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Supernova tipo II

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El remanente en expansión de SN 1987A , una supernova de tipo II-P en la Gran Nube de Magallanes . NASA

Una supernova de tipo II (o supernova de colapso nuclear, de la supernova inglesa de colapso del núcleo ) es un tipo de supernova que se forma a partir del colapso interno y la consiguiente explosión violenta de una estrella con una masa mayor que al menos 9 veces la masa de el Sol ( estrella masiva ). [1]

Las estrellas masivas, como todas las estrellas, generan energía a través de la fusión nuclear de hidrógeno en helio en sus núcleos . Sin embargo, a diferencia del Sol, estas estrellas, habiendo alcanzado una etapa avanzada de su ciclo de vida , no se limitan a fundir helio en carbono , sino que, en virtud de su masa suficientemente elevada, son capaces de realizar ciclos de fusión. carbono, conducen a la producción de elementos cada vez más pesados. El producto final de estos ciclos de nucleosíntesis es el hierro -56, un isótopo de hierro con un peso atómico de 56 uma que, debido al gasto excesivo de energía necesaria para fundirlo, se acumula inerte en el centro de la estrella. [2]

Cuando el núcleo ferroso alcanza y supera una masa límite, llamada límite de Chandrasekhar y equivalente a 1,44 masas solares, sufre una implosión; el núcleo que colapsa se calienta, provocando una serie de reacciones nucleares rápidas que dan como resultado la formación de neutrones y neutrinos . El colapso se detiene mediante varias interacciones a pequeña escala entre los neutrones recién formados, que hacen que la implosión "rebote": se crea así una onda de choque que provoca la expulsión violenta de las capas exteriores de la estrella hacia el espacio circundante. Según los modelos, esta sería la secuencia de eventos que conduciría a la explosión de una supernova de tipo II. [3]

Tipo II supernovas se clasifican en dos subtipos principales en función de la curva de luz que dan lugar a: Tipo II-L supernovas, que dan lugar a una curva que muestra una constante (L ine) disminución del brillo con el avance de tiempo, y de tipo II -P supernovas , que dan lugar a una curva que muestra un aplanamiento (P lateau , que indica un período en el que el brillo permanece constante) seguido de una disminución del brillo similar a la del tipo L. Normalmente las supernovas tipo II muestran la presencia de hidrógeno en sus espectros . Las supernovas de tipo II se diferencian de las supernovas de tipo Ib e Ic , que también son de colapso nuclear, en que estas últimas derivan de estrellas masivas sin su capa exterior de hidrógeno (para el tipo Ib) y helio (para el tipo Ib). Tipo Ic); en consecuencia, sus espectros parecen desprovistos de estos elementos. [2]

Evolución de las estrellas progenitoras

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Evolución estelar .
Diagrama de las "capas de cebolla" de una estrella masiva en las últimas etapas de su vida. (No en escala)

Las estrellas masivas emprenden viajes evolutivos bastante complejos. Mientras que la fase de secuencia principal , durante la cual la estrella fusiona hidrógeno en helio, es común a todas las estrellas, tanto las de masa pequeña y mediana-pequeña, [4] como las masivas, las fases que siguen a esta larga fase de estabilidad, así como la Los tipos de reacciones nucleares y los elementos involucrados en ellas difieren según la masa de la estrella. De hecho, mientras las estrellas de masa pequeña y mediana, en las fases siguientes a la secuencia principal, fusionan el hidrógeno en una capa más externa al núcleo de helio y, solo si la masa es suficiente, pueden derretir helio en carbono y oxígeno , [5] las estrellas masivas, una vez completada la fusión del helio en carbono, alcanzan en su núcleo las condiciones de temperatura y presión necesarias para hacer la fusión de este último en elementos más pesados: oxígeno, neón , silicio y azufre .

