Supernova de tipo II
Explosión de una estrella de 8 a 45 veces la masa del Sol
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 del colapso rápido y la explosión violenta de una estrella masiva . Una estrella debe tener al menos ocho 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 . Por lo general, se observan en los brazos espirales de las galaxias y en las regiones H II , pero no en las galaxias elípticas ; estas generalmente están compuestas por estrellas más viejas 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 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 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 cada vez de mayor masa, comenzando con el hidrógeno y luego el helio , progresando hacia arriba 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 salida de energía neta, por lo que no puede tener lugar más fusiones, dejando inerte el núcleo de níquel-hierro. Debido a la falta de salida de energía que crea presión térmica hacia afuera, el núcleo se contrae debido a la gravedad hasta que el peso suprayacente de la estrella puede ser soportado 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 de electrones ya no es suficiente para contrarrestar la compresión gravitacional. Una implosión cataclísmica del núcleo tiene lugar en cuestión de segundos. Sin el apoyo 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  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 hace que la implosión rebote y rebote hacia afuera. La energía de esta onda de choque en expansión es suficiente para romper el material estelar suprayacente y acelerarlo hasta alcanzar 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 presentes durante el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la producción de elementos más pesados ​​que el hierro. [3] Dependiendo de la masa inicial de la estrella, los restos 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) tras la explosión. Las supernovas de tipo II-L muestran un declive constante ( lineal ) de la curva de luz tras la explosión, mientras que las de tipo II-P muestran un período de declive más lento (una meseta) en su curva de luz seguido de un decaimiento normal. Las supernovas de tipo Ib y 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 (en el caso del tipo Ic) de helio. Como resultado, parecen carecer de estos elementos.

Formación

Capas con forma de cebolla de una estrella masiva y evolucionada justo antes del colapso del núcleo. (No está a escala.)

Las estrellas mucho más masivas que el Sol evolucionan de forma compleja. En el núcleo de la estrella, el hidrógeno se fusiona para formar helio , lo que libera energía térmica que calienta el núcleo de la estrella y proporciona presión hacia el exterior que protege las capas de la estrella contra el 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 su fusión. Finalmente, a medida que se agota el hidrógeno en el núcleo, la fusión comienza a disminuir y la gravedad hace que el núcleo se contraiga. Esta contracción eleva la temperatura lo suficiente como para permitir una fase más corta de fusión del helio, que produce carbono y oxígeno , y representa menos del 10% de la vida total de la estrella.

En las 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 crean directamente las temperaturas y presiones necesarias para hacer que el carbono en el núcleo comience a fusionarse cuando la estrella se contrae al final de la etapa de combustión del helio. El núcleo se va cubriendo gradualmente con capas como una cebolla, a medida que se acumulan núcleos atómicos progresivamente más pesados ​​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 mediante el proceso triple alfa , rodeando capas que se fusionan para formar elementos progresivamente más pesados. A medida que una estrella tan masiva evoluciona, pasa por etapas repetidas en las que 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. [4] [5]

Etapas de fusión nuclear que quemando el núcleo de una estrella de 25 masas solares
ProcesoCombustible principalProductos principales25  M ☉ estrella [6]
Temperatura
( K )		Densidad
(g/ cm3 )		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 neónneónDios mío​1,6 × 10 910 73 años
proceso de quema de oxígenooxígenoSi , S , Ar , Ca1,8 × 10 910 70,3 años
proceso de quema de siliciosilicioníquel (se descompone en hierro )2,5 × 10 910 85 días

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, 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 tasa de reacción de la que tendría lugar de otra manera. [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 más alta por nucleón 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 gravitatoria. Como no hay fusión para aumentar aún más la temperatura de la estrella para apoyarla contra el colapso, solo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones . En este estado, la materia es tan densa que para una mayor compactación sería necesario que los electrones ocuparan los mismos estados de energía . Sin embargo, esto está prohibido para partículas fermiónicas 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 degeneración ya no puede soportarla y se produce un colapso catastrófico. [10] La parte exterior del núcleo alcanza velocidades de hasta70 000  km/s (23% de la velocidad de la luz ) mientras colapsa hacia el centro de la estrella. [11] El núcleo que se encoge 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 fotodesintegración . 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, llevándose energía y acelerando aún más el colapso, que se produce 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. [12]

En el caso de las supernovas de tipo II, el colapso se detiene finalmente por interacciones repulsivas neutrón-neutrón de corto alcance, mediadas por la fuerza nuclear 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 choque, lo que puede detener la explosión dentro del núcleo externo. [13]

La fase de colapso del núcleo es tan densa y energética que sólo los neutrinos son capaces de escapar. A medida que los protones y electrones se combinan para formar neutrones por medio de la captura de electrones , se produce un neutrino electrónico. En una supernova típica de Tipo II, el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de unos 100 mil millones de kelvins , 10 4 veces la temperatura del núcleo del Sol. Gran parte de esta energía térmica debe desprenderse para que se forme una estrella de neutrones estable, de lo contrario los neutrones se "evaporarían". Esto se logra mediante una nueva liberación 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 de electrones. [15] Los dos mecanismos de producción de neutrinos convierten la energía potencial gravitatoria del colapso en una explosión de neutrinos de diez segundos, liberando unos 10 46 julios (100  foe ). [16]

A través de un proceso que no se entiende claramente, alrededor del 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] Los neutrinos generados por una supernova se observaron en el caso de la 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 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 de electrones.

