Posible observación de una kilonova gracias al telescopio espacial Hubble

Dibujo20130814 HST imaging of the location of GRB 130603B Una kilonova es el resultado de la fusión de dos estrellas de neutrones o de una estrella de neutrones y un agujero negro; se trata de un evento astrofísico similar a una supernova débil de vida muy corta. El telescopio espacial Hubble de la NASA ha observado una posible kilonova en el brote de rayos gamma GRB 130603B tanto en el óptico como en el infrarrojo. La primera observación de un fenómeno predicho por la teoría siempre está acompañada de dudas, por lo que habrá que esperar a futuras observaciones para confirmar esta kilonova (por cierto, en algunos sitios la llaman macronova o supernova de proceso-r, donde “r” proviene de rápido). Lo más interesante de las kilonovas es que producen una señal de ondas gravitatorias que podría ser observada por la nueva generación de detectores por interferometría. El artículo técnico es N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, R. A. Hounsell, K. Wiersema & R. L. Tunnicliffe, “A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B,” Nature, AOP 03 August 2013.

INTEGRAL detecta titanio-44 en el remanente de la supernova 1987A formado durante la explosión

Imágenes de rayos X duros que demuestran la emisión de Ti-44 en SNR 1987A.

Decía Carl Sagan (1934-1996) que “somos polvo de estrellas”  porque los elementos pesados de nuestro cuerpo, como el magnesio, azufre, silicio, níquel, cobalto, hierro, etc., tienen su origen en las estrellas; cuando éstas explotan como supernovas se esparcen estos elementos pesados por doquier, alcanzan planetas como el nuestro y acaban en nuestro interior. ¿Podemos verificar estas ideas con la reciente supernova 1987A? Para los isótopos de larga vida, como 26Al y 60Fe, es fácil hacerlo (ya se publicó hace bastante tiempo). Sin embargo, para los isótopos de vida corta (o radioactivos), como 44Ti (vida media de 58 ± 10 años) y 60Co (vida media de 5,27 años), los análisis son mucho más complicados. En el caso del 44Ti podemos buscarlo en los restos (remanente), SNR 1987A; se publica en Nature esta observación utilizando rayos X duros gracias a INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). En concreto, se ha detectado la emisión en las líneas de 67,9 y 78,4-keV asociadas al 44Ti que se cree que se sintetizó durante la explosión; su masa se estima en (3,1 ± 0,8) × 10−4 masas solares. Esta cantidad es mayor de la esperada según las simulaciones numéricas de la nucleosíntesis durante la explosión, en un factor entre 1,5 y 2, por lo que se cree que se podido formar por una combustión incompleta del silicio expulsado durante la explosión (durante el pico de luminosidad se detectaron trazas de elementos hasta el calcio que se formaron dentro de la estrella). El artículo técnico es S. A. Grebenev, A. A. Lutovinov, S. S. Tsygankov, C. Winkler, “Hard-X-ray emission lines from the decay of 44Ti in the remnant of supernova 1987A,” Nature 490: 373–375, 18 October 2012.

Más información en español en Kanijo, “La desintegración radiactiva del titanio alimenta a un remanente de supernova,” Ciencia Kanija, 19 octubre 2012 [traducción de esta noticia]. “La desintegración radiactiva del titanio puede haber estado alimentando durante los últimos 20 años el brillo de los restos” de la supernova 1987A, “situada en una de las galaxias satélite de la Vía Láctea, la Gran Nube de Magallanes, lo bastante cerca para verse a simple vista cuando su primera luz llegó a la Tierra en febrero de 1987. Durante el pico de la explosión, se detectaron huellas de los elementos desde el oxígeno al calcio, representando las capas exteriores del material eyectado. Poco después, las señales del material sintetizado en las capas interiores podrían verse en la desintegración radiactiva del níquel-56 al cobalto-56, y su posterior desintegración al hierro-56. Ahora, gracias a más de 1000 horas de observaciones de Integral, se han detectado por primera vez los rayos X de alta energía procedentes del titanio-44 en el remanente de supernova 1987A. Esta es la primera prueba sólida de generación de titanio-44 en la supernova 1987A y en una cantidad suficiente (0,03 % de la masa del Sol) como para haber alimentado los restos durante los últimos 20 años.”

Un joven estudiante descubre con Google una solución al misterio de los rayos cósmicos del año 774-775 d.C.

