Super Nova -Supernova

SN 1994D (ponto brilhante no canto inferior esquerdo), uma supernova tipo Ia dentro de sua galáxia hospedeira, NGC 4526

Uma supernova ( / ˌ s p ər n v ə / ; pl.  supernovae / - v / ou supernovas ; abrev. SN e SNe ) é uma explosão estelar poderosa e luminosa . Este evento astronômico transitório ocorre durante os últimos estágios evolutivos de uma estrela massiva ou quando uma anã branca é desencadeada em uma fusão nuclear descontrolada . O objeto original, chamado deprogenitor , ou colapsa em uma estrela de nêutrons ou buraco negro , ou é completamente destruído. O pico de luminosidade óptica de uma supernova pode ser comparável ao de uma galáxia inteira antes de desaparecer ao longo de várias semanas ou meses.

As supernovas são mais energéticas que as novas . Em latim , nova significa "novo", referindo-se astronomicamente ao que parece ser uma nova estrela brilhante temporária. A adição do prefixo "super-" distingue as supernovas das novas comuns, que são muito menos luminosas. A palavra supernova foi cunhada por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1929 .

A mais recente supernova observada diretamente na Via Láctea foi a Supernova de Kepler em 1604, mas os restos de supernovas mais recentes foram encontrados. Observações de supernovas em outras galáxias sugerem que elas ocorrem na Via Láctea em média cerca de três vezes a cada século. Essas supernovas quase certamente seriam observáveis ​​com telescópios astronômicos modernos. A mais recente supernova a olho nu foi a SN 1987A , a explosão de uma estrela supergigante azul na Grande Nuvem de Magalhães , um satélite da Via Láctea.

Estudos teóricos indicam que a maioria das supernovas são desencadeadas por um de dois mecanismos básicos: a repentina re-ignição da fusão nuclear em uma estrela degenerada , como uma anã branca, ou o súbito colapso gravitacional do núcleo de uma estrela massiva . Na primeira classe de eventos, a temperatura do objeto é elevada o suficiente para desencadear uma fusão nuclear descontrolada, interrompendo completamente a estrela. As causas possíveis são um acúmulo de material de uma companheira binária por acreção ou uma fusão estelar . No caso da estrela massiva, o núcleo de uma estrela massiva pode sofrer um colapso súbito devido à energia reduzida da fusão, tornando a estrela incapaz de neutralizar sua própria gravidade, geralmente ocorrendo após a fusão do ferro no núcleo de uma estrela, liberando energia potencial gravitacional como um Super Nova. Enquanto algumas supernovas observadas são mais complexas do que essas duas teorias simplificadas, a mecânica astrofísica é estabelecida e aceita pela comunidade astronômica.

As supernovas podem expelir várias massas solares de material a velocidades de até vários por cento da velocidade da luz . Isso impulsiona uma onda de choque em expansão no meio interestelar circundante , varrendo uma concha em expansão de gás e poeira observada como um remanescente de supernova . As supernovas são uma importante fonte de elementos no meio interestelar, do oxigênio ao rubídio . As ondas de choque em expansão das supernovas podem desencadear a formação de novas estrelas . Remanescentes de supernovas podem ser uma importante fonte de raios cósmicos . As supernovas podem produzir ondas gravitacionais , embora até agora as ondas gravitacionais tenham sido detectadas apenas a partir das fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons.

Histórico de observação

Um texto de 1414 cita um relatório de 1055: desde que "a estrela maligna apareceu, um ano inteiro se passou e até agora seu brilho não se desvaneceu".

Comparado com toda a história de uma estrela, a aparência visual de uma supernova é muito breve, às vezes abrangendo vários meses, de modo que as chances de observar uma a olho nu são aproximadamente uma vez na vida. Apenas uma pequena fração dos 100 bilhões de estrelas em uma galáxia típica tem a capacidade de se tornar uma supernova, restrita a aquelas com grande massa ou tipos raros de estrelas binárias contendo anãs brancas .

A mais antiga supernova registrada possível, conhecida como HB9, pode ter sido vista e registrada por povos pré-históricos desconhecidos do subcontinente indiano, em uma escultura rupestre encontrada na região de Burzahama, na Caxemira, datada de4500 ± 1000  aC . Mais tarde, SN 185 foi visto por astrônomos chineses em 185 dC. A supernova mais brilhante registrada foi a SN 1006 , que ocorreu em 1006 AD na constelação de Lupus , e foi descrita por observadores na China, Japão, Iraque, Egito e Europa. A supernova SN 1054 , amplamente observada, produziu a Nebulosa do Caranguejo . As supernovas SN 1572 e SN 1604 , as mais recentes a serem observadas a olho nu na Via Láctea, tiveram efeitos notáveis ​​no desenvolvimento da astronomia na Europa porque foram usadas para argumentar contra a ideia aristotélica de que o universo além da Lua e dos planetas era estático e imutável. Johannes Kepler começou a observar SN 1604 em seu pico em 17 de outubro de 1604, e continuou a fazer estimativas de seu brilho até desaparecer da vista a olho nu um ano depois. Foi a segunda supernova a ser observada em uma geração (depois da SN 1572 vista por Tycho Brahe em Cassiopeia).

Há alguma evidência de que a supernova galáctica mais jovem, G1.9+0.3 , ocorreu no final do século 19, consideravelmente mais recentemente do que Cassiopeia A por volta de 1680. Nenhuma das supernovas foi observada na época. No caso de G1.9+0.3, a alta extinção ao longo do plano de nossa galáxia poderia ter diminuído o evento o suficiente para passar despercebido. A situação para Cassiopeia A é menos clara. Ecos de luz infravermelha foram detectados mostrando que era uma supernova do tipo IIb e não estava em uma região de extinção especialmente alta .

A observação e descoberta de supernovas extragalácticas são agora muito mais comuns. A primeira dessas observações foi de SN 1885A na Galáxia de Andrômeda . Hoje, astrônomos amadores e profissionais encontram várias centenas a cada ano, alguns quando estão próximos do brilho máximo, outros em antigas fotografias ou placas astronômicas. Os astrônomos americanos Rudolph Minkowski e Fritz Zwicky desenvolveram o esquema moderno de classificação de supernovas a partir de 1941. Durante a década de 1960, os astrônomos descobriram que as intensidades máximas de supernovas poderiam ser usadas como velas padrão , portanto, indicadores de distâncias astronômicas. Algumas das supernovas mais distantes observadas em 2003 pareciam mais escuras do que o esperado. Isso apóia a visão de que a expansão do universo está se acelerando . Técnicas foram desenvolvidas para reconstruir eventos de supernovas que não têm registros escritos de serem observados. A data do evento da supernova Cassiopeia A foi determinada a partir dos ecos de luz das nebulosas , enquanto a idade do remanescente da supernova RX J0852.0-4622 foi estimada a partir de medições de temperatura e emissões de raios gama do decaimento radioativo do titânio-44 .

SN Antikythera no aglomerado de galáxias RXC J0949.8+1707. SN Eleanor e SN Alexander foram observados na mesma galáxia em 2011.

