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supernova de tipo II

El remanente en expansión de SN 1987A , una peculiar supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes . Imagen de la NASA . Una supernova de tipo II o SNII [ 1 ] (plural: ...

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El remanente en expansión de SN 1987A , una peculiar  supernova de tipo II en la Gran Nube de Magallanes . Imagen de la NASA .

Una supernova de tipo  II o SNII [ 1 ] (plural: supernovas ) resulta de la explosión violenta de una estrella masiva tras el rápido colapso de su núcleo. La masa de una estrella debe ser al menos 8 veces, pero no más de 40 a 50 veces, la masa del Sol ( M ☉ ) para experimentar este tipo de explosión. [ 2 ] 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 regiones H II , pero no en galaxias elípticas ; estas últimas generalmente están compuestas de estrellas más antiguas y de baja masa, con pocas de las estrellas jóvenes y muy masivas 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 con una masa atómica mayor que la del hidrógeno y el helio, aunque a temperaturas y presiones cada vez mayores , lo que provoca una vida estelar 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 e impedir el colapso de la estrella, manteniendo así el equilibrio estelar. La estrella fusiona elementos de masa cada vez mayor, comenzando con el hidrógeno y luego el helio , y progresando a través de la tabla periódica hasta que se forma un núcleo de hierro y níquel . La fusión de hierro o níquel no produce energía neta, por lo que no puede haber más fusión, dejando el núcleo de níquel-hierro inerte. Debido a la falta de producción de energía que crea presión térmica hacia afuera, el núcleo se contrae por la gravedad hasta que el peso de la estrella puede ser soportado en gran medida por la presión de degeneración de los electrones.

Cuando la masa compactada del núcleo inerte supera el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M☉ , la degeneración electrónica deja de ser suficiente para contrarrestar la compresión gravitacional. En cuestión de segundos, se produce una implosión catastrófica del núcleo. 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 . La compresión repentina aumenta la temperatura del núcleo interno hasta 100 mil millones de kelvin . Se forman neutrones y neutrinos mediante desintegración beta inversa , liberando aproximadamente 10⁴⁶ julios (100 foe ) en una ráfaga de diez segundos. El colapso del núcleo interno se detiene por la fuerza nuclear repulsiva y la degeneración de neutrones , lo que provoca que la implosión rebote hacia afuera. La energía de esta onda de choque en expansión es suficiente para perturbar el material estelar suprayacente y acelerarlo hasta la velocidad de escape, formando una explosión de supernova. La onda de choque y la temperatura y presión extremadamente altas se disipan rápidamente, pero permanecen el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la formación de elementos más pesados ​​que el hierro. [ 3 ] 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 de núcleo.    

Existen varias categorías de  explosiones de supernovas de tipo II, que se clasifican según la curva de luz resultante —un gráfico de luminosidad en función del tiempo— tras la explosión.  Las supernovas de tipo II-L muestran un descenso constante ( lineal ) de la curva de luz después de la explosión, mientras que las de tipo  II-P presentan un período de descenso más lento (una meseta) en su curva de luz, seguido de una disminución normal. Las supernovas de tipo Ib y Ic son un tipo de supernova de colapso de núcleo para una estrella masiva que ha perdido su envoltura exterior de hidrógeno y (en el caso del tipo  Ic) helio. Como resultado, parecen carecer de estos elementos.

Formación

Las capas superpuestas, como cebollas, de una estrella masiva y evolucionada justo antes del colapso de su núcleo. (Sin escala).

Las estrellas mucho más masivas que el Sol evolucionan de maneras complejas. En el núcleo estelar, el hidrógeno se fusiona en helio , liberando energía térmica que calienta el núcleo y ejerce una presión hacia afuera que sostiene las capas de la estrella, evitando su colapso; una situación conocida como equilibrio estelar o hidrostático . El helio producido en el núcleo se acumula allí. Las temperaturas en el núcleo aún no son lo suficientemente altas como para provocar la fusión. Finalmente, a medida que el hidrógeno en el núcleo se agota, la fusión comienza a ralentizarse y la gravedad provoca que el núcleo se contraiga. Esta contracción eleva la temperatura lo suficiente como para permitir una fase más corta de fusión de helio, que produce carbono y oxígeno , y representa menos del 10 % de la vida útil total de la estrella.