El 8 de junio nos hacíamos eco de un misterio sin respuesta: El incremento de los rayos cósmicos ocurrido en el año 774-775 d.C. “El análisis mediante carbono 14 de los anillos en ciertos cedros japoneses muestra un incremento del 12 por mil.” Textos antiguos indican que en el año 774 apareció un misterioso “crucifijo rojo” en el cielo, lo que se interpreta como la explosión de una supernova. Así lo ha propuesto en Nature el joven estudiante Jonathon Allen, Universidad de California en Santa Cruz. Tras leer la noticia hizo una búsqueda por la web gracias a Google sobre cosas que hubieran pasado en el cielo en el año 774 y encontró una crónica anglosajona del siglo VIII en el “The Avalon Project” en la que se hablaba de una “cruz roja” que apareció en el cielo tras la puesta del sol. Allen pensó que podría ser una supernova escondida tras una nube de polvo que hizo que se observara de color rojo; los restos de esta supernova no serían visibles ahora porque los taparía dicha nube de polvo. Los expertos están impresionados. Geza Gyuk, astrónomo del Planetario Adler de Chicago, EE.UU., experto en utilizar las crónicas anglosajonas para investigar eventos astronómicos, dice que el descubrimiento de Allen es sorprendente y muy sugerente. Donald Olson, físico de la Texas State University en San Marcos, EE.UU., dice que “otra posible explicación del “crucifijo rojo” en el cielo puede ser la dispersión de la luz del sol en un nube tenue de cristales de hielo.” Obviamente, ahora les toca a los astrofísicos buscar pruebas firmes que confirmen o desmientan la hipótesis del joven Allen. Más información en Jonathon Allen, “Astronomy: Clue to an ancient cosmic-ray event?,” Nature 486: 473 (28 June 2012). También nos lo cuenta Richard A. Lovett, “Supernova Could Have Caused Mysterious ‘Red Crucifix’ in Sky in 774 A.D.,” Scientific American, June 27, 2012, y Richard A. Lovett, “Ancient text gives clue to mysterious radiation spike. Eighth-century jump in carbon-14 levels in trees could be explained by “red crucifix” supernova,” Nature News, 27 June 2012. Traducción al español en Kanijo, “Antiguos textos dan pistas sobre un misterioso pico de radiación,” Ciencia Kanija, 28 junio 2012.

A.D. 774. This year the Northumbrians banished their king, Alred, from York at Easter-tide; and chose Ethelred, the son of Mull, for their lord, who reigned four winters. This year also appeared in the heavens a red crucifix, after sunset; the Mercians and the men of Kent fought at Otford; and wonderful serpents were seen in the land of the South-Saxons.” The Avalon Project

El Observatorio Espacial Herschel estudia el “polvo de estrellas” generado por la supernova 1987A

Decía Carl Sagan que “somos polvo de estrellas” porque todos los elementos químicos más pesados que el helio, como el carbono o el oxígeno de nuestro cuerpo, se formaron en el interior de estrellas que estallaron como supernovas y que los repartieron dentro de nuestra galaxia como polvo interestelar. El Observatorio Espacial Herschel, de la Agencia Europea del Espacio (ESA), ha estudiado el polvo interestelar producido por la supernova 1987A (que explotó en la Gran Nube de Magallanes (LMC), una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea). Esta estrella emitió una inmensa cantidad de polvo interestelar, entre 0,4 y 0,7 masas solares, y sigue inyectando en la LMC unos 0,001 masas solares al año. Extrapolando este resultado a otras supernovas de tipo II, en LMC ocurre una cada 300 años, se observa que gran parte del polvo que contiene esta galaxia satélite de la Vía Láctea pudo tener su origen en explosiones de supernovas. En nuestra galaxia, donde se producen unas  dos supernovas por siglo, se estima que las supernovas de tipo II producen una inyección de polvo interestelar de 0,01 masas solares al año, demasiado poco para explicar todo el polvo observado en nuestra galaxia, aunque suficiente para explicar una parte substancial del mismo. Nos lo ha contado Christopher F. McKee, “Astronomy: Let There Be Dust,” Perspective, Science 333: 1227-1228, 2 September 2011, que se hace eco del artículo técnico de M. Matsuura et al., “Herschel Detects a Massive Dust Reservoir in Supernova 1987A,” Science 333: 1258-1261, 2 September 2011.

