Los modelos completos de la evolución tardía de estrellas muy masivas predicen que una supernova de inestabilidad de pares ocurre cuando la producción de pares , la producción de electrones libres y positrones en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos , reduce temporalmente la presión de radiación interna que soporta un núcleo de la estrella supermasiva contra el colapso gravitacional . [1] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez provoca una quema muy acelerada en un fugitivoexplosión termonuclear, que resultó en la explosión de la estrella por completo sin dejar un remanente estelar atrás. [2]
Las supernovas de inestabilidad de pares solo pueden ocurrir en estrellas con un rango de masa de alrededor de 130 a 250 masas solares y una metalicidad baja a moderada (baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, una situación común en las estrellas de Población III ).
Física
Emisión de fotones
Los fotones emitidos por un cuerpo en equilibrio térmico tienen un espectro de cuerpo negro con una densidad de energía proporcional a la cuarta potencia de la temperatura, como se describe en la ley de Stefan-Boltzmann . La ley de Wien establece que la longitud de onda de máxima emisión de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura. De manera equivalente, la frecuencia y la energía del pico de emisión es directamente proporcional a la temperatura.
Presión de fotones en estrellas
En estrellas calientes muy masivas con temperaturas interiores superiores a aproximadamente 300 000 000 K (3 × 10 8 K ), los fotones producidos en el núcleo estelar se encuentran principalmente en forma de rayos gamma de muy alto nivel de energía . La presión de estos rayos gamma que huyen del núcleo ayuda a sostener las capas superiores de la estrella contra la atracción de la gravedad hacia adentro . Si se reduce el nivel de rayos gamma (la densidad de energía ), las capas externas de la estrella comenzarán a colapsar hacia adentro.
Los rayos gamma con energía suficientemente alta pueden interactuar con núcleos, electrones o entre sí. Una de esas interacciones es para formar pares de partículas, tales como pares electrón-positrón, y estos pares también pueden reunirse y aniquilar entre sí para crear rayos gamma de nuevo, todo ello de acuerdo con Albert Einstein 's masa-energía equivalencia ecuación E = mc ² .
A la muy alta densidad de un gran núcleo estelar, la producción de pares y la aniquilación ocurren rápidamente. Los rayos gamma, los electrones y los positrones se mantienen en equilibrio térmico , lo que garantiza que el núcleo de la estrella permanezca estable. Mediante una fluctuación aleatoria, el calentamiento y la compresión repentinos del núcleo pueden generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para convertirse en una avalancha de pares de electrones y positrones. Esto reduce la presión. Cuando el colapso se detiene, los positrones encuentran electrones y la presión de los rayos gamma aumenta nuevamente. La población de positrones proporciona un breve depósito de nuevos rayos gamma a medida que cae la presión del núcleo de la supernova en expansión.
Inestabilidad de pareja
A medida que aumentan las temperaturas y las energías de los rayos gamma, se absorbe cada vez más energía de los rayos gamma para crear pares de electrones y positrones. Esta reducción en la densidad de energía de los rayos gamma reduce la presión de radiación que resiste el colapso gravitacional y sostiene las capas externas de la estrella. La estrella se contrae, comprimiendo y calentando el núcleo, aumentando así la tasa de producción de energía. Esto aumenta la energía de los rayos gamma que se producen, lo que hace que sea más probable que interactúen y, por lo tanto, aumenta la velocidad a la que se absorbe la energía en una mayor producción de pares. Como resultado, el núcleo estelar pierde su apoyo en un proceso descontrolado, en el que los rayos gamma se crean a un ritmo creciente, pero se absorben cada vez más rayos gamma para producir pares electrón-positrón, y la aniquilación del electrón- los pares de positrones son insuficientes para detener una mayor contracción del núcleo, lo que resulta en una supernova.
