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Las estrellas supergigantes azules más grandes explotan en hipernovas
Imagen de ESO de la hipernova SN 1998bw en un brazo espiral de la galaxia ESO 184-G82

Una hipernova (a veces llamada colapsar ) es una supernova muy enérgica que se cree que es el resultado de un escenario extremo de colapso del núcleo. En este caso, una estrella masiva (> 30 masas solares) colapsa para formar un agujero negro giratorio que emite chorros energéticos gemelos y está rodeado por un disco de acreción. Es un tipo de explosión estelar que expulsa material con una energía cinética inusualmente alta , un orden de magnitud mayor que la mayoría de las supernovas . Por lo general, parecen similares a una supernova de tipo Ic , pero con líneas espectrales inusualmente anchas que indican una velocidad de expansión extremadamente alta. Las hipernovas son uno de los mecanismos para producir ráfagas largas de rayos gamma (GRB), que van desde 2 segundos hasta más de un minuto de duración.

Historia [ editar ]

En la década de 1980, el término hipernova se utilizó para describir un tipo teórico de supernova que ahora se conoce como supernova de inestabilidad de pares . Se refirió a la energía extremadamente alta de la explosión en comparación con las típicas supernovas de colapso del núcleo . [1] [2] [3] El término se había utilizado previamente para describir explosiones hipotéticas de diversos eventos como hiperestrellas , estrellas de población III extremadamente masivas en el universo temprano, [4] o de eventos como fusiones de agujeros negros . [5]

Los GRB fueron detectados inicialmente el 2 de julio de 1967 por satélites militares estadounidenses en órbita alta, que estaban destinados a detectar radiación gamma. Estados Unidos sospechaba que la URSS estaba realizando pruebas nucleares secretas a pesar de haber firmado el Tratado de Prohibición de Pruebas Nucleares de 1963, y los satélites Vela eran capaces de detectar explosiones detrás de la luna . Los satélites detectaron una señal, pero era diferente a la de una firma de arma nuclear, ni podía correlacionarse con las erupciones solares. [6] Durante las siguientes décadas, los GRB plantearon un misterio convincente. Los rayos gamma requieren que se produzcan eventos altamente energéticos, sin embargo, los GRB no podrían correlacionarse con supernovas, erupciones solares o cualquier otra actividad en el cielo. Su brevedad los hacía difíciles de rastrear. Una vez que se pudo determinar su dirección, se descubrió que estaban distribuidos uniformemente por el cielo. Por lo tanto, no se originaron en la Vía Láctea o en galaxias cercanas, sino en el espacio profundo.

En febrero de 1997, el satélite holandés-italiano BeppoSAX pudo rastrear GRB 970508 hasta una débil galaxia a unos 6 mil millones de años luz de distancia. [7] A partir del análisis de los datos espectroscópicos tanto del GRB 970508 como de su galaxia anfitriona, Bloom et al. concluyó en 1998 que una hipernova era la causa probable. [7] Ese mismo año, el astrónomo polaco Bohdan Paczyński planteó la hipótesis con mayor detalle de las hipernovas como supernovas de estrellas que giran rápidamente. [8]

El uso del término hipernova de finales del siglo XX se ha refinado desde entonces para referirse a aquellas supernovas con una energía cinética inusualmente grande. [9] La primera hipernova observada fue SN 1998bw , con una luminosidad 100 veces mayor que la de un Tipo Ib estándar. [10] Esta supernova fue la primera en asociarse con un estallido de rayos gamma (GRB) y produjo una onda de choque que contenía un orden de magnitud más de energía que una supernova normal. Otros científicos prefieren llamar a estos objetos simplemente supernovas de tipo Ic de líneas amplias . [11] Desde entonces, el término se ha aplicado a una variedad de objetos, no todos los cuales cumplen con la definición estándar; por ejemplo ASASSN-15lh .[12]

Propiedades [ editar ]

Las hipernovas son ahora ampliamente aceptadas como supernovas con eyecciones que tienen una energía cinética mayor que aproximadamente. 10 52  ergio , un orden de magnitud más alto que una supernova típica de colapso del núcleo. Las masas de níquel expulsadas son grandes y la velocidad de expulsión es de hasta el 99% de la velocidad de la luz . Estos son típicamente de tipo Ic, y algunos están asociados con explosiones de rayos gamma de larga duración . La energía electromagnética liberada por estos eventos varía desde una supernova comparable a otra tipo Ic, hasta algunas de las supernovas más luminosas conocidas como SN 1999as . [13] [14]

