Explosiones estelares: las supernovas (I)

El pasado 14 de julio, hace ya prácticamente un mes, se descubrió la supernova (SN) más brillante en lo que llevamos de 2025. En dicho momento la SN, catalogada posteriormente como SN 2025rbs, estaba en magnitud 14, todavía en fase de ascenso. El pico de su curva de luz lo alcanzaría días después, llegando a una magnitud de 11,9, bastante asequible para nuestros telescopios. La SN en cuestión explotó en la galaxia NGC 7331, una bonita espiral, cercana, situada a unos 40 millones de años luz en la constelación de Pegaso. Se trata de un objeto Caldwell (C30), la "extensión" del más conocido catálogo Messier, rodeado de otras galaxias más pequeñas, que nos recuerda un poco a la visión de la galaxia de Andrómeda. 

 

Esta galaxia es también conocida por estar muy cerquita del célebre Quinteto de Stephan y precisamente observando este último el pasado noviembre, pude obtener algunas imágenes del campo de NGC 7331 útiles ahora para comparar con las observaciones de hace un par de semanas, con la SN próxima a su máximo brillo. La SN explotó muy cerca del núcleo y en exposiciones breves era muy fácil de ver, con una luminosidad comparable a la de la propia galaxia. Sin embargo, al procesar las imágenes para mostrar la estructura espiral de la galaxia, la luz de la SN se pierde, fundiéndose con la parte central de NGC 7331. He intentado hacer el mínimo procesado posible para encontrar un equilibrio e intentar conservar el brillo de la SN, aunque no resulta del todo evidente. Sin embargo, en el negativo de una imagen sin tratar se puede distinguir claramente.

 

 

 SN 2025rbs en NGC 7331 observada por nuestro socio Javier desde nuestros observatorios en Quintanarraya.

 

 

La SN 2025rbs es una SN de tipo Ia, producida en un sistema binario en el que una enana blanca "chupa" (acreta) el material de su compañera, en una imagen similar a los dementores de la saga de Harry Potter cuando tratan le chuparle el alma. La enana blanca es un objeto muy compacto, etapa final de la evolución de una estrella de tipo solar. Para hacernos una idea, una enana blanca con la masa del Sol ocuparía un tamaño tan pequeño como el de nuestro planeta, con una densidad casi 350 veces mayor. Pues bien, la enana blanca atrae el gas de la parte externa de su compañera, mucho menos denso (menos ligado gravitacionalmente a su estrella), acumulándolo y compactándolo sobre su superficie. Al llegar a una cierta masa (en torno a 1,4 masas solares), el llamado límite de Chandrasekhar, la presión de los electrones no es suficiente para contrarrestar su propio peso y la enana blanca se calienta lo suficiente como para empezar a fusionar protones y electrones de manera incontrolada, liberando una gran cantidad de energía: la enana blanca ha colapsado y ha explotado originando una supernova y un remanente todavía más compacto, una estrella de neutrones. 

 

La energía liberada en la explosión es siempre la misma, por lo que comparando el brillo intrínseco con el observado podemos calcular la distancia a la que se ha producido la SN. Es como si observáramos la misma bombilla a diferentes distancias. Por este motivo, se dice que las SN Ia son candelas estándar: son suficientemente brillantes para observarse en galaxias lejanas y con ello poder determinar su distancia a escalas cosmológicas (intermedias), que de otra forma sería muy difícil.

 

 

 

 SN 2023ixf en uno de los brazos de la conocida galaxia M101 que explotó hace un par de años.

 

Otra SN todavía más brillante (en su máximo llegó a alcanzar la magnitud 10,9) fue la SN 2023ixf, que explotó en 2023 en una de las galaxias más conocidas del cielo: M 101. En este caso no explotó cerca del núcleo sino en una región de formación estelar en uno de sus brazos, por lo que pudo observarse perfectamente. Además, M 101 está más cerca que NGC 7331, a unos 25 millones de años luz. A pesar de estar bajo un cielo muy luminoso debido al humo del volcán Etna, pude llegar claramente a identificar la SN. En este caso se trató de una SN de tipo II, originada por el colapso de una estrella masiva: sería el final de Betelgeuse, ya explicado con mayor detalle en entradas anteriores. 

Tanto por la curva de luz como por su espectro ambos tipos de SN son muy fáciles de distinguir, pero no me quiero alargar con eso ahora y ya lo trataremos en una próxima entrada más adelante. Como hemos visto, con pequeños instrumentos somos ya capaces de observar un gran número de fenómenos, basta con estar atento a lo que sucede sobre nuestras cabezas ...

