Una supernova de tipo Ia (léase: "tipo uno-A") es un tipo de supernova que se produce en sistemas binarios (dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra) en los que una de las estrellas es una enana blanca . La otra estrella puede ser cualquier cosa, desde una estrella gigante hasta una enana blanca aún más pequeña. [1]
Físicamente, las enanas blancas de carbono-oxígeno con una baja tasa de rotación están limitadas a menos de 1,44 masas solares ( M ☉ ). [2] [3] Más allá de esta " masa crítica ", se vuelven a encender y en algunos casos desencadenan una explosión de supernova; esta masa crítica a menudo se conoce como la masa de Chandrasekhar, pero es marginalmente diferente del límite absoluto de Chandrasekhar , donde la presión de degeneración de electrones no puede evitar un colapso catastrófico. Si una enana blanca acumula gradualmente masa de un compañero binario, o se fusiona con una segunda enana blanca, la hipótesis general es que el núcleo de una enana blanca alcanzará la temperatura de ignición para la fusión de carbono a medida que se acerca a la masa de Chandrasekhar. A los pocos segundos del inicio de la fusión nuclear, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca experimenta una reacción descontrolada , liberando suficiente energía (1 × 10 44 J ) [4] para desvincular la estrella en una explosión de supernova. [5]
La categoría de supernova de tipo Ia produce una luminosidad máxima bastante constante debido a la masa crítica fija a la que explota una enana blanca. Su luminosidad máxima constante permite que estas explosiones se utilicen como velas estándar para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas: la magnitud visual de una supernova de tipo Ia, tal como se observa desde la Tierra, indica su distancia a la Tierra.
La supernova de tipo Ia es una subcategoría en el esquema de clasificación de supernovas de Minkowski-Zwicky, que fue ideado por el astrónomo germano-estadounidense Rudolph Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky . [7] Hay varios medios por los cuales una supernova de este tipo puede formarse, pero comparten un mecanismo subyacente común. Los astrónomos teóricos creyeron durante mucho tiempo que la estrella progenitora de este tipo de supernova es una enana blanca , y se encontró evidencia empírica de esto en 2014 cuando se observó una supernova de tipo Ia en la galaxia Messier 82. [ 8] Cuando una enana blanca de carbono - oxígeno que gira lentamente [2] acreta materia de una compañera, puede superar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 M ☉ , más allá del cual ya no puede soportar su peso con la presión de degeneración de electrones. [9] En ausencia de un proceso compensatorio, la enana blanca colapsaría para formar una estrella de neutrones , en un proceso no eyectivo inducido por acreción, [10] como ocurre normalmente en el caso de una enana blanca que está compuesta principalmente de magnesio , neón y oxígeno. [11]
Sin embargo, la opinión actual entre los astrónomos que modelan las explosiones de supernovas de tipo Ia es que este límite nunca se alcanza realmente y que el colapso nunca se inicia. En cambio, el aumento de la presión y la densidad debido al aumento de peso aumenta la temperatura del núcleo [3] y, a medida que la enana blanca se acerca a aproximadamente el 99% del límite, [12] se produce un período de convección que dura aproximadamente 1000 años [13] . En algún momento de esta fase de ebullición, nace un frente de llama de deflagración , alimentado por la fusión del carbono . Los detalles de la ignición aún se desconocen, incluida la ubicación y el número de puntos donde comienza la llama [14] . La fusión del oxígeno se inicia poco después, pero este combustible no se consume tan completamente como el carbono [15] .
