Los experimentos en astrofísica siempre ofrecen más de lo que uno se propone, llegando en algunos casos excepcionales a proporcionar descubrimientos inesperados u otros hallazgos fortuitos que complementan los objetivos científicos previstos. Sin embargo, esto no debe llevarnos a engaño: como bien indicaba Andy Fabian en un artículo del año 2009, la carambola en ciencia, en general, y en astrofísica, en particular, no existe. Realizar nuevos descubrimientos en astrofísica requiere la realización de observaciones bien diseñadas y un buen conocimiento del cielo, del universo, de los fenómenos cósmicos o de la física, de manera que un resultado pueda identificarse inequívocamente como novedoso. Fabian recurría a Pasteur para resaltar que chance favours the prepared minds (la suerte favorece a las mentes preparadas), insistiendo en el hecho de que los resultados novedosos pueden surgir de la suerte, ¡pero fundamentalmente de un conocimiento profundo de la ciencia que subyace a una investigación! En cualquier caso, los resultados inesperados siguen estando presentes en la astrofísica. Si recurrimos a la base de datos del ADS  (Astrophysics Data System*), durante el año 2013 se publicaron hasta dieciocho artículos incluyendo en su título la palabra serendipity (traducible como “carambola” o “hallazgo fortuito”) o algunas de sus palabras derivadas, cubriendo temas tan diferentes como el descubrimiento de nuevos objetos en el cinturón de Kuiper o el estudio de la región de eyección de un chorro relativista en una galaxia activa a través de observaciones contemporáneas de ALMA y FERMI. Sí que resulta destacable que estos hallazgos van unidos como norma general a la utilización de instrumentación de vanguardia o a la explotación “al límite” de las capacidades de la instrumentación disponible.
Sirva esta pequeña reflexión para introducir el tema de este artículo. La detección de una supernova tiene de por sí algo de casual. El hecho de que además sea intensa en ondas de radio y esté lo suficientemente cerca para estudiarla con gran resolución angular, la hace todavía más particular. Es el caso de SN 1993J, una radio supernova muy intensa, muy próxima y que estalló a una distancia de 2.8 minutos de arco del núcleo de M81. Se trata de un objeto perfecto para estudiar con gran detalle su evolución temporal, tanto en su morfología y tamaño angular como en su emisión de energía (o densidad de flujo). Por ello, iniciamos un trabajo de investigación dedicado al estudio pormenorizado de la expansión angular de la supernova SN 1993J utilizando la técnica de VLBI y realizando observaciones de referencia de fase con respecto al agujero negro supermasivo situado en el corazón de M81 (de ahora en adelante, M81*). Y hemos obtenido resultados muy interesantes, tal y como detallamos en este artículo. Pero además, tras cerca de veinte años de seguimiento, ese trabajo ha generado un producto adicional: un estudio astrométrico de alta precisión del chorro relativista que emana de M81* utilizando en este caso SN 1993J como fuente de referencia. Y ha proporcionado evidencias sólidas de la existencia de precesión -o de movimiento asociado con el cambio de dirección del eje- en el chorro relativista. ¡Es la historia de una colaboración astrofísica muy fructífera!

Hitos de la expansión angular de SN 1993J

Una explosión de supernova se produce debido al agotamiento del combustible nuclear en una estrella masiva (de más de ocho masas solares), lo que causa que las capas externas de la estrella se derrumben sobre el núcleo y que posteriormente “reboten”. Así se produce una situación en la que dos medios viajan a distintas velocidades (el material expulsado en la explosión y el viento de la estrella anterior a esta) y chocan entre sí, acelerando las partículas hasta velocidades próximas a la de la luz y aumentando el campo magnético. Como producto de estos dos últimos factores se genera radiación sincrotrón, que observamos en ondas de radio.
Durante los últimos veinte años, nuestro grupo de investigación ha monitorizado con gran resolución angular la estructura de la radio supernova SN 1993J utilizando la técnica de interferometría de muy larga base. Como primer resultado de las observaciones comprobamos que, desde tan solo doscientos treinta y nueve días después de su explosión, presentaba una estructura de tipo “shell” o “cáscara esférica”, resultado de la interacción o choque del material eyectado en la explosión con el medio circumestelar proveniente del viento pre-supernova. Este tipo de estructura había sido ya prevista teóricamente por diversos autores, pero no se había mostrado observacionalmente para una radiosupernova joven. A lo largo de casi veinte años de vida, SN 1993J ha mantenido una expansión esférica casi perfecta, y las imágenes muestran desviaciones de la circularidad mínimas, del orden del 2% del radio externo de la supernova. Se ha podido medir también con gran precisión la anchura de la región de emisión, que es del orden del 30% del radio externo, más ancha de lo que predecían los modelos teóricos.

