La última supernova observada directamente en la Vía Láctea fue la Supernova de Kepler en 1604, que apareció poco después de la Supernova de Tycho en 1572, ambas visibles a simple vista . Se han encontrado restos de supernovas más recientes, y las observaciones de supernovas en otras galaxias sugieren que ocurren en la Vía Láctea en promedio unas tres veces por siglo. Es casi seguro que una supernova en la Vía Láctea sería observable a través de telescopios astronómicos modernos. La supernova más reciente a simple vista fue SN 1987A , que fue la explosión de una estrella supergigante azul en la Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de la Vía Láctea.
Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas se desencadenan por uno de dos mecanismos básicos: el repentino reencendido de la fusión nuclear en una enana blanca , o el repentino colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva .
En el reencendido de una enana blanca, la temperatura del objeto aumenta lo suficiente como para desencadenar una fusión nuclear descontrolada , alterando por completo la estrella. Las posibles causas son una acumulación de material de un compañero binario a través de acreción o por una fusión estelar .
En el caso de la implosión repentina de una estrella masiva, el núcleo de una estrella masiva sufrirá un colapso repentino una vez que sea incapaz de producir suficiente energía a partir de la fusión para contrarrestar la propia gravedad de la estrella, lo que debe suceder una vez que la estrella comience a fusionar hierro , pero puede suceder. durante una etapa anterior de la fusión de metales .
Las supernovas pueden expulsar varias masas solares de material a velocidades de hasta varios por ciento de la velocidad de la luz . Esto impulsa una onda de choque en expansión hacia el medio interestelar circundante , barriendo una capa de gas y polvo en expansión observada como un remanente de supernova. Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio . Las ondas de choque en expansión de las supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas . Las supernovas son una fuente importante de rayos cósmicos . También podrían producir ondas gravitacionales , aunque hasta ahora sólo se han detectado ondas gravitacionales en las fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones.
Etimología
La palabra supernova tiene la forma plural supernovae ( /- v iː / ) o supernovas y a menudo se abrevia como SN o SNe. Se deriva de la palabra latina nova , que significa " nueva " , y se refiere a lo que parece ser una nueva estrella brillante temporal. Agregar el prefijo "super-" distingue las supernovas de las novas ordinarias, que son mucho menos luminosas. La palabra supernova fue acuñada por Walter Baade y Fritz Zwicky , quienes comenzaron a usarla en conferencias de astrofísica en 1931. [1] [2] Su primer uso en un artículo de revista se produjo el año siguiente en una publicación de Knut Lundmark , quien pudo haber acuñado ello de forma independiente. [2] [3]
Historial de observación
En comparación con toda la historia de una estrella, la aparición visual de una supernova es muy breve, a veces abarca varios meses, por lo que las posibilidades de observar una a simple vista son aproximadamente una vez en la vida. Sólo una pequeña fracción de los 100 mil millones de estrellas en una galaxia típica tiene la capacidad de convertirse en una supernova, capacidad restringida a aquellas que tienen una gran masa y aquellas que se encuentran en tipos raros de sistemas estelares binarios con al menos una enana blanca . [4]
Primeros descubrimientos
La supernova más antigua posible registrada, conocida como HB9, probablemente fue vista por un pueblo prehistórico desconocido del subcontinente indio y registrada en un grabado rupestre, que desde entonces se ha encontrado en la región de Burzahama en Cachemira y que data de4500 ± 1000 a.C. _ [5] Posteriormente, SN 185 fue documentado por astrónomos chinos en el año 185 d.C. La supernova más brillante registrada fue SN 1006 , que ocurrió en el año 1006 d.C. en la constelación de Lupus . Este evento fue descrito por observadores en China, Japón, Irak, Egipto y Europa. [6] [7] [8] La supernova SN 1054 , ampliamente observada, produjo la Nebulosa del Cangrejo . [9]
Las supernovas SN 1572 y SN 1604 , las últimas supernovas de la Vía Láctea observadas a simple vista, tuvieron una influencia notable en el desarrollo de la astronomía en Europa porque se utilizaron para argumentar contra la idea aristotélica de que el universo más allá de la Luna y los planetas era estático e inmutable. [10] Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su punto máximo el 17 de octubre de 1604, y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que desapareció de la vista a simple vista un año después. [11] Fue la segunda supernova observada en una generación, después de que Tycho Brahe observara SN 1572 en Casiopea . [12]
Existe cierta evidencia de que la supernova galáctica más joven, G1.9+0.3 , ocurrió a finales del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Casiopea A , de alrededor de 1680. [13] Ninguna supernova fue observada en ese momento. En el caso de G1.9+0.3, la alta extinción por polvo a lo largo del plano de la Vía Láctea podría haber atenuado el evento lo suficiente como para que pasara desapercibido. La situación de Casiopea A es menos clara; Se han detectado ecos de luz infrarroja que muestran que no se encontraba en una región de extinción especialmente alta. [14]
Hallazgos del telescopio
Con el desarrollo del telescopio astronómico , se hizo posible la observación y el descubrimiento de supernovas más débiles y distantes. La primera observación de este tipo fue de SN 1885A en la galaxia de Andrómeda . Una segunda supernova, SN 1895B , fue descubierta en NGC 5253 una década después. [23] Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se realizaron durante la década de 1920. Estas fueron llamadas "novas de clase alta", "hauptnovas" o "novas gigantes". [24] Se cree que el nombre "supernovas" fue acuñado por Walter Baade y Zwicky en conferencias en Caltech en 1931. Fue utilizado, como "supernovas", en un artículo publicado por Knut Lundmark en 1933, [25 ] y en un artículo de 1934 de Baade y Zwicky. [26] En 1938, el guión ya no se usaba y se usaba el nombre moderno. [27]
Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el esquema moderno de clasificación de supernovas a partir de 1941. [28] Durante la década de 1960, los astrónomos descubrieron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como velas estándar , y por lo tanto como indicadores de distancias astronómicas. [29] Algunas de las supernovas más distantes observadas en 2003 parecían más tenues de lo esperado. Esto apoya la opinión de que la expansión del universo se está acelerando . [30] Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de su observación. La fecha del evento de supernova Cassiopeia A se determinó a partir de ecos de luz de las nebulosas , [31] mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura [32] y las emisiones de rayos gamma de la desintegración radiactiva del titanio. -44 . [33]
Supernova de 2015 en el cúmulo de galaxias RXC J0949.8+1707. En 2011, se observaron dos supernovas en la misma galaxia espiral enfrentadas. [34]
La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh , a una distancia de 3,82 gigaaños luz . Se detectó por primera vez en junio de 2015 y alcanzó un máximo de 570 mil millones de L ☉ , que es el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. [35] La naturaleza de esta supernova es objeto de debate y se han sugerido varias explicaciones alternativas, como la alteración de las mareas de una estrella por un agujero negro. [36]
SN 2013fs fue registrado tres horas después del evento de supernova el 6 de octubre de 2013, por la Intermediate Palomar Transient Factory . Esta es una de las supernovas más tempranas captadas después de la detonación, y es la más temprana de la que se han obtenido espectros, comenzando seis horas después de la explosión real. La estrella está situada en una galaxia espiral denominada NGC 7610 , a 160 millones de años luz de distancia, en la constelación de Pegaso. [37] [38]
La supernova SN 2016gkg fue detectada por el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario , Argentina, el 20 de septiembre de 2016. [39] [40] Era la primera vez que se observaba la "ruptura de choque" inicial de una supernova óptica. [39] La estrella progenitora ha sido identificada en imágenes del Telescopio Espacial Hubble anteriores a su colapso. El astrónomo Alex Filippenko señaló: "Las observaciones de las estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar proporcionan información que no se puede obtener directamente de ninguna otra manera". [39]
Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, que ocurren aproximadamente tres veces por siglo en la Vía Láctea, [41] obtener una buena muestra de supernovas para estudiar requiere un monitoreo regular de muchas galaxias. Hoy en día, los astrónomos aficionados y profesionales encuentran varios cientos cada año, algunos cerca del brillo máximo, otros en fotografías o placas astronómicas antiguas. Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con ninguna precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en marcha. [42] Para utilizar supernovas como velas estándar para medir distancias, se requiere la observación de su luminosidad máxima. Por tanto, es importante descubrirlos mucho antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados , que superan en número a los astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en la búsqueda de supernovas, normalmente observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores. [43]
Hacia finales del siglo XX, los astrónomos recurrieron cada vez más a telescopios controlados por computadora y CCD para cazar supernovas. Si bien estos sistemas son populares entre los aficionados, también existen instalaciones profesionales como el Telescopio Automático de Imágenes Katzman . [44] El proyecto Sistema de alerta temprana de supernovas (SNEWS) utiliza una red de detectores de neutrinos para alertar tempranamente de una supernova en la Vía Láctea. [45] [46] Los neutrinos son partículas subatómicas producidas en grandes cantidades por una supernova y no son absorbidas significativamente por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico. [47]
"Una estrella a punto de explotar", la nebulosa SBW1 rodea a una enorme supergigante azul en la Nebulosa Carina .
