Supernova de tipo Ia
Una supernova Ia és un tipo de supernova que ocorre en sistemes binarios (sistemes de dos estreles que orbitan entre sí) en els quals una de les estreles és una nana blanca.[1] L'atra estrela que conforma el sistema pot ser de qualsevol tipo, des d'una estrela jaganta fins a una nana blanca més chicoteta. No obstant, les nanes blanques comunes de carbono i oxigen són capaços de reaccions de fusió generadores d'una gran cantitat d'energia si alcancen temperatures lo suficientment altes.Archiu:Artist’s impression of two white dwarf stars merging and creating a Type Ia supernova.webmFísicament, les nanes blanques de carbono i oxigen en rotació baixa estan llimitades a menys d'1,38 masses solars.
A pesar d'açò, les nanes blanques tornen a tindre combustió i en alguns casos generen una explosió de supernova. Curiosament, el llímit d'este fenomen és comunament cridat llímit de Chandrasekhar, a pesar de que és prou diferent del llímit absolut de Chandrasekhar a on la pressió degenerativa electrònica no prevé els colapses catastròfics. Si una nana blanca unix gradualment la seua massa en el seu companyer binario, el hipòtesis general és que el núcleu alcançarà la temperatura necessària per a provocar la fusió del carbono. En el rar cas de que dos nanes blanques es mesclen, açò excedirà el llímit de Chadrasekhar i escomençaren a colapsar, aumentant la temperatura més allà del punt de fusió. En qüestió de segons despuix del començ de la fusió nuclear, una fracció significativa de la matèria que compon la nana blanca pansa per una reacció descontrolada, la qual llibera suficient energia (1-2×1044 Juliol) per a provocar el colapse de l'estrela en una supernova.
Esta categoria de supernova produïx lluminositat consistent per l'uniformitat de la massa de les nanes blanques que exploten a causa del mecanisme d'acceleració. L'estabilitat dels valors de lluminositat permet que estes explosions siguen usades com a estàndars per a medir la distància de les galàxies a les que pertanyen, ya que la magnitut visual d'una explosió de supernova depén en gran mida de la distància.
En maig de 2015, la NASA va reportar que el centre d'observació espacial Kepler va observar el fenomen KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en el procés d'explosió. L'informació obtinguda en els moments previs, durant l'explosió i despuix d'este fenomen podrien ser claus per a que els investigadors puguen determinar d'una millor manera la naturalea de l'energia obscura.[2]
Model de consens
[editar | editar còdic]
La supernova de tipo Ia és una subcategoría en la classificació Minkowski-Zwicky, que va ser desenrollada per l'astrònom nortamericà Rudolph Minkowski i l'astrònom suís Fritz Zwicky. Existixen diverses formes per les quals una supernova d'este tipo pot formar-se, no obstant, totes elles tenen un mecanisme en comú. Els astrònoms teòrics tenien la creència des de fa temps de que el tipo d'estrela que donava orige a este fenomen era una nana blanca, teoria que es va confirmar en evidència empírica en acabant de que es va poder observar una supernova d'este estil, observada en la galàxia M82.[3] Quan una nana blanca que trencada llentament fa decréixer la matèria d'una atra estrela de les mateixes característiques, pot excedir el llímit de Chandrasekhar en 1.44 M (unitats de massa solar), llímit en el qual ya no és possible sostindre el seu propi pes en pressió degenerativa electrònica. En l'absència d'un efecte de compesaació, la nana blanca colapsara per a formar una estrela de neutrons, cosa que ocorre en freqüència en les nanes blanques conformades principalment per magnesi, neó i oxigen.
El punt de vista actual dels astrònoms que modelen les explosions de supernovas tipo Ia és, sorpresivament, que el llímit mai és alcançat. En lloc d'això, l'aument en la pressió i densitat ocasionat pel súbit increment de pes fa que s'eleve la temperatura del núcleu, i conforme la nana blanca s'aproxima al llímit en un 99%, una etapa de convecció ocorre i té lloc durant aproximadament 1000 anys. En algun punt del procés d'ebullició, una llamarada súbita frontal és creada per la fusió del carbó. Els detalls de la combustió encara són desconeguts, inclosa la localisació i cantitat d'events a on esta llamarada comença. La fusió de l'oxigen comença poc despuix, pero este combustible no s'agota en la seua totalitat com el carbono.
