Supernova superluminosa - Superluminous supernova

Impresión artística de la NASA de la explosión de SN 2006gy , una supernova superluminosa

Una supernova super luminosa ( SLSN , plural supernovas super luminosas o SLSNe ) es un tipo de explosión estelar con una luminosidad 10 o más veces mayor que la de las supernovas estándar . Al igual que las supernovas , SLSNe parece ser producida por varios mecanismos, que se revelan fácilmente por sus curvas de luz y espectros . Existen múltiples modelos de las condiciones que pueden producir un SLSN, incluido el colapso del núcleo en estrellas particularmente masivas , magnetares de milisegundos , interacción con material circunestelar (modelo CSM) o supernovas de inestabilidad de pares .

La primera supernova superluminosa confirmada conectada a un estallido de rayos gamma no se encontró hasta 2003, cuando GRB 030329 iluminó la constelación de Leo. SN 2003dh representó la muerte de una estrella 25 veces más masiva que el sol, y el material fue lanzado a más de una décima parte de la velocidad de la luz.

En junio de 2018, se detectó AT2018cow y se descubrió que era una explosión astronómica muy poderosa, de 10 a 100 veces más brillante que una supernova normal.

Hoy en día, se cree que las estrellas con M ≥ 40 M _☉ producen supernovas superluminosas.

Clasificación

Los descubrimientos de muchas SLSNe en el siglo XXI mostraron que no solo eran más luminosas en un orden de magnitud que la mayoría de las supernovas, sino que también era poco probable que sus remanentes fueran alimentados por la desintegración radiactiva típica que es responsable de las energías observadas de las supernovas convencionales.

Los eventos SLSNe utilizan un esquema de clasificación separado para distinguirlos de las supernovas convencionales tipo Ia , tipo Ib / Ic y tipo II , distinguiendo aproximadamente entre la firma espectral de eventos ricos en hidrógeno y eventos pobres en hidrógeno.

Los SLSNe ricos en hidrógeno se clasifican como Tipo SLSN-II, y la radiación observada pasa a través de la opacidad cambiante de una gruesa envoltura de hidrógeno en expansión. La mayoría de los eventos pobres en hidrógeno se clasifican como Tipo SLSN-I, con su radiación visible producida por una gran envoltura de material en expansión impulsada por un mecanismo desconocido. Un tercer grupo menos común de SLSNe también es pobre en hidrógeno y anormalmente luminoso, pero claramente alimentado por la radiactividad del ⁵⁶ Ni .

Un número creciente de descubrimientos encuentra que algunos SLSNe no encajan claramente en estas tres clases, por lo que se han descrito más subclases o eventos únicos. Muchos o todos los SLSN-I muestran espectros sin hidrógeno o helio, pero tienen curvas de luz comparables a las de las supernovas de tipo Ic convencionales, y ahora se clasifican como SLSN-Ic. PS1-10afx es un SLSN sin hidrógeno inusualmente rojo con un aumento extremadamente rápido a un pico de luminosidad casi récord y un declive inusualmente rápido. PS1-11ap es similar a un SLSN de tipo Ic, pero tiene un aumento y una disminución inusualmente lentos.

Modelos astrofísicos

Se ha propuesto una amplia variedad de causas para explicar eventos que son de un orden de magnitud o más que las supernovas estándar. Los modelos collapsar y CSM (material circunestelar) son generalmente aceptados y se observan bien varios eventos. Otros modelos todavía se aceptan sólo de manera tentativa o siguen siendo completamente teóricos.

Modelo colapsar

Curvas de luz en comparación con supernovas normales

El modelo colapsar es un tipo de supernova superluminosa que produce un objeto colapsado gravitacionalmente o un agujero negro . La palabra "collapsar", abreviatura de " estrella colapsada ", se usaba anteriormente para referirse al producto final del colapso gravitacional estelar , un agujero negro de masa estelar . La palabra ahora se usa a veces para referirse a un modelo específico para el colapso de una estrella que gira rápidamente. Cuando se produce el colapso del núcleo en una estrella con un núcleo de al menos quince veces la masa del sol ( M _☉ ), aunque la composición química y la velocidad de rotación también son significativas, la energía de explosión es insuficiente para expulsar las capas externas de la estrella, y lo hará colapsar en un agujero negro sin producir un estallido de supernova visible.

Una estrella con una masa de núcleo ligeramente por debajo de este nivel, en el rango de 5 a 15  M _☉, sufrirá una explosión de supernova, pero gran parte de la masa expulsada cae sobre el remanente del núcleo que aún colapsa en un agujero negro. Si una estrella de este tipo gira lentamente, producirá una supernova tenue, pero si la estrella gira lo suficientemente rápido, la caída hacia el agujero negro producirá chorros relativistas . La energía que estos chorros transfieren a la capa expulsada hace que el estallido visible sea sustancialmente más luminoso que una supernova estándar. Los chorros también emiten partículas de alta energía y rayos gamma directamente hacia afuera y, por lo tanto, producen explosiones de rayos X o rayos gamma; los chorros pueden durar varios segundos o más y corresponden a explosiones de rayos gamma de larga duración, pero no parecen explicar las explosiones de rayos gamma de corta duración.

