ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Cristina Jiménez, 28 de enero de 2026.

Para empezar, quiero haceros tres preguntas: ¿qué es una supernova de tipo Ia?, ¿por qué importa su entorno? y ¿cómo lo estudiamos? En esta charla intentaré explicaros todo esto.

Cuando miramos el firmamento vemos puntitos brillantes, estrellas, y podemos preguntarnos si siempre las veremos iguales. La respuesta es que no, que las estrellas también nacen, viven y mueren, igual que los seres vivos. En esta imagen (figura 1) os presento, de forma esquemática, el ciclo vital de las estrellas: las estrellas nacen a partir de nubes de gas y polvo que se calientan, se condensan y forman una protoestrella.

Figura 1. Ciclo de vida de las estrellas.

A partir de aquí, según tengan más o menos masa, las estrellas siguen dos caminos diferentes. Si son estrellas de baja masa, como por ejemplo nuestro Sol, evolucionarán hacia una gigante roja, después expulsarán sus gases externos y acabarán formando una nebulosa planetaria con una enana blanca en el centro: una estrella muy pequeña, muy caliente y muy densa. La enana blanca será una de las protagonistas de las supernovas Ia.

Por otro lado, podemos tener estrellas de mayor masa. Estas también evolucionan y se convierten en supergigantes rojas. Llega un momento en que su núcleo colapsa y explotan en forma de supernova de tipo II (o supernova de colapso del núcleo). Dependiendo de su masa se convertirán en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Pero las estrellas tienen un entorno, no viven solas, y aquí es donde la cosa se complica un poco más.

Según el diccionario, una supernova es una estrella que al final de su vida explota. Lo que también nos dice esta definición es que aumenta mucho su luminosidad. Estrellas que generalmente no se veían en el cielo nocturno, de repente se hacen visibles.

¿Cómo se clasifican? Lo que usamos para clasificar las supernovas son sus espectros (figura 2). Hay dos grandes tipos de supernovas: las de tipo I y las de tipo II. Mientras que las primeras no tienen líneas de hidrógeno, las segundas sí. Y las de tipo I también se pueden dividir en dos grandes grupos según tengan líneas de silicio o no. Si presentan estas líneas son de tipo Ia, mientras que si no las presentan pueden ser de tipo Ib o Ic, según tengan líneas de helio o no.

Figura 2. Clasificación de las supernovas

Las supernovas que nos interesan ahora son las de tipo Ia, ya que su naturaleza es totalmente diferente de las otras. No son supernovas de colapso del núcleo, sino supernovas termonucleares.

La gracia de las supernovas de tipo Ia es que no pueden producirse con una sola estrella. Aquí se necesita, como mínimo, una enana blanca. Puede ser una enana blanca con otra estrella, pueden ser dos enanas blancas, o incluso tres en casos más complejos. Lo más habitual es tener una estrella grande muy cercana a una enana blanca. Como están muy cerca, la gravitación hace que interactúen: una estrella roba masa a la otra. Esta transferencia de masa continúa hasta que la enana blanca alcanza una masa lo suficientemente grande como para dejar de ser estable, y entonces explota.

Una de las cosas que caracteriza a las supernovas de tipo Ia, y que es especialmente interesante, es que son candelas estándar. Imaginemos que tenemos dos bombillas exactamente iguales: una la ponemos al final de un pasillo y la otra más cerca. Evidentemente, la que tenemos cerca la veremos mucho más brillante que la que está más lejos, no porque sea diferente, sino simplemente porque está más lejos y, por lo tanto, la vemos más tenue. Esto es exactamente lo que pasa con las supernovas de tipo Ia. Siempre brillan de la misma manera, pero como pueden estar más cerca o más lejos, no las veremos todas con la misma brillantez aparente. La distancia hace que las veamos diferentes. La gracia es que, como sabemos que brillan igual, las podemos usar para medir distancias. Si se sabe que tienen la misma luminosidad intrínseca pero una de ellas se ve más tenue, querrá decir que está más lejos.

