Una supernova de tipo II o SNII [1] (plural: supernovas ) resulta del rápido colapso y la violenta explosión de una estrella masiva . Una estrella debe tener al menos ocho veces, pero no más de 40 a 50 veces, la masa del Sol ( M ☉ ) para sufrir este tipo de explosión. [2] Las supernovas de tipo II se distinguen de otros tipos de supernovas por la presencia de hidrógeno en sus espectros . Generalmente se observan en los brazos espirales de las galaxias y en las regiones H II , pero no en las galaxias elípticas ; generalmente se componen de estrellas más viejas y de baja masa, siendo necesarias pocas estrellas jóvenes y muy masivas para provocar una supernova.
Las estrellas generan energía mediante la fusión nuclear de elementos. A diferencia del Sol, las estrellas masivas poseen la masa necesaria para fusionar elementos que tienen una masa atómica mayor que el hidrógeno y el helio, aunque a temperaturas y presiones cada vez más altas , lo que provoca una vida estelar correspondientemente más corta. La presión de degeneración de los electrones y la energía generada por estas reacciones de fusión son suficientes para contrarrestar la fuerza de la gravedad y evitar que la estrella colapse, manteniendo el equilibrio estelar. La estrella fusiona elementos de masas cada vez mayores, comenzando con hidrógeno y luego helio , progresando a través de la tabla periódica hasta que se produce un núcleo de hierro y níquel . La fusión de hierro o níquel no produce producción neta de energía, por lo que no puede tener lugar más fusión, dejando el núcleo de níquel-hierro inerte. Debido a la falta de producción de energía que crea presión térmica hacia afuera, el núcleo se contrae debido a la gravedad hasta que el peso suprayacente de la estrella puede ser sostenido en gran medida por la presión de degeneración de electrones.
Cuando la masa compactada del núcleo inerte excede el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M ☉ , la degeneración electrónica ya no es suficiente para contrarrestar la compresión gravitacional. En cuestión de segundos se produce una implosión catastrófica del núcleo. Sin el apoyo del núcleo interno ahora implosionado, el núcleo externo colapsa hacia adentro bajo la gravedad y alcanza una velocidad de hasta el 23% de la velocidad de la luz , y la compresión repentina aumenta la temperatura del núcleo interno hasta 100 mil millones de kelvins. . Los neutrones y neutrinos se forman mediante desintegración beta inversa , liberando alrededor de 10 46 julios (100 foe ) en una ráfaga de diez segundos. El colapso del núcleo interno es detenido por la fuerza nuclear repulsiva y la degeneración de los neutrones , lo que provoca que la implosión rebote y rebote hacia afuera. La energía de esta onda de choque en expansión es suficiente para alterar el material estelar suprayacente y acelerarlo para escapar de la velocidad, formando una explosión de supernova. La onda de choque y la temperatura y presión extremadamente altas se disipan rápidamente, pero están presentes durante el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la producción de elementos más pesados que el hierro. [3] Dependiendo de la masa inicial de la estrella, los restos del núcleo forman una estrella de neutrones o un agujero negro . Debido al mecanismo subyacente, la supernova resultante también se describe como una supernova de colapso del núcleo.
Existen varias categorías de explosiones de supernova de tipo II, que se clasifican en función de la curva de luz resultante (un gráfico de luminosidad versus tiempo) después de la explosión. Las supernovas de tipo II-L muestran una disminución constante ( lineal ) de la curva de luz después de la explosión, mientras que las de tipo II-P muestran un período de disminución más lenta (una meseta) en su curva de luz seguido de una decadencia normal. Las supernovas de tipo Ib y Ic son un tipo de supernova de colapso del núcleo de una estrella masiva que se ha desprendido de su envoltura exterior de hidrógeno y (para el tipo Ic) de helio. Como resultado, parecen carecer de estos elementos.