A supernova mais luminosa já registrada é ASASSN-15lh , a uma distância de 3,82 gigaluz-anos . Foi detectado pela primeira vez em junho de 2015 e atingiu o pico de 570 bilhões de  L , que é o dobro da luminosidade bolométrica de qualquer outra supernova conhecida. No entanto, a natureza desta supernova continua a ser debatida e várias explicações alternativas foram sugeridas, por exemplo, a ruptura de uma estrela por um buraco negro.

Entre os primeiros detectados desde o momento da detonação, e para os quais os espectros mais antigos foram obtidos (começando às 6 horas após a explosão real), está o tipo II SN 2013fs (iPTF13dqy) que foi registrado 3 horas após o evento da supernova em 6 de outubro 2013 pela Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). A estrela está localizada em uma galáxia espiral chamada NGC 7610 , a 160 milhões de anos-luz de distância na constelação de Pégaso.

Em 20 de setembro de 2016, o astrônomo amador Victor Buso, de Rosario , Argentina , estava testando seu telescópio. Ao tirar várias fotografias da galáxia NGC 613 , Buso se deparou com uma supernova que acabara de se tornar visível na Terra, quando começou a entrar em erupção. Depois de examinar as imagens, ele entrou em contato com o Instituto de Astrofísica de La Plata. "Foi a primeira vez que alguém capturou os momentos iniciais do 'choque' de uma supernova óptica, não associada a uma explosão de raios gama ou raios-X." As chances de capturar tal evento foram colocadas entre uma em dez milhões e uma em cem milhões, de acordo com a astrônoma Melina Bersten, do Instituto de Astrofísica. A supernova observada por Buso foi designada SN 2016gkg , uma supernova tipo IIb que provavelmente se formou a partir do colapso de uma estrela supergigante amarela vinte vezes a massa do Sol. Ele mostrou o pico duplo que é comum a muitas supernovas do tipo IIb, aumentando para cerca de magnitude 15,5 logo após a descoberta e novamente cerca de 20 dias depois. A estrela progenitora foi identificada em imagens do Telescópio Espacial Hubble antes de seu colapso. O astrônomo Alex Filippenko , da Universidade da Califórnia , comentou que os astrônomos profissionais vinham procurando por um evento desse tipo há muito tempo. Ele afirmou: "Observações de estrelas nos primeiros momentos em que começam a explodir fornecem informações que não podem ser obtidas diretamente de nenhuma outra maneira".

Descoberta

Os primeiros trabalhos sobre o que originalmente se acreditava ser simplesmente uma nova categoria de novas foram realizados durante a década de 1920. Estes foram chamados de "Novae de classe alta", "Hauptnovae" ou "novae gigante". Acredita-se que o nome "supernovas" tenha sido cunhado por Walter Baade e Fritz Zwicky em palestras no Caltech durante 1931. Foi usado, como "super-novas", em um jornal publicado por Knut Lundmark em 1933 e em um 1934 papel de Baade e Zwicky. Em 1938, o hífen havia sido perdido e o nome moderno estava em uso. Como as supernovas são eventos relativamente raros dentro de uma galáxia, ocorrendo cerca de três vezes por século na Via Láctea, obter uma boa amostra de supernovas para estudar requer o monitoramento regular de muitas galáxias.

Supernovas em outras galáxias não podem ser previstas com precisão significativa. Normalmente, quando são descobertos, já estão em andamento. Para usar supernovas como velas padrão para medir a distância, é necessária a observação de sua luminosidade máxima. Portanto, é importante descobri-los bem antes que atinjam seu máximo. Os astrônomos amadores , que superam em muito os astrônomos profissionais, desempenharam um papel importante na descoberta de supernovas, geralmente observando algumas das galáxias mais próximas através de um telescópio óptico e comparando-as com fotografias anteriores.

No final do século 20, os astrônomos se voltaram cada vez mais para telescópios controlados por computador e CCDs para caçar supernovas. Embora esses sistemas sejam populares entre os amadores, também existem instalações profissionais, como o Katzman Automatic Imaging Telescope . O projeto Supernova Early Warning System (SNEWS) usa uma rede de detectores de neutrinos para dar um alerta antecipado de uma supernova na Via Láctea. Neutrinos são partículas que são produzidas em grandes quantidades por uma supernova e não são significativamente absorvidas pelo gás interestelar e poeira do disco galáctico.

"Uma estrela prestes a explodir", a nebulosa SBW1 envolve uma gigantesca supergigante azul na Nebulosa Carina .

As pesquisas de supernovas se dividem em duas classes: aquelas focadas em eventos relativamente próximos e aquelas que procuram mais longe. Por causa da expansão do universo , a distância a um objeto remoto com um espectro de emissão conhecido pode ser estimada medindo seu deslocamento Doppler (ou redshift ); em média, objetos mais distantes retrocedem com maior velocidade do que aqueles próximos e, portanto, têm um redshift maior. Assim, a busca é dividida entre alto redshift e baixo redshift, com o limite caindo em torno de uma faixa de redshift de z = 0,1–0,3 – onde z é uma medida adimensional do deslocamento de frequência do espectro.

Pesquisas com alto redshift para supernovas geralmente envolvem a observação de curvas de luz de supernovas. Estes são úteis para velas padrão ou calibradas para gerar diagramas de Hubble e fazer previsões cosmológicas. A espectroscopia de supernova, usada para estudar a física e os ambientes das supernovas, é mais prática em redshift baixo do que em alto. Observações de baixo redshift também ancoram a extremidade de baixa distância da curva de Hubble , que é um gráfico de distância versus redshift para galáxias visíveis.

Convenção de nomes

Multi-comprimento de onda de raios-X , infravermelho e imagem de compilação óptica do remanescente de supernova de Kepler , SN 1604

As descobertas de supernovas são relatadas ao Bureau Central de Telegramas Astronômicos da União Astronômica Internacional , que envia uma circular com o nome que atribui a essa supernova. O nome é formado a partir do prefixo SN , seguido do ano de descoberta, sufixado com uma ou duas letras. As primeiras 26 supernovas do ano são designadas com uma letra maiúscula de A a Z. Depois, pares de letras minúsculas são usados: aa , ab , e assim por diante. Assim, por exemplo, SN 2003C designa a terceira supernova relatada no ano de 2003. A última supernova de 2005, SN 2005nc, foi a 367ª (14 × 26 + 3 = 367). Desde 2000, astrônomos profissionais e amadores encontram várias centenas de supernovas a cada ano (572 em 2007, 261 em 2008, 390 em 2009; 231 em 2013).

As supernovas históricas são conhecidas simplesmente pelo ano em que ocorreram: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (chamada Tycho's Nova ) e SN 1604 ( Estrela de Kepler ). Desde 1885, a notação de letras adicionais tem sido usada, mesmo que tenha havido apenas uma supernova descoberta naquele ano (por exemplo , SN 1885A , SN 1907A, etc.) – isso aconteceu com SN 1947A. SN , para SuperNova, é um prefixo padrão. Até 1987, as designações de duas letras raramente eram necessárias; desde 1988, no entanto, eles têm sido necessários todos os anos. Desde 2016, o número crescente de descobertas levou regularmente ao uso adicional de designações de três dígitos.

