Supernova tipo Ia

Una supernova de tipo Ia (léase: "tipo uno-A") es un tipo de supernova que se produce en sistemas binarios (dos estrellas que orbitan entre sí) en los que una de las estrellas es una enana blanca. La otra estrella puede ser cualquier cosa, desde una estrella gigante hasta una enana blanca aún más pequeña.

Físicamente, las enanas blancas de carbono y oxígeno con una baja velocidad de rotación están limitadas a menos de 1,44 masas solares (M☉). Más allá de esta "masa crítica", se vuelven a encender y, en algunos casos, desencadenan una explosión de supernova; esta masa crítica a menudo se conoce como masa de Chandrasekhar, pero es marginalmente diferente del límite absoluto de Chandrasekhar, donde la presión de degeneración de electrones no puede evitar un colapso catastrófico. Si una enana blanca gradualmente acumula masa a partir de una compañera binaria, o se fusiona con una segunda enana blanca, la hipótesis general es que el núcleo de una enana blanca alcanzará la temperatura de ignición para la fusión del carbono a medida que se acerque a la masa de Chandrasekhar. A los pocos segundos del inicio de la fusión nuclear, una fracción sustancial de la materia de la enana blanca sufre una reacción descontrolada, liberando suficiente energía ( 1×10⁴⁴ J) para desvincular la estrella en una explosión de supernova.

La categoría de supernova Tipo Ia produce una luminosidad máxima bastante consistente debido a la masa crítica fija a la que explotará una enana blanca. Su constante luminosidad máxima permite que estas explosiones se utilicen como velas estándar para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas: la magnitud visual de una supernova de tipo Ia, observada desde la Tierra, indica su distancia a la Tierra.

Modelo de consenso

La supernova de tipo Ia es una subcategoría del esquema de clasificación de supernovas de Minkowski-Zwicky, ideado por el astrónomo germano-estadounidense Rudolph Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky. Hay varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Los astrónomos teóricos creyeron durante mucho tiempo que la estrella progenitora de este tipo de supernova es una enana blanca, y se encontró evidencia empírica de esto en 2014 cuando se observó una supernova de Tipo Ia en la galaxia Messier 82. Cuando una enana blanca de carbono y oxígeno de rotación lenta se acrecienta materia de un compañero, puede exceder el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 M☉, más allá del cual ya no puede soportar su peso con la presión de degeneración de electrones. En ausencia de un proceso compensatorio, la enana blanca colapsaría para formar una estrella de neutrones, en un proceso no eyectivo inducido por acreción, como ocurre normalmente en el caso de una enana blanca compuesta principalmente de magnesio, neón y oxígeno. .

Sin embargo, la opinión actual entre los astrónomos que modelan las explosiones de supernovas de tipo Ia es que este límite nunca se alcanza y el colapso nunca se inicia. En cambio, el aumento de presión y densidad debido al aumento de peso eleva la temperatura del núcleo y, cuando la enana blanca se acerca a aproximadamente el 99% del límite, se produce un período de convección que dura aproximadamente 1.000 años. En algún momento de esta fase de cocción a fuego lento, nace un frente de llama de deflagración, impulsado por la fusión del carbono. Aún se desconocen los detalles del encendido, incluida la ubicación y el número de puntos donde comienza la llama. Poco después se inicia la fusión del oxígeno, pero este combustible no se consume tan completamente como el carbono.

Una vez que comienza la fusión, la temperatura de la enana blanca aumenta. Una estrella de secuencia principal sostenida por presión térmica puede expandirse y enfriarse, lo que regula automáticamente el aumento de energía térmica. Sin embargo, la presión de degeneración es independiente de la temperatura; Las enanas blancas no pueden regular la temperatura como lo hacen las estrellas normales, por lo que son vulnerables a reacciones de fusión descontroladas. La llamarada se acelera dramáticamente, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y las interacciones con la turbulencia. Todavía es un tema de considerable debate si esta llamarada se transforma en una detonación supersónica a partir de una deflagración subsónica.