Una vez que comienza la fusión, la temperatura de la enana blanca aumenta. Una estrella de secuencia principal sostenida por presión térmica puede expandirse y enfriarse, lo que regula automáticamente el aumento de energía térmica. Sin embargo, la presión de degeneración es independiente de la temperatura; las enanas blancas no pueden regular la temperatura como lo hacen las estrellas normales, por lo que son vulnerables a reacciones de fusión descontroladas . La llamarada se acelera drásticamente, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y las interacciones con la turbulencia . Todavía es un tema de considerable debate si esta llamarada se transforma en una detonación supersónica a partir de una deflagración subsónica . [13] [16]
Independientemente de los detalles exactos de cómo se enciende la supernova, se acepta generalmente que una fracción sustancial del carbono y el oxígeno en la enana blanca se fusiona en elementos más pesados en un período de solo unos pocos segundos, [15] con la liberación de energía que lo acompaña, lo que aumenta la temperatura interna a miles de millones de grados. La energía liberada (1–2 × 10 44 J ) [17] es más que suficiente para desvincular la estrella; es decir, las partículas individuales que forman la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse unas de otras. La estrella explota violentamente y libera una onda de choque en la que la materia es expulsada típicamente a velocidades del orden de5.000–20.000 km/s , aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz . La energía liberada en la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. La magnitud absoluta visual típica de las supernovas de tipo Ia es M v = −19,3 (aproximadamente 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. [13] La supernova de tipo Ia no deja ningún remanente compacto, sino que toda la masa de la antigua enana blanca se disipa en el espacio.
La teoría de este tipo de supernova es similar a la de las novas , en las que una enana blanca acumula materia más lentamente y no se acerca al límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia que cae provoca una explosión superficial por fusión de hidrógeno que no desbarata la estrella. [13]
Las supernovas de tipo Ia se diferencian de las supernovas de tipo II , que son causadas por la explosión cataclísmica de las capas externas de una estrella masiva cuando su núcleo colapsa, impulsada por la liberación de energía potencial gravitatoria a través de la emisión de neutrinos . [18]
Un modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema binario estelar cercano. El sistema binario progenitor consiste en estrellas de secuencia principal, donde la primaria posee más masa que la secundaria. Al ser mayor en masa, la primaria es la primera del par en evolucionar hacia la rama gigante asintótica , donde la envoltura de la estrella se expande considerablemente. Si las dos estrellas comparten una envoltura común, entonces el sistema puede perder cantidades significativas de masa, reduciendo el momento angular , el radio orbital y el período . Después de que la primaria haya degenerado en una enana blanca, la estrella secundaria luego evoluciona en una gigante roja y el escenario está listo para la acreción de masa en la primaria. Durante esta fase final de envoltura compartida, las dos estrellas se acercan en espiral a medida que se pierde el momento angular. La órbita resultante puede tener un período tan breve como unas pocas horas. [19] [20] Si la acreción continúa lo suficiente, la enana blanca puede eventualmente acercarse al límite de Chandrasekhar .
La compañera enana blanca también podría acrecentar materia de otros tipos de compañeras, incluida una subgigante o (si la órbita es lo suficientemente cercana) incluso una estrella de secuencia principal. El proceso evolutivo real durante esta etapa de acreción sigue siendo incierto, ya que puede depender tanto de la tasa de acreción como de la transferencia de momento angular a la compañera enana blanca. [21]
Se ha estimado que los progenitores degenerados individuales representan no más del 20% de todas las supernovas de tipo Ia. [22]
Un segundo mecanismo posible para desencadenar una supernova de tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas cuya masa combinada supere el límite de Chandrasekhar . La fusión resultante se denomina superenana blanca de masa Chandrasekhar. [23] [24] En tal caso, la masa total no estaría limitada por el límite de Chandrasekhar.