Classificação

Os astrônomos classificam as supernovas de acordo com suas curvas de luz e as linhas de absorção de diferentes elementos químicos que aparecem em seus espectros . Se o espectro de uma supernova contém linhas de hidrogênio (conhecidas como a série de Balmer na porção visual do espectro) ela é classificada como Tipo II ; caso contrário, é Tipo I. Em cada um desses dois tipos existem subdivisões de acordo com a presença de linhas de outros elementos ou a forma da curva de luz (um gráfico da magnitude aparente da supernova em função do tempo).

Taxonomia de supernova
Tipo I
Sem hidrogênio
Tipo Ia
Apresenta uma linha de silício ionizado simples (Si II) a 615,0 nm (nanômetros), próximo ao pico de luz
Escapamento térmico
Tipo Ib/c
Fraco ou nenhum recurso de absorção de silício
Tipo Ib
Mostra uma linha de hélio não ionizado (He I) a 587,6 nm
Colapso do núcleo
Tipo Ic
Fraco ou sem hélio
Tipo II
Mostra hidrogênio
Tipo II-P/-L/n
Espectro tipo II em todo
Tipo II-P/L
Sem linhas estreitas
Tipo II-P
Atinge um "platô" em sua curva de luz
Tipo II-L
Exibe uma diminuição "linear" em sua curva de luz (linear em magnitude versus tempo)
Tipo IIn
Algumas linhas estreitas
O espectro do tipo IIb
muda para se tornar como o tipo Ib

Tipo I

Curva de luz para tipo Ia SN 2018gv

As supernovas do tipo I são subdivididas com base em seus espectros, com o tipo Ia mostrando uma forte linha de absorção de silício ionizado . As supernovas do tipo I sem esta linha forte são classificadas como tipo Ib e Ic, com o tipo Ib apresentando fortes linhas de hélio neutro e o tipo Ic sem elas. As curvas de luz são todas semelhantes, embora o tipo Ia seja geralmente mais brilhante no pico de luminosidade, mas a curva de luz não é importante para a classificação das supernovas do tipo I.

Um pequeno número de supernovas do tipo Ia exibe características incomuns, como luminosidade fora do padrão ou curvas de luz alargadas, e estas são tipicamente classificadas por referência ao exemplo mais antigo que mostra características semelhantes. Por exemplo, o sub-luminoso SN 2008ha é muitas vezes referido como SN 2002cx -like ou classe Ia-2002cx.

Uma pequena proporção de supernovas do tipo Ic mostra linhas de emissão altamente alargadas e combinadas que são tomadas para indicar velocidades de expansão muito altas para o material ejetado. Estes foram classificados como tipo Ic-BL ou Ic-bl.

As supernovas ricas em cálcio são um tipo raro de supernova muito rápida com linhas de cálcio extraordinariamente fortes em seus espectros. Os modelos sugerem que eles ocorrem quando o material é acrescido de uma companheira rica em hélio, em vez de uma estrela rica em hidrogênio. Por causa das linhas de hélio em seus espectros, elas podem se assemelhar a supernovas do tipo Ib, mas acredita-se que tenham progenitores muito diferentes.

Tipo II

As curvas de luz são usadas para classificar as supernovas do tipo II-P e do tipo II-L.
Impressão artística da supernova 1993J

As supernovas do tipo II também podem ser subdivididas com base em seus espectros. Enquanto a maioria das supernovas do tipo II mostram linhas de emissão muito amplas que indicam velocidades de expansão de muitos milhares de quilômetros por segundo , algumas, como a SN 2005gl , têm características relativamente estreitas em seus espectros. Estes são chamados de tipo IIn, onde o 'n' significa 'estreito'.

Algumas supernovas, como SN 1987K e SN 1993J , parecem mudar de tipo: elas mostram linhas de hidrogênio em épocas iniciais, mas, ao longo de um período de semanas a meses, tornam-se dominadas por linhas de hélio. O termo "tipo IIb" é usado para descrever a combinação de características normalmente associadas aos tipos II e Ib.

As supernovas do tipo II com espectros normais dominados por amplas linhas de hidrogênio que permanecem durante a vida do declínio são classificadas com base em suas curvas de luz. O tipo mais comum mostra um "platô" distinto na curva de luz logo após o pico de brilho, onde a luminosidade visual permanece relativamente constante por vários meses antes que o declínio seja retomado. Estes são chamados de tipo II-P referindo-se ao platô. Menos comuns são as supernovas do tipo II-L que não possuem um platô distinto. O "L" significa "linear", embora a curva de luz não seja realmente uma linha reta.

As supernovas que não se enquadram nas classificações normais são designadas como peculiares, ou 'pec'.

Tipos III, IV e V

Fritz Zwicky definiu tipos de supernovas adicionais com base em pouquíssimos exemplos que não se encaixavam perfeitamente nos parâmetros para supernovas tipo I ou tipo II. SN 1961i em NGC 4303 foi o protótipo e único membro da classe de supernova tipo III, conhecido por sua ampla curva de luz máxima e amplas linhas de Balmer de hidrogênio que demoraram a se desenvolver no espectro. SN 1961f em NGC 3003 foi o protótipo e único membro da classe tipo IV, com uma curva de luz semelhante a uma supernova tipo II-P, com linhas de absorção de hidrogênio, mas linhas de emissão de hidrogênio fracas . A classe tipo V foi cunhada para SN 1961V em NGC 1058 , uma supernova fraca incomum ou impostor de supernova com um aumento lento de brilho, um máximo com duração de muitos meses e um espectro de emissão incomum. A semelhança do SN 1961V com o Eta Carinae Great Outburst foi notada. Supernovas em M101 (1909) e M83 (1923 e 1957) também foram sugeridas como possíveis supernovas tipo IV ou tipo V.

Esses tipos agora seriam todos tratados como supernovas peculiares do tipo II (IIpec), das quais muitos outros exemplos foram descobertos, embora ainda seja debatido se SN 1961V foi uma verdadeira supernova após uma explosão de LBV ou um impostor.

Modelos atuais

Na galáxia NGC 1365 , uma supernova (o ponto brilhante ligeiramente acima do centro galáctico) brilha rapidamente, depois desaparece mais lentamente.

Os códigos de tipo de supernova, conforme resumidos na tabela acima, são taxonômicos : o número do tipo é baseado na luz observada da supernova, não necessariamente em sua causa. Por exemplo, as supernovas do tipo Ia são produzidas por fusão descontrolada inflamada em progenitores de anãs brancas degeneradas , enquanto o tipo Ib/c espectralmente semelhante é produzido a partir de estrelas progenitoras despojadas massivas por colapso do núcleo.