 

... y de nuevo Betelgeuse: podría ser doble

Nuestros lectores recordarán que durante la pandemia dedicamos varias entradas en este blog para hablar de Betelgeuse. Vale la pena recordar que Betelgeuse es una estrella muy brillante y conocida del cielo de invierno, en la constelación de Orión. Se trata de la supergigante roja más cercana al Sol (algo más de 500 años luz) y la gran candidata a ser la próxima supernova que explotará en nuestra galaxia. Para hacernos una idea, hay que tener en cuenta que Betelgeuse es una estrella muchísimo más grande que el Sol (unas ¡1000 veces!) y mucho más masiva (20 masas solares), de ahí lo de supergigante. Lo de roja, se puede adivinar fácilmente: su color, distinguible a simple vista, es consecuencia de su baja temperatura superficial (unos 3500 ºC, algo menos de la mitad de la del Sol).

 

Foto de la constelación de Orión con la imagen en detalle de Betelgeuse y su compañera (cred.: Noirlab). 

 

Durante 2019 y 2020 asistimos a una inusual caída de brillo de la estrella, interpretada por muchos (y de manera algo sensacionalista) como la señal de que Betelgeuse estaba a punto de explotar. Como ya explicamos en su momento, simplemente se trató del oscurecimiento del disco de la estrella causado por el paso, en nuestra línea de visión, de material expulsado de su atmósfera. Este tipo de objetos sufren grandes pérdidas de masa durante sus fases finales. Pues bien, durante este periodo fue muy observada y ya hubo algún científico que propuso que Betelgeuse podría tener una compañera. Sin embargo, observaciones llevadas a cabo con los telescopios espaciales Hubble (óptico e IR cercano) y Chandra (rayos X), no detectaron nada.

 

 

Observaciones llevadas a cabo en 2020, donde no se puede observar la compañera al encontrarse en la misma línea de visión que Betelgeuse, y en 2024, donde, en su máxima elongación, sí se ha podido detectar (en la posición marcada con la flecha). Para darnos una idea de la gran resolución de la imagen se muestra lo que ocupa 1" (Imagen tomada del artículo original, Howell et al, 2025 ApJL 988, L47).

 

Recientemente, un equipo de astrofísicos americanos usando uno de los mayores telescopios del mundo, el telescopio Gemini Norte, de 8,1 m, situado en el Observatorio de Mauna Kea (Hawái) ha podido detectar lo que parece ser una estrella compañera de Betelgeuse. Para ello han usado el instrumento 'Alopeke (zorro en hawaiano) que permite tomar imágenes de gran resolución en el límite de difracción del telescopio, al eliminar la distorsión que la atmósfera produce. Para ello se ha utilizado la técnica denominada imagen de moteado (speckle imaging en inglés), que consiste en la toma de muchas imágenes de muy corta exposición (del orden del milisegundo) y su posterior procesado. Se trata de un procedimiento muy similar al que usamos los aficionados en fotografía planetaria. De esta manera el llamado "seeing", la turbulencia que la atmósfera produce desenfocando en parte las imágenes, se puede "congelar". Se obtienen así pequeñas imágenes distorsionadas compuestas de puntos brillantes "speckles" (moteados) que contienen mucha información del objeto. Alineando y combinando todas estas imágenes e identificando estos patrones se consigue una imagen final de altísima resolución que alcanza el límite teórico del telescopio.

 

 

 Detalle de gran resolución de la imagen de diciembre 2024 donde se pudo fotografiar Betelgeuse con su compañera (Imagen tomada del artículo original, Howell et al, 2025 ApJL 988, L47).

 

De esta manera se ha descubierto que Betelgeuse tiene una compañera algo más grande que el Sol (una estrella de la secuencia principal de tipo F) a una distancia ínfima, de apenas 52 milisegundos de arco (mas), con un periodo orbital en torno a los seis años. Hay que tener en cuenta que Betelgeuse es tan grande que es una de la pocas estrellas del cielo que con grandes telescopios se puede resolver su disco, al contrario del resto de estrellas, que aparecen siempre con un aspecto puntual. Pues bien, el diámetro de Betelgeuse es de 40 mas, lo que quiere decir que su compañera estaba prácticamente pegada a la estrella. Que se hayan podido separar ambos objetos dice mucho de la tecnología utilizada y de lo que somos capaces de hacer. Se hicieron observaciones en 2020, sin detectar nada, y de nuevo en 2024, donde se pudo descubrir "Betelgeuse B". En este caso, de acuerdo con los modelos orbitales, parece ser que en la segunda época ambas estrellas estaban casi en su máxima elongación (la separación vista desde la Tierra) favoreciendo su observación. Hay que destacar que cuanto más másiva es una estrella más frecuente es que se haya formado en un sistema múltiple. De todas formas, tendremos todavía que esperar más observaciones para poder confirmar y caracterizar mejor este nuevo sistema binario. Seguramente volveremos a hablar de Betelgeuse.

