Los datos Pan-STARRS sobre la energía oscura a 2,4 sigmas de la constante cosmológica

Dibujo20131022 cosmological constraints using Pan-STARRS-lz - planck - bao - hubble measurements

No sabemos qué es la energía oscura. Si se trata de la constante cosmológica de Einstein entonces su ecuación de estado es ω=p/ρ=−1, pero si se trata de la quintaesencia sería ω≠−1. Los datos cosmológicos Planck+WP+highL+BAO indican que ω=−1,13±0,25. Los últimos resultados sobre supernovas Ia de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) indican que  ω=−1,186±0,076 (valor combinado Pan+BAO+Planck+H0), que está a 2,4 sigmas de ω=−1. Por supuesto, todavía se trata de un estudio preliminar pues sólo se han estudiado 146 supernovas de tipo Ia (0,03 < z < 0,65) descubiertas durante los primeros 1,5 años de Pan-STARRS. Y además, no se trata de ninguna sorpresa, pues el valor ω≠−1 depende sobre todo de los datos cosmológicos; el valor de Pan-STARRS sin combinar es ω=−1,015 ± 0,319 (stat) ± 0,164 (syst), perfectamente compatible con ω=−1. Habrá que esperar al análisis completo de todos los datos que Pan-STARRS, que recabará datos de un número tres veces mayor de supernovas, y por supuesto a la nueva medida cosmológica de ω que se obtendrá en junio de 2014 con la publicación del mapa de la polarización del fondo cósmico de microondas por el telescopio espacial Planck de la ESA. Por todo ello, los cosmólogos seguirán pensando que la constante cosmológica es la responsable de la energía oscura. El artículo técnico es Armin Rest et al., “Cosmological Constraints from Measurements of Type Ia Supernovae discovered during the first 1.5 years of the Pan-STARRS1 Survey,” arXiv:1310.3828 [astro-ph.CO], 14 Oct 2013.

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Hay dos poblaciones diferentes de supernovas tipo Ia según la región galáctica dónde se originaron

Dibujo20130307 HV vs NV groups of SNe Ia and the birth location in their host galaxies

La energía oscura (la aceleración de la expansión cósmica) se descubrió gracias al uso de las supernovas Ia (SN Ia) como candelas estándar para medir grandes distancias. Su origen es una enana blanca que acreta masa en un sistema binario hasta superar el límite de Chandrasekhar (unas 1,4 masas solares) momento en el que explota como supernova. Se han propuesto dos posibles orígenes para las SN Ia en función de la estrella compañera, pero se cree que la explosión es muy similar en ambos casos. Sin embargo, se publica hoy un artículo en Science que muestra pruebas de que hay dos familias diferentes de SN Ia que se diferencian en la composición de la región de la galaxia anfitriona donde nacieron. Los autores han estudiado 188 SN Ia usando LOSS (Lick Observatory Supernova Search), de las que 123 son “normales” (como las usadas en los estudios de la expansión cósmica). Un estudio de la ubicación de estas SN Ia “normales” en su galaxia huésped muestra que las que aparecen en las regiones más internas tienen una velocidad de eyección de materia “normal” menor de 12000 km/s (grupo NV), pero las que se encuentran en las regiones más externas presentan una velocidad de eyección “anormalmente” alta, mayor de 12000 km/s (grupo HV); la diferencia es estadísticamente significativa a 5 sigmas. El papel del tipo de estrella progenitora en esta diferencia no está aún claro. Lo sorprendente es que parece que el brillo de las HV es un 40% mayor que el de las NV. Este hecho aún no está confirmado de forma definitiva y sus implicaciones en los estudios de la energía oscura no están claros. Aún así, no hay que olvidar que hay muchas pruebas de la existencia de la energía oscura más allá de las SN Ia que permitieron su descubrimiento. Habrá que esperar a que estudios futuros aclaren el origen de la diferencia entre SN Ia tipo NV y HV, así como sus consecuencias. El artículo técnico es Xiaofeng Wang et al., “Evidence for Two Distinct Populations of Type Ia Supernovae,” Science, Published Online March 7 2013 [DOI: 10.1126/science.1231502].