En estrellas de menos de ocho masas solares, el carbono producido por la fusión del helio no se fusiona, y la estrella se enfría gradualmente hasta convertirse en una enana blanca . [ 4 ] [ 5 ] Si acumulan más masa de otra estrella o de alguna otra fuente, pueden convertirse en supernovas de tipo Ia . Pero una estrella mucho más grande es lo suficientemente masiva como para continuar la fusión más allá de este punto.

Los núcleos de estas estrellas masivas generan directamente las temperaturas y presiones necesarias para que el carbono del núcleo comience a fusionarse cuando la estrella se contrae al final de la etapa de combustión de helio. El núcleo se estratifica gradualmente como una cebolla, a medida que se acumulan núcleos atómicos cada vez más pesados ​​en el centro, con una capa exterior de gas hidrógeno, que rodea una capa de hidrógeno que se fusiona en helio, que a su vez rodea una capa de helio que se fusiona en carbono mediante el proceso triple alfa , y que rodea capas que se fusionan en elementos cada vez más pesados. A medida que una estrella de esta masa evoluciona, experimenta etapas repetidas en las que la fusión en el núcleo se detiene y este colapsa hasta que la presión y la temperatura son suficientes para iniciar la siguiente etapa de fusión, reiniciándose para detener el colapso. [ 4 ] [ 5 ]

Colapso del núcleo

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, desde la combustión del carbono en adelante, la pérdida de energía a través de la producción de neutrinos se vuelve significativa, lo que lleva a una tasa de reacción más alta de la que ocurriría de otro modo. [ 7 ] Esto continúa hasta que se produce níquel-56 , que se desintegra radiactivamente en cobalto-56 y luego hierro-56 en el transcurso de unos pocos meses. Como el hierro y el níquel tienen la energía de enlace por nucleón más alta de todos los elementos, [ 8 ] no se puede producir energía en el núcleo por fusión, y crece un núcleo de níquel-hierro. [ 5 ] [ 9 ] Este núcleo está bajo una enorme presión gravitacional. Como no hay fusión para elevar aún más la temperatura de la estrella para sostenerla contra el colapso, solo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones . En este estado, la materia es tan densa que una mayor compactación requeriría que los electrones ocuparan los mismos estados de energía . Sin embargo, esto está prohibido para partículas fermiónicas idénticas , como el electrón, un fenómeno conocido como principio de exclusión de Pauli .

Cuando la masa del núcleo supera el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M☉ , la presión de degeneración ya no puede sostenerlo y se produce un colapso catastrófico. [ 10 ] La parte exterior del núcleo alcanza velocidades de hasta 70 000  km/s (23 % de la velocidad de la luz ) mientras colapsa hacia el centro de la estrella. [ 11 ] 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 mediante fotodesintegración . A medida que aumenta la densidad del núcleo , se vuelve energéticamente favorable para que los electrones y protones se fusionen mediante desintegración beta inversa , produciendo neutrones y partículas elementales llamadas neutrinos . Debido a que los neutrinos rara vez interactúan con la materia ordinaria, pueden escapar del núcleo, llevándose consigo energía y acelerando aún más el colapso, que se produce en una escala de tiempo de milisegundos. A medida que el núcleo se separa de las capas exteriores de la estrella, algunos de estos neutrinos son absorbidos por las capas exteriores de la estrella, dando comienzo a la explosión de supernova. [ 12 ]

En las  supernovas de tipo II, el colapso se detiene finalmente por interacciones repulsivas de corto alcance entre neutrones, 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 esta onda de choque disocia los elementos pesados ​​dentro del núcleo. Esto reduce la energía de la onda de choque, lo que puede detener la explosión dentro del núcleo externo. [ 13 ]

La fase de colapso del núcleo es tan densa y energética que solo los neutrinos pueden escapar. A medida que los protones y electrones se combinan para formar neutrones mediante la captura electrónica , se produce un neutrino electrónico. En una  supernova típica de tipo II, el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100  mil millones de kelvin , 10⁴ veces la temperatura del núcleo del Sol. Gran parte de esta energía térmica debe liberarse para que se forme una estrella de neutrones estable; de ​​lo contrario, los neutrones se "evaporarían". Esto se logra mediante una liberación adicional de neutrinos. [ 14 ] Estos neutrinos "térmicos" se forman como pares neutrino-antineutrino de todos los sabores y suman varias veces el número de neutrinos de captura electrónica. [ 15 ] Los dos mecanismos de producción de neutrinos convierten la energía potencial gravitatoria del colapso en una ráfaga de neutrinos de diez segundos, liberando aproximadamente 10⁴⁶ julios (100 foe ). [ 16 ] 