Escapamento térmico

Formação de uma supernova tipo Ia

Uma estrela anã branca pode acumular material suficiente de uma companheira estelar para aumentar sua temperatura central o suficiente para iniciar a fusão de carbono , ponto em que sofre uma fusão nuclear descontrolada, interrompendo-a completamente. Existem três caminhos pelos quais essa detonação é teorizada para acontecer: acréscimo estável de material de um companheiro, a colisão de duas anãs brancas ou acréscimo que causa ignição em uma concha que então inflama o núcleo. O mecanismo dominante pelo qual as supernovas do tipo Ia são produzidas permanece obscuro. Apesar dessa incerteza em como as supernovas do tipo Ia são produzidas, as supernovas do tipo Ia têm propriedades muito uniformes e são velas padrão úteis em distâncias intergalácticas. Algumas calibrações são necessárias para compensar a mudança gradual nas propriedades ou diferentes frequências de supernovas de luminosidade anormal em alto desvio para o vermelho e pequenas variações no brilho identificadas pela forma da curva de luz ou espectro.

Normal Tipo Ia

Existem vários meios pelos quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo subjacente comum. Se uma anã branca de carbono - oxigênio acumulasse matéria suficiente para atingir o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,44 massas solares ( M ) (para uma estrela não rotativa), ela não seria mais capaz de suportar a maior parte de sua massa através da pressão de degeneração de elétrons e começaria a desmoronar. No entanto, a visão atual é que esse limite normalmente não é atingido; o aumento da temperatura e densidade dentro do núcleo inflama a fusão de carbono à medida que a estrela se aproxima do limite (para dentro de cerca de 1%) antes que o colapso seja iniciado. Para um núcleo composto principalmente de oxigênio, neon e magnésio, a anã branca em colapso normalmente formará uma estrela de nêutrons . Nesse caso, apenas uma fração da massa da estrela será ejetada durante o colapso.

Dentro de alguns segundos, uma fração substancial da matéria na anã branca sofre fusão nuclear, liberando energia suficiente (1–2 × 10 44  J ) para desvincular a estrela em uma supernova. Uma onda de choque em expansão externa é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5.000 a 20.000 km/s , ou aproximadamente 3% da velocidade da luz. Há também um aumento significativo na luminosidade, atingindo uma magnitude absoluta de -19,3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante que o Sol), com pouca variação.

O modelo para a formação desta categoria de supernova é um sistema estelar binário próximo . A maior das duas estrelas é a primeira a evoluir da seqüência principal , e se expande para formar uma gigante vermelha . As duas estrelas agora compartilham um envelope comum, fazendo com que sua órbita mútua encolha. A estrela gigante então perde a maior parte de seu envelope, perdendo massa até não poder mais continuar a fusão nuclear . Neste ponto, torna-se uma estrela anã branca, composta principalmente de carbono e oxigênio. Eventualmente, a estrela secundária também evolui da sequência principal para formar uma gigante vermelha. A matéria do gigante é acrescida pela anã branca, fazendo com que esta aumente em massa. Apesar da ampla aceitação do modelo básico, os detalhes exatos da iniciação e dos elementos pesados ​​produzidos no evento catastrófico ainda não são claros.

As supernovas do tipo Ia seguem uma curva de luz característica – o gráfico da luminosidade em função do tempo – após o evento. Essa luminosidade é gerada pelo decaimento radioativo do níquel -56 através do cobalto -56 até o ferro -56. O pico de luminosidade da curva de luz é extremamente consistente em supernovas normais do tipo Ia, tendo uma magnitude absoluta máxima de cerca de -19,3. Isso ocorre porque as supernovas do tipo Ia surgem de um tipo consistente de estrela progenitora por aquisição gradual de massa e explodem quando adquirem uma massa típica consistente, dando origem a condições e comportamento de supernova muito semelhantes. Isso permite que eles sejam usados ​​como uma vela padrão secundária para medir a distância de suas galáxias hospedeiras.

Tipo Ia não padrão

Outro modelo para a formação de supernovas do tipo Ia envolve a fusão de duas estrelas anãs brancas, com a massa combinada excedendo momentaneamente o limite de Chandrasekhar . Há muita variação nesse tipo de evento e, em muitos casos, pode não haver supernova, caso em que elas terão uma curva de luz mais ampla e menos luminosa do que o SN tipo Ia mais normal.

Supernovas do tipo Ia anormalmente brilhantes ocorrem quando a anã branca já tem uma massa superior ao limite de Chandrasekhar, possivelmente aumentada ainda mais pela assimetria, mas o material ejetado terá menos energia cinética do que o normal.

Não há subclassificação formal para as supernovas do tipo Ia não padrão. Foi proposto que um grupo de supernovas subluminosas que ocorrem quando o hélio se acumula em uma anã branca deve ser classificado como tipo Iax . Este tipo de supernova nem sempre pode destruir completamente a progenitora anã branca e pode deixar para trás uma estrela zumbi .

Um tipo específico de supernova tipo Ia não padrão desenvolve hidrogênio e outras linhas de emissão e dá a aparência de mistura entre uma supernova tipo Ia normal e uma supernova tipo IIn. Exemplos são SN 2002ic e SN 2005gj . Essas supernovas foram apelidadas de tipo Ia/IIn , ​​tipo Ian , tipo IIa e tipo IIan .

Colapso do núcleo

As camadas de uma estrela massiva e evoluída pouco antes do colapso do núcleo (sem escala)

Estrelas muito massivas podem sofrer colapso do núcleo quando a fusão nuclear se torna incapaz de sustentar o núcleo contra sua própria gravidade; ultrapassar este limiar é a causa de todos os tipos de supernova, exceto o tipo Ia. O colapso pode causar expulsão violenta das camadas externas da estrela, resultando em uma supernova, ou a liberação de energia potencial gravitacional pode ser insuficiente e a estrela pode colapsar em um buraco negro ou estrela de nêutrons com pouca energia irradiada.

O colapso do núcleo pode ser causado por vários mecanismos diferentes: exceder o limite de Chandrasekhar ; captura de elétrons ; instabilidade de pares ; ou fotodesintegração .

  • Quando uma estrela massiva desenvolve um núcleo de ferro maior que a massa de Chandrasekhar, ela não será mais capaz de se sustentar pela pressão de degeneração de elétrons e entrará em colapso ainda mais em uma estrela de nêutrons ou buraco negro.
  • A captura de elétrons pelo magnésio em um núcleo degenerado de O/Ne/Mg (estrela progenitora de 8-10 massas solares) remove o suporte e causa colapso gravitacional seguido de fusão explosiva de oxigênio, com resultados muito semelhantes.
  • A produção de pares elétron-pósitrons em um grande núcleo pós-queima de hélio remove o suporte termodinâmico e causa o colapso inicial seguido de fusão descontrolada, resultando em uma supernova de instabilidade de pares.
  • Um núcleo estelar suficientemente grande e quente pode gerar raios gama com energia suficiente para iniciar a fotodesintegração diretamente, o que causará um colapso completo do núcleo.

A tabela abaixo lista as razões conhecidas para o colapso do núcleo em estrelas massivas, os tipos de estrelas em que ocorrem, seu tipo de supernova associado e o remanescente produzido. A metalicidade é a proporção de outros elementos que não hidrogênio ou hélio, em comparação com o Sol. A massa inicial é a massa da estrela antes do evento da supernova, dada em múltiplos da massa do Sol, embora a massa no momento da supernova possa ser muito menor.

