoció que existían al menos dos tipos diferentes: las que mostraban hidrógeno (H) en sus espectros: Tipo II, y las que no: Tipo I. A mediados de la década de 1980, a medida que aumentaba la tasa de descubrimientos de supernovas y mejoraba la calidad de los datos, las supernovas de Tipo I se subdividieron aún más en función de la presencia o ausencia de silicio (Si) y helio (He) en sus espectros. Las supernovas de Tipo Ia contienen una absorción obvia de Si a 6150 Angstoms [angstroms], las de Tipo Ib no tienen Si pero muestran He en emisión, y las de Tipo Ic no muestran ni Si ni He. También se descubrió que, si bien las supernovas de Tipo Ia se podían encontrar en cualquier lugar y en cualquier tipo de galaxia, las supernovas de Tipo Ib y Tipo Ic se producían principalmente en poblaciones de estrellas masivas, de forma similar a las de Tipo II.
Ahora sabemos que las supernovas de tipo II, tipo Ib y tipo Ic son el resultado del colapso del núcleo de estrellas masivas, mientras que las supernovas de tipo Ia son las explosiones termonucleares de enanas blancas. Aun así, y para confusión de muchos, los astrónomos siguen utilizando la nomenclatura ligada a los tipos originales de Minkowski para clasificar las supernovas. [3]
Las clasificaciones de las supernovas en grupos que se originan a partir de sistemas estelares simples y dobles no se produjeron hasta después de 1955. Este hecho es referenciado por Wikipedia en la siguiente historia de nuestro creciente aprecio por la naturaleza de las supernovas:
La verdadera naturaleza de la supernova permaneció oscura durante algún tiempo. Los observadores lentamente llegaron a reconocer una clase de estrellas que experimentan fluctuaciones periódicas de luminosidad a largo plazo. Tanto John Russell Hind en 1848 como Norman Pogson en 1863 habían cartografiado estrellas que experimentaban cambios repentinos de brillo. Sin embargo, estas recibieron poca atención de la comunidad astronómica. En 1866, sin embargo, William Higgins hizo las primeras observaciones espectroscópicas de una nova, descubriendo líneas de hidrógeno en el espectro inusual de la nova recurrente T Coronae Borealis. Higgins propuso una explosión cataclísmica como el mecanismo subyacente, y sus esfuerzos atrajeron el interés de otros astrónomos.
En 1885, Ernst Hartwig, en Estonia, observó un estallido similar a una nova en dirección a la galaxia de Andrómeda. S Andromedae aumentó hasta una magnitud de 6, eclipsando todo el núcleo de la galaxia, y luego se desvaneció de una manera muy similar a una nova. Sin embargo, en 1917, George W. Ritchey midió la distancia a la galaxia de Andrómeda y descubrió que se encontraba mucho más lejos de lo que se había pensado anteriormente. Esto significaba que S Andromedae, que no solo se encontraba a lo largo de la línea de visión de la galaxia sino que en realidad había residido en el núcleo, liberó una cantidad de energía mucho mayor que la típica de una nova.
Los primeros trabajos sobre esta nueva categoría de nova fueron realizados durante la década de 1930 por Walter Baade y Fritz Zwicky en el Observatorio del Monte Wilson. Identificaron S Andromedae, lo que consideraron una supernova típica, como un evento explosivo que liberó radiación aproximadamente igual a la energía total emitida por el Sol durante 107 años. Decidieron llamar a esta nueva clase de variables cataclísmicas supernovas, y postularon que la energía se generaba por el colapso gravitacional de estrellas ordinarias en estrellas de neutrones.
Aunque las supernovas son fenómenos relativamente raros, que ocurren en promedio una vez cada siglo en la Vía Láctea, las observaciones de galaxias distantes permitieron descubrirlas y examinarlas con mayor frecuencia. La primera clasificación espectral de estas supernovas distantes fue realizada por Rudolph Minkowski en 1941. Las clasificó en dos tipos, según si aparecían o no líneas del elemento hidrógeno en el espectro de la supernova. Zwicky propuso más tarde los tipos adicionales III, IV y V, aunque ya no se utilizan y ahora parecen estar asociados con tipos de supernova peculiares. Una subdivisión posterior de las categorías espectrales dio lugar al moderno esquema de clasificación de supernovas.