Susceptibilidad estelar
Para que una estrella experimente una supernova de inestabilidad de pares, la mayor creación de pares de positrones / electrones por las colisiones de rayos gamma debe reducir la presión hacia afuera lo suficiente como para que la presión gravitacional hacia adentro la abrume. La alta velocidad de rotación y / o la metalicidad pueden evitar esto. Las estrellas con estas características aún se contraen a medida que cae su presión hacia el exterior, pero a diferencia de sus primos más lentos o menos ricos en metales, estas estrellas continúan ejerciendo suficiente presión hacia el exterior para evitar el colapso gravitacional.
Las estrellas formadas por fusiones por colisión que tienen una metalicidad Z entre 0.02 y 0.001 pueden terminar su vida como supernovas de inestabilidad de pares si su masa está en el rango apropiado. [3]
Las estrellas muy grandes de alta metalicidad probablemente sean inestables debido al límite de Eddington y tenderían a perder masa durante el proceso de formación.
Comportamiento estelar
Varias fuentes describen el comportamiento estelar de estrellas grandes en condiciones de inestabilidad de pares. [4] [5]
Por debajo de 100 masas solares
Los rayos gamma producidos por estrellas de menos de 100 o más masas solares no son lo suficientemente energéticos para producir pares de electrones y positrones. Algunas de estas estrellas sufrirán supernovas de un tipo diferente al final de sus vidas, pero los mecanismos causales no implican inestabilidad de pares.
100 a 130 masas solares
Estas estrellas son lo suficientemente grandes como para producir rayos gamma con suficiente energía para crear pares de electrones y positrones, pero la reducción neta resultante en la presión contragravitacional es insuficiente para causar la sobrepresión del núcleo requerida para la supernova. En cambio, la contracción causada por la creación de pares provoca una mayor actividad termonuclear dentro de la estrella que repele la presión hacia adentro y devuelve la estrella al equilibrio. Se cree que las estrellas de este tamaño experimentan una serie de estos pulsos hasta que pierden masa suficiente para caer por debajo de las 100 masas solares, momento en el que ya no están lo suficientemente calientes como para soportar la creación de pares. Pulsaciones de esta naturaleza pueden haber sido responsables de las variaciones de brillo experimentadas por Eta Carinae en 1843 , aunque esta explicación no es universalmente aceptada.
130 a 250 masas solares
Para estrellas de muy alta masa, con una masa de al menos 130 y hasta quizás aproximadamente 250 masas solares, puede ocurrir una verdadera supernova de inestabilidad de pares. En estas estrellas, la primera vez que las condiciones apoyan la inestabilidad de la producción de pares, la situación se sale de control. El colapso procede a comprimir eficientemente el núcleo de la estrella; la sobrepresión es suficiente para permitir que la fusión nuclear descontrolada la queme en varios segundos, creando una explosión termonuclear. [5] Con más energía térmica liberada que la energía de enlace gravitacional de la estrella , se interrumpe por completo; no queda ningún agujero negro u otro remanente. Se predice que esto contribuirá a una " brecha de masa " en la distribución de masa de los agujeros negros estelares . [6] [7] (Esta "brecha de masa superior" debe distinguirse de una supuesta "brecha de masa inferior" en el rango de unas pocas masas solares).
Además de la liberación inmediata de energía, una gran fracción del núcleo de la estrella se transforma en níquel-56 , un isótopo radiactivo que se desintegra con una vida media de 6,1 días en cobalto-56 . El cobalto-56 tiene una vida media de 77 días y luego se desintegra en el isótopo estable hierro-56 (ver nucleosíntesis de supernova ). Para la hipernova SN 2006gy , los estudios indican que quizás 40 masas solares de la estrella original fueron liberadas como Ni-56, casi la masa completa de las regiones centrales de la estrella. [4] La colisión entre el núcleo de la estrella en explosión y el gas que expulsó antes, y la desintegración radiactiva, liberan la mayor parte de la luz visible.