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La evolución de la energía oscura

Me ha gustado esta figura que ilustra muy bien que la energía oscura es un fenómeno “reciente” en la historia del universo. La energía oscura, la causa “desconocida” de la reciente expansión acelerada del universo, fue descubierta gracias a las supernovas de tipo Ia, pero hoy en día ha sido observada (confirmada) por muchos otros medios. Se trata de un fenómeno “reciente” ya que no se observa para corrimientos al rojo z>2. En la época de la recombinación, cuando el universo tenía unos 375.000 años y “cristalizó” el fondo cósmico de microondas, no había energía oscura en el universo. ¿Qué puede ser la energía oscura? La hipótesis más socorrida es que está asociada al vacío, a una especie de “antigravedad” asociada al vacío que se modela mediante una constante cosmológica como fuente, es decir, colocada en el miembro derecho de la ecuación de Einstein, en lugar de en el izquierdo, donde la colocó Einstein para lograr un universo estático. La NASA tiene un programa bastante completo para el estudio de la materia oscura y de la energía oscura, como nos cuenta Neil Gehrels, “NASA’s Dark Matter & Dark Energy Program,” NASA/GSFC, SpacePart12, Nov. 5, 2012 [slides, vídeo CDS]. Por cierto, el vídeo de la charla (media hora) está bastante bien y se centra en el futuro, tanto JWST como WFIRST.

El origen más probable del remanente SNR 0509–67.5 de una supernova tipo Ia es la colisión de dos estrellas enanas blancas

Da gusto ver un artículo News & Views en Nature firmado por un español, española en este caso. Pilar Ruíz Lapuente, Universidad de Barcelona, firma “Astrophysics: Progenitors of type Ia supernovae,” Nature 481: 149–150, 12 January 2012, un artículo ilustrado con una foto del remanente SNR 0509-67.5  de una supernova de tipo Ia que explotó hace 400 ± 50 años. En teoría una supernova de tipo Ia es el resultado de la explosión de una enana blanca cuya masa ha superado cierto umbral, el límite de estabilidad de Chandrasekhar, alrededor de 1,4 veces la masa del Sol; hay dos mecanismos posibles para que la masa de la enana blanca crezca hasta alcanzar dicho límite, la transferencia de masa de una estrella compañera y la colisión de dos enanas blancas. Identificar la estrella progenitora que cedió su masa es muy difícil, sobre todo para supernovas observadas hace cientos de años, pero hay técnicas que permiten observar el eco de la luz que emitió dicha estrella. La progenitora de la  supernova SN 1572 observada por Tycho Brahe a los 26 años de edad ha sido identificada por este método (no sin controversia). Sin embargo, la progenitora de la supernova cuyo remanente SNR 0509-67.5 se observa en la Gran Nube de Magallanes no ha sido observada. Gracias a que el eco de la luz de esta estrella puede ser observado desde la Tierra, esta ausencia parece indicar que esta supernova de tipo Ia es el resultado de la colisión de dos enanas blancas. No se puede asegurar al 100%, pero los autores del artículo publicado en Nature hoy afirman que la evidencia es de 3 sigmas. Sí, en Astronomía también se utilizan las técnicas de contraste de hipótesis nulas cuando se quiere afirma que algo no observado ha podido pasar. El artículo técnico es Bradley E. Schaefer, Ashley Pagnotta, “An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509−67.5,” Nature 481: 164–166, 12 January 2012.