Las estrellas mucho más masivas que el Sol evolucionan de manera compleja. En el núcleo de la estrella, el hidrógeno se fusiona en helio , liberando energía térmica que calienta el núcleo de la estrella y proporciona presión hacia afuera que sostiene las capas de la estrella contra el colapso, una situación conocida como equilibrio estelar o hidrostático . El helio producido en el núcleo se acumula allí. Las temperaturas en el núcleo aún no son lo suficientemente altas como para provocar su fusión. Finalmente, a medida que se agota el hidrógeno del núcleo, la fusión comienza a disminuir y la gravedad hace que el núcleo se contraiga. Esta contracción eleva la temperatura lo suficiente como para permitir una fase más corta de fusión de helio, que produce carbono y oxígeno , y representa menos del 10% de la vida total de la estrella.
En estrellas de menos de ocho masas solares, el carbono producido por la fusión del helio no se fusiona y la estrella se enfría gradualmente hasta convertirse en una enana blanca . [4] [5] Si acumulan más masa de otra estrella, o de alguna otra fuente, pueden convertirse en supernovas de Tipo Ia . Pero una estrella mucho más grande tiene suficiente masa para continuar la fusión más allá de este punto.
Los núcleos de estas estrellas masivas crean directamente las temperaturas y presiones necesarias para hacer que el carbono en el núcleo comience a fusionarse cuando la estrella se contrae al final de la etapa de quema de helio. El núcleo gradualmente se va formando en capas como una cebolla, a medida que núcleos atómicos cada vez más pesados se acumulan en el centro, con una capa más externa de gas hidrógeno, rodeando una capa de hidrógeno que se fusiona con helio, rodeando una capa de helio que se fusiona con carbono a través del triple alfa. proceso , capas circundantes que se fusionan en elementos progresivamente más pesados. A medida que una estrella de esta masa evoluciona, pasa por etapas repetidas en las que la fusión en el núcleo se detiene y el núcleo colapsa hasta que la presión y la temperatura son suficientes para comenzar la siguiente etapa de fusión, reiniciándose para detener el colapso. [4] [5]
El factor que limita este proceso es la cantidad de energía que se libera mediante la fusión, que depende de la energía de unión que mantiene unidos estos núcleos atómicos. Cada paso adicional produce núcleos progresivamente más pesados, que liberan progresivamente menos energía al fusionarse. Además, a partir de la quema de carbono , la pérdida de energía a través de la producción de neutrinos se vuelve significativa, lo que lleva a una velocidad de reacción mayor que la que tendría lugar de otro modo. [7] Esto continúa hasta que se produce níquel-56 , que se desintegra radiactivamente en cobalto-56 y luego en hierro-56 en el transcurso de unos pocos meses. Como el hierro y el níquel tienen la mayor energía de unión por nucleón de todos los elementos, [8] no se puede producir energía en el núcleo mediante fusión, y un núcleo de níquel-hierro crece. [5] [9] Este núcleo está bajo una enorme presión gravitacional. Como no hay fusión para elevar aún más la temperatura de la estrella y soportarla contra el colapso, ésta se sustenta únicamente por la presión de degeneración de los electrones . En este estado, la materia es tan densa que una mayor compactación requeriría que los electrones ocuparan los mismos estados energéticos . Sin embargo, esto está prohibido para partículas de fermiones idénticas , como el electrón, un fenómeno llamado principio de exclusión de Pauli .
