Supernova
Definición
Una supernova (/ ˌsuːpərnoʊvə / plural: supernovas / ˌsuːpərnoʊviː / o supernovas, abreviaturas: SN y SNe) es un evento astronómico transitorio que ocurre durante las últimas etapas evolutivas estelares de la vida de una estrella, ya sea una estrella masiva o una enana blanca, cuya destrucción es marcado por una explosión final y titánica. Esto provoca la aparición repentina de una "nueva" estrella brillante, antes de desvanecerse lentamente durante varias semanas o meses o años.
Las supernovas son más enérgicas que las novas. En latín, nova significa "nuevo", refiriéndose astronómicamente 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 en 1931.
Solo se han observado tres eventos de supernova a simple vista de la Vía Láctea durante los últimos mil años, aunque se han visto muchos en otras galaxias usando telescopios. La supernova observada directamente más reciente en la Vía Láctea fue la Supernova de Kepler en 1604, pero también se han encontrado dos restos de supernova más recientes. Las observaciones estadísticas de las supernovas en otras galaxias sugieren que ocurren en promedio unas tres veces cada siglo en la Vía Láctea, y que cualquier supernova galáctica sería casi con certeza observable con los telescopios astronómicos modernos.
Las supernovas pueden expulsar gran parte, si no todo, del material de una estrella a velocidades de hasta 30,000 km / s. o 10% de la velocidad de la luz. Esto impulsa una onda de choque expansiva y de rápido movimiento en el medio interestelar circundante y, a su vez, barre una capa expansiva de gas y polvo, que se observa como un remanente de supernova. Las supernovas crean, fusionan y expulsan la mayor parte de los elementos químicos producidos por la nucleosíntesis. Las supernovas desempeñan un papel importante en el enriquecimiento del medio interestelar con los elementos químicos de masa atómica más pesados. Además, las ondas de choque expansivas de las supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas. Se espera que los remanentes de supernovas aceleren una gran fracción de los rayos cósmicos primarios galácticos, pero la evidencia directa de la producción de rayos cósmicos solo se encontró en algunos de ellos hasta el momento. También son fuentes galácticas potencialmente fuertes de ondas gravitacionales.
Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas se desencadenan por uno de dos mecanismos básicos: la repentina re-ignición de la fusión nuclear en una estrella degenerada o el colapso gravitacional repentino del núcleo de una estrella masiva. En el primer caso, una enana blanca degenerada puede acumular suficiente material de un compañero binario, ya sea mediante acreción o mediante una fusión, para elevar su temperatura central lo suficiente como para desencadenar la fusión nuclear descontrolada, interrumpiendo por completo la estrella. En el segundo caso, el núcleo de una estrella masiva puede sufrir un colapso gravitacional repentino, liberando energía potencial gravitacional como una supernova. Si bien algunas supernovas observadas son más complejas que estas dos teorías simplificadas, la mayoría de los astrónomos han establecido y aceptado la mecánica del colapso astrofísico durante algún tiempo.
Debido a la amplia gama de consecuencias astrofísicas de estos eventos, los astrónomos ahora consideran que la investigación de supernova, en los campos de la evolución estelar y galáctica, es un área especialmente importante para la investigación.
Historia de observación
La más antigua supernova registrada, SN 185, fue vista por astrónomos chinos en el año 185 d. La supernova registrada más brillante fue SN 1006, que ocurrió en 1006 d. C. y fue descrita detalladamente por astrónomos chinos e islámicos. La supernova ampliamente observada SN 1054 produjo la Nebulosa del Cangrejo. Supernovas SN 1572 y SN 1604, las últimas observadas a simple vista en la Vía Láctea, tuvieron efectos notables en el desarrollo de la astronomía en Europa porque fueron utilizadas para argumentar en contra de la idea aristotélica de que el universo más allá de la Luna y los planetas era estático e inmutable. Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su apogeo el 17 de octubre de 1604, y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que se desvaneció a simple vista un año después.
Existe alguna evidencia de que la supernova galáctica más joven, G1.9 + 0.3, ocurrió a fines del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Cassiopeia Afrom alrededor de 1680. No se observó ninguna supernova en ese momento. En el caso de G1.9 + 0.3, una gran extinción a lo largo del plano de la galaxia podría haber atenuado el evento lo suficiente como para pasar desapercibido. La situación de Cassiopeia A es menos clara. Se han detectado ecos de luz infrarroja que muestran que era una supernova de tipo IIb y que no se encontraba en una región de extinción especialmente alta.
Antes del desarrollo del telescopio, solo se han visto cinco supernovas en el último milenio. En comparación con la historia completa de una estrella, la apariencia visual de una supernova galáctica es muy breve, tal vez abarca varios meses, por lo que las posibilidades de observar uno son aproximadamente una vez en la vida. Solo una pequeña fracción de los 100 mil millones de estrellas en una galaxia típica tiene la capacidad de convertirse en una supernova, restringida a tener masa lo suficientemente grande o en clases extraordinariamente raras de estrellas binarias en configuraciones que contienen estrellas enanas blancas.
Sin embargo, la observación y el descubrimiento de supernovas extragalácticas ahora son mucho más comunes; que comenzó con SN 1885A en la galaxia de Andrómeda. Hoy en día, los astrónomos aficionados y profesionales encuentran cientos cada año, algunos cuando están cerca del brillo máximo u otros no reconocidos en fotografías o placas astronómicas antiguas. Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el moderno esquema de clasificación de supernovas que comenzó en 1941. Durante la década de 1960, los astrónomos descubrieron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como velas estándar, por lo tanto, indicadores de distancias astronómicas. Algunas de las supernovas más distantes recientemente observadas parecían más débiles de lo esperado. Esto respalda la idea de que la expansión del universo se está acelerando. Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de observación. La fecha del evento de supernova Casiopea A se determinó a partir de ecos de luz de las nebulosas, mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de las mediciones de temperatura y las emisiones de rayos gamma de la desintegración radiactiva del titanio 44.
La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh. 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. Sin embargo, la naturaleza de esta supernova continúa siendo debatida y se han sugerido varias explicaciones alternativas, por ejemplo, la interrupción de las mareas de una estrella por un agujero negro.
☉ , que es el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. Sin embargo, la naturaleza de esta supernova continúa siendo debatida y se han sugerido varias explicaciones alternativas, por ejemplo, la interrupción de las mareas de una estrella por un agujero negro.
Entre los primeros espectros detectados desde el momento de la detonación, y para los cuales se obtuvieron los espectros más tempranos (a partir de 6 horas después de la explosión real), se encuentra el SN II Tipo II (iPTF13dqy) registrado 3 horas después del evento de supernova del 6 de octubre 2013 por la Fábrica Transitoria Transitoria Palomar (iPTF). La estrella se encuentra en una galaxia espiral llamada NGC 7610, a 160 millones de años luz de distancia en la constelación de Pegaso.