Independientemente de los detalles exactos de cómo se enciende la supernova, generalmente se acepta que una fracción sustancial del carbono y el oxígeno de la enana blanca se fusiona en elementos más pesados en un período de sólo unos pocos segundos, con la consiguiente liberación de energía. aumentando la temperatura interna a miles de millones de grados. La energía liberada (1–2×10⁴⁴ J) es más que suficiente para desvincular la estrella; es decir, las partículas individuales que componen la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse unas de otras. La estrella explota violentamente y libera una onda de choque en la que la materia normalmente se expulsa a velocidades del orden de 5.000-20.000 km. /s, aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz. La energía liberada en la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. La magnitud visual absoluta típica de las supernovas de tipo Ia es M_v = −19,3 (aproximadamente 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. La supernova de tipo Ia no deja restos compactos, pero toda la masa de la antigua enana blanca se disipa en el espacio.

La teoría de este tipo de supernova es similar a la de las novas, en las que una enana blanca acumula materia más lentamente y no se acerca al límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia que cae provoca una explosión en la superficie de fusión de hidrógeno que no altera la estrella.

Las supernovas de Tipo Ia difieren de las supernovas de Tipo II, que son causadas por la explosión cataclísmica de las capas externas de una estrella masiva cuando su núcleo colapsa, impulsada por la liberación de energía potencial gravitacional a través de la emisión de neutrinos.

Formación

Proceso de formación

Un disco de acreción forma alrededor de un cuerpo compacto (como un enano blanco) despojando gas de una estrella gigante compañera. Imagen de la NASA

Simulación de supercomputadora de la fase de explosión del modelo de deflagración a detonación de formación de supernova.

Progenitores degenerados únicos

Un modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano. El sistema binario progenitor consta de estrellas de secuencia principal, y la primaria posee más masa que la secundaria. Al tener mayor masa, la primaria es la primera del par en evolucionar hacia la rama gigante asintótica, donde la envoltura de la estrella se expande considerablemente. Si las dos estrellas comparten una envoltura común, entonces el sistema puede perder cantidades significativas de masa, reduciendo el momento angular, el radio orbital y el período. Después de que la primaria ha degenerado en una enana blanca, la estrella secundaria evoluciona a una gigante roja y el escenario está listo para la acreción de masa en la primaria. Durante esta fase final de envoltura compartida, las dos estrellas se acercan en espiral a medida que se pierde el momento angular. La órbita resultante puede tener un período tan breve como unas pocas horas. Si la acumulación continúa el tiempo suficiente, la enana blanca podría llegar a acercarse al límite de Chandrasekhar.

La compañera enana blanca también podría acumular materia de otros tipos de compañeras, incluida una subgigante o (si la órbita es lo suficientemente cercana) incluso una estrella de secuencia principal. El proceso evolutivo real durante esta etapa de acreción sigue siendo incierto, ya que puede depender tanto de la tasa de acreción como de la transferencia de momento angular a la compañera enana blanca.

Se ha estimado que los progenitores degenerados únicos representan no más del 20% de todas las supernovas de Tipo Ia.

Progenitores doblemente degenerados

Un segundo mecanismo posible para desencadenar una supernova de Tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas cuya masa combinada excede el límite de Chandrasekhar. La fusión resultante se denomina enana blanca de masa súper Chandrasekhar. En tal caso, la masa total no estaría limitada por el límite de Chandrasekhar.

Las colisiones de estrellas solitarias dentro de la Vía Láctea ocurren solo una vez cada 10⁷< /span> a 10¹³ años; mucho menos frecuente que la aparición de novas. Las colisiones ocurren con mayor frecuencia en las densas regiones centrales de los cúmulos globulares (cf. rezagados azules). Un escenario probable es una colisión con un sistema estelar binario o entre dos sistemas binarios que contengan enanas blancas. Esta colisión puede dejar tras de sí un sistema binario cercano de dos enanas blancas. Su órbita decae y se fusionan a través de su envoltura compartida. Un estudio basado en espectros SDSS encontró 15 sistemas dobles de las 4.000 enanas blancas analizadas, lo que implica una doble fusión de enanas blancas cada 100 años en la Vía Láctea: esta tasa coincide con el número de supernovas de Tipo Ia detectadas en nuestra vecindad.