Después de la Segunda Guerra Mundial, Fred Hoyle trabajó en el problema de cómo se producían los diversos elementos observados en el universo. En 1946 propuso que una estrella masiva podía generar las reacciones termonucleares necesarias, y las reacciones nucleares de los elementos pesados eran responsables de la eliminación de la energía necesaria para que se produjera un colapso gravitacional. La estrella que colapsaba se volvía inestable en rotación y producía una expulsión explosiva de elementos que se distribuyeron en el espacio interestelar. El concepto de que la fusión nuclear rápida era la fuente de energía para una explosión de supernova fue desarrollado por Hoyle y William Fowler durante la década de 1960.
El modelo estándar moderno para las explosiones de supernovas de tipo Ia[ ] se basa en una propuesta de Whelan e Iben en 1973, y se basa en un escenario de transferencia de masa a una estrella compañera degenerada. En particular, la curva de luz de SN 1972e en NGC 5253, que se observó durante más de un año, se siguió lo suficiente para descubrir que después de su amplia «joroba» en brillo, la supernova se desvaneció a una tasa casi constante de aproximadamente 0,01 magnitudes por día. Traducido a otro sistema de unidades, esto es casi lo mismo que la tasa de desintegración del cobalto-56 (56Co), cuya vida media es de 77 días. El modelo de explosión degenerada predice la producción de aproximadamente una masa solar de níquel-56 (56Ni) por la estrella en explosión. El 56Ni se desintegra con una vida media de 6,8 días en 56Co, y la desintegración del níquel y el cobalto proporciona la energía irradiada por la supernova en la última parte de su historia. La concordancia tanto en la producción total de energía como en la tasa de desvanecimiento
La declaración anterior sobre cómo «El modelo estándar moderno para las explosiones de supernovas de Tipo Ia[ ] se basa en una propuesta de Whelan e Iben en 1973, y se basa en un escenario de transferencia de masa a una estrella compañera degenerada», indica que la afirmación hecha por El libro de Urantia en 1955 de que la Nova de Tycho tenía un origen estelar doble se adelantó unos veinte años a su tiempo.
En el período previo a proporcionar información sobre algunas de las investigaciones más recientes que indican que los astrónomos pueden haber encontrado la estrella compañera de Tycho, los investigadores del Grupo de Telescopios Isaac Newton en un artículo de 2005 llamado La búsqueda de la estrella compañera de la supernova de 1572 de Tycho Brahe nos dan otra mirada al desarrollo de la teoría de que todas las supernovas de Tipo Ia tienen un origen de estrella doble:
En los últimos años, las supernovas de tipo Ia (SNe Ia) se han utilizado con éxito como sondas cosmológicas del Universo (Riess et al., 1998; Perlmutter et al., 1999). Sin embargo, la naturaleza de sus progenitores ha seguido siendo un misterio. Se acepta ampliamente que representan la disrupción de un objeto degenerado, pero también hay numerosos modelos de progenitores (véase por ejemplo Ruiz-Lapuente, Canal, Isern, 1997a, para una revisión), pero la mayoría de ellos tienen serios problemas teóricos/observacionales o no parecen producir números suficientes para explicar la frecuencia observada de SNe Ia en nuestra Galaxia.
Hoyle y Fowler (1960) describieron cómo una enana blanca, un punto final común en la evolución de las estrellas de masa baja e intermedia, podría convertirse en una poderosa bomba de fusión si su temperatura interior aumentara de aproximadamente 2 x 108 a 5 x 108 K. Anticiparon que este tipo de explosión bien podría corresponder a la clase de objetos identificados por Minkowski (1941), llamados supernovas de tipo I y mucho más tarde rebautizados como tipo Ia. Estas supernovas se caracterizan por sus firmas espectrales y son las explosiones estelares observables más brillantes.
Pero, ¿cómo se pueden alcanzar temperaturas tan altas (>108 K) en los núcleos degenerados, habitualmente fríos, de las enanas blancas? Una forma natural de calentar a las enanas blancas es mediante la acreción de material de una estrella compañera. Si la enana blanca crece en masa tomando material de una estrella donante, su densidad central y su temperatura aumentan, y puede alcanzar la condición crítica cercana a 1,4 masas solares, la llamada masa de Chandrasekhar. Se ha descubierto que la vía binaria es la forma física más fácil de dar lugar a enanas blancas desnudas que explotan en cantidades lo suficientemente grandes como para explicar esas supernovas. Los modelos de estrella única no tuvieron éxito ni física ni estadísticamente. Recientemente, se ha dado un nuevo impulso al estudio de posibles vías evolutivas hacia la explosión. Se han puesto en marcha esfuerzos observacionales con objetivos específicos para aclarar la cuestión contrastando los modelos con la evidencia empírica. [4]
Habiendo establecido que no fue hasta después de 1955 que la comunidad científica llegó a aceptar que todas las supernovas de Tipo Ia tienen un origen estelar doble, ahora dirigimos nuestra atención a la historia de la clasificación de la Nova de Tycho como Tipo Ia. En un artículo de 1945, W. Baade presentó el siguiente análisis, clasificando la Nova de Tycho como una supernova de Tipo I:
La curva de luz de la nova de 1572, derivada de las observaciones de Tycho, muestra que la estrella era una supernova de tipo I que alcanzó como máximo la magnitud aparente de -4,0.
