Una supernova de par inestable [1] ( ing. supernovas de inestabilidad de par ) es un tipo raro de supernova excepcionalmente brillante . Una explosión de tal estrella ocurre cuando una fuerte radiación gamma en su interior comienza a generar pares de electrones y positrones . Esto reduce la ligera presión sobre las capas exteriores, lo que altera el equilibrio entre ésta y la fuerza de la gravedad. A esto le sigue un colapso parcial y luego una poderosa explosión [2] . Tales estrellas no forman ningún remanente de supernova, sino que solo esparcen hierro en el espacio circundante en una cantidad de hasta 10 masas solares [3] .
El nacimiento de pares partícula-antipartícula sólo puede ocurrir en estrellas con masas de 130 a 250 masas solares (según otras fuentes, de 30 [4] ) y metalicidad baja o moderada (baja abundancia de elementos distintos al hidrógeno y al helio , situación típico para estrellas de la población III ).
Se supone que los objetos recientemente observados SN 2006gy , SN 2007bi , SN 2213-1745 , SN 1000+0216 y SN 2016aps fueron supernovas de este tipo.
En estrellas calientes muy grandes con temperaturas superiores a 3 × 10 8 K , los fotones producidos en el núcleo estelar se encuentran principalmente en forma de rayos gamma de muy alta energía . La presión radiativa que crean ayuda a evitar que las capas superiores de la estrella se compriman gravitacionalmente. Si la densidad de energía de los rayos gamma disminuye repentinamente, las capas externas de la estrella comenzarán a colapsar.
Los cuantos gamma suficientemente energéticos interactúan con núcleos, electrones o entre sí. Pueden formar pares de partículas, como pares electrón-positrón, que también pueden encontrarse y aniquilarse entre sí para crear nuevamente rayos gamma, de acuerdo con la ecuación de equivalencia de energía de Einstein E = mc 2 .
Con una densidad central muy alta en estrellas grandes, los pares se forman y aniquilan rápidamente. Los rayos gamma, los electrones y los positrones generalmente están en equilibrio térmico y el núcleo de la estrella permanece estable. Las fluctuaciones de temperatura y densidad en el núcleo pueden generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para convertirse en una avalancha de pares de electrones y positrones. Esto reduce la presión, hay un aumento local de presión y densidad bajo la influencia de la gravedad, pero el proceso de colapso se detiene, ya que los positrones encuentran electrones, se aniquilan y la presión de los rayos gamma devuelve nuevamente el equilibrio al sistema. La población de positrones proporciona una reserva a corto plazo de nuevos rayos gamma.
Dado que las temperaturas y las energías de los rayos gamma aumentan a medida que la estrella evoluciona, se absorbe cada vez más energía de rayos gamma para crear pares de electrones y positrones. Esta disminución en la densidad de energía de los rayos gamma reduce la presión de radiación que resiste el colapso gravitacional y sostiene las capas exteriores de la estrella. La estrella se encoge y la temperatura del núcleo aumenta, aumentando así la tasa de producción de energía en las reacciones termonucleares. Esto aumenta la energía de los rayos gamma generados, lo que los hace más propensos a interactuar para formar un par partícula-antipartícula y, por lo tanto, aumenta la tasa de absorción de energía a medida que se produce más el par. Como resultado, la concentración de positrones aumenta y el núcleo estelar pierde su estabilidad en un proceso rápido en el que los rayos gamma se crean a un ritmo creciente, pero cada vez se absorben más rayos gamma en la creación de pares electrón-positrón. Es importante destacar que, como resultado del colapso incipiente, la presión y la temperatura aumentan más rápido que las fuerzas de la gravedad, lo que invierte el colapso. La diferencia entre este proceso y el colapso por formación de núcleos de hierro es que en este último caso, la fusión termonuclear exotérmica (con liberación de energía) es sustituida por la endotérmica, en la que la energía se absorbe muy rápidamente, mientras que aquí aumenta según un mecanismo explosivo. [2] , que conduce a la explosión completa de una estrella como supernova sin la formación de ningún remanente compacto.
Es importante que la vida de las estrellas con una metalicidad Z entre 0,02 y 0,001 pueda terminar como supernovas inestables en pares si su masa está en el rango apropiado. Las estrellas muy grandes con alta metalicidad probablemente sean inestables debido al límite de Eddington y tenderían a perder masa durante el proceso de formación.
