iPTF14hls

iPTF14hls es una estrella supernova inusual que entró en erupción continuamente durante unos 1000 días a partir de septiembre de 2014 ^{[ 2 ]} antes de convertirse en una nebulosa remanente . ^{[ 3 ]} Anteriormente había entrado en erupción en 1954. ^{[ 4 ]} Ninguna de las teorías ni las hipótesis propuestas explican completamente todos los aspectos del objeto.

La estrella iPTF14hls fue descubierta en septiembre de 2014 por la Intermediate Palomar Transient Factory , ^{[ 5 ]} y se hizo pública por primera vez en noviembre de 2014 por el estudio CRTS ^{[ 6 ]} como CSS141118:092034+504148. ^{[ 7 ]} Con base en esa información, se confirmó como una estrella en explosión en enero de 2015. ^{[ 8 ] [ 4 ]} Se pensó entonces que era un único evento de supernova ( Tipo II-P ) que se atenuaría en unos 100 días, pero en cambio, continuó su erupción durante unos 1000 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 esperaría de una supernova de tipo II-P , el objeto mantiene una temperatura casi constante de aproximadamente 5000–6000 K. ^{[ 1 ]} Al revisar fotografías del pasado, se encontró una de 1954 que mostraba una explosión en la misma ubicación. ^{[ 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) del telescopio Keck I para obtener el espectro de la galaxia anfitriona de la estrella, y el espectrógrafo de imágenes profundas y multiobjeto (DEIMOS) del Keck II para obtener espectros de alta resolución de la propia supernova inusual. ^{[ 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 la supernova es consistente 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 señalan que la tasa de expansión de los escombros es 6 veces más lenta que la de cualquier otra supernova conocida, como si explotara en cámara lenta. Sin embargo, si esto se debiera a la dilatación del tiempo relativista, el espectro estaría desplazado 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 ]}

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 el telescopio espacial Swift de la NASA , el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi , ^{[ 16 ]} mientras que el Telescopio Espacial Hubble comenzó a fotografiar la ubicación en diciembre de 2017. ^{[ 15 ] [ 17 ]}

iPTF14hls fue un evento continuo hasta 2018, cuando después de aproximadamente 1000 días, su luz mostró una caída drástica, pero el evento permaneció visible, ^{[ 3 ]} y para noviembre de 2018 su espectro se había convertido en una nebulosa remanente . ^{[ 3 ]} Se obtuvo una imagen de alta resolución de esta última fase con el Telescopio Espacial Hubble durante el Ciclo 25 (del 1 de octubre de 2017 al 30 de septiembre de 2018). ^{[ 3 ]}

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 no pueden 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 que se enumeran a continuación— pudo explicar la presencia continua de hidrógeno o la energética 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 pueda: ^{[ 1 ]}

1. producen las mismas firmas espectrales que las supernovas comunes de tipo IIP, pero con una evolución ralentizada por un factor de 6 a 10,
2. proporcionar energía para prolongar la curva de luz en un factor de ~6 sin introducir características espectrales de líneas estrechas ni una fuerte emisión de radio y rayos X indicativa de interacción de material circunestelar ,
3. producir al menos cinco picos en la curva de luz,
4. desacoplar la fotosfera formadora de líneas deducida de la fotosfera continua, y
5. mantener una fase fotosférica con un gradiente de velocidad lineal constante durante más de 600 días.

Una hipótesis implica la combustión de antimateria en el 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 provoca que la estrella se vuelva extremadamente inestable y experimente erupciones brillantes repetidas durante períodos de años. ^{[ 21 ]} La antimateria en contacto con la materia causaría una explosión que expulsa las capas exteriores de la estrella y deja el núcleo intacto; este proceso puede repetirse durante décadas antes de la gran explosión final y el colapso en un agujero negro . ^{[ 12 ]}

Otra hipótesis es la supernova de inestabilidad de pares pulsacional , en la que una estrella masiva 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 eyectado anteriormente, produciendo brillantes destellos de luz al colisionar, simulando una explosión adicional (véase supernova impostor ). Sin embargo, la energía liberada por la supernova iPTF14hls es mayor que la que predice la teoría. ^{[ 12 ]}

Los modelos de magnetar también pueden explicar muchas de las características observadas, pero dan una curva de luz suave y pueden requerir una intensidad de campo magnético en evolución. ^{[ 20 ] [ 22 ]}

Jennifer E Andrews y Nathan Smith plantearon la hipótesis de que el espectro de luz observado es una clara señal de la interacción de choque del material eyectado con el material circunestelar denso (CSM). Propusieron que una energía de explosión típica, con interacción de CSM "envuelto" o "engullido" —como se observa en algunas supernovas recientes, incluidas SN 1998S , SN 2009ip y SN 1993J— podría "explicar la peculiar evolución de iPTF14hls". ^{[ 23 ]}

En diciembre de 2017, un equipo que utilizaba el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi informó que podrían haber detectado en iPTF14hls, por primera vez, emisión de rayos gamma de alta energía proveniente de una supernova. ^{[ 16 ]} La fuente de rayos gamma aparece aproximadamente 300 días después de la explosión de iPTF14hls y aún es observable, pero se necesitan más observaciones para verificar que iPTF14hls sea la fuente exacta de la emisión de rayos gamma observada. ^{[ 16 ]} Si la asociación entre la fuente de rayos gamma e iPTF14hls es real, entonces existen dificultades para modelar su emisión de rayos gamma en el marco de la aceleración de partículas en el choque producido por la eyección de la supernova. La eficiencia de conversión de energía debe ser muy alta, por lo que se sugiere que un chorro (emisión anisotrópica) de un compañero cercano podría ser necesario para explicar algunos de los datos observados. ^{[ 16 ]} No se han detectado emisiones de rayos X , lo que hace que la interpretación de la emisión de rayos gamma sea una tarea difícil. ^{[ 24 ]}

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 repetitivo iniciado por una estrella de neutrones que entra en la envoltura de una estrella masiva evolucionada, acrecentando material de la 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 ]}

Un equipo sugiere la posibilidad de que la expansión lenta observada sea un efecto de la acreción por retroceso, y presentó un modelo. ^{[ 3 ] [ 27 ]}

Un flujo de salida a largo plazo similar a los vientos estelares con tasas de pérdida de masa variables, en lugar de un estallido repentino como el de las supernovas, podría ajustarse a los datos de la curva de luz no solo de iPTF14hls, sino también de Eta Carinae . Las observaciones podrían ser el resultado de un viento extremo proveniente de estrellas muy masivas. ^{[ 28 ]}

• Eta Carinae , una estrella masiva que experimenta erupciones similares.

• Esta estrella se niega a morir, incluso después de explotar - engadget
• La estrella que explotó un poco... y luego explotó mucho - SyFyWire