Las supernovas Ia son candelas estándar para medir distancias mucho más robustas de lo que se pensaba

 

La energía oscura se descubrió gracias al uso de las supernovas Ia como candelas estándar, estrellas cuya luminosidad aparente permite determinar su luminosidad verdadera con precisión. Algunos artículos recientes encontraron una cierta diversidad entre las supernovas Ia, las hay rápidas y lentas, lo que hizo pensar que quizás no fueran tan buenas candelas como se pensaba. Sin embargo, un nuevo artículo publicado en Nature indica que la variaciones observadas en las supernovas Ia tienen una explicación sencilla, depende de la dirección en la que miremos y con un modelo adecuado se puede recuperar su papel como las mejores candelas estándar para medir distancias grandes en el universo. El nuevo modelo teórico de Maeda et al. se basa en simulaciones por ordenador y explica (gran parte de) la diversidad de las supernovas Ia como consecuencia de la dirección (aleatoria) de la explosión. Los astronómos podrán volver a usar las supernovas Ia como candelas estándar si en lugar de considerarlas individualmente, promedian los resultados para un gran número de supernovas Ia ya que el promedio diluye el efecto de la dirección aleatoria de la explosión y otras fuentes de asimetría en la misma. De esta forma, de manera sencilla, las supernovas Ia recuperan el status como candelas estándar, acallando las voces que habían empezado a dudar. Nos lo cuenta Daniel Kasen, “Astrophysics: The supernova has two faces,” News & Views, Nature 466: 37–38, 01 July 2010, haciéndose eco del artículo técnico de K. Maeda et al., “An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae,” Nature 466: 82–85, 01 July 2010.

El problema de la energía oscura y el origen de las supernovas de tipo Ia

Galaxias estudiadas con su luminosidad en la banda K, su número predicho de enanas blancas acretando materia, su luminosidad total observada con Chandra, es decir, rayos-X en el rango de 0,3 a 0,7 KeV, y el valor predicho. Debes comparar las dos últimas columnas. (c) Nature.

Una gran sorpresa a nivel cósmico. Las supernovas tipo Ia son las candelas estándar para la determinación de distancias en el universo a distancias cosmológicas, ya que todas presentan una curva de luz que decae en el tiempo de forma muy similar, y son las grandes responsables de que se crea que la energía oscura existe. ¿Por qué explotan las enanas blancas? Todo el mundo pensaba que superaban el límite teórico de Chandrasekhar para su masa debido a que absorbían (acretaban) materia de una estrella compañera. ¿Por qué todas tienen curvas de luz tan similares? Porque todas alcanzaban el límite de Chandrasekhar por debajo de la misma forma y su estado en el momento de la explosión era prácticamente el mismo. Sin embargo, algunos investigadores también habían propuesto la fusión/colisión de dos enanas blancas como posible explicación. ¿Cómo distinguir ambos procesos? En el primero, se observaría una emisión de rayos X debido a la acreción de material mucho más intensa. La solución, recurrir al Observatorio Espacial de rayos X llamado Chandra. Un artículo, publicado hoy en Nature [1], ha encontrado que, al menos en galaxias jóvenes y cercanas, la emisión de rayos X es muy débil, entre 30 y 50 veces menor de lo esperado para el escenario de acreción, por lo que habría que descartar dicho mecanismo y considerar que las fusiones de enanas blancas son el origen principal de las supernovas Ia en estas galaxias. Un resultado completamente inesperado. Una gran sorpresa, ya que se conocen poquísimos sistemas binarios con pares de enanas blancas. Más aún teniendo en cuenta que las simulaciones numéricas indican que la fusión de enanas blancas no permite explicar bien la uniformidad en la curva de brillo de las supernovas Ia que está en la base de su uso para medir distancias cosmológicas. El mecanismo de acreción podría explicar sólo el 5% de las supernovas tipo Ia en galaxias jóvenes, ¿qué pasará en galaxias viejas? Sólo los observatorios espaciales podrán obtener una respuesta definitiva. ¿Afectarán estos estudios a la cantidad de energía oscura predicha en el universo? 

En español os gustará la traducción de Kanijo, “Qué hace que estallen las supernovas,” Ciencia Kanija, 18 Feb. 2010, de un artículo de Space.com [comentarios en Menéame]. 

[1] Marat Gilfanov, Ákos Bogdán “An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate,” Nature 463: 924-925, 18 February 2010.

[2] “Making the paper: Marat Gilfanov,” Nature 463: 848, 18 February 2010.