Lo que hacemos es obtener una imagen de una galaxia donde hay una supernova. Medimos su luminosidad a lo largo de los días, aplicamos una serie de correcciones —porque no es tan directo como parece— y obtenemos una curva como esta (figura 3).

Figura 3. Curva de luz de una supernova

Este método de cálculo de distancias, a diferencia de otros métodos como la paralaje u otros métodos geométricos, se puede aplicar a distancias muy grandes y nos permite llegar mucho más lejos y medir distancias de manera muy precisa.

Ahora bien, todo esto que os he explicado sería el mundo ideal. Como ya he dicho, las estrellas no viven solas, sino que viven en galaxias. Las galaxias tienen nubes de polvo, tienen interacciones, e incluso pueden tener un agujero negro en el centro. Entonces ocurre que aplicamos la teoría, medimos la luminosidad, intentamos ajustar la curva… y no es perfecto, porque, como hemos dicho, el entorno importa.

Este es el problema: si intentamos usar la estandarización sin tener en cuenta los efectos del entorno, los cálculos no son exactos. Esto hace que no solo no podamos medir distancias de manera precisa, sino que tampoco podamos, por ejemplo, predecir correctamente el ritmo de expansión del universo, que, por cierto, es uno de los grandes problemas de la cosmología actual.

Hay diferentes vertientes que intentan explicar estas incertidumbres. Se cree que una parte del problema tiene que ver con la estadística aplicada a estas medidas: cómo se hacen, si se hacen correctamente, si los instrumentos están bien calibrados… pero también hay una parte muy importante relacionada con el entorno. Si este entorno altera la medida, no obtenemos la estandarización perfecta que necesitamos para hacer una cosmología realmente precisa.

Uno de los grandes problemas es que no podemos estudiar una supernova como si fuera algo aislado. Hasta hace relativamente pocos años, las supernovas se estudiaban de manera individual: se medía la supernova y se describían sus propiedades. En algunos casos, por limitaciones instrumentales, incluso se tomaban medidas de la galaxia como si fueran medidas de la supernova. Esto es muy problemático, porque al final no todas las galaxias son iguales. No tienen las mismas poblaciones estelares ni los mismos entornos, y las supernovas no se producen todas en las mismas condiciones. Todo esto introduce muchas variables que no controlamos y que perjudican de manera significativa estas observaciones.

Como se puede ver en la siguiente imagen (figura 4), hay galaxias muy diferentes entre sí. Y no solo por sus formas, sino también porque tienen diferentes poblaciones estelares, más o menos nebulosas, e incluso diferente distribución de la materia oscura.

Figura 4. Diferentes tipos de galaxias

Todo esto complica mucho la medida, porque cuando observamos una supernova, no solo estamos captando luz de la propia supernova, sino también de todo lo que hay delante en su propia galaxia. Es como si miráramos a través de un vidrio borroso y no translúcido: lo veríamos todo distorsionado.

El estudio de las supernovas se basa en captar su luz, pero sobre todo en obtener sus espectros. En un espectro se dispersa la luz: tenemos un haz de luz blanca, ponemos un vidrio con una rendija y esta luz se separa en las diferentes longitudes de onda. Y no solo se puede hacer en luz visible, sino que también se puede hacer en otras longitudes de onda. En nuestro caso, principalmente trabajamos en el óptico, el ultravioleta y el infrarrojo, pero en otros ámbitos de la astronomía también se hace espectroscopía de rayos X o de rayos gamma.

Antes de tener técnicas más refinadas, cuando hacíamos el espectro de una supernova también recogíamos mucha luz de la propia galaxia: otras estrellas, gas, polvo, agujero negro central… Hoy en día disponemos de una técnica mucho más precisa que se llama espectroscopía de campo integral (figura 5).