Las búsquedas de supernovas se dividen en dos clases: las que se centran en eventos relativamente cercanos y las que miran más lejos. Debido a la expansión del universo , la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido se puede estimar midiendo su desplazamiento Doppler (o corrimiento al rojo ); en promedio, los objetos más distantes retroceden con mayor velocidad que los cercanos y, por lo tanto, tienen un mayor corrimiento al rojo. Por lo tanto, la búsqueda se divide entre alto corrimiento al rojo y bajo corrimiento al rojo, con el límite cayendo alrededor de un rango de corrimiento al rojo de z = 0,1–0,3, donde z es una medida adimensional del desplazamiento de frecuencia del espectro. [48]
Las búsquedas de supernovas con alto desplazamiento al rojo suelen implicar la observación de curvas de luz de supernova. Son útiles para velas estándar o calibradas para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. La espectroscopia de supernovas, utilizada para estudiar la física y los entornos de las supernovas, es más práctica con un corrimiento al rojo bajo que con un corrimiento al rojo alto. [49] [50] Las observaciones de bajo corrimiento al rojo también anclan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble , que es un gráfico de distancia versus corrimiento al rojo para galaxias visibles. [51] [52]
A medida que los programas de estudio aumentan rápidamente el número de supernovas detectadas, se han recopilado colecciones de observaciones (curvas de decaimiento de la luz, astrometría, observaciones previas a las supernovas, espectroscopia). El conjunto de datos Pantheon, recopilado en 2018, detalla 1048 supernovas. [53] En 2021, este conjunto de datos se amplió a 1701 curvas de luz para 1550 supernovas tomadas de 18 estudios diferentes, un aumento del 50% en menos de 3 años. [54]
Los descubrimientos de supernovas se informan a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional , que envía una circular con el nombre que asigna a esa supernova. [55] El nombre se forma a partir del prefijo SN , seguido del año del descubrimiento, con el sufijo de una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año se designan con letra mayúscula de la A a la Z. A continuación, se utilizan pares de letras minúsculas: aa , ab , etc. Así, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova reportada en el año 2003. [56] La última supernova de 2005, SN 2005nc, fue la número 367 (14 × 26 + 3 = 367). Desde el año 2000, los astrónomos profesionales y aficionados han encontrado varios cientos de supernovas cada año (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009; 231 en 2013). [57] [58]
Las supernovas históricas se conocen simplemente por el año en que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (llamada Nova de Tycho ) y SN 1604 ( Estrella de Kepler ). [59] Desde 1885 se ha utilizado la notación de letras adicionales, incluso si solo se descubrió una supernova ese año (por ejemplo, SN 1885A, SN 1907A, etc.); esto último sucedió con SN 1947A. SN , de SuperNova, es un prefijo estándar. Hasta 1987, rara vez se necesitaban designaciones de dos letras; Desde 1988, se necesitan todos los años. Desde 2016, el creciente número de descubrimientos ha llevado periódicamente al uso adicional de designaciones de tres letras. [60] Después de zz viene aaa, luego aab, aac, etc. Por ejemplo, la última supernova conservada en el Catálogo de Supernovas de Asiago cuando finalizó el 31 de diciembre de 2017 lleva la designación SN 2017jzp. [61]
Clasificación
Los astrónomos clasifican las supernovas según sus curvas de luz y las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros . Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocidas como serie de Balmer en la parte visual del espectro), se clasifica como Tipo II ; de lo contrario es Tipo I. En cada uno de estos dos tipos hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos o la forma de la curva de luz (una gráfica de la magnitud aparente de la supernova en función del tiempo). [62] [63]
Las supernovas de tipo I se subdividen según su espectro, y las de tipo Ia muestran una fuerte línea de absorción de silicio ionizado . Las supernovas de tipo I sin esta línea fuerte se clasifican como tipo Ib e Ic, donde el tipo Ib muestra fuertes líneas neutras de helio y el tipo Ic carece de ellas. Históricamente, las curvas de luz de las supernovas de tipo I se consideraban todas muy similares, demasiado para hacer distinciones útiles. [64] Si bien se han estudiado las variaciones en las curvas de luz, la clasificación continúa haciéndose por motivos espectrales en lugar de por la forma de las curvas de luz. [63]
Un pequeño número de supernovas de tipo Ia exhiben características inusuales, como luminosidad no estándar o curvas de luz ampliadas, y generalmente se clasifican haciendo referencia al ejemplo más antiguo que muestra características similares. Por ejemplo, el subluminoso SN 2008ha a menudo se denomina SN 2002cx o clase Ia-2002cx. [sesenta y cinco]
Una pequeña proporción de supernovas de tipo Ic muestran líneas de emisión muy ensanchadas y mezcladas que se consideran indicadores de velocidades de expansión muy altas para las eyecciones. Estos han sido clasificados como tipo Ic-BL o Ic-bl. [66]
Las supernovas ricas en calcio son un tipo raro de supernova muy rápida con líneas de calcio inusualmente fuertes en sus espectros. [67] [68] Los modelos sugieren que ocurren cuando el material se acumula a partir de una compañera rica en helio en lugar de una estrella rica en hidrógeno . Debido a las líneas de helio en sus espectros, pueden parecerse a las supernovas de tipo Ib, pero se cree que tienen progenitores muy diferentes. [69]
Tipo II
Las curvas de luz se utilizan para clasificar las supernovas de tipo II-P y tipo II-L. [63] [70]
Las supernovas de tipo II también se pueden subdividir según su espectro. Si bien la mayoría de las supernovas de tipo II muestran líneas de emisión muy anchas que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilómetros por segundo , algunas, como SN 2005gl , tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Se denominan tipo IIn, donde la "n" significa "estrecho". [63]
Algunas supernovas, como SN 1987K [71] y SN 1993J , parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en las primeras etapas, pero, al cabo de semanas o meses, quedan dominadas por líneas de helio. El término "tipo IIb" se utiliza para describir la combinación de características normalmente asociadas con los tipos II y Ib. [63]
Las supernovas de tipo II con espectros normales dominados por amplias líneas de hidrógeno que permanecen durante la vida del declive se clasifican en función de sus curvas de luz. El tipo más común muestra una "meseta" distintiva en la curva de luz poco después del brillo máximo, donde la luminosidad visual permanece relativamente constante durante varios meses antes de que se reanude el descenso. Estos se denominan tipo II-P en referencia a la meseta. Menos comunes son las supernovas de tipo II-L que carecen de una meseta distinta. La "L" significa "lineal", aunque la curva de luz no es en realidad una línea recta. [63]
Las supernovas que no encajan en las clasificaciones normales se denominan peculiares o "pec". [63]
Tipos III, IV y V
Zwicky definió tipos de supernovas adicionales basándose en muy pocos ejemplos que no se ajustaban claramente a los parámetros de las supernovas de tipo I o tipo II. SN 1961i en NGC 4303 fue el prototipo y el único miembro de la clase de supernova tipo III, destacada por su amplia curva de luz máxima y amplias líneas de Balmer de hidrógeno que tardaron en desarrollarse en el espectro. [64] SN 1961f en NGC 3003 fue el prototipo y único miembro de la clase tipo IV, con una curva de luz similar a una supernova tipo II-P, con líneas de absorción de hidrógeno pero líneas débiles de emisión de hidrógeno . [64] La clase tipo V fue acuñada para SN 1961V en NGC 1058 , una supernova débil inusual o impostor de supernova con un lento aumento de brillo, un máximo que dura muchos meses y un espectro de emisión inusual. Se observó la similitud de SN 1961V con el Gran Estallido de Eta Carinae . [72] Las supernovas en M101 (1909) y M83 (1923 y 1957) también se sugirieron como posibles supernovas de tipo IV o V. [73]
Todos estos tipos ahora serían tratados como supernovas peculiares de tipo II (IIpec), de las cuales se han descubierto muchos más ejemplos, aunque todavía se debate si SN 1961V fue una verdadera supernova después de un estallido del LBV o un impostor. [64] [74]
Modelos actuales
En la galaxia NGC 1365, una supernova (el punto brillante ligeramente por encima del centro galáctico) se ilumina rápidamente y luego se desvanece más lentamente. [75]
Los códigos de tipo de supernova, como se resume en la tabla anterior, son taxonómicos : el número de tipo se basa en la luz observada desde la supernova, no necesariamente en su causa. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia se producen por fusión desbocada encendida en progenitores de enanas blancas degeneradas, mientras que las de tipo Ib/c, espectralmente similares, se producen a partir de estrellas progenitoras masivas despojadas por el colapso del núcleo.