Cuando la masa del núcleo excede el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M ☉ , la presión de degeneración ya no puede soportarlo y se produce un colapso catastrófico. [10] La parte exterior del núcleo alcanza velocidades de hasta70.000 km /s (23% de la velocidad de la luz ) mientras colapsa hacia el centro de la estrella. [11] El núcleo que se contrae rápidamente se calienta, produciendo rayos gamma de alta energía que descomponen los núcleos de hierro en núcleos de helio y liberan neutrones mediante fotodesintegración . A medida que aumenta la densidad del núcleo , se vuelve energéticamente favorable para que los electrones y protones se fusionen mediante desintegración beta inversa , produciendo neutrones y partículas elementales llamadas neutrinos . Como los neutrinos rara vez interactúan con la materia normal, pueden escapar del núcleo, llevándose energía y acelerando aún más el colapso, que se produce en una escala de tiempo de milisegundos. A medida que el núcleo se desprende de las capas exteriores de la estrella, algunos de estos neutrinos son absorbidos por las capas exteriores de la estrella, iniciando la explosión de supernova. [12]
En el caso de las supernovas de tipo II, el colapso se detiene finalmente mediante interacciones neutrón-neutrón repulsivas de corto alcance, mediadas por la fuerza fuerte , así como por la presión de degeneración de los neutrones, a una densidad comparable a la de un núcleo atómico. Cuando el colapso se detiene, la materia que cae rebota, produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. La energía de este choque disocia elementos pesados dentro del núcleo. Esto reduce la energía del choque, que puede detener la explosión dentro del núcleo externo. [13]
La fase de colapso del núcleo es tan densa y enérgica que sólo los neutrinos pueden escapar. Cuando los protones y electrones se combinan para formar neutrones mediante la captura de electrones , se produce un neutrino electrónico. En una supernova típica de Tipo II, el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de Kelvin , 10 4 veces la temperatura del núcleo del Sol. Gran parte de esta energía térmica debe ser liberada para que se forme una estrella de neutrones estable, de lo contrario los neutrones "se evaporarían". Esto se logra mediante una nueva liberación de neutrinos. [14] Estos neutrinos 'térmicos' se forman como pares neutrino-antineutrino de todos los sabores y suman varias veces el número de neutrinos de captura de electrones. [15] Los dos mecanismos de producción de neutrinos convierten la energía potencial gravitacional del colapso en una explosión de neutrinos de diez segundos, liberando alrededor de 10 46 julios (100 foe ). [dieciséis]
A través de un proceso que no se comprende claramente, alrededor del 1%, o 10 44 julios (1 enemigo), de la energía liberada (en forma de neutrinos ) es reabsorbida por el choque estancado, produciendo la explosión de supernova. [13] En el caso de la Supernova 1987A se observaron neutrinos generados por una supernova , lo que llevó a los astrofísicos a concluir que la imagen del colapso del núcleo es básicamente correcta. Los instrumentos Kamiokande II e IMB , basados en agua, detectaron antineutrinos de origen térmico, [14] mientras que el instrumento Baksan , basado en galio -71, detectó neutrinos ( número de leptones = 1) de origen térmico o de captura de electrones.
Cuando la estrella progenitora está por debajo de unos 20 M ☉ –dependiendo de la fuerza de la explosión y de la cantidad de material que retrocede– el remanente degenerado de un colapso del núcleo es una estrella de neutrones . [11] Por encima de esta masa, el remanente colapsa para formar un agujero negro . [5] [17] La masa límite teórica para este tipo de escenario de colapso del núcleo es de aproximadamente 40 a 50 M ☉ . Por encima de esa masa, se cree que una estrella colapsa directamente en un agujero negro sin formar una explosión de supernova, [18] aunque las incertidumbres en los modelos de colapso de supernova hacen que el cálculo de estos límites sea incierto.
