Imágenes Celestes: N132D, remanente de supernova

El Observatorio Chandra de Rayos-X nos muestra un interesante objeto en la Gran Nube de Magallanes.

N132D, remanente de supernova en la Gran Nebulosa de Magallanes.

N132D es el remanente de una estrella que explotó en la Gran Nube de Magallanes. La imagen de Chandra muestra un remanente altamente estructurado (o caparazón) de gas a 10 millones de grados y que tiene 80 años luz de ancho. Se cree que este remanente tiene unos 3 000 años de edad.

La cantidad de material que compone el remanente equivale a unos 600 Soles, y si su caparazón tuviera su centro en el Sol, rodearía además a más de 50 estrellas cercanas. La Gran Nebulosa de Magallanes, una galaxia compañera de la Vía Láctea, se encuentra a 160 000 años luz de la Tierra, en la dirección de la constelación del Dorado.

La Cámara de Alta Resolución (HRC = High Resolution Camera), una de las dos cámaras de rayos-X a bordo del Observatorio Chandra de Rayos-X de la NASA, fue puesta en foco por primera vez el lunes 10 de agosto de 1999. Su primer objetivo fue LMC X-1, una fuente puntual de rayos-X en la Gran Nube de Magallanes. Después de comprobar el foco con LMC X-1, Chandra observó a N132D, un remanente de supernova en esa galaxia.

Imagen óptica de N132D
Esta imagen óptica muestra gas con una temperatura de algunas decenas de miles de grados, mucho menos que los 10 millones de grados del gas emisor de rayos-X. La similitud de las dos imágenes es sorprendente, pero un examen detallado muestra muchas diferencias. El caparazón óptico no está completo, y se sabe que algunas de las acumulaciones del interior tienen altas concentraciones de oxígeno. Se cree que fueron eyectados durante la explosión, que debió ocurrir hace unos 3 000 años.

“Estas fueron observaciones preliminares de prueba”, enfatizó el Dr. Stephen Murray del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica, investigador principal para la Cámara de Alta Resolución. “Pero estamos muy satisfechos con los resultados. Todo indica que la HRC producirá imágenes de rayos-X de una claridad sin precedentes”.

N132D parece estar chocando con una gigantesca nube molecular, lo que produce el brillo en el borde sur del remanente. Esta nube molecular, visible con los radiotelescopios, tiene la masa de unos 300 000 Soles.

La relativamente débil radiación de rayos-X en la parte superior izquierda muestra que la onda de choque se está expandiendo dentro de una región menos densa en el límite de la nube molecular. Se puede ver un cierto número de pequeñas estructuras circulares en las regiones centrales, así como el indicio de un gran rizo circular en la parte superior del remanente.

Si la forma peculiar del N132D puede ser explicada completamente en términos de estos efectos o si apuntan a una explosión inusualmente cilíndrica, es algo que todavía queda por establecerse

Radio-imagen de N132D
La emisión de radio de N132D se debe a la radiación de sincrotrón proveniente de electrones de alta energía que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz en una trayectoria en espiral por el campo magnético del remanente de supernova. La estructura de radio delinea las regiones donde existen concentraciones de electrones de alta energía y el campo magnético es fuerte. Se espera que esto ocurra cerca de las ondas de choque, lo que explica la similitud entre las imágenes de radio y las de rayos-X. Sin embargo, nótese que la emisión de radio es fuerte en el “agujero” de rayos-X en la parte inferior derecha. Esto podría deberse a una burbuja de electrones de alta energía, o a una región con fuerte campo magnético que haya expulsado el gas caliente.

“La imagen es tan rica en estructura que tomará algún tiempo averiguar lo que realmente está pasando allí”, dijo Murray. “Podrían ser múltiples supernovas, o nubes de absorción en la vecindad de la supernova”.

En muchos sentidos, N132D es similar a una versión más vieja y mucho más grande del remanente de supernova Cas A. Ambos remanentes fueron probablemente producidos por la explosión de una estrella que era de 10 a 20 veces más masiva que nuestro Sol.

N132D contiene unas 50 veces más material que Cas A, y el poder de sus rayos-X es 10 veces mayor. Sin embargo, la temperatura de su gas más caliente es unas 5 veces menor. Esta diferencia se debe probablemente a la mayor edad de N132D y al hecho de que se está expandiendo dentro de un medioambiente más denso que el que rodea a Cas A.

Las capacidades únicas de la HRC provienen tanto de su capacidad fotográfica como del poder de foco de los espejos. Cuando se la utiliza con los espejos de Chandra, la HRC puede lograr imágenes que revelan detalles tan pequeños como de medio arcosegundo. Esto es equivalente a la capacidad de leer un signo de PARE a una distancia de 20 kilómetros.


astroseti