Kitabı oxu: «Supernovas. La muerte de las estrellas»

Brillantes visitantes en el cielo

Los primeros registros históricos de «estrellas visitantes» o «invitadas» —Ke xing— fueron realizados por astrónomos chinos. Las fulgurantes visitantes no solo eran supernovas, podían ser también novas —estrellas variables cuyo brillo aumentaba haciéndolas visibles— o simplemente cometas. En los antiguos catálogos orientales (chinos, coreanos y japoneses) se han identificado hasta 75 nuevas estrellas, descontando las «visitantes» descritas con cola o movimiento significativo, que probablemente eran cometas. Para poder distinguir a las supernovas de las novas se adoptó como criterio que las supernovas debían ser visibles durante al menos tres meses. La primera candidata a nova se remonta al año 532 a.C. y la primera a supernova, al 185 d.C., la cual fue visible durante ocho o quizá veinte meses (el número varía según la interpretación del texto). A pesar del brillo y de su presencia en el cielo de forma continua, solo tres o cuatro de las nueve supernovas recogidas en los catálogos orientales aparecen en registros occidentales. Es llamativo que los astrónomos griegos y árabes, que realizaron observaciones muy precisas del movimiento de los astros y los eclipses, no incluyesen estos fenómenos. ¿Pensaban quizá que eran fenómenos atmosféricos, que ocurrían lejos de la esfera de las estrellas «fijas» de Ptolomeo? ¿O que, al ser transitorios, no resultaban útiles? Por otro lado, 75 novas en unos dos mil años no son demasiadas; un astrónomo podría haber visto, como mucho, una a lo largo de su vida. Todos nosotros hemos observado probablemente algún cometa, pero no hemos tenido la oportunidad de ver una nova o supernova a simple vista. Quien sí tuvo la suerte de ver una fue el astrónomo y geógrafo griego Hiparco (190 a.C.-120 a.C.), quien observó la aparición de una nueva estrella en la constelación de Escorpión en el año 134 a.C. Este hecho, junto al objetivo de determinar un posible movimiento de las estrellas fijas, le llevó a catalogar las posiciones de más de mil estrellas, agrupándolas en constelaciones. Solo conociendo con precisión todas las estrellas del cielo se puede asegurar que una de ellas es nueva en el planisferio.

ALGO BRILLA EN EL FIRMAMENTO

Mucho más tarde, en el año 1006, apareció una nueva estrella que, según los astrónomos chinos, fue visible durante tres años. Su evolución se recogió con detalle en China y Japón, y su brillo fue comparado con el de la media luna. En esta ocasión encontramos varias referencias al respecto en el mundo árabe (Egipto, España, Iraq y Yemen) y breves reseñas en dos monasterios europeos, en Italia y Suiza. En 1965 se detectó, siguiendo las indicaciones de los registros históricos, lo que aún puede observarse de esa supernova: su remanente, el gas que sigue expandiéndose interaccionando con el medio interestelar.