En estas estrellas la nucleosíntesis de varios elementos puede tener lugar simultáneamente dentro de un núcleo que parece estratificado; muchos astrofísicos comparan esta estructura con las capas concéntricas de una cebolla . [6] En cada capa tiene lugar la fusión de un elemento diferente: el más externo derrite hidrógeno en helio, el que está inmediatamente debajo derrite helio en carbono y así sucesivamente, a temperaturas y presiones cada vez mayores a medida que avanza hacia el centro. [7] El colapso de cada capa se evita sustancialmente por el calor y la presión de radiación de la capa subyacente, donde las reacciones se desarrollan a un ritmo más intenso. Los productos finales de la nucleosíntesis son níquel-56 ( 56 Ni) y cobalto-56 ( 56 Co), resultado de la fusión del silicio, que se completa en pocos días. [2] [5] [8] Estos dos elementos se descomponen rápidamente en hierro-56 ( 56 Fe). [9]

El factor limitante del proceso de fusión nuclear es la cantidad de energía que se libera mientras está en progreso, que depende de la energía de enlace que mantiene cohesivos los núcleos atómicos . Cada etapa sucesiva del proceso produce núcleos cada vez más pesados, cuya fusión libera progresivamente una energía cada vez más baja. Dado que los núcleos de hierro y níquel poseen una energía de enlace claramente superior a la de cualquier otro elemento, [9] su fusión, en lugar de ser un proceso exotérmico (que produce y emite energía), es fuertemente endotérmica (es decir, requiere y consume energía). ). [5]

La siguiente tabla muestra el tiempo que tarda una estrella 25 veces la masa del sol en derretir su combustible nuclear. Es una estrella de clase O , con un radio 10 veces mayor que el del Sol y un brillo 80.000 veces mayor que el de nuestra estrella . [2]

Proceso Combustible principal Productos principales Parámetros físicos
Temperatura
núcleo ( K )		 Densidad
(g / cm 3 )		 Duración
Ciclo de CNO y cadena protón-protón hidrógeno helio 7 × 10 7 10 10 7 años
proceso de tres alfa helio carbono , oxígeno 2 × 10 8 2000 10 6 años
fusión de carbono carbón Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 10 3 años
fusión de neón neón O , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 años
fusión de oxígeno oxígeno Sí , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 años
fusión de silicio silicio 56 Ni , 56 Co (decaimiento a 56 Fe ) 2,5 × 10 9 10 8 5 dias

El colapso del núcleo

Las fases del colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva.
En el interior de una estrella masiva en etapa evolutiva avanzada (a), la fusión nuclear finaliza con la síntesis de hierro, el cual, depositándose en el centro de la estrella, forma un núcleo inerte (b) que en poco tiempo alcanza la masa límite de Chandrasekhar, comenzando a colapsar. La materia en la parte más interna del núcleo degenera en neutrones y emite neutrinos (c), provocando un rebote de materia (d) que da lugar a una onda de choque (en rojo). El frente de choque inicialmente tiende a desacelerarse (e), pero se ve reforzado por procesos que incluyen interacciones entre neutrinos. La onda barre las capas que rodean el núcleo (f), dejando solo un residuo de materia degenerada: una estrella compacta (estrella de neutrones o agujero negro según su masa).

El hierro-56, que no se puede utilizar para la fusión nuclear, se acumula inerte en el centro de la estrella. A pesar de estar sometido a tensiones gravitacionales muy elevadas, el núcleo no colapsa debido a la presión de los electrones degenerados , un estado en el que la materia es tan densa que su mayor compactación requeriría que todos los electrones ocuparan el mismo nivel de energía . Sin embargo, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli , el mismo nivel de energía solo puede ser ocupado por un par de fermiones idénticos con espín opuesto; en consecuencia, los electrones tienden a repelerse entre sí, contrarrestando así el colapso gravitacional. [10]

