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Supernova tipo Ia

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Imagen de rayos X del resto de la Supernova 1572 ( Tycho's Nova ), una supernova de Tipo Ia observada en 1572 por el astrónomo danés Tycho Brahe . [1] (crédito: ASA / CXC / Rutgers / J. Warren, J. Hughes et al. )

Una supernova de tipo Ia es un tipo de supernova que se origina a partir de la explosión de una enana blanca . Una enana blanca es lo que queda de una estrella de masa pequeña a mediana que ha completado su ciclo de vida y dentro de la cual ha cesado la fusión nuclear ; sin embargo, las enanas blancas de carbono - oxígeno , las más comunes en el Universo , [2] pueden, si sus temperaturas aumentan lo suficiente, provocar que continúen las reacciones de fusión, que liberan una gran cantidad de energía .

Desde un punto de vista físico, las enanas blancas de rotación lenta [3] tienen una masa límite, definida como el límite de Chandrasekhar , que equivale aproximadamente a 1,44 masas solares (M ). [4] Esta es la masa más alta que puede soportar la presión ejercida por electrones degenerados ; más allá de este límite, las enanas blancas tienden a colapsar . Si una enana blanca aumenta gradualmente su masa al aumentarla a partir de un compañero en un sistema binario , se cree que, cuando se acerca a su límite, su núcleo puede alcanzar la temperatura requerida para la fusión del carbono . Si la enana blanca se fusiona con otra estrella (un evento muy raro en realidad), incluso podría cruzar el límite y comenzar a colapsar, elevando la temperatura de nuevo al punto de fusión. Segundos después de la fusión, una fracción sustancial de la materia enana blanca sufre una reacción termonuclear incontrolada que libera suficiente energía (1-2 × 10 44 J ) [5] para romper la estrella en una violenta explosión. [6]

Esta categoría de supernovas produce un pico notable de luminosidad absoluta , que es casi similar en todas las explosiones de este tipo debido a la relativa uniformidad de las masas de enanas blancas que explotan siguiendo los procesos de acreción. Por esta razón, las supernovas de tipo Ia se utilizan como velas estándar para medir la distancia de su galaxia anfitriona, ya que su magnitud aparente depende casi exclusivamente de la distancia a la que se encuentran. [7]

Modelos físicos

El tipo Ia (uno a) es una subcategoría de la clasificación de supernovas formulada por los dos astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky . [8]

Transferencia de masa y explosión ( archivo de información )
El video muestra las etapas terminales de la transferencia de masa entre una gigante roja y una enana blanca y la explosión de esta última en una supernova de tipo Ia.

Los diferentes escenarios que pueden conducir a la formación de una supernova de este tipo comparten el mismo mecanismo básico. Cuando una enana blanca de carbono-oxígeno que gira lentamente [3] aumenta la materia de otra estrella, no puede exceder el límite impuesto por la masa de Chandrasekhar, ya que los electrones degenerados ya no podrían sostener la masa del objeto compacto en sí ; [9] este último, en ausencia de un mecanismo de compensación, colapsa en una estrella de neutrones , [10] un fenómeno que ocurre normalmente en el caso de una enana blanca compuesta esencialmente de magnesio, neón y oxígeno . [11]

Los astrónomos que están involucrados en modelar las explosiones de supernovas de tipo Ia, sin embargo, están de acuerdo en que este límite nunca se alcanza realmente, por lo que el colapso nunca comenzaría; sin embargo, el aumento de presión y densidad debido al aumento de masa determina un aumento en la temperatura del núcleo de la enana blanca; [4] cuando este último se acerca al 99% del límite de Chandrasekhar, [12] tienen lugar movimientos de convección que duran unos mil años. [13] En cierto punto de esta fase, se activa un frente de combustión, potenciado por la fusión del carbono ( detonación del carbono ); Se desconocen los detalles de este fenómeno, incluida la ubicación exacta del frente y los puntos de donde se origina. [14] Poco después, también se desencadena la fusión del oxígeno , que avanza a un ritmo más lento que el del carbono. [15]

Tan pronto como ha comenzado la fusión, la temperatura interna de la enana blanca sufre un aumento adicional. Si una estrella normal, por efecto de la presión térmica, tiende a expandirse y enfriarse para contrarrestar un aumento de temperatura, en una enana blanca la presión de los electrones degenerados es independiente de la temperatura; de ello se deduce que la enana blanca es incapaz de regular los procesos termonucleares como lo hacen las estrellas normales, lo que la hace vulnerable a la fuga térmica . Las reacciones experimentan una aceleración dramática, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y las interacciones con la turbulencia interna. Todavía es un tema de vivo debate si este frente de combustión se transforma de una explosión subsónica en una detonación supersónica. [13] [16]

Impresión artística de la transferencia de masa de una gigante roja a una enana blanca rodeada por un disco de acreción .