Un escenario de doble degeneración es una de varias explicaciones propuestas para el progenitor anormalmente masivo (2 M☉) de SN 2003fg. Es la única explicación posible para SNR 0509-67.5, ya que se han descartado todos los modelos posibles con una sola enana blanca. También se ha sugerido fuertemente para SN 1006, dado que allí no se han encontrado restos de estrellas compañeras. Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Swift de la NASA descartaron estrellas supergigantes o gigantes compañeras existentes de cada supernova de Tipo Ia estudiada. La capa exterior rota de la supergigante compañera debería emitir rayos X, pero este brillo no fue detectado por el XRT (telescopio de rayos X) de Swift en los 53 restos de supernova más cercanos. Para 12 supernovas de Tipo Ia observadas dentro de los 10 días posteriores a la explosión, el UVOT (telescopio óptico/ultravioleta) del satélite no mostró radiación ultravioleta originada en la superficie calentada de la estrella compañera golpeada por la onda de choque de la supernova, lo que significa que no hubo No había gigantes rojas ni estrellas más grandes orbitando a esos progenitores de supernova. En el caso de SN 2011fe, la estrella compañera debería haber sido más pequeña que el Sol, si existiera. El Observatorio de rayos X Chandra reveló que la radiación de rayos X de cinco galaxias elípticas y el abultamiento de la galaxia de Andrómeda es entre 30 y 50 veces más débil de lo esperado. La radiación de rayos X debería ser emitida por los discos de acreción de los progenitores de supernovas de tipo Ia. La radiación faltante indica que pocas enanas blancas poseen discos de acreción, lo que descarta el modelo común basado en la acreción de las supernovas Ia. Los pares de enanas blancas que giran en espiral hacia adentro son fuentes candidatas fuertemente inferidas de ondas gravitacionales, aunque no han sido observadas directamente.

Los escenarios de doble degeneración plantean 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 significativamente, lo que significa que la luminosidad también varía.

Tipo Iax

Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas debería clasificarse como Tipo Iax. Es posible que este tipo de supernova no siempre destruya por completo a la progenitora de la enana blanca, sino que deje tras de sí una estrella zombi. Los ejemplos conocidos de supernova de tipo Iax incluyen: la supernova histórica SN 1181, SN 2012Z, SN 2002cx, SN 1991T y SN 1991bg.

Se cree que la supernova SN 1181 está asociada con el remanente de supernova Pa 30 y su estrella central IRAS 00500+6713, que es el resultado de la fusión de una enana blanca de CO y una enana blanca de ONe. Esto convierte a Pa 30 e IRAS 00500+6713 en los únicos remanentes de SN Iax en la Vía Láctea.

Observación

A diferencia de los otros tipos de supernovas, las supernovas de Tipo Ia generalmente ocurren en todo tipo de galaxias, incluidas las elípticas. No muestran preferencia por las regiones de formación estelar actual. Como las estrellas enanas blancas se forman al final del período evolutivo de la secuencia principal de una estrella, un sistema estelar de tan larga vida puede haberse alejado mucho de la región donde se formó originalmente. A partir de entonces, un sistema binario cercano puede pasar otro millón de años en la etapa de transferencia de masa (posiblemente formando estallidos de nova persistentes) antes de que se den las condiciones para que se produzca una supernova de Tipo Ia.

Un problema de larga data en astronomía ha sido la identificación de los progenitores de supernovas. La observación directa de un progenitor proporcionaría limitaciones útiles a los modelos de supernova. En 2006, la búsqueda de tal progenitor llevaba más de un siglo en marcha. La observación de la supernova SN 2011fe ha aportado limitaciones útiles. Observaciones anteriores con el Telescopio Espacial Hubble no mostraron ninguna estrella en la posición del evento, excluyendo así a una gigante roja como fuente. Se descubrió que el plasma en expansión de la explosión contenía carbono y oxígeno, por lo que es probable que el progenitor fuera una enana blanca compuesta principalmente de estos elementos. De manera similar, las observaciones del cercano SN PTF 11kx, descubierto el 16 de enero de 2011 (UT) por Palomar Transient Factory (PTF), llevan a la conclusión de que esta explosión surge de un progenitor degenerado único, con una compañera gigante roja, lo que sugiere que existe No existe una única ruta progenitora hacia SN Ia. Las observaciones directas de la estrella progenitora de PTF 11kx, publicadas en la edición del 24 de agosto de Science, respaldan esta conclusión y también muestran que la estrella progenitora experimentó erupciones periódicas de nova antes de la supernova, otro descubrimiento sorprendente. Sin embargo, análisis posteriores revelaron que el material circunestelar es demasiado masivo para el escenario degenerado único y se adapta mejor al escenario degenerado del núcleo.