Distintas velocidades de expansión

¿Qué podemos decir de la velocidad de expansión? Con datos tomados a lo largo del primer año de vida pudimos mostrar que la supernova se encontraba en expansión cuasi-libre, y posteriormente demostramos que, a partir de una cierta edad, la expansión fue decelerándose. El cascarón de material que rodea lo que fue el núcleo de la estrella presenta temperaturas cada vez más bajas conforme va expandiéndose y, por tanto, las capas de material emiten la mayor parte de su energía en longitudes de onda cada vez mayores según nos alejamos del núcleo (ver gráfica superior). Así, la radiación que detectamos en radio a dieciocho centímetros procede de una región del cascarón más externa que la que observamos a 3,6 o seis centímetros. Las regiones internas al cascarón, formadas por material eyectado no-chocado incluyendo el que debe albergar el remanente estelar (posiblemente un púlsar) permanecieron al principio totalmente oscurecidas debido a la alta densidad de material y, al expandirse el cascarón con el tiempo, fueron ganando transparencia. Así, al principio solo fuimos capaces de observar la región del cascarón de gas más próxima al observador, y esto puede producir sesgos en las medidas. Por ejemplo, mientras que el ritmo de deceleración del material más externo (observado a dieciocho centímetros) permaneció constante, el ritmo de deceleración del material inmediatamente interior (a seis centímetros) mostró una deceleración más marcada. Este incremento en la deceleración lo hemos interpretado como una combinación de efectos físicos, fundamentalmente la disminución de la opacidad del material eyectado a las longitudes de onda más cortas, que hace que sea parcialmente transparente a estas frecuencias. A este fenómeno lo hemos bautizado como opacity lifting (alzamiento de la opacidad), y nos explica que la región del cascarón más alejada del observador vaya  contribuyendo progresivamente a la emisión.
Otros datos observacionales de los que disponemos son las curvas de luz multifrecuencia. Sería muy interesante desde el punto de vista físico ser capaz de modelar simultáneamente las curvas de expansión y las curvas de luz. Y así lo hemos hecho. Para ello, hemos desarrollado un código numérico que es capaz de reproducir todos los datos observacionales. El modelo no solo escala todas las variables hidrodinámicas en cuanto a la interacción entre la materia eyectada en la explosión y el medio circumestelar, sino que también tiene en cuenta que la población de electrones, responsable de la emisión sincrotrón, evoluciona con el tiempo y depende tanto de la inyección continua de partículas en el frente de choque de la radiosupernova como de las pérdidas por expansión y radiación. Igualmente, el modelo considera el efecto que hemos denominado opacity lifting. Este código numérico ha permitido determinar los parámetros que caracterizan la física de la radiosupernova: un campo magnético de 65.1± 1.6 gauss y una densidad de partículas de 6±0.9 x 108 partículas por cm3 tan solo cinco días después de la explosión; una temperatura máxima para los electrones del medio circumestelar de 2.0±0.1 x 106 grados kelvin; o la fracción de electrones acelerados a velocidades relativistas, que es del orden de 5±0.5 x 10-5, ente otras propiedades. Como pueden verse en las figuras que acompañan este artículo, tanto las curvas de luz como la curva de expansión se reproducen de forma muy adecuada.
También debemos resaltar la caída brusca de las curvas de luz a partir de una edad de unos tres mil cien días. Indican claramente una variación en las condiciones físicas del medio que está interactuando con la eyecta de la supernova. Podría interpretarse físicamente considerando que el frente de choque de la supernova ha sobrepasado el borde exterior del medio circumestelar y se está enfrentando con el medio interestelar. Estaríamos, en dicho caso, siendo testigos de la transición de una radio supernova a un remanente de supernova, convirtiéndose progresivamente en una fuente radio muy silenciosa.
Finalmente, es importante mencionar que -al contrario de lo que sucede con otras radio supernovas, como SN 1986J- no se ha detectado hasta el momento ninguna fuente en el centro de SN 1993J. Un fortalecimiento de la emisión en la región central marcaría la aparición de un viento nebular asociado con un remanente estelar, probablemente un púlsar, como sucede en otros remanentes de supernova. Dicha fuente se haría visible una vez que disminuyera sustancialmente la opacidad de las regiones centrales.