La explosión de la supernova 1987A el 23 de febrero de 1987 fue todo un hito histórico. Era la supernova más cercana observada en la Vía Láctea y la primera oportunidad para que los astrónomos modernos pudieran ver de cerca una supernova de tipo II. El 23 de agosto de 2011 se ha observado una joven estrella a punto de explotar como supernova de tipo Ia, PTF 11kly, en la galaxia espiral Messier 101 (M101, NGC 5457 o galaxia del Molinete), a solo 25 millones de años luz (8 megaparsecs) en la constelación de la Osa Mayor; esta nueva supernova será la más cercana a nosotros desde que se observó a 1987A, que se encuentra a 168.000 años luz (51,4 kiloparsecs). La nueva supernova, por primera vez, está siendo observada justo antes del momento álgido de la explosión, que será el próximo 7 de septiembre. De hecho, el 27 de agosto el Telescopio Espacial Hubble observó a PTF 11kly y obtuvo su espectro ultravioleta. Sin lugar a dudas, esta supernova será la noticia estrella de la semana que viene.

Volviendo a la noticia objeto de esta entrada, la estrella progenitora de la supernova 1987A, la supergigante azul Sanduleak -69° 202, se estima que tenía una masa de entre 18 y 22 masas solares. Gran parte de esta masa fue eyectada por la estrella antes de explotar como supernova (la eyección se inició unos 20 000 años antes de la explosión). En la actualidad se observa un precioso anillo en expansión debido a la onda de choque producida por la explosión cuya masa se estima en solo unos 0,06 masas solares. Este anillo presenta puntos brillantes, cual perlas en un collar, cuya explicación todavía no se conoce.

Herschel observó a SN 1987A el 30 de abril y el 5 de agosto de 2010 utilizando dos de sus instrumentos (PACS y SPIRE) en cinco bandas espectrales. SN 1987 A se encuentra en una región en la que hay poco polvo interestelar. Se estima que su estrella progenitoria eyectó unas 8 masas solares durante su fase de supergigante azul anterior a la explosión como supernova. La composición de dicho polvo interestelar no corresponde al observado por Herschel, por lo que se cree que ha observado en su lugar solo el polvo emitido tras la explosión. Las estimaciones dependen del modelo teórico utilizado pero indican que la supernova eyectó entre 0,4 y 0,7 masas solares de polvo en la explosión. Esta cantidad es suficiente para explicar la cantidad de polvo observado en LMC (donde ocurre una supernova de tipo II cada 300 años). Aplicando esta estimación al polvo observado en las galaxias con alto corrimiento al rojo, se observa que la cantidad observada es suficiente para explicar gran parte del mismo. Por ello, se confirma que las supernovas parecen ser la contribución más importante al “polvo de estrellas” observado en las galaxias. El “polvo de estrellas” del que tú y yo estamos hechos.

Se identifica la progenitora de la supernova 2008bk, una supergigante roja de 8 masas solares

Todo el mundo sabe que las estrellas supergigantes rojas acaban su vida con una espectacular explosión de tipo supernova. Todo el mundo lo sabe, pero dentificar la estrella progenitora de una supernova es muy difícil. Por primera vez se verifica, fuera de toda duda, que la estrella progenitora de la supernova 2008bk era una supergigante roja de 8 ± 1 M⊙ (masas solares) que desapareció tras la explosión. Para ello se han comparado imágenes de 2006, 2008 y 2010 de la galaxia NGC 7793, donde en marzo de 2008 se descubrió esta supernova de tipo II-P, gracias al Telescopio Extragrande (VLT) del Observatorio Europeo del Sur (ESO); en aquel momento se estimó que su progenitora era una estrella de tipo M4 (supergigante roja) con una masa inicial 8’5 ± 1.0 M⊙, en completo acuerdo con la progenitora que se ha encontrado ahora. El breve artículo técnico es de Seppo Mattila et al., “The Disappearance of the Red Supergiant Progenitor of Supernova 2008bk,” ArXiv, 24 Nov. 2010. En ciencia muchas hipótesis razonables son tan razonables que nos parecen conocidas desde siempre. Sin embargo, algunas de ellas no han sido verificadas aún con el experimento. Para mí es sorprendente que haya sido a finales de 2010 cuando se haya verificado de forma definitiva que la supergigante roja progenitora de una supernova realmente desaparece tras la explosión, confirmando que con su “muerte” ha dado origen a esta última. Supongo que el lector pensaría, como yo, que eso ya habría sido verificado en el pasado, hace muchos años. Por su formato, el artículo técnico ha sido enviado a Nature. Habrá que estar al tanto si en los próximos meses aparece en dicha revista o no, y en su defecto en que revista aparece.