En mayo de 2015, la NASA informó que el observatorio espacial Kepler observó KSN 2011b, una supernova de Tipo Ia en proceso de explosión. Los detalles de los momentos prenova pueden ayudar a los científicos a juzgar mejor la calidad de las supernovas de Tipo Ia como velas estándar, lo cual es un vínculo importante en el argumento a favor de la energía oscura.

En septiembre de 2021, los astrónomos informaron que el Telescopio Espacial Hubble había tomado tres imágenes de una supernova de Tipo Ia a través de una lente gravitacional. Esta supernova apareció en tres momentos diferentes en la evolución de su brillo debido a la diferente longitud del camino de la luz en las tres imágenes; a -24, 92 y 107 días desde la luminosidad máxima. En 2037 aparecerá una cuarta imagen que permitirá observar todo el ciclo de luminosidad de la supernova.

Curva de luz

Las supernovas de tipo Ia tienen una curva de luz característica, su gráfica de luminosidad en función del tiempo después de la explosión. Cerca del momento de máxima luminosidad, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia, desde oxígeno hasta calcio; estos son los principales constituyentes de las capas exteriores de la estrella. Meses después de la explosión, cuando las capas externas se han expandido hasta el punto de la transparencia, el espectro está dominado por la luz emitida por el material cercano al núcleo de la estrella, elementos pesados sintetizados durante la explosión; más prominentemente isótopos cercanos a la masa de hierro (elementos de pico de hierro). La desintegración radiactiva del níquel-56, pasando por el cobalto-56, hasta el hierro-56 produce fotones de alta energía, que dominan la producción de energía de los eyectados en tiempos intermedios y tardíos.

El uso de supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas fue iniciado por una colaboración de astrónomos chilenos y estadounidenses, el Calán/Tololo Supernova Survey. En una serie de artículos de la década de 1990, el estudio demostró que, si bien no todas las supernovas de Tipo Ia alcanzan el mismo pico de luminosidad, se puede utilizar un único parámetro medido a partir de la curva de luz para corregir las supernovas de Tipo Ia no enrojecidas a valores de vela estándar. La corrección original del valor de vela estándar se conoce como relación de Phillips. y este grupo demostró que podía medir distancias relativas con una precisión del 7%. La causa de esta uniformidad en el brillo máximo está relacionada con la cantidad de níquel-56 producida en las enanas blancas que presumiblemente explotan cerca del límite de Chandrasekhar.

La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las supernovas conocidas de Tipo Ia ha llevado a su uso como vela estándar secundaria en astronomía extragaláctica. Calibraciones mejoradas de la escala de distancia variable Cefeida y mediciones de distancia geométrica directa a NGC 4258 a partir de la dinámica de emisión máser cuando se combina con el diagrama de Hubble de las distancias de las supernovas de tipo Ia, se ha obtenido un valor mejorado de la constante de Hubble.

En 1998, las observaciones de supernovas distantes de Tipo Ia indicaron el resultado inesperado de que el universo parece experimentar una expansión acelerada. Posteriormente, tres miembros de dos equipos recibieron el premio Nobel por este descubrimiento.

Subtipos

Hay una diversidad significativa dentro de la clase de supernovas Tipo Ia. Reflejando esto, se ha identificado una plétora de subclases. Dos ejemplos prominentes y bien estudiados incluyen 1991T-likes, un overluminous ${\displaystyle (M_{V}\lesssim -19.5)}$ subclase que exhibe líneas de absorción de hierro particularmente fuertes y características de silicio anormalmente pequeñas, y similares a 1991bg, un excepcionalmente oscuro ${\displaystyle (M_{V}\gtrsim -18)}$ subclase caracterizada por fuertes características de absorción temprana de titanio y rápida evolución fotométrica y espectral. A pesar de sus luminosidades anormales, los miembros de ambos grupos peculiares pueden ser estandarizados mediante el uso de la relación Phillips para determinar la distancia.