Figura 5. Espectroscopía de campo integral

Normalmente, cuando obtenemos una imagen con un telescopio, ponemos un filtro a una longitud de onda determinada y observamos en esa longitud de onda. Ahora, con esta técnica, en lugar de tener un solo filtro, tenemos un rango muy amplio de longitudes de onda. Esto quiere decir que podemos conocer la distribución energética no solo en una longitud de onda, sino en todas a la vez. Literalmente, tenemos un cubo de datos.

La gracia de todo esto es que ya no estamos poniendo una rendija en un solo punto, sino que tenemos información extendida de toda la galaxia. Esto nos permite discernir mucho mejor el entorno exacto donde se encuentra la supernova. Podemos observar una región concreta en lugar de mezclarlo todo en un solo punto. Todo esto nos da información sobre la distribución espacial y energética del entorno, y es, en cierto modo, lo mejor de dos mundos: la fotometría y la espectroscopía juntas.

De este modo tenemos el cubo de datos de toda la galaxia, y esto nos permite estudiar con mucho detalle no solo la supernova, sino toda la galaxia. Además, lo podemos comparar con estudios anteriores, cuando las medidas se hacían integrando la luz de toda la galaxia. También podemos ver si hay diferencias a escala local, es decir, si las supernovas tienden a ubicarse en lugares concretos dentro de las galaxias, o bien si las propiedades que observamos son intrínsecas de la galaxia en su conjunto.

También hay que tener en cuenta que dentro de una misma galaxia podemos encontrar poblaciones muy diversas, lo que nos puede dar pistas sobre qué tipo de poblaciones favorecen estas explosiones: si tienen lugar en regiones con estrellas más jóvenes o más viejas, más masivas o menos masivas. Al final, todo está correlacionado.

En la práctica se toma la luz de toda la galaxia y se integra toda ella: se colapsa el cubo, se suman todos los píxeles y se hace una integral de toda esta información. Después se hace exactamente lo mismo con la región local donde se encuentra la supernova. En ambos casos, el resultado es un espectro integrado, como el que os muestro de ejemplo (figura 6).

Figura 6. Espectro integrado de una galaxia

A partir de este espectro queremos extraer las propiedades físicas: la masa de la galaxia, las edades de sus poblaciones, las temperaturas, y muchas otras cosas. Hay muchas maneras de hacerlo, algunas más sofisticadas que otras. Nosotros usamos un método llamado síntesis de poblaciones estelares. La idea es la siguiente: tenemos una biblioteca con muchos espectros de estrellas diferentes, de edades diferentes y con composiciones químicas diferentes. El código intenta ajustar una combinación de estos espectros para reproducir el espectro observado. El resultado de este ajuste es la línea roja que veis (figura 6).

Esta línea roja representa la contribución de las estrellas al espectro total. Pero una galaxia no está formada solo por estrellas: también hay gas. Para obtener el espectro del gas, al espectro de toda la galaxia le restamos el espectro de las estrellas. Y con este espectro del gas podemos estudiar muchas propiedades químicas de la galaxia, o mejor dicho, del entorno donde explota la supernova. Una de las cosas que analizamos es la línea de H-alfa y las dos líneas de nitrógeno.

Hoy en día hay otros métodos más avanzados para hacer esto mismo: métodos bayesianos, e incluso hay gente que intenta desarrollar técnicas de inteligencia artificial para caracterizar este tipo de datos. Los métodos bayesianos están bastante desarrollados, pero todavía no disponemos de códigos de síntesis estelar lo suficientemente potentes como para depender exclusivamente de la inteligencia artificial. Es decir, podemos entrenar modelos para que reproduzcan lo que hacen estos códigos, pero aún no existe un sistema completamente automático.

