Supernova tipo Ia

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La supernova de tipo Ia es una subcategoría  de las supernovas . Una supernova de Tipo Ia es el resultado de una explosión termonuclear de una enana blanca .

Origen del nombre y clasificación

La supernova Tipo Ia es una subcategoría en el esquema de clasificación de supernova Minkowski-Zwicky , desarrollado por el astrónomo germano-estadounidense Rudolf Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky. Esta clasificación se basó en las características espectrales de la radiación y no coincide con el mecanismo de los procesos en curso: las supernovas de tipo Ia están asociadas con una explosión termonuclear de materia enana blanca, mientras que las supernovas Ib, Ic y todas las supernovas de tipo II están asociadas con la colapso del núcleo estelar.

En 2013, se propuso separar adicionalmente de las supernovas Ia una clase separada de supernovas de tipo Iax [2] , que se distinguen por su menor luminosidad, la preservación de una enana blanca después de la explosión (al menos algunas de las estrellas) y la adquisición de altas velocidades por sus remanentes. La diferencia real entre estos dos tipos es el grado de participación de la materia enana en la "combustión" termonuclear: en Ia clásica, la fusión termonuclear afecta todo el volumen de la estrella, disipándola por completo, mientras que en Iax, debido a la asimetría de los procesos. , solo una parte de la estrella explota y el resto permanece como un objeto compacto. A su vez, estas supernovas se diferencian de las nuevas estrellas en que en estas últimas, durante la acreción, en algún momento se inicia una reacción termonuclear, que afecta únicamente a la capa de esta sustancia, sin afectar al resto del volumen de la estrella, y este mecanismo puede ser repetido una y otra vez con acumulación continua. Durante la explosión de Iax, el proceso se extiende a una parte importante de la estrella y, según estimaciones, las supernovas Iax constituyen del 5 al 30% de Ia [3] .

Mecanismos de formación

Mecanismo de acreción

Una enana blanca es el "remanente" de una estrella que ha completado su ciclo de vida normal, las reacciones termonucleares han cesado y la capa exterior se ha desprendido durante la evolución . Es decir, de hecho, una enana blanca es el núcleo de una estrella anterior, que solo puede enfriarse en el futuro. Sin embargo, una enana blanca es un objeto con densidad y gravedad extremadamente altas, y puede acumular materia. En primer lugar, esto sucede en los sistemas binarios, donde el segundo componente, inicialmente más ligero y, por lo tanto, menos evolucionado, se ha acercado a la etapa de gigante roja y ha llenado su lóbulo de Roche . La sustancia de su caparazón a través del punto de Lagrange L1 comienza a "fluir" hacia la enana blanca, aumentando su masa. Físicamente, las enanas blancas de baja rotación están limitadas en su masa por el límite de Chandrasekhar (alrededor de 1,44 masas solares ). Esta es la masa máxima que puede ser compensada por la presión degenerada de electrones . Después de alcanzar este límite, la enana blanca comienza a colapsar en una estrella de neutrones de la siguiente manera.

A medida que aumenta la acumulación, aumentan la temperatura y la presión en el núcleo de la enana blanca. Sin embargo, a medida que aumenta la densidad en el centro, también aumenta la pérdida de energía debido al enfriamiento de los neutrinos . Cuando se alcanza una densidad de 2⋅10 9 g/cm 3 , se suprimen los procesos de cribado de electrones en el gas degenerado y comienzan las reacciones termonucleares, cuya energía supera las pérdidas de neutrinos. Durante los próximos 1000 años, esta región "ardiendo sin llama" del núcleo experimenta una convección cada vez más acelerada. En las estrellas ordinarias existe un equilibrio hidrostático: si aumenta la liberación de energía en el núcleo, la estrella se expande y la presión en el núcleo cae, y viceversa. Las enanas blancas, por otro lado, consisten en núcleos atómicos y un gas de electrones degenerados , cuya ecuación de estado no incluye la temperatura: la presión en las profundidades de una enana blanca depende solo de la densidad, pero no de la temperatura. Comienza la combustión termonuclear autoacelerada, donde un aumento de la temperatura acelera las reacciones nucleares, lo que conduce a un aumento adicional de la temperatura.