Escapes térmicos
Formación de una supernova de tipo Ia
Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar para elevar su temperatura central lo suficiente como para iniciar la fusión del carbono , momento en el cual sufre una fusión nuclear desbocada , interrumpiéndola por completo. Hay tres vías por las que se teoriza que se produzca esta detonación: la acumulación estable de material de un compañero, la colisión de dos enanas blancas o la acumulación que provoca la ignición en una capa que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de tipo Ia aún no está claro. [76] A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, las supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy uniformes y son velas estándar útiles en distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de las supernovas de luminosidad anormal con un alto corrimiento al rojo, y para pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma o el espectro de la curva de luz. [77] [78]
Tipo normal Ia
Hay varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Si una enana blanca de carbono y oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares [79] (para una estrella que no gira), ya no sería capaz de soportar la mayor parte de su masa a través de la presión de degeneración de electrones [ 80] [81] y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la opinión actual es que este límite normalmente no se alcanza; El aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo enciende la fusión del carbono a medida que la estrella se acerca al límite (dentro de aproximadamente el 1%) [82] antes de que se inicie el colapso. [79] Por el contrario, para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca que colapsa normalmente formará una estrella de neutrones . En este caso, durante el colapso sólo se expulsará una fracción de la masa de la estrella. [81]
La mancha azul en el centro del anillo rojo es una estrella de neutrones aislada en la Pequeña Nube de Magallanes .
A los pocos segundos del proceso de colapso, una fracción sustancial de la materia de la enana blanca sufre fusión nuclear, liberando suficiente energía (1–2 × 10 44 J ) [83] para desvincular la estrella en una supernova. [84] Se genera una onda de choque que se expande hacia afuera y la materia alcanza velocidades del orden de 5.000 a 20.000 km/s , o aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo de la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de −19,3 (o 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. [85]
El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano. La mayor de las dos estrellas es la primera en evolucionar fuera de la secuencia principal y se expande para formar una gigante roja . Las dos estrellas ahora comparten una envoltura común, lo que hace que su órbita mutua se reduzca. Luego, la estrella gigante se desprende de la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar con la fusión nuclear . En este punto, se convierte en una estrella enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. [86] Finalmente, la estrella secundaria también evoluciona fuera de la secuencia principal para formar una gigante roja. La enana blanca acumula materia del gigante, lo que hace que ésta aumente de masa. Los detalles exactos de la iniciación y de los elementos pesados producidos en el evento catastrófico aún no están claros. [87]
Las supernovas de tipo Ia producen una curva de luz característica (la gráfica de la luminosidad en función del tiempo) después del evento. Esta luminosidad se genera por la desintegración radiactiva del níquel -56 pasando por el cobalto -56 hasta el hierro -56. [85] La luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente consistente en las supernovas normales de tipo Ia, y tiene una magnitud absoluta máxima de aproximadamente −19,3. Esto se debe a que las supernovas típicas de tipo Ia surgen de un tipo consistente de estrella progenitora mediante adquisición gradual de masa, y explotan cuando adquieren una masa típica consistente, dando lugar a condiciones y comportamientos de supernova muy similares. Esto les permite usarse como vela estándar secundaria [88] para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas. [89]
Un segundo modelo para la formación de supernovas de tipo Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, cuya masa combinada excede momentáneamente el límite de Chandrasekhar. [90] Esto a veces se denomina modelo doble degenerado, ya que ambas estrellas son enanas blancas degeneradas. Debido a las posibles combinaciones de masa y composición química del par, hay mucha variación en este tipo de eventos, [91] y, en muchos casos, puede que no haya ninguna supernova, en cuyo caso tendrán una luz menos luminosa. curva que el SN tipo Ia más normal. [92]
Tipo no estándar Ia
Las supernovas de tipo Ia anormalmente brillantes ocurren cuando la enana blanca ya tiene una masa superior al límite de Chandrasekhar, [93] posiblemente mejorada aún más por la asimetría, [94] pero el material expulsado tendrá menos energía cinética de lo normal. Este escenario de supermasa de Chandrasekhar puede ocurrir, por ejemplo, cuando la masa adicional está sustentada por una rotación diferencial . [95]
No existe una subclasificación formal para las supernovas de tipo Ia no estándar. Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas que se producen cuando el helio se acumula en una enana blanca deberían clasificarse como tipo Iax . [96] [97] Es posible que este tipo de supernova no siempre destruya completamente a la progenitora de la enana blanca y podría dejar atrás una estrella zombi . [98]
Se ha pronosticado que la estrella cuádruple HD 74438 , perteneciente al cúmulo abierto IC 2391 de la constelación de Vela , se convertirá en una supernova de tipo Ia no estándar. [100] [101]
Colapso del núcleo
Las capas de una estrella masiva y evolucionada justo antes del colapso del núcleo (no a escala)
Las estrellas muy masivas pueden sufrir un colapso del núcleo cuando la fusión nuclear se vuelve incapaz de sostener el núcleo contra su propia gravedad; Pasar este umbral es la causa de todos los tipos de supernova excepto el tipo Ia. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas exteriores de la estrella dando lugar a una supernova. Sin embargo, si la liberación de energía potencial gravitacional es insuficiente, la estrella puede colapsar y convertirse en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía irradiada. [102]
Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro más grande que la masa de Chandrasekhar, ya no podrá sostenerse por la presión de degeneración electrónica y colapsará aún más hasta convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro.
La captura de electrones por magnesio en un núcleo degenerado de O/Ne/Mg (estrella progenitora de 8 a 10 masas solares) elimina el soporte y provoca un colapso gravitacional seguido de una fusión explosiva de oxígeno, con resultados muy similares.
La producción de pares electrón-positrones en un gran núcleo post-quema de helio elimina el soporte termodinámico y causa un colapso inicial seguido de una fusión descontrolada, lo que resulta en una supernova de inestabilidad de pares.
Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para iniciar directamente la fotodesintegración, lo que provocará un colapso completo del núcleo.
La siguiente tabla enumera las razones conocidas del colapso del núcleo en estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que ocurren, el tipo de supernova asociado y el remanente producido. La metalicidad es la proporción de elementos distintos del hidrógeno o el helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de supernova, dada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor. [102]
Las supernovas de tipo IIn no figuran en la tabla. Pueden ser producidos por varios tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por igniciones de enanas blancas de tipo Ia, aunque parece que la mayoría serán por colapso del núcleo de hierro en supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidos los LBV). Las estrechas líneas espectrales que les dan nombre se deben a que la supernova se está expandiendo hasta convertirse en una pequeña y densa nube de material circunestelar. [105] Parece que una proporción significativa de las supuestas supernovas de tipo IIn son impostores de supernovas, erupciones masivas de estrellas similares a LBV similares a la Gran Erupción de Eta Carinae . En estos eventos, el material previamente expulsado de la estrella crea líneas de absorción estrechas y provoca una onda de choque a través de la interacción con el material recién expulsado. [106]
Proceso detallado
Dentro de una estrella masiva y evolucionada (a), las capas de elementos en capas de cebolla se fusionan, formando un núcleo de hierro (b) que alcanza la masa de Chandrasekhar y comienza a colapsar. La parte interna del núcleo se comprime en neutrones (c), lo que hace que el material que cae rebote (d) y forme un frente de choque que se propaga hacia afuera (rojo). El choque comienza a detenerse (e), pero se revitaliza, probablemente por el calentamiento de los neutrinos . El material circundante es destruido (f), dejando sólo un remanente degenerado. [107]
Cuando un núcleo estelar ya no se sostiene contra la gravedad, colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70.000 km/s (0,23 c ), [108] lo que resulta en un rápido aumento de temperatura y densidad. Lo que sigue depende de la masa y la estructura del núcleo que colapsa: los núcleos degenerados de baja masa forman estrellas de neutrones, los núcleos degenerados de mayor masa colapsan en su mayoría por completo hasta convertirse en agujeros negros y los núcleos no degenerados experimentan una fusión desbocada. [107] [109]
El colapso inicial de los núcleos degenerados se acelera por la desintegración beta , la fotodesintegración y la captura de electrones, lo que provoca una explosión de neutrinos electrónicos . A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se corta al quedar atrapados en el núcleo. El núcleo interno eventualmente alcanza típicamente 30 km de diámetro [110] con una densidad comparable a la de un núcleo atómico , y la presión de degeneración de neutrones intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo es superior a unas 15 masas solares, entonces la degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma directamente un agujero negro sin supernova. [103]
En los núcleos de menor masa el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de unos 100 mil millones de kelvin , 6.000 veces la temperatura del núcleo del Sol . [107] A esta temperatura, los pares neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente mediante emisión térmica . Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos de captura de electrones. [111] Aproximadamente 10 46 julios, aproximadamente el 10% de la masa en reposo de la estrella, se convierte en una explosión de neutrinos de diez segundos, que es la principal salida del evento. [110] [112] El colapso del núcleo que se detiene repentinamente rebota y produce una onda de choque que se detiene en el núcleo externo en milisegundos [113] a medida que se pierde energía debido a la disociación de elementos pesados. Es necesario un proceso que no se comprende claramente [actualizar]para permitir que las capas externas del núcleo reabsorban alrededor de 10 44 julios [112] (1 foe ) del pulso de neutrinos , produciendo el brillo visible, aunque existen otras teorías que podrían impulsar la explosión. . [110]
Parte del material de la envoltura exterior vuelve a caer sobre la estrella de neutrones y, para núcleos de más de 8 M ☉ , hay suficiente retroceso para formar un agujero negro. Este retroceso reducirá la energía cinética creada y la masa de material radiactivo expulsado, pero en algunas situaciones también puede generar chorros relativistas que resultan en un estallido de rayos gamma o una supernova excepcionalmente luminosa. [114]
El colapso de un núcleo masivo no degenerado provocará una mayor fusión. [109] Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad del par ( los fotones se convierten en pares electrón - positrón , reduciendo así la presión de radiación), comienza la fusión del oxígeno y el colapso puede detenerse. Para masas de núcleo de 40 a 60 M ☉ , el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso volverá a ocurrir cuando se haya formado un núcleo más grande. Para núcleos de alrededor de 60-130 M ☉ , la fusión de oxígeno y elementos más pesados es tan energética que toda la estrella se altera, provocando una supernova. En el extremo superior del rango de masas, la supernova es inusualmente luminosa y extremadamente duradera debido a las muchas masas solares de 56 Ni expulsado. Para masas centrales aún mayores, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la fotodesintegración y el núcleo colapsa completamente en un agujero negro. [115] [103]
Las estrellas con masas iniciales inferiores a unos 8 M ☉ nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y eventualmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos 9 M ☉ (posiblemente hasta 12 M ☉ [116] ) evolucionan de manera compleja, quemando progresivamente elementos más pesados a temperaturas más altas en sus núcleos. [110] [117] La estrella se estratifica como una cebolla, y la quema de elementos más fáciles de fusionar ocurre en conchas más grandes. [102] [118] Aunque popularmente se describe como una cebolla con un núcleo de hierro, los progenitores de supernova menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno- neón ( -magnesio ). Estas superestrellas AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, aunque son menos luminosas y, por tanto, menos observadas que las de progenitores más masivos. [116]
Si el colapso del núcleo ocurre durante una fase supergigante cuando la estrella todavía tiene una envoltura de hidrógeno, el resultado es una supernova de tipo II. [119] La tasa de pérdida de masa de las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad . Las estrellas extremadamente luminosas con metalicidad cercana al Sol perderán todo su hidrógeno antes de alcanzar el colapso del núcleo y, por lo tanto, no formarán una supernova de tipo II. [119] Con baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán el colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible. [102]
Las estrellas con una masa inicial de hasta aproximadamente 90 veces la del Sol, o un poco menos con alta metalicidad, dan como resultado una supernova de tipo II-P, que es el tipo más comúnmente observado. Con una metalicidad de moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masas habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando se produzca el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. [120] Con una metalicidad muy baja, las estrellas de alrededor de 140–250 M ☉ alcanzarán el colapso del núcleo por inestabilidad de pares mientras todavía tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II pero con una masa muy grande. de 56 Ni expulsado y alta luminosidad. [102] [121]
Tipo Ib y Ic
Tipo Ib SN 2008D [122] en el extremo superior de la galaxia, mostrado en rayos X (izquierda) y luz visible (derecha), [123] con el SN 2007uy más brillante más cerca del centro.