La hipernova arquetípica, SN 1998bw, se asoció con GRB 980425 . Su espectro no mostró hidrógeno ni características claras de helio, pero fuertes líneas de silicio lo identificaron como una supernova de tipo Ic. Las principales líneas de absorción se ensancharon extremadamente y la curva de luz mostró una fase de brillo muy rápida, alcanzando el brillo de una supernova de tipo Ia el día 16. La masa total expulsada fue de aproximadamente 10  M ☉ y la masa de níquel expulsada aproximadamente 0,4  M ☉ . [13] Todas las supernovas asociadas con GRB han mostrado la eyección de alta energía que las caracteriza como hipernovas. [15]

Se han observado supernovas de radio inusualmente brillantes como contrapartes de las hipernovas y se han denominado hipernovas de radio. [dieciséis]

Modelos astrofísicos [ editar ]

Los modelos de hipernova se centran en la transferencia eficiente de energía al material eyectado. En las supernovas de colapso del núcleo normal , el 99% de los neutrinos generados en el núcleo que colapsa escapan sin impulsar la expulsión de material. Se cree que la rotación del progenitor de la supernova impulsa un chorro que acelera el material lejos de la explosión a una velocidad cercana a la de la luz. Los sistemas binarios se están estudiando cada vez más como el mejor método tanto para eliminar las envolturas estelares para dejar un núcleo desnudo de carbono-oxígeno como para inducir las condiciones de giro necesarias para impulsar una hipernova.

Modelo colapsar [ editar ]

Para una estrella completamente colapsada, vea agujero negro estelar .

El modelo collapsar describe un tipo de supernova que produce un objeto colapsado gravitacionalmente o un agujero negro . La palabra "collapsar", abreviatura de " estrella colapsada ", se usaba anteriormente para referirse al producto final del colapso gravitacional estelar , un agujero negro de masa estelar . La palabra ahora se usa a veces para referirse a un modelo específico para el colapso de una estrella que gira rápidamente. Cuando el colapso del núcleo ocurre en una estrella con un núcleo de al menos quince veces la masa del sol ( M ☉) —Aunque la composición química y la velocidad de rotación también son importantes— la energía de explosión es insuficiente para expulsar las capas externas de la estrella, y colapsará en un agujero negro sin producir un estallido de supernova visible.

Una estrella con una masa del núcleo ligeramente por debajo de este nivel en el intervalo de 5-15  M ☉ -Will experimentar una explosión supernova, pero gran parte de la masa expulsada cae de nuevo en el remanente núcleo que todavía se colapsa en un agujero negro. Si una estrella de este tipo gira lentamente, producirá una supernova tenue, pero si la estrella gira lo suficientemente rápido, la caída al agujero negro producirá chorros relativistas.. La energía que estos chorros transfieren a la capa expulsada hace que el estallido visible sea sustancialmente más luminoso que una supernova estándar. Los chorros también emiten partículas de alta energía y rayos gamma directamente hacia afuera y, por lo tanto, producen explosiones de rayos X o rayos gamma; los chorros pueden durar varios segundos o más y corresponden a explosiones de rayos gamma de larga duración, pero no parecen explicar las explosiones de rayos gamma de corta duración. [17] [18]

Modelos binarios [ editar ]

Alguna vez se pensó que el mecanismo para producir el progenitor despojado, una estrella de carbono-oxígeno que carece de hidrógeno o helio significativo, de supernovas de tipo Ic era una estrella masiva extremadamente evolucionada, por ejemplo, una estrella de tipo WO Wolf-Rayet cuyo viento estelar densoexpulsado todas sus capas externas. Las observaciones no han logrado detectar tales progenitores. Todavía no se ha demostrado de manera concluyente que los progenitores sean en realidad un tipo diferente de objeto, pero varios casos sugieren que los progenitores son "gigantes de helio" de menor masa. Estas estrellas no son lo suficientemente masivas para expulsar sus envolturas simplemente por los vientos estelares, y serían despojadas por transferencia de masa a una compañera binaria. Los gigantes de helio son cada vez más favorecidos como progenitores de las supernovas de tipo Ib, pero los progenitores de las supernovas de tipo Ic aún son inciertos. [19]