Un caso especial es el de la supernova de 1054, llamada del Cangrejo por la forma de su remanente, detectado en 1731 (véase la imagen superior de la pág. 19). Según los numerosos registros orientales, principalmente chinos pero también japoneses, apareció el 4 de julio de 1054 y permaneció visible hasta el 6 de abril de 1056, durante casi dos años. Su excepcional brillo pudo verse a lo largo de unas tres semanas a plena luz del día. En todo el hemisferio norte debió de ser un espectáculo. Es posible que una pintura del siglo XI hallada en el Cañón del Chaco, en el estado de Nuevo México en Estados Unidos, represente esta supernova. En la pintura, realizada por los anasazi, una civilización amerindia que desapareció por completo antes de la llegada de los europeos al continente, aparece una estrella brillante junto a la Luna. La supernova mostró esta configuración, aunque es frecuente observar también así a Venus y la Luna, por lo que podría tratarse de otra representación (véase la imagen inferior de la pág. 19). Se ha debatido mucho sobre el porqué de la ausencia de la supernova de 1054 en registros occidentales y de Oriente Próximo. ¿Cómo es que no consta ninguna referencia? Es evidente que esta supernova no pudo pasar inadvertida, pues fue visible a plena luz del día durante meses. ¿Quizá la inmutabilidad de los cielos de Ptolomeo se había vuelto rigurosamente incuestionable? ¿Era la censura en 1054 más estricta que 48 años antes, cuando se registró la supernova de 1006? Esta interpretación no se sostiene si asociamos una nueva estrella, observada en la primavera de 1054, con esta supernova. Los registros chinos sitúan su primera aparición en julio pero, tratándose de un fenómeno transitorio, cabe pensar que la fecha exacta no fuese considerada un dato esencial. Probablemente se priorizó que la fecha coincidiera con algún evento importante del agrado de las clases dominantes. Las referencias a esa nueva estrella proceden de Armenia, Constantinopla, Flandes, Irlanda y Roma. Tres de ellas se producen en relación con la muerte del papa León IX (ocurrida el 19 de abril de 1054), e indican que un objeto brilló en el cielo en la hora precisa de su muerte. Otra descripción, muy clara, la encontramos en una compilación histórica denominada crónicas de Rampona, donde se asocia la presencia de una estrella con la llegada a Roma del emperador Enrique III: «Tempore huius stella clarissima in circuitu prime lune ingressa est» («Durante este tiempo, una estrella clarísima apareció en el circuito de la Luna»). Queda claro que el principal objetivo de estas referencias no era describir el objeto astronómico, sino adornar y engrandecer determinados hechos históricos.

Por tanto, es posible que las observaciones de la supernova de 1054 fuesen recogidas, o al menos mencionadas, también en Occidente. No obstante, es curioso que un hecho tan notable no aparezca en los registros de astrónomos profesionales, como los que entonces trabajaban en Al-Ándalus. Entre ellos, el astrónomo Al-Zarqali (o Azarquiel), que debía estar observando el cielo desde Córdoba, y los discípulos de Al-Garnati, haciendo lo propio desde Granada ¿Acaso no se atrevieron a cuestionar la inmutabilidad de la esfera de las estrellas fijas de Aristóteles y Ptolomeo? La idea de las estrellas fijas está estrechamente ligada al sistema geocéntrico. Es la visión más extendida, en la que la Tierra está en el centro, rodeada por una bóveda llena de estrellas fijas alrededor. Aquella era una época de cambios y guerras; en 1031 el Califato de Córdoba de Al-Ándalus había caído, dando paso a los reinos de taifas que pusieron fin a una época de esplendor cultural. En 1054 el Cisma de Oriente dividió a la cristiandad y en 1090 Abd Allah, el último rey zirí de Granada, escribió en su diario desde el exilio: «muchos otros (geómetras y astrólogos) se esfuerzan en aplicar su especulación sobre estos temas aunque se les haya prohibido».

Medio milenio después apareció la supernova de 1572, que fue observada con un detalle sin precedentes por el astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601), en honor del cual lleva su nombre. Pero no fue el único en avistarla, también lo hicieron el científico y hebraísta español Jerónimo Muñoz (1520-1591) y el matemático y astrónomo siciliano Francesco Maurolico (1494-1575). A partir de entonces, los registros rigurosos se realizaron en occidente. La posición de la siguiente supernova, la de 1604, aparece determinada con una precisión sesenta veces mayor en los catálogos europeos que en los chinos y fue observada por varios astrónomos, entre ellos el gran Galileo Galilei (1564-1642). Se la conoce como la supernova de Kepler porque fue el astrónomo alemán Johannes Kepler (1571-1630) quien realizó el estudio más completo sobre ella, publicado en su libro De Stella Nova in Pede Serpentarii. Tan solo cinco años después, en 1609, Galileo construiría su telescopio basándose en la información, proveniente de Dinamarca, de un instrumento que aumentaba en un factor tres el tamaño de los objetos. Aunque Galileo fue probablemente el primero en observar el cielo nocturno a través de un telescopio, ninguna estrella visitante se le hizo visible. De hecho, no se ha detectado ninguna supernova en la Vía Láctea después de 1609, por lo que no hemos tenido la opción de observar ninguna a través de un telescopio. Alrededor de 1680 debió de explotar una supernova en la constelación de Casiopea. Lo sabemos por las observaciones de su remanente, conocido como Casiopea A y detectado en ondas de radio en 1948. Excepto por una posible referencia a una estrella no identificada que fue realizada a posteriori por John Flamsteed (1646-1719), el que fuera el Primer Astrónomo Real británico, esta supernova pasó inadvertida.

