Supernova de inestabilidad de pares

Una supernova de inestabilidad de pares es un tipo de supernova que se predice que ocurrirá 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 sostiene el núcleo de una estrella supermasiva contra el colapso gravitacional . ^[1] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez causa una combustión muy acelerada en una explosión termonuclear descontrolada , lo que resulta en que la estrella explote completamente sin dejar un remanente estelar detrás. ^[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 metalicidad baja a moderada (baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, una situación común en las estrellas de la Población III ).

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 emisión máxima de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura. De manera equivalente, la frecuencia y la energía de la emisión máxima son directamente proporcionales a la temperatura.

En estrellas muy masivas y calientes con temperaturas interiores superiores a aproximadamente300 000 000  K (3 × 10 ⁸  K ), los fotones producidos en el núcleo estelar se presentan principalmente en forma de rayos gamma de muy alta energía . La presión de estos rayos gamma que escapan hacia afuera del núcleo ayuda a sostener las capas superiores de la estrella contra la atracción hacia adentro de la gravedad . Si el nivel de rayos gamma (la densidad de energía ) se reduce, entonces 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 la formación de pares de partículas, como pares electrón-positrón, y estos pares también pueden encontrarse y aniquilarse entre sí para crear de nuevo rayos gamma, todo ello de acuerdo con la ecuación de equivalencia masa-energía de Albert Einstein E = mc ² .

En la altísima densidad de un gran núcleo estelar, la producción de pares y su aniquilación se producen rápidamente. Los rayos gamma, los electrones y los positrones se mantienen en equilibrio térmico , lo que garantiza que el núcleo de la estrella se mantenga estable. Mediante fluctuaciones aleatorias, el calentamiento y la compresión repentinos del núcleo pueden generar rayos gamma con la energía suficiente para convertirse en una avalancha de pares electrón-positrón. Esto reduce la presión. Cuando el colapso se detiene, los positrones encuentran electrones y la presión de los rayos gamma aumenta de nuevo. La población de positrones proporciona una breve reserva de nuevos rayos gamma a medida que la presión del núcleo de la supernova en expansión disminuye.

A medida que aumentan las temperaturas y las energías de los rayos gamma, se absorbe cada vez más energía de rayos gamma para crear pares electrón-positrón. 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, haciéndolos más propensos a interactuar, y por lo tanto aumenta la tasa a la que la energía se absorbe en la producción de más pares. Como resultado, el núcleo estelar pierde su soporte en un proceso descontrolado, en el que los rayos gamma se crean a un ritmo creciente; pero cada vez se absorben más rayos gamma para producir pares electrón-positrón, y la aniquilación de los pares electrón-positrón es insuficiente para detener una mayor contracción del núcleo. Finalmente, el descontrol térmico enciende la fusión por detonación de oxígeno y elementos más pesados, lo que da lugar a una supernova.

Para que una estrella experimente una supernova de inestabilidad de pares, la mayor creación de pares 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 su presión hacia afuera cae, pero a diferencia de sus primas más lentas o menos ricas en metales, estas estrellas continúan ejerciendo suficiente presión hacia afuera para evitar el colapso gravitacional.

Las estrellas formadas por fusiones de colisiones que tienen una metalicidad Z entre 0,02 y 0,001 pueden terminar sus vidas como supernovas de inestabilidad de pares si su masa está en el rango apropiado. ^[3]

Las estrellas muy grandes y de alta metalicidad probablemente sean inestables debido al límite de Eddington y tenderían a perder masa durante el proceso de formación.

Varias fuentes describen el comportamiento estelar de estrellas grandes en condiciones de inestabilidad de pares. ^{[4] [5]}

Los rayos gamma producidos por estrellas de menos de 100 masas solares no son lo suficientemente energéticos como para producir pares electrón-positrón. Algunas de estas estrellas experimentarán supernovas de un tipo diferente al final de sus vidas, pero los mecanismos que las provocan no implican inestabilidad de pares.

