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Este video de impresión de artista muestra la parte central de la nebulosa planetaria Henize 2-428 . El núcleo de este objeto único consta de dos estrellas enanas blancas , cada una con una masa un poco menor que la del Sol. Se espera que se acerquen lentamente entre sí y se fusionen en unos 700 millones de años. Este evento probablemente creará una supernova de Tipo Ia y destruirá ambas estrellas.

Una supernova de tipo Ia (léase: "tipo uno-A") es un tipo de supernova que se produce en sistemas binarios (dos estrellas orbitando entre sí) en los que una de las estrellas es una enana blanca . La otra estrella puede ser cualquier cosa, desde una estrella gigante hasta una enana blanca aún más pequeña. [1]

Físicamente, las enanas blancas de carbono-oxígeno con una baja tasa de rotación están limitadas a menos de 1,44 masas solares ( M ☉ ). [2] [3] Más allá de esta " masa crítica ", se vuelven a encender y en algunos casos desencadenan una explosión de supernova. De manera algo confusa, esta masa crítica a menudo se conoce como la masa de Chandrasekhar, a pesar de ser marginalmente diferente del límite absoluto de Chandrasekhar, donde la presión de degeneración de electrones es incapaz de prevenir un colapso catastrófico. Si una enana blanca acumula gradualmente masa de un compañero binario, o se fusiona con una segunda enana blanca, la hipótesis general es que su núcleo alcanzará la temperatura de ignición para la fusión del carbono.a medida que se acerca a la masa de Chandrasekhar. A los pocos segundos del inicio de la fusión nuclear, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca sufre una reacción descontrolada , liberando suficiente energía (1–2 × 10 44  J ) [4] para desvincular la estrella en una explosión de supernova. [5]

La categoría de supernova tipo Ia produce un pico de luminosidad bastante consistente debido a esta masa crítica fija en la que explotará una enana blanca. Su luminosidad máxima constante permite que estas explosiones se utilicen como velas estándar para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas: la magnitud visual de una supernova de tipo Ia, observada desde la Tierra, indica su distancia de la Tierra.

En mayo de 2015, la NASA informó que el observatorio espacial Kepler observó KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en proceso de explosión. Los detalles de los momentos anteriores a la nova pueden ayudar a los científicos a juzgar mejor la calidad de las supernovas de Tipo Ia como velas estándar, que es un vínculo importante en el argumento de la energía oscura . [6]

Modelo de consenso [ editar ]

Espectro de SN 1998aq , una supernova de tipo Ia, un día después del máximo de luz en la banda B [7]

La supernova de Tipo Ia es una subcategoría en el esquema de clasificación de supernovas de Minkowski-Zwicky, que fue ideado por el astrónomo germano-estadounidense Rudolph Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky . [8] Hay varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Los astrónomos teóricos creyeron durante mucho tiempo que la estrella progenitora de este tipo de supernova es una enana blanca , y en 2014 se encontró evidencia empírica de esto cuando se observó una supernova de Tipo Ia en la galaxia Messier 82 . [9] Cuando un carbono [2] de rotación lenta - oxígenoLa enana blanca acumula materia de un compañero, puede superar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44  M ☉ , más allá del cual ya no puede soportar su peso con la presión de degeneración electrónica. [10] En ausencia de un proceso compensatorio, la enana blanca colapsaría para formar una estrella de neutrones , en un proceso no eyectivo inducido por acreción, [11] como ocurre normalmente en el caso de una enana blanca que se compone principalmente de magnesio , neón y oxígeno. [12]

Sin embargo, la opinión actual entre los astrónomos que modelan explosiones de supernovas de tipo Ia es que este límite nunca se alcanza realmente y que el colapso nunca se inicia. En cambio, el aumento de presión y densidad debido al aumento de peso eleva la temperatura del núcleo, [3] y cuando la enana blanca se acerca al 99% del límite, [13] sobreviene un período de convección que dura aproximadamente 1000 años. [14] En algún momento de esta fase de cocción a fuego lento, nace un frente de llama de deflagración , impulsado por fusión de carbono . Los detalles de la ignición aún se desconocen, incluida la ubicación y el número de puntos donde comienza la llama. [15] Fusión de oxígenose inicia poco después, pero este combustible no se consume tan completamente como el carbono. [dieciséis]

G299 Remanente de supernova Tipo Ia .