Cuando la masa del núcleo ferroso alcanza y supera el límite de Chandrasekhar , la presión de los electrones degenerados ya no puede contrarrestar eficazmente la gravedad y el núcleo sufre un colapso catastrófico; [11] la parte más externa del núcleo, durante la fase de colapso, alcanza velocidades del orden de 70.000 km / s, equivalente al 23% de la velocidad de la luz . [12] El núcleo que se contrae rápidamente se calienta, produciendo fotones gamma de alta energía que descomponen los núcleos de hierro en helio libre y núcleos de neutrones mediante un proceso conocido como fotodisintegración . A medida que aumenta la densidad del núcleo, también aumenta la probabilidad de que los electrones y los protones se fusionen (a través de un fenómeno conocido como captura de electrones ), produciendo más neutrones y neutrinos de electrones . Dado que estos últimos rara vez interactúan con la materia normal, escapan del núcleo, transportando energía con ellos y acelerando el colapso, que se desarrolla en una escala de tiempo de varios milisegundos. Tan pronto como el núcleo ha alcanzado un nivel de contracción tal que sufre un desprendimiento de las capas inmediatamente externas a él, estas últimas absorben una parte de los neutrinos producidos, iniciando la explosión de la supernova. [13]

El colapso del núcleo se detiene mediante una serie de interacciones repulsivas a pequeña escala, como la interacción fuerte , que se produce entre los neutrones; en este punto, la materia, al caer hacia el centro de la estrella, "rebota", produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. La energía transportada por la onda degrada los elementos pesados ​​presentes en el núcleo, pero al hacerlo pierde energía, llegando a detenerse cerca de la parte exterior del núcleo. [12]

El núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de grados Kelvin, 10 5 veces el núcleo temperatura de la dom La mayor parte de esta gran energía térmica debe dispersarse para que se forme una estrella de neutrones estable; el proceso de dispersión de la energía térmica va acompañado de una nueva emisión de neutrinos. [14] Estos neutrinos, caracterizados por diferentes sabores y acoplados por sus respectivas antipartículas , los antineutrinos , se forman en cantidades mucho mayores que los neutrinos formados por captura de electrones. [15] Los dos mecanismos de producción de neutrinos permiten dispersar la energía potencial gravitacional del colapso liberando un flujo de neutrinos con una energía de aproximadamente 10 46 julios (100 enemigos ) en un lapso de tiempo de aproximadamente diez segundos. [16] Mediante un proceso que aún no se comprende completamente, aproximadamente 10 44 julios (1 enemigo) son reabsorbidos por el frente de onda estancado, provocando una explosión. [12]

Los neutrinos producidos por una supernova se rastrearon por primera vez cuando explotó la Supernova 1987 A , lo que llevó a los astrónomos a concluir sobre la validez subyacente del modelo de colapso gravitacional del núcleo. [14]

La explosión de una supernova deja como residuos, además de un remanente nebuloso , un residuo de materia degenerada : la estrella compacta . Dependiendo de la masa original de la estrella (posiblemente sin tener en cuenta la intensidad de la explosión y la cantidad de materia expulsada al espacio ) se pueden formar dos residuos diferentes: si la estrella progenitora tiene una masa de menos de 20 masas solares , forma una estrella de neutrones ; [12] si, por el contrario, la masa es mayor que este techo máximo, el colapso gravitacional lleva al núcleo a alcanzar el tamaño del radio de Schwarzschild , formando un agujero negro . [5] [17] El límite de masa teórico para este tipo de colapso nuclear se establece en alrededor de 40 a 50 masas solares; por encima de este techo se cree que una estrella colapsa directamente en un agujero negro sin causar una explosión de supernova, [18] aunque las incertidumbres en los modelos del colapso nuclear de una supernova hacen que el cálculo de estos límites sea aún bastante incierto.

Modelos teóricos

Las energías alcanzadas por las partículas en los aceleradores de partículas (en la foto, el LHC de Ginebra ) son mucho mayores que las que se encuentran en las supernovas, pero estos experimentos solo involucran partículas individuales que interactúan con otras partículas individuales.