La imagen superior muestra la nebulosa del Cangrejo, remanente de la supernova que se observó en el año 1054. Abajo, petroglifo de la cultura anasazi hallado en el Cañón del Chaco, en Nuevo México, y que supuestamente representa la Luna junto a la supernova avistada aquel año.

A día de hoy se han observado los remanentes correspondientes a todas las supernovas mencionadas, conocidas como «supernovas históricas». Estadísticamente deberían producirse dos supernovas por siglo en nuestra galaxia, pero hace más de tres siglos que no se observa ninguna. Con los medios y conocimientos actuales una supernova galáctica nos revelaría una gran cantidad de información. Es cierto que no todas serán visibles desde el sistema solar, pues eso depende de la posición de la supernova respecto a nosotros. Pero según la estadística, una explosión está a punto de ocurrir en la Vía Láctea. ¿Seremos testigos presenciales?

NUEVAS GALAXIAS EN EL UNIVERSO: DE NOVAS A SUPERNOVAS

Cuando observamos la bóveda celeste a simple vista, podemos interpretar que todas las estrellas están a la misma distancia, y que las que emiten más luz son las que brillan más. O bien, deducir que todas las estrellas son similares y que, por tanto, las más brillantes están más cerca y las que relucen poco, más lejos. Sin más información, no se puede concluir nada, y, de hecho, ninguna de las dos hipótesis es válida.

Hubo que esperar al siglo XX para entender que había otras galaxias además de la nuestra, y que, por tanto, las novas observadas en esos distantes acúmulos de estrellas tenían que emitir mucha más luz que las novas de nuestra galaxia: eran súper brillantes. Todo empezó con la observación de una nova en 1885, en la llamada nebulosa de Andrómeda. El observador fue el astrónomo alemán Ernst Hartwig (1851-1923) del Observatorio de Dorpat (en Tartu, hoy Estonia) y empleó el mejor telescopio del momento, un refractor de nueve pulgadas. No fue el único en observarla; desde Francia, Inglaterra, Italia, Irlanda y Hungría, astrónomos y aficionados descubrieron y siguieron también la evolución de esta nova.

Pero la clave aquí no es la nova en sí, sino la nebulosa de Andrómeda. Inicialmente se pensaba que todos los objetos difusos, conocidos como nebulosas, formaban parte de nuestra galaxia. Tal es el caso de los cúmulos estelares galácticos formados por varios cientos de miles de estrellas. A finales del siglo XVIII comenzó una apasionante discusión entre los que proponían la tesis anterior y quienes pensaban que las nebulosas eran otras galaxias. Transcurrió más de un siglo sin que se llegara a ninguna conclusión y, en ese marco, en 1920 se organizó en la Academia de las Ciencias en Washington D.C. un debate entre dos famosos astrónomos estadounidenses, Harlow Shapley y Heber Doust Curtis. Se conoce como el «Gran Debate sobre la escala del universo». En él, Shapley defendía que las nebulosas con forma espiral eran nubes galácticas, donde se originaban sistemas planetarios como el sistema solar, y que nuestra galaxia, la única en el universo, era extensa, con el Sol ubicado lejos de su centro. Por su lado, Curtis argumentaba que dichas nubes eran galaxias como la nuestra, que la Vía Láctea era pequeña y que el Sol estaba cerca de su centro. En esta ocasión la nova de Andrómeda, observada en 1885, fue utilizada por Shapley como prueba a favor de su teoría: si Andrómeda fuese otra galaxia, y por tanto estuviese distante, el brillo alcanzado por la nova sería equivalente al de varios miles de millones de estrellas juntas. ¡Imposible!