Una vez que comienza la fusión, la temperatura de la enana blanca aumenta. Una estrella de secuencia principal apoyada por presión térmica puede expandirse y enfriarse, lo que regula automáticamente el aumento de energía térmica. Sin embargo, la presión de degeneración es independiente de la temperatura; enanas blancas no son capaces de regular la temperatura en la forma de estrellas normales, por lo que son vulnerables a fugitivo reacciones de fusión. La llamarada se acelera dramáticamente, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y las interacciones con la turbulencia . Todavía es un tema de considerable debate si esta llamarada se transforma en una detonación supersónica de un subsónicoquemación rápida. [14] [17]

Independientemente de los detalles exactos de cómo se enciende la supernova, generalmente se acepta que una fracción sustancial del carbono y el oxígeno en la enana blanca se fusiona en elementos más pesados ​​en un período de solo unos segundos, [16] con la consiguiente liberación de energía. aumentando la temperatura interna a miles de millones de grados. La energía liberada (1–2 × 10 44  J ) [4] es más que suficiente para desvincular la estrella; es decir, las partículas individuales que forman la enana blanca obtienen suficiente energía cinética para separarse unas de otras. La estrella explota violentamente y libera una onda de choque en la que la materia suele ser expulsada a velocidades del orden de5,000-20,000 km / s , aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz . La energía liberada en la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. La magnitud visual absoluta típica de las supernovas de Tipo Ia es M v  = −19,3 (aproximadamente 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. [14]

La teoría de este tipo de supernova es similar a la de las novas , en las que una enana blanca acumula materia más lentamente y no se acerca al límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia que cae provoca una explosión en la superficie de fusión de hidrógeno que no interrumpe la estrella. [14]

La supernova de tipo Ia difiere de la supernova de tipo II , que son causadas por la explosión cataclísmica de las capas externas de una estrella masiva cuando su núcleo colapsa, impulsada por la liberación de energía potencial gravitacional a través de la emisión de neutrinos . [18]

Formación [ editar ]

Se está extrayendo gas de una estrella gigante para formar un disco de acreción alrededor de una compañera compacta (como una estrella enana blanca). Imagen de la NASA
Simulación de la fase de explosión del modelo de deflagración a detonación de la formación de supernovas, ejecutada en una supercomputadora científica.

Progenitores degenerados únicos [ editar ]

Un modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano . El sistema binario progenitor consta de estrellas de secuencia principal, y la primaria posee más masa que la secundaria. Al ser mayor en masa, el primario es el primero del par en evolucionar hacia la rama gigante asintótica , donde la envoltura de la estrella se expande considerablemente. Si las dos estrellas comparten una envolvente común, el sistema puede perder cantidades significativas de masa, lo que reduce el momento angular , el radio orbital y el período.. Después de que la primaria se ha degenerado en una enana blanca, la estrella secundaria evoluciona más tarde a una gigante roja y el escenario está listo para la acumulación de masa en la primaria. Durante esta fase final de envoltura compartida, las dos estrellas se acercan en espiral a medida que se pierde el momento angular. La órbita resultante puede tener un período tan breve como unas pocas horas. [19] [20] Si la acumulación continúa el tiempo suficiente, la enana blanca puede llegar a acercarse al límite de Chandrasekhar .

La compañera enana blanca también podría acumular materia de otros tipos de compañeras, incluida una subgigante o (si la órbita es lo suficientemente cercana) incluso una estrella de secuencia principal. El proceso evolutivo real durante esta etapa de acreción sigue siendo incierto, ya que puede depender tanto de la tasa de acreción como de la transferencia del momento angular a la compañera enana blanca. [21]

Se ha estimado que los progenitores degenerados individuales representan no más del 20% de todas las supernovas de Tipo Ia. [22]

Progenitores degenerados dobles [ editar ]

Un segundo mecanismo posible para desencadenar una supernova de Tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas cuya masa combinada excede el límite de Chandrasekhar. La fusión resultante se llama una enana blanca masiva de super-Chandrasekhar. [23] [24] En tal caso, la masa total no estaría limitada por el límite de Chandrasekhar.

