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

Una supernova de Tipo II (plural: supernovas o supernovas ) es el resultado del rápido colapso y la violenta explosión de una estrella masiva . Una estrella debe tener al menos 8 veces, pero no más de 40 a 50 veces, la masa del Sol ( M ☉ ) para sufrir este tipo de explosión. [1] Las supernovas de tipo II se distinguen de otros tipos de supernovas por la presencia de hidrógeno en sus espectros . Suelen observarse en los brazos espirales de las galaxias y en las regiones H II , pero no en las galaxias elípticas.; por lo general, se componen de estrellas más viejas de baja masa, y pocas de las estrellas jóvenes de gran masa son necesarias para causar una supernova.

Las estrellas generan energía mediante la fusión nuclear de elementos. A diferencia del Sol, las estrellas masivas poseen la masa necesaria para fusionar elementos que tienen una masa atómica mayor que el hidrógeno y el helio, aunque a temperaturas y presiones cada vez más altas , lo que provoca una duración de vida estelar correspondientemente más corta. La presión de degeneración de los electrones y la energía generada por estas reacciones de fusión son suficientes para contrarrestar la fuerza de la gravedad y evitar que la estrella colapse, manteniendo el equilibrio estelar. La estrella fusiona elementos de masa cada vez mayor, comenzando con hidrógeno y luego con helio., progresando a través de la tabla periódica hasta que se produce un núcleo de hierro y níquel . La fusión de hierro o níquel no produce una producción neta de energía, por lo que no puede tener lugar una fusión adicional, dejando el núcleo de níquel-hierro inerte. Debido a la falta de producción de energía que crea presión térmica hacia el exterior, el núcleo se contrae debido a la gravedad hasta que el peso superpuesto de la estrella puede ser sostenido en gran parte por la presión de degeneración de electrones.

Cuando la masa compactada del núcleo inerte excede el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4  M ☉ , la degeneración electrónica ya no es suficiente para contrarrestar la compresión gravitacional. Una implosión cataclísmica del núcleo se produce en cuestión de segundos. Sin el soporte del núcleo interno ahora implosionado, el núcleo externo colapsa hacia adentro bajo la gravedad y alcanza una velocidad de hasta el 23% de la velocidad de la luz y la compresión repentina aumenta la temperatura del núcleo interno hasta 100 mil millones de kelvin . Los neutrones y neutrinos se forman a través de la desintegración beta inversa , liberando alrededor de 10 46 julios (100  enemigos ) en una ráfaga de diez segundos. Además, el colapso del núcleo interno se detiene por la degeneración de neutrones , lo que hace que la implosión rebote y rebote hacia afuera. La energía de esta onda expansiva de choque es suficiente para romper el material estelar suprayacente y acelerarlo para escapar de la velocidad, formando una explosión de supernova. La onda de choque y la temperatura y presión extremadamente altas se disipan rápidamente, pero están presentes durante el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la producción de elementos más pesados ​​que el hierro. [2] Dependiendo de la masa inicial de la estrella, los remanentes del núcleo forman una estrella de neutrones o un agujero negro.. Debido al mecanismo subyacente, la supernova resultante también se describe como una supernova de colapso del núcleo.

Existen varias categorías de explosiones de supernovas de Tipo II, que se clasifican en función de la curva de luz resultante , un gráfico de luminosidad en función del tiempo, que sigue a la explosión. Las supernovas de tipo II-L muestran una disminución constante ( lineal ) de la curva de luz después de la explosión, mientras que las de tipo II-P muestran un período de disminución más lenta (una meseta) en su curva de luz seguido de una disminución normal. Las supernovas de tipo Ib e Ic son un tipo de supernova de colapso del núcleo de una estrella masiva que se ha desprendido de su envoltura exterior de hidrógeno y (para el tipo Ic) de helio. Como resultado, parece que carecen de estos elementos.

Formación [ editar ]

Las capas en forma de cebolla de una estrella evolucionada masiva justo antes del colapso del núcleo. (No a escala).

