Una supernova pulsacional por inestabilidad de pares es un evento impostor de supernova que generalmente ocurre en estrellas de alrededor de 100 a 130 masas solares ( M ☉ ), a diferencia de una supernova típica por inestabilidad de pares que ocurre en estrellas de 130 a 250 M ☉ . Al igual que las supernovas por inestabilidad de pares, las supernovas pulsacionales por inestabilidad de pares son causadas por el drenaje de la energía de una estrella en la producción de pares electrón - positrón pero, mientras que una supernova por inestabilidad de pares desbarata completamente la estrella en una supernova masiva, la erupción pulsacional por inestabilidad de pares de la estrella arroja 10–25 M ☉ . Esto generalmente la encoge a una masa de menos de 100 M ☉ , demasiado pequeña para la creación de pares electrón-positrón, donde luego experimenta una supernova o hipernova de colapso de núcleo . Es posible que esto sea lo que ocurrió durante la erupción de 1843 de la estrella primaria del sistema estelar Eta Carinae , aunque no hay evidencia sustancial que lo respalde.
Los rayos gamma térmicos en los núcleos de estrellas de menos de 100 M☉ no son lo suficientemente energéticos como para producir pares electrón-positrón. Algunas de estas estrellas se convertirán en supernovas al final de sus vidas, pero los mecanismos causales no están relacionados con la inestabilidad de los pares.
En estrellas de 100–130 M☉ , puede producirse una supernova de inestabilidad de pares pulsatorios. Las estrellas como esta son lo suficientemente masivas como para que los rayos gamma sean lo suficientemente energéticos como para producir pares electrón-positrón, pero generalmente no es suficiente para hacer estallar por completo la estrella. El núcleo que quema carbono se comprime y se calienta a medida que los pares electrón-positrón eliminan la presión de los fotones que salen, hasta que el oxígeno almacenado en el núcleo se enciende de repente en una reacción térmica descontrolada que ejerce un pulso hacia afuera y luego se estabiliza. Como resultado, el resultado probable será una supernova de inestabilidad de pares pulsatorios, en la que la estrella expulsará una gran cantidad de su masa, lo que generalmente la llevará por debajo de los 100 M☉ , donde típicamente experimentará una supernova de colapso de núcleo normal. [2][1]
Las estrellas por encima de 130 M ☉ tendrán suficiente masa para crear pares de electrones y positrones; en estas estrellas habrá una mayor producción de pares que en estrellas menores de 130 M ☉ . Las estrellas de 130 a 150 M ☉ a menudo experimentarán supernovas de inestabilidad de pares pulsacionales y potencialmente experimentarán más de una pulsación para llevar su masa por debajo de 100 M ☉ aunque potencialmente pueden convertirse en supernovas completas. Las estrellas por encima de 150 M ☉ generalmente producirán niveles mucho mayores de pares electrón-positrón y generalmente producirán más de lo requerido de una supernova de inestabilidad de pares pulsacionales. La estrella se calentará más que en las estrellas de 100–130 M ☉ y la reacción de descontrol térmico cuando se encienda el combustible de oxígeno será mucho mayor. Como resultado, la mayoría de las estrellas por encima de 150 M ☉ experimentarán una supernova de inestabilidad de pares completa [2][1] .
La luz en equilibrio térmico tiene un espectro de cuerpo negro con una densidad de energía proporcional a la cuarta potencia de la temperatura (de ahí la ley de Stefan-Boltzmann ). La longitud de onda de emisión máxima de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura. Es decir, la frecuencia y la energía de la mayor población de fotones de radiación de cuerpo negro es directamente proporcional a la temperatura y alcanza el rango de energía de los rayos gamma a temperaturas superiores a3 × 10 8 K.
En las estrellas muy grandes y calientes, la presión de los rayos gamma en el núcleo estelar mantiene las capas superiores de la estrella en pie contra la atracción gravitatoria del núcleo. Si la densidad energética de los rayos gamma se reduce de repente, las capas externas de la estrella colapsarán hacia dentro. El repentino calentamiento y la compresión del núcleo generan rayos gamma con la energía suficiente para convertirse en una avalancha de pares electrón-positrón, lo que reduce aún más la presión. Cuando el colapso se detiene, los positrones encuentran electrones y la presión de los rayos gamma aumenta de nuevo.
Los rayos gamma con suficiente energía pueden interactuar con los núcleos, los electrones o entre sí para producir pares electrón-positrón, y los pares electrón-positrón pueden aniquilarse, produciendo rayos gamma. Según la ecuación de Einstein E = mc2 , los rayos gamma deben tener más energía que la masa de los pares electrón-positrón para producir estos pares.
En las altas densidades del núcleo estelar, la producción y aniquilación de pares ocurre rápidamente, lo que mantiene los rayos gamma, los electrones y los positrones en equilibrio térmico. Cuanto más alta es la temperatura, mayores son las energías de los rayos gamma y mayor la cantidad de energía transferida.
A medida que aumentan las temperaturas y las energías de los rayos gamma, se absorbe cada vez más energía de rayos gamma en la creación de pares electrón-positrón. Esta reducción en la densidad de energía de los rayos gamma reduce la presión de radiación que sustenta las capas externas de la estrella. La estrella se contrae, comprimiendo y calentando el núcleo, aumentando así la proporción de energía absorbida por la creación de pares. No obstante, la presión aumenta, pero en un colapso por inestabilidad de pares, el aumento de la presión no es suficiente para resistir el aumento de las fuerzas gravitacionales a medida que la estrella se vuelve más densa.
Las supernovas pulsacionales de inestabilidad de pares son probablemente los eventos de inestabilidad de pares más comunes y probablemente sean causas comunes de eventos de supernovas impostoras. Dependiendo de la naturaleza de la estrella progenitora, pueden tomar la apariencia de una supernova de tipo II, tipo Ib o tipo Ic. [2] . Al igual que las supernovas de inestabilidad de pares a gran escala, las supernovas pulsacionales de inestabilidad de pares son muy brillantes y duran muchos meses más que una supernova típica de tipo II o tipo I.
Entre los posibles ejemplos de supernovas pulsacionales de inestabilidad de pares se incluyen la erupción de Eta Carinae A en 1843 y, posiblemente, la SN 1000+0216 , que podría haber sido una supernova pulsacional de inestabilidad de pares o una supernova de inestabilidad de pares. Se cree que los eventos similares a las supernovas de 1961, SN 1961V y SN 2010dn, son los posibles impostores de supernovas que involucran LBV masivas ( variables luminosas azules ) y podrían haber sido pulsaciones de inestabilidad de pares, al igual que los eventos repetitivos en iPTF14hls . [1] [2]