El modelo estándar , en física de partículas , es una teoría que describe tres de las cuatro interacciones fundamentales entre las partículas elementales que componen la materia; la teoría permite la formulación de hipótesis que permitan predeterminar las modalidades de interacción de las partículas en diferentes condiciones. La energía poseída por cualquier sola partícula en una supernova está normalmente entre 1 y 100 pJ (picojoule, 10 -12 J, equivalente a aproximadamente diez centenar de MeV ). [19] La energía de las partículas involucradas en una explosión de supernova es lo suficientemente pequeña como para sugerir la corrección subyacente de los modelos formulados a partir del modelo estándar; sin embargo, las altísimas densidades de este proceso podrían incitar a los físicos a realizar algunas correcciones. [20] En particular, los aceleradores de partículas ubicados en la Tierra son capaces de producir interacciones entre partículas con energías mucho mayores (del orden de TeV ) que las encontradas entre partículas en supernovas, [21] pero hay que tener en cuenta que estos experimentos se refieren a partículas individuales que interactúan con otras partículas individuales; Por tanto, es probable que las altas densidades de las supernovas produzcan efectos inusuales. Las interacciones entre neutrinos y otras partículas de la supernova se producen gracias a la fuerza nuclear débil , cuyo origen parece bien entendido; sin embargo, las interacciones entre protones y neutrones involucran la fuerza nuclear fuerte , cuyas causas aún no se comprenden bien. [22]

La principal pregunta sin resolver es cómo el flujo de neutrinos transfiere su energía al resto de la estrella al producir las ondas de choque que la hacen explotar. Se sabe que solo el 1% de la energía de estas partículas necesita ser transferida para provocar la explosión, pero explicar cómo se transfiere este 1% ha causado bastantes dificultades para los astrofísicos, aunque se cree que las interacciones entre partículas en juego Son bien conocidos. En la década de 1990 , un modelo tuvo en cuenta el vuelco convectivo , que plantea la hipótesis de que la convección , tanto de los neutrinos del interior como del material que cae del exterior, completa el proceso de destrucción de la estrella, dejando a los neutrinos la posibilidad de escapar de la estrella. Durante esta fase, los elementos más pesados ​​que el hierro se sintetizan a través de la captura de neutrones, gracias a la presión de los neutrinos en los límites de la llamada "neutrinosfera", que finalmente difunde una nebulosa de gas y polvo más rica en elementos pesados ​​que la estrella original. en el espacio circundante.[23]

La física de neutrinos, basada en el modelo estándar, juega un papel crucial en la comprensión de este proceso; [20] Otro campo de estudio muy importante es la hidrodinámica del plasma que constituye la estrella moribunda: comprender su comportamiento durante el colapso del núcleo nos permite determinar cuándo y cómo se forma la onda de choque y cuándo y cómo entra estancada y se revitalizó, dando lugar así a la explosión de la estrella. [24] Las simulaciones por computadora han calculado con éxito el comportamiento de las supernovas de tipo II cuando se forma la onda de choque. Al ignorar el primer segundo de la explosión y asumir que realmente comenzó, los astrofísicos pudieron formular teorías detalladas sobre cómo se sintetizaron los elementos pesados ​​y qué apariencia habría asumido la curva de luz de la explosión. [25] [26] [27]

Espectros y curvas de luz inusuales

La curva de luz de una supernova de tipo II-L (línea discontinua) superpuesta a la curva de una supernova de tipo II-P. El gráfico considera el brillo de la supernova (relativo al brillo solar ) en función del tiempo.

El análisis de espectro de una supernova de tipo II generalmente muestra la serie Balmer de hidrógeno ionizado; y es precisamente la presencia de estas líneas lo que discrimina entre una supernova de esta categoría y una supernova de tipo Ia .

Al relacionar el brillo de una supernova de tipo II con un período de tiempo, la curva de luz resultante muestra un pico característico seguido de una disminución con una tasa promedio de 0.008 magnitudes por día, una tasa más baja que la de las supernovas de tipo Ia. Las supernovas de tipo II se dividen en dos clases, dependiendo de la apariencia de la curva de luz: supernovas de tipo II-L y supernovas de tipo II-P. La curva de luz de un tipo II-L supernova muestra una disminución constante (L ine) en el brillo después del pico; la curva de una supernova de tipo II-P en cambio muestra un aplanamiento característico (en la jerga P lateau) durante la fase de declive, que representa un período en el que el brillo permanece constante o disminuye de una manera extremadamente más lenta: de hecho, comparando el declive Se puede observar que la de una supernova II-P es considerablemente más baja (alrededor de 0,0075 magnitudes / día) que la de tipo II-L (0,012 magnitudes / día). [28]