El 20 de septiembre de 2016, el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario, Argentina estaba probando su nuevo telescopio de 16 pulgadas. Al tomar varias exposiciones de veinte segundos de la galaxia NGC 613, busó una supernova que acababa de hacerse visible en la tierra. Después de examinar las imágenes, contactó con el Instituto de Astrofísica de La Plata. "Fue la primera vez que alguien capturó los momentos iniciales del" shock breakout "de una supernova óptica, una que no está asociada con una explosión de rayos gamma o rayos gamma". Según la astrónoma Melina Bersten, del Instituto de Astrofísica, las probabilidades de capturar tal evento se ubicaron entre uno en diez millones a uno en cien millones.
La supernova observada por Buso fue un tipo IIb hecho por una estrella veinte veces la masa del sol. El astrónomo Alex Filippenko de la Universidad de California comentó que los astrónomos profesionales habían estado buscando tal evento por mucho tiempo. Él afirmó: "Las observaciones de estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar proporcionan información que no se puede obtener de ninguna otra manera".
Descubrimiento
Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se realizaron durante la década de 1930 por dos astrónomos llamados Walter Baade y Fritz Zwicky en el Observatorio Mount Wilson. El nombre de supernova fue utilizado por primera vez durante las conferencias de 1931 celebradas en Caltech por Baade y Zwicky, y luego utilizadas públicamente en 1933 en una reunión de la American Physical Society. En 1938, el guión se había perdido y el nombre moderno estaba en uso. Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, ocurren aproximadamente tres veces al siglo en la Vía Láctea, la obtención de una buena muestra de supernovas para su estudio requiere el monitoreo regular de muchas galaxias.
Las supernovas en otras galaxias no pueden predecirse con ninguna precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en progreso. El mayor interés científico en las supernovas, como velas estándar para medir la distancia, por ejemplo, requiere una observación de su luminosidad máxima. Por lo tanto, es importante descubrirlos bien antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados, que superan con creces a los astrónomos profesionales, han jugado un papel importante en la búsqueda de supernovas, por lo general observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores.
Hacia el final del siglo 20, 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 hay instalaciones profesionales, como el Telescopio de Imágenes Automáticas Katzman. Recientemente, el proyecto del Sistema de Alerta Temprana Supernova (SNEWS) ha comenzado a utilizar una red de detectores de neutrinos para dar una alerta temprana de una supernova en la galaxia de la Vía Láctea. Los neutrinos son partículas que se producen en grandes cantidades por una supernova, y no son absorbidas significativamente por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico.
Las búsquedas de supernovas se dividen en dos clases: aquellas enfocadas en eventos relativamente cercanos y aquellos que buscan más lejos. Debido a la expansión del universo, la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido puede estimarse midiendo su desplazamiento Doppler (o desplazamiento al rojo); en promedio, los objetos más distantes retroceden con mayor velocidad que los que están cerca, y por lo tanto tienen un desplazamiento al rojo más alto. Por lo tanto, la búsqueda se divide entre el desplazamiento al rojo alto y el desplazamiento al rojo bajo, con el límite que cae alrededor de un rango de desplazamiento al rojo de z = 0.1-0.3, donde z es una medida adimensional del cambio de frecuencia del espectro.
Las altas búsquedas de desplazamiento hacia el rojo para supernovas generalmente implican la observación de curvas de luz de supernova. Estos son útiles para velas estándar o calibradas para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. La espectroscopía de supernova, que se utiliza para estudiar la física y el entorno de las supernovas, es más práctica a bajo que a alto desplazamiento al rojo. Las observaciones de bajo desplazamiento al rojo también anclan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble, que es un gráfico de distancia frente al desplazamiento hacia el rojo para las galaxias visibles. (Ver también la ley de Hubble).
Convenio de denominación
Los descubrimientos de Supernova se informan a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional, que envía una circular con el nombre que le asigna a esa supernova. El nombre es el marcador SN seguido del año de descubrimiento, con el sufijo de una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año se designan con una letra mayúscula de la A a la Z . Después se usan pares de letras minúsculas: aa , ab , etc. Por lo tanto, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova reportada en el año 2003. La última supernova de 2005 fue SN 2005nc, lo que indica que fue la 367va supernova encontrada en 2005. Desde 2000, los astrónomos profesionales y aficionados han estado encontrando varios cientos de supernovas cada año (572 en 2007 , 261 en 2008, 390 en 2009, 231 en 2013).
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 ). Desde 1885 se ha utilizado la notación de letras adicional, incluso si solo se descubrió una supernova ese año (p. Ej., SN 1885A, SN 1907A, etc.) - esto último ocurrió con SN 1947A. SN , para SuperNova, es un prefijo estándar. Hasta 1987, las designaciones de dos letras rara vez se necesitaban; desde 1988, sin embargo, se han necesitado todos los años.
Clasificación
Como parte del intento de comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo con sus curvas de luz y las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros. El primer elemento para la división es la presencia o ausencia de una línea causada por hidrógeno. Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocida como la serie de Balmer en la porción visual del espectro), se clasifica tipo II ; de lo contrario es de 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 (un gráfico de la magnitud aparente de la supernova en función del tiempo).
| Tipo I Sin hidrógeno | Tipo Ia Presenta una línea de silicio individualmente ionizado (Si II) a 615.0 nm (nanómetros), cerca de la luz pico | Escapes térmicos | ||||||
| Tipo Ib / c Función de absorción de silicio débil o nula | Tipo Ib Muestra una línea de helio no ionizado (He I) a 587.6 nm | Colapso del núcleo | ||||||
| Tipo Ic Débil o sin helio | ||||||||
| Tipo II Muestra hidrógeno | Tipo II-P / L / N Tipo II espectro en todo | Tipo II-P / L Sin líneas estrechas | Tipo II-P alcanza una "meseta" en su curva de luz | |||||
| Tipo II-L Muestra una disminución "lineal" en su curva de luz (lineal en magnitud frente al tiempo). | ||||||||
| Tipo IIn Algunas líneas estrechas | ||||||||
| El espectro tipo IIb cambia para convertirse en tipo Ib | ||||||||
Tipo i
Las supernovas tipo I se subdividen sobre la base de sus espectros, y el tipo Ia muestra una fuerte línea de absorción de silicio ionizado. Las supernovas Tipo I sin esta línea fuerte se clasifican como Tipo Ib e Ic, con Tipo Ib mostrando líneas fuertes de helio neutro y Tipo Ic que carecen de ellas. Las curvas de luz son todas similares, aunque el Tipo Ia generalmente es más brillante en la luminosidad máxima, pero la curva de luz no es importante para la clasificación de las supernovas de Tipo I.
