Una supernova superluminosa ( SLSN , en plural superluminosas supernovas o SLSNe ) es un tipo de explosión estelar con una luminosidad 10 o más veces mayor que la de las supernovas estándar . [1] Al igual que las supernovas , las SLSNe parecen producirse por varios mecanismos, lo que se revela fácilmente por sus curvas de luz y espectros . Existen múltiples modelos sobre qué condiciones pueden producir una SLSN, incluido el colapso del núcleo en estrellas particularmente masivas , magnetares de milisegundos , interacción con material circunestelar (modelo CSM) o supernovas de inestabilidad de pares .
La primera supernova superluminosa confirmada relacionada con un estallido de rayos gamma no se encontró hasta 2003, cuando GRB 030329 iluminó la constelación de Leo. [2] SN 2003dh representó la muerte de una estrella 25 veces más masiva que el Sol, con material expulsado a más de una décima parte de la velocidad de la luz. [3]
Es probable que las estrellas con M ≥ 40 M ☉ produzcan supernovas superluminosas. [4]
Los descubrimientos de muchas SLSNe en el siglo XXI mostraron que no sólo eran más luminosas por un orden de magnitud que la mayoría de las supernovas, sino que también era poco probable que sus remanentes estuvieran alimentados por la desintegración radiactiva típica que es responsable de las energías observadas en las supernovas convencionales. [ verificación necesaria ]
Los eventos SLSNe utilizan un esquema de clasificación separado para distinguirlos de las supernovas convencionales de tipo Ia , tipo Ib/Ic y tipo II , [5] distinguiendo aproximadamente entre la firma espectral de los eventos ricos en hidrógeno y los pobres en hidrógeno. [ verificación necesaria ]
Los SLSNe ricos en hidrógeno se clasifican como de tipo SLSN-II, y la radiación observada pasa a través de la opacidad cambiante de una envoltura gruesa de hidrógeno en expansión. La mayoría de los eventos pobres en hidrógeno se clasifican como de tipo SLSN-I, y su radiación visible se produce a partir de una gran envoltura de material en expansión alimentada por un mecanismo desconocido. Un tercer grupo menos común de SLSNe también es pobre en hidrógeno y anormalmente luminoso, pero claramente alimentado por la radiactividad de 56 Ni . [6] [ verificación necesaria ]
Cada vez más descubrimientos indican que algunas SLSNe no encajan perfectamente en estas tres clases, por lo que se han descrito otras subclases o eventos únicos. Muchas o todas las SLSN-I muestran espectros sin hidrógeno o helio, pero tienen curvas de luz comparables a las supernovas convencionales de tipo Ic, y ahora se clasifican como SLSN-Ic. [7] PS1-10afx es una SLSN sin hidrógeno inusualmente roja con un ascenso extremadamente rápido hasta una luminosidad máxima cercana a un récord y un descenso inusualmente rápido. [8] PS1-11ap es similar a una SLSN de tipo Ic, pero tiene un ascenso y descenso inusualmente lentos. [7]
Se han propuesto una amplia variedad de causas para explicar fenómenos que son un orden de magnitud o más superiores a las supernovas estándar. Los modelos de material colápsar y CSM (material circunestelar) son generalmente aceptados y una serie de fenómenos se observan con claridad. Otros modelos todavía se aceptan sólo provisionalmente o siguen siendo totalmente teóricos.
El modelo colapsar es un tipo de supernova superluminosa que produce un objeto colapsado gravitacionalmente, o agujero negro . La palabra "colapsar", abreviatura de " estrella colapsada ", se usaba anteriormente para referirse al producto final del colapso gravitacional estelar , un agujero negro de masa estelar . La palabra ahora se usa a veces para referirse a un modelo específico para el colapso de una estrella de rotación rápida. Cuando el colapso del núcleo ocurre en una estrella con un núcleo de al menos alrededor de quince veces la masa del Sol ( M ☉ ), aunque la composición química y la velocidad de rotación también son significativas, la energía de explosión es insuficiente para expulsar las capas externas de la estrella, y colapsará en un agujero negro sin producir una explosión de supernova visible.
Una estrella con una masa en el núcleo ligeramente inferior a este nivel (en el rango de 5 a 15 M☉ ) experimentará una explosión de supernova, pero gran parte de la masa expulsada recaerá sobre el remanente del núcleo y colapsará en un agujero negro. Si una estrella de este tipo gira lentamente, producirá una supernova débil, pero si gira lo suficientemente rápido, la caída al agujero negro producirá chorros relativistas . La energía que estos chorros transfieren a la capa expulsada hace que el estallido visible sea sustancialmente más luminoso que una supernova estándar. Los chorros también expulsan partículas de alta energía y rayos gamma directamente hacia afuera y, por lo tanto, producen estallidos de rayos X o rayos gamma; los chorros pueden durar varios segundos o más y corresponden a estallidos de rayos gamma de larga duración, pero no parecen explicar los estallidos de rayos gamma de corta duración.