El comportamiento de las estrellas masivas inestables por pares se describe de diferentes maneras en diferentes trabajos, con diferentes estimaciones para los límites de ciertos parámetros [5] [6] .
Los rayos gamma producidos por estrellas de menos de 100 masas solares no tienen la energía suficiente para crear pares de electrones y positrones. Algunas de estas estrellas se convertirán en supernovas al final de sus vidas, pero por mecanismos no relacionados con la inestabilidad del par.
Estas estrellas son lo suficientemente grandes como para generar rayos gamma con suficiente energía para crear pares de electrones y positrones, pero la disminución de presión resultante no es suficiente para provocar el colapso del núcleo (y la posterior explosión) por este mecanismo. En cambio, la disminución de energía causada por la creación de vapor provoca una mayor actividad de fusión dentro de la estrella, lo que aumenta la presión interna y devuelve el equilibrio a la estrella. Se cree que las estrellas de este tamaño experimentan una serie de pulsaciones en las que parte del material se emite desde la superficie hacia el espacio circundante hasta que su masa cae por debajo de 100 masas solares, después de lo cual ya no están lo suficientemente calientes como para permitir la creación de electrones. -pares de positrones. Este tipo de pulsación puede haber sido responsable de los cambios de brillo experimentados por Eta Carinae en 1843, aunque esta explicación no es universalmente aceptada.
Para estrellas con masas muy altas, al menos 130 y posiblemente hasta alrededor de 250 masas solares, puede ocurrir una verdadera inestabilidad electrón-positrón. En estas estrellas, en cuanto se crean las condiciones para mantener tal inestabilidad, la situación se sale de control. El colapso comprime efectivamente el núcleo de la estrella, suficiente exceso de presión para permitir que la fusión nuclear provoque una explosión termonuclear en unos pocos segundos [6] . Se libera mucha más energía térmica que la energía de la contracción gravitacional de la estrella, se destruye por completo y ni el agujero negro ni ningún otro remanente compacto permanece en el lugar de la estrella anterior.
Además de la liberación inmediata de energía, la mayor parte del núcleo de la estrella se convierte 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 se descompone en el isótopo estable hierro - 56. Para la hipernova SN 2006gy , los estudios muestran que quizás hasta 40 masas solares de la estrella primordial fueron expulsadas como Ni-56, casi toda la masa de las regiones centrales de la estrella [5] . La colisión entre el material de la estrella que explotó y el gas expulsado previamente y la descomposición radiactiva libera la mayor parte de la luz visible.
Cuando comienza el colapso, la fuerza gravitacional en tales estrellas crece más rápido que en las menos masivas, las reacciones termonucleares endotérmicas comienzan intensamente y la creciente presión de radiación es incapaz de detener el colapso en un agujero negro .
Un tipo hipotético de estrella que pudo haber existido en el universo primitivo, las capas externas de dicha estrella son lo suficientemente masivas como para absorber toda la energía de una explosión de supernova sin disiparse.
Las supernovas inestables en pares más masivas se consideran muy brillantes y pueden tener picos de luminosidad superiores a 10 37 W. Son más brillantes que las supernovas de Tipo Ia , pero con masas más bajas, las luminosidades máximas son inferiores a 1035 W, comparables o inferiores a las supernovas típicas de Tipo II . El brillo depende en gran medida de la masa expulsada de 56 Ni radiactivo.
Los espectros de tales supernovas dependen de la naturaleza de la estrella precursora. Los progenitores con una capa de hidrógeno restante significativa forman una supernova de Tipo II. En ausencia de hidrógeno, pero cantidades significativas de helio, se obtiene el tipo Ib, y los que no tienen hidrógeno y prácticamente nada de helio serán del tipo Ic.
En contraste con los espectros, las curvas de luz son muy diferentes de los tipos ordinarios de supernovas. Las curvas de luz se expanden mucho, y el brillo máximo se produce unos meses después de la explosión [7] . Esto se debe a la desintegración de 56 Ni y las emisiones ópticamente densas a medida que la estrella se destruye por completo.
La explosión de una supernova inestable por pares destruye por completo la estrella progenitora y no deja atrás ninguna estrella de neutrones ni agujero negro. Toda la masa de la estrella (no convertida en radiación) es expulsada al espacio, formando un remanente nebular y enriqueciendo el espacio circundante con elementos pesados en cantidades de muchas masas solares. Tales explosiones juegan un papel importante en la evolución de la materia en las galaxias .