SN 2025rbs

Esta es la Supernova SN 2025rbs, que fue "descubierta" en julio de 2025.  Se trata de una SN tipo Ia

La explosión tuvo lugar en la galaxia espiral NGC 7331, y dado que la estrella se encontraba cerca del núclo de la galaxia, no fue fácil seguir la evolución fotométrica del evento. No obstante, el Grupo de Observadores de Supernovas estuvo siguiendo el cambio de brillo de la supernova en sus diferentes longitudes de onda; el resultado lo podéis ver pinchando aquí. Para conseguir las curvas que eviencian las diferencias de brillo según la longitud de onda que emite la supernova, se hacen análisis fotométricos con diferentes filtros que recogen en los sensores de las cámaras únicamente un rango aislado de su luz visible.

Como muestra veamos la  imagen que figura a continuación. Los puntos son observaciones de los miembros del grupo OBSN en los diferentes filtros fotométricos Jhonson, es decir, en las diferntes longitudes de onda.

En estas curvas se aprecia una evolución típica de las explosiones de las supernovas tipo Ia y sus diferencias. Esto sucede porque la emisión de luz de la supernova no es igual en todas las longitudes de onda, y cada filtro fotométrico (B, V, R, I) está diseñado para medir la intensidad de la luz en un rango de longitud de onda diferente.

La Naturaleza de la Luz de la Supernova

La curva de luz de una supernova Tipo Ia, como SN2025rbs, muestra cómo su brillo cambia con el tiempo. El hecho de que las curvas sean diferentes para los filtros B, V, R e I se debe a la evolución de la temperatura y la composición del material en expansión de la supernova a lo largo del tiempo.

• Filtros Fotométricos:

  • B (Azul): Mide la luz principalmente en la parte azul del espectro (longitudes de onda más cortas).

  • V (Visual/Verde): Mide la luz cerca del máximo de sensibilidad del ojo humano (longitudes de onda medias).

  • R (Rojo): Mide la luz en la parte roja del espectro (longitudes de onda más largas).

  • I (Infrarrojo Cercano): Mide la luz en el infrarrojo cercano (las longitudes de onda más largas de este grupo).

Efectos de la Temperatura y el Color

La temperatura de la fotosfera de la supernova juega un papel crucial:

• Alcanza su brillo máximo: Inicialmente, la supernova está muy caliente. Los objetos más calientes emiten la mayor parte de su energía en longitudes de onda más cortas, más energéticas (como el filtro B). Por lo tanto, la curva de luz en el filtro B puede alcanzar su pico antes o mostrar una caída más rápida que las de los filtros de longitudes de onda más largas.

• Se enfría con el tiempo: A medida que la supernova se expande, la temperatura superficial desciende. Un objeto más frío emite relativamente más luz en longitudes de onda más largas (como los filtros R e I). Esto puede hacer que la curva de luz en los filtros R e I tenga un pico ligeramente posterior o que decaiga más lentamente.

En esencia, las diferentes curvas de luz en B, V, R e I reflejan el cambio de color de la supernova a medida que evoluciona: comienza más azul (más emisión en B) y se vuelve progresivamente más roja (más emisión en R e I) con el tiempo.

Este fenómeno es fundamental para la astronomía, ya que la diferencia en el brillo entre, por ejemplo, los filtros B y V (la magnitud B-V) proporciona información sobre la temperatura y la extinción (polvo que atenúa la luz) de la supernova.

Si nos fijamos en las curvas de las longitudes menos energéticas, especialmente la del filtro I, que corresponde al infrarrojo cercano hace una especie de valle tras una primer bajada del brillo, para luego subir de nuevo y volver a bajar como el resto de longitudes. Estas son las etapas de esta evolución:

Mínimo Intermedio (La Bajada) 

Al enfriarse la envoltura, los iones de Hierro (Fe^3+ y Fe^2+) recombinan (capturan electrones) y aumentan drásticamente su opacidad en la región del visible y el infrarrojo cercano. Esta "absorción transitoria" bloquea el flujo de luz que viene del interior, causando una caída de brillo específica en la banda I. 

Segundo Máximo (La Subida) 

El proceso de recombinación e ionización se propaga hacia las capas más profundas. La fuente de energía (56Co) sigue calentando el material interno. El frente de opacidad se mueve y, al mismo tiempo, el calentamiento de las capas internas comienza a dominar la emisión en longitudes de onda más largas. La radiación infrarroja (I) puede escapar más eficientemente de las capas internas que se están calentando, llevando a un nuevo aumento de brillo. 

Declive Final (Vuelve a Bajar)

Después del segundo pico, la luminosidad comienza un declive constante (la segunda bajada). Este declive es impulsado principalmente por la tasa de decaimiento del Cobalto-56 (56Co), ya que el Hierro-56 (56Fe) es el producto final estable. En esta etapa, el material se ha vuelto lo suficientemente transparente para que la luz del núcleo escape sin ser absorbida.

En resumen, el doble pico en la banda I es una "huella dactilar" de la recombinación transitoria de los iones de hierro en la eyección de la supernova Tipo Ia.