La evolución de la supernova 1987A desde 1994 a 2006 filmada por el telescopio espacial Hubble

Abre esta entrada un vídeo espectacular donde los haya. Una vez al año, desde 1994 a 2006, el telescopio espacial Hubble ha apuntado hacia la supernova 1987A. Se publica en Science el análisis técnico de dicho vídeo. La fuente central desaparece poco a poco, mientras se ensancha, hasta casi desaparecer. El anillo brillante que la rodea muestra una serie de puntos calientes que han surgido poco a poco, debidos a la compresión y calentamiento producido cuando la onda de choque de la explosión de supernova lo atraviesa. El vídeo forma parte de la información suplementaria del artículo técnico de Kevin France et al., “Observing Supernova 1987A with the Refurbished Hubble Space Telescope,” Science Express, Published Online September 2, 2010 [que los interesados en disfrutarlo pueden descargar gratis en ArXiv]. Se han hecho eco de esta noticia gran número de medios, como Rhiannon Smith, “‘Lost years’ end for backyard supernova. Data from repaired Hubble telescope uncover new secrets about our nearest supernova,” Nature News, Published online 2 September 2010, y en español “El ‘Hubble’ vuelve a contactar con la supernova 1987A. Es la primera imagen del fenómeno captada por el telescopio desde que se estropeó,” Público.es, 07/09/2010. 

Nos recuerda la wiki que SN 1987A es una supernova de tipo IIp que tuvo lugar en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula (NGC 2070), situada en la Gran Nube de Magallanes, galaxia enana cercana a la Vía Láctea. Una supernova visible a simple vista desde el 23 de  febrero de 1987 durante varios meses (con un brillo aparente de magnitud 3), es la supernova documentada más cercana a la Tierra desde SN 1604, la supernova de Kepler, que apareció en la misma Vía Láctea. La estrella progenitora fue identificada como Sanduleak -69° 202a, una supergigante azul de tipo espectral B3. Actualmente se piensa que la progenitora era una estrella binaria, cuyas componentes se fusionaron unos 20.000 años antes de la explosión, que ocurrió hace  a 168.000 años. La supergigante azul es la razón de la existencia de los anillos visibles en el remanente. Se ha estado buscando el núcleo colapsado, que debería ser una estrella de neutrones, sin éxito. Quizás está oculta entre densas nubes de polvo y no es visible, o quizás tras la explosión grandes cantidades de material volvieron a caer de nuevo sobre la estrella de neutrones, por lo que continuó colapsando hacia un agujero negro.

El nuevo artículo de Science compara las observaciones recientes (31 de enero de 2010) gracias al espectrógrafo reparado del Hubble y las compara con las obtenidas en julio de 2004 (antes de que fallara en agosto de 2004). El artículo se centra en la interacción entre la onda de choque de la explosión y el anillo de materia que la rodea. El primer punto brillante (hotspot) en el anillo se descubrió en 1995 y en la actualidad se observan unos 30. La película de vídeo que acompaña esta entrada y el artículo técnico presenta la evolución de estos hotspots durante 15 años. El anillo de materia está formado por hidrógeno ionizado y helio que se expande de forma libre desde la explosión. Cuando la onda de choque atraviesa los átomos de hidrógeno los excita produciendo líneas espectrales de emisión Ly-α (1216 Å) y H-α (6563 Å), la línea de emisión alfa de la serie de Lyman (Ly-α se lee Lyman-alfa) y la línea de emisión alfa de la serie de Balmer (H-α se suele leer Balmer-alfa). Los investigadores han observado el efecto Doppler en estas líneas. Las línea en el norte del anillo están corridas hacia el azul y las líneas del sur lo están hacia el rojo, lo que indica que las primeras se acercan a nosotros a unos 8000 km/s y las segundas se alejan a unos 8500 km/s (las velocidades son estimaciones aproximadas).

Vídeos de los primeros milisegundos de la explosión de una supernova simulados por ordenador

Simulación de los primeros 500 milisegundos (Leonhard Scheck, Max Planck Institute for Astrophysics)

Simulación de los primeros 900 milisegundos  (Visualización: Markus Rampp, Rechenzentrum Garching)