En la segunda mitad de 1920, el renombrado astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) estimó la distancia a la nebulosa de Andrómeda y, aunque la infravaloró, quedó claro que Andrómeda estaba fuera de la Vía Láctea. Hubble se basó en las observaciones de un tipo de estrellas variables, las cefeidas, el brillo de las cuales aumenta y disminuye, mostrando un ciclo que se repite de forma regular. El tiempo que tarda una cefeida en realizar un ciclo completo se conoce como su periodo. A finales del siglo XIX la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, una de las trabajadoras que fueron conocidas como «las calculadoras» del Observatorio de Harvard, analizó las placas fotográficas correspondientes a las observaciones de numerosas estrellas cefeidas y concluyó que su periodo de variación estaba relacionado directamente con el máximo brillo que alcanzaban. Por ejemplo, una cefeida con un periodo de variación de diez días es menos brillante que otra con un periodo de variación de treinta días. Esta relación se conoce hoy como ley de Leavitt, y nos permite saber la luminosidad de una de estas estrellas variables observando su periodo. A partir de la luminosidad, podemos estimar la distancia a la que se encuentra: cuanto más distante, más débil la vemos. Basándose en las cefeidas observadas en Andrómeda, Hubble concluyó que esa nebulosa era en realidad otra galaxia.

Cuando por fin se amplió el horizonte del universo, otras nebulosas pasaron a ser nuevas galaxias. En los años siguientes se fueron descubriendo decenas de novas en Andrómeda mucho menos brillantes que la de 1885, y se hizo evidente que había dos tipos de novas. Unas eran poco frecuentes y extremadamente brillantes y las otras, más frecuentes y menos relucientes. En 1934 los astrónomos Walter Baade (1893-1960) y Fritz Zwicky (1898-1974), investigadores en el gran Observatorio de Monte Wilson, en California, propusieron llamar «novas» a las de menor brillo, y «supernovas» a las más fulgurantes. Quedaba por resolver el problema planteado por Shapley, ese «brillo imposible» de las supernovas, equivalente al de toda una galaxia. En la imagen de la página contigua se muestra la supernova 2007af en la galaxia NGC 5584. ¿Cómo puede ser tan brillante? Baade y Zwicky calcularon que tamaño fulgor requería de mucha energía y propusieron una idea genial: ¿Y si lo que sucede es que una estrella normal se transforma en una estrella de neutrones? Pues acertaron, porque, básicamente, ese es el mecanismo de explosión de las supernovas de colapso gravitatorio, como veremos más adelante.

La SN2007af (punto blanco a la derecha del centro de la galaxia) en la galaxia espiral NGC 5584.

HENRIETTA S. LEAVITT, UNA GRAN ASTRÓNOMA

Henrietta Swan Leavitt nació en Lancaster, Massachusetts, Estados Unidos, el 4 de julio de 1868. A la edad de veinte años comenzó sus estudios superiores en la Sociedad para la Educación de las Mujeres, donde se formó en griego, arte, filosofía, geometría analítica y cálculo diferencial. Solo en el último año realizó cursos de astronomía. Se graduó en 1892 y, posteriormente, viajó por Europa y Norteamérica. En esta época, a causa de una enfermedad, perdió la audición.

Leavitt en el Observatorio de Harvard

Tres años después de graduarse, comenzó a trabajar como voluntaria en el departamento de análisis de placas fotográficas del Observatorio del Harvard College, en el que sería contratada como simple asistente siete años después, en 1902. Su trabajo, junto con el de otras compañeras, consistía en analizar cientos de placas fotográficas para clasificar las estrellas según su brillo aparente y sus colores, una tarea necesaria pero muy rutinaria y poco reconocida. A aquellas mujeres ciertamente se las conocía como «las calculadoras de Harvard», pero había otro sobrenombre muy popular que también circulaba por los pasillos de esa institución: «el harén de Pickering», por Edward Charles Pickering, director del observatorio, que fue quien decidió contratarlas. Y es que las mujeres mucho más baratas que los hombres; de hecho, solo recibían un salario de forma ocasional. Eran tiempos en que las mujeres, independientemente de su talento y formación, tenían prácticamente vetado el acceso a la universidad. Pero sin duda la tarea de Swan Leavitt fue ingente: analizó y clasificó más de dos mil estrellas variables, y parte de este trabajo fue publicado en los Anales del Observatorio de Harvard en 1908: «1777 Variables in the Magellanic Clouds».

