En el centro del remanente de la supernova SN 1987A, a 168 000 años luz de la Tierra, se esconde un objeto que los astrónomos llevan 37 años buscando. Es la supernova más cercana que ha explotado ante los telescopios modernos y la única cuyo remanente compacto aún no se ha podido ver directamente. En 2022, el telescopio James Webb distinguió por primera vez estrechas líneas de argón y azufre provenientes del mismo corazón de la eyección. Estas líneas indicaban que una fuente de energía invisible ioniza el gas, arrancando electrones de los átomos con su radiación. Ahora, con nuevos espectros de alta resolución, los astrónomos han mirado más allá del velo de polvo que oculta ese faro.
El polvo en el material en expansión no es un simple obstáculo, sino el protagonista de esta historia. Absorbe y dispersa la luz, como una niebla densa a través de la cual se abre paso el haz de un faro. Las nuevas observaciones con JWST/NIRSpec y MIRI/MRS, realizadas en los días 13 500 y 13 300 después de la explosión, confirman las estrechas líneas de [Ar VI], [Ar II], [S IV], [S III] y, por primera vez, identifican [Ca V], [Cl II] y posiblemente [Fe II]. Todas las líneas están desplazadas al azul unos −250 km/s y provienen de una región no resuelta al sureste del centro. Este desplazamiento, junto con el corrimiento Doppler, da una velocidad de patada de la estrella de neutrones de 510±55 km/s, 15 veces más rápida que la velocidad de la Tierra alrededor del Sol. En un segundo, una estrella así recorrería la distancia entre Madrid y Barcelona.
Hasta ahora no estaba claro qué objeto compacto se esconde en el centro, si una estrella de neutrones o un agujero negro. El nuevo análisis muestra que ambos modelos de fotoionización, el de una estrella de neutrones en enfriamiento y el de una nebulosa de viento de púlsar, concuerdan con las observaciones, excepto por la línea [Fe II], que está muy subpredicha. El polvo con granos de ~0,3 micras explica las anomalías de las líneas, incluido el corrimiento al rojo de [Ca IV], y la ausencia de muchas líneas predichas en longitudes de onda cortas. Esta es la primera verificación cuantitativa del escenario de dispersión por polvo para explicar las anomalías de las líneas en SN 1987A.
A medida que la eyección se expande, la profundidad óptica del polvo disminuirá como t⁻², revelando nuevas líneas en longitudes de onda cortas. La diferencia entre los modelos de nebulosa de viento de púlsar y estrella de neutrones en enfriamiento se manifestará en la aparición de las líneas [S III] 0,9533 micras, [C I] 0,9827/0,9853 micras y [Si VI] 1,9646 micras. El monitoreo del centro en los próximos años permitirá elegir el escenario correcto. La metodología para tener en cuenta el polvo es aplicable a otros remanentes de supernova, y la patada medida de la estrella de neutrones es importante para los modelos de explosión. El velo de polvo se está disipando gradualmente, y el faro en el corazón de SN 1987A se vuelve cada vez más brillante.
La velocidad de empujón de la estrella de neutrones en SN 1987A (510 km/s) es 15 veces la velocidad de la Tierra alrededor del Sol. En un segundo, esa estrella recorrería la distancia entre Moscú y San Petersburgo.