La diferencia en el diseño gráfico entre los dos tipos de supernovas se debería al hecho de que, en el caso de las supernovas II-L, la mayor parte de la capa de hidrógeno de la estrella progenitora es expulsada, [28] mientras que la meseta de tipo II - P sería debido a un cambio en la opacidad a la radiación de la capa externa: las ondas de choque ionizan el hidrógeno de la capa externa, provocando un aumento considerable de la opacidad que impide el escape inmediato de fotones de la parte más interna de la explosión. Solo cuando el cinturón de hidrógeno se enfría lo suficiente como para permitir la recombinación de átomos neutros, la capa se vuelve transparente y deja pasar los fotones. [29]

Supernovas de tipo IIn y IIb

Collage de imágenes tomadas por los telescopios Hubble , Spitzer y Chandra del remanente de la supernova Cassiopeia A.

Hay supernovas de tipo II caracterizadas por espectros inusuales; estos incluyen supernovas de tipo IIn y IIb.

Las supernovas de tipo IIn tienen espectros con líneas de emisión de hidrógeno de espesor medio o delgado ("n" significa estrecho , que en inglés significa estrecho ). [30] [31] Es posible que las estrellas progenitoras de esta clase de SN sean variables de color azul brillante rodeadas por una llamativa envoltura de gas, resultado de la pérdida masiva de masa debido al viento estelar que estas estrellas han encontrado; los modelos matemáticos indican, en el caso de espectros con líneas H de espesor medio, que el material expulsado con la deflagración establece fuertes interacciones con los gases de la envoltura que rodea a la estrella explotada. [32] Algunos ejemplos de supernovas de tipo IIn son SN 2005gl y SN 2006gy . [33]

Por otro lado, las supernovas de tipo IIb tienen características intermedias con las de las supernovas de tipo Ib : muestran tenues líneas de hidrógeno en la porción inicial del espectro, por lo que se clasifican como SN tipo II, pero su curva de luz se presenta, después de la pico inicial, un segundo pico, que los asimila a las supernovas de tipo Ib. Se cree que las estrellas progenitoras podrían ser supergigantes que han perdido gran parte de su capa exterior de hidrógeno como resultado de las interacciones de las mareas con otra estrella en un sistema binario , dejando el núcleo casi al descubierto. [34] A medida que el material expulsado de la supernova IIb se expande, la capa de hidrógeno residual se vuelve rápidamente más transparente y revela las capas más profundas. [34] El ejemplo más típico de SN tipo IIb es SN 1993J , [34] [35] [36] mientras que parece que Cassiopeia A también pertenece a esta clase. [37]

El colapso de una estrella supermasiva en un agujero negro y la formación de un rayo gamma estalló a partir de chorros relativistas.

Colapsar e hipernova

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Collapsar e Ipernova .

El colapso nuclear de estrellas muy masivas no se puede detener de ninguna manera: de hecho, las interacciones repulsivas neutrón-neutrón son capaces de mantener un objeto que no tiene una masa mayor que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de aproximadamente 3,8 masas solares. [38] Por encima de este límite, el núcleo colapsa para formar directamente un agujero negro estelar , [18] posiblemente produciendo una explosión de hipernova (todavía teórica).

En el mecanismo propuesto para este fenómeno, conocido como collapsar , dos chorros de plasma extremadamente energéticos ( chorros relativistas ) son emitidos desde los polos de la estrella a velocidades cercanas a la de la luz; los chorros emiten una gran cantidad de radiación de alta energía, particularmente rayos gamma . La emisión de chorros relativistas del colapso de una estrella en un agujero negro es una de las posibles explicaciones para la formación de estallidos de rayos gamma , cuya etiología aún se desconoce casi por completo. [39]

Nota

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  4. ^ Por estrellas de baja masa nos referimos a aquellas estrellas cuya masa no excede de 0,5 masas solares; Las estrellas de masa media , por otro lado, no superan las 9 masas solares.
  5. ^ a b c d Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars , en map.gsfc.nasa.gov , NASA WMAP Mission, 23 de agosto de 2006. Consultado el 1 de septiembre de 2006 .
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