iPTF14hls es una estrella supernova inusual que entró en erupción continuamente durante unos 1.000 días a partir de septiembre de 2014 [2] antes de convertirse en una nebulosa remanente . [3] Había estallado previamente en 1954. [4] Ninguna de las teorías ni hipótesis propuestas explican completamente todos los aspectos del objeto.
![]() Supernova iPTF14hls antes y después de la detección | |
Datos de observación Epoch J2000 [1] Equinoccio | |
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Constelación | Osa Mayor |
Ascensión recta | 09 h 20 m 34.30 s [1] |
Declinación | + 50 ° 41 ′ 46.80 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 17,716 (R) [1] |
Astrometria | |
Distancia | 156,200,000 pc (509,000,000 ly ) [1] pc |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Observaciones
La estrella iPTF14hls fue descubierta en septiembre de 2014 por Intermediate Palomar Transient Factory , [5] y se hizo pública por primera vez en noviembre de 2014 por la encuesta CRTS [6] como CSS141118: 092034 + 504148. [7] Basado en esa información, se confirmó como una estrella en explosión en enero de 2015. [8] [4] Se pensó entonces que era un evento de supernova único ( Tipo II-P ) que se atenuaría en unos 100 días, pero en cambio, continuó su erupción durante unos 1.000 días [3] mientras fluctuaba en brillo al menos cinco veces. [1] El brillo varió hasta en un 50%, [4] pasando por cinco picos. [5] Además, en lugar de enfriarse con el tiempo como se esperaba de una supernova Tipo II-P , el objeto mantiene una temperatura casi constante de aproximadamente 5000-6000 K. [1] Verificaciones de fotografías del pasado encontraron una de 1954 que muestra una explosión en el mismo lugar. [4] Desde 1954, la estrella ha explotado seis veces. [9]
El investigador principal [10] es Iair Arcavi . Su equipo internacional utilizó el espectrómetro de imágenes de baja resolución (LRIS) en el telescopio Keck I para obtener el espectro de la galaxia anfitriona de la estrella, y el espectrógrafo de imágenes profundas y multiobjeto (DEIMOS) en Keck II para obtener espectros de alta resolución del supernova inusual en sí misma. [11]
La galaxia anfitriona de iPTF14hls es una galaxia enana formadora de estrellas , lo que implica un bajo contenido de metales, y la débil absorción de la línea de hierro observada en los espectros de supernova son consistentes con un progenitor de baja metalicidad. [1] El estudio estima que la estrella que explotó era al menos 50 veces más masiva que el Sol. [12] Los investigadores también comentan que la tasa de expansión de los escombros es más lenta que cualquier otra supernova conocida en un factor de 6, como si explotara en cámara lenta. Sin embargo, si esto se debiera a la dilatación del tiempo relativista, entonces el espectro se desplazaría al rojo por el mismo factor de 6, lo cual es inconsistente con sus observaciones. [1] En 2017, la velocidad de expansión se limitó a aproximadamente1.000 km / s . [13] [14]
Observaciones en curso
El equipo de Arcavi continúa monitoreando el objeto en otras bandas del espectro en colaboración con telescopios y observatorios internacionales adicionales. [15] Estas instalaciones incluyen el Telescopio Óptico Nórdico y de la NASA Swift telescopio espacial , el Telescopio Fermi , [16] mientras que el telescopio espacial Hubble comenzó a imagen del lugar en diciembre de 2017. [15] [17]
iPTF14hls fue un evento en curso en 2018, cuando después de aproximadamente 1,000 días, su luz mostró una caída dramática, pero el evento permaneció visible, [3] y en noviembre de 2018 sus espectros se habían convertido en una nebulosa remanente . [3] Se obtuvo una imagen de alta resolución de esta última fase [ ¿cuándo? ] con el telescopio espacial Hubble. [3]
Hipótesis
La teoría actual predice que la estrella consumiría todo su hidrógeno en la primera explosión de supernova y, dependiendo del tamaño inicial de la estrella, los remanentes del núcleo deberían formar una estrella de neutrones o un agujero negro . [1] [5] [4] Sin embargo, estos mecanismos son incapaces de reproducir la curva de luz observada con su meseta brillante muy larga y múltiples picos más brillantes. [17] [18] Ninguna de las hipótesis publicadas antes de principios de 2018 (las tres primeras enumeradas a continuación) podrían explicar la presencia continua de hidrógeno o la energía observada. [19] [20] Según Iair Arcavi, este descubrimiento requiere el refinamiento de los escenarios de explosión existentes, o el desarrollo de un nuevo escenario, que puede: [1]
- producen las mismas firmas espectrales que las supernovas de Tipo IIP comunes, pero con una evolución ralentizada en un factor de 6 a 10.
