Es tracta de la primera supernova visible a ull nu des del 1604. Fou vista, simultàniament, a Las Campanas (Xile), al Canadà i a Nova Zelanda per O. Duhalde, I. Shelton i l’astrònom aficionat A. Jones. Vint hores abans del descobriment, hom havia detectat un gran flux de neutrins a la Terra —els neutrins són produïts per reaccions nuclears com les que es produeixen als estels—. Només una petita quantitat dels que arribaren foren detectats als grans dipòsits subterranis d’aigua dels Estats Units d’Amèrica i el Japó dissenyats per a estudiar la desintegració del protó. L’energia i les característiques dels neutrins mostraven que s’havien generat en una regió que es trobà a una temperatura de 50 000 000 000 K durant pocs segons. Aquestes són les condicions al centre d’un estel quan es col·lapsa per a esdevenir un estel de neutrons. L’observació de la supernova 1987 A ha modificat algunes idees sobre les supernoves, que hom divideix en dos tipus, I i II. La supernova 1987 A devia pertànyer al tipus II. Hom creu que les supernoves d’aquest tipus procedeixen de l’explosió d’un gegant vermell, que és centenars de vegades més gran que el Sol. La detecció dels neutrins permeté d’estudiar l’estel abans que esdevingués supernova i hom veié que era un gegant blau, unes 50 vegades més gran que el Sol i molt més calent. La seva composició era diferent a la d’altres estels de la Via Làctia, perquè tenia menor proporció d’elements pesants —només un 25% eren elements més pesants que l’heli—. Aquest estel havia nascut uns 20 milions d’anys enrere, s’havia convertit en gegant vermell i, fa entre 10 000 i 50 000 anys, havia esdevingut gegant blau, canvi del qual ha aportat evidències darrerament el telescopi espacial Hubble. Unes setmanes després de l’explosió, el satèl·lit IUE — International Ultraviolet Explorer
— detectà línies espectrals procedents no pas dels gasos que s’expandien per l’explosió de la supernova, sinó de gasos estacionaris propers als procedents de l’explosió. La mesura serví per a establir la distància a la qual es troba la supernova respecte de la Terra. L’anell que hom observà després de l’explosió tenia un radi de 0,68 anys-llum i, a través del Hubble, aparentava 1,66 segons d’arc, per la qual cosa havia d’ésser a 169 000 anys-llum. La mesura serví per a establir amb més cura la distància d’altres galàxies, que semblen ésser lleugerament més lluny del que hom creia fins ara. Després de la seva explosió i de la consegüent gran brillantor, la supernova empal·lidí i després tornà a ésser molt brillant, uns 250 milions de vegades més que el Sol. La font d’aquesta llum era la desintegració d’elements radioactius en les reaccions nuclears produïdes durant l’explosió. Segons S. Woosley, que predí amb exactitud el comportament de la supernova, s’hi devia produir níquel-56, que es desintegra ràpidament en cobalt-56, el qual es transforma, en uns pocs mesos, en ferro-56, que és estable. L’observació confirmà aquest procés, ja que l’anàlisi espectroscòpica revelava l’existència d’aquests elements. Hom calcula que la supernova creà una quantitat de níquel igual al 7% de la massa total del Sol. L’estudi d’aquesta supernova ha aportat idees sobre les supernoves de tipus I (que són molt brillants), les quals hom creu ara que provenen de l’explosió d’una nana blanca, damunt la qual cau matèria procedent d’una companya. Els estels de neutrons produïts en l’explosió de supernoves poden convertir-se en púlsars, però aquest no ha estat el cas de la supernova 1987 A. Uns cinc anys després de l’aparició, era només uns centenars de vegades més brillant que el Sol. Hom també detectà ones procedents d’un núvol de gas, romanent de la supernova. D’aquesta manera, han pogut ésser catalogats uns 150 romanents més a la Via Làctia. Es tracta de núvols expansius com la nebulosa del Cranc —que prové d’una supernova de l’any 1054— o la Cassipoea A
—de la supernova observada per Tycho Brahe el 1572—. La supernova 1987 A també ha proporcionat als físics dades sobre els neutrins; en haver arribat a la Terra, hom sap que llur vida ha d’ésser més llarga de 169 000 anys. Els càlculs de J. Bahcall situen la càrrega del neutrí en menys d’una trilionèssima part de la de l’electró i la seva massa menor de 16 electronvolts —0,00003 vegades la de l’electró—. L’anàlisi de les dades procedents de la supernova pot proporcionar encara nous detalls sobre els processos estel·lars.
f
Astronomia
Anells de la Supernova 1987 A
© Corel