Como os decía, todo este proceso lo hacemos por duplicado, porque lo que nos interesa es comparar los resultados globales de la galaxia con los del entorno local de la supernova. La calidad de la medida la caracterizamos con una propiedad que se llama relación señal-ruido. Lo que a nosotros nos interesa es la señal, es decir, la luz propia de la galaxia, pero siempre hay un fondo que no es información del objeto que queremos estudiar, pero que tampoco es cero. Tiene un cierto valor, más alto o más bajo, dependiendo de la calidad de la medida. Por suerte, cuando trabajamos con galaxias relativamente cercanas, es razonable esperar que las líneas espectrales sean mucho más claras cuando estamos integrando la luz de toda la galaxia que cuando solo analizamos una pequeña región.

Parte de nuestro trabajo consiste en pasar muchas más noches despiertos de las que querríamos. Es cierto que hoy en día, y especialmente en el estudio de supernovas, hay muchos telescopios automatizados que hacen un escaneo del cielo buscando posibles candidatos a supernovas u otros eventos transitorios. Estos sistemas detectan candidatos, y después nosotros —o herramientas de inteligencia artificial— evaluamos si son interesantes o no, y decidimos si hay que observarlos con más detalle. Actualmente, muchos telescopios permiten observar en remoto. Desde tu casa puedes estar conectado al ordenador de un telescopio que se encuentra en la otra punta del mundo, cosa que hace unos años era impensable.

Otra parte importante de mi trabajo es presentar los resultados, como lo que estoy haciendo ahora aquí. Pero todavía no os he presentado los resultados finales de mi estudio. La verdad es que hay varios estudios con resultados bastante inconclusos sobre este tema, pero una cosa sí que está clara: las supernovas de tipo Ia no se producen en cualquier tipo de galaxia ni en cualquier lugar dentro de una galaxia.

Una de las cosas más interesantes que hemos encontrado es que, cuando la supernova explota, los gases se expanden a velocidades muy elevadas. Hemos observado que las supernovas con velocidades más altas tienden a producirse en galaxias más masivas y más rojas. Además, estas galaxias suelen tener una metalicidad más alta.

Básicamente, mi tesis se ha centrado en hacer un análisis global, desarrollar todas estas herramientas y aplicarlas a diferentes estudios para entender mejor el papel del entorno en las supernovas de tipo Ia. En otro estudio, por ejemplo, hemos analizado otros aspectos, como las galaxias en general, usando las mismas herramientas. La gracia de estas técnicas es que permiten estudiar muchísimas cosas diferentes.

Coloquio

Cuando explota una supernova, ¿la velocidad de expansión de los gases puede llegar a velocidades relativistas?
En el tipo de supernovas que yo estudio, no. Estamos hablando de velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo.

Antes de que explote una supernova, ¿ya tenéis hecho el análisis de esa misma galaxia? Porque supongo que el entorno importa, pero al mismo tiempo la supernova también cambia el entorno.
Es un tema complejo, sí. Ha habido casos en los que, por lo que sea, ya se había estudiado la galaxia y se han podido obtener medidas de antes y después de la explosión. Pero observar los progenitores es terriblemente difícil. Hay casos muy puntuales en los que se ha podido hacer porque había imágenes históricas del Hubble y, posteriormente, se ha podido reproducir la misma observación con el James Webb. En la mayoría de los casos, sin embargo, ni siquiera se encuentra el progenitor.

Como no se sabe cuándo explotará una supernova, a nivel observacional, cuando de repente explota una, ¿cómo hacéis para observarla? No me imagino cómo se puede mapear el cielo.
Hoy en día tenemos telescopios que se dedican literalmente a mapear el cielo. Evidentemente, no puedes mapear todo el cielo las 24 horas del día de manera continua, pero combinando telescopios de los dos hemisferios se puede hacer un seguimiento con una cadencia bastante elevada. Los datos que se generan pasan por algoritmos de inteligencia artificial que detectan posibles candidatos a supernova y asignan una probabilidad de que realmente lo sean. Como se trabaja en grandes colaboraciones, lo que se hace es revisar estos candidatos y decidir si pueden ser interesantes o no.