Observada la primera supernova productora d'antimatèria

Clic a la imatge per engrandir

Algunes supernoves molt brillants podrien provenir de la creació de parells de partícules i antipartícules. Un grup d’astrofísics creu que han observat el primer exemple indiscutible d’aquest tipus d’explosió d’estrelles amb antimatèria: SN 2016iet.

Fa gairebé 50 anys, diversos astrofísics teòrics predeien que algunes estrelles eren inestables a causa d’un fenomen ben descrit per les equacions electrodinàmiques quàntiques. En efecte, amb un parell de fotons gamma suficientment energètics, un càlcul realitzat amb l’ajuda dels famosos diagrames de Feynman, molt coneguts pels especialistes de la física d’alta energia, indica que es poden crear parells de partícules i antipartícules.

En el cas d'una estrella molt massiva que supera les 100 masses solars, molts dels fotons produïts per les reaccions termonuclears al cor d'aquestes estrelles són del domini gamma. Tot i això, cadascun pot donar a llum un parell d’electrons-positrons si tenen prou energia. És bàsicament una conseqüència bastant simple de la fórmula d’Einstein, E=mc2, l’energia dels fotons que es converteix en la massa de les dues partícules.

Quan la creació de matèria i antimatèria segons aquest procés esdevé important, la pressió del flux de fotons gamma sobre les capes de l'estrella es converteix en insuficient per oposar-se a la seva contracció amb l'efecte de la seva pròpia gravetat, perquè una part de la radiació es converteix en un component que es comporta com una barreja de gasos a menor pressió. Tanmateix, aquesta mateixa contracció augmentarà la taxa de reaccions nuclears escalfant el cor de l’estrella. La producció de fotons gamma creadors d’ antimateria s’incrementarà encara més i el procés es converteix en inestable quan l’estrella conté almenys 130-140 masses solars (per sota, es produeixen oscil·lacions i l’estrella es fa polsant); s'accelera.

 Un diagrama que il·lustra l'estructura d'una estrella jove massiva, més de 100 vegades la massa del Sol,
com les estrelles de la primera generació, uns quants centenars de milions d'anys com a màxim
després del Big Bang. Com en totes les estrelles, la pressió de gas de partícules, nuclis,
electrons i fotons està normalment en equilibri amb la pressió causada per la gravetat de l'estrella.
Però en una estrella d'almenys 140 masses solars, els fotons gamma són tan energètics
(les línies ondulades del diagrama) que acaben creant parells d'electrons i positrons, i per tant, antimatèria.
© Nasa/CXC/M. Weiss. Clic a la imatge per engrandir.

La temperatura no pararà de pujar i en molt poc temps el cor de l’estrella, que conté una barreja de nuclis de carboni i oxigen, esclatarà a causa de les reaccions termonuclears que es produeixen en convertir el seu material en nuclis pesats. Després neix un nou tipus de supernova anomenada Pair Instability Supernovae (PISNe-Supernova de parelles d'inestabilitat) que no deixa cap estrella compacta al darrere (excepte possiblement un forat negre si l'estrella és prou massiva, és a dir probablement més enllà de 260 masses solar). L’explosió ha de superar la d’una supernova normal i ha d’anar acompanyada de la producció d’una gran quantitat de níquel radioactiu a més d’una gran quantitat de material expulsat.

Però compte, si l'estrella és d'alguna manera aniquilada, no és la producció d'antimateria la responsable, els positrons tampoc poden aniquilar els protons i els neutrons dels nuclis de l'estrella. És l’alè de l’explosió, l’ona de xoc produïda, que dispersa totalment la matèria de l’estel PISNe.

SN 2016iet: una supernova exòtica descoberta per GAIA

En els darrers anys, s’han detectat candidats a PISNe, però al final cap d’ells finalment ha convençut a la comunitat d’astrofísics. Sembla que això canviarà amb l’anunci fet per un equip d’investigadors principalment nord-americans a través d’un article publicat a The Astrophysical Journal i d’accés obert a arXiv .