Un pequeño número de supernovas de Tipo Ia exhibe características inusuales tales como luminosidad no estándar o curvas de luz ampliadas, y estas se clasifican típicamente haciendo referencia al ejemplo más temprano que muestra características similares. Por ejemplo, el SN sublumínico 2008ha a menudo se conoce como SN 2002cx-like o clase Ia-2002cx.
Una pequeña proporción de supernovas tipo Ic muestra líneas de emisión altamente ampliadas y mezcladas que se toman para indicar velocidades de expansión muy altas para la eyección. Estos se han clasificado como tipo Ic-BL o Ic-bl.
Tipo II
Las supernovas de Tipo II también se pueden subdividir en función de sus espectros. Mientras que la mayoría de las supernovas Tipo II muestran líneas de emisión muy amplias que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilómetros por segundo, algunas, como SN 2005gl, tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Estos se llaman Tipo IIn, donde la 'n' significa 'estrecha'.
Algunas supernovas, como SN 1987K y SN 1993J, parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en los primeros tiempos, pero, en un período de semanas a meses, se vuelven dominados por las líneas de helio. El término "Tipo IIb" se usa para describir la combinación de características normalmente asociadas con los Tipos II y Ib.
Las supernovas tipo II con espectros normales dominados por líneas anchas de hidrógeno que permanecen durante la vida de la disminución 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 la disminución. Estos se llaman Tipo II-P en referencia a la meseta. Menos comunes son las supernovas 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.
Las supernovas que no encajan en las clasificaciones normales se designan peculiares, o 'pec'.
Tipos III, IV y V
Fritz Zwicky definió tipos de supernovas adicionales, aunque se basó en unos pocos ejemplos que no se ajustaban perfectamente a los parámetros de una supernova de Tipo I o Tipo II. SN 1961i en NGC 4303 fue el prototipo y único miembro de la clase de supernova Tipo III, destaca por su amplia curva de luz máxima y amplia líneas de Balmer de hidrógeno que se desarrollaron lentamente en el espectro. SN 1961f en NGC 3003 era el prototipo y único miembro de la clase Tipo IV, con una curva de luz similar a una supernova de Tipo II-P, con líneas de absorción de hidrógeno pero líneas débiles de emisión de hidrógeno. La clase Tipo V se acuñó para SN 1961V en NGC 1058, una inusual supernova débil o impostora de supernova con un aumento lento al brillo, un máximo que dura muchos meses y un espectro de emisión inusual. Se observó la similitud entre SN 1961V y Eta Carinae Great Outburst.
Estos tipos ahora serían tratados como supernovas tipo II peculiares, de los cuales se han descubierto muchos más ejemplos, aunque todavía se debate si SN 1961V fue una verdadera supernova después de un estallido de LBV o un impostor.
Modelos actuales
Los códigos de tipo descritos anteriormente para las supernovas son de naturaleza taxonómica : el número de tipo describe la luz observada de la supernova, no necesariamente su causa. Por ejemplo, las supernovas de Tipo Ia se producen por fusión descontrolada iniciada en progenitores de enanas blancas degeneradas, mientras que las de Tipo Ib / c espectralmente similares se producen a partir de progenitores de Wolf-Rayet masivos por colapso del núcleo. A continuación, se resume lo que actualmente se cree que son las explicaciones más plausibles para las supernovas.
Escapes térmicos
Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de un compañero estelar para elevar su temperatura central lo suficiente como para encender la fusión de carbono, momento en el que se somete a una fusión nuclear descontrolada, interrumpiéndola por completo. Hay tres avenidas por las que se teoriza que ocurrirá esta detonación: acreción estable del material de un compañero, la colisión de dos enanas blancas o acreción que causa ignición en un caparazón que luego se enciende. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de Tipo Ia sigue sin estar claro. 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 sobre distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de las supernovas de luminosidad anormales en el desplazamiento rojo alto,
Tipo normal Ia
Existen 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 acrecentase suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares ( M
☉ ) (para una estrella no giratoria), ya no podría soportar la mayor parte de su masa mediante la presión de degeneración de electrones. y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la visión actual es que este límite normalmente no se alcanza; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo encienden la fusión del carbono cuando la estrella se acerca al límite (dentro de aproximadamente 1%), antes de que se inicie el colapso.
☉ ) (para una estrella no giratoria), ya no podría soportar la mayor parte de su masa mediante la presión de degeneración de electrones. y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la visión actual es que este límite normalmente no se alcanza; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo encienden la fusión del carbono cuando la estrella se acerca al límite (dentro de aproximadamente 1%), antes de que se inicie el colapso.
En unos pocos segundos, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca sufre fusión nuclear, liberando suficiente energía (1- 2 × 10 J ) para desvincular la estrella en una supernova. Se genera una onda expansiva que se expande hacia afuera, y la materia alcanza velocidades del orden de 5,000-20,000 km / s, o aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo en la luminosidad, que alcanza una magnitud absoluta de -19.3 (o 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación.
El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema de estrella binario cerrado. La más grande de las dos estrellas es la primera en evolucionar de la secuencia principal, y se expande para formar un gigante rojo. Las dos estrellas ahora comparten una envolvente común, lo que hace que su órbita mutua se reduzca. La estrella gigante entonces arroja la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no pueda continuar la fusión nuclear. En este punto se convierte en una estrella enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. Finalmente, la estrella secundaria también evoluciona fuera de la secuencia principal para formar un gigante rojo. La enana blanca acrecenta la materia del gigante, haciendo que este último aumente en masa. A pesar de la aceptación generalizada del modelo básico, los detalles exactos de la iniciación y de los elementos pesados producidos en el evento catastrófico aún no están claros.
Las supernovas de Tipo Ia siguen 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 a través de cobalto-56 a hierro-56. La luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente constante en las supernovas normales de Tipo Ia, que tienen una magnitud absoluta máxima de aproximadamente -19.3. Esto les permite ser utilizados como una vela estándar secundaria para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas.
Tipo Ia no estándar
Otro modelo para la formación de supernovas Tipo Ia involucra la fusión de dos estrellas enanas blancas, con la masa combinada excediendo momentáneamente el límite de Chandrasekhar. Hay mucha variación en este tipo de evento, y en muchos casos puede no haber ninguna supernova en absoluto, pero se espera que tengan una curva de luz más amplia y menos luminosa que el SN tipo Ia más normal.