Sin caer en los detalles de los procesos nucleares, generalmente se acepta que una fracción sustancial de carbono y oxígeno se convierte en elementos más pesados ​​en solo unos segundos, [15] elevando la temperatura central a miles de millones de kelvin . La energía liberada por la fusión (1-2 × 10 44 J [5] ) es más que suficiente para desmembrar la estrella; la violenta explosión libera una onda de choque que viaja a una velocidad de entre 5.000 y 20.000 km / s, aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz . La energía liberada durante la explosión también provoca un enorme aumento de brillo; una supernova típica de tipo Ia alcanza valores de magnitud absoluta iguales a -19,3, casi 5 mil millones de veces más brillante que el Sol , con variaciones mínimas entre una supernova y otra. [13] Si la estrella de neutrones que se origina en la supernova permanece unida a su compañera o no depende de la cantidad de materia expulsada en el remanente de supernova y de la velocidad a la que fue expulsada.

Los mecanismos que conducen a la explosión de una supernova de tipo Ia son similares a los que desencadenan las novas , variables cataclísmicas en las que la enana blanca acumula materia de una estrella compañera a un ritmo menor y no alcanza el límite de Chandrasekhar. En las novas, la materia que cae sobre la superficie de la enana blanca sufre un aumento de temperatura tal que desencadena la fusión del hidrógeno, lo que provoca una explosión superficial que, sin embargo, no es capaz de destruir a la enana blanca. [13]

Las supernovas de tipo Ia se diferencian de las supernovas en colapso nuclear en que la explosión de estas últimas es consecuencia del colapso del núcleo de una estrella masiva. [17]

Escenarios evolutivos

Secuencia de imágenes que muestra la evolución de un binario estrecho y su explosión de supernova.

Se han propuesto varios modelos para explicar la formación de una supernova de Tipo Ia. Uno de ellos es la evolución de un sistema binario estrecho. El sistema se compone inicialmente de dos estrellas de secuencia principal , con el componente primario ligeramente más masivo que el secundario; al poseer una masa mayor, la primaria sufre una evolución más rápida, llegando primero a la fase gigante de la rama asintótica , etapa en la que el volumen de la estrella se expande enormemente en comparación con el que poseía cuando estaba dentro de la secuencia principal. Si las dos estrellas están lo suficientemente cerca como para compartir una envoltura de gas exterior común, la primaria puede perder una fracción significativa de su masa, mientras que también produce una cierta cantidad de momento angular , lo que hace que su órbita decaiga, lo que se refleja en una reducción en su órbita, semi-eje mayor y el período de revolución , lo que resulta en un acercamiento de las dos estrellas. El componente primario finalmente expulsa sus capas más externas en una nebulosa planetaria , mientras que el núcleo colapsa en una tenue enana blanca.
En un segundo momento, el componente secundario también comienza a enfrentarse a la fase de post-secuencia principal, expandiéndose a una gigante roja e incorporando a la enana blanca. En esta fase, las dos estrellas comparten nuevamente una envoltura gaseosa común y continúan acercándose a medida que pierden momento angular; el resultado será una órbita tan estrecha que se podrá completar en unas pocas horas. [18] [19] Durante esta fase, los mecanismos de transferencia de masa se activan del gigante a la enana blanca; si este mecanismo dura un tiempo suficiente, la enana blanca puede acercarse a la masa límite de Chandrasekhar, igual a aproximadamente 1,44 M . La duración de la transferencia de materia de la secundaria a la enana blanca puede durar unos pocos millones de años (durante los cuales puede sufrir repetidas explosiones de novas ) antes de que se alcancen las condiciones adecuadas para una explosión de supernova de tipo Ia. [20]