A pesar de varias décadas de trabajo sobre la hidrodinámica de este mecanismo explosivo, los científicos aún no han alcanzado un consenso claro sobre si la estrella explotará como resultado de una deflagración nuclear subsónica , que se vuelve altamente turbulenta, o si la fase inicial es turbulenta. y luego sigue una detonación retardada durante el tiempo de expansión. Sin embargo, ya está claro que el mecanismo de detonación rápida es incompatible con los espectros de las supernovas de tipo Ia, ya que no produce un número suficiente de elementos intermedios observables (desde el subgrupo de silicio hasta el de hierro) [4] . Los cálculos muestran que, en el momento de la explosión, la masa de la enana blanca alcanza aproximadamente el 99 % [5] del límite de Chandrasekhar.

Durante la explosión, la temperatura en el núcleo alcanza los mil millones de grados, y una parte significativa de la materia de la enana blanca, que consiste principalmente en oxígeno y carbono, se convierte en elementos más pesados ​​en unos pocos segundos [ 6] y es expulsada al espacio circundante . a velocidades de hasta  5.000–20.000 km /s, que es aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz. La energía liberada (1–2⋅10 44 J) [7] es suficiente para romper completamente la estrella, es decir, sus partes constituyentes individuales reciben suficiente energía cinética para vencer la gravedad.

Mecanismo de fusión

Hay otro mecanismo para desencadenar reacciones termonucleares. Una enana blanca puede fusionarse con otra enana blanca (al menos el 80% de todas las supernovas de tipo Ia según algunos datos [8] , menos del 15% o incluso extremadamente rara según otros [4] ) y por un corto tiempo puede superar el límite de masa y comienza a colapsar , elevando nuevamente su temperatura a suficiente para la fusión nuclear [9] . A los pocos segundos del comienzo de la fusión nuclear, una parte significativa de la materia de la enana blanca experimenta una rápida reacción termonuclear con la liberación de una gran cantidad de energía (1-2⋅10 44 J), provocando una explosión de supernova.

Curva de luz

Las supernovas de tipo Ia tienen una curva de luz característica, la luminosidad máxima se alcanza algún tiempo después de la explosión. Cerca de la luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos desde oxígeno hasta calcio; estos son los principales componentes de las capas exteriores de la estrella. Meses después de la explosión, cuando las capas exteriores se han expandido hasta un punto de transparencia, el espectro está dominado por la luz emitida por el material cerca del núcleo de la estrella: elementos pesados ​​sintetizados durante la explosión; los isótopos más notables cerca de la masa de hierro (elementos del subgrupo de hierro). Como resultado de la desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 y el hierro-56, se forman fotones de alta energía que dominan la radiación del remanente de supernova [4] .

Observaciones

La categoría de supernova Tipo Ia tiene la misma luminosidad máxima debido a las masas idénticas de enanas blancas, limitadas únicamente por el límite de Chandrasekhar, que explotan a través del mecanismo de acreción. La constancia de este valor hace posible utilizar este tipo de explosiones como medidores estándar (las llamadas "velas estándar", aunque también pueden ser otros objetos astronómicos [10] ) para medir la distancia a sus galaxias , ya que la magnitud visual de Las supernovas de tipo Ia resultan ser dependientes antes sólo de la distancia .

La investigación sobre el uso de supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas se inició por primera vez en la década de 1990. En una serie de publicaciones en el marco del proyecto de revisión de supernovasse ha demostrado que, aunque no todas las supernovas de tipo Ia alcanzan la misma luminosidad máxima, se puede utilizar un parámetro medido en la curva de luminosidad para convertir las mediciones originales de las explosiones de supernova Ia en valores de vela estándar. La corrección inicial del valor de la vela estándar se conoce como la relación de Phillips.y se demostró la capacidad de medir distancias relativas de esta manera con una precisión del 7% [11] . La razón de esta uniformidad en el brillo máximo tiene que ver con la cantidad de níquel-56 producido en las enanas blancas que supuestamente explotan cerca del límite de Chandrasekhar [12] .

La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las supernovas de Tipo Ia conocidas ha llevado a su uso como vela estándar en la astronomía extragaláctica [13] . Las calibraciones mejoradas de la escala de distancia Cefeida y las mediciones de la distancia a NGC 4258 a partir de la dinámica de la radiación máser [14] , en combinación con el gráfico de distancia de Hubble de las supernovas de Tipo Ia, han llevado a una mejora en el valor de la constante de Hubble. .

En 1998, las observaciones de supernovas distantes de Tipo Ia mostraron el resultado inesperado de que el Universo podría estar expandiéndose rápidamente [15] [16] . Por este descubrimiento, tres científicos de dos grupos de trabajo recibieron posteriormente premios Nobel [17] .