Las colisiones de estrellas solitarias dentro de la Vía Láctea ocurren solo una vez cada 10 7 hasta10 13  años ; con mucha menos frecuencia que la aparición de novas. [25] Las colisiones ocurren con mayor frecuencia en las densas regiones centrales de los cúmulos globulares [26] ( cf. rezagados azules ). Un escenario probable es una colisión con un sistema estelar binario o entre dos sistemas binarios que contienen enanas blancas. Esta colisión puede dejar atrás un sistema binario cerrado de dos enanas blancas. Su órbita decae y se fusionan a través de su envoltura compartida. [27] Un estudio basado en SDSSLos espectros encontraron 15 sistemas dobles de las 4.000 enanas blancas probadas, lo que implica una fusión doble de enanas blancas cada 100 años en la Vía Láctea: esta tasa coincide con el número de supernovas de Tipo Ia detectadas en nuestro vecindario. [28]

Un escenario de doble degeneración es una de varias explicaciones propuestas para el progenitor anormalmente masivo (2  M ☉ ) de SN 2003fg . [29] [30] Es la única explicación posible para SNR 0509-67.5 , ya que se han descartado todos los modelos posibles con una sola enana blanca. [31] También se ha sugerido fuertemente para SN 1006 , dado que no se ha encontrado ningún remanente de estrellas compañeras allí. [22] Las observaciones realizadas con la NASA 's Swift telescopio espacial descartar supergigante existente o estrellas compañeras gigantes de cada supernova de tipo Ia estudiado. La capa exterior reventada del compañero supergigante debería emitirRayos X , pero este resplandor no fue detectado por el XRT (telescopio de rayos X) de Swift en los 53 remanentes de supernova más cercanos. Para 12 supernovas de Tipo Ia observadas dentro de los 10 días posteriores a la explosión, el UVOT (telescopio ultravioleta / óptico) del satélite no mostró radiación ultravioleta originada en la superficie de la estrella compañera calentada golpeada por la onda de choque de la supernova, lo que significa que no había gigantes rojas o estrellas más grandes orbitando esos progenitores de supernovas. En el caso de SN 2011fe , la estrella compañera debe haber sido más pequeña que el Sol , si es que existió. [32] El Observatorio de rayos X Chandra reveló que la radiación de rayos X de cinco galaxias elípticas y la protuberancia de la Galaxia de Andrómedaes de 30 a 50 veces más débil de lo esperado. La radiación de rayos X debe ser emitida por los discos de acreción de los progenitores de supernovas de Tipo Ia. La radiación faltante indica que pocas enanas blancas poseen discos de acreción , descartando el modelo común basado en la acreción de las supernovas Ia. [33] Los pares de enanas blancas en espiral hacia adentro son fuentes candidatas fuertemente inferidas de ondas gravitacionales , aunque no se han observado directamente.

Los escenarios de doble degeneración plantean dudas sobre la aplicabilidad de las supernovas de Tipo Ia como velas estándar , ya que la masa total de las dos enanas blancas fusionadas varía significativamente, lo que significa que la luminosidad también varía.

Tipo Iax [ editar ]

Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas que ocurren cuando el helio se acumula en una enana blanca debe clasificarse como Tipo Iax . [34] [35] Este tipo de supernova no siempre puede destruir completamente al progenitor de la enana blanca, sino que deja una estrella zombi . [36]

Observación [ editar ]

Remanente de supernova N103B tomado por el Telescopio Espacial Hubble. [37]

A diferencia de los otros tipos de supernovas, las supernovas de Tipo Ia generalmente ocurren en todos los tipos de galaxias, incluidas las elípticas. No muestran preferencia por las regiones de formación estelar actual. [38] Dado que las estrellas enanas blancas se forman al final del período evolutivo de la secuencia principal de una estrella, un sistema estelar tan longevo puede haberse alejado de la región donde se formó originalmente. A partir de entonces, un sistema binario cercano puede pasar otro millón de años en la etapa de transferencia de masa (posiblemente formando estallidos de novas persistentes) antes de que las condiciones estén maduras para que ocurra una supernova de Tipo Ia. [39]