Estas supernovas, al igual que las de tipo II, son estrellas masivas que sufren un colapso del núcleo. A diferencia de las progenitoras de las supernovas de tipo II, las estrellas que se convierten en supernovas de tipo Ib y Ic han perdido la mayor parte de su envoltura exterior (hidrógeno) debido a los fuertes vientos estelares o a la interacción con una compañera. [124] Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet y se presentan con una metalicidad de moderada a alta, donde los vientos impulsados por el continuo causan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de supernovas de tipo Ib/c no coinciden con la aparición observada o esperada de estrellas Wolf-Rayet. Las explicaciones alternativas para este tipo de supernova de colapso del núcleo implican estrellas despojadas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor correspondencia con las supernovas observadas, con la condición de que nunca se hayan observado estrellas binarias de helio adecuadas. [125]
Las supernovas de tipo Ib son las más comunes y resultan de estrellas Wolf-Rayet de tipo WC que todavía tienen helio en sus atmósferas. Para un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan más antes de alcanzar el colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante, y estas son las progenitoras de las supernovas de tipo Ic. [126]
Un pequeño porcentaje de las supernovas de tipo Ic están asociadas con explosiones de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova de tipo Ib o Ic despojada de hidrógeno podría producir una GRB, dependiendo de las circunstancias de la geometría. [127] El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético del magnetar que gira rápidamente formado en el núcleo en colapso de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova superluminosa . [114] [128] [129]
Las supernovas ultradesnudadas ocurren cuando la estrella en explosión ha sido despojada (casi) hasta el núcleo metálico, mediante transferencia de masa en un sistema binario cercano. [130] [131] Como resultado, se expulsa muy poco material de la estrella en explosión (c. 0,1 M ☉ ). En los casos más extremos, las supernovas ultradesnudadas pueden ocurrir en núcleos metálicos desnudos, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. SN 2005ek [132] podría ser el primer ejemplo observacional de una supernova ultradesnuda, que da lugar a una curva de luz relativamente tenue y de rápida decadencia. La naturaleza de las supernovas ultra-despojadas puede ser tanto de supernovas de colapso del núcleo de hierro como de supernovas de captura de electrones, dependiendo de la masa del núcleo que colapsa. Se cree que las supernovas ultradesnudadas están asociadas con la segunda explosión de supernova en un sistema binario, produciendo, por ejemplo, un sistema de estrellas de neutrones dobles y compactos. [133] [134]
En 2022, un equipo de astrónomos dirigido por investigadores del Instituto Weizmann de Ciencias informó de la primera explosión de supernova que mostraba evidencia directa de una estrella progenitora Wolf-Rayet. SN 2019hgp fue una supernova de tipo Icn y también es la primera en la que se detectó el elemento neón. [135] [136]
Supernovas de captura de electrones
En 1980, Ken'ichi Nomoto , de la Universidad de Tokio , predijo un "tercer tipo" de supernova , llamado supernova de captura de electrones. Surgiría cuando una estrella "en el rango de transición (~8 a 10 masas solares) entre la formación de enanas blancas y las supernovas con colapso del núcleo de hierro", y con un núcleo degenerado de O+Ne+Mg, [137] implosionara después de que su núcleo funcionara. sin combustible nuclear, lo que hace que la gravedad comprima los electrones del núcleo de la estrella en sus núcleos atómicos, [138] [139] , lo que provoca una explosión de supernova y deja atrás una estrella de neutrones. [102] En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova SN 2018zd de 2018 (en la galaxia NGC 2146 , a unos 31 millones de años luz de la Tierra) parecía ser la primera observación de una supernova de captura de electrones. [137] [138] [139] Se pensaba que la explosión de supernova de 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo en nuestra galaxia era la mejor candidata para una supernova de captura de electrones, y el artículo de 2021 hace que sea más probable que esto fuera correcto. [138] [139]
Supernovas fallidas
Es posible que el colapso del núcleo de algunas estrellas masivas no dé lugar a una supernova visible. Esto sucede si el mecanismo que produce una explosión no puede revertir el colapso inicial del núcleo, generalmente porque el núcleo es demasiado masivo. Estos acontecimientos son difíciles de detectar, pero grandes encuestas han detectado posibles candidatos. [140] [141] La supergigante roja N6946-BH1 en NGC 6946 experimentó un modesto estallido en marzo de 2009, antes de desaparecer de la vista. En la ubicación de la estrella sólo queda una débil fuente infrarroja . [142]
Curvas de luz
Curvas de luz típicas de varios tipos de supernovas; en la práctica, la magnitud y la duración varían dentro de cada tipo. Véase Karttunen et al. para los tipos Ia, Ib, II-L y II-P; [143] Modjaz y otros. para los tipos Ic y IIb; [144] y Nyholm et al. para el tipo IIn. [145]
Los gases eyectados se atenuarían rápidamente sin algún aporte de energía para mantenerlos calientes. La fuente de esta energía, que puede mantener el brillo óptico de la supernova durante meses, fue, al principio, un enigma. Algunos consideraron como fuente la energía rotacional del púlsar central. [146] Aunque la energía que inicialmente alimenta cada tipo de supernova se entrega rápidamente, las curvas de luz están dominadas por el calentamiento radiactivo posterior de las eyecciones en rápida expansión. La naturaleza intensamente radiactiva de los gases eyectados se calculó por primera vez sobre la base de la nucleosíntesis sólida a finales de los años 1960, y desde entonces se ha demostrado que esto es correcto para la mayoría de las supernovas. [147] No fue hasta SN 1987A que la observación directa de las líneas de rayos gamma identificó sin ambigüedades los principales núcleos radiactivos. [148]
Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (la gráfica de la luminosidad en función del tiempo) después de la aparición de una supernova de tipo II , como SN 1987A, se explica por las desintegraciones radiactivas previstas. [9] Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida por los gases expulsados la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. La desintegración radiactiva del 56 Ni a través de sus hijas 56 Co a 56 Fe produce fotones de rayos gamma , principalmente con energías de847 keV y1.238 keV , que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) hasta tiempos tardíos (varios meses). [149] La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de 56 Ni a 56 Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular se ajusta muy de cerca a la media vida de 77,3 días. vida del 56 Co decayendo a 56 Fe. Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma de 56 Co y 57 Co que escaparon del remanente de SN 1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran las fuentes de energía. [148]
Messier 61 con la supernova SN2020jfo, tomada por un astrónomo aficionado en 2020
La fase tardía de desintegración de las curvas de luz visual para diferentes tipos de supernovas depende del calentamiento radiactivo, pero varían en forma y amplitud debido a los mecanismos subyacentes, la forma en que se produce la radiación visible, la época de su observación y la transparencia. del material expulsado. [150] Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en las longitudes de onda ultravioleta se produce un pico temprano extremadamente luminoso que dura sólo unas pocas horas y que corresponde al estallido del choque iniciado por el evento inicial, pero ese estallido es difícilmente detectable ópticamente. [151] [152]
Las curvas de luz del tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su producción de energía óptica es impulsada por la desintegración radiactiva del níquel-56 expulsado (vida media de 6 días), que luego se desintegra en cobalto-56 radiactivo (vida media de 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante hasta llevarlo a la incandescencia. [85] Los estudios modernos de cosmología se basan en la radiactividad 56 Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de tipo Ia, que son las "velas estándar" de la cosmología pero cuyo diagnóstico847 keV yLos rayos gamma de 1238 keV se detectaron por primera vez apenas en 2014. [153] Las fases iniciales de la curva de luz disminuyen abruptamente a medida que disminuye el tamaño efectivo de la fotosfera y se agota la radiación electromagnética atrapada. La curva de luz continúa disminuyendo en la banda B , aunque puede mostrar un pequeño hombro en la imagen aproximadamente a los 40 días, pero esto es sólo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo cuando ciertos elementos pesados ionizados se recombinan para producir La radiación infrarroja y las eyecciones se vuelven transparentes para ella. La curva de luz visual continúa disminuyendo a un ritmo ligeramente mayor que la tasa de desintegración del cobalto radiactivo (que tiene una vida media más larga y controla la curva posterior), porque el material expulsado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la alta energía. radiación en radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz vuelve a cambiar su tasa de disminución a medida que la emisión de positrones del cobalto-56 restante se vuelve dominante, aunque esta parte de la curva de luz ha sido poco estudiada. [154]
Las curvas de luz de tipo Ib e Ic son similares a las de tipo Ia aunque con una luminosidad máxima promedio más baja. La salida de luz visual se debe nuevamente a la desintegración radiactiva que se convierte en radiación visual, pero hay una masa mucho menor del níquel-56 creado. La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso hay supernovas ocasionales de tipo Ib/c de órdenes de magnitud más y menos luminosas que la norma. Las supernovas de tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz más amplias además del aumento de la luminosidad máxima. Se cree que la fuente de energía adicional son los chorros relativistas impulsados por la formación de un agujero negro en rotación, que también producen explosiones de rayos gamma. [155] [156]
Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracterizan por un declive mucho más lento que el de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, [70] excluyendo la fase de meseta. La emisión de luz visual está dominada por energía cinética en lugar de desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en las eyecciones de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta y se ioniza. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz a medida que este hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y volviéndose más transparente. A esto le sigue una curva de luz decreciente impulsada por la desintegración radiactiva, aunque más lenta que en las supernovas de tipo I, debido a la eficiencia de conversión en luz de todo el hidrógeno. [64]
En el tipo II-L, la meseta está ausente porque al progenitor le quedaba relativamente poco hidrógeno en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro pero insuficiente para producir una meseta notable en la salida de luz. En las supernovas de tipo IIb, la atmósfera de hidrógeno del progenitor está tan agotada (se cree que se debe a la marea de una estrella compañera) que la curva de luz se acerca más a una supernova de tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas. [64]
Las supernovas de tipo IIn se caracterizan por líneas espectrales estrechas adicionales producidas en una densa capa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extendidas, en ocasiones también extremadamente luminosas y se denominan supernovas superluminosas. Estas curvas de luz se producen mediante la conversión altamente eficiente de la energía cinética de la eyección en radiación electromagnética mediante la interacción con la densa capa de material. Esto sólo ocurre cuando el material es lo suficientemente denso y compacto, lo que indica que ha sido producido por la propia estrella progenitora poco antes de que ocurra la supernova. [157] [158]
Se han catalogado y clasificado un gran número de supernovas para proporcionar velas de distancia y modelos de prueba. [159] [160] Las características promedio varían algo según la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero se pueden especificar en términos generales para cada tipo de supernova.