No es una noticia nueva pero las primeras simulaciones 3D de la explosión de una supernova merecen todo nuestro interés, aunque se publicaran el 10 de mayo de 2010. Nos lo han recordado en el número de Nature de hoy mismo. Eric Hand, “Model stars set to explode. Realistic computational models of supernovae might soon solve a long-standing mystery,” News, Nature 465: 534-535, 3 June2010, aunque muchos ya lo disfrutásteis en Hannelore Hämmerle, “How a supernova obtains its shape. Researchers of the Max Planck Institute for Astrophysics in Garching managed for the first time to reproduce the asymmetries and fast-moving iron clumps of observed supernovae by complex computer simulations in all three dimensions,” News from Max-Planck-Institut für Astrophysik, que ya fue meneada jm22381 (traducido en “¿Cómo obtiene su forma una supernova?,” Universo a la vista, 8 mayo 2010); o en Hannelore Hämmerle, “Death of a star in three dimensions. New computer models show in detail how supernovae obtain their shape,” News, Max Planck Society, May 11th, 2010.

Para los interesados en los detalles técnicos, el artículo es N. J. Hammer, H.-Th. Janka, E. Müller, “Three-dimensional Simulations of Mixing Instabilities in Supernova Explosions,” The Astrophysical Journal 714: 1371-1385, 10 May 2010 (disponible gratis en ArXiv).

Imágenes de los primeros 500 milisegundos de la explosión de la supernova. A la izquierda, el radio de la explosión es de 200 km. y la derecha de 1900 km. (C) Nature, Max Planck Inst. for Astrophysics

El primer OVNI avistado por el Hubble (o la ciencia progresa en el mar de la ignorancia)

Un OVNI es un objeto volante no identificado. El Telescopio Espacial Hubble ha observado un OVNI, un objeto no asociado a ninguna galaxia, por lo tanto un objeto “volante” por el universo, que ha “guiñado el ojo” al Hubble y los científicos han quedado desconcertados pues las propiedades de su parpadeo no tienen explicación actualmente (objeto volante no identificado).

El artículo técnico de K. Barbary et al., “DISCOVERY OF AN UNUSUAL OPTICAL TRANSIENT WITH THE HUBBLE SPACE TELESCOPE,” Accepted to ApJ: September 8, 2008 , ha denominado al OVNI con el curioso nombre de SCP 06F6, un transitorio óptico no usual (lo único que hemos visto es su luz) encontrado durante una búsqueda rutinaria de supernovas. Se comparan fotos de la misma región del cielo en diferentes momentos buscando que aparezca una luz no previamente observada. Cuando se observa, se repiten las observaciones periódicamente para comprobar sus propiedades y determinar el tipo de supernova observada. Además, se utilizan otros telescopios terrestres para enfocar a dicha luz, obtener su espectro y determinar qué tipo de supernova (u objeto) es el responsable del “fogonazo.”

SCP 06F6 ha sido descubierta en el “Hubble Space Telescope Cluster Supernova Survey” y es sorprendente por muchas razones. La fuente luminosa ha brillado durante 100 días alcanzando un pico de magnitud estelar 21. No se ha observado ninguna galaxia ni estrella en el punto donde ha aparecido la fuente. Los espectros ópticos son “excepcionales” mostrando 5 bandas de absorción anchas entre 4100°A y 6500°A, y prácticamente un continuo sin bandas más allá de los 6500°A. La forma de este espectro de luz es inconsistente con cualquier fenómeno conocido (comprendido) hoy en día, ni microlentes gravitatorias, ni ningún tipo de supernova, ni siquiera se parece a ningún espectro observado previamente en la base de datos de objetos de cielo profundo (Sloan Digital Sky Survey).

La nueva fuente es el primer objeto de un nuevo tipo de objetos en el universo. Por ahora, el OVNI ideal para los ufólogos.

¿Podría ser un objeto de nuestra galaxia (corrimiento al rojo z=0)? Las líneas a 4320°A and 4870°A son consistentes con las líneas del Hidrógeno gamma (4341°A) y beta (4861°A), respectivamente, sin embargo, falta la importantísima línea alfa (6563°A), de la que hay cierta rastro en el espectro obtenido con el telescopio terrestre Keck, pero no aparece en los obtenidos con los telescopios VLT y Subaru. No se han podido identificar líneas espectrales de otros elementos. Lo que se ha observado no tiene explicación según las teorías astrofísicas actuales. Más aún, las características espectrales observadas son casi (pero no exactamente) periódicas en la longitud de onda. ¡Una locura!

¿Podría ser un objeto extragaláctico? El cluster que se estaba observando tiene un corrimiento z=1.1, luego podría ser un objeto con 0<z<2.7, el límite superior debido a la ausencia de la línea de Lyman a 4500°A. Una estimación del flujo de energía emitida por un objeto a z=1.1 con una magnitud aparente de 21 es comparable al de las supernovas más poderosas hasta el momento, SN 2005ap y SN 2006gy, sin embargo, el espectro continuo observado no corresponde con la radiación que emitiría una supernova.