El hecho de que no se pueda detectar ninguna capa en expansión en el lugar donde estalló la supernova indica que la excitación proporcionada por el remanente estelar es insuficiente. Esto, a su vez, sugiere que la estrella está mucho más avanzada hacia el estado final de enana blanca que los remanentes estelares de las supernovas de 1054 y 1604 d. C.
Se ha señalado en un artículo anterior (W.Baade, Mt. W. Conlr., No. 600; Ap.J., 88, 285, 1938) que B Cassiopeiae, la brillante nova de 1572, era sin duda una supernova debido a su amplitud, que excedía 22 mag. El reciente reconocimiento de dos tipos de supernovas hace deseable decidir si la estrella era una supernova de tipo I o tipo II. La curva de luz de la nova, derivada en el presente artículo, indica claramente una supernova de tipo I. Debido a que arroja nueva luz sobre el estado final de una supernova, B Cas es de particular interés.
Actualmente es imposible llevar la búsqueda del remanente estelar de B Cas a límites aún más débiles, ya que la nova, debido a su alta declinación, no puede alcanzarse con el telescopio de 100 pulgadas. Sin embargo, hay muchas posibilidades de que se encuentre cuando el telescopio de 200 pulgadas entre en funcionamiento. [5]
La existencia de estrellas dobles se estableció antes de 1955. La determinación de que la Nova de Tycho debía clasificarse como Tipo I se produjo antes de 1955 basándose en los datos de observación proporcionados por Tycho Brahe. Sin embargo, la reubicación e identificación de la Nova de Tycho como de origen binario no se produjo hasta después de 1955.
El proceso de identificación de la ubicación del remanente de la Nova de Tycho y su posterior colocación en la categoría de supernovas con un origen estelar doble comenzó en 1952 mediante el uso de la detección de ondas de radio. La identificación mediante reconocimiento óptico no se produjo hasta después de 1955. La cita siguiente de la revista Nature, enviada el 14 de julio por R. Hanbury Brown y C. Hazard para la edición de agosto de 1952, indica que las ondas de radio de la Nova de Tycho aún no habían sido detectadas. La siguiente muestra que a finales de año se había realizado el descubrimiento de sus ondas de radio.
DESDE el descubrimiento de fuentes localizadas de radiación de radiofrecuencia extraterrestre en 1948, se han llevado a cabo estudios sobre todo el cielo, y ahora se conocen las posiciones e intensidades de alrededor de cien fuentes. Aunque algunas de estas fuentes se han identificado con nebulosas extragalácticas, en general se considera que la mayoría debe estar dentro de la Galaxia con una distribución, y tal vez una densidad, similar a la de las estrellas visuales comunes. Sin embargo, aún no ha sido posible asociar las fuentes de radio con ninguna clase de objetos visuales en la Galaxia, y solo en un caso se ha realizado una identificación, a saber, la identificación de una fuente en Tauro con la nebulosa del Cangrejo. Como se cree que la nebulosa del Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054, es de esperar que los remanentes de otras supernovas también sean fuentes de radiación de radio. Las otras supernovas que se sabe que ocurrieron en la Galaxia son las de 1572 y 1604, pero los estudios publicados no muestran ninguna fuente de radio en ninguna de estas posiciones. [6]
El remanente … es el resultado de la explosión de supernova en 1572 que fue estudiada por Tycho Brahe … y desde entonces se ha llamado nova de Tycho, también conocida como Nova B Cassiopia. El remanente fue descubierto por primera vez en 1952 por Hanbury Brown y Hazard como una fuerte fuente de radio. Posteriormente, Minkowski encontró el remanente óptico asociado con la fuente de radio. La nova de Tycho ahora también se conoce como una fuerte fuente de emisión de rayos X. Al analizar los registros antiguos de esta nova, Baade concluyó que como máximo tenía una magnitud visual aparente de -4, y su curva de luz correspondía a la de una supernova de Tipo I. [7]