Un mecanismo propuesto para producir explosiones de rayos gamma es el colapso gravitacional inducido, donde una estrella de neutrones se desencadena para colapsar en un agujero negro por el colapso del núcleo de un compañero cercano que consiste en un núcleo de carbono-oxígeno despojado. El colapso inducido de la estrella de neutrones permite la formación de chorros y eyecciones de alta energía que han sido difíciles de modelar a partir de una sola estrella. [20]

Ver también [ editar ]

  • Progenitores de estallidos de rayos gamma  : tipos de objetos celestes que pueden emitir estallidos de rayos gamma
  • Estrella  de quarks: estrella exótica compacta que forma materia que consiste principalmente en quarks
  • Quark-nova  - Explosión violenta hipotética resultante de la conversión de una estrella de neutrones en una estrella de quark

Referencias [ editar ]

  1. ^ Woosley, SE; Weaver, TA (1981). "Modelos teóricos de supernovas". NASA Sti / Recon Informe Técnico N . 83 : 16268. Código Bibliográfico : 1981STIN ... 8316268W .
  2. ^ Janka, Hans-Thomas (2012). "Mecanismos de explosión de supernovas de colapso del núcleo" . Revisión anual de ciencia nuclear y de partículas . 62 (1): 407–451. arXiv : 1206.2503 . Código bibliográfico : 2012ARNPS..62..407J . doi : 10.1146 / annurev-nucl-102711-094901 . S2CID 118417333 . 
  3. ^ Gass, H .; Liebert, J .; Wehrse, R. (1988). "Análisis de espectro de la estrella enana de carbono extremadamente pobre en metales G 77-61". Astronomía y Astrofísica . 189 : 194. Bibcode : 1988A & A ... 189..194G .
  4. ^ Barrington, RE; Belrose, JS (1963). "Resultados preliminares del receptor de muy baja frecuencia a bordo del satélite Alouette de Canadá". Naturaleza . 198 (4881): 651–656. Código Bibliográfico : 1963Natur.198..651B . doi : 10.1038 / 198651a0 . S2CID 41012117 . 
  5. ↑ Park, Seok J .; Vishniac, Ethan T. (1991). "¿Son las hipernovas detectables?". El diario astrofísico . 375 : 565. Bibcode : 1991ApJ ... 375..565P . doi : 10.1086 / 170217 .
  6. ^ Jonathan I. Katz (2002). The Biggest Bangs: El misterio de las explosiones de rayos gamma, las explosiones más violentas del universo . Prensa de la Universidad de Oxford. ISBN 978-0-19-514570-0.
  7. ↑ a b Bloom (1998). "La galaxia anfitriona de GRB 970508". El diario astrofísico . 507 (507): L25-28. arXiv : astro-ph / 9807315 . Código bibliográfico : 1998ApJ ... 507L..25B . doi : 10.1086 / 311682 . S2CID 18107687 . 
  8. ^ Paczynski (1997). "GRB como hipernovas". arXiv : astro-ph / 9712123 . Código bibliográfico : 1997astro.ph.12123P . Cite journal requiere |journal=( ayuda )
  9. ^ David S. Stevenson (5 de septiembre de 2013). Explosiones extremas: supernovas, hipernovas, magnetares y otras explosiones cósmicas inusuales . Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-8136-2.
  10. ^ Woosley (1999). "Estallidos de rayos gamma y supernovas de tipo Ic: SN 1998bw". El diario astrofísico . 516 (2): 788–796. arXiv : astro-ph / 9806299 . Código bibliográfico : 1999ApJ ... 516..788W . doi : 10.1086 / 307131 . S2CID 17690696 . 
  11. ^ Moriya, Takashi J .; Sorokina, Elena I .; Caballero, Roger A. (2018). "Supernovas superluminosas". Reseñas de ciencia espacial . 214 (2): 59. arXiv : 1803.01875 . Código bibliográfico : 2018SSRv..214 ... 59M . doi : 10.1007 / s11214-018-0493-6 . S2CID 119199790 . 
  12. ^ Jessica Orwig (14 de enero de 2016). "Los astrónomos están desconcertados por una explosión cósmica recién descubierta que brilla 570 mil millones de veces más brillante que el sol" . Consultado el 22 de marzo de 2016 .
  13. ^ a b Nomoto, Ken'Ichi; Maeda, Keiichi; Mazzali, Paolo A .; Umeda, Hideyuki; Deng, Jinsong; Iwamoto, Koichi (2004). "Hipernovas y otras supernovas formadoras de agujeros negros". Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales . 302 : 277–325. arXiv : astro-ph / 0308136 . Código bibliográfico : 2004ASSL..302..277N . doi : 10.1007 / 978-0-306-48599-2_10 . ISBN 978-90-481-6567-4. S2CID  119421669 .
  14. ^ Mazzali, PA; Nomoto, K .; Deng, J .; Maeda, K .; Tominaga, N. (2005). "Las propiedades de las hipernovas en estallidos de rayos gamma". 1604-2004: Supernovas como faros cosmológicos . 342 : 366. Bibcode : 2005ASPC..342..366M .
  15. ^ Mösta, Philipp; Richers, Sherwood; Ott, Christian D .; Haas, Roland; Piro, Anthony L .; Boydstun, Kristen; Abdikamalov, Ernazar; Reisswig, Christian; Schnetter, Erik (2014). "Supernovas de colapso de núcleo magnetorrotacional en tres dimensiones". El diario astrofísico . 785 (2): L29. arXiv : 1403.1230 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 785L..29M . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 785/2 / L29 . S2CID 17989552 . 
  16. ^ Nakauchi, Daisuke; Kashiyama, Kazumi; Nagakura, Hiroki; Suwa, Yudai; Nakamura, Takashi (2015). "Precursores del sincrotrón óptico de las hipernovas de radio". El diario astrofísico . 805 (2): 164. arXiv : 1411.1603 . Código Bibliográfico : 2015ApJ ... 805..164N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 805/2/164 . S2CID 118228337 . 
  17. ^ Nomoto, Ken'Ichi; Moriya, Takashi; Tominaga, Nozomu (2009). "Nucleosíntesis de los elementos en supernovas e hipernovas débiles" . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 5 : 34–41. doi : 10.1017 / S1743921310000128 .
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  19. ^ Tauris, TM; Langer, N .; Moriya, TJ; Podsiadlowski, Ph .; Yoon, S.-C .; Blinnikov, SI (2013). "SUPERNOVA TIPO Ic ULTRA-STRIPPED DE EVOLUCIÓN BINARIA CERCANA". El diario astrofísico . 778 (2): L23. arXiv : 1310.6356 . Código Bibliográfico : 2013ApJ ... 778L..23T . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 778/2 / L23 . S2CID 50835291 . 
  20. ^ Ruffini, R .; Karlica, M .; Sahakyan, N .; Rueda, JA; Wang, Y .; Mathews, GJ; Bianco, CL; Muccino, M. (2018). "Un modelo de resplandor crepuscular de GRB coherente con las observaciones de Hypernova". El diario astrofísico . 869 (2): 101. arXiv : 1712.05000 . Código Bib : 2018ApJ ... 869..101R . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aaeac8 . S2CID 119449351 . 