 

 

 

 

 

Actividades de verano

    Como todos los veranos por estas fechas retomamos nuestras actividades por la provincia.  Cada actividad consta de dos partes: primero una charla de divulgación astronómica y al acabar una observación del cielo estrellado. La charla, en modo presentación con un proyector, comenzará a las 20:30 y durará del orden de los 50 minutos. Algo más tarde, cuando empiece a anochecer, sobre las 22:30, iniciaremos la observación astronómica, primero reconociendo las constelaciones a simple vista y luego observando alguno de los principales objetos astronómicos del cielo de verano con los telescopios.   

    De momento, estas son las localidades y las fechas confirmadas:

 

     -Sábado 26 de julio - Modúbar de la Cuesta: por primera vez nos acercamos a esta localidad del alfoz invitados por su Ayuntamiento. A pesar de la cercanía de Burgos, se espera una noche con un cielo limpio sin nubes y sin luna que nos permitirá disfrutar de su observación.

        -Viernes 1 de agosto - Quintanar de la Sierra: de la mano de la Asociación Sierra Alternativa volvemos por tercera vez para participar en la V edición de su Semana Blanca que comienza el próximo lunes día 28. Animamos a ir a toda la gente que nos lee, gran ambiente que, sin duda, merece la pena conocer.

       -Domingo 16 de agosto - Valmala: otra de las localidades donde tenemos el gusto de estrenarnos este año, en plena Sierra de la Demanda, con un cielo de calidad. En breve añadiremos más información sobre horarios y ubicaciones.

       -Lunes 18 de agosto - Quintanarraya: visita a nuestros observatorios de un grupo de Peñalba de Castro, nuestros vecinos. Una noche bajo las estrellas en la mejor compañía.

       -Martes 19 de agosto - Quintanarraya: como viene siendo habitual, y en colaboración con la A. C. La Espiga,  que cumple sus primeros 30 años, ¡felicidades! participamos un año más en la Semana Cultural de Quintanarraya. Comenzaremos la actividad en la Casa de la Villa para posteriormente trasladarnos a los Observatorios de la Agrupación, desde donde disfrutar el cielo estrellado.  

    Os esperamos con ganas para disfrutar del magnífico cielo que tiene nuestra provincia. Aprovechamos también para recordaros que, aún siendo verano, hay que ir siempre bien abrigados que de noche y parados la sensación térmica puede llegar a ser bastante incómoda.

 

 

 

Eclipse solar parcial: el primero de la serie ...

El pasado día 29 pudimos disfrutar de un eclipse parcial de Sol, un fenómeno poco habitual. En este caso, la fracción eclipsada del disco solar fue bastante modesta, en torno al 30%, por lo que no lo publicitamos desde nuestro blog, ya que no se trataba de algo espectacular. De hecho, es un acontecimiento que, de no saberlo, hubiera pasado completamente desapercibido.

 

 

Secuencia del eclipse parcial realizada por nuestro compañero Luis desde Quintanarraya (Burgos).

 

Sin embargo, el eclipse levantó bastante expectación, seguramente no tanto por el fenómeno en sí, sino por el hecho de que en los próximos años (2026, 2027 y 2028) desde España serán visibles de manera consecutiva dos eclipses totales de Sol y uno anular, algo que atraerá (y que de hecho ya está atrayendo) la atención de mucha gente dentro y fuera de nuestras fronteras. Desde AstroDemanda ya estamos trabajando en ello y en los próximos meses os iremos informando.

 

Imagen de nuestro socio Leo en la que se aprecia al momento máximo del eclipse (Burgos). En la parte superior izquierda del disco se puede ver la mancha 4046 que, aunque pueda parecer pequeña, tenía un tamaño similar al de nuestro planeta. Se puede también apreciar el relieve lunar en la parte eclipsada, a la derecha, que se pone de manifiesto en un disco negro que no es perfectamente liso, sino que presenta pequeñas "imperfecciones" (que se corresponden con las montañas y picos lunares).