Tot va començar el 14 de novembre de 2016, amb la detecció pel satèl·lit GAIA de l'ESA de la supernova catalogada amb el nom de SN 2016iet. Va mobilitzar ràpidament una bateria de telescopis i observadors, en particular el telescopi Gemini North a la part alta de Mauna Kea a Hawaii, així com el telescopi Magellan de l'observatori Las Campanas de Xile. 

Clic per engrandir. Imatge de SN 2016iet i la seva galàxia hoste més probable,
presa amb el telescopi de 6,5 metres a l’Observatori Las Campanas, el 9 de juliol del 2018.
© Gemini Observatory

SN 2016 ha resultar ser una supernova molt inusual, ja que la durada de la seva corba de llum era anormalment llarga i va trigar uns 800 dies abans que la seva brillantor baixés fins a la centèsima part de la que tenia al màxim. També es va produir una escassa emissió de radiació en la línia de l’hidrogen, que indicava una estrella força aïllada i una falta de signatures de la presència d’elements pesats. Al capdavall, eren signatures químiques molt curioses per a una supernova la distància de la qual a la Via Làctia (aproximadament mil milions d’anys llum) indicava que era intrínsecament molt lluminosa per ser tan brillant i, per tant, havia de provenir d’una estrella particularment massiva.

Segons els astrofísics, totes aquestes característiques s'interpreten molt bé si es troba en presència d'una supernova productora de parelles, que és un PISN real si l'estrella era prou massiva o, en el cas contrari, una variant que s’anomena PPISNe per apulsational pair-instability supernova, en anglès. En aquest darrer cas, hi ha efectivament una producció antimatèria i una reacció termonuclear desbocada, però l’explosió resultant només expulsa algunes desenes de masses solars, sense destruir l’estrella inicial que, per tant, potencialment no és suficient massiva perquè un PPISNe torni a passar.

Els investigadors encara estan una mica desconcertats pel fet que l'estrella estava més aviat aïllada, mentre que les estrelles que superen les 100 masses solars no neixen avui, i poques vegades, en cúmuls estel·lars. Antigament, aquests monstres gegants havien de ser els primers astres, però amb aquestes masses només poden viure uns quants milions d’anys com a màxim.

D’altra banda, esperàvem la formació d’aquestes estrelles gegants en un medi pobre d’elements metàl·lics, com diuen els astrofísics, que en el seu argot significa pobre en elements més enllà d’hidrogen i heli. Aquest medi es troba a les galàxies nanes que no han pogut evolucionar químicament de manera significativa per les seves característiques. Precisament, SN 2016iet es va formar a unes desenes de milers d’anys llum d’una galàxia com aquesta.

S’espera que la propera posada en funcionament de la LSST (sigles en anglès de Gran Telescopi de Rastreig Sinòptic) detecti més candidates a supernoves i candidates a supernoves productores de parells. La seva existència, que també assenyala la de estrelles massives, es basarà aleshores en fonaments encara més sòlids.

Per saber-ne més:

Quan una estrella arriba al voltant de 100 masses solars, la seva temperatura és tan alta que les reaccions de fusió termonuclears produeixen fotons gamma capaços de materialitzar parells d’electrons i positrons.

Aquesta producció d’antimateria pot provocar una reacció de fusió.

Entre 100 i 130-140 masses solars, l'estrella pot començar a polsar fent explosions de supernova sense destruir l'estrella, només expulsant desenes de masses solars.

Més enllà de les masses solars de 130 a 140, la supernova productora de parells es converteix en una Supernova d’inestabilitat de parella (PISNe), i la explosió de la seva explosió la destrueix completament.

El primer cas sòlid de supernova de producció de parells- PISNE o PPISNe si l'estrella es troba per sota de 140 masses solars-probablement hagi estat observada: SN 2016iet.

 Ho he vist aquí.