El modelo estándar de física de partículas es una teoría que describe tres de las cuatro interacciones fundamentales conocidas entre las partículas elementales que componen toda la materia . Esta teoría permite hacer predicciones sobre cómo interactuarán las partículas en muchas condiciones. La energía por partícula en una supernova suele ser de 1 a 150 picojulios (decenas a cientos de MeV ). [19] [ verificación fallida ] La energía por partícula involucrada en una supernova es lo suficientemente pequeña como para que las predicciones obtenidas del modelo estándar de física de partículas sean básicamente correctas. Pero las altas densidades pueden requerir correcciones al Modelo Estándar. [20] En particular, los aceleradores de partículas terrestres pueden producir interacciones de partículas que son de mucha mayor energía que la que se encuentra en las supernovas, [21] pero estos experimentos involucran partículas individuales que interactúan con partículas individuales, y es probable que las altas densidades dentro la supernova producirá efectos novedosos. Las interacciones entre los neutrinos y otras partículas de la supernova se producen mediante la fuerza nuclear débil , algo que se cree que se comprende bien. Sin embargo, las interacciones entre protones y neutrones implican la fuerza nuclear fuerte , que se comprende mucho menos. [22]
El principal problema sin resolver de las supernovas de tipo II es que no se comprende cómo la explosión de neutrinos transfiere su energía al resto de la estrella produciendo la onda de choque que provoca la explosión de la estrella. De la discusión anterior, solo es necesario transferir el uno por ciento de la energía para producir una explosión, pero explicar cómo ocurre ese uno por ciento de la transferencia ha resultado extremadamente difícil, a pesar de que se cree que las interacciones de las partículas involucradas se comprenden bien. En la década de 1990, un modelo para hacer esto implicaba un vuelco convectivo , lo que sugiere que la convección, ya sea de neutrinos desde abajo o de materia que cae desde arriba, completa el proceso de destrucción de la estrella progenitora. Durante esta explosión se forman elementos más pesados que el hierro por captura de neutrones y por la presión de los neutrinos que presionan los límites de la "neutrinosfera", sembrando el espacio circundante con una nube de gas y polvo más rica en elementos pesados que el material. a partir del cual se formó originalmente la estrella. [23]
La física de neutrinos , modelada por el modelo estándar , es crucial para la comprensión de este proceso. [20] La otra área crucial de investigación es la hidrodinámica del plasma que forma la estrella moribunda; cómo se comporta durante el colapso del núcleo determina cuándo y cómo se forma la onda de choque y cuándo y cómo se detiene y se revitaliza. [24]
De hecho, algunos modelos teóricos incorporan una inestabilidad hidrodinámica en el choque estancado conocida como "Inestabilidad del choque de acreción permanente" (SASI). Esta inestabilidad se produce como consecuencia de perturbaciones no esféricas que hacen oscilar el amortiguador parado y lo deforman. El SASI se utiliza a menudo junto con las teorías de neutrinos en simulaciones por computadora para revitalizar el choque estancado. [25]
Los modelos informáticos han tenido mucho éxito a la hora de calcular el comportamiento de las supernovas de tipo II cuando se ha formado el choque. Al ignorar el primer segundo de la explosión y asumir que se inicia una explosión, los astrofísicos han podido hacer predicciones detalladas sobre los elementos producidos por la supernova y sobre la curva de luz esperada de la supernova. [26] [27] [28]
Cuando se examina el espectro de una supernova de Tipo II, normalmente muestra líneas de absorción de Balmer : flujo reducido en las frecuencias características donde los átomos de hidrógeno absorben energía. La presencia de estas líneas se utiliza para distinguir esta categoría de supernova de una supernova de Tipo I.