Lectura adicional [ editar ]

  • MacFadyen, AI; Woosley, SE (1999). "Colapsar: estallidos de rayos gamma y explosiones en 'supernovas fallidas ' ". Revista astrofísica . 524 (1): 262–289. arXiv : astro-ph / 9810274 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 524..262M . doi : 10.1086 / 307790 . S2CID  15534333 .
  • Woosley, SE (1993). "Explosiones de rayos gamma de discos de acreción de masa estelar alrededor de los agujeros negros". Revista astrofísica . 405 (1): 273–277. Código Bibliográfico : 1993ApJ ... 405..273W . doi : 10.1086 / 172359 .
  • Piran, T. (2004). "La física de los estallidos de rayos gamma". Reseñas de Física Moderna . 76 (4): 1143-1210. arXiv : astro-ph / 0405503v1 . Código Bibliográfico : 2004RvMP ... 76.1143P . doi : 10.1103 / RevModPhys.76.1143 . S2CID  118941182 .
  • Hjorth, Jens; Sollerman, Jesper; Møller, Palle; Fynbo, Johan PU; Woosley, Stan E .; Kouveliotou, Chryssa; Tanvir, Nial R .; Greiner, Jochen; Andersen, Michael I .; et al. (2003). "Una supernova muy enérgica asociada con el estallido de rayos γ del 29 de marzo de 2003". Naturaleza . 423 (6942): 847–50. arXiv : astro-ph / 0306347 . Código Bibliográfico : 2003Natur.423..847H . doi : 10.1038 / nature01750 . PMID  12815425 . S2CID  4405772 .