Las colisiones de estrellas solitarias dentro de la Vía Láctea ocurren solo una vez al año.10 7 a10 13 años ; mucho menos frecuentemente que la aparición de novas. [25] Las colisiones ocurren con mayor frecuencia en las regiones densos del núcleo de los cúmulos globulares [26] ( cf. rezagados azules ). Un escenario probable es una colisión con un sistema binario de estrellas, o entre dos sistemas binarios que contienen enanas blancas. Esta colisión puede dejar atrás un sistema binario cercano de dos enanas blancas. Su órbita se desintegra y se fusionan a través de su envoltura compartida. [27] Un estudio basado en espectros SDSS encontró 15 sistemas dobles de las 4.000 enanas blancas probadas, lo que implica una fusión de enanas blancas dobles cada 100 años en la Vía Láctea: esta tasa coincide con el número de supernovas de Tipo Ia detectadas en nuestro vecindario. [28]
Un escenario de doble degeneración es una de las varias explicaciones propuestas para el progenitor anómalamente masivo (2 M ☉ ) de SN 2003fg . [29] [30] Es la única explicación posible para SNR 0509-67.5 , ya que todos los modelos posibles con solo una enana blanca han sido descartados. [31] También se ha sugerido fuertemente para SN 1006 , dado que no se ha encontrado ningún remanente de estrella compañera allí. [22] Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Swift de la NASA descartaron la existencia de estrellas compañeras supergigantes o gigantes de cada supernova de Tipo Ia estudiada. La capa exterior reventada de la compañera supergigante debería emitir rayos X , pero este brillo no fue detectado por el XRT (telescopio de rayos X) de Swift en los 53 remanentes de supernova más cercanos. En el caso de 12 supernovas de tipo Ia observadas en los 10 días posteriores a la explosión, el UVOT (telescopio ultravioleta/óptico) del satélite no mostró radiación ultravioleta originada en la superficie de la estrella compañera calentada golpeada por la onda de choque de la supernova, lo que significa que no había gigantes rojas ni estrellas más grandes orbitando esas progenitoras de supernova. En el caso de SN 2011fe , la estrella compañera debe haber sido más pequeña que el Sol , si existió. [32] El Observatorio de rayos X Chandra reveló que la radiación de rayos X de cinco galaxias elípticas y el bulbo de la galaxia de Andrómeda es entre 30 y 50 veces más débil de lo esperado. La radiación de rayos X debería ser emitida por los discos de acreción de los progenitores de las supernovas de tipo Ia. La radiación faltante indica que pocas enanas blancas poseen discos de acreción , lo que descarta el modelo común basado en la acreción de las supernovas Ia. [33] Los pares de enanas blancas que giran en espiral hacia adentro son candidatos fuertemente inferidos como fuentes de ondas gravitacionales , aunque no han sido observados directamente.
Los escenarios de doble degeneración plantean preguntas sobre la aplicabilidad de las supernovas de tipo Ia como velas estándar , ya que la masa total de las dos enanas blancas fusionadas varía significativamente, lo que significa que la luminosidad también varía.
Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas se clasifique como Tipo Iax . [34] [35] Este tipo de supernova no siempre destruye completamente a la enana blanca progenitora, sino que deja atrás una estrella zombi . [36] Los ejemplos conocidos de supernovas de tipo Iax incluyen: la supernova histórica SN 1181 , SN 1991T, SN 1991bg, SN 2002cx y SN 2012Z.
Se cree que la supernova SN 1181 está asociada con el remanente de supernova Pa 30 y su estrella central IRAS 00500+6713 , que es el resultado de una fusión de una enana blanca CO y una enana blanca ONe. Esto hace que Pa 30 e IRAS 00500+6713 sean el único remanente de SN Iax en la Vía Láctea . [37]
A diferencia de los otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se producen generalmente en todos los tipos de galaxias, incluidas las elípticas. No muestran preferencia por regiones de formación estelar actual. [39] Como las estrellas enanas blancas se forman al final del período evolutivo de la secuencia principal de una estrella, un sistema estelar de larga duración puede haberse alejado mucho de la región donde se formó originalmente. A partir de entonces, un sistema binario cercano puede pasar otro millón de años en la etapa de transferencia de masa (posiblemente formando estallidos de novas persistentes) antes de que las condiciones sean propicias para que se produzca una supernova de tipo Ia. [40]