Notas:
^ Los tipos débiles pueden ser una subclase distinta. Los tipos brillantes pueden ser un continuo desde ligeramente demasiado luminosos hasta hipernovas.
^ Estas magnitudes se miden en la banda R. Las mediciones en las bandas V o B son comunes y serán alrededor de media magnitud más brillantes para las supernovas.
^ Orden de magnitud de energía cinética. La energía total radiada electromagnéticamente suele ser menor, mientras que la energía (teórica) de los neutrinos es mucho mayor.
^ Probablemente un grupo heterogéneo, cualquiera de los otros tipos incrustados en la nebulosidad.
Un enigma de larga data que rodea a las supernovas de tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad alejándose del epicentro; [164] Se observa que los púlsares , y por tanto las estrellas de neutrones, tienen velocidades peculiares elevadas , y presumiblemente los agujeros negros también las tienen, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El impulso inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km/s o más. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual se transfiere el impulso al objeto compacto sigue siendo [actualizar]un enigma. Las explicaciones propuestas para esta patada incluyen la convección en la estrella en colapso, la eyección asimétrica de materia durante la formación de estrellas de neutrones y las emisiones asimétricas de neutrinos . [164] [165]
Una posible explicación para esta asimetría es la convección a gran escala por encima del núcleo. La convección puede crear variaciones en la abundancia local de elementos, lo que resulta en una combustión nuclear desigual durante el colapso, el rebote y la expansión resultante. [166] Otra posible explicación es que la acumulación de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, impulsando materia a alta velocidad fuera de la estrella y generando choques transversales que perturban completamente la estrella. Estos chorros podrían desempeñar un papel crucial en la supernova resultante. [167] [168] (Se utiliza un modelo similar para explicar los estallidos largos de rayos gamma). El mecanismo dominante puede depender de la masa de la estrella progenitora. [165]
También se han confirmado asimetrías iniciales en las supernovas de tipo Ia mediante observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de visión. Sin embargo, la expansión se vuelve más simétrica con el paso del tiempo. Las primeras asimetrías se pueden detectar midiendo la polarización de la luz emitida. [169]
Producción de energía
Las desintegraciones radiactivas del níquel-56 y el cobalto-56 que producen una curva de luz visible de supernova [85] [170]
Aunque las supernovas se conocen principalmente como eventos luminosos, la radiación electromagnética que liberan es casi un efecto secundario menor. Especialmente en el caso de las supernovas que colapsan el núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total liberada durante el evento. [171]
Existe una diferencia fundamental entre el equilibrio de producción de energía en los diferentes tipos de supernova. En las detonaciones de enanas blancas de tipo Ia, la mayor parte de la energía se dirige a la síntesis de elementos pesados y a la energía cinética de la eyección. [172] En las supernovas de colapso del núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige a la emisión de neutrinos , y si bien parte de esto aparentemente impulsa la destrucción observada, más del 99% de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos después del inicio de la explosión. colapsar. [45]
Las supernovas estándar de tipo Ia obtienen su energía de una fusión nuclear descontrolada de una enana blanca de carbono y oxígeno. Los detalles de la energía aún no se comprenden completamente, pero el resultado es la expulsión de toda la masa de la estrella original con alta energía cinética. Alrededor de la mitad de la masa solar es 56 Ni generado a partir de la quema de silicio . El 56 Ni es radiactivo y se desintegra en 56 Co mediante desintegración beta más (con una vida media de seis días) y rayos gamma. El propio 56 Co se desintegra por la vía beta plus ( positrones ) con una vida media de 77 días hasta convertirse en 56 Fe estable. Estos dos procesos son responsables de la radiación electromagnética de las supernovas de tipo Ia. En combinación con la transparencia cambiante del material expulsado, producen una curva de luz que decrece rápidamente. [170]
Las supernovas de colapso del núcleo son, en promedio, visualmente más débiles que las supernovas de tipo Ia, [143] [144] [145] pero la energía total liberada es mucho mayor, como se describe en la siguiente tabla.
En algunas supernovas de colapso del núcleo, el retroceso hacia un agujero negro impulsa chorros relativistas que pueden producir una breve explosión energética y direccional de rayos gamma y también transfiere una cantidad sustancial de energía adicional al material expulsado. Este es un escenario para producir supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de hipernovas de tipo Ic y estallidos de rayos gamma de larga duración. [177] Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar la envoltura estelar, entonces se puede producir un estallido de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser subluminosa. [178]
Cuando una supernova ocurre dentro de una pequeña nube densa de material circunestelar, producirá una onda de choque que puede convertir eficientemente una alta fracción de la energía cinética en radiación electromagnética. Aunque la energía inicial era completamente normal, la supernova resultante tendrá una alta luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas de tipo IIn. [179] [180]
Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso del núcleo con espectros y curvas de luz similares a las de tipo II-P, la naturaleza después del colapso del núcleo se parece más a la de una gigante de tipo Ia con fusión desbocada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a la de otras supernovas de colapso del núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo que la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que los de cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados expulsados de sus núcleos puede ser órdenes de magnitud mayor, con la consiguiente alta luminosidad visual. [181]
Progenitor
Ocasionalmente aparecen supernovas en esta impresión artística acelerada de galaxias distantes. Cada estrella en explosión rivaliza brevemente con el brillo de su galaxia anfitriona.
El tipo de clasificación de supernova está estrechamente relacionado con el tipo de estrella en el momento del colapso. La aparición de cada tipo de supernova depende de la metalicidad de la estrella progenitora, ya que esto afecta la fuerza del viento estelar y, por tanto, la velocidad a la que la estrella pierde masa. [182]
Las supernovas de tipo Ia se producen a partir de estrellas enanas blancas en sistemas estelares binarios y ocurren en todos los tipos de galaxias . [183] Las supernovas de colapso del núcleo sólo se encuentran en galaxias en proceso de formación estelar actual o muy reciente, ya que son el resultado de estrellas masivas de corta vida. Se encuentran más comúnmente en espirales de tipo Sc, pero también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares , especialmente galaxias con estallido estelar . [184] [185] [186]
Se supone que las supernovas de tipo Ib e Ic se produjeron por el colapso del núcleo de estrellas masivas que han perdido su capa exterior de hidrógeno y helio, ya sea a través de fuertes vientos estelares o por transferencia de masa a una compañera. [156] Normalmente ocurren en regiones de formación de nuevas estrellas y son extremadamente raros en galaxias elípticas . [69] Los progenitores de las supernovas de tipo IIn también tienen altas tasas de pérdida de masa en el período inmediatamente anterior a sus explosiones. [187] Se ha observado que las supernovas de tipo Ic ocurren en regiones que son más ricas en metales y tienen tasas de formación de estrellas más altas que el promedio de sus galaxias anfitrionas. [188] La tabla muestra el progenitor de los principales tipos de supernovas de colapso del núcleo y las proporciones aproximadas que se han observado en la vecindad local.