Recapitulemos un OVNI con las siguientes propiedades: Una curva de luminosidad simétrica alrededor de un pico que se ha alcanzado en unos 100 días, variaciones pequeñas de color estadísticamente significativas en todo el espectro, no se ha detectado ni galaxia ni otro objeto progenitor, el espectro presenta picos en el azul y es prácticamente continuo en el rojo, y hay cierta evidencia de cambios (evolución temporal) en el espectro.

Un nuevo jeroglífico para los astrónomos (¿o para las ufólogos?).

Por cierto, el Kanijo nos recuerda que la “Explosión estelar que fue el objeto más distante visible al ojo desnudo,” de marzo de 2008, ahora parece que dicho “Estallido de rayos gamma visible “a simple vista” fue dirigido directamente contra la Tierra,” según se publicó en la revista Nature, ¿por fuentes extraterrestres?

Hasta CORDIS habla del tema “Astrónomos revelan que una explosión masiva de rayos gamma apuntaba a la Tierra.”

Y ahora, Iker se levanta del sillón y dice…

Espectaculares simulaciones de la explosión de una supernova tipo Ia

Simulación 3D de la explosión de una estrella enana blanca en una supernova tipo Ia (las que han demostrado la aceleración de la expansión del universo). La simulación utiliza una resolución de 6 km y presenta la densidad y la variable de progreso de la reacción. La burbuja inicial tiene un radio de 18 km. El artículo técnico es “Three-Dimensional Simulations of the Deflagration Phase of the Gravitationally Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae” Jordan et al., 2007 [ ArXiv preprint ]. Simulación 3D que presenta la densidad y temperatura.

Las supernovas tipo Ia son una de las estrellas recientes de la astrofísica, dada su importancia como “candelas estándares” en cosmología. Su observación ha permitido demostrar que la expansión del universo se está acelerando así como la presencia de “energía oscura”. ¿Cómo explota una enana blanca para convertirse en supernova Ia? La mayoría de los teóricos creen que una detonación es necesaria. Las simulaciones ilustran este proceso. Las 7 simulaciones presentadas en el artículo se enmarcan en la teoría llamada detonación confinada gravitatoriamente (gravitationally confined detonation, GCD) y tratan de demostrar que la detonación es una fase necesaria en dicha teoría.

En las simulaciones se parte de una enana blanca de 1.38 masas solares, con una composición uniforme de carbono y oxígeno, a partes iguales. Se supone que la enana blanca recibe materia (acreción) de una estrella compañera (normalmente una gigante roja) hasta alcanzar una masa crítica (límite de Chandrasekhar) momento en el que la enana blanca, básicamente una estrella sostenida por la presión generada por el principio exclusión de Pauli aplicado a los electrones libres del carbono y oxígeno, no puede superar la presión gravitatoria, con lo que colapsa, incrementando su temperatura y generando la ignición de su carbono en el núcleo de la estrella. Esta ignición genera un chorro (ilustrado en las animaciones) que parte de su centro y se extende rápidamente hasta las capas más externas.

Los vídeos muestran como la burbuja se vuelve inestable (debido a turbulencias generadas por una inestabilidad de Rayleigh-Taylor) generando una estructura con forma de hongo (como una explosión nuclear) antes del primer segundo. Cuando el hongo alcanza la superficie de la estrella, se rompe y se propaga por la superficie hasta alcanzar el extremo opuesto de la esfera de la estrella, momento en que se produce la detonación que acaba conduciendo a la explosión de la supernova (solamente 1.7 segundos desde el inicio del proceso). Las animaciones muestran muy bien cómo se produce la transición entre una deflagración subsónica hasta una detonación supersónica.

Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría cientos de años. Esta increíble energía libera una colosal onda de choque que destruye la estrella expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en su luminosidad siendo este tipo de supernovas (el tipo más luminoso de todos). Normalmente no queda ni rastro de la estrella que originó el cataclismo, sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión.

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. El parecido en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, ha hecho que sean utilizadas como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar (se pueden calibrar con una décima de magnitud). Gracias a su alta luminosidad pueden ser detectadas en galaxias muy lejanas (con alto corrimiento al rojo). De ahí su importancia cosmológica. Las nuevas simulaciones permiten entender mejor cómo explotan este tipo de supernovas.