Sin embargo, los escenarios de fusión dejan dudas sobre la aplicabilidad de las supernovas de Tipo Ia como velas estándar, ya que la masa total de las dos enanas blancas fusionadas varía considerablemente, lo que significa que el brillo también cambia.

En 2020, un grupo de investigadores coreanos demostró que, con una probabilidad muy alta, la luminosidad de este tipo de supernovas se correlaciona con la composición química y la edad de los sistemas estelares, y por lo tanto, usándolos para determinar distancias intergalácticas, incluida la determinación de la tasa de expansión del Universo - puede dar un error [18 ] . Y dado que la aceleración de la expansión del Universo se establece utilizando velas estándar de este tipo, el concepto de energía oscura, introducido para explicar el fenómeno de la expansión acelerada, genera dudas [19] .

Subtipos

Existe una diversidad considerable dentro de la clase de supernovas de Tipo Ia. Con esto en mente, se han identificado muchas subclases. Dos ejemplos bien conocidos y bien estudiados incluyen las supernovas tipo 1991T, una subclase que exhibe líneas de absorción de hierro particularmente fuertes y niveles anómalamente bajos de silicio [20] , y el tipo 1991bg, una subclase excepcionalmente tenue caracterizada por fuertes características de absorción temprana de titanio y fotometría y velocidad rápidas. evolución espectral [21 ] . A pesar de sus luminosidades anómalas, los miembros de ambos grupos específicos se pueden estandarizar utilizando la relación de Phillips para determinar la distancia [22] .