Se esperan supernovas tipo Ia anormalmente brillantes cuando la enana blanca ya tiene una masa más alta que el límite de Chandrasekhar, posiblemente aumentada aún más por la asimetría, pero el material expulsado tendrá una energía cinética menor que la normal.
No existe una subclasificación formal para las supernovas de tipo Ia no estándar. Se ha propuesto que un grupo de supernovas sub-luminosas que ocurren cuando el helio se acumula en una enana blanca debe clasificarse como Tipo Iax . Este tipo de supernova no siempre puede destruir por completo al progenitor de la enana blanca y podría dejar atrás a una estrella zombi.
Un tipo específico de supernova de Tipo Ia no estándar desarrolla hidrógeno y otras líneas de emisión y da la apariencia de una mezcla entre una supernova normal de tipo Ia y una de tipo IIn. Los ejemplos son SN 2002ic y SN 2005gj. Estas supernovas han sido denominadas Tipo Ia / IIn , Tipo Ian , Tipo IIa y Tipo IIan .
Colapso del núcleo
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 Tipo Ia. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas externas de la estrella y producir una supernova, o la liberación de la energía potencial gravitacional puede ser insuficiente y la estrella puede colapsar en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía irradiada.
El colapso del núcleo puede ser causado por varios mecanismos diferentes: captura de electrones; excediendo el límite de Chandrasekhar; inestabilidad de par; o fotodisintegración. 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 de electrones y se colapsará aún más hacia una estrella de neutrones o un agujero negro. La captura de electrones por el magnesio en un núcleo degenerado de O / Ne / Mg causa colapso gravitacional seguido de fusión explosiva de oxígeno, con resultados muy similares. La producción de pares de positrones de electrones en un gran núcleo ardiente de post-helio elimina el soporte termodinámico y causa un colapso inicial seguido de una fusión desbocada, lo que resulta en una supernova de inestabilidad de pares. Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma con la suficiente energía para iniciar la fotodisintegración directamente.
La siguiente tabla enumera las razones conocidas del colapso del núcleo en estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que se producen, su tipo asociado de supernova y el remanente producido. La metalicidad es la proporción de elementos distintos de hidrógeno o helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de la supernova, dada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho más baja.
Las supernovas de tipo IIn no se enumeran en la tabla. Pueden producirse potencialmente por varios tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por encendidos de enanas blancas de Tipo Ia, aunque parece que la mayoría será del colapso del núcleo de hierro en las supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidas las LBV). Las líneas espectrales estrechas para las que se nombran se producen porque la supernova se está expandiendo en una pequeña nube densa de material circunestelar. Parece que una proporción significativa de supuestas supernovas Tipo IIn son en realidad impostores de supernova, 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 angostas y causa una onda de choque a través de la interacción con el material recién expulsado.
| Causa del colapso | Estrella inicial aproximada de la estrella progenitora | Tipo Supernova | Residuo |
|---|---|---|---|
| Captura de electrones en un núcleo degenerado de O + Ne + Mg | 8-10 | Débil II-P | Estrella neutrón |
| Colapso del núcleo de hierro | 10-25 | Débil II-P | Estrella neutrón |
| 25-40 con metalicidad baja o solar | Normal II-P | Agujero negro después del repliegue del material sobre una estrella de neutrones inicial | |
| 25-40 con muy alta metalicidad | II-L o II-b | Estrella neutrón | |
| 40-90 con baja metalicidad | Ninguna | Calabozo | |
| ≥40 con metalicidad casi solar | Débil Ib / c, o hipernova con estallido de rayos gamma (GRB) | Agujero negro después del repliegue del material sobre una estrella de neutrones inicial | |
| ≥40 con muy alta metalicidad | Ib / c | Estrella neutrón | |
| ≥90 con baja metalicidad | Ninguno, posible GRB | Calabozo | |
| Inestabilidad de par | 140-250 con baja metalicidad | II-P, a veces una hipernova, posible GRB | Sin remanente |
| Fotodisintegración | ≥250 con baja metalicidad | Ninguno (¿o supernova luminosa?), Posible GRB | Agujero negro masivo |
Cuando un núcleo estelar ya no es soportado por la gravedad, se colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70,000 km / s (0.23 c ), lo que resulta en un rápido aumento de la temperatura y la densidad. Lo que sigue a continuación depende de la masa y la estructura del núcleo colapsable, con núcleos degenerados de baja masa que forman estrellas de neutrones, núcleos degenerados de masa más alta que colapsan completamente por completo a agujeros negros y núcleos no degenerados sometidos a fusión fuera de control.
El colapso inicial de los núcleos degenerados se acelera por la desintegración beta, la fotodisintegración y la captura de electrones, lo que provoca un estallido de neutrinos electrónicos. A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se interrumpe a medida que quedan atrapados en el núcleo. El núcleo interno finalmente alcanza típicamente un diámetro de 30 km y 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 más de aproximadamente 15 M
☉, entonces la degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma un agujero negro directamente sin supernova.
☉, entonces la degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma un agujero negro directamente sin supernova.
En núcleos de masa más baja, el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de Kelvin, 6000 veces la temperatura del núcleo del Sol. A esta temperatura, los pares de neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente por emisión térmica. Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos de captura de electrones. Alrededor de 10 julios, aproximadamente 10% de la masa de reposo de la estrella, se convierte en una ráfaga de neutrinos de diez segundos que es la salida principal del evento. El colapso del núcleo detenido repentinamente rebota y produce una onda de choque que se detiene en milisegundos en el exterior. núcleo como la energía se pierde a través de la disociación de elementos pesados.
Parte del material de la envoltura externa vuelve a caer sobre la estrella de neutrones, y para núcleos que superan los 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 provocan una explosión de rayos gamma o una supernova excepcionalmente luminosa.
El colapso de núcleos masivos no degenerados encenderá más fusión. Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad del par, la fusión del oxígeno comienza y el colapso se puede detener. Para masas centrales de 40-60 M ☉ , el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso del núcleo 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 enérgica que la estrella entera se interrumpe, causando una supernova. En el extremo superior del rango de masa, la supernova es inusualmente luminosa y de larga duración debido a muchas masas solares de Ni expulsado. Para masas de núcleo aún más grandes, la temperatura central se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la integración de la luz y el núcleo se colapsa por completo en un agujero negro.
Tipo II
Las estrellas con masas iniciales de menos de ocho veces el sol 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 tanto como 12 M ☉ ) evolucionan de manera compleja, quemando progresivamente elementos más pesados a temperaturas más altas en sus núcleos. La estrella se pone en capas como una cebolla, con la quema de elementos fusionados más fácilmente que ocurren en conchas más grandes. Aunque popularmente se describe como una cebolla con núcleo de hierro, los progenitores de supernova menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno-neón (-magnesio). Estas estrellas súper AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, aunque menos luminosas y tan menos comúnmente observadas que las de progenitores más masivos.