Midiendo distancias en el universo

En 1912, tras haber estudiado durante varios años las propiedades de las estrellas variables cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, la astrónoma identificó una relación entre el brillo y el periodo, como se muestra en la figura: las estrellas más brillantes tienen periodos de variación mayores. Lo importante es que esta relación permite predecir el brillo intrínseco —o luminosidad— de una cefeida a partir de su periodo. Aunque nunca obtuvo el reconocimiento merecido, el suyo fue un hallazgo revolucionario. Conocida la luminosidad y midiendo el brillo aparente, se podía calcular la distancia a la que se hallaba la fuente emisora de luz. Ni más ni menos: Henrietta había encontrado la forma de medir distancias en el universo.

Merecedora de un Nobel

En 1921, con apenas cincuenta y tres años, la astrónoma falleció a causa de un cáncer. Cuatro años después de su muerte, desconociendo lo sucedido, el matemático Gösta Mittag-Leffler, miembro de la Academia Sueca de las Ciencias, le escribió una carta, comunicándole su intención de proponerla para el premio Nobel de 1926. Mittag manifestaba su profundo reconocimiento por el admirable descubrimiento de la ley empírica que conecta la luminosidad con el periodo de las cefeidas. Había sido el profesor Von Zeipel, de la Universidad de Uppsala, quien le había informado de tal hallazgo. A esta carta contestó Harlow Shapley, entonces director del Observatorio del Harvard College. Shapley reconocía que la ley de las cefeidas era una poderosa herramienta, y que Hubble y él mismo la habían usado para estimar distancias a cúmulos estelares y nebulosas, con resultados que los hicieron famosos. Al final de su carta, Shapley reconocía que si Henrietta S. Leavitt hubiese tenido libertad para investigar en vez de tener que dedicarse al necesario y pesado trabajo rutinario que tenía asignado, sus contribuciones científicas hubiesen sido aún más brillantes.

INVENTARIO DE SUPERNOVAS

Hemos identificado las supernovas históricas por el año en que fueron detectadas; de hecho, este es el criterio que se sigue para bautizarlas: la abreviatura SN seguida del año en que fueron avistadas, como por ejemplo, SN1006, SN1054, SN1572 o SN1604. Para las supernovas históricas, esta denominación es suficiente, ya que no hay dos en el mismo año. Pero en paralelo a la mejora de los telescopios se fueron descubriendo más y más supernovas, por lo que se decidió añadir una letra cuyo orden alfabético se corresponde con el cronológico del descubrimiento; la SN1987A fue la primera supernova descubierta en el año 1987. Esta supernova, que ocurrió en la Gran Nube de Magallanes, es la más cercana que hemos podido observar con instrumentos. Como veremos en el capítulo siguiente, la 1987A es famosa por dos primicias: la identificación de su estrella progenitora y la detección de neutrinos (partículas subatómicas sin carga y casi sin masa). Actualmente se observan cientos de supernovas por año, por lo que al acabar el abecedario se añade una segunda letra, ambas en minúscula, siguiendo el mismo criterio anterior: la supernova 2016ad sería la número 30 descubierta en 2016 (se emplean 26 letras del alfabeto, se excluye la ñ y las combinaciones de dos letras. En este caso, entre la «a» a la «d» de la nueva vuelta de abecedario, van 30).

La astronomía ha ido avanzando en paralelo a las técnicas de observación y análisis. La introducción de la fotografía a finales del siglo XIX supuso un salto de gigante. En las placas fotográficas se tenía un registro permanente y, tras tiempos de exposición largos, se observaban detalles que escapaban al ojo. Se fueron construyendo telescopios con espejos más grandes, que recogían más luz, y permitían así observar fuentes más lejanas. En 1814 el óptico alemán Joseph Fraunhofer (1787-1826) descubrió que el espectro solar contenía cientos de líneas oscuras, las líneas espectrales. Anteriormente, el gran físico inglés Isaac Newton (1643-1727) ya había descubierto, empleando dos prismas, que la luz blanca del Sol se dispersaba en una serie continua de colores (figura 1), que llamó spectrum. Posteriormente, en 1859, el químico alemán Robert Bunsen (1811-1899) y el físico prusiano Gustav Kirchhoff (1824-1887) comprendieron que cada elemento químico producía un conjunto de líneas espectrales característico. Una vez conocidas las líneas a través de los espectros obtenidos en el laboratorio, estas podían identificarse en el espectro de una estrella o de una galaxia y así conocer su composición química. Se había descubierto uno de los pilares fundamentales de la astrofísica, la espectroscopia, en la que se basa el análisis de la composición química de los objetos astronómicos. La construcción de espectrógrafos para todo el rango de longitudes de onda de la radiación electromagnética sigue siendo hoy día un reto tecnológico.