250 masas solares o más
Un mecanismo de reacción diferente, la fotodisintegración , sigue al colapso inicial de inestabilidad de pares en estrellas de al menos 250 masas solares. Esta reacción endotérmica (de absorción de energía) absorbe el exceso de energía de las etapas anteriores antes de que la fusión descontrolada pueda causar una explosión de hipernova; la estrella luego colapsa completamente en un agujero negro. [5]
Apariencia
Luminosidad
Se cree popularmente que las supernovas de inestabilidad de pares son muy luminosas. Este es solo el caso de los progenitores más masivos, ya que la luminosidad depende en gran medida de la masa expulsada de 56 Ni radiactivo . Pueden tener luminosidades máximas de más de 10 37 W, más brillantes que las supernovas de tipo Ia, pero en masas más bajas, las luminosidades máximas son inferiores a 10 35 W, comparables o inferiores a las supernovas de tipo II típicas. [8]
Espectro
Los espectros de las supernovas de inestabilidad de pares dependen de la naturaleza de la estrella progenitora. Por lo tanto, pueden aparecer como espectros de supernova de tipo II o de tipo Ib / c. Los progenitores con una importante envoltura de hidrógeno restante producirán una supernova de tipo II, aquellos sin hidrógeno pero con helio significativo producirán un tipo Ib, y aquellos sin hidrógeno y prácticamente sin helio producirán un tipo Ic. [8]
Curvas de luz
En contraste con los espectros, las curvas de luz son bastante diferentes de los tipos comunes de supernovas. Las curvas de luz están muy extendidas y la luminosidad máxima se produce meses después del inicio. [8] Esto se debe a las cantidades extremas de 56 Ni expulsado, y la eyección ópticamente densa, ya que la estrella está completamente destruida.
Retazo o restos
Las supernovas de inestabilidad de pares destruyen completamente la estrella progenitora y no dejan una estrella de neutrones o un agujero negro. Se expulsa toda la masa de la estrella, por lo que se produce un remanente nebular y muchas masas solares de elementos pesados se expulsan al espacio interestelar.
Candidatos a supernovas de inestabilidad de pareja
Algunas supernovas candidatas a la clasificación como supernovas de inestabilidad de pares incluyen:
- SN 2006gy
- SN 2007bi , [9]
- SN 2213-1745
- SN 1000 + 0216 , [10]
- SN 2010mb
- OGLE14-073, [11]
- SN 2016aps
- SN 2016iet, [12]
Ver también
- Producción de parejas
- Supernova de inestabilidad de par pulsacional
- Escapes térmicos
- Supernova de tipo Ia , "supernova termonuclear"
- Agujero negro de masa intermedia
Referencias
- ^ Rakavy, G .; Shaviv, G. (junio de 1967). "Inestabilidades en modelos estelares altamente evolucionados". El diario astrofísico . 148 : 803. Código Bibliográfico : 1967ApJ ... 148..803R . doi : 10.1086 / 149204 .
- ^ Fraley, Gary S. (1968). "Explosiones de supernovas inducidas por inestabilidad de producción de pares" (PDF) . Astrofísica y Ciencias Espaciales . 2 (1): 96-114. Bibcode : 1968Ap y SS ... 2 ... 96F . doi : 10.1007 / BF00651498 . S2CID 122104256 .
- ^ Belkus, H .; Van Bever, J .; Vanbeveren, D. (2007). "La evolución de estrellas muy masivas". El diario astrofísico . 659 (2): 1576-1581. arXiv : astro-ph / 0701334 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 659.1576B . doi : 10.1086 / 512181 . S2CID 16604353 .
- ^ a b Smith, Nathan; Li, Weidong; Foley, Ryan J .; Wheeler, J. Craig; et al. (2007). "SN 2006gy: descubrimiento de la supernova más luminosa jamás registrada, impulsada por la muerte de una estrella extremadamente masiva como η Carinae". El diario astrofísico . 666 (2): 1116–1128. arXiv : astro-ph / 0612617 . Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 666.1116S . doi : 10.1086 / 519949 . S2CID 14785067 .