Cuando se traza la luminosidad de una supernova de Tipo II durante un período de tiempo, muestra un aumento característico hasta un brillo máximo seguido de una disminución. Estas curvas de luz tienen una tasa de decadencia promedio de 0,008 magnitudes por día; mucho menor que la tasa de desintegración de las supernovas de tipo Ia. El tipo II se subdivide en dos clases, según la forma de la curva de luz. La curva de luz de una supernova de Tipo II-L muestra una disminución constante ( lineal ) después del brillo máximo. Por el contrario, la curva de luz de una supernova de Tipo II-P tiene un tramo plano distintivo (llamado meseta ) durante el declive; representando un período donde la luminosidad decae a un ritmo más lento. La tasa neta de disminución de la luminosidad es menor, de 0,0075 magnitudes por día para el Tipo II-P, en comparación con 0,012 magnitudes por día para el Tipo II-L. [29]
Se cree que la diferencia en la forma de las curvas de luz se debe, en el caso de las supernovas de Tipo II-L, a la expulsión de la mayor parte de la envoltura de hidrógeno de la estrella progenitora. [29] La fase de meseta en las supernovas de Tipo II-P se debe a un cambio en la opacidad de la capa exterior. La onda de choque ioniza el hidrógeno en la envoltura exterior, arrancando el electrón del átomo de hidrógeno, lo que resulta en un aumento significativo de la opacidad . Esto evita que se escapen los fotones de las partes internas de la explosión. Cuando el hidrógeno se enfría lo suficiente como para recombinarse, la capa exterior se vuelve transparente. [30]
La "n" denota estrecha, lo que indica la presencia de líneas de emisión de hidrógeno estrechas o de anchura intermedia en los espectros. En el caso de anchura intermedia, la eyección de la explosión puede estar interactuando fuertemente con el gas alrededor de la estrella, el medio circunestelar. [31] [32] La densidad circunestelar estimada requerida para explicar las propiedades observacionales es mucho mayor que la esperada de la teoría estándar de la evolución estelar. [33] Generalmente se supone que la alta densidad circunestelar se debe a las altas tasas de pérdida de masa de los progenitores de Tipo IIn. Las tasas de pérdida de masa estimadas suelen ser más altas que las10 −3 M ☉ por año. Hay indicios de que se originan como estrellas similares a variables luminosas de color azul con grandes pérdidas de masa antes de explotar. [34] SN 1998S y SN 2005gl son ejemplos de supernovas de Tipo IIn; SN 2006gy , una supernova extremadamente energética, puede ser otro ejemplo. [35]
Algunas supernovas de tipo IIn muestran interacciones con el medio circunestelar, lo que conduce a un aumento de la temperatura del polvo cirumestelar . Este polvo cálido se puede observar como un brillo en la luz del infrarrojo medio . Si el medio circunestelar se extiende más lejos de la supernova, el brillo del infrarrojo medio puede provocar un eco infrarrojo , lo que hace que el brillo dure más de 1000 días. Este tipo de supernovas pertenecen a las raras supernovas similares a 2010jl, que llevan el nombre del arquetipo SN 2010jl . La mayoría de las supernovas similares a 2010jl se descubrieron con el telescopio espacial Spitzer fuera de servicio y el explorador de infrarrojos de campo amplio (por ejemplo, SN 2014ab, SN 2017hcc). [36] [37] [38] [39]
Una supernova de Tipo IIb tiene una línea de hidrógeno débil en su espectro inicial, por lo que se clasifica como Tipo II. Sin embargo, más tarde la emisión de H se vuelve indetectable y también hay un segundo pico en la curva de luz que tiene un espectro que se parece más a una supernova de tipo Ib . El progenitor podría haber sido una estrella masiva que expulsó la mayor parte de sus capas externas, o una que perdió la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a interacciones con una compañera en un sistema binario, dejando atrás el núcleo que estaba formado casi exclusivamente por helio. [40] A medida que la eyección de un Tipo IIb se expande, la capa de hidrógeno rápidamente se vuelve más transparente y revela las capas más profundas. [40] El ejemplo clásico de una supernova de Tipo IIb es SN 1993J , [41] [42] mientras que otro ejemplo es Cassiopeia A. [43] La clase IIb fue introducida por primera vez (como concepto teórico) por Woosley et al. en 1987, [44] y la clase pronto se aplicó a SN 1987K [45] y SN 1993J . [46]
{{cite journal}}: Mantenimiento CS1: nombres numéricos: lista de autores ( enlace )2017hcc se menciona por primera vez en esta nota de investigación como similar a 2010jl, pero lamentablemente Moran et al. Me perdí esta nota de investigación.
