Cassiopeia A (Cas A), el remanente de una supernova.

Cas A, una estrella que explota y se vuelve de dentro a fuera.
Comparando una ilustración de una estrella anterior a la explosión con una imagen de después de la explosión, Chandra muestran los elementos clave en diferentes áreas después de la explosión.

Un reciente estudio en rayos X realizado sobre el remanente de supernova de Cas A nos indica que la estrella pudo volverse del revés en el momento de la explosión. La comparación del antes y el después en la imagen superior nos indica que los elementos se encuentran en distintas áreas después de la explosión, los científicos trazaron la distribución de los restos de la explosión en un detalles sin precedentes. Esta información muestra la ubicación de las diferentes capas de la estrella de pre-supernova trescientos años después de la explosión y nos da una idea de la naturaleza de la supernova. Estos resultados se basan en un tiempo de observación de 1 millón de segundos del Chandra.

En la imagen superior, la ilustración de una artista a la izquierda nos muestra una imagen simplificada de las capas internas de la estrella que formó Cas A justo antes de que explotara con las concentraciones predominantes de diferentes elementos representados por diferentes colores: hierro en el núcleo (azul), superpuesto por el azufre y silicio (verde), a continuación, el magnesio, neón y oxígeno (rojo), seguido por otra capa de carbono y oxigeno (naranja), encima helio (amarillo) para acabar con la capa más superficial hidrógeno (blanco). La imagen del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA a la derecha utiliza el mismo esquema de colores para mostrar la distribución de hierro, azufre y magnesio en el remanente de supernova. Los datos muestran que las distribuciones de azufre y silicio son similares, al igual que las distribuciones de magnesio y neón. El oxígeno, que de acuerdo con los modelos teóricos es el elemento más abundante en el remanente, es difícil de detectar debido a la característica de emisión de rayos X de los iones de oxígeno que es fuertemente absorbida por el gas a lo largo de la línea de visión de Cas A y porque casi todo los iones de oxígeno han sido despojados de todos sus electrones.

Una comparación de la ilustración y el mapa de elementos del Chandra muestra claramente que la mayor parte del hierro, que de acuerdo con los modelos teóricos de la pre-supernova estaba originalmente en el interior de la estrella, ahora se encuentran cerca de los bordes exteriores del remanente. Sorprendentemente, no hay pruebas de rayos-X (Chandra) u observaciones infrarrojas (Telescopio Espacial Spitzer) para el hierro cerca del centro del remanente en el que se formó. Además, gran parte del silicio y azufre así como el magnesio se encuentran ahora hacia los bordes exteriores de los restos todavía en expansión. La distribución de los elementos indican una fuerte inestabilidad en el proceso de explosión que de alguna manera volvió a la estrella de adentro hacia afuera.

Este último trabajo, que se basa en anteriores observaciones de Chandra, representa el estudio más detallado y completo de los restos que emiten rayos X en Cas A o de cualquier otro remanente de supernova resultante de la explosión de una estrella masiva. Se basa en un millón de segundos de tiempo de observación de Chandra. Teniendo en cuenta lo que se ve en los datos de Chandra, los astrónomos estiman que la cantidad total de desechos que emiten rayos X tienen una masa un poco más de tres veces la del Sol. Se calcula que esos restos están compuestos por hierro en 0,13 veces la masa del Sol, azufre 0,03 y magnesio tan solo 0,01.

Los investigadores encontraron acumulaciones de hierro casi puro, lo que indica que este material pudo haberse producido por las reacciones nucleares cerca del centro de la estrella pre-supernova, donde se formó la estrella de neutrones. Que tal hierro puro debería existir fue anteriormente anticipado porque otra firma de este tipo de reacción nuclear es la formación del núcleo radiactivo de titanio-44, o Ti-44. La emisión de Ti-44 es inestable y tiene una vida media de 63 años. Este elemento se ha detectado en Cas A con varios observatorios de alta energía, incluyendo el Observatorio de Rayos Gamma Compton, BeppoSAX, y el Laboratorio Internacional de Astrofísica de Rayos Gamma (INTEGRAL).

Estos resultados aparecieron en la edición del 20 de febrero del 2.012 en The Astrophysical Journal en un documento de Una Hwang del Goddard Space Flight Center y la Universidad Johns Hopkins, y (John) Martin Laming del Naval Research Laboratory, PDF, artículo científico.