As supernovas do tipo IIn não estão listadas na tabela. Eles podem ser produzidos por vários tipos de colapso do núcleo em diferentes estrelas progenitoras, possivelmente até mesmo por ignições de anãs brancas do tipo Ia, embora pareça que a maioria será do colapso do núcleo de ferro em supergigantes ou hipergigantes luminosos (incluindo LBVs ). As linhas espectrais estreitas para as quais eles são nomeados ocorrem porque a supernova está se expandindo em uma pequena nuvem densa de material circunstelar. Parece que uma proporção significativa das supostas supernovas do tipo IIn são impostores de supernovas , erupções massivas de estrelas semelhantes ao LBV semelhantes à Grande Erupção de Eta Carinae . Nesses eventos, o material previamente ejetado da estrela cria as estreitas linhas de absorção e causa uma onda de choque através da interação com o material recém ejetado.

Cenários de colapso do núcleo por massa e metalicidade
Causa do colapso Estrela progenitora massa inicial aproximada ( massas solares ) Tipo de supernova Remanescente
Captura de elétrons em um núcleo O+Ne+Mg degenerado 9–10 Desmaiar II-P Estrêla de Neutróns
Colapso do núcleo de ferro 10–25 Desmaiar II-P Estrêla de Neutróns
25–40 com metalicidade baixa ou solar Normal II-P Buraco negro após retorno de material para uma estrela de nêutrons inicial
25-40 com metalicidade muito alta II-L ou II-b Estrêla de Neutróns
40-90 com baixa metalicidade Nenhum Buraco negro
≥40 com metalicidade quase solar Ib/c fraco ou hipernova com explosão de raios gama (GRB) Buraco negro após retorno de material para uma estrela de nêutrons inicial
≥40 com metalicidade muito alta Ib/c Estrêla de Neutróns
≥90 com baixa metalicidade Nenhum, possível GRB Buraco negro
Instabilidade do par 140–250 com baixa metalicidade II-P, às vezes uma hipernova, possível GRB Nenhum remanescente
Fotodesintegração ≥250 com baixa metalicidade Nenhum (ou supernova luminosa?), possível GRB Buraco negro maciço
Tipos de supernova por metalicidade em massa inicial
Remanescentes de estrelas massivas únicas

Colapso do núcleo - processo detalhado

Dentro de uma estrela massiva e evoluída (a), as cascas de elementos em camadas de cebola sofrem fusão, formando um núcleo de ferro (b) que atinge a massa de Chandrasekhar e começa a entrar em colapso. A parte interna do núcleo é comprimida em nêutrons (c), fazendo com que o material em queda salte (d) e forme uma frente de choque que se propaga para fora (vermelho). O choque começa a parar (e), mas é revigorado por um processo que pode incluir interação de neutrinos. O material circundante é destruído (f), deixando apenas um remanescente degenerado.

Quando um núcleo estelar não é mais suportado contra a gravidade, ele colapsa sobre si mesmo com velocidades chegando a 70.000 km/s (0,23 c ), resultando em um rápido aumento de temperatura e densidade. O que se segue a seguir depende da massa e estrutura do núcleo em colapso, com núcleos degenerados de baixa massa formando estrelas de nêutrons, núcleos degenerados de maior massa em colapso completamente em buracos negros e núcleos não degenerados sofrendo fusão descontrolada.

O colapso inicial dos núcleos degenerados é acelerado pelo decaimento beta , fotodesintegração e captura de elétrons, o que causa uma explosão de neutrinos de elétrons . À medida que a densidade aumenta, a emissão de neutrinos é cortada à medida que ficam presos no núcleo. O núcleo interno eventualmente atinge tipicamente 30  km de diâmetro e uma densidade comparável à de um núcleo atômico , e a pressão de degeneração de nêutrons tenta impedir o colapso. Se a massa do núcleo for superior a cerca de 15  M então a degeneração de nêutrons é insuficiente para parar o colapso e um buraco negro se forma diretamente sem supernova.

Em núcleos de menor massa, o colapso é interrompido e o núcleo de nêutrons recém-formado tem uma temperatura inicial de cerca de 100 bilhões de kelvin , 6.000 vezes a temperatura do núcleo do sol. A esta temperatura, pares neutrino-antineutrino de todos os sabores são formados eficientemente por emissão térmica . Esses neutrinos térmicos são várias vezes mais abundantes do que os neutrinos de captura de elétrons. Cerca de 10 46 joules, aproximadamente 10% da massa de repouso da estrela, são convertidos em uma explosão de neutrinos de dez segundos, que é a principal saída do evento. O colapso do núcleo repentinamente interrompido se recupera e produz uma onda de choque que para em milissegundos no núcleo externo à medida que a energia é perdida pela dissociação de elementos pesados. Um processo que não é claramente compreendido é necessário para permitir que as camadas externas do núcleo reabsorvam cerca de 10 44 joules (1 foe ) do pulso de neutrino, produzindo o brilho visível, embora também existam outras teorias sobre como alimentar a explosão.

Algum material do envelope externo cai de volta na estrela de nêutrons e, para núcleos além de cerca de 8  M , há retorno suficiente para formar um buraco negro. Este fallback reduzirá a energia cinética criada e a massa de material radioativo expelido, mas em algumas situações, também pode gerar jatos relativísticos que resultam em uma explosão de raios gama ou uma supernova excepcionalmente luminosa.

O colapso de um núcleo maciço não degenerado irá desencadear mais fusão. Quando o colapso do núcleo é iniciado pela instabilidade do par, a fusão do oxigênio começa e o colapso pode ser interrompido. Para massas de núcleo de 40-60  M , o colapso para e a estrela permanece intacta, mas o colapso ocorrerá novamente quando um núcleo maior for formado. Para núcleos de cerca de 60–130  M , a fusão de oxigênio e elementos mais pesados ​​é tão energética que toda a estrela é interrompida, causando uma supernova. Na extremidade superior da faixa de massa, a supernova é extraordinariamente luminosa e de vida extremamente longa devido a muitas massas solares de 56 Ni ejetadas. Para massas de núcleo ainda maiores, a temperatura do núcleo se torna alta o suficiente para permitir a fotodesintegração e o núcleo colapsa completamente em um buraco negro.

Tipo II

O tipo subluminoso atípico II SN 1997D

Estrelas com massas iniciais inferiores a cerca de 8  M nunca desenvolvem um núcleo grande o suficiente para entrar em colapso e acabam perdendo suas atmosferas para se tornarem anãs brancas. Estrelas com pelo menos 9  M (possivelmente até 12  M ) evoluem de maneira complexa, queimando progressivamente elementos mais pesados ​​em temperaturas mais quentes em seus núcleos. A estrela fica em camadas como uma cebola, com a queima de elementos mais facilmente fundidos ocorrendo em conchas maiores. Embora popularmente descrito como uma cebola com núcleo de ferro, os progenitores de supernova menos massivos têm apenas núcleos de oxigênio - neônio ( -magnésio ). Essas estrelas super-AGB podem formar a maioria das supernovas de colapso do núcleo, embora menos luminosas e, portanto, menos comumente observadas do que aquelas de progenitores mais massivos.