Secuencia que muestra las diferentes fases del choque entre dos enanas blancas. NASA

La enana blanca también puede robar materia a compañeras que no necesariamente pertenecen al tipo de gigantes , como las subgigantes o incluso, si la órbita es lo suficientemente estrecha, a una estrella de secuencia principal. Los procesos que realmente tienen lugar durante la fase de acreción siguen siendo objeto de incertidumbres, ya que dependen tanto de la velocidad de acreción de la materia como de la transferencia del momento angular hacia la enana blanca. [21]

Un segundo mecanismo posible, aunque menos probable, está constituido por la fusión de dos enanas blancas cuyas masas, sumadas, superan la masa de Chandrasekhar. [22] [23] Inicialmente, las dos enanas blancas están ubicadas a una distancia bastante pequeña entre sí. Durante miles de años, la órbita de las dos estrellas alrededor del centro de gravedad común comienza a encogerse y decaer debido a la pérdida progresiva de momento angular, debido tanto a las interacciones magnéticas entre las dos estrellas y sus atmósferas, como a la emisión de ondas gravitacionales . [24] La progresiva disminución de la amplitud de la órbita y el consiguiente aumento de la atracción gravitacional entre los dos componentes provoca el desmembramiento de una de las dos enanas blancas; el proceso de ruptura es extremadamente complejo y conduciría a la formación de un disco de plasma casi degenerado en órbita alrededor del enano superviviente. [24] A medida que las partículas del disco pierden su momento angular, se precipitan en la superficie del enano superviviente, aumentando su masa; la superación de la masa de Chandrasekhar conduce al colapso de la enana blanca y la posterior explosión. Esta hipótesis se formuló para explicar la masa anormal (2 M ) del progenitor de SN 2003fg . [25] [26]

Las colisiones entre estrellas individuales dentro de nuestra galaxia son un evento bastante raro, con una frecuencia estimada de uno cada 10 7 -10 13 años, mucho menos frecuente que la aparición de novas ; [27] la frecuencia de tales eventos, sin embargo, aumenta en regiones de densidad estelar particularmente alta, como las regiones centrales de los cúmulos globulares , [28] lo que lleva a la formación de un tipo particular conocido como vagabundo azul estelar (rezagado azul). En cuanto a las enanas blancas, un escenario probable es la colisión entre una sola enana blanca y una estrella binaria o entre dos binarias que contienen enanas blancas; el resultado es la formación de una estrecha binaria de enanas blancas que, de la manera descrita anteriormente, pueden fusionarse y dar lugar a una explosión. [29]

A pesar de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia generalmente se alojan en todos los tipos de galaxias , incluidas las elípticas , sin mostrar preferencia por regiones galácticas particulares. [30]

Espectros y curvas de luz

La curva de luz característica de una supernova de Tipo Ia. El pico se debe principalmente a la descomposición del níquel (Ni), mientras que la siguiente fase se ve reforzada por el cobalto (Co).
El espectro de SN 1998aq , una supernova de tipo Ia, un día después del brillo máximo en la banda B. [31]

Las supernovas de tipo Ia tienen curvas de luz características, es decir, gráficos que muestran la variación de brillo en función del tiempo transcurrido desde la explosión. En el brillo máximo, el espectro muestra las líneas de los elementos de masa intermedia entre el oxígeno y el calcio , que son los principales constituyentes de las capas más externas de la enana blanca. Varios meses después de la explosión, cuando estas capas se han expandido hasta volverse transparentes, el espectro está dominado por las líneas de los elementos presentes en profundidad, sintetizados durante la explosión, en su mayoría isótopos de masa atómica 56 y diferente número atómico (pertenecientes a el pico de hierro ), que sufren desintegración radiactiva . La desintegración del níquel -56 en cobalto -56 y de este último en hierro -56 produce fotones de alta energía que dominan la emisión energética del material expulsado durante escalas de tiempo medio-largas. [13]

La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las supernovas de tipo Ia conocidas las hace utilizables como velas secundarias estándar [7] . [32] La causa de esta uniformidad en la curva de luz es objeto de especulación.

Fue la observación de algunas supernovas distantes de Tipo Ia, en 1998, lo que mostró que, sorprendentemente, el universo parecía estar experimentando una expansión acelerada . [33] [34] [35] [36]

Nota

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