Tipos de supernovas por metalicidad masiva inicialRestos de estrellas masivas individuales
Hay una serie de dificultades para conciliar la evolución estelar modelada y observada que conduce al colapso del núcleo de las supernovas. Las supergigantes rojas son las progenitoras de la gran mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, y éstas se han observado pero sólo con masas y luminosidades relativamente bajas, por debajo de aproximadamente 18 M ☉ y 100.000 L ☉ , respectivamente. La mayoría de los progenitores de las supernovas de tipo II no se detectan y deben ser considerablemente más débiles y presumiblemente menos masivos. Esta discrepancia se ha denominado el problema de la supergigante roja . [189] Fue descrito por primera vez en 2009 por Stephen Smartt, quien también acuñó el término. Después de realizar una búsqueda de supernovas de volumen limitado, Smartt et al. encontró que los límites de masa superior e inferior para la formación de supernovas de tipo II-P son8.5+1 −1,5M ☉ y16,5 ± 1,5 M ☉ , respectivamente. Lo primero es consistente con los límites de masa superiores esperados para que se formen progenitores de enanas blancas, pero lo segundo no es consistente con las poblaciones de estrellas masivas en el Grupo Local. [190] El límite superior para las supergigantes rojas que producen una explosión de supernova visible se ha calculado en19+4 −2METRO ☉ . [189]
Se cree que las supergigantes rojas de mayor masa no explotan como supernovas, sino que evolucionan hacia temperaturas más altas. Se han confirmado varios progenitores de supernovas de tipo IIb, y estos fueron las supergigantes K y G, más una supergigante A. [191] Las hipergigantes amarillas o LBV son progenitores propuestos para las supernovas de tipo IIb, y casi todas las supernovas de tipo IIb lo suficientemente cercanas como para observarlas han mostrado tales progenitores. [192] [193]
Las supergigantes azules forman una proporción inesperadamente alta de progenitores de supernova confirmados, en parte debido a su alta luminosidad y fácil detección, mientras que aún no se ha identificado claramente ni un solo progenitor de Wolf-Rayet. [191] [194] Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo las supergigantes azules pierden suficiente masa para alcanzar una supernova sin progresar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha mostrado una posible ruta para que las variables azules luminosas post-supergigantes rojas de baja luminosidad colapsen, muy probablemente como una supernova de tipo IIn. [195] Se han detectado varios ejemplos de progenitores luminosos calientes de supernovas de tipo IIn: SN 2005gy y SN 2010jl eran estrellas luminosas aparentemente masivas, pero están muy distantes; y SN 2009ip tenía un progenitor muy luminoso que probablemente haya sido un LBV, pero es una supernova peculiar cuya naturaleza exacta está en disputa. [191]
Los progenitores de las supernovas de tipo Ib/c no se observan en absoluto, y las limitaciones sobre su posible luminosidad son a menudo menores que las de las estrellas WC conocidas . [191] Las estrellas WO son extremadamente raras y visualmente relativamente débiles, por lo que es difícil decir si tales progenitores faltan o aún no se han observado. No se han identificado con seguridad progenitores muy luminosos, a pesar de que se observaron numerosas supernovas lo suficientemente cerca como para que se hubieran podido fotografiar con claridad. [194] Los modelos de población muestran que las supernovas de tipo Ib/c observadas podrían reproducirse mediante una mezcla de estrellas masivas individuales y estrellas de envoltura desnuda procedentes de sistemas binarios que interactúan. [125] La continua falta de detección inequívoca de progenitores de supernovas normales de tipo Ib e Ic puede deberse a que la mayoría de las estrellas masivas colapsan directamente en un agujero negro sin un estallido de supernova . La mayoría de estas supernovas se producen a partir de estrellas de helio de menor masa y baja luminosidad en sistemas binarios. Un pequeño número provendría de estrellas masivas en rápida rotación, probablemente correspondientes a los eventos altamente energéticos de tipo Ic-BL que están asociados con estallidos de rayos gamma de larga duración. [191]
Impacto externo
Los eventos de supernovas generan elementos más pesados que se encuentran dispersos por todo el medio interestelar circundante. La onda de choque en expansión de una supernova puede desencadenar la formación de estrellas. Los rayos cósmicos galácticos son generados por explosiones de supernovas.
Fuente de elementos pesados
Tabla periódica que muestra la fuente de cada elemento en el medio interestelar.
Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio, [196] [197] [198] aunque las abundancias teóricas de los elementos producidos o vistos en los espectros varían significativamente dependiendo de los distintos tipos de supernovas. [198] Las supernovas de tipo Ia producen principalmente elementos de silicio y pico de hierro, metales como el níquel y el hierro. [199] [200] Las supernovas de colapso del núcleo expulsan cantidades mucho más pequeñas de elementos de pico de hierro que las supernovas de tipo Ia, pero masas mayores de elementos alfa ligeros como oxígeno y neón, y elementos más pesados que el zinc. Esto último es especialmente cierto en el caso de las supernovas de captura de electrones. [201] La mayor parte del material expulsado por las supernovas de tipo II es hidrógeno y helio. [202] Los elementos pesados se producen mediante: fusión nuclear para núcleos hasta 34 S; reordenamiento de la fotodesintegración del silicio y cuasiequilibrio durante la combustión del silicio para núcleos entre 36 Ar y 56 Ni; y captura rápida de neutrones ( proceso r ) durante el colapso de la supernova para elementos más pesados que el hierro. El proceso r produce núcleos altamente inestables que son ricos en neutrones y que rápidamente se desintegran beta en formas más estables. En las supernovas, las reacciones del proceso r son responsables de aproximadamente la mitad de todos los isótopos de elementos distintos del hierro, [203] aunque las fusiones de estrellas de neutrones pueden ser la principal fuente astrofísica de muchos de estos elementos. [196] [204]
En el universo moderno, las viejas estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) son la fuente dominante de polvo de óxidos, carbono y elementos de proceso s . [196] [205] Sin embargo, en el universo temprano, antes de que se formaran las estrellas AGB, las supernovas pueden haber sido la principal fuente de polvo. [206]
Papel en la evolución estelar
Los restos de muchas supernovas consisten en un objeto compacto y una onda de choque de material que se expande rápidamente. Esta nube de material barre el medio interestelar circundante durante una fase de libre expansión, que puede durar hasta dos siglos. Luego, la onda experimenta gradualmente un período de expansión adiabática y se enfriará lentamente y se mezclará con el medio interestelar circundante durante un período de aproximadamente 10.000 años. [207]
El remanente de supernova N 63A se encuentra dentro de una región grumosa de gas y polvo en la Gran Nube de Magallanes .