Las estrellas mucho más masivas que el sol evolucionan de formas más complejas. En el núcleo de la estrella, el hidrógeno se fusiona en helio, liberando energía térmica que calienta el núcleo del sol y proporciona presión hacia afuera que sostiene las capas del sol contra el colapso en un proceso conocido como equilibrio estelar o hidrostático . El helio producido en el núcleo se acumula allí ya que las temperaturas en el núcleo aún no son lo suficientemente altas como para hacer que se fusione. Finalmente, a medida que se agota el hidrógeno en el núcleo, la fusión comienza a disminuir y la gravedadhace que el núcleo se contraiga. Esta contracción eleva la temperatura lo suficiente como para iniciar una fase más corta de fusión de helio, que representa menos del 10% de la vida útil total de la estrella. En estrellas con menos de ocho masas solares, el carbono producido por la fusión del helio no se fusiona y la estrella se enfría gradualmente para convertirse en una enana blanca . [3] [4] Las estrellas enanas blancas, si tienen un compañero cercano, pueden convertirse en supernovas de Tipo Ia .

Sin embargo, una estrella mucho más grande es lo suficientemente masiva como para crear temperaturas y presiones necesarias para que el carbono en el núcleo comience a fusionarse cuando la estrella se contrae al final de la etapa de combustión de helio. Los núcleos de estas estrellas masivas se forman en capas como cebollas a medida que los núcleos atómicos progresivamente más pesados ​​se acumulan en el centro, con una capa más externa de gas hidrógeno, rodeando una capa de hidrógeno que se fusiona en helio, rodeando una capa de helio que se fusiona en carbono a través del triple- proceso alfa , capas circundantes que se fusionan en elementos progresivamente más pesados. A medida que una estrella evoluciona, esta masa masiva pasa por etapas repetidas donde la fusión en el núcleo se detiene y el núcleo colapsa hasta que la presión y la temperatura son suficientes para comenzar la siguiente etapa de fusión, volviéndose a encender para detener el colapso. [3][4]

Etapas de fusión nuclear de quema de núcleo para una estrella de 25 masas solares
ProcesoCombustible principalProductos principales25  M ☉ estrella [5]
Temperatura
( K )		Densidad
(g / cm 3 )		Duración
quema de hidrógenohidrógenohelio7 × 10 71010 7  años
proceso triple-alfaheliocarbono , oxígeno2 × 10 8200010 6  años
proceso de quema de carbonocarbónNe , Na , Mg , Al8 × 10 810 61000 años
proceso de quema de neónneónO , Mg1,6 × 10 910 73 años
proceso de quema de oxígenooxígenoSi , S , Ar , Ca1,8 × 10 910 70,3 años
proceso de quemado de siliciosilicioníquel (se descompone en hierro )2,5 × 10 910 85 dias

Colapso del núcleo [ editar ]

El factor que limita este proceso es la cantidad de energía que se libera a través de la fusión, que depende de la energía de enlace que mantiene unidos estos núcleos atómicos. Cada paso adicional produce núcleos progresivamente más pesados, que liberan progresivamente menos energía al fusionarse. Además, a partir de la quema de carbono , la pérdida de energía a través de la producción de neutrinos se vuelve significativa, lo que lleva a una mayor velocidad de reacción de la que tendría lugar de otro modo. [6] Esto continúa hasta que se produce níquel-56 , que se desintegra radiactivamente en cobalto-56 y luego en hierro-56 en el transcurso de unos meses. Como el hierro y el níquel tienen la mayor energía de enlacepor nucleón de todos los elementos, [7] no se puede producir energía en el núcleo por fusión, y crece un núcleo de níquel-hierro. [4] [8] Este núcleo está sometido a una enorme presión gravitacional. Como no hay fusión para elevar aún más la temperatura de la estrella y apoyarla contra el colapso, solo se apoya en la presión de degeneración de los electrones . En este estado, la materia es tan densa que una mayor compactación requeriría que los electrones ocupen los mismos estados de energía . Sin embargo, esto está prohibido para partículas de fermiones idénticas , como el electrón, un fenómeno llamado principio de exclusión de Pauli .