Las estrellas con núcleos de 5 a 15  M _☉ tienen una masa total aproximada de 25 a 90  M _☉ , asumiendo que la estrella no ha sufrido una pérdida de masa significativa. Una estrella así todavía tendrá una envoltura de hidrógeno y explotará como una supernova de Tipo II. Se han observado supernovas débiles de Tipo II, pero no hay candidatas definitivas para un SLSN de Tipo II (excepto las de tipo IIn, que no se cree que sean supernovas en chorro). Solo las estrellas de población III de metalicidad más baja alcanzarán esta etapa de su vida con poca pérdida de masa. Otras estrellas, incluidas la mayoría de las visibles para nosotros, habrán visto volar la mayoría de sus capas externas por su alta luminosidad y se habrán convertido en estrellas Wolf-Rayet . Algunas teorías proponen que estos producirán supernovas de Tipo Ib o de Tipo Ic, pero ninguno de estos eventos hasta ahora se ha observado en la naturaleza. Muchos SLSNe observados probablemente sean de Tipo Ic. Aquellos asociados con estallidos de rayos gamma son casi siempre de Tipo Ic, siendo muy buenos candidatos para tener chorros relativistas producidos por retroceso a un agujero negro. Sin embargo, no todos los SLSNe de Tipo Ic corresponden a estallidos de rayos gamma observados, pero los eventos solo serían visibles si uno de los chorros apuntara hacia nosotros.

En los últimos años, muchos datos de observación sobre estallidos de rayos gamma de larga duración han aumentado significativamente nuestra comprensión de estos eventos y han dejado en claro que el modelo colapsar produce explosiones que difieren solo en detalle de las supernovas más o menos ordinarias y tienen rangos de energía de aproximadamente lo normal. a alrededor de 100 veces más grande.

Un buen ejemplo de SLSN colapsar es SN 1998bw , que se asoció con el estallido de rayos gamma GRB 980425 . Se clasifica como supernova de tipo Ic debido a sus propiedades espectrales distintivas en el espectro de radio , lo que indica la presencia de materia relativista.

Modelo de material circunestelar

Casi todos los SLSNe observados han tenido espectros similares a una supernova de tipo Ic o de tipo IIn. Se cree que las SLSNe de tipo Ic son producidas por chorros de retroceso a un agujero negro, pero las SLSNe de tipo IIn tienen curvas de luz significativamente diferentes y no están asociadas con explosiones de rayos gamma. Las supernovas de tipo IIn están todas incrustadas en una nebulosa densa probablemente expulsada de la propia estrella progenitora, y se cree que este material circunestelar (CSM) es la causa de la luminosidad adicional. Cuando el material expulsado en una explosión de supernova normal inicial se encuentra con material nebular denso o polvo cerca de la estrella, la onda de choque convierte la energía cinética de manera eficiente en radiación visible. Este efecto mejora enormemente estas supernovas de duración prolongada y extremadamente luminosas, a pesar de que la energía explosiva inicial era la misma que la de las supernovas normales.

Aunque cualquier tipo de supernova podría producir potencialmente SLSNe Tipo IIn, las limitaciones teóricas sobre los tamaños y densidades del CSM circundante sugieren que casi siempre se producirá a partir de la propia estrella progenitora central inmediatamente antes del evento de supernova observado. Esas estrellas son candidatas probables de hipergigantes o LBV que parecen estar sufriendo una pérdida de masa sustancial , debido a la inestabilidad de Eddington , por ejemplo, SN2005gl .

Supernova de inestabilidad de pareja

Otro tipo de SLSN sospechoso es una supernova de inestabilidad de pares , de la cual SN 2006gy posiblemente sea el primer ejemplo observado. Este evento de supernova se observó en una galaxia a unos 238 millones de años luz (73 megaparsecs ) de la Tierra.

La base teórica del colapso de inestabilidad de pares se conoce desde hace muchas décadas y se sugirió como una fuente dominante de elementos de mayor masa en el universo temprano a medida que explotaban las estrellas supermasivas de población III . En una supernova de inestabilidad de pares, el efecto de producción de pares provoca una caída repentina de presión en el núcleo de la estrella, lo que lleva a un colapso parcial rápido. La energía potencial gravitacional del colapso provoca una fusión descontrolada del núcleo que interrumpe por completo la estrella, sin dejar restos.

Los modelos muestran que este fenómeno solo ocurre en estrellas con una metalicidad extremadamente baja y masas entre 130 y 260 veces la del Sol, lo que las hace extremadamente improbables en el universo local. Aunque originalmente se esperaba que produjera explosiones SLSN cientos de veces más grandes que una supernova, los modelos actuales predicen que en realidad producen luminosidades que van desde aproximadamente lo mismo que una supernova normal de colapso del núcleo hasta quizás 50 veces más brillante, aunque permanecen brillantes durante mucho más tiempo.

Liberación de energía magnetar

Los modelos de la creación y posterior rotación de una magnetar producen luminosidades mucho más altas que los eventos de supernovas regulares y coinciden con las propiedades observadas de al menos algunos SLSNe. En los casos en que la supernova de inestabilidad de pares puede no ser adecuada para explicar un SLSN, una explicación de magnetar es más plausible.

Otros modelos

Todavía hay modelos de explosiones SLSN producidas a partir de sistemas binarios, estrellas enanas blancas o de neutrones en arreglos inusuales o en proceso de fusiones, y se propone que algunos de ellos tengan en cuenta algunos estallidos de rayos gamma observados.

Ver también

• Hypernova  : supernova que expulsa una gran masa a una velocidad inusualmente alta
• Progenitores de estallidos de rayos gamma  : tipos de objetos celestes que pueden emitir estallidos de rayos gamma
• Estrella  de quarks: estrella exótica compacta que forma materia que consiste principalmente en quarks
• Quark-nova  - Explosión violenta hipotética resultante de la conversión de una estrella de neutrones en una estrella de quark

Referencias

Otras lecturas

enlaces externos

• Lista de todas las supernovas superluminosas en The Open Supernova Catalog .