El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio , mientras que todos los elementos más pesados se sintetizan en estrellas, supernovas y colisiones entre estrellas de neutrones (debiéndose así indirectamente a las supernovas). Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos distintos del hidrógeno y el helio, a los que los astrónomos suelen denominar "metales". [208] Estos elementos expulsados finalmente enriquecen las nubes moleculares que son los sitios de formación estelar. [209] Así, cada generación estelar tiene una composición ligeramente diferente, pasando de una mezcla casi pura de hidrógeno y helio a una composición más rica en metales. Las supernovas son el mecanismo dominante de distribución de estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su período de fusión nuclear. Las diferentes abundancias de elementos en el material que forma una estrella tienen influencias importantes en la vida de la estrella, [208] [210] y pueden influir en la posibilidad de que haya planetas orbitando alrededor de ella: se forman más planetas gigantes alrededor de estrellas de mayor metalicidad. [211] [212]
La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación de estrellas al comprimir densas nubes moleculares cercanas en el espacio. [213] El aumento de la presión turbulenta también puede impedir la formación de estrellas si la nube no puede perder el exceso de energía. [214]
Las ráfagas de radio rápidas (FRB) son pulsos intensos y transitorios de ondas de radio que normalmente no duran más de milisegundos. Se han propuesto muchas explicaciones para estos eventos; Los magnetares producidos por supernovas de colapso del núcleo son los principales candidatos. [216] [217] [218] [219]
Rayos cósmicos
Se cree que los remanentes de supernova aceleran una gran fracción de los rayos cósmicos primarios galácticos , pero sólo se ha encontrado evidencia directa de la producción de rayos cósmicos en una pequeña cantidad de remanentes. Se han detectado rayos gamma procedentes de la desintegración de piones en los restos de supernova IC 443 y W44. Estos se producen cuando los protones acelerados provenientes del remanente impactan contra el material interestelar. [220]
ondas gravitacionales
Las supernovas son fuentes galácticas potencialmente fuertes de ondas gravitacionales , [221] pero hasta ahora no se ha detectado ninguna. Los únicos eventos de ondas gravitacionales detectados hasta ahora provienen de fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones, probables restos de supernovas. [222] Al igual que las emisiones de neutrinos, se espera que las ondas gravitacionales producidas por una supernova de colapso del núcleo lleguen sin el retraso que afecta a la luz. En consecuencia, pueden proporcionar información sobre el proceso de colapso del núcleo que no está disponible por otros medios. La mayoría de las señales de ondas gravitacionales predichas por los modelos de supernova son de corta duración, duran menos de un segundo y, por tanto, son difíciles de detectar. Utilizar la llegada de una señal de neutrino puede proporcionar un disparador que pueda identificar la ventana de tiempo en la que buscar la onda gravitacional, ayudando a distinguir esta última del ruido de fondo. [223]
Efecto en la Tierra
Una supernova cercana a la Tierra es una supernova lo suficientemente cerca de la Tierra como para tener efectos notables en su biosfera . Dependiendo del tipo y la energía de la supernova, podría estar a una distancia de hasta 3.000 años luz. En 1996 se teorizó que las huellas de supernovas pasadas podrían detectarse en la Tierra en forma de firmas de isótopos metálicos en los estratos rocosos . Posteriormente se informó sobre el enriquecimiento de hierro-60 en rocas de las profundidades del Océano Pacífico . [224] [225] [226] En 2009, se encontraron niveles elevados de iones de nitrato en el hielo antártico, lo que coincidió con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles atmosféricos de óxidos de nitrógeno, que quedaron atrapados en el hielo. [227]
Históricamente, las supernovas cercanas pueden haber influido en la biodiversidad de la vida en el planeta. Los registros geológicos sugieren que los eventos de supernova cercanos han provocado un aumento de los rayos cósmicos, lo que a su vez produjo un clima más frío. Una mayor diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador generó vientos más fuertes, aumentó la mezcla de los océanos y resultó en el transporte de nutrientes a aguas poco profundas a lo largo de las plataformas continentales . Esto condujo a una mayor biodiversidad. [228] [229]
Se cree que las supernovas de tipo Ia son potencialmente las más peligrosas si ocurren lo suficientemente cerca de la Tierra. Debido a que estas supernovas surgen de estrellas enanas blancas comunes y tenues en sistemas binarios, es probable que una supernova que pueda afectar la Tierra ocurra de manera impredecible y en un sistema estelar que no está bien estudiado. El candidato más cercano conocido es IK Pegasi , a unos 150 años luz de distancia. [230]
Según una estimación de 2003, una supernova de tipo II tendría que estar a menos de ocho pársecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra, y no existen candidatas similares a menos de 500 años luz. [231]
La próxima supernova en la Vía Láctea probablemente será detectable incluso si ocurre en el otro lado de la galaxia. Es probable que se produzca por el colapso de una supergigante roja corriente y es muy probable que ya haya sido catalogada en estudios infrarrojos como 2MASS . Existe una menor posibilidad de que la próxima supernova de colapso del núcleo sea producida por un tipo diferente de estrella masiva, como una hipergigante amarilla, una variable azul luminosa o Wolf-Rayet. Se calcula que las posibilidades de que la próxima supernova sea de tipo Ia producida por una enana blanca son aproximadamente un tercio de las de una supernova de colapso del núcleo. Una vez más, debería ser observable donde quiera que ocurra, pero es menos probable que el progenitor haya sido observado alguna vez. Ni siquiera se sabe exactamente cómo es un sistema progenitor de tipo Ia, y es difícil detectarlos más allá de unos pocos parsecs. Se estima que la tasa total de supernovas en la Vía Láctea es de entre 2 y 12 por siglo, aunque en realidad no se ha observado ninguna desde hace varios siglos. [142]
Estadísticamente, la variedad más común de supernova de colapso del núcleo es el tipo II-P, y los progenitores de este tipo son las supergigantes rojas. [233] Es difícil identificar cuáles de esos supergigantes se encuentran en las etapas finales de fusión de elementos pesados en sus núcleos y a cuáles les quedan millones de años. Las supergigantes rojas más masivas abandonan sus atmósferas y evolucionan hasta convertirse en estrellas Wolf-Rayet antes de que sus núcleos colapsen. Todas las estrellas Wolf-Rayet terminan su vida a partir de la fase Wolf-Rayet en aproximadamente un millón de años, pero nuevamente es difícil identificar aquellas que están más cerca del colapso del núcleo. Una clase que se espera que no tengan más que unos pocos miles de años antes de explotar son las estrellas WO Wolf-Rayet, que se sabe que han agotado su núcleo de helio. [234] Sólo se conocen ocho de ellos, y sólo cuatro de ellos están en la Vía Láctea. [235]
Se han identificado varias estrellas cercanas o conocidas como posibles candidatas a supernova de colapso del núcleo: las supergigantes rojas Antares y Betelgeuse ; [236] la hipergigante amarilla Rho Cassiopeiae ; [237] la luminosa variable azul Eta Carinae que ya ha producido una supernova impostora; [238] y el componente más brillante, una estrella Wolf-Rayet, en el sistema Regor o Gamma Velorum . [239] Otros han ganado notoriedad como posibles, aunque no muy probables, progenitores de un estallido de rayos gamma; por ejemplo WR 104 . [240]
La identificación de candidatos para una supernova de tipo Ia es mucho más especulativa. Cualquier binaria con una enana blanca en acreción podría producir una supernova, aunque el mecanismo exacto y la escala de tiempo aún se debaten. Estos sistemas son débiles y difíciles de identificar, pero las novas y las novas recurrentes son sistemas que se anuncian convenientemente. Un ejemplo es U Scorpii . [241] La candidata a supernova de tipo Ia conocida más cercana es IK Pegasi (HR 8210), ubicada a una distancia de 150 años luz, [242] pero las observaciones sugieren que podrían pasar hasta 1.900 millones de años antes de que la enana blanca pueda acretar la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia. [243]
Collapsar : estrella que ha sufrido un colapso gravitacional.
Hipernova : supernova que expulsa una gran masa a una velocidad inusualmente alta.
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Otras lecturas
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enlaces externos
Wikimedia Commons tiene medios relacionados con las supernovas .
Tsvetkov, D. Yu.; Pavlyuk, NN; Bartunov, OS; Pskovskii, YP "Catálogo de supernovas del Instituto Astronómico Sternberg". Instituto Astronómico Sternberg , Universidad de Moscú . Consultado el 28 de noviembre de 2006 .Un catálogo con capacidad de búsqueda
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