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. La tasa de pérdida de masa para las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad. Las estrellas extremadamente luminosas cercanas a la metalicidad solar perderán todo su hidrógeno antes de que lleguen al colapso del núcleo y por lo tanto no formarán una supernova de Tipo II. A baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán el colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas se colapsan directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible.
Las estrellas con una masa inicial de hasta 90 veces el sol, o un poco menos con una alta metalicidad, se espera que den como resultado una supernova Tipo II-P que es el tipo más comúnmente observado. Con una metalicidad moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masa habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando se produce el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. Con una metalicidad muy baja, las estrellas de alrededor de 140-250 M ☉ alcanzarán el colapso del núcleo debido a la inestabilidad de los pares mientras que todavía tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características Tipo II pero una gran masa de Ni expulsado y alta luminosidad.
Tipo Ib e Ic
Estas supernovas, como las del Tipo II, son estrellas masivas que sufren un colapso del núcleo. Sin embargo, las estrellas que se convierten en supernovas de los Tipos Ib e Ic han perdido la mayor parte de sus envolturas externas (hidrógeno) debido a fuertes vientos estelares o por la interacción con un compañero. Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet, y se producen a una metalicidad moderada a alta, donde los vientos continuos provocan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de la supernova de Tipo Ib / c no coinciden con la aparición observada o esperada de estrellas Wolf-Rayet y las explicaciones alternativas para este tipo de supernova de colapso central involucran estrellas desprovistas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor coincidencia para las supernovas observadas, con la condición de que nunca se hayan observado estrellas de helio binarias adecuadas.
Las supernovas tipo Ib son las más comunes y resultan de las estrellas Wolf-Rayet del Tipo WC que todavía tienen helio en sus atmósferas. Para un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan aún más antes de llegar al colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante y estas son las progenitoras de las supernovas Tipo Ic.
Un pequeño porcentaje de las supernovas de Tipo Ic están asociadas con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova tipo Ib o Ic desprovista de hidrógeno podría producir un GRB, dependiendo de las circunstancias de la geometría. El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético del magnetar de giro rápido formado en el núcleo colapsado de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova super-luminosa.
Las supernovas ultratratadas se producen cuando la estrella explosiva se ha eliminado (casi) completamente del núcleo de metal, mediante transferencia de masa en un binario cerrado. Como resultado, se expulsa muy poco material de la estrella explosiva (aproximadamente 0.1 M ☉ ). En los casos más extremos, las supernovas ultratratadas pueden ocurrir en núcleos metálicos desnudos, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. El SN 2005 podría ser un ejemplo observacional de una supernova ultraextraída, dando lugar a una curva de luz en descomposición relativamente tenue y rápida. La naturaleza de las supernovas ultraextraídas puede ser tanto el colapso del núcleo de hierro como las supernovas de captura de electrones, según la masa del núcleo colapsable.
Ha fallado
El colapso del núcleo de algunas estrellas masivas puede no dar como resultado una supernova visible. El modelo principal para esto es un núcleo lo suficientemente masivo que la energía cinética es insuficiente para invertir el infall de las capas externas en un agujero negro. Estos eventos son difíciles de detectar, pero grandes encuestas han detectado posibles candidatos. El supergigante rojo N6946-BH1 en NGC 6946 sufrió un estallido modesto en marzo de 2009, antes de desaparecer de la vista. Solo una débil fuente infrarroja permanece en la ubicación de la estrella.
Curvas de luz
Un acertijo histórico se refería a la fuente de energía que puede mantener el resplandor de la supernova óptica durante meses. Aunque la energía que interrumpe cada tipo de supernova se entrega con prontitud, las curvas de luz están mayormente dominadas por el calentamiento radiactivo posterior de la eyección que se expande rápidamente. Algunos han considerado la energía de rotación del pulsar central. Los gases eyectados se atenuarían rápidamente sin un poco de energía para mantenerlo caliente. La naturaleza intensamente radioactiva de los gases eyectados, que ahora se sabe que es correcta para la mayoría de las supernovas, se calculó primero en bases de nucleosíntesis sólidas a fines de la década de 1960. No fue hasta SN 1987A que la observación directa de las líneas de rayos gamma identificó inequívocamente los principales núcleos radiactivos.
Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (la gráfica de luminosidad como función del tiempo) después de la ocurrencia de una Supernova de Tipo II, como SN 1987A, se explica por las desintegraciones radiactivas pronosticadas. Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida por los gases expulsados lo que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. La desintegración radiactiva del Ni a través de sus hijas Co a Fe produce fotones de rayos gamma, principalmente de 847keV y 1238keV, que son absorbidos y dominan el calentamiento y por lo tanto la luminosidad de los eyectados en tiempos intermedios (varias semanas) hasta los últimos tiempos (varios meses ) La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la descomposición de Ni a Co (vida media de 6 días) mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular encaja muy estrechamente con la vida media de 77,3 días de Codecaying a Fe. Las mediciones posteriores realizadas por los telescopios de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma Co y Co que escaparon del remanente de SN 1987A sin absorción confirmaron las predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran las fuentes de energía.
Las curvas visuales de luz de los diferentes tipos de supernova dependen todas de tiempos tardíos 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 de la radiación. material expulsado. Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en las longitudes de onda ultravioleta hay un pico temprano extremadamente luminoso que dura solo unas pocas horas, que corresponde al rompimiento del choque lanzado por el evento inicial, pero que el rompimiento es apenas detectable ópticamente.
Las curvas de luz para Tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su salida de energía óptica es impulsada por la desintegración radiactiva del níquel-56 expulsado (vida media de 6 días), que luego se descompone en cobalto-56 radiactivo (vida media de 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante a la incandescencia. Los estudios de cosmología de hoy dependen de la radiactividad de Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de Tipo Ia, que son las "velas estándar" de la cosmología pero cuyos rayos gamma de detección 847keV y 1238keV se detectaron por primera vez en 2014. Las fases iniciales del la curva de luz disminuye 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, mientras que puede mostrar un pequeño hombro en la imagen visual en aproximadamente 40 días, pero esto es solo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo cuando ciertos elementos pesados ionizados se recombinan para producir La radiación infrarroja y la eyección se vuelven transparentes. La curva de luz visual continúa disminuyendo a un ritmo ligeramente mayor que la velocidad de decaimiento del cobalto radioactivo (que tiene la semivida más larga y controla la curva posterior), porque el material expulsado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la radiación de alta energía en la radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz cambia nuevamente su tasa de declinación a medida que la emisión de positrones se vuelve dominante a partir del cobalto-56 restante, aunque esta porción de la curva de luz ha sido poco estudiada.