En 2008, Marat Gilfanov, un astrofísico del Instituto Max Planck de Astrofísica en Garching, Alemania, fue anotando algunas cifras relativas al resplandor de la emisión de rayos X de algunas fuentes en la galaxia Andrómeda, cuando se dio cuenta de que podría tener la respuesta a cómo se producen las supernovas tipo Ia (SN Ia). Se le ocurrió testear el modelo de acreción de materia en enanas blancas para explicar la explosión utilizando como firma la radiación X de la materia que cae en la enana blanca, una señal distintiva que se observaría hasta 10 millones de años antes de la explosión de la SN Ia. El otro modelo en competencia, la fusión de dos enanas blancas, sólo debería presentar una emisión de rayos X fuerte justo antes de la explosión. Gilfanov afirma que hizo “un cálculo preliminar tipo la “cuenta de la vieja” (back-of-the-envelope) y los números indicaban que habría hasta 3 órdenes de magnitud de diferencia en la emisión de rayos X observada en Andrómeda entre lo esperado por ambos mecanismos.”

Marat Gilfanov, director de la tesis de Ákos Bogdán.

Para estar seguros, Gilfanov y su estudiante de doctorado Ákos Bogdán decidieron estudiar la emisión de rayos X de seis galaxias cercanas, todas “jóvenes” (early-type)que contienen muy poca cantidad de gas neutro y polvo que podría dificultar la observación de los de rayos X de emisión por acreción de las enanas blancas. El resultado ya lo hemos comentado, encontraron un flujo medio de rayos X entre 30 y 50 veces menor que el que se prevee en el escenario de acreción. Su conclusión es que la gran mayoría, al menos el 95%, de las supernovas de tipo Ia en galaxias jóvenes son resultado de la fusión de enanas blancas binarias.

Gilfanov y Bogdan han pasado casi un año estudiando la teoría y los datos experimentales con objeto de tener en cuenta todos los modos de acreción posibles y los diferentes tipos de galaxias. “Muchas veces nos íbamos a la cama pensando “¡hice un gran descubrimiento!,” por a la mañana siguiente, tras volver a verificar los datos, todo se esfumaba en el aire.” Saber que tienes en las manos un artículo que puede ser “la bomba” y que podrías publicar en Nature te obliga a repasar los cálculos y observaciones una y otra vez hasta estar completamente seguro de tus afirmaciones.

Obviamente, este no es el punto final de la historia. El mecanismo responsable de la explosión de supernovas tipo Ia en otros tipos de galaxias podría ser completamente diferente. Más aún, incluso podría ocurrir que los astrofísicos teóricos descubrieran otros mecanismos diferentes para la explosión de las supernovas Ia que expliquen mejor los datos observados. Nos recuerda Gilfanov que “en los modelos por ordenador, los científicos pueden hacer estallar enanas blancas justo por debajo de la masa crítica, pero estas explosiones numéricas a veces se parecen poco a lo que realmente se observa en el Universo.” 

Colisión de dos enanas blancas debido a que la radiación gravitatoria las hace acercarse mutuamente. (C) Nature.

Permitidme que añada que la simulación magnetohidrodinámica de explosiones de supernovas Ia es un problema computacional que requiere una potencia de cálculo sólo alcanzable en los mayores supercomputadores y que estudiar y comparar diferentes mecanismos requiere muchísimos años de trabajo. La primera simulación de una explosión de supernova tipo Ia mediante el mecanismo de fusión de enanas blancas se obtuvo por investigadores compañeros de Gilfanov en el Max Planck y se publicó a principios de este año en Nature [3,4]. Lograron simular por ordenador la colisión entre dos enanas blancas de la misma masa produciendo una explosión de supernova Ia de tipo subluminoso, aunque tuvieron que considerar que la parte exterior de las enanas blancas estaba formada sólo por un material (cuando se suele suponer que contiene dos, carbono y oxígeno) y tuvieron que tomar una masa bastante alta de ~0.9 M (casi la masa del Sol). La curva de luminosidad obtenida por ordenador es muy similar a la observada en supernovas de tipo Ia subluminosas como 1991bg. Sorprendió mucho que la masa de las dos enanas blancas en colisión tenga que ser tan alta, cuando el límite de Chandrasekhar es del orden de 1,4 M. Este tipo de simulaciones tendrán que mejorar mucho en los próximos años para entender, gracias a ellas, cómo explotan el 95% de las supernovas Ia en galaxias jóvenes por colisión de enanas blancas, como el trabajo de Gilfanov parece indicar, la mayoría de las cuales no son del tipo subluminoso.