Véase también

Notas

  1. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Roberto; Challis, Pete; Jha, Saurabh; Garnavich, PM; Berlind, P.; Calkins, ML; Blondín, S.; Balog, Z. Espectroscopía óptica de supernovas de tipo Ia  (inglés)  // Revista astronómica  : revista. - 2008. - Vol. 135 , núm. 4 . - Pág. 1598-1615 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/135/4/1598 . — . -arXiv : 0803.1705 . _
  2. ↑ Ryan J. Foley, PJ Challis, R. Chornock, M. Ganeshalingam, W. Li. SUPERNOVAS TIPO Iax: UNA NUEVA CLASE DE EXPLOSIÓN ESTELAR  //  The Astrophysical Journal . - Publicación IOP , 2013-03-25. — vol. 767 , edición. 1 . — Pág. 57 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/767/1/57 . Archivado desde el original el 23 de marzo de 2021.
  3. ↑ Curtis McCully, Saurabh W. Jha, Ryan J. Foley, Lars Bildsten, Wen-fai Fong. Un sistema progenitor azul luminoso para la supernova tipo Iax 2012Z  (inglés)  // Nature. — 2014-08. — vol. 512 , edición. 7512 . - Pág. 54-56 . — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687 . -doi : 10.1038/ naturaleza13615 . Archivado el 17 de mayo de 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Modelos de explosión de supernova tipo Ia  // Revisión  anual de astronomía y astrofísica. — Revisiones anuales , 2000-09. — vol. 38 , edición. 1 . - pág. 191-230 . — ISSN 1545-4282 0066-4146, 1545-4282 . -doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 . -arXiv : astro - ph/0006305 . Archivado desde el original el 4 de marzo de 2021.
  5. ↑ Wheeler, J.Craig. Catástrofes cósmicas: supernovas, estallidos de rayos gamma y aventuras en el hiperespacio . - Cambridge: Cambridge University Press, 2000. - Pág. 96. - XV, 288 páginas p. - ISBN 0-521-65195-6 , 978-0-521-65195-0.
  6. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. El caso contra la relación carbono-oxígeno del progenitor como fuente de variaciones máximas de luminosidad en supernovas de tipo Ia  // Astronomía y astrofísica  . - Ciencias EDP , 2004-06. — vol. 420 , edición. 1 . - P. L1–L4 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20040135 . - . — arXiv : astro-ph/0403509 .
  7. ↑ Khokhlov A., Mueller E., Hoeflich P. Curvas de luz de modelos de supernova tipo IA con diferentes mecanismos de explosión  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 1993. - Marzo ( vol. 270 ). - pág. 223-248 . Archivado el 22 de octubre de 2020.
  8. ↑ González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Méndez, J.; Bedin, LR No hay compañeros evolucionados sobrevivientes del progenitor de SN 1006  //  Nature: journal. - 2012. - vol. 489 , núm. 7417 . - Pág. 533-536 . -doi : 10.1038/ naturaleza11447 . — . - arXiv : 1210.1948 . —PMID 23018963 .
  9. ↑ S.-C. Yoon, N. Langer. Evolución presupernova de enanas blancas acumuladas con rotación  // Astronomía y astrofísica  . - Ciencias EDP , 2004-05. — vol. 419 , edición. 2 . - Pág. 623-644 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20035822 . - . -arXiv : astro - ph/0402287 .
  10. ↑ Colisionador. Capítulo del libro • Club de lectura . Archivado el 18 de junio de 2020 en Wayback Machine .
  11. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, Nicholas B. Suntzeff, Robert A. Schommer, Jose Maza, Aviles R. The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1996. - Diciembre ( vol. 112 ). — Pág. 2391 . -doi : 10.1086/ 118190 . - . -arXiv : astro - ph/9609059 . Archivado desde el original el 3 de julio de 2014.
  12. ↑ SA Colgate. Las supernovas como vela estándar para la cosmología  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1979. - Septiembre ( vol. 232 , no. 1 ). - Pág. 404-408 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1086/ 157300 . - . Archivado el 3 de mayo de 2019.
  13. ↑ Mario Hamuy, MM Phillips, José Maza, Nicholas B. Suntzeff, RA Schommer. Un diagrama de Hubble de supernovas distantes de tipo IA  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1995. - Enero ( vol. 109 ). — Pág. 1 . -doi : 10.1086/ 117251 .
  14. ↑ LM Macri, KZ Stanek, D. Bersier, LJ Greenhill, MJ Reid. Una nueva distancia cefeida a la galaxia máser-anfitriona NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2006. - Diciembre ( vol. 652 , ns. 2 ). - P. 1133-1149 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1086/ 508530 . - . — arXiv : astro-ph/0608211 . Archivado desde el original el 8 de mayo de 2022.
  15. ↑ S. Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, RA Knop, P. Nugent. Mediciones de Ω y Λ de 42 supernovas de alto corrimiento al rojo  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1999. - Junio ​​( vol. 517 , ns. 2 ). - Pág. 565-586 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . -doi : 10.1086/ 307221 . - . -arXiv : astro - ph/9812133 . Archivado el 19 de mayo de 2020.
  16. ↑ Adam G. Riess, Alexei V. Filippenko, Peter Challis, Alejandro Clocchiatti, Alan Diercks. Evidencia observacional de supernovas para un universo en aceleración y una constante cosmológica  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1998. - Septiembre ( vol. 116 , ns. 3 ). - Pág. 1009-1038 . -doi : 10.1086/ 300499 . - . — arXiv : astro-ph/9805201 . Archivado el 19 de mayo de 2020.
  17. ↑ Steven Weinberg. Cosmología // Oxford University Press. — 2008.
  18. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Galaxias anfitrionas de tipo temprano de supernovas de tipo Ia. II. Evidencia de la evolución de la luminosidad en la cosmología de las supernovas  // The Astrophysical Journal. — 2020-01-20. - T. 889 , núm. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc . Archivado desde el original el 19 de abril de 2021.
  19. ↑ ¿La energía oscura no existe? Nuevas pruebas muestran a los científicos buscando algo que no está allí , BBC News Russian Service . Archivado desde el original el 10 de abril de 2021. Consultado el 10 de abril de 2021.
  20. ↑ Michele Sasdelli, PA Mazzali, E. Pian, K. Nomoto, S. Hachinger. Estratificación de abundancia en supernovas Tipo Ia - IV. El luminoso y peculiar SN 1991T  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2014. - 30 de septiembre ( vol. 445 , número 1 ). - Pág. 711-725 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . -doi : 10.1093 / mnras/stu1777 . - . -arXiv : 1409.0116 . _ Archivado desde el original el 19 de enero de 2022.
  21. ↑ Paolo A. Mazzali, Stephan Hachinger. Los espectros nebulares de la supernova Tipo Ia 1991bg: más evidencia de una explosión no estándar: Los espectros nebulares de SN 1991bg  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . — Oxford University Press , 2012. — 21 de agosto ( vol. 424 , edición 4 ). - Pág. 2926-2935 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21433.x . Archivado desde el original el 20 de enero de 2022.
  22. ↑ S. Taubenberger, S. Hachinger, G. Pignata, P.A. Mazzali, C. Contreras. La supernova subluminosa de Tipo Ia 2005bl y la clase de objetos similares a SN 1991bg★: SN 2005bl  // Avisos  mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2008. — 13 de febrero ( vol. 385 , edición 1 ). - Pág. 75-96 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.12843.x . - . -arXiv : 0711.4548 . _ Archivado desde el original el 19 de enero de 2022.

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