Cuando la masa del núcleo excede el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4  M ☉ , la presión de la degeneración ya no puede soportarlo y se produce un colapso catastrófico. [9] La parte exterior del núcleo alcanza velocidades de hasta70 000  km / s (23% de la velocidad de la luz ) cuando colapsa hacia el centro de la estrella. [10] El núcleo que se contrae rápidamente se calienta, produciendo rayos gamma de alta energía que descomponen los núcleos de hierro en núcleos de helio y neutrones libres a través de la fotodisintegración . A medida que aumenta la densidad del núcleo , se vuelve energéticamente favorable para que los electrones y protones se fusionen a través de la desintegración beta inversa , produciendo neutrones y partículas elementales llamadas neutrinos.. Debido a que los neutrinos rara vez interactúan con la materia normal, pueden escapar del núcleo, arrastrando energía y acelerando aún más el colapso, que se desarrolla en una escala de tiempo de milisegundos. A medida que el núcleo se desprende de las capas externas de la estrella, algunos de estos neutrinos son absorbidos por las capas externas de la estrella, comenzando la explosión de supernova. [11]

Para las supernovas de Tipo II, el colapso finalmente se detiene por interacciones neutrón-neutrón repulsivas de corto alcance, mediadas por la fuerza fuerte , así como por la presión de degeneración de los neutrones, a una densidad comparable a la de un núcleo atómico. Cuando el colapso se detiene, la materia que cae rebota, produciendo una onda de choque que se propaga hacia afuera. La energía de este choque disocia los elementos pesados ​​dentro del núcleo. Esto reduce la energía del impacto, que puede detener la explosión dentro del núcleo externo. [12]

La fase de colapso del núcleo es tan densa y enérgica que solo los neutrinos pueden escapar. A medida que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones mediante la captura de electrones , se produce un neutrino de electrones. En un típico supernova de tipo II, el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de grados Kelvin , 10 4 veces la temperatura del núcleo de la dom Mucha de esta energía térmica debe ser derramada para que se forme una estrella de neutrones estable, de lo contrario los neutrones se "evaporarían". Esto se logra mediante una mayor liberación de neutrinos. [13] Estos neutrinos "térmicos" se forman como pares neutrino-antineutrino de todos los sabores , y suman varias veces el número de neutrinos capturadores de electrones. [14]Los dos mecanismos de producción de neutrinos convierten la energía potencial gravitacional del colapso en una explosión de neutrinos de diez segundos, liberando alrededor de 10 46 julios (100  enemigos ). [15]

A través de un proceso que no se comprende claramente, alrededor del 1%, o 10 44  julios (1 enemigo), de la energía liberada (en forma de neutrinos ) es reabsorbida por el choque estancado, produciendo la explosión de supernova. [a] [12] Se observaron neutrinos generados por una supernova en el caso de Supernova 1987A , lo que llevó a los astrofísicos a concluir que la imagen del colapso del núcleo es básicamente correcta. Los instrumentos Kamiokande II e IMB a base de agua detectaron antineutrinos de origen térmico, [13] mientras que el instrumento Baksan a base de galio -71 detectó neutrinos ( número de leptones = 1) de origen térmico o de captura de electrones.

Dentro de una estrella evolucionada masiva (a), las cáscaras de los elementos en capas de cebolla se fusionan, formando un núcleo de níquel-hierro (b) que alcanza la masa de Chandrasekhar y comienza a colapsar. La parte interna del núcleo se comprime en neutrones (c), lo que hace que el material que cae rebote (d) y forme un frente de choque que se propaga hacia afuera (rojo). El choque comienza a detenerse (e), pero es revitalizado por la interacción de neutrinos. El material circundante se destruye (f), dejando solo un remanente degenerado.

Cuando la estrella progenitora está por debajo de aproximadamente 20  M ☉ , dependiendo de la fuerza de la explosión y la cantidad de material que cae, el remanente degenerado de un colapso del núcleo es una estrella de neutrones . [10] Por encima de esta masa, el remanente colapsa para formar un agujero negro . [4] [16] La masa límite teórica para este tipo de escenario de colapso del núcleo es de aproximadamente 40-50  M ☉ . Por encima de esa masa, se cree que una estrella colapsa directamente en un agujero negro sin formar una explosión de supernova, [17] aunque las incertidumbres en los modelos de colapso de supernova hacen que el cálculo de estos límites sea incierto.