En una estrella masiva y evolucionada (a) las capas de elementos en forma de cebolla experimentan una fusión que forma un núcleo de níquel y hierro; (b) este núcleo alcanza una masa similar a la 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 unos 20  M ☉ – dependiendo de la fuerza de la explosión y la cantidad de material que cae de nuevo – 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 unos 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 física de partículas es una teoría que describe tres de las cuatro interacciones fundamentales conocidas entre las partículas elementales que forman 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 ). [19] [ 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 probablemente sean básicamente correctas. Pero las altas densidades pueden requerir correcciones al Modelo Estándar. [20] En particular, los aceleradores de partículas basados ​​en la Tierra pueden producir interacciones de partículas que son de mucha mayor energía que las que se encuentran en las supernovas, [21] pero estos experimentos involucran partículas individuales que interactúan con partículas individuales, y es probable que las altas densidades dentro de la supernova produzcan efectos novedosos. Las interacciones entre los neutrinos y las demás partículas de la supernova se producen mediante la fuerza nuclear débil , que se cree que se conoce bien. Sin embargo, las interacciones entre los protones y los neutrones implican la fuerza nuclear fuerte , que se entiende mucho menos. [22]

El principal problema no resuelto con las supernovas de tipo II es que no se entiende 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 un uno por ciento de la energía para producir una explosión, pero explicar cómo ocurre ese uno por ciento de transferencia ha resultado extremadamente difícil, a pesar de que se cree que las interacciones de partículas involucradas se entienden bien. En la década de 1990, un modelo para hacer esto involucraba el vuelco convectivo , que sugiere que la convección, ya sea de neutrinos desde abajo o 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 presionando 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 del que se formó originalmente la estrella. [23]

La física de neutrinos , que se modela mediante el Modelo Estándar , es crucial para comprender este proceso. [20] La otra área crucial de investigación es la hidrodinámica del plasma que compone 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 reenergiza. [24]

De hecho, algunos modelos teóricos incorporan una inestabilidad hidrodinámica en el choque detenido, conocida como "Inestabilidad de Choque de Acreción Estable" (SASI, por sus siglas en inglés). Esta inestabilidad se produce como consecuencia de perturbaciones no esféricas que hacen oscilar el choque detenido, deformándolo. La SASI se utiliza a menudo junto con las teorías de neutrinos en simulaciones por computadora para reenergizar el choque detenido. [25]

Los modelos informáticos han sido muy eficaces a la hora de calcular el comportamiento de las supernovas de tipo II una vez que se ha formado la onda de choque. Al ignorar el primer segundo de la explosión y suponer que se ha iniciado, los astrofísicos han podido hacer predicciones detalladas sobre los elementos producidos por la supernova y sobre la curva de luz esperada de la misma. [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. [ 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 en las que 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 de un período de tiempo, se observa un aumento característico hasta un brillo máximo seguido de un descenso. Estas curvas de luz tienen una tasa de decaimiento promedio de 0,008  magnitudes por día; mucho menor que la tasa de decaimiento de las supernovas de Tipo Ia. El Tipo II se subdivide en dos clases, dependiendo de la forma de la curva de luz. La curva de luz de una supernova de Tipo II-L muestra un descenso constante ( lineal ) tras el brillo máximo. Por el contrario, la curva de luz de una supernova de Tipo II-P tiene un tramo plano distintivo (llamado meseta ) durante el descenso; representa un período en el que la luminosidad decae a un ritmo más lento. La tasa de decaimiento neto de la luminosidad es menor, 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 (despojando al electrón del átomo de hidrógeno), lo que da como resultado un aumento significativo de la opacidad . Esto evita 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 estrechas o de ancho intermedio en los espectros. En el caso de ancho intermedio, los eyectados de la explosión pueden estar interactuando fuertemente con el gas alrededor de la estrella: el medio circunestelar. [31] [32] La densidad circunestelar estimada requerida para explicar las propiedades observacionales es mucho mayor que la esperada a partir de la teoría de evolución estelar estándar. [33] En general, se supone 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 cirumestelar . Este polvo cálido se puede observar como un brillo en la luz infrarroja media . Si el medio circunestelar se extiende más allá de la supernova, el brillo en el infrarrojo medio puede causar un eco infrarrojo , haciendo que el brillo dure más de 1000 días. Este tipo de supernovas pertenecen a las raras supernovas similares a 2010jl, llamadas así por la SN arquetípica 2010jl . La mayoría de las supernovas similares a 2010jl se descubrieron 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, 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 asemeja más a una supernova de Tipo Ib . El progenitor podría haber sido una estrella masiva que expulsó la mayoría 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. [40] A medida que la eyección de una supernova de Tipo IIb se expande, la capa de hidrógeno rápidamente se vuelve 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 un 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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