- ^ a b c Freidora, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). "Supernovas de inestabilidad de pares, ondas de gravedad y transitorios de rayos gamma". El diario astrofísico . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph / 0007176 . Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 550..372F . doi : 10.1086 / 319719 . S2CID 7368009 .
- ^ Abbott, BP; Abbott, R .; Abbott, TD; Abraham, S .; Acernese, F .; Ackley, K .; Adams, C .; Adhikari, RX; Adya, VB; Affeldt, C .; Agathos, M. (11 de septiembre de 2019). "Propiedades de la población de agujeros negros binarios inferidos de la primera y segunda ejecución de observación de LIGO avanzado y Virgo avanzado" (PDF) . El diario astrofísico . 882 (2): L24. Código bibliográfico : 2019ApJ ... 882L..24A . doi : 10.3847 / 2041-8213 / ab3800 . ISSN 2041-8213 . S2CID 119216482 .
- ^ Farmer, R .; Renzo, M .; de Mink, SE ; Marchant, P .; Justham, S. (2019). "Cuidado con la brecha: la ubicación del borde inferior de la brecha de masa de agujero negro de supernova de inestabilidad de pares" . El diario astrofísico . 887 (1): 53. Bibcode : 2019ApJ ... 887 ... 53F . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab518b . ISSN 1538-4357 . S2CID 204949567 .
- ^ a b c Kasen, D .; Woosley, SE; Heger, A. (2011). "Par de supernovas de inestabilidad: curvas de luz, espectros y ruptura de choque". El diario astrofísico . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 734..102K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102 . S2CID 118508934 .
- ^ Gal-Yam, A .; Mazzali, P .; Ofek, EO; et al. (3 de diciembre de 2009), "Supernova 2007bi as a pair-inestability explosion", Nature , 462 (7273): 624–627, arXiv : 1001.1156 , Bibcode : 2009Natur.462..624G , doi : 10.1038 / nature08579 , PMID 19956255 , S2CID 4336232
- ^ Cooke, J .; Sullivan, M .; Gal-Yam, A .; Barton, EJ; Carlberg, RG; Ryan-Weber, EV; Horst, C .; Omori, Y .; Díaz, CG (2012). "Supernovas superluminosas con corrimientos al rojo de 2,05 y 3,90". Naturaleza . 491 (7423): 228–231. arXiv : 1211.2003 . Código Bib : 2012Natur.491..228C . doi : 10.1038 / nature11521 . PMID 23123848 . S2CID 4397580 .
- ^ Kozyreva, Alexandra; Kromer, Markus; Noebauer, Ulrich M; Hirschi, Raphael (21 de septiembre de 2018). "OGLE14-073 - un candidato de supernova de inestabilidad de par prometedor". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 479 (3): 3106–3114. arXiv : 1804.05791 . doi : 10.1093 / mnras / sty983 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119430876 - a través de OUP.
- ^ Gómez, Sebastián; Berger, Edo; Nicholl, Matt; Blanchard, Peter K .; Villar, V. Ashley; Patton, Locke; Chornock, Ryan; Leja, Joel; Hosseinzadeh, Griffin; Cowperthwaite, Philip S. (2019). "SN 2016iet: la explosión de inestabilidad pulsacional o de par de un núcleo de CO masivo de baja metalicidad incrustado en un medio circunestelar denso pobre en hidrógeno". El diario astrofísico . 881 (2): 87. arXiv : 1904.07259 . Código bibliográfico : 2019ApJ ... 881 ... 87G . doi : 10.3847 / 1538-4357 / ab2f92 . S2CID 119314293 .
enlaces externos
- Lista de posibles supernovas de inestabilidad de pares en The Open Supernova Catalog .