Un problema de larga data en astronomía ha sido la identificación de los progenitores de las supernovas. La observación directa de un progenitor proporcionaría restricciones útiles para los modelos de supernovas. En 2006, la búsqueda de un progenitor de este tipo se había prolongado durante más de un siglo. [41] La observación de la supernova SN 2011fe ha proporcionado restricciones útiles. Las observaciones anteriores con el telescopio espacial Hubble no mostraron una estrella en la posición del evento, lo que excluyó a una gigante roja como fuente. Se descubrió que el plasma en expansión de la explosión contenía carbono y oxígeno, lo que hace probable que el progenitor fuera una enana blanca compuesta principalmente de estos elementos. [42] De manera similar, las observaciones de la cercana SN PTF 11kx, [43] descubierta el 16 de enero de 2011 (UT) por la Palomar Transient Factory (PTF), llevan a la conclusión de que esta explosión surge de un progenitor único degenerado, con una compañera gigante roja, lo que sugiere que no hay un camino único de progenitor hacia SN Ia. En la edición del 24 de agosto de Science se informaron observaciones directas del progenitor de PTF 11kx que respaldan esta conclusión y también muestran que la estrella progenitora experimentó erupciones periódicas de nova antes de la supernova, otro descubrimiento sorprendente. [43] [44] Sin embargo, un análisis posterior reveló que el material circunestelar es demasiado masivo para el escenario de degeneración única y se ajusta mejor al escenario de degeneración del núcleo. [45]
En mayo de 2015, la NASA informó que el observatorio espacial Kepler observó KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en proceso de explosión. Los detalles de los momentos previos a la nova pueden ayudar a los científicos a juzgar mejor la calidad de las supernovas de tipo Ia como candelas estándar, lo que es un vínculo importante en el argumento a favor de la energía oscura . [46]
En septiembre de 2021, los astrónomos informaron que el telescopio espacial Hubble había tomado tres imágenes de una supernova de tipo Ia a través de una lente gravitacional . Esta supernova apareció en tres momentos diferentes en la evolución de su brillo debido a la diferente longitud de la trayectoria de la luz en las tres imágenes; a −24, 92 y 107 días desde la luminosidad máxima. Una cuarta imagen aparecerá en 2037, lo que permitirá observar todo el ciclo de luminosidad de la supernova. [47]
Las supernovas de tipo Ia tienen una curva de luz característica , su gráfico de luminosidad en función del tiempo después de la explosión. Cerca del momento de máxima luminosidad, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia desde oxígeno hasta calcio ; estos son los principales constituyentes de las capas externas de la estrella. Meses después de la explosión, cuando las capas externas se han expandido hasta el punto de transparencia, el espectro está dominado por la luz emitida por el material cerca del núcleo de la estrella, elementos pesados sintetizados durante la explosión; más prominentemente isótopos cercanos a la masa del hierro ( elementos de pico de hierro ). La desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 a hierro-56 produce fotones de alta energía , que dominan la salida de energía de la eyección en tiempos intermedios a tardíos. [13]
El uso de supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas fue iniciado por una colaboración de astrónomos chilenos y estadounidenses, el Calán/Tololo Supernova Survey . [48] En una serie de artículos en la década de 1990, el estudio mostró que, si bien las supernovas de tipo Ia no alcanzan todas la misma luminosidad máxima, se puede utilizar un único parámetro medido a partir de la curva de luz para corregir las supernovas de tipo Ia no enrojecidas a valores de candela estándar. La corrección original al valor de candela estándar se conoce como la relación de Phillips [49] y este grupo demostró que puede medir distancias relativas con una precisión del 7%. [50] La causa de esta uniformidad en el brillo máximo está relacionada con la cantidad de níquel-56 producido en enanas blancas que presumiblemente explotan cerca del límite de Chandrasekhar. [51]
La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las supernovas de Tipo Ia conocidas ha llevado a su uso como una vela estándar secundaria en la astronomía extragaláctica. [52] Las calibraciones mejoradas de la escala de distancia variable Cefeida [53] y las mediciones directas de la distancia geométrica a NGC 4258 a partir de la dinámica de la emisión máser [54] cuando se combinan con el diagrama de Hubble de las distancias de las supernovas de Tipo Ia han llevado a un valor mejorado de la constante de Hubble .
En 1998, las observaciones de supernovas distantes de tipo Ia indicaron el resultado inesperado de que el universo parece experimentar una expansión acelerada . [55] [56] Tres miembros de dos equipos recibieron posteriormente el Premio Nobel por este descubrimiento. [57]
Existe una diversidad significativa dentro de la clase de supernovas de tipo Ia. Como reflejo de esto, se ha identificado una plétora de subclases. Dos ejemplos destacados y bien estudiados incluyen las supernovas tipo 1991T, una subclase sobreluminosa que exhibe líneas de absorción de hierro particularmente fuertes y características de silicio anormalmente pequeñas, [59] y las supernovas tipo 1991bg, una subclase excepcionalmente tenue caracterizada por fuertes características de absorción temprana de titanio y una rápida evolución fotométrica y espectral. [60] A pesar de sus luminosidades anormales , los miembros de ambos grupos peculiares pueden estandarizarse mediante el uso de la relación de Phillips para determinar la distancia . [61]