Una volta iniciada la fusió, la temperatura de la nana blanca comença a incrementar. La seqüència principal estelar originada per la pressió tèrmica s'expandiria i gelaria i açò contrarrestaria de manera automàtica l'alça en l'energia tèrmica. No obstant, La pressió degenerativa és independent de la temperatura; la nana blanca és incapaç de regular el procés de fusió de la manera d'una estrela convencional, aixina que és vulnerable a una reacció de fusió d'escape tèrmic. Les llamaradas generades s'acceleren de manera dramàtica, en part per l'inestabilitat Rayleigh-Taylor i interaccions en la turbulència. Hui en dia encara és un tema de debat si les es transformen en una detonació supersònica d'una deflagració subsónica.
Independentment dels detalls d'esta fusió nuclear, és relativament acceptat que una fracció substancial del carbono i de l'oxigen en la nana blanca són convertits en elements més pesats en qüestió de segons, aumentant la temperatura interna a mils de millons de graus. Esta lliberació d'energia per la fusió tèrmica (1–2×1044 J) és més que suficient per a disociar l'estrela; és dir, les partícules que conformen la nana blanca guanyen suficient energia cinètica per a separar-se de les atres. L'estrela explota de manera violenta i crea una ona expansiva que accelera la matèria i és expulsada a una velocitat que varia entre 5000 i 20 000 km/s, pràcticament 6% la velocitat de la llum. L'energia lliberada en l'explosió també genera un aument extrem en la lluminositat del fenomen. La magnitut absoluta visual promig de les supernovas tipo Ia és de Mv= -19.3 (5 billons de voltes més lluenta que el sol).
La teoria d'este tipo de supernovas és similar a la de les novas, en les que una nana blanca fa decréixer matèria de manera llenta i no s'acosta al llímit de Chandrasekhar. En el cas de les novas, la decaiguda de la matèria causa una explosió per la fusió del hidrogen que no provoca la decaiguda de l'estrela. Este tipo de supernova diferix en una supernova de decaiguda del núcleu, que és causada per una explosió cataclismica en les capes externes d'una estrela massiva i genera que el núcleu implosione.
Formació
[editar | editar còdic]Progenitors Degenerados Simples
[editar | editar còdic]Un model de formació d'este tipo de supernova és un sistema tancat d'estrela binaria. El sistema binario progenitor consistix en dos estreles consecutives, en la principal tenint una massa major que la secundària. Tenint una massa major, la primària és la primera del parell per a evolucionar en una branca asintòtica jaganta, en la qual l'exterior de l'estrela s'expandix significativament. Si les dos estreles compartixen l'envoltura comuna llavors el sistema perdrà una cantitat significativa de massa, reduint el moment angular, ràdio orbital i periodo. En acabant de que l'estrela principal es degenere en una nana blanca , l'estrela secundària evolucionara en un jagant roig i es preparen les condicions per a l'acceleració de massa de l'estrela primària. Durant l'última fase de l'envoltura compartida, les dos estreles circulen cada volta més prop a mida que el moment angular es pert. L'òrbita resultant pot tindre un periodo tan curt que siga d'unes quantes hores. Si l'acceleració contínua durant el temps suficient, la nana blanca pugues eventualment acostar-se al llímit de Chandrasekhar.
La companyera de la nana blanca podria també decréixer matèria d'un atre tipo de cossos celests secundaris, com poden ser subgigantes. El procés creixent durant este decaimento seguix sense ser completament descrit, ya que pot dependre de la taxa de decaimento i la transferència de moment angular al companyer de la nana blanca.
S'ha estimat que el 20% de les supernovas de tipo Ia són originats per progenitors degenerados simples.[4]
Progenitors Degenerados Dobles
[editar | editar còdic]Un atre possible mecanisme que dona orige a les supernovas de tipo Ia és el de la fusió de dos nanes blanques de les quals les seues masses combinades excedixen el llímit de Chandrasekhar. El resultat d'esta unió és cridada una nana blanca de massa super-Chandrasekhar. Donat este cas, la massa total no seria restringit pel llímit de Chandrasekhar.