Mediante un proceso que no se comprende del todo, aproximadamente el 1%, o 10 44  julios (1  foe), de la energía liberada (en forma de neutrinos ) es reabsorbida por el choque estancado, produciendo la explosión de supernova. [ 13 ] Se observaron neutrinos generados por una supernova en el caso de la Supernova 1987A , lo que llevó a los astrofísicos a concluir que el modelo de colapso del núcleo es básicamente correcto. Los instrumentos Kamiokande II e IMB , basados ​​en agua , detectaron antineutrinos de origen térmico, [ 14 ] mientras que el instrumento Baksan, basado en galio -71, detectó neutrinos ( número leptónico = 1) de origen térmico o de captura electrónica.

Dentro de una estrella masiva y evolucionada (a)  las capas de elementos en capas de cebolla experimentan fusión, formando un núcleo de níquel-hierro; (b)  que alcanza la masa de Chandrasekhar y comienza a colapsar. (c)  La parte interna del núcleo se comprime en neutrones, (d)  lo que hace que el material que cae rebote y forme un frente de choque que se propaga hacia afuera (rojo). (e)  El choque comienza a detenerse, pero se revitaliza por la interacción de neutrinos. (f)  El material circundante es expulsado, 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 de núcleo es una estrella de neutrones . [ 11 ] Por encima de esta masa, el remanente colapsa para formar un agujero negro . [ 5 ] [ 17 ] La masa límite teórica para este tipo de escenario de colapso de 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, [ 18 ] aunque las incertidumbres en los modelos de colapso de supernova hacen que el cálculo de estos límites sea incierto.  

Modelos teóricos

El Modelo Estándar de la 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 bajo diversas condiciones. La energía por partícula en una supernova es típicamente de 1 a 150 picojulios (decenas a cientos de MeV ). [ 19 ] La energía por partícula involucrada en una supernova es lo suficientemente pequeña como para que las predicciones obtenidas del Modelo Estándar de la física de partículas sean probablemente correctas en esencia. Pero las altas densidades pueden requerir correcciones al Modelo Estándar. [ 20 ] En particular, los aceleradores de partículas terrestres pueden producir interacciones de partículas con una energía mucho mayor que la que se encuentra en las supernovas, [ 21 ] pero estos experimentos implican partículas individuales interactuando con partículas individuales, y es probable que las altas densidades dentro de la supernova produzcan efectos novedosos. Las interacciones entre los neutrinos y las otras partículas en la supernova tienen lugar con la fuerza nuclear débil , que se cree que está bien comprendida. Sin embargo, las interacciones entre protones y neutrones involucran la fuerza nuclear fuerte , que es mucho menos comprendida. [ 22 ]

El principal problema sin resolver de  las supernovas de tipo II es que no se comprende cómo la ráfaga de neutrinos transfiere su energía al resto de la estrella, produciendo la onda de choque que causa la explosión. Según lo expuesto anteriormente, solo se necesita transferir el uno por ciento de la energía para producir una explosión, pero explicar cómo ocurre esa transferencia ha resultado extremadamente difícil, a pesar de que se cree que las interacciones de partículas involucradas se comprenden bien. En la década de 1990, un modelo para explicar esto implicaba la inversión convectiva , que sugiere que la convección, ya sea por neutrinos desde abajo o por 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 captura de neutrones y por la presión de los neutrinos que presionan contra el límite de la "neutrinosfera", sembrando el espacio circundante con una nube de gas y polvo más rica en elementos pesados ​​que el material del que se formó originalmente la estrella. [ 23 ]

La física de los neutrinos , modelada por el Modelo Estándar , es crucial para comprender este proceso. [ 20 ] Otra área crucial de investigación es la hidrodinámica del plasma que compone la estrella moribunda; su comportamiento durante el colapso del núcleo determina cuándo y cómo se forma la onda de choque , y cuándo y cómo se detiene y se reenergiza. [ 24 ]

De hecho, algunos modelos teóricos incorporan una inestabilidad hidrodinámica en la onda de choque estacionaria conocida como "Inestabilidad de Choque de Acreción Estacionaria" (SASI). Esta inestabilidad surge como consecuencia de perturbaciones no esféricas que hacen oscilar la onda de choque estacionaria, deformándola. La SASI se utiliza a menudo junto con teorías de neutrinos en simulaciones por computadora para reenergizar la onda de choque estacionaria. [ 25 ]

