En el otoño de 2006 la galaxia NGC 1260, en la constelación de Perseo, a 240 millones de años luz de distancia, brilló diez veces más de lo habitual. La culpa la tuvo SN 2006gy, hasta ese momento la explosión estelar más potente de la historia de la astronomía (después se han descubierto otras aún más poderosas); en comparación con las supernovas corrientes emitió cien veces más energía. Se hicieron muchas cábalas sobre el origen del fenómeno; ahora, Anders Jerkstrand, del Instituto Max Planck de Astrofísica en Garching, Alemania, y de la Universidad de Estocolmo, y sus colaboradores han resuelto el enigma: en la revista Science atribuyen la explosión a una supernova del tipo 1a, un tipo común de supernova. Es generalmente aceptado que este tipo de supernovas se produce cuando una enana blanca roba demasiada masa de una estrella con la que formaba un sistema binario, una gigante roja, por ejemplo. Se trata de una forma de estallido muy anhelado por los astrónomos ya que todas las supernovas 1a ordinarias tienen el mismo brillo, gracias a lo cual es posible determinar a qué distancia se encuentran. Pero SN 2006gy no brillaba como una supernova 1a, sino que su magnitud, la medida de su brillo, era mayor que la de una de ellas en más de una unidad. Los investigadores interpretan ahora que estalló dentro de un gran caparazón de gas.
La prueba principal a favor de esta conjetura es un espectro que se tomó apenas un año después de la explosión. En él hay líneas espectrales del hierro neutro de las que se deduce que la cantidad presente de hierro era muy considerable: casi un 30 por ciento de la masa del Sol. Ese hierro procede de la desintegración radiactiva del isótopo níquel 56. La energía que se libera así alimenta el brillo de la supernova, y cuanto más níquel haya, más brillante será. En la mayoría de las supernovas producidas cuando colapsa el núcleo de una estrella se genera, como mucho, un tercio del hierro que en SN 2006gy. Otro problema más es el que plantea la velocidad a la que se expandió la nube de la explosión. La de la mayoría de las supernovas no concuerda con las líneas espectrales: la nube de SN 2006gy se expandió con una lentitud excepcional.
Estas circunstancias les dejan a los investigadores solo dos posibilidades: una supernova ordinaria del tipo 1a, cuya explosión alcanzó a una espesa cubierta que la rodeaba, o una supernova de inestabilidad de pares, tipo de explosión en el que una estrella sumamente grande estalla casi por completo. Modelos de ambas variantes podían explicar bien el espectro observado. Solo al tomar en cuenta la evolución precisa del brillo, la curva de luz, se pudo separar el grano de la paja: una estrella de inestabilidad de pares no concuerda con ella; una supernova de tipo 1a explica con exactitud la curva de luz si se supone que estaba rodeada por una capa con una masa unas diez veces la del Sol. La simulación incluso da correctamente la velocidad de expansión medida.
La respuesta a cómo pudieron juntarse diez masas solares de material alrededor del astro, y en un tiempo no muy largo, pues la velocidad de expansión les dice a los investigadores que tiene entre uno y dos siglos de antigüedad, la da precisamente el cuadro estándar: si la gigante roja es lo suficientemente grande, su cubierta crece más deprisa que la velocidad a la que va perdiendo masa que cae sobre la enana blanca, hasta que al final ambas estrellas quedan envueltas por una misma cubierta. En esa fase del «envoltorio común» debió de ser cuando se produjo la explosión: la enana blanca murió en los brazos de su compañera.
Lara Hartung
Referencia: «A type Ia supernova at the heart of superluminous transient SN 2006gy», de Anders Jerkstrand, Keiichi Maeda y Koji S. Kawabata, en Science, volumen 367, número 6476, págs. 415-418.