Modelos teóricos [ editar ]

El modelo estándar de física de partículas es una teoría que describe tres de las cuatro interacciones fundamentales conocidas entre las partículas elementales que componen toda la materia . Esta teoría permite hacer predicciones sobre cómo interactuarán las partículas en muchas condiciones. La energía por partícula en una supernova es típicamente de 1 a 150 picojulios (decenas a cientos de MeV ). [18] [ verificación fallida ]La energía por partícula involucrada en una supernova es lo suficientemente pequeña como para que las predicciones obtenidas del modelo estándar de física de partículas sean básicamente correctas. Pero las altas densidades pueden requerir correcciones al modelo estándar. [19] En particular, los aceleradores de partículas terrestres pueden producir interacciones de partículas que son de mucha más energía que las que se encuentran en las supernovas, [20] pero estos experimentos involucran partículas individuales que interactúan con partículas individuales, y es probable que las altas densidades dentro la supernova producirá efectos novedosos. Las interacciones entre los neutrinos y las otras partículas de la supernova tienen lugar con la fuerza nuclear débil., que se cree que se entiende bien. Sin embargo, las interacciones entre los protones y los neutrones involucran la fuerza nuclear fuerte , que se comprende mucho menos. [21]

El principal problema sin resolver con las supernovas de Tipo II es que no se comprende cómo la explosión de neutrinos transfiere su energía al resto de la estrella produciendo la onda de choque que hace que la estrella explote. De la discusión anterior, solo se necesita transferir el uno por ciento de la energía para producir una explosión, pero explicar cómo ocurre ese uno por ciento de transferencia ha resultado extremadamente difícil, aunque se cree que las interacciones de las partículas involucradas se entienden bien. En la década de 1990, un modelo para hacer esto involucraba el vuelco convectivo , lo que sugiere que la convección, ya sea de neutrinosdesde abajo, o la materia que cae desde arriba, completa el proceso de destrucción de la estrella progenitora. Los elementos más pesados ​​que el hierro se forman durante esta explosión por la captura de neutrones y por la presión de los neutrinos que presionan en el límite de la "neutrinosfera", sembrando el espacio circundante con una nube de gas y polvo que es más rica en elementos pesados ​​que el material. a partir del cual se formó originalmente la estrella. [22]

La física de neutrinos , que está modelada por el Modelo Estándar , es crucial para la comprensión de este proceso. [19] La otra área crucial de investigación es la hidrodinámica del plasma que forma la estrella moribunda; cómo se comporta durante el colapso del núcleo determina cuándo y cómo se forma la onda de choque y cuándo y cómo se detiene y se reactiva. [23]

De hecho, algunos modelos teóricos incorporan una inestabilidad hidrodinámica en el choque estancado conocido como "Inestabilidad del choque de acreción permanente" (SASI). Esta inestabilidad se produce como consecuencia de perturbaciones no esféricas que hacen oscilar el choque detenido y lo deforman. El SASI se usa a menudo junto con las teorías de neutrinos en simulaciones por computadora para reactivar el choque estancado. [24]

Los modelos informáticos han tenido mucho éxito en calcular el comportamiento de las supernovas de Tipo II cuando se formó el choque. Al ignorar el primer segundo de la explosión y suponiendo que se inicia una explosión, los astrofísicos han podido hacer predicciones detalladas sobre los elementos producidos por la supernova y sobre la curva de luz esperada de la supernova. [25] [26] [27]

Curvas de luz para supernovas de Tipo II-L y Tipo II-P [ editar ]

Este gráfico de la luminosidad en función del tiempo muestra las formas características de las curvas de luz para una supernova Tipo II-L y II-P. [ aclaración necesaria ]

Cuando se examina el espectro de una supernova de Tipo II, normalmente muestra líneas de absorción de Balmer : flujo reducido en las frecuencias características donde los átomos de hidrógeno absorben energía. La presencia de estas líneas se utiliza para distinguir esta categoría de supernova de una supernova de tipo I .