Créditos: 
Illustration: NASA/CXC/M.Weiss; 
Rayos X: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming.

Publicado en Chandra el 29 de marzo del 2.012.

Chandra de la NASA encuentra un superfluido en el núcleo de una estrella de neutrones.
Imagen compuesta de Cas A realizada con luz rayos X y luz visible y una imagen de autor de su estrella de neutrones en el recuadro.

Esta imagen compuesta muestra una radiografía y una vista óptica del Cassiopeia A (Cas A), un remanente de supernova situada en nuestra galaxia a unos 11.000 años luz de distancia. Estos son los restos de una estrella masiva que explotó hace unos 300 años, tal como se mide en el marco temporal de la Tierra. Los rayos X de Chandra se muestran en rojo, verde y azul junto con los datos ópticos de Hubble en oro o amarillo.

En el centro de la imagen se observa un punto blanco, es una estrella de neutrones, una estrella ultradensa creada por la supernova. Diez años de observaciones con Chandra han revelado una disminución del 4% en la temperatura de esta estrella de neutrones, una refrigeración inesperadamente rápida. Dos nuevos trabajos de los equipos de investigación independientes muestran que este enfriamiento es probablemente causado por un superfluido formado en sus regiones centrales, se trata de la primera evidencia directa de este extraño estado de la materia en el núcleo de una estrella de neutrones.

El recuadro muestra una impresión artística de la estrella de neutrones en el centro de Cas A. Las diferentes capas de color en la región de recorte muestran la corteza (naranja), el núcleo (rojo), donde las densidades son mucho más altas y la parte del núcleo donde se cree que los neutrones se encuentran en un estado superfluido (bola roja interior). Los rayos azules que emanan del centro de la estrella representan los neutrinos, partículas casi sin masa de interacción débil, que se crean cuando la temperatura del núcleo cae por debajo de un nivel crítico y un superfluido de neutrones se forma, un proceso que comenzó hace 100 años aproximadamente tal y como se observa desde la Tierra. Estos neutrinos escapan de la estrella, llevándose la energía con ellos y provocando que la estrella se enfríe mucho más rápidamente.

Ilustración de la estrella de neutrones de Cas A.

Esta nueva investigación ha permitido a los equipos colocar las primeras restricciones observacionales sobre una serie de propiedades del material superfluido en las estrellas de neutrones. La temperatura crítica se limitó de 500 mil millones a poco menos de mil millones de grados Celsius. Se espera que una amplia región de la estrella de neutrones esté formando un superfluido de neutrones como se observa ahora. Para explicar plenamente el enfriamiento rápido, los protones en la estrella de neutrones deben haberse formado un superfluido incluso antes después de la explosión. Debido a que son partículas cargadas, los protones forman también un superconductor. Usando un modelo basado en las observaciones de Chandra se ha podido predecir el comportamiento futuro de la estrella de neutrones. Se espera que se siga enfriando rápidamente continuando con este proceso las siguientes décadas para ralentizarse posteriormente. 

Anteriores estudios sobre la estrella de neutrones nos han mostrado que la atmósfera de ésta está formada por una ultra fina capa de carbono, esta capa no está distribuida uniformemente a lo largo de la estrella explicando porque no captamos pulsaciones de radio y rayos X de dicha estrella. Las características de esta fina capa de carbono son verdaderamente interesantes. La capa solo tiene cuatro pulgadas de espesor, tiene una densidad similar a la del diamante y una presión de más de diez veces la que se encuentra en el centro de la Tierra. Al igual que con la atmósfera de la Tierra, el alcance de una atmósfera en una estrella de neutrones es proporcional a la temperatura atmosférica e inversamente proporcional a la gravedad de la superficie. La temperatura se estima de casi dos millones de grados Celsius, mucho más caliente que la atmósfera de la Tierra. Sin embargo, la gravedad de la superficie en Cas A es de 100 mil millones de veces más fuerte que en la Tierra, lo que resulta en una atmósfera muy delgada.

Créditos: 
Rayos X: NASA/CXC/UNAM/Ioffe/D.Page,P.Shternin et al; 
Óptico: NASA/STScI; 
Illustration: NASA/CXC/M.Weiss

Publicado en Chandra el 23 de febrero del 2.011.

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