Las curvas de luz de tipo Ib e Ic son básicamente similares a Tipo Ia, aunque con una luminosidad de pico promedio más baja. La salida de luz visual se debe nuevamente a que la desintegración radiactiva se convierte en radiación visual, pero hay una masa mucho más baja del níquel-56 creado. La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso hay órdenes de magnitud de supernovas Tipo Ib / c de vez en cuando más y menos luminosas que la norma. Las supernovas Tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz ampliadas además del aumento de la luminosidad máxima. Se cree que la fuente de la energía extra son chorros relativistas impulsados por la formación de un agujero negro giratorio, que también produce ráfagas de rayos gamma.
Las curvas de luz para las supernovas de Tipo II se caracterizan por un declive mucho más lento que el Tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, excluyendo la fase de meseta. La salida de luz visual está dominada por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en la eyección de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta e ioniza. La mayoría de las supernovas 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. Esto es seguido por 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 de todo el hidrógeno en luz.
En Tipo II-L, la meseta está ausente porque el progenitor tenía 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 erosión mareal por una estrella compañera) que la curva de luz está más cerca de una supernova de Tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas.
Las supernovas tipo IIn se caracterizan por líneas espectrales estrechas adicionales producidas en una capa densa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extendidas, ocasionalmente también extremadamente luminosas y se las conoce como una supernova superluminosa. Estas curvas de luz se producen por la conversión altamente eficiente de la energía cinética de la eyección en radiación electromagnética por interacción con la capa densa del material. Esto solo ocurre cuando el material es suficientemente denso y compacto, lo que indica que ha sido producido por la estrella progenitora solo poco antes de que ocurra la supernova.
Grandes cantidades de supernovas han sido catalogadas y clasificadas para proporcionar velas de distancia y modelos de prueba. Las características promedio varían un poco con la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero se pueden especificar ampliamente para cada tipo de supernova.
| Tipo | Promedio máximo de magnitud absoluta | Energía aproximada (enemigo) | Días para alcanzar la luminosidad máxima | Días desde el pico hasta el 10% de luminosidad |
|---|---|---|---|---|
| I a | -19 | 1 | aprox. 19 | alrededor de 60 |
| Ib / c (débil) | alrededor de -15 | 0.1 | 15-25 | desconocido |
| Ib | alrededor de -17 | 1 | 15-25 | 40-100 |
| Ic | alrededor de -16 | 1 | 15-25 | 40-100 |
| Ic (brillante) | a -22 | arriba de 5 | aproximadamente 25 | aproximadamente 100 |
| II-b | alrededor de -17 | 1 | alrededor de 20 | alrededor de 100 |
| II-L | alrededor de -17 | 1 | alrededor de 13 | alrededor de 150 |
| II-P (débil) | alrededor de -14 | 0.1 | aproximadamente 15 | desconocido |
| II-P | alrededor de -16 | 1 | alrededor de 15 | Meseta entonces alrededor de 50 |
| IIn | alrededor de -17 | 1 | 12-30 o más | 50-150 |
| IIn (brillante) | a -22 | arriba de 5 | por encima de 50 | por encima de 100 |
Notas:
- a. ^ Los tipos débiles pueden ser una subclase distinta. Los tipos brillantes pueden ser un continuo de levemente demasiado luminoso a hipernovas.
- segundo. ^ Estas magnitudes se miden en la banda R. Las mediciones en bandas V o B son comunes y serán alrededor de media magnitud más brillantes para las supernovas.
- do. ^ Orden de magnitud energía cinética. La energía radiada electromagnética total es generalmente más baja, la energía de neutrinos (teórica) es mucho mayor.
- re. ^ Probablemente un grupo heterogéneo, cualquiera de los otros tipos incrustados en la nebulosidad.
Asimetría
Un rompecabezas de larga data que rodea a las supernovas Tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad lejos del epicentro; se observa que los púlsares y, por lo tanto, las estrellas de neutrones tienen altas velocidades, y presumiblemente también los agujeros negros, aunque están lejos más difícil de observar de forma aislada. El ímpetu inicial puede ser sustancial, propulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km / s o mayor. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual el momento se transfiere al objeto compacto sigue siendo un acertijo. Las explicaciones propuestas para esta patada incluyen la convección en la estrella colapsada y la producción de chorro durante la formación de la estrella de neutrones.
Una posible explicación para esta asimetría es una 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.
Otra explicación posible es que la acumulación de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, impulsando la materia a una gran velocidad fuera de la estrella, e impulsando choques transversales que interrumpen completamente la estrella. Estos aviones pueden jugar un papel crucial en la supernova resultante. (Ahora se prefiere un modelo similar para explicar estallidos largos de rayos gamma).
Las asimetrías iniciales también se han confirmado en las supernovas de Tipo Ia a través de la 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 son detectables midiendo la polarización de la luz emitida.
Salida de energía
Aunque estamos acostumbrados a pensar en las supernovas principalmente como eventos visibles luminosos, la radiación electromagnética que liberan es casi un efecto secundario menor. Particularmente en el caso de las supernovas de colapso del núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total liberada durante el evento.
Hay una diferencia fundamental entre el equilibrio de la 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 hacia la síntesis de elementos pesados y la energía cinética de la eyección. En las supernovas de colapso del núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige hacia la emisión de neutrinos, y mientras que algo de esto aparentemente alimenta la destrucción observada, el 99% de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos posteriores al colapso.
Las supernovas de tipo Ia obtienen su energía de una fusión nuclear descontrolada de una enana blanca de carbono-oxígeno. Los detalles de la energía todavía no se comprenden completamente, pero el resultado final es la eyección de toda la masa de la estrella original a una alta energía cinética. Alrededor de la mitad de una masa solar de esa masa se Nigenerated de la quema de silicio. El Ni es radiactivo y se descompone en Co por beta más decaimiento (con una vida media de seis días) y rayos gamma. Co mismo se descompone por el camino beta plus (positrón) con una vida media de 77 días en 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 la curva de luz rápidamente decreciente.