Cuando se traza la luminosidad de una supernova de Tipo II durante un período de tiempo, muestra un aumento característico hasta un brillo máximo seguido de una disminución. Estas curvas de luz tienen una tasa de desintegración promedio de 0.008  magnitudes por día; mucho más baja que la tasa de desintegración de las supernovas de Tipo Ia. El tipo II se subdivide en dos clases, según la forma de la curva de luz. La curva de luz para una supernova de Tipo II-L muestra una disminución constante ( lineal ) después del brillo máximo. Por el contrario, la curva de luz de una supernova Tipo II-P tiene un tramo plano distintivo (llamado meseta) durante el declive; que representa un período en el que la luminosidad decae a un ritmo más lento. La tasa de disminución de la luminosidad neta es menor, a 0.0075 magnitudes por día para el Tipo II-P, en comparación con 0.012 magnitudes por día para el Tipo II-L. [28]

Se cree que la diferencia en la forma de las curvas de luz se debe, en el caso de las supernovas de Tipo II-L, a la expulsión de la mayor parte de la envoltura de hidrógeno de la estrella progenitora. [28] La fase de meseta en las supernovas de Tipo II-P se debe a un cambio en la opacidad de la capa exterior. La onda de choque ioniza el hidrógeno en la envoltura exterior, quitando el electrón del átomo de hidrógeno, lo que resulta en un aumento significativo de la opacidad . Esto evita que se escapen los fotones de las partes internas de la explosión. Cuando el hidrógeno se enfría lo suficiente como para recombinarse, la capa exterior se vuelve transparente. [29]

Supernovas de tipo IIn [ editar ]

La "n" denota estrecho, lo que indica la presencia de líneas de emisión de hidrógeno de ancho estrecho o intermedio en los espectros. En el caso de ancho intermedio, la eyección de la explosión puede estar interactuando fuertemente con el gas alrededor de la estrella, el medio circunestelar. [30] [31] La densidad circunestelar estimada requerida para explicar las propiedades de observación es mucho más alta que la esperada de la teoría estándar de la evolución estelar. [32] Generalmente se asume que la alta densidad circunestelar se debe a las altas tasas de pérdida de masa de los progenitores Tipo IIn. Las tasas de pérdida de masa estimadas suelen ser más altas que10 −3  M ☉ por año. Hay indicios de que se originan como estrellas similares a las variables azules luminosas con grandes pérdidas de masa antes de explotar. [33] SN 1998S y SN 2005gl son ejemplos de supernovas de Tipo IIn; SN 2006gy , una supernova extremadamente enérgica, puede ser otro ejemplo. [34]

Supernovas de tipo IIb [ editar ]

Una supernova de Tipo IIb tiene una línea de hidrógeno débil en su espectro inicial, por lo que se clasifica como de Tipo II. Sin embargo, más adelante, la emisión de H se vuelve indetectable y también hay un segundo pico en la curva de luz que tiene un espectro que se parece más a una supernova de Tipo Ib . El progenitor podría haber sido una estrella masiva que expulsó la mayor parte de sus capas externas, o una que perdió la mayor parte de su envoltura de hidrógeno debido a interacciones con una compañera en un sistema binario, dejando atrás el núcleo que consistía casi en su totalidad en helio. [35] A medida que se expande la eyección de un Tipo IIb, la capa de hidrógeno se vuelve más transparente rápidamente y revela las capas más profundas. [35] El ejemplo clásico de una supernova de Tipo IIb esSN 1993J , [36] [37] mientras que otro ejemplo es Cassiopeia A . [38] La clase IIb fue introducida por primera vez (como concepto teórico) por Woosley et al. en 1987, [39] y la clase pronto se aplicó a SN 1987K [40] y SN 1993J . [41]

Ver también [ editar ]

  • Historia de la observación de supernovas
  • Remanente de supernova

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

  • Lista de todas las supernovas de Tipo II conocidas en The Open Supernova Catalog .
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  • "Cómo hacer estallar una estrella" . Elizabeth Gibney . Naturaleza. 2018-04-18 . Consultado el 4 de mayo de 2018 .