Un problema de larga data en astronomía ha sido la identificación de progenitores de supernovas. La observación directa de un progenitor proporcionaría restricciones útiles en los modelos de supernova. En 2006, la búsqueda de un progenitor de este tipo había estado en curso durante más de un siglo. [40] La observación de la supernova SN 2011fe ha proporcionado limitaciones útiles. Las observaciones anteriores con el telescopio espacial Hubble no mostraron una estrella en la posición del evento, excluyendo así a una gigante roja como fuente. Se descubrió que el plasma en expansión de la explosión contenía carbono y oxígeno, por lo que es probable que el progenitor fuera una enana blanca compuesta principalmente por estos elementos. [41] De manera similar, las observaciones del cercano SN PTF 11kx, [42]descubiertos el 16 de enero de 2011 (UT) por Palomar Transient Factory (PTF), llevan a la conclusión de que esta explosión surge de un progenitor degenerado único, con un compañero gigante rojo, lo que sugiere que no hay un camino progenitor único hacia SN Ia. Las observaciones directas del progenitor de PTF 11kx se informaron en la edición del 24 de agosto de Science y respaldan esta conclusión, y también muestran que la estrella progenitora experimentó erupciones de novas periódicas antes de la supernova, otro descubrimiento sorprendente.[42] [43] Sin embargo, un análisis posterior reveló que el material circunestelar es demasiado masivo para el escenario de un solo degenerado, y encaja mejor en el escenario de núcleo degenerado. [44]

Curva de luz [ editar ]

Esta gráfica de luminosidad (relativa al Sol, L 0 ) frente al tiempo muestra 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 etapa posterior está impulsada por el cobalto (Co).

Las supernovas de tipo Ia tienen una curva de luz característica , su gráfico de luminosidad en función del tiempo después de la explosión. Cerca del momento de máxima luminosidad, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia desde el oxígeno al calcio ; estos son los componentes principales de las capas externas de la estrella. Meses después de la explosión, cuando las capas externas se han expandido hasta el punto de la transparencia, el espectro está dominado por la luz emitida por material cerca del núcleo de la estrella, elementos pesados ​​sintetizados durante la explosión; más prominentemente isótopos cercanos a la masa de hierro ( elementos de pico de hierro ). La desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 a hierro-56produce fotones de alta energía , que dominan la salida de energía de la eyección en tiempos intermedios a tardíos. [14]

El uso de supernovas de Tipo Ia para medir distancias precisas fue iniciado por una colaboración de astrónomos chilenos y estadounidenses, el Calán / Tololo Supernova Survey . [45] En una serie de artículos en la década de 1990, la encuesta mostró que, si bien las supernovas de Tipo Ia no alcanzan la misma luminosidad máxima, un solo parámetro medido a partir de la curva de luz se puede utilizar para corregir las supernovas de Tipo Ia sin enrojecer a valores estándar de velas. La corrección original al valor estándar de la vela se conoce como la relación de Phillips [46] y este grupo demostró que podía medir distancias relativas con una precisión del 7%. [47]La causa de esta uniformidad en el brillo máximo está relacionada con la cantidad de níquel-56 producida en las enanas blancas que presumiblemente explotan cerca del límite de Chandrasekhar. [48]

La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las supernovas de Tipo Ia conocidas ha llevado a su uso como una vela estándar secundaria en astronomía extragaláctica. [49] Calibraciones mejoradas de la escala de distancia variable de Cefeidas [50] y mediciones directas de distancia geométrica a NGC 4258 a partir de la dinámica de emisión de máser [51] cuando se combinan con el diagrama de Hubble de las distancias de supernova de Tipo Ia han llevado a un valor mejorado de la constante de Hubble .

En 1998, las observaciones de supernovas distantes de Tipo Ia indicaron el resultado inesperado de que el universo parece experimentar una expansión acelerada . [52] [53] Tres miembros de dos equipos recibieron posteriormente premios Nobel por este descubrimiento. [54]

Subtipos [ editar ]

El remanente de supernova SNR 0454-67.2 es probablemente el resultado de una explosión de supernova de Tipo Ia. [55]

Existe una diversidad significativa dentro de la clase de supernovas de Tipo Ia. Como reflejo de esto, se han identificado una gran cantidad de subclases. Dos ejemplos prominentes y bien estudiados incluyen 1991T-like, una subclase demasiado luminosa que exhibe líneas de absorción de hierro particularmente fuertes y características de silicio anormalmente pequeñas, [56] y 1991bg-like, una subclase excepcionalmente tenue caracterizada por fuertes características de absorción temprana de titanio y fotometría rápida y evolución espectral. [57] A pesar de sus luminosidades anormales , los miembros de ambos grupos peculiares pueden estandarizarse mediante el uso de la relación de Phillips para determinar la distancia . [58]

Ver también [ editar ]

  • Detonación de carbono
  • Escalera de distancia cósmica
  • Historia de la observación de supernovas
  • Remanente de supernova

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

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