 

Una estrella a punto de estallar en nuestros cielos

... y no exageramos. Sin embargo, tenemos que tener en cuenta que no será la típica explosión espectacular que estamos acostumbrados a ver en las películas, sino que durante algunas semanas una "nueva" estrella, relativamente luminosa, brillará en el cielo. Estamos hablando del estallido de la nova recurrente T CrB. 

No se trata de un fenómeno espectacular y para la gran mayoría de la gente pasará completamente desapercibido. Sin embargo, hablamos de algo excepcional: la nova más brillante que podremos observar en nuestras vidas. Será fácilmente visible a simple vista desde las ciudades y lugares con alta contaminación lumínica. Para los científicos, en cambio, se trata de una oportunidad única para probar y mejorar los modelos de evolución estelar y de la física nuclear y de partículas, ya que prácticamente se podrá observar en todo el espectro electromagnético.

Foto de gran campo donde se puede identificar la Corona Boreal (Bum-Suk Yeom). En el recuadro se puede ver un detalle de la zona de T CrB tomada por uno de nuestros socios en junio, en un campo mucho más pequeño.

¿QUÉ ES UNA NOVA (RECURRENTE)?

La etimología del término nova proviene del latín "stella nova", que fue acuñado por primera vez en 1573 por Tycho Brahe en su obra "De nova et nullius aevi memoria prius visa stella" (Acerca de la estrella nueva y nunca antes vista en la vida o memoria de nadie). En ella hacía referencia a una nueva estrella que apareció en noviembre de 1572 y que llegó a ser incluso más brillante que Venus. La nueva estrella poco a poco se fue debilitando y en marzo ya ni siquiera se podía llegar a ver visible a simple vista.

Desde un punto de vista físico, una nova es el resultado de una explosión producida en la superficie de una enana blanca que forma parte de un sistema binario, en que las componentes se encuentran muy próximas. En dicho sistema, la enana blanca acreta materia de su compañera (generalmente una gigante roja, aunque no siempre) que según se va acumulando y rellenando su lóbulo de Roche aumenta su presión, calentándose hasta llegar a alcanzar la temperatura necesaria para empezar a quemar de manera incontrolada el hidrógeno, dando lugar a una explosión nuclear.  No hay que confundir este fenómeno con una explosión de supernova como la de Betelgeuse (SN II), de la que ya hablamos durante la pandemia. En este caso se trata de la muerte por colapso de una estrella masiva.

 

 Recreación artística del sistema binario en el que una enana blanca (a la derecha) acreta materia de su compañera, antes de explotar como una nova.

 

Hasta hace no mucho se  pensaba que la energía liberada en la explosión destruía el sistema (nova clásica) y solo en algunos casos (nova recurrente) el sistema resistía a la explosión y comenzaba de nuevo la acreción de masa. Ahora se piensa que todas las novas podrían ser recurrentes pero el periodo entre los estallidos es demasiado grande para volver a observarlo de nuevo. Cabe destacar que las novas recurrentes podrían ser también las progenitoras de las SN Ia.

Son objetos poco frecuentes y en la Galaxia sólo se conoce una decena. Los periodos entre explosiones varían entre una y varias décadas. Lógicamente, para que una nova haya sido clasificada como recurrente se deben haber observado más de una explosión. La más parecida a T CrB es RS Oph, cuyo último estallido pudimos observarlo en 2021.

Curva de luz de RS Oph (ene 2021 - may 2022) centrada en su último estallido. En negro se representan las observaciones visuales registradas en la AAVSO; en naranja se muestran las observaciones fotométricas en V y en verde se destacan las observaciones visuales llevadas a cabo por nuestro socio Javier.

 

En ambos casos la masa de la enana blanca es muy cercana al límite de Chandrasekhar, mientras que la de la compañera, una gigante roja (de tipo espectral M), es algo menor. En el caso de T CrB las masas son respectivamente de 1,37 y 1,12 masas solares y el periodo orbital de 227 días. Mucha de las cosas que sabemos y esperamos observar en el próximo estallido de T CrB lo hemos aprendido gracias a las observaciones de RS Oph.

 

 ¿CUÁNDO OCURRIRÁ EL PRÓXIMO ESTALLIDO?

Esa es la pregunta del millón y por el momento no hay una única respuesta, sabemos que muy pronto, pero no podemos adivinar el momento exacto hasta que no se esté produciendo, lo que añade un poco de expectación a la espera.