Sol Company en su sitio web SolStation.com proporciona esta descripción general:
El remanente de la supernova no fue descubierto hasta 1952, con la ayuda del radiotelescopio Jodrell Bank (Brown y Hazard, 1953), catalogado como fuente de radio 3C 10. Poco después, se descubrieron débiles volutas ópticas en el mismo lugar utilizando el telescopio de 200 pulgadas en Mt. Palomar durante la década de 1960, cuando se identificó una nebulosidad extremadamente débil en placas fotográficas. La envoltura de gas se está expandiendo ahora a unas 5.600 millas (9.000 km) por segundo, mucho más que la velocidad de expansión de la Nebulosa del Cangrejo de unas 600 millas (1.000 km) por segundo, y ha crecido hasta unos 3,7 minutos de arco, unos 24 años luz (al) de ancho según una estimación. Sin embargo, no se ha detectado ninguna fuente puntual central dentro del remanente de supernova de Tycho (SNR), lo que es coherente con otras pruebas de que el SNR fue creado por una supernova de tipo Ia. [8]
Historia adicional relacionada con la Nova de Tycho se resume en Wikipedia:
SN 1572 o Nova de Tycho fue una supernova en la constelación de Casiopea, una de las ocho supernovas visibles a simple vista. Fue observada por primera vez el 11 de noviembre de 1572 por el científico danés Tycho Brahe, cuando era más brillante que Venus. En marzo de 1574 su brillo cayó por debajo del visible a simple vista.
Tycho Brahe puede no haber sido el primero en notar la supernova; probablemente fue Wolfgang Schuler, quien la vio por primera vez el 6 de noviembre de 1572. El astrónomo italiano Francesco Maurolico también pudo haberla visto antes que Tycho.
El remanente de supernova fue descubierto en la década de 1960 por científicos del telescopio de Mount Palomar como una nebulosa muy débil. Más tarde fue fotografiado por un telescopio de la nave espacial internacional ROSAT. La supernova era probablemente del tipo Ia, en la que una estrella enana blanca ha acrecentado materia de una compañera hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar y explota. Este tipo de supernova no suele crear la espectacular nebulosa más típica de las supernovas de tipo II, como la SN 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo. Una capa de gas todavía se está expandiendo desde su centro a unos 9.000 km/s.
En octubre de 2004, una carta en Nature informó del descubrimiento de una estrella G2, de tipo similar a nuestro propio Sol. Se cree que es la estrella compañera que contribuyó con masa a la enana blanca que finalmente resultó en la supernova. Un estudio posterior, publicado en marzo de 2005, reveló más detalles sobre esta estrella: etiquetada como Tycho G, probablemente era una estrella de secuencia principal o subgigante antes de la explosión, pero perdió parte de su masa y sus capas externas se calentaron por los efectos de la supernova. La velocidad actual de Tycho G es quizás la evidencia más fuerte de que era la estrella compañera de la enana blanca, ya que viaja a una velocidad de 136 km/s, que es más de cuarenta veces más rápido que la velocidad media de otras estrellas en su vecindario estelar. [9]
Los informes de investigación de 2004 y 2005 indican que los astrónomos creen haber encontrado a la compañera. Estos recientes avances, casi cincuenta años después de la afirmación de El Libro de Urantia de que la Nova de Tycho se originó como una estrella doble, brindan apoyo adicional a la creencia previa y ampliamente sostenida por los astrónomos de que la Nova de Tycho de hecho tuvo un origen estelar doble.