Colisions d'estreles solitàries en la Via Làctea ocorren una volta cada 107-1013 anys; molt manco freqüent que l'aparició de novas. Les colisions ocorren en una freqüència molt major en les regions denses de cúmul globular.[5] Un escenari propens a este fenomen és una colisió en un sistema binario, o entre dos sistemes binarios que contenen nanes blanques. Estes colisions poden deixar com resultat un sistema binario tancat de dos nanes blanques. Les seues òrbites decauen i estes es mesclen per mig de la seua envoltura compartida. A pesar d'això, un estudi basat en l'espectre captat per SDSS va trobar 15 sistemes binarios dobles de les 4,000 nanes blanques estudiades, implicant que el fenomen de fusió de nanes blanques ocorre cada 100 anys en la Via Làctea. Convenientment, estes senyes coincidixen en el número de supernovas detectades en la nostra galàxia.[6]
Un possible escenari per a un degenerado doble és una de les explicacions propostes per a l'inusual progenitora SN 2003fg per la seua gran massa 2M. L'única possible explicació per a SNR 0509-67-5, ya que tots els possibles models en nanes blanques han segut descartats. Esta proposta també ha segut sugerida per a SN 1006, ya que no s'han trobat restants d'una estrela companyera.[4] Observacions fetes en el telescopi de la NASA Swift va descartar la possibilitat de que hagueren supergigantes o unes atres estreles companyeres de totes les supernovas tipo Ia estudiades. El companyera del supergigante en explotar deuria emetre rajos X, pero estos no han segut detectats pel telescopi XRT en els 53 fenomens de supernova més propencs. Per a 12 supernovas de tipo Ia observades durant 10 dies de l'explosió, el satèlit UVOT va mostrar que no hi havia radiació ultravioleta originada pel calfament de la superfície de l'estrela que va ser colpejada per l'ona expansiva de la supernova, demostrant que no es trobaven jagantes rojos o supergigantes orbitándo als progenitors. En el cas de SN 2011fe, el companyer va deure ser menor que el sol, si és que realment va existir.[7] L'observatori Chandra de rajos X va revelar que la radiació de rajos X de 5 galàxies elíptiques i la deformació de la galàxia Andrómeda és de 30 a 50 voltes més dèbil de lo esperat. La radiació provocada per rajos X deuria ser emesa pel discs d'acreció dels progenitors de les supernovas tipo Ia. La radiació faltante indica que algunes nanes blanques posseïxen discs d'acreció.[8] Els parells de nanes blanques en espirals interiors deuen ser els responsables de les ones gravitacionals.
Les condicions dels degenerados dobles plantegen la pregunta sobre que tan aplicables podrien ser els estàndarts de lluminositat de les supernovas de tipo Ia, ya que la massa total de dos nanes blanques és variable, aixina com la seua lluminositat.
Supernovas de tipo Iax
[editar | editar còdic]S'ha propost que un grup de supernovas de lluminositat baixa ocorren quan heli acrece en una nana blanca deurien ser classificades com supernovas de tipo Iax.[9] Este tipo de supernova no necessàriament destruïx per complet la seua nana blanca progenitora.[10]
Vore també
[editar | editar còdic]- Explosió de carbono
- Història de l'observació de supernovas
- Restant de supernova
- Escala de distàncies còsmiques
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ HubbleSite - Dark Energy - Type Ia Supernovae
- ↑ «NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae». NASA. Archivat des d'el original, el 8 de novembre de 2020. Consultat el 21 de maig de 2015.
- ↑ «Type 1a Supernovae: Why Our Standard Candle Isn’t Really Standard». Archivat des d'el original, el 8 de setembre de 2014. Consultat el 9 de febrer de 2016.
- ↑ 4,0 4,1 (2012).Nature.489(7417)
- 533–536.doi:10.1038/nature11447. See also lay reference:
- ↑ Mercury.28
- 26.Consultat el 2 de juny de 2006.
- ↑ «Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh». University of Pittsburgh. Consultat el 23 de març de 2012.
- ↑ «NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class». NASA. Archivat des d'el original, el 12 de juny de 2020. Consultat el 24 de març de 2012.
- ↑ «NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions». Chandra X-Ray Observatory website. Consultat el 28 de març de 2012.
- ↑ Plantilla:Cite arXiv
- ↑ «[1]», SpaceDaily.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Supernova de tipo Ia» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.