En español os gustará leer la noticia en Alejandro Tropea, “Explosiones violentas en el espacio. Los astrónomos simulan cómo las estrellas enanas blancas se fusionan y convierten en una supernova,” Universo a la vista, 7 de enero de 2010 (traducción de “Violent explosions in space. Astronomers simulate how white dwarf stars merge and become a supernova,” Max Planck News, January 7th, 2010). Los interesados en saber “¿Por qué no explotan las supernovas simuladas?,” disfrutarán con la noticia de Axxon.com.ar enlazada [que yo quise menear en Menéame pero se me adelantaron].

[3] Rüdiger Pakmor et al., “Sub-luminous type Ia supernovae from the mergers of equal-mass white dwarfs with mass ~0.9M,” Nature 463: 61-64, 7 January 2010.

[4] D. Andrew Howell, “Supernovae: A smashing success,” News, Nature 463: 35-36, 7 January 2010.

Un codiciado objeto de deseo: las enanas blancas ultramasivas

Las enanas blancas ultramasivas, las que tienen una masa superior a 1.1 veces la masa del Sol (M⊙) son uno de los objetos astrofísicos más buscados ya que su cercanía al límite de Chandrasekhar sugiere que son candidatos a una próxima explosión como supernova de tipo Ia. Ver tal explosión en directo es el sueño de muchos astrofísicos ya que permitirá verificar experimentalmente las teorías sobre estabilidad estelar. El satélite Newton y su misión multiespejo de rayos X (XMM) observaron una de masa > 1.2 M⊙ en la binaria de rayos X llamada RX J0648.0–4418, descubrimiento que se publicó en S. Mereghetti et al., “An Ultramassive, Fast-Spinning White Dwarf in a Peculiar Binary System,” Science 325: 1222-1223, 4 September 2009. Esta estrella está acretando materia de su compañera, rica en helio, y es posible que explote como supernova Ia próximamente. Más aún, cuando se acaba de publicar que, gracias a un eclipse de rayos X se ha mejorado la estimación de su masa a 1.28+/-0.05 M⊙ como nos indican los propios autores del descubrimiento S.Mereghetti et al., “The discovery of a massive white dwarf in the peculiar binary system HD 49798/RX J0648.0-4418,” ArXiv, 19 Nov 2009.

No se trata de la enana blanca ultramasiva más masiva, ya que, hasta donde yo sé, el récord lo ostenta LHS 4033 para la que los métodos de paralaje estiman una masa entre 1.310-1.330 M⊙, mientras que los métodos de espectroscopía la dotan de una masa algo mayor entre 1.318-1.335 M⊙, como nos presentaron Conard C. Dahn et al., “Analysis of a Very Massive DA White Dwarf via the Trigonometric Parallax and Spectroscopic Methods,” The Astrophysical Journal 605: 400-404, 2004. Los interesados en este tipo de enanas blancas disfrutarán del artículo de S. Vennes, A. Kawka, “On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389: 1367-1374, 12 Aug 2008.

La búsqueda de este tipo de enanas blancas ultramasivas llevará, en mi opinión, a que podamos observar prácticamente en directo una explosión de supernova Ia en la próxima década. Será espectacular comprobar si los modelos teóricos no sólo predicen con exactitud las curvas de luminosidad tras la explosión sino también si predicen correctamente los momentos previos a que se alcance el límite de Chandrasekhar (cuyo valor exacto depende de ciertos detalles de la composición de la estrella que se trate).