Los modelos informáticos han tenido mucho éxito calculando el comportamiento de  las supernovas de tipo II una vez formada la onda de choque. Ignorando el primer segundo de la explosión y asumiendo que esta ya ha comenzado, los astrofísicos han podido realizar predicciones detalladas sobre los elementos producidos por la supernova y sobre la curva de luz esperada . [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]

Curvas de luz para supernovas de tipo  II-L y tipo  II-P

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

Al examinar el espectro de una supernova de tipo II, normalmente se observan líneas de absorción de Balmer : un 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 representa gráficamente la luminosidad de una  supernova de tipo II a lo largo del tiempo, se observa un aumento característico hasta alcanzar un brillo máximo, seguido de un descenso. Estas curvas de luz presentan una tasa de decaimiento promedio de 0,008 magnitudes por día, mucho menor que la 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 de una supernova de tipo II-L muestra un descenso constante ( lineal ) tras alcanzar el brillo máximo. Por el contrario, la curva de luz de una supernova de tipo II-P presenta una distintiva meseta durante el descenso, que representa un período en el que la luminosidad disminuye a un ritmo más lento. La tasa neta de decaimiento de la luminosidad es menor, de 0,0075 magnitudes por día para el tipo II-P, en comparación con 0,012 magnitudes por día para el tipo II-L. [ 29 ]         

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. [ 29 ] 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, arrancando el electrón del átomo de hidrógeno, lo que resulta en un aumento significativo de la opacidad . Esto impide que los fotones de las partes internas de la explosión escapen. Cuando el hidrógeno se enfría lo suficiente como para recombinarse, la capa exterior se vuelve transparente. [ 30 ]

 supernovas de tipo IIn

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. [ 31 ] [ 32 ] La densidad circunestelar estimada necesaria para explicar las propiedades observacionales es mucho mayor que la esperada según la teoría estándar de evolución estelar . [ 33 ] Generalmente se asume que la alta densidad circunestelar se debe a las altas tasas de pérdida de masa de los  progenitores de tipo IIn. Las tasas de pérdida de masa estimadas son típicamente más altas que10 −3 M ☉ por año. Hay indicios de que se originan como estrellas similares a variables azules luminosas con grandes pérdidas de masa antes de explotar. [ 34 ] SN 1998S y SN 2005gl son ejemplos de supernovas de tipo IIn; SN 2006gy , una supernova extremadamente energética, puede ser otro ejemplo. [ 35 ]  

Algunas supernovas de tipo IIn muestran interacciones con el medio circunestelar, lo que conduce a un aumento de la temperatura del polvo circunestelar . Este polvo caliente se puede observar como un brillo en la luz infrarroja media . Si el medio circunestelar se extiende más allá de la supernova, el brillo infrarrojo medio puede causar un eco infrarrojo , lo que hace que el brillo dure más de 1000 días. Este tipo de supernovas pertenecen a las raras supernovas tipo 2010jl, llamadas así por la SN 2010jl arquetípica . La mayoría de las supernovas tipo 2010jl fueron descubiertas con el telescopio espacial Spitzer fuera de servicio y el Wide-Field Infrared Survey Explorer (por ejemplo , SN 2014ab , SN 2017hcc ). [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]

 supernovas de tipo IIb

Una  supernova de tipo IIb tiene una línea de hidrógeno débil en su espectro inicial, razón por la cual 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 asemeja más a una supernova de tipo  Ib . El progenitor podría haber sido una estrella masiva que expulsó la mayor parte de sus capas exteriores, 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 enteramente en helio. [ 40 ] A medida que la eyección de un tipo  IIb se expande, la capa de hidrógeno se vuelve rápidamente más transparente y revela las capas más profundas. [ 40 ] El ejemplo clásico de una  supernova de tipo IIb es SN 1993J , [ 41 ] [ 42 ] mientras que otro ejemplo es Cassiopeia A. [ 43 ] La clase IIb fue introducida por primera vez (como concepto teórico) por Woosley et al. en 1987, [ 44 ] y la clase pronto se aplicó a SN 1987K [ 45 ] y SN 1993J . [ 46 ]

Véase también

Referencias

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