Se o colapso do núcleo ocorrer durante uma fase supergigante quando a estrela ainda tem um envelope de hidrogênio , o resultado é uma supernova tipo II. A taxa de perda de massa para estrelas luminosas depende da metalicidade e luminosidade . Estrelas extremamente luminosas próximas da metalicidade solar perderão todo o seu hidrogênio antes de atingirem o colapso do núcleo e, portanto, não formarão uma supernova tipo II. Em baixa metalicidade, todas as estrelas atingirão o colapso do núcleo com um envelope de hidrogênio, mas estrelas suficientemente massivas colapsarão diretamente em um buraco negro sem produzir uma supernova visível.

Estrelas com uma massa inicial de cerca de 90 vezes a do Sol, ou um pouco menos em alta metalicidade, resultam em uma supernova do tipo II-P, que é o tipo mais comumente observado. Em metalicidade moderada a alta, as estrelas perto da extremidade superior dessa faixa de massa terão perdido a maior parte de seu hidrogênio quando ocorrer o colapso do núcleo e o resultado será uma supernova do tipo II-L. Em metalicidade muito baixa, estrelas de cerca de 140-250  M atingirão o colapso do núcleo por instabilidade do par enquanto ainda tiverem uma atmosfera de hidrogênio e um núcleo de oxigênio e o resultado será uma supernova com características do tipo II, mas uma massa muito grande de 56 ejetados Ni e alta luminosidade.

Tipo Ib e Ic

SN 2008D, uma supernova tipo Ib na extremidade superior da galáxia, mostrada em raios-X (esquerda) e luz visível (direita)

Essas supernovas, como as do tipo II, são estrelas massivas que sofrem colapso do núcleo. No entanto, as estrelas que se tornam supernovas dos tipos Ib e Ic perderam a maior parte de seus envelopes externos (hidrogênio) devido a fortes ventos estelares ou então pela interação com um companheiro. Essas estrelas são conhecidas como estrelas Wolf-Rayet e ocorrem em metalicidade moderada a alta, onde ventos contínuos causam taxas de perda de massa suficientemente altas. Observações de supernova tipo Ib/c não coincidem com a ocorrência observada ou esperada de estrelas Wolf-Rayet e explicações alternativas para este tipo de supernova de colapso de núcleo envolvem estrelas despojadas de seu hidrogênio por interações binárias. Modelos binários fornecem uma correspondência melhor para as supernovas observadas, com a condição de que nenhuma estrela binária de hélio adequada jamais foi observada. Como uma supernova pode ocorrer sempre que a massa da estrela no momento do colapso do núcleo for baixa o suficiente para não causar um retorno completo a um buraco negro, qualquer estrela massiva pode resultar em uma supernova se perder massa suficiente antes que o colapso do núcleo ocorra.

As supernovas do tipo Ib são as mais comuns e resultam de estrelas Wolf-Rayet do tipo WC que ainda possuem hélio em suas atmosferas. Para uma faixa estreita de massas, as estrelas evoluem ainda mais antes de atingir o colapso do núcleo para se tornarem estrelas WO com muito pouco hélio restante e estas são as progenitoras das supernovas do tipo Ic.

Alguns por cento das supernovas do tipo Ic estão associadas a explosões de raios gama (GRB), embora também se acredite que qualquer supernova do tipo Ib ou Ic sem hidrogênio poderia produzir uma GRB, dependendo das circunstâncias da geometria. O mecanismo para a produção desse tipo de GRB são os jatos produzidos pelo campo magnético do magnetar em rápida rotação formado no núcleo em colapso da estrela. Os jatos também transfeririam energia para a camada externa em expansão, produzindo uma supernova superluminosa .

As supernovas ultra-despojadas ocorrem quando a estrela explosiva foi removida (quase) até o núcleo de metal, por meio de transferência de massa em um binário próximo. Como resultado, muito pouco material é ejetado da estrela em explosão (c. 0,1  M ). Nos casos mais extremos, supernovas ultradespojadas podem ocorrer em núcleos de metal nu, pouco acima do limite de massa de Chandrasekhar. O SN 2005ek pode ser o primeiro exemplo observacional de uma supernova ultra-despojada, dando origem a uma curva de luz relativamente fraca e de decaimento rápido. A natureza das supernovas ultra-despojadas pode ser tanto o colapso do núcleo de ferro quanto as supernovas de captura de elétrons, dependendo da massa do núcleo em colapso. Acredita-se que as supernovas ultra-despojadas estejam associadas à segunda explosão de supernova em um sistema binário, por exemplo, produzindo um sistema estelar de nêutrons duplo apertado.

Em 2022, uma equipe de astrônomos liderada por pesquisadores do Weizmann Institute of Science relatou a primeira explosão de supernova mostrando evidências diretas de uma estrela progenitora Wolf-Rayet. SN 2019hgp foi uma supernova do tipo Icn e também é a primeira em que o elemento neon foi detectado.

Supernovas de captura de elétrons

Em 1980, um "terceiro tipo" de supernova foi previsto por Ken'ichi Nomoto, da Universidade de Tóquio , chamado de supernova de captura de elétrons . Surgiria quando uma estrela "na faixa de transição (~ 8 a 10 massas solares) entre a formação de anãs brancas e supernovas de colapso do núcleo de ferro", e com um núcleo degenerado de O + Ne + Mg , implodiu depois que seu núcleo ficou sem energia nuclear combustível, fazendo com que a gravidade comprima os elétrons no núcleo da estrela em seus núcleos atômicos , levando a uma explosão de supernova e deixando para trás uma estrela de nêutrons . Em junho de 2021, um artigo na revista Nature Astronomy relatou que a supernova de 2018 SN 2018zd (na galáxia NGC 2146 , a cerca de 31 milhões de anos-luz da Terra) parecia ser a primeira observação de uma supernova de captura de elétrons. A explosão da supernova de 1054 que criou a famosa Nebulosa do Caranguejo em nossa galáxia foi considerada a melhor candidata para uma supernova de captura de elétrons, e o artigo de 2021 torna mais provável que isso esteja correto.

Supernovas com falha

O colapso do núcleo de algumas estrelas massivas pode não resultar em uma supernova visível. O modelo principal para isso é um núcleo suficientemente massivo para que a energia cinética seja insuficiente para reverter a queda das camadas externas em um buraco negro. Esses eventos são difíceis de detectar, mas grandes pesquisas detectaram possíveis candidatos. A supergigante vermelha N6946-BH1 em NGC 6946 sofreu uma explosão modesta em março de 2009, antes de desaparecer de vista. Apenas uma fraca fonte infravermelha permanece na localização da estrela.

Curvas de luz

Curvas de luz comparativas do tipo supernova

Um quebra-cabeça histórico dizia respeito à fonte de energia que pode manter o brilho da supernova óptica por meses. Embora a energia que interrompe cada tipo de supernova seja entregue prontamente, as curvas de luz são dominadas pelo aquecimento radioativo subsequente do material ejetado em rápida expansão. Alguns consideraram a energia rotacional do pulsar central. Os gases ejetados escureceriam rapidamente sem alguma entrada de energia para mantê-lo quente. A natureza intensamente radioativa dos gases ejetados, que agora é conhecida como correta para a maioria das supernovas, foi calculada pela primeira vez em bases de nucleossíntese sólidas no final da década de 1960. Não foi até SN 1987A que a observação direta das linhas de raios gama identificou inequivocamente os principais núcleos radioativos.