Los investigadores del Grupo Isaac Newton explican los nuevos hallazgos de esta manera:
Una prueba particularmente concluyente sería la detección de una estrella compañera que haya sobrevivido a la explosión de la supernova en el remanente de la supernova. En la actualidad, la detección de una estrella compañera superviviente sólo sería factible en nuestra Galaxia. La supernova del milenio, la supernova Lupus (también designada SN 1006 por el año de su aparición) fue una supernova de este tipo. La supernova descubierta por Tycho Brahe, SN 1572, también fue de este tipo. Ambas son las únicas supernovas inequívocas de tipo Ia observadas en nuestra Galaxia durante los últimos mil años. [10]
Consecuencias observables en la Estrella compañera
Las predicciones de cómo se vería la estrella compañera después del impacto de la eyección de supernova, si es que hay alguna, fueron investigadas por Canal, Méndez y Ruiz-Lapuente (2001), dependiendo del tipo de estrella que sea en realidad. Entre otras características, la estrella compañera superviviente debería tener una velocidad peculiar con respecto al movimiento promedio de las otras estrellas en la misma ubicación en la Galaxia -debido principalmente a la disrupción del binario- detectable a través de mediciones de movimiento propio y velocidad radial, y quizás también signos del impacto de la eyección de supernova. Esto último puede ser doble. Primero, se debería haber despojado de masa a la compañera y se le debería haber inyectado energía térmica, posiblemente llevando a la expansión de la envoltura estelar que haría que la estrella tuviera una gravedad superficial menor. Segundo, dependiendo de la interacción con el material expulsado, la superficie de la estrella podría estar contaminada por la eyección de movimiento más lento hecha de isótopos Fe y Ni. Si la envoltura estelar de la compañera es radiativa, tal contaminación podría ser detectable a través de mediciones de abundancia.
La búsqueda de la estrella compañera de SN 1572
La supernova de Tycho Brahe (SN 1572) es una de las dos únicas supernovas observadas en nuestra galaxia que se cree que fueron de tipo Ia, como lo revela la curva de luz (RuizLapuente, 2004), la emisión de radio (Baldwin et al., 1957) y los espectros de rayos X (Hughes et al., 1995).
El campo que contenía la supernova de Tycho, relativamente desprovisto de estrellas de fondo, es favorable para buscar cualquier compañera superviviente. Con una latitud galáctica b = +1,4°, la supernova de Tycho se encuentra a 59-78 pc por encima del plano galáctico. Las estrellas en esa dirección muestran un patrón consistente de velocidades radiales con un valor medio de -30 km/s a 3 kpc. La estrella que probablemente haya sido la donante de masa de SN 1572 tiene que mostrar una coincidencia múltiple: estar a la distancia de SN 1572, mostrar un movimiento inusual en comparación con las estrellas en la misma ubicación, tener parámetros estelares consistentes con haber sido golpeada por la explosión de la supernova y estar cerca del centro remanente.
La distancia a SN 1572 inferida a partir de la expansión de la capa de radio y por otros métodos se encuentra alrededor de 3 kpc. Tal distancia, y la forma de la curva de luz de SN 1572, son consistentes con que se trata de una supernova de Tipo Ia normal en luminosidad, como las que se encuentran comúnmente en las búsquedas cosmológicas (Ruiz-Lapuente, 2004) [2:1]
Nuestra búsqueda de la compañera binaria de la supernova de Tycho ha excluido a las estrellas gigantes. También ha mostrado la ausencia de objetos azules o muy luminosos como estrellas compañeras post-explosión. Una de las estrellas, Tycho G de nuestra muestra, muestra una alta velocidad peculiar (tanto radial como tangencial), se encuentra dentro del rango de distancia para la explosión de SN 1572, y su tipo, G2IV, se ajusta al perfil post-explosión de una compañera de supernova de Tipo Ia cuya posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell es atípica para una subgigante estándar.
Si Tycho G es la estrella compañera de SN 1572, sus características generales implican que la explosión de supernova afectó a la compañera principalmente a través de la cinemática. Por lo tanto, una estrella muy similar a nuestro Sol pero de un tipo ligeramente más evolucionado habría sido el donante de masa que desencadenó la explosión de SN1572 de tipo Ia, conectando la explosión de supernova con la familia de variables cataclísmicas.
Los resultados de esta investigación, liderada por Pilar Ruiz-Lapuente de la Universidad de Barcelona, se publicaron en el número del 28 de octubre de Nature. Los coautores son Fernando Comeron (ESO), Javier Méndez (Universidad de Barcelona e ING), Ramón Canal (Universidad de Barcelona), Stephen Smartt (IoA, Cambridge), Alex Filippenko (Universidad de California, Berkeley), Robert Kurucz (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica), Ryan Chornock y Ryan Foley (Universidad de California, Berkeley), Vallery Stanishev (Universidad de Estocolmo) y Rodrigo Ibata (Observatorio de Estrasburgo). [11]
La afirmación de El Libro de Urantia en 1955 sobre el origen estelar doble de SN 1572, la Nova de Tycho, se adelantó casi veinte años a la apreciación contemporánea de la comunidad científica de que las supernovas de este tipo se originan como estrellas dobles. La investigación publicada en 2004 y 2005 establece además que la Nova de Tycho ha sido identificada apropiadamente como una supernova de Tipo Ia.