Un ejemplo de la utilidad de esta técnica queda patente al observar el espectro del sistema estelar conocido como Eta Carinae (figura 2), un sistema compuesto por dos estrellas masivas, muy próximas entre sí, que pierden grandes cantidades de masa en forma de vientos estelares. El sistema se halla situado a 10000 años-luz y lo más probable es que ambas estrellas terminen explotando como supernovas de colapso gravitatorio. A menudo las distancias en astronomía se expresan en años-luz, una unidad de distancia que indica los años que la luz, a su velocidad constante de unos 300000 km/s, tardaría en recorrer un trayecto determinado. En este caso, la luz ha necesitado 10000 años para llegar desde Eta Carinae al telescopio.

El astrónomo germano-estadounidense Rudolph Minkowski fue el primero en obtener un espectro de una supernova en 1941, tras lo cual propuso clasificarlas en base a la presencia de ciertos elementos químicos y a la forma de su curva de luz, es decir, según la evolución de su brillo o luminosidad en el tiempo. Minkowski se basó en la presencia o no del elemento más abundante del universo, el hidrógeno. La primera supernova que observó no tenía hidrógeno y caracterizó a las de tipo I, mientras que las que mostraban hidrógeno fueron clasificadas como de tipo II. Hoy día se mantiene esta clasificación y se han añadido varios subgrupos (figura 3). Gracias a las distintas curvas de luz y sus características correspondientes se pueden describir los distintos tipos de supernova (figura 4).

Para conocer la velocidad a la que se mueve la fuente emisora de luz en relación al receptor se recurre al efecto Doppler de la radiación (figura 5). Probablemente todos lo hemos experimentado en el contexto del sonido: cuando un tren se acerca a nosotros emitiendo el característico pitido de llegada a la estación, apreciamos un sonido agudo —longitud de onda corta— mientras que cuando se aleja, el sonido se percibe como más grave —longitud de onda larga—. Este mismo efecto se produce en el espectro de los objetos astronómicos. Si en el laboratorio, en condición de reposo, las líneas que caracterizan a un elemento químico están en determinadas posiciones —o longitudes de onda—, esas líneas se desplazarán a longitudes de onda mayores o menores dependiendo de que la fuente emisora se aleje o se acerque, respectivamente, a la Tierra. De esta forma es posible determinar la velocidad a la que se mueve el material tras la explosión de una supernova. Tanto las de tipo I como las de tipo II presentan velocidades altísimas, de miles de kilómetros por segundo. Si empleamos unidades que nos resultan más familiares, como kilómetros por hora (km/h), veremos que 10000 km/s, una velocidad típica de las capas en expansión de las supernovas, equivale a 36000000 km/h (36 millones; dado que 1 hora se compone de 3600 segundos). La máxima velocidad alcanzada en fórmula 1 no llega a los 400 km/h, y los aviones supersónicos pueden volar a pocos miles de kilómetros por hora. Como vemos, no solo la energía radiada por las supernovas, que da lugar a su brillo, es enorme, también lo es la energía asociada al movimiento, su energía cinética (1/2 del producto de su masa M por su velocidad V al cuadrado, 1/2 MV²).