Las supernovas de colapso del núcleo son en promedio visualmente más débiles que las supernovas de Tipo Ia, pero la energía total liberada es mucho más alta. En este tipo de supernovas, la energía potencial gravitacional se convierte en energía cinética que comprime y colapsa el núcleo, inicialmente produciendo neutrinos de electrones a partir de nucleones en desintegración, seguido de todos los sabores de neutrinos térmicos del núcleo de estrella de neutrones supercalentado. Alrededor del 1% de estos neutrinos se cree que depositan suficiente energía en las capas externas de la estrella para conducir la catástrofe resultante, pero nuevamente los detalles no se pueden reproducir exactamente en los modelos actuales. Las energías cinéticas y los rendimientos de níquel son algo más bajos que las supernovas de Tipo Ia, de ahí la luminosidad visual pico más baja de las supernovas de Tipo II,
| Supernova | Energía total aproximada 10 julios (enemigo) | Ni expulsado (masas solares) | Energía de Neutrino (enemigo) | Energía cinética (enemigo) | Radiación electromagnética (enemigo) |
|---|---|---|---|---|---|
| Tipo Ia | 1.5 | 0.4 - 0.8 | 0.1 | 1.3 - 1.4 | ~ 0.01 |
| Colapso del núcleo | 100 | (0.01) - 1 | 100 | 1 | 0.001 - 0.01 |
| Hypernova | 100 | ~ 1 | 1-100 | 1-100 | ~ 0.1 |
| Inestabilidad de par | 5-100 | 0.5 - 50 | ¿bajo? | 1-100 | 0.01 - 0.1 |
En algunas supernovas de colapso del núcleo, la caída sobre un agujero negro genera chorros relativistas que pueden producir un breve estallido enérgico y direccional de rayos gamma y también transfiere una mayor cantidad de energía adicional al material eyectado. Este es un escenario para producir supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de las hipernovas de Tipo Ic y las explosiones de rayos gamma de larga duración. Si los chorros relativistas son demasiado cortos y no logran penetrar la envoltura estelar, se puede producir un estallido de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser sub-luminosa.
Cuando se produce una supernova 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. A pesar de que la energía inicial era completamente normal, la supernova resultante tendrá una gran luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la descomposición radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas tipo IIn.
Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso del núcleo con espectros y curvas de luz similares al Tipo II-P, la naturaleza después del colapso del núcleo es más parecida a la de un gigantesco Tipo Ia con fusión desbocada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a otras supernovas de colapso del núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo tanto, la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados expulsados de sus núcleos pueden ser órdenes de magnitud superiores, con la consiguiente luminosidad visual alta.
Progenitor
Se muestra en esta impresión de artista acelerada, es una colección de galaxias distantes, se puede ver una supernova ocasional. Cada una de estas estrellas explosivas 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 drásticamente de la metalicidad y, por lo tanto, de la edad de la galaxia anfitriona.
Las supernovas de tipo Ia se producen a partir de estrellas enanas blancas en sistemas binarios y se producen en todos los tipos de galaxias. Las supernovas de colapso de núcleo solo se encuentran en galaxias sometidas a formación de estrellas actual o muy reciente, ya que resultan de estrellas masivas efímeras. Se encuentran más comúnmente en espirales de tipo Sc, pero también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares, especialmente galaxias starburst.
Las supernovas Tipo Ib / cy II-L, y posiblemente la mayoría de Tipo IIn, solo se cree que se producen a partir de estrellas que tienen niveles de metalicidad casi solares que provocan una gran pérdida de masa de las estrellas masivas, por lo tanto, son menos comunes en las galaxias distantes. La tabla muestra el progenitor esperado para los principales tipos de supernova de colapso del núcleo y las proporciones aproximadas que se han observado en el vecindario local.
| Tipo | Estrella progenitora | Fracción |
|---|---|---|
| Ib | WC Wolf-Rayet o estrella de helio | 9.0% |
| Ic | WO Wolf-Rayet | 17.0% |
| II-P | Supergigante | 55.5% |
| II-L | Supergigante con una cáscara de hidrógeno agotada | 3.0% |
| IIn | Supergigante en una densa nube de material expulsado (como LBV) | 2.4% |
| IIb | Supergigante con hidrógeno altamente agotado (despojado por compañero?) | 12.1% |
| IIpec | Supergigante azul? | 1.0% |
Hay una serie de dificultades para reconciliar la evolución estelar modelada y observada que conduce a las supernovas de colapso del núcleo. Las supergigantes rojas son los progenitores esperados para la gran mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, y éstas se han observado, pero solo a masas y luminosidades relativamente bajas, por debajo de aproximadamente 18 M ☉ y 100.000 L ☉ respectivamente. La mayoría de los progenitores de las supernovas Tipo II no se detectan y deben ser considerablemente más débiles, y presumiblemente menos masivas. Ahora se propone que las supergigantes rojas de mayor masa no exploten como supernovas, sino que evolucionen hacia temperaturas más altas. Se han confirmado varios progenitores de supernovas Tipo IIb, y estos fueron supergigantes K y G, más uno A supergigante. Los hipergigantes amarillos o LBV son progenitores propuestos para las supernovas de Tipo IIb, y casi todas las supernovas de Tipo IIb lo suficientemente cercanas como para observar han mostrado tales progenitores.
Hasta hace apenas unas décadas, no se consideraba probable que las supergigantes calientes explotaran, pero las observaciones demostraron lo contrario. 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 ni un solo progenitor Wolf-Rayet ha sido claramente identificado. Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo las supergigantes azules pierden suficiente masa para alcanzar la supernova sin pasar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha mostrado una posible ruta para el colapso de las variables azules luminosas supergigantes post-red de baja luminosidad, muy probablemente como una supernova Tipo IIn. Se han detectado varios ejemplos de progenitores luminosos calientes de supernovas de Tipo IIn: SN 2005gy y SN 2010jl fueron estrellas luminosas aparentemente masivas, pero muy distantes;
Los progenitores de las supernovas tipo Ib / c no se observan en absoluto, y las restricciones sobre su posible luminosidad son a menudo más bajas que las de las estrellas WC conocidas. Las estrellas WO son extremadamente raras y visualmente relativamente débiles, por lo que es difícil decir si esos progenitores están ausentes o aún no se han observado. Los progenitores muy luminosos no han sido identificados con seguridad, a pesar de que se han observado numerosas supernovas lo suficientemente cerca como para que esos progenitores hubieran sido claramente fotografiados. El modelado de poblaciones muestra que las supernovas Tipo Ib / c observadas podrían reproducirse mediante una mezcla de estrellas masivas individuales y estrellas con envoltura desprovista de sistemas binarios interactuantes. La continua falta de detección inequívoca de progenitores para las supernovas normales 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 baja luminosidad de baja masa en sistemas binarios. Un pequeño número sería de estrellas masivas que giran rápidamente, probablemente correspondientes a los eventos altamente energéticos Tipo Ic-BL que están asociados con ráfagas de rayos gamma de larga duración.