Sabe-se agora por observação direta que grande parte da curva de luz (o gráfico da luminosidade em função do tempo) após a ocorrência de uma Supernova tipo II , como a SN 1987A, é explicada por esses decaimentos radioativos previstos . Embora a emissão luminosa consista em fótons ópticos, é a potência radioativa absorvida pelos gases ejetados que mantém o remanescente quente o suficiente para irradiar luz. O decaimento radioativo de 56 Ni através de suas filhas 56 Co a 56 Fe produz fótons de raios gama , principalmente de847  keV e1.238 keV , que são absorvidos e dominam o aquecimento e, portanto, a luminosidade do material ejetado em tempos intermediários (várias semanas) a tempos tardios (vários meses). A energia para o pico da curva de luz de SN1987A foi fornecida pelo decaimento de 56 Ni para 56 Co (meia-vida de 6 dias), enquanto a energia para a curva de luz posterior em particular se encaixa muito bem com a meia-vida de 77,3 dias de 56 Co decaindo para 56 Fe. Medições posteriores por telescópios espaciais de raios gama da pequena fração dos raios gama 56 Co e 57 Co que escaparam do remanescente SN 1987A sem absorção confirmaram as previsões anteriores de que esses dois núcleos radioativos eram as fontes de energia.

Messier 61 com supernova SN2020jfo, tirada por um astrônomo amador em 2020

As curvas de luz visual dos diferentes tipos de supernovas dependem em tempos tardios do aquecimento radioativo, mas variam em forma e amplitude devido aos mecanismos subjacentes, à forma como a radiação visível é produzida, à época de sua observação e à transparência do material ejetado. As curvas de luz podem ser significativamente diferentes em outros comprimentos de onda. Por exemplo, em comprimentos de onda ultravioleta há um pico precoce extremamente luminoso que dura apenas algumas horas correspondendo à eclosão do choque lançado pelo evento inicial, mas essa ruptura é dificilmente detectável opticamente.

As curvas de luz para o tipo Ia são muito uniformes, com uma magnitude absoluta máxima consistente e um declínio relativamente acentuado na luminosidade. Sua saída de energia óptica é impulsionada pelo decaimento radioativo do níquel-56 ejetado (meia-vida de 6 dias), que então decai para cobalto-56 radioativo (meia-vida de 77 dias). Esses radioisótopos excitam o material circundante à incandescência. Os estudos da cosmologia hoje dependem da radioatividade do 56 Ni fornecendo a energia para o brilho óptico das supernovas do tipo Ia, que são as "velas padrão" da cosmologia, mas cujo diagnóstico847 keV eOs raios gama de 1.238 keV foram detectados pela primeira vez apenas em 2014. As fases iniciais da curva de luz diminuem acentuadamente à medida que o tamanho efetivo da fotosfera diminui e a radiação eletromagnética aprisionada é esgotada. A curva de luz continua a diminuir na banda B, embora possa mostrar um pequeno ombro no visual em cerca de 40 dias, mas isso é apenas uma sugestão de um máximo secundário que ocorre no infravermelho, pois certos elementos pesados ​​ionizados se recombinam para produzir radiação infravermelha e o material ejetado tornam-se transparentes para ela. A curva de luz visual continua a diminuir a uma taxa ligeiramente maior do que a taxa de decaimento do cobalto radioativo (que tem a meia-vida mais longa e controla a curva posterior), porque o material ejetado se torna mais difuso e menos capaz de converter a alta energia radiação em radiação visual. Após vários meses, a curva de luz muda sua taxa de declínio novamente à medida que a emissão de pósitrons se torna dominante do cobalto-56 restante, embora essa porção da curva de luz tenha sido pouco estudada.

As curvas de luz do tipo Ib e Ic são basicamente semelhantes às do tipo Ia, embora com uma luminosidade média de pico mais baixa. A saída de luz visual é novamente devido ao decaimento radioativo sendo convertido em radiação visual, mas há uma massa muito menor do níquel-56 criado. A luminosidade do pico varia consideravelmente e existem até supernovas ocasionais do tipo Ib/c ordens de magnitude mais e menos luminosas do que a norma. As supernovas do tipo Ic mais luminosas são chamadas de hipernovas e tendem a ter curvas de luz alargadas, além do aumento da luminosidade do pico. Acredita-se que a fonte da energia extra sejam jatos relativísticos impulsionados pela formação de um buraco negro rotativo, que também produz explosões de raios gama .

As curvas de luz para supernovas do tipo II são caracterizadas por um declínio muito mais lento do que o tipo I, da ordem de 0,05 magnitudes por dia, excluindo a fase de platô. A saída de luz visual é dominada pela energia cinética em vez do decaimento radioativo por vários meses, devido principalmente à existência de hidrogênio no material ejetado da atmosfera da estrela progenitora supergigante. Na destruição inicial este hidrogênio se aquece e se ioniza. A maioria das supernovas do tipo II mostra um platô prolongado em suas curvas de luz à medida que esse hidrogênio se recombina, emitindo luz visível e tornando-se mais transparente. Isto é então seguido por uma curva de luz decrescente impulsionada pelo decaimento radioativo, embora mais lento do que nas supernovas do tipo I, devido à eficiência de conversão em luz por todo o hidrogênio.

No tipo II-L, o platô está ausente porque o progenitor tinha relativamente pouco hidrogênio em sua atmosfera, suficiente para aparecer no espectro, mas insuficiente para produzir um platô perceptível na saída de luz. Nas supernovas do tipo IIb, a atmosfera de hidrogênio do progenitor está tão esgotada (pensa-se que seja devido à retirada de maré por uma estrela companheira) que a curva de luz está mais próxima de uma supernova do tipo I e o hidrogênio até desaparece do espectro após várias semanas.

As supernovas do tipo IIn são caracterizadas por linhas espectrais estreitas adicionais produzidas em uma camada densa de material circunstelar. Suas curvas de luz são geralmente muito amplas e estendidas, ocasionalmente também extremamente luminosas e chamadas de supernovas superluminosas. Essas curvas de luz são produzidas pela conversão altamente eficiente da energia cinética do material ejetado em radiação eletromagnética pela interação com a casca densa do material. Isso só ocorre quando o material é suficientemente denso e compacto, indicando que foi produzido pela própria estrela progenitora pouco antes da ocorrência da supernova.

Um grande número de supernovas foi catalogado e classificado para fornecer velas de distância e modelos de teste. As características médias variam um pouco com a distância e o tipo de galáxia hospedeira, mas podem ser amplamente especificadas para cada tipo de supernova.