DESCUBRIMIENTO Y SEGUIMIENTO DE SUPERNOVAS

Nadie puede predecir cuándo ni dónde aparecerá una supernova. Las primeras supernovas se descubrieron accidentalmente, en muchos casos por aficionados. Luego, la construcción de mejores y mayores telescopios, la fotografía y la espectroscopia impulsaron la astronomía y el conocimiento de estas gigantescas explosiones estelares. La primera fotografía astronómica digital se tomó en 1974; de nuevo, la tecnología hizo posible una revolución. En la década de 1980 se fueron equipando los nuevos telescopios con unos detectores digitales bidimensionales llamados CCD (Charge Coupled Device o dispositivos de carga acoplada), mucho mejores que las placas fotográficas, capaces de aumentar la precisión en la medida del brillo de un objeto en un factor superior a 20. Hoy en día todos estamos familiarizados con ellos, pues los tenemos en nuestras cámaras fotográficas digitales. Sus inventores, los físicos Willard Boyle y George E. Smith, fueron galardonados con el premio Nobel de Física en 2009.

En el año 1990, ante las nuevas posibilidades que se abrían con las cámaras digitales CCD, un grupo de astrónomos inició un proyecto en Chile con el objetivo de descubrir estrellas visitantes de forma sistemática y aumentar así el número de supernovas observadas. Fue un éxito rotundo. En tres años habían detectado y analizado 50 supernovas. El proyecto se llamó Calán&Tololo, haciendo referencia a los dos observatorios implicados, ambos situados en Chile: el de Cerro Calán (del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile) y el Interamericano de Cerro Tololo. La estrategia consistía en observar extensas zonas del cielo, que incluían cientos de galaxias, y repetir las observaciones cada dos semanas. Como se esperan unas dos supernovas por siglo en cada galaxia, observando cientos de galaxias se garantizaba el descubrimiento de varias supernovas. Posteriormente, se restaban las imágenes de todos los objetos con brillo constante, quedando solo aquellos objetos cuyo brillo varía en escalas de tiempo de semanas, como el de las supernovas (ver las curvas de luz en la figura 4). Esta sencilla técnica, que resulta evidente observando las fotografías tomadas por la nave espacial Swift de la NASA de la página contigua, requiere telescopios dedicados a ello a tiempo completo y ha hecho posible la detección de varios cientos de supernovas cada año. Por ejemplo, en 2015 se detectaron más de 850 supernovas. Este es el mismo método de detección que emplearon los dos equipos que descubrieron la aceleración de la expansión del universo.

Una vez identificada una candidata a supernova, se envía un telegrama al Central Bureau for Astronomical Telegrams, el servicio de telegramas astronómicos que opera desde Cambridge, Massachusetts, de la Unión Astronómica Internacional. El telegrama se publica inmediatamente en la web, accesible a la comunidad científica, informando de la posición del objeto y facilitando todos los datos conocidos hasta ese momento. De esta forma, los observatorios interesados y desde los que sea visible la supernova, pueden planificar sus observaciones. Tras el descubrimiento, el primer paso es obtener un espectro, pues ello permite confirmar que se trata realmente de una supernova y saber si es de tipo I o de tipo II. La curva de luz se obtiene realizando observaciones cada noche, empleando distintos filtros diseñados para rangos específicos de longitudes de onda. Lo ideal es cubrir al máximo posible el espectro electromagnético y también es interesante obtener espectros en distintas épocas. Inicialmente, el espectro nos mostrará la composición química de las capas más externas y, conforme la supernova se vaya expandiendo a miles de kilómetros por segundo, haciéndose cada vez más transparente, también la de las capas más profundas.

Detección de la SN2014J (rodeada de un círculo) en la galaxia M82. En la primera imagen se muestra la galaxia antes de la explosión de la supernova. En este caso la supernova no parece muy brillante debido a la presencia de grandes cantidades de polvo, que absorbe la luz, en esta galaxia.

Las observaciones de calidad son fundamentales para contrastar los modelos teóricos y confirmar o descartar las suposiciones realizadas en los mismos. Desde la SN1885 el Observatorio Astronómico de Asiago (Pádova, Italia) mantiene actualizado un registro de supernovas, conocido como el Catálogo de Supernovas de Asiago (accesible en la web). Desde los telescopios en tierra podemos cubrir una parte importante del espectro electromagnético —radio, visible e infrarrojo— pero para las observaciones a longitudes de onda más corta, como el ultravioleta, radiación X y gamma, necesitamos observatorios espaciales. Nuestra atmósfera nos protege, afortunadamente, frente a esas radiaciones tan energéticas y dañinas para la vida.