Echando la vista atrás, se conocen dos explosiones previas de T CrB documentadas científicamente. La primera sucedió el 12 de mayo de 1866 y la segunda el 9 de febrero de 1946. Ambos eventos están separados casi 80 años por lo que se espera que la siguiente explosión sea a finales de 2025 o principios de 2026. Aunque el periodo entre explosiones no es exactamente siempre el mismo, en las novas recurrentes de gran periodo como T CrB suele ser bastante similar. Gracias a la revisión de archivos y viejas crónicas, recientemente parece haberse confirmado otras dos observaciones históricas, una en 1217 y otra más reciente en diciembre de 1787 (que sería la anterior a la de 1866, de nuevo algo menos de 80 años antes).

 

Curva de luz de T CrB, en quiescencia en torno a la magnitud 10,2 durante el segundo semestre de 2024. Se emplean los mismos colores que en la figura anterior. La menor dispersión de las observaciones fotométricas nos permite distinguir la modulación orbital del sistema (con un periodo de 113 días y una variación en torno a las 0,3 magnitudes).

 

 

Sin embargo, durante buena parte de 2024 estuvimos alerta debido a que un estudio científico, basándose en la comparación de las curvas de luz pasadas y actual, pronosticaba la explosión de manera inminente en algún momento entre marzo y septiembre. Resulta que en 1938 se produjo un leve incremento de la luminosidad de la estrella, algo que también se observó en 2015. Además, también un año antes de la explosión de 1946 se produjo un pequeño descenso en su brillo, que de nuevo fue observado en la primavera de 2023. Por todo ello parecía que la nova podría estallar otra vez en 2024. Sin embargo, como hemos visto, dicha explosión todavía no se ha producido y tendremos que seguir esperando, seguramente, al menos un año.

 

Curva de luz visual de T CrB (AAVSO) centrada en la explosión de 1946. Además del pico, se puede ver un pequeño mínimo anterior a la explosión (señalado con una flecha azul) y un rebote posterior de casi dos magnitudes antes de volver al estado de quiescencia.

La predicción que cuenta con una mayor fiabilidad a día de hoy es la del mayor experto mundial en esta estrella, Bradley Schaefer, quien pronostica la próxima explosión de T CrB para mediados de 2025 (con un error de algo más de un año). Esto quiere decir que la estrella podría explotar en cualquier momento, así que tenemos que estar atentos.

¿QUÉ PODEMOS ESPERAR?

Gracias al monitoreo constante de su curva de luz, que abarca las dos últimas explosiones, sabemos que T CrB pasará en solo unas horas de su estado de quiescencia habitual en torno a la décima magnitud (visible solo con telescopios o grandes prismáticos) a la segunda. Durante el pico del máximo habrá aumentado su brillo más de 1500 veces llegando a ser casi tan luminosa como la estrella polar o Alphecca, la estrella más brillante de la Corona Boreal. Una vez alcanzado el máximo, su brillo irá decayendo rápidamente y en poco más de una semana dejará de ser visible a simple vista. Medio año después podría haber un pico secundario, en el que la estrella aumentaría de nuevo unas dos magnitudes para volver paulatinamente a su estado habitual de reposo.

Este tipo de fenómenos es muy energético por lo cual, como decía al principio, se puede observar en distintas partes del espectro electromagnético. Mucho de lo que conocemos lo hemos aprendido observando RS Oph. Sin embargo, T CrB se encuentra tres veces más cerca (a unos 3000 años luz) por lo que el flujo de rayos gamma, rayos X, neutrinos ... que llegarán a nuestra atmósfera será mayor y de esta manera podremos costreñir mejor los modelos tanto de evolución estelar como de la física nuclear y de partículas. Sin embargo, tenemos que tener en cuenta que todo esto (excepto los rayos gamma) sólo se podrán detectar si la estrella está sobre el horizonte de noche. En el peor de los casos, podría producirse la explosión de día y no ver absolutamente nada. Para volver a observarlo deberíamos esperar hasta el año 2105 ...

En estos momentos la estrella empieza a ser visible en la segunda parte de la noche y su visibilidad irá mejorando durante la primavera y la primera parte del verano en que será visible toda la noche. Si las predicciones se cumplen, debiéramos poder observar el estallido en óptimas condiciones con la estrella alta en el cielo desde mayo hasta julio. ¡Crucemos los dedos!