Descubrimiento de precesión en el chorro relativista de M81*

Una de las grandes aportaciones de la interferometría en radio es la gran precisión astrométrica que proporciona. Redes como el European VLBI Network (EVN) o el Very Long Baseline Array (VLBA) alcanzan una precisión astrométrica del orden de los diez microsegundos de arco. Gracias a la astrometría en radio de alta precisión han podido determinarse medidas geométricas de la distancia a regiones de formación estelar en la Vía Láctea, a galaxias cercanas y a galaxias a distancias cosmológicas con enorme precisión.
Hemos utilizado las capacidades astrométricas de las técnicas interferométricas para estudiar M81*. Es un núcleo activo de galaxia de baja luminosidad, con una masa estimada para el agujero negro de setenta millones de masas solares. A la distancia a la que se encuentra, un tamaño angular de un milisegundo de arco (resolución angular que ofrecen las redes interferométricas de muy larga base) corresponde a diecinueve días luz, que se corresponde con tres mil veces el tamaño de la última órbita estable de material cayendo hacia el motor central de M81. A lo largo de los últimos veinte años hemos observado M81* como fuente de referencia para SN 1993J, lo que nos ha permitido hacer un seguimiento de su estructura a diversas frecuencias. Desde longitudes de onda de 3,6 hasta los dieciocho centímetros, presenta una estructura típica núcleo-chorro, tal y como puede verse en la imagen de la página siguiente.

Al igual que ocurre con el cascarón de la supernova, en el que vemos una región u otra dependiendo de la longitud de onda a la que observemos, es bien conocido que la posición del núcleo del chorro relativista de una galaxia activa depende de la frecuencia, de modo que se encuentra más cerca del origen del chorro a las frecuencias más altas. Este fenómeno se conoce con el nombre de core shift (desplazamiento del núcleo -imagen izda.-). Este desplazamiento depende del campo magnético, de la densidad de partículas y de la forma en que evolucionan a lo largo del chorro relativista, de modo que determinando de forma precisa este valor obtenemos información sobre la física de los chorros relativistas. Pero hay que determinar este factor con gran precisión. En los típicos experimentos de interferometría utilizamos la técnica de referencia de fase, que consiste en emplear una fuente intensa, compacta y próxima para fijar los observables que aplicaremos a la fuente que queremos conocer; pero resulta muy difícil desacoplar el efecto de desplazamiento del núcleo entre el calibrador y el objeto de estudio porque está presente en ambos objetos. Sin embargo, la situación es mucho más favorable para M81*. Si le damos la vuelta a nuestro experimento y pasamos a utilizar SN 1993J como fuente de referencia de fase para M81*, disfrutamos de la gran ventaja de que la radio emisión de una supernova a partir de una cierta edad no sufre este efecto. De este modo, el centro de SN 1993J se convierte en la referencia astrométrica perfecta y proporciona la oportunidad única de estudiar la cinemática absoluta del chorro de M81* y el efecto de desplazamiento del núcleo en gran detalle.
Mediante nuestras observaciones hemos podido determinar este efecto, que equivale a 0,1 años luz por gigahercio: es decir, la posición del núcleo se desplaza un año luz hacia el interior del chorro relativista conforme aumentamos la frecuencia de observación en diez gigahercios. A partir de esta medida obtenemos valores para la magnitud del campo magnético del chorro relativista (del orden de las decenas de miliGauss en las regiones observadas) e incluso una cota para la masa del agujero negro central, que ha resultado ser de 2 x 107 masas solares, en buen acuerdo con los valores obtenidos a partir de la cinemática del gas en las regiones nucleares y de la dispersión de velocidades de las estrellas del bulbo.
Gracias a la gran precisión astrométrica hemos podido determinar tanto la posición absoluta del pico de brillo como el ángulo de posición del núcleo compacto de M81* a diversas frecuencias (gráfica superior), y puede observarse que siguen variaciones sistemáticas y relacionadas entre sí. Simultáneamente, hemos determinado la variabilidad en la emisión de energía (o flujo) de la región nuclear. Los resultados pueden verse en la gráfica inferior: la densidad de flujo del núcleo de M81* experimenta una subida brusca, que dura unos cuatro años, para volver posteriormente a los valores iniciales. Pero lo más interesante reside en que ambos fenómenos están interrelacionados entre sí: conforme el flujo del núcleo aumenta, el ángulo de posición del núcleo va incrementándose a todas las frecuencias, lo que sugiere que la variabilidad de flujo está asociada con cambios en la geometría del chorro relativista. Hemos interpretado este resultado como una evidencia de precesión en el chorro relativista, o movimiento del eje del chorro. Es un resultado muy interesante, que necesitará confirmarse.
La existencia de oscilaciones en el ángulo de posición de los núcleos de los chorros relativistas ya ha sido previamente reportada también para otras galaxias activas. Y la explicación que se ha dado en la literatura especializada es que corresponden a un chorro cónico, en el que las diversas componentes no ocupan toda la sección del chorro sino que son estructuras similares a cintas o hélices de plasma que se enroscan en el flujo cónico. Serían la consecuencia natural de la presencia de inestabilidades hidrodinámicas en el plasma relativista.

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* http://www.adsabs.harvard.edu/
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