- proporcionan energía para prolongar la curva de luz en un factor de ~ 6 sin introducir características espectrales de línea estrecha o una fuerte emisión de radio y rayos X indicativos de la interacción del material circunestelar .
- producir al menos cinco picos en la curva de luz.
- desacoplar la fotosfera formadora de líneas deducida de la fotosfera continua.
- mantener una fase fotosférica con un gradiente de velocidad lineal constante durante más de 600 días.
Antimateria
Una hipótesis implica quemar antimateria en un núcleo estelar; [5] Esta hipótesis sostiene que las estrellas masivas se calientan tanto en sus núcleos que la energía se convierte en materia y antimateria, lo que hace que la estrella se vuelva extremadamente inestable y experimente repetidas erupciones brillantes durante períodos de años. [21] La antimateria en contacto con la materia causaría una explosión que volaría las capas externas de la estrella y dejaría el núcleo intacto; este proceso puede repetirse durante décadas antes de la gran explosión final y colapso en un agujero negro . [12]
Supernova de inestabilidad de par pulsacional
Otra hipótesis es la supernova de inestabilidad de pares pulsantes , una estrella masiva que puede perder aproximadamente la mitad de su masa antes de que comience una serie de pulsos violentos. [1] [19] En cada pulso, el material que se aleja de la estrella puede alcanzar el material expulsado anteriormente, produciendo destellos brillantes de luz cuando choca, simulando una explosión adicional (ver impostor de supernova ). Sin embargo, la energía liberada por la supernova iPTF14hls es más de lo que predice la teoría. [12]
Magnetar
Los modelos Magnetar también pueden explicar muchas de las características observadas, pero dan una curva de luz suave y pueden requerir una fuerza de campo magnético en evolución. [20] [22]
Interacción de choque
Jennifer E Andrews y Nathan Smith plantearon la hipótesis de que el espectro de luz observado es una clara firma de la interacción de choque del material expulsado con el material circunestelar denso (CSM). Propusieron que una energía de explosión típica, con interacción CSM "envuelta" o "tragada", como se ve en algunas supernovas recientes, incluidas SN 1998S , SN 2009ip y SN 1993J , podría "explicar la evolución peculiar de iPTF14hls". [23]
En diciembre de 2017, un equipo que utilizó el telescopio espacial de rayos gamma Fermi informó que es posible que hayan detectado en iPTF14hls, por primera vez, una emisión de rayos gamma de alta energía de una supernova. [16] La fuente de rayos gamma aparece ∼ 300 días después de la explosión de iPTF14hls, y aún es observable, pero se necesitan más observaciones para verificar que iPTF14hls es la fuente exacta de la emisión de rayos gamma observada. [16] Si la asociación entre la fuente de rayos gamma y iPTF14hls es real, existen dificultades para modelar su emisión de rayos gamma en el marco de la aceleración de partículas en el impacto producido por eyecta de supernova. La eficiencia de conversión de energía debe ser muy alta, por lo que se sugiere que puede ser necesario un chorro (emisión anisotrópica) de un compañero cercano para explicar algunos de los datos observados. [16] No se han detectado emisiones de rayos X , lo que dificulta la interpretación de la emisión de rayos gamma. [24]
Chorros de envolvente comunes
Esta hipótesis sugiere impostores de supernovas de chorros de envoltura comunes (CEJSN) resultantes de una estrella de neutrones compañera. Propone "un nuevo tipo de estallido transitorio repetido iniciado por una estrella de neutrones que entra en la envoltura de una estrella masiva evolucionada, acumulando material de envoltura y posteriormente lanzando chorros que interactúan con su entorno". [25] [26] La eyección podría alcanzar velocidades de10.000 km / s a pesar de no ser una supernova. [25]
Acreción de retroceso
Un equipo sugiere la posibilidad de que la expansión lenta observada pueda ser un efecto de la acumulación de retroceso y presentó un modelo. [3] [27]
Ver también
- Eta Carinae , una estrella masiva que experimenta erupciones similares
Referencias
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enlaces externos
- Curvas de luz y espectros en el catálogo abierto de Supernova
- Esta estrella se niega a morir, incluso después de explotar - engadget
- La estrella que explotó un poco ... Luego explotó mucho - SyFyWire
Coordenadas : 09 h 20 m 34,30 s , + 50 ° 41 ′ 46,8 ″