Impacto interestelar
Fuente de elementos pesados
Las supernovas son la principal fuente de elementos más pesados que el nitrógeno. Estos elementos se producen por fusión nuclear para núcleos hasta S, mediante reordenación de fotodisintegración de silicio y cuasi equilibrio (véase nucleosíntesis de Supernova) durante la combustión de silicio para núcleos entre Ar y Ni, y mediante capturas rápidas de neutrones durante el colapso de la supernova para elementos más pesados que el hierro. La nucleosíntesis durante la combustión del silicio produce núcleos aproximadamente 1000-100,000 veces más abundantes que los isótopos del proceso r más pesados que el hierro. Las supernovas son los sitios candidatos más probables, aunque no indiscutibles, para el proceso r, que es la captura rápida de neutrones que ocurre a alta temperatura y alta densidad de neutrones. Esas reacciones producen núcleos altamente inestables que son ricos en neutrones y que beta rápidamente se descomponen en formas más estables. El proceso r produce aproximadamente la mitad de todos los isótopos más pesados de los elementos más allá del hierro, incluidos el plutonio y el uranio. El único otro proceso importante que compite para producir elementos más pesados que el hierro es el proceso s en estrellas AGB grandes, viejas y gigantes rojas, que produce estos elementos lentamente en épocas más largas y que no pueden producir elementos más pesados que el plomo.
Papel en la evolución estelar
Los restos de muchas supernovas consisten en un objeto compacto y una onda expansiva de material que se expande rápidamente. Esta nube de material barre el medio interestelar circundante durante una fase de expansión libre, 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.
El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio, mientras que todos los elementos más pesados se sintetizan en estrellas y supernovas. Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos distintos al hidrógeno y al helio, que generalmente los astrónomos denominan "metales".
Estos elementos inyectados finalmente enriquecen las nubes moleculares que son los sitios de formación de estrellas. Por lo tanto, 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 para distribuir 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 importantes influencias en la vida de la estrella, y pueden influir decisivamente en la posibilidad de tener planetas que la orbitan.
La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación de estrellas al comprimir las densas nubes moleculares cercanas en el espacio. El aumento en la presión turbulenta también puede prevenir la formación de estrellas si la nube no puede perder el exceso de energía.
La evidencia de productos secundarios de isótopos radiactivos de vida corta muestra que una supernova cercana ayudó a determinar la composición del Sistema Solar hace 4.500 millones de años, e incluso puede haber desencadenado la formación de este sistema. La producción de supernovas de elementos pesados durante períodos astronómicos finalmente hizo posible la química de la vida en la Tierra.
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 3000 años luz de distancia. Los rayos gamma de una supernova inducirían una reacción química en la atmósfera superior convirtiendo el nitrógeno molecular en óxidos de nitrógeno, agotando la capa de ozono para exponer la superficie a la dañina radiación solar ultravioleta. Esto ha sido propuesto como la causa de la extinción Ordovician-Silurian, que resultó en la muerte de casi el 60% de la vida oceánica en la Tierra. En 1996 se teorizó que las huellas de supernovas pasadas podrían ser detectables en la Tierra en forma de firmas de isótopos metálicos en los estratos rocosos. El enriquecimiento de hierro 60 se informó más tarde en la roca de aguas profundas del Océano Pacífico. En 2009, se encontraron niveles elevados de iones de nitrato en el hielo antártico, que coincidió con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles de óxidos de nitrógeno, que quedaron atrapados en el hielo.
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 las débiles estrellas enanas blancas comunes en los sistemas binarios, es probable que una supernova que pueda afectar a la Tierra ocurra de manera impredecible y en un sistema estelar que no está bien estudiado. El candidato más cercano conocido es IK Pegasi (ver abajo). Las estimaciones recientes predicen que una supernova Tipo II debería estar a más de ocho parsecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra, y no hay candidatos más cercanos. más de 500 años luz.
Candidatos de la Vía Láctea
La próxima supernova en la Vía Láctea será detectable incluso si ocurre en el lado más alejado de la galaxia. Es probable que se produzca por el colapso de una súper gigante roja sin importancia y es muy probable que ya haya sido catalogada en estudios infrarrojos como 2MASS. Hay una menor posibilidad de que la próxima supernova de colapso del núcleo sea producida por un tipo diferente de estrella masiva, como una variable hipergigante amarilla, azul luminosa, o Wolf-Rayet. Las posibilidades de que la próxima supernova sea un Tipo Ia producida por una enana blanca se calcula que es aproximadamente un tercio de las de una supernova de colapso del núcleo. De nuevo, debería ser observable donde sea que ocurra, pero es menos probable que el progenitor haya sido observado alguna vez. Ni siquiera se sabe exactamente qué aspecto tiene un sistema progenitor de Tipo Ia, y es difícil detectarlos más allá de unos parsecs. La tasa total de supernova en nuestra galaxia se estima entre 2 y 12 por siglo, aunque en realidad no la hemos observado por varios siglos.
Estadísticamente, es probable que la próxima supernova se produzca a partir de una supergigante roja que, por lo demás, no tiene nada especial, pero es difícil identificar cuáles de esas supergigantes se encuentran en las etapas finales de fusión de elementos pesados en sus núcleos y que les quedan millones de años. Se espera que las supergigantes rojas más masivas arrojen sus atmósferas y evolucionen a estrellas Wolf-Rayet antes de que sus núcleos colapsen. Se espera que todas las estrellas Wolf-Rayet terminen sus vidas de la fase Wolf-Rayet dentro de un millón de años más o menos, pero nuevamente es difícil identificar aquellas que están más cerca del colapso del núcleo. Una clase que se espera que tenga no más de unos miles de años antes de la explosión son las estrellas WO Wolf-Rayet, que se sabe que han agotado su núcleo de helio. Solo ocho de ellos son conocidos, y solo cuatro de ellos están en la Vía Láctea.
Se han identificado varias estrellas cercanas o bien conocidas como posibles candidatas a la supernova del colapso del núcleo: las supergigantes rojas Antares y Betelgeuse; el amarillo hipergonante Rho Cassiopeiae; la variable luminosa azul Eta Carinae que ya ha producido un impostor de supernova; y el componente más brillante, una estrella de Wolf-Rayet, en el sistema de Regor o Gamma Velorum, Otros han ganado notoriedad como posible, aunque no muy probable, progenitores de un estallido de rayos gamma; por ejemplo, WR 104.
La identificación de candidatos para una supernova de Tipo Ia es mucho más especulativa. Cualquier binario con una enana blanca acreciente puede 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. El candidato de supernova de Tipo Ia más cercano que se conoce es IK Pegasi (HR 8210), ubicado a una distancia de 150 años luz, pero las observaciones sugieren que pasarán varios millones de años antes de que la enana blanca pueda acumular la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de Tipo Ia .
Obtenido de: https://en.wikipedia.org/wiki/Supernova