LA SUPERNOVA QUE TARDÓ 88 DÍAS EN LLEGAR A SU MÁXIMO

La supernova 1987A enseñó a los astrónomos que una estrella rica en hidrógeno puede explotar y luego tomarse su tiempo: en lugar de encenderse en unos pocos días, fue aumentando de brillo lentamente durante unos 100 días. Se convirtió en el prototipo de una pequeña familia, las supernovas «tipo 87A»: se conocen unas 30, aproximadamente el 1,4 % de todas las estrellas que colapsan.

En los últimos años, los grandes sondeos del cielo han encontrado algunos miembros extremos de esa familia, mucho más brillantes y duraderos que el resto. Son difíciles de explicar con el mecanismo habitual, en el que los neutrinos de la estrella de neutrones recién nacida hacen estallar la estrella.

Un gigante lento

El 11 de mayo de 2023, el Zwicky Transient Facility, en California, detectó una nueva fuente en una pequeña galaxia a un desplazamiento al rojo de 0,1020, es decir a unos 485 megapársecs, o 1.600 millones de años luz. Bautizada como SN 2023iop, la siguió durante más de 600 días un equipo internacional dirigido por Steve Schulze, del Instituto Weizmann de Ciencias de Israel, con telescopios desde el ultravioleta hasta las ondas de radio.

• Tardó al menos 88 días en llegar a su máximo; la subida real fue más larga, porque se detectó cuando ya estaba aumentando de brillo.
• En su máximo alcanzó una magnitud absoluta de −20,1: unas 0,9 magnitudes más brillante que la anterior plusmarquista de su familia, OGLE-73, y entre 3,7 y 4,0 magnitudes más brillante que SN 1987A. En esta escala, un valor más bajo significa más brillo, y cada magnitud equivale a un factor de unos 2,5.
• Radió al menos 4,3 × 10⁵⁰ erg, probablemente más cerca de 10⁵¹: el erg es una unidad de energía minúscula, pero eso sigue siendo lo que el Sol radia en unos pocos miles de millones de años.
• Sus espectros se parecen a los de una supernova ordinaria rica en hidrógeno, pero cambian con una lentitud extrema. Casi un año después del máximo, SN 2023iop aún no había entrado en la etapa en la que la envoltura se vuelve transparente y deja aparecer las líneas del núcleo, una etapa a la que SN 1987A llegó en unos 100 días.

SN 2023iop (negro) frente a SN 1987A, SN 2018hna, los eventos extremos OGLE-73 y SN 2020faa y las supernovas tipo 87A del sondeo ZTF (gris): más brillante y ancha que todas ellas. — Figura 18, Schulze et al. (2026), arXiv:2610.27312.

Demasiada energía para los neutrinos

Una explosión impulsada por neutrinos tiene un presupuesto fijo: la estrella de neutrones recién nacida libera unos 3 × 10⁵³ erg, las simulaciones convierten alrededor del 1 % en movimiento y una supernova ordinaria solo radia unos 10⁴⁹ erg. Para igualar a SN 2023iop, toda la cadena tendría que ser unas 50 veces más eficiente, lo que se notaría en una eyección más rápida o en rastros de colisión con el gas circundante. No se observa ninguna de las dos cosas.

La curva de luz da dos pistas más. La lenta subida implica más de 12 masas solares de materia eyectada. Y si el máximo se alimentara de níquel-56 radiactivo, como en muchas supernovas, haría falta unas 2,2 masas solares de él, más de lo que puede forjar una explosión impulsada por neutrinos. Los autores subrayan que se trata de un límite superior, válido solo si domina la radiactividad.

Una huella de níquel

La pista más reveladora apareció tarde. Hacia el día 326 después del máximo, había surgido en el espectro una segunda joroba cerca de 7.300 ángstroms, ausente hasta el día 140. El equipo la identifica, de forma provisional, como una línea de níquel-58 estable, lo que implica unas 0,017 masas solares de este elemento si el gas está a 5.000 K, y diez veces más si está a 3.000 K.

Eso importa porque las estrellas que colapsan de forma ordinaria producen unas diez veces menos. Solo se alcanzan cantidades así en los modelos de supernovas por inestabilidad de pares cuyo núcleo de helio supera el centenar de soles. Esa vía se abre para núcleos de helio de 65 a 130 soles: allí se forman pares de electrones y positrones a costa de los fotones que sostienen el núcleo; privado de esa presión, el núcleo se contrae, se calienta y la fusión se desboca de golpe, con fuerza suficiente para reventar la estrella entera. Ninguna de las supernovas de comparación muestra esa joroba.

Lo que encaja y lo que no

Un modelo publicado de la explosión por inestabilidad de pares de una supergigante roja de 190 masas solares reproduce notablemente bien la subida, el máximo y los espectros, hasta 150 días después del máximo. Luego falla: el modelo se apaga a medida que se desintegra el cobalto-56, alrededor de 1 magnitud cada 100 días, mientras que SN 2023iop solo se apagó 0,2 magnitudes cada 100 días, manteniéndose hasta 3,5 magnitudes más brillante que el modelo en el azul (0,7 en el rojo), y más azul que él.

SN 2023iop (puntos negros) frente a dos modelos de inestabilidad de pares de 190 masas solares en tres colores: el modelo de supergigante roja (línea roja) sigue los datos hasta unos 150 días después del máximo y luego cae por debajo de ellos. — Figura 13 (paneles superiores), Schulze et al. (2026), arXiv:2610.27312.

El equipo puso a prueba las alternativas. Un eco de luz —polvo que refleja el máximo anterior— queda descartado por la evolución suave de los espectros. La materia que vuelve a caer sobre un agujero negro o una estrella de neutrones central reproduce la forma general, pero no los colores. Una colisión con gas expulsado por la estrella antes de morir, oculto en un disco, es energéticamente posible y podría aportar el brillo tardío sin dejar las habituales líneas estrechas. Otras dos pistas apuntan a una estrella inusual: luz polarizada al 0,8–1,0 %, señal de una explosión asimétrica, y una galaxia anfitriona enana de unos 150 millones de masas solares, probablemente pobre en elementos pesados, una condición para que una estrella conserve un núcleo tan enorme.

Una advertencia para el universo lejano

Los autores concluyen que una explosión por inestabilidad de pares es el escenario más plausible, con el exceso tardío alimentado por una interacción oculta. Son claros sobre los límites: la identificación del níquel se apoya en una sola línea espectral y necesita confirmación, y SN 2023iop «parece requerir más de una» fuente de energía.

También extraen una lección para los futuros sondeos. El extraño comportamiento tardío de SN 2023iop sería invisible a mayores distancias: por debajo del límite de las imágenes individuales del observatorio Rubin más allá de un desplazamiento al rojo de 0,3, y por debajo de los límites de los sondeos del James Webb más allá de un desplazamiento al rojo de 2 a 6. Vista desde lejos, se la habría catalogado como candidata a inestabilidad de pares «sin reservas». Por tanto, las candidatas lejanas pueden parecer más limpias de lo que son. Las observaciones aprobadas con el telescopio espacial James Webb buscarán en SN 2023iop el polvo y las líneas infrarrojas que podrían distinguir entre los escenarios.