Las estrellas con núcleos de 5 a 15 M ☉ tienen una masa total aproximada de 25 a 90 M ☉ , suponiendo que la estrella no haya sufrido una pérdida de masa significativa. Una estrella de este tipo seguirá teniendo una envoltura de hidrógeno y explotará como una supernova de tipo II. Se han observado supernovas débiles de tipo II, pero no hay candidatos definitivos para una SLSNe de tipo II (excepto el tipo IIn, que no se cree que sean supernovas de chorro). Solo las estrellas de la población III con la metalicidad más baja alcanzarán esta etapa de su vida con poca pérdida de masa. Otras estrellas, incluidas la mayoría de las visibles para nosotros, habrán perdido la mayor parte de sus capas externas por su alta luminosidad y se convertirán en estrellas Wolf-Rayet . Algunas teorías proponen que estas producirán supernovas de tipo Ib o tipo Ic, pero hasta ahora ninguno de estos eventos se ha observado en la naturaleza. Muchas SLSNe observadas probablemente sean de tipo Ic. Las asociadas con estallidos de rayos gamma son casi siempre de tipo Ic, siendo muy buenas candidatas para tener chorros relativistas producidos por el retroceso a un agujero negro. Sin embargo, no todos los SLSNe Tipo Ic corresponden a estallidos de rayos gamma observados, sino que los eventos solo serían visibles si uno de los chorros estuviera dirigido hacia nosotros.
En los últimos años, muchos datos observacionales sobre estallidos de rayos gamma de larga duración han aumentado significativamente nuestra comprensión de estos eventos y han dejado claro que el modelo colapsar produce explosiones que difieren solo en detalles de las supernovas más o menos ordinarias y tienen rangos de energía que van desde aproximadamente lo normal hasta alrededor de 100 veces más grandes.
Un buen ejemplo de una SLSN colapsar es SN 1998bw , [9] que se asoció con el estallido de rayos gamma GRB 980425. Se clasifica como una supernova de tipo Ic debido a sus propiedades espectrales distintivas en el espectro de radio , que indican la presencia de materia relativista.
Casi todas las SLSNe observadas han tenido espectros similares a los de una supernova de tipo Ic o de tipo IIn. Se cree que las SLSNe de tipo Ic son producidas por chorros provenientes de la caída hacia un agujero negro, pero las SLSNe de tipo IIn tienen curvas de luz significativamente diferentes y no están asociadas con estallidos de rayos gamma. Las supernovas de tipo IIn están todas incrustadas en una nebulosa densa probablemente expulsada de la propia estrella progenitora, y se cree que este material circunestelar (CSM) es la causa de la luminosidad adicional. [10] Cuando el material expulsado en una explosión de supernova normal inicial se encuentra con material nebular denso o polvo cerca de la estrella, la onda de choque convierte la energía cinética de manera eficiente en radiación visible. Este efecto mejora en gran medida estas supernovas de duración prolongada y extremadamente luminosas, a pesar de que la energía explosiva inicial fue la misma que la de las supernovas normales.
Aunque cualquier tipo de supernova podría producir SLSNe de Tipo IIn, las restricciones teóricas sobre los tamaños y densidades de CSM circundantes sugieren que casi siempre se producirá a partir de la propia estrella progenitora central inmediatamente antes del evento de supernova observado. Es probable que dichas estrellas sean candidatas a hipergigantes o LBV que parecen estar experimentando una pérdida de masa sustancial , debido a la inestabilidad de Eddington , por ejemplo, SN2005gl . [11]
Otro tipo de SLSN sospechado es una supernova de inestabilidad de pares , de la que la SN 2006gy [12] posiblemente sea el primer ejemplo observado. Este evento de supernova se observó en una galaxia a unos 238 millones de años luz (73 megaparsecs ) de la Tierra.
La base teórica del colapso por inestabilidad de pares se conoce desde hace muchas décadas [13] y se sugirió como una fuente dominante de elementos de mayor masa en el universo temprano, cuando las estrellas supermasivas de población III explotaron. En una supernova por inestabilidad de pares, el efecto de producción de pares causa una caída repentina de presión en el núcleo de la estrella, lo que lleva a un colapso parcial rápido. La energía potencial gravitatoria del colapso causa una fusión descontrolada del núcleo que desbarata por completo la estrella, sin dejar ningún remanente.
Los modelos muestran que este fenómeno sólo ocurre en estrellas con una metalicidad extremadamente baja y masas de entre 130 y 260 veces la del Sol, lo que las hace extremadamente improbables en el universo local. Aunque originalmente se esperaba que produjeran explosiones de SLSN cientos de veces mayores que una supernova normal, los modelos actuales predicen que en realidad producen luminosidades que van desde aproximadamente la misma que una supernova normal por colapso de núcleo hasta quizás 50 veces más brillantes, aunque permanecen brillantes durante mucho más tiempo. [14]
Los modelos de creación y posterior desestabilización de un magnetar arrojan luminosidades mucho mayores que los eventos de supernova regulares [15] [16] y coinciden con las propiedades observadas [17] [18] de al menos algunas SLSNe. En los casos en los que una supernova de inestabilidad de pares puede no ser una buena opción para explicar una SLSN, [19] una explicación de magnetar es más plausible.
Todavía existen modelos para explosiones SLSN producidas por sistemas binarios, enanas blancas o estrellas de neutrones en disposiciones inusuales o en proceso de fusión, y se propone que algunos de ellos expliquen algunos estallidos de rayos gamma observados.