Estas estrellas son lo suficientemente grandes como para producir rayos gamma con suficiente energía para crear pares electrón-positrón, pero la reducción neta resultante en la presión contragravitatoria es insuficiente para causar la sobrepresión en el núcleo necesaria para la supernova. En cambio, la contracción causada por la creación de pares provoca un aumento de la 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 suficiente masa para caer por debajo de las 100 masas solares, momento en el que ya no son lo suficientemente calientes como para permitir la creación de pares. Los pulsos 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. ^{[ cita requerida ]}

En el caso de estrellas de masa muy alta, con una masa de al menos 130 y hasta quizás aproximadamente 250 masas solares, puede producirse una verdadera supernova de inestabilidad de pares. En estas estrellas, la primera vez que las condiciones favorecen la inestabilidad de la producción de pares, la situación se sale de control. El colapso procede a comprimir eficazmente el núcleo de la estrella; la sobrepresión es suficiente para permitir que la fusión nuclear descontrolada lo queme en varios segundos, creando una explosión termonuclear. ^[5] Con más energía térmica liberada que la energía de enlace gravitacional de la estrella , esta queda completamente desorganizada; no queda ningún agujero negro ni ningún 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 aún más al isótopo estable hierro-56 (véase Nucleosíntesis de supernova ). Para la hipernova SN 2006gy , los estudios indican que quizás 40 masas solares de la estrella original se liberaron como Ni-56, casi toda la masa de las regiones del núcleo de la estrella. ^[4] La colisión entre el núcleo de la estrella en explosión y el gas que expulsó anteriormente, y la desintegración radiactiva, liberan la mayor parte de la luz visible.

Un mecanismo de reacción diferente, la fotodesintegración , sigue al colapso inicial por inestabilidad de pares en estrellas de al menos 250 masas solares. Esta reacción endotérmica (que absorbe energía) absorbe el exceso de energía de las etapas anteriores antes de que la fusión descontrolada pueda causar una explosión de hipernova; luego, la estrella colapsa completamente y se convierte en un agujero negro. ^[5]

Se cree popularmente que las supernovas de inestabilidad de pares son altamente luminosas. Esto solo es así en el caso de las progenitoras más masivas, ya que la luminosidad depende en gran medida de la masa de ⁵⁶ Ni radiactivo expulsado. Pueden tener luminosidades máximas de más de 10 ³⁷ W, más brillantes que las supernovas de tipo Ia, pero a masas más bajas las luminosidades máximas son menores de 10 ³⁵ W, comparables o menores que las típicas supernovas de tipo II. ^[8]

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. Las progenitoras con una envoltura de hidrógeno remanente significativa producirán una supernova de tipo II, aquellas sin hidrógeno pero con una cantidad significativa de helio producirán una supernova de tipo Ib, y aquellas sin hidrógeno y prácticamente sin helio producirán una supernova de tipo Ic. ^[8]

A diferencia de los espectros, las curvas de luz son bastante diferentes de los tipos comunes de supernova. Las curvas de luz son muy extensas y la luminosidad máxima se produce meses después del inicio. ^[8] Esto se debe a las cantidades extremas de ⁵⁶ Ni expulsado y a la eyección ópticamente densa, ya que la estrella está completamente desintegrada.

Las supernovas de inestabilidad de pares destruyen completamente la estrella progenitora y no dejan atrás una estrella de neutrones ni un agujero negro. Se expulsa toda la masa de la estrella, por lo que se produce un remanente nebular y se expulsan al espacio interestelar muchas masas solares de elementos pesados.

Algunas supernovas candidatas a ser clasificadas como supernovas de inestabilidad de pares incluyen:

• SN 2006gy
• SN 2007bi , ^[9]
• Número de serie 2213-1745
• Número de serie 1000+0216 , ^[10]
• Número de serie 2010mb
• OGLE14-073, ^[11]
• SN 2016aps
• SN 2016iet, ^[12]

• Número de serie 2018ibb, ^[13]

• Producción en pareja
• Supernova de inestabilidad de pares pulsacionales
• Fuga térmica
• Supernova de tipo Ia , "supernova termonuclear"
• Agujero negro de masa intermedia

• Lista de posibles supernovas de inestabilidad de pares en The Open Supernova Catalog.