¶ Tycho’s Nova Enlaces adicionales
Citas del libro de Urantia:
Cuando una rueda madre nebular expulsa soles demasiado grandes, éstos se rompen pronto o forman estrellas dobles. Todos los soles son al principio verdaderamente gaseosos, aunque más tarde pueden existir transitoriamente en estado semilíquido. Cuando vuestro Sol alcanzó este estado casi líquido de presión supergaseosa, no era lo suficientemente grande como para partirse por el ecuador, siendo éste un tipo de formación de las estrellas dobles.
Cuando estas esferas llameantes tienen menos de una décima parte el tamaño de vuestro Sol, se contraen, se condensan y se enfrían rápidamente. Cuando tienen más de treinta veces el tamaño del Sol —o más bien treinta veces su contenido bruto en materia real— los soles se parten rápidamente en dos cuerpos separados y se convierten o bien en los centros de nuevos sistemas, o bien permanecen dentro de la atracción gravitatoria del otro sol, girando alrededor de un centro común como un tipo de estrella doble.
Entre las mayores erupciones cósmicas de Orvonton, la más reciente fue la explosión extraordinaria de una estrella doble, cuya luz llegó a Urantia en el año 1572. Esta conflagración fue tan intensa que la explosión era claramente visible en pleno día. (LU 41:3.3-5)
- http://www.nature.com/nature/journal/v431/n7012/abs/nature03006.html (Breve resumen)
- http://www.solstation.com/x-objects/tycho-s.htm (mejor resumen y enlace de recursos)
- http://www.nrao.edu/imagegallery/php/level2a.php?class=Galactic_Sources&subclass=Restos de supernova
- http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-basic_connect?qsearch=tycho&version=1 (enlace a muchos informes científicos sobre Tycho)
- http://www.nature.com/nature/journal/v170/n4322/abs/170364a0.html (artículo de 1952, aún no descubierto en agosto de 1952)
- Enlace (artículo de 1945)
- http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/casstemp.html (redescubierto en 1952, Observatorio Nacional de Astronomía Óptica)
- http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1572
- http://en.wikipedia.org/wiki/Double_star
- http://www.astro.rug.nl/onderwys/ACTUEELONDERZOEK/JAAR2001/jakob/aozindex.html (explicación de Supernova Tipo 1a)
- http://deposit.ddb.de/cgi-bin/dokserv?idn=979066697&dok_var=d1&dok_ext=pdf&filename=979066697.pdf
- http://history.nasa.gov/SP-466/ch9.htm
- http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v497n2/37187/37187.html
- http://www.sciencedaily.com/releases/2005/09/050923075505.htm
- http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/34/text/ (Anuncio del descubrimiento de una estrella compañera en 2004)
- http://books.google.com/books?id=1w5f5Po4XV8C&pg=PA262&lpg=PA262&dq=tycho+brahe+redescubierto+1952&source=web&ots=8Phwz7Wgs_&sig=OiNiaG2S1HcYovl8IC8Oc2dtSPA#PPR1,M1 (referencias históricas)
- http://adsabs.harvard.edu/abs/1984AZh...61.1125P (no muestra clasificación binaria a principios de los 80)
- http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Supernova+Clasificación (sistema de clasificación de supernovas 2)
- http://www.pha.jhu.edu/bfalck/SeminarPres.html#snela
- http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+la+Supernova+Progenitores
- http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html#intro
- http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0309009
- http://adsabs.harvard.edu/full/1993ApJ...413...67V (van den Bergh 1993: The Astrophysical Journal, 413: 67-69, 10 de agosto de 1993)
¶ Enlaces externos
- Este informe en la página web de UBTheNews
- Otros informes en la página web de UBTheNews
- Estudios temáticos en la página web de UBTheNews
¶ Notas al pie
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Supernova+Clasificación ↩︎
B Cassiopeiae como una supernova de tipo I (Contribuciones del Observatorio del Monte Wilson, Carnegie Institution de Washington, No. 711.), W. Baade, Observatorio del Monte Wilson, Recibido el 13 de junio de 1945 Enlace ↩︎
http://www.nature.com/nature/journal/v170/n4322/abs/170364a0.html ↩︎
Introducción a la astrofísica por Baidyanath Basu, pág. 262 ↩︎