Las estrellas que explotan como supernovas son las principales fuentes de elementos químicos pesados ​​en el Universo. En particular, Los núcleos atómicos radiactivos se sintetizan en el calor, regiones más internas durante la explosión y, por lo tanto, pueden servir como sondas de los procesos físicos inobservables que inician la explosión. Usando elaboradas simulaciones por computadora, un equipo de investigadores del Instituto Max Planck de Astrofísica (MPA) y RIKEN en Japón pudieron explicar las distribuciones espaciales medidas recientemente de titanio radiactivo y níquel en Cassiopeia A, un remanente gaseoso de aproximadamente 340 años de una supernova cercana. Los modelos de computadora brindan un fuerte apoyo a la idea teórica de que tales eventos de muerte estelar pueden ser iniciados y alimentados por neutrinos que escapan de la estrella de neutrones que quedó en el origen de la explosión.

Las estrellas masivas terminan sus vidas en gigantescas explosiones, las llamadas supernovas. Dentro de millones de años de evolución estable, estas estrellas han construido un núcleo central compuesto principalmente de hierro. Cuando el núcleo alcanza aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol, colapsa bajo la influencia de su propia gravedad y forma una estrella de neutrones. Enormes cantidades de energía se liberan en este evento catastrófico, principalmente por la emisión de neutrinos. Estas partículas elementales casi sin masa se producen abundantemente en el interior de la estrella de neutrones recién nacida, donde la densidad es mayor que en los núcleos atómicos y la temperatura puede alcanzar los 500 mil millones de grados Kelvin.

Los procesos físicos que desencadenan e impulsan la explosión han sido un rompecabezas sin resolver durante más de 50 años. Uno de los mecanismos teóricos propuestos invoca a los neutrinos, porque transportan más de cien veces la energía necesaria para una supernova típica. A medida que los neutrinos se escapan del interior caliente de la estrella de neutrones, una pequeña fracción de ellos se absorbe en el gas circundante. Este calentamiento provoca movimientos violentos del gas, similares a los de una olla de agua hirviendo. Cuando el burbujeo del gas se vuelve lo suficientemente poderoso, la explosión de la supernova se produce como si la tapa de la olla se hubiera volado. Las capas externas de la estrella moribunda se expulsan luego al espacio circunestelar, y con ellos todos los elementos químicos que la estrella ha reunido por combustión nuclear durante su vida. Pero también se crean nuevos elementos en la eyección caliente de la explosión, entre ellos especies radiactivas como el titanio (44Ti con 22 protones y 22 neutrones) y el níquel (56Ni con 28 neutrones y protones cada uno), que se descomponen en calcio y hierro estables, respectivamente. La energía radiactiva así liberada hace que la supernova brille durante muchos años.

Debido a la ebullición salvaje del gas calentado por neutrinos, la onda expansiva comienza de forma no esférica e imprime una asimetría a gran escala en la materia estelar expulsada y la supernova en su conjunto (Fig.1), de acuerdo con la observación de aglomeraciones y asimetrías en muchas supernovas y sus remanentes gaseosos. La asimetría inicial de la explosión tiene dos consecuencias inmediatas. Por un lado, la estrella de neutrones recibe un impulso de retroceso opuesto a la dirección de la explosión más fuerte, donde el gas de supernova es expulsado con más violencia. Este efecto es similar a la patada que recibe un bote de remos cuando un pasajero salta. Por otra parte, la producción de elementos pesados ​​desde el silicio hasta el hierro, en particular también de titanio y níquel, es más eficiente en direcciones donde la explosión es más fuerte y donde más materia se calienta a altas temperaturas.

"Hemos predicho ambos efectos hace algunos años mediante nuestras simulaciones tridimensionales (3-D) de explosiones de supernovas impulsadas por neutrinos", dice Annop Wongwathanarat, investigador de RIKEN y autor principal de la publicación correspondiente de 2013, cuando trabajó en MPA en colaboración con sus coautores H.-Thomas Janka y Ewald Müller. "La asimetría de la eyección radiactiva es más pronunciada si la patada de la estrella de neutrones es mayor", él añade. Dado que los núcleos atómicos radiactivos se sintetizan en las regiones más internas de la supernova, muy cerca de la estrella de neutrones, su distribución espacial refleja las asimetrías de explosión de manera más directa.

Nuevas observaciones de Cassiopeia A (Cas A), el remanente gaseoso de una supernova cuya luz alcanzó la Tierra alrededor del año 1680, ahora podría confirmar esta predicción teórica. Debido a su corta edad y relativa proximidad a una distancia de solo 11, 000 años luz, Cas A ofrece dos grandes ventajas para las mediciones. Primero, la desintegración radiactiva de 44Ti sigue siendo una fuente de energía eficiente y libera radiación de rayos X de alta energía, por lo tanto, la presencia de este núcleo atómico se puede mapear en 3-D con alta precisión. Segundo, la velocidad de la estrella de neutrones se conoce tanto con su magnitud como con su dirección en el plano del cielo. Dado que la estrella de neutrones se propaga con una velocidad estimada de al menos 350 kilómetros por segundo, Se espera que la asimetría en la distribución espacial de los elementos radiactivos sea muy pronunciada. Exactamente esto se ve en las observaciones (Fig. 2a).

Mientras que el remanente compacto acelera hacia el hemisferio inferior, los grupos más grandes y brillantes con la mayor parte del 44Ti se encuentran en la mitad superior del remanente de gas. La simulación por computadora, visto desde una dirección convenientemente elegida, exhibe una sorprendente similitud con la imagen de observación (Fig. 2b). Esto también se puede ver al comparar la visualización en 3D de las simulaciones en la Fig.3 con la imagen en 3D de Cas A (www.mpa-garching.mpg.de/452369/news20170621ni,
www.mpa-garching.mpg.de/452353/news20170621ti).

Pero no solo las distribuciones espaciales de titanio y hierro se parecen a las de Cas A. También las cantidades totales de estos elementos, sus velocidades de expansión, y la velocidad de la estrella de neutrones concuerdan asombrosamente con las de Cas A. "Esta capacidad de reproducir las propiedades básicas de las observaciones confirma de manera impresionante que Cas A puede ser el remanente de una supernova impulsada por neutrinos con sus violentos movimientos de gas alrededor de la naciente estrella neutrón", concluye H.-Thomas Janka.

Pero se necesita más trabajo para demostrar finalmente que las explosiones de estrellas masivas son impulsadas por la entrada de energía de los neutrinos. "Cas A es un objeto de tanto interés e importancia que también debemos comprender las distribuciones espaciales de otras especies químicas como el silicio, argón, neón, y oxígeno ", observa Ewald Müller, apuntando a la hermosa morfología multicomponente de Cas A revelada por imágenes 3-D. Tener un solo ejemplo tampoco es suficiente para hacer un caso completamente convincente. Por lo tanto, el equipo se ha unido a una colaboración mayor para probar las predicciones teóricas de explosiones impulsadas por neutrinos mediante un análisis detallado de una muestra más grande de remanentes de supernovas jóvenes. Así, paso a paso, los investigadores esperan recopilar pruebas para poder resolver el problema de larga data del mecanismo de supernova.