Propriedades físicas de supernovas por tipo
Tipo Magnitude absoluta do pico médio Energia aproximada ( inimigo ) Dias para o pico de luminosidade Dias do pico a 10% de luminosidade
I a −19 1 Aproximadamente. 19 cerca de 60
Ib/c (fraco) cerca de -15 0,1 15–25 desconhecido
Ib cerca de -17 1 15–25 40–100
Ic cerca de -16 1 15–25 40–100
Ic (brilhante) para -22 acima de 5 aproximadamente 25 cerca de 100
II-b cerca de -17 1 cerca de 20 cerca de 100
II-L cerca de -17 1 por volta de 13 cerca de 150
II-P (fraco) cerca de -14 0,1 aproximadamente 15 desconhecido
II-P cerca de -16 1 cerca de 15 Planalto então cerca de 50
IIn cerca de -17 1 12-30 ou mais 50–150
IIn (brilhante) para -22 acima de 5 acima de 50 acima de 100

Notas:

Assimetria

O pulsar na Nebulosa do Caranguejo está viajando a 375 km/s em relação à nebulosa.

Um enigma de longa data em torno das supernovas do tipo II é por que o objeto compacto restante recebe uma grande velocidade longe do epicentro; pulsares e, portanto, estrelas de nêutrons, são observados em altas velocidades, e os buracos negros presumivelmente também, embora sejam muito mais difíceis de observar isoladamente. O ímpeto inicial pode ser substancial, impulsionando um objeto de mais de uma massa solar a uma velocidade de 500 km/s ou mais. Isso indica uma assimetria de expansão, mas o mecanismo pelo qual o momento é transferido para o objeto compacto permanece um enigma. As explicações propostas para este chute incluem a convecção na estrela em colapso e a produção de jatos durante a formação da estrela de nêutrons .

Uma possível explicação para essa assimetria é a convecção em larga escala acima do núcleo. A convecção pode criar variações nas abundâncias locais de elementos, resultando em queima nuclear desigual durante o colapso, salto e expansão resultante.

Outra explicação possível é que o acréscimo de gás na estrela de nêutrons central pode criar um disco que aciona jatos altamente direcionais, impulsionando a matéria em alta velocidade para fora da estrela e gerando choques transversais que perturbam completamente a estrela. Esses jatos podem desempenhar um papel crucial na supernova resultante. (Um modelo semelhante é agora preferido para explicar longas explosões de raios gama .)

As assimetrias iniciais também foram confirmadas em supernovas do tipo Ia através da observação. Esse resultado pode significar que a luminosidade inicial desse tipo de supernova depende do ângulo de visão. No entanto, a expansão torna-se mais simétrica com o passar do tempo. As primeiras assimetrias são detectáveis ​​medindo-se a polarização da luz emitida.

Saída de energia

Os decaimentos radioativos de níquel-56 e cobalto-56 que produzem uma curva de luz visível de supernova

Embora as supernovas sejam conhecidas principalmente como eventos luminosos, a radiação eletromagnética que elas liberam é quase um efeito colateral menor. Particularmente no caso de supernovas de colapso de núcleo, a radiação eletromagnética emitida é uma pequena fração da energia total liberada durante o evento.

Há uma diferença fundamental entre o equilíbrio da produção de energia nos diferentes tipos de supernova. Nas detonações de anãs brancas do tipo Ia, a maior parte da energia é direcionada para a síntese de elementos pesados ​​e a energia cinética do material ejetado. Nas supernovas de colapso do núcleo, a grande maioria da energia é direcionada para a emissão de neutrinos , e enquanto parte disso aparentemente alimenta a destruição observada, mais de 99% dos neutrinos escapam da estrela nos primeiros minutos após o início do colapso.

As supernovas do tipo Ia derivam sua energia de uma fusão nuclear descontrolada de uma anã branca de carbono-oxigênio. Os detalhes da energética ainda não são totalmente compreendidos, mas o resultado final é a ejeção de toda a massa da estrela original em alta energia cinética. Cerca de metade da massa solar dessa massa é de 56 Ni gerados a partir da queima de silício . 56 Ni é radioativo e decai em 56 Co por beta mais decaimento (com meia-vida de seis dias) e raios gama. O próprio 56Co decai pelo caminho beta plus ( pósitron ) com uma meia-vida de 77 dias em 56 Fe estável. Esses dois processos são responsáveis ​​pela radiação eletromagnética das supernovas do tipo Ia. Em combinação com a mudança de transparência do material ejetado, eles produzem a curva de luz em rápido declínio.

As supernovas de colapso do núcleo são, em média, visualmente mais fracas do que as supernovas do tipo Ia, mas a energia total liberada é muito maior. Nesse tipo de supernova, a energia potencial gravitacional é convertida em energia cinética que comprime e colapsa o núcleo, produzindo inicialmente neutrinos de elétrons a partir de núcleos em desintegração, seguidos por todos os sabores de neutrinos térmicos do núcleo superaquecido da estrela de nêutrons. Acredita-se que cerca de 1% desses neutrinos depositem energia suficiente nas camadas externas da estrela para conduzir a catástrofe resultante, mas novamente os detalhes não podem ser reproduzidos exatamente nos modelos atuais. As energias cinéticas e os rendimentos de níquel são um pouco menores do que as supernovas do tipo Ia, daí o pico de luminosidade visual mais baixo das supernovas do tipo II, mas a energia da desionização das muitas massas solares de hidrogênio remanescente pode contribuir para um declínio muito mais lento na luminosidade e produzir a fase de platô observada na maioria das supernovas de colapso do núcleo.

Energética das supernovas
Super Nova Energia total aproximada
10 44 joules ( inimigo )
Ni ejetado
(massas solares)
Energia de neutrinos
(inimigo)
Energia cinética
(inimigo)
Radiação eletromagnética
(inimiga)
Tipo Ia 1,5 0,4 - 0,8 0,1 1,3 - 1,4 ~0,01
Colapso do núcleo 100 (0,01) - 1 100 1 0,001 - 0,01
Hipernova 100 ~1 1–100 1–100 ~0,1
Instabilidade do par 5–100 0,5 - 50 baixo? 1–100 0,01 - 0,1

Em algumas supernovas de colapso de núcleo, o retorno a um buraco negro aciona jatos relativísticos que podem produzir uma breve explosão energética e direcional de raios gama e também transfere mais energia substancial para o material ejetado. Este é um cenário para a produção de supernovas de alta luminosidade e acredita-se que seja a causa de hipernovas do tipo Ic e explosões de raios gama de longa duração . Se os jatos relativísticos forem muito breves e não conseguirem penetrar no envelope estelar, uma explosão de raios gama de baixa luminosidade pode ser produzida e a supernova pode ser subluminosa.

Quando uma supernova ocorre dentro de uma pequena nuvem densa de material circunstelar, ela produzirá uma onda de choque que pode converter eficientemente uma alta fração da energia cinética em radiação eletromagnética. Mesmo que a energia inicial fosse totalmente normal, a supernova resultante terá alta luminosidade e duração estendida, pois não depende de decaimento radioativo exponencial. Esse tipo de evento pode causar hipernovas do tipo IIn.

Embora as supernovas de instabilidade de pares sejam supernovas de colapso do núcleo com espectros e curvas de luz semelhantes ao tipo II-P, a natureza após o colapso do núcleo é mais parecida com a de um tipo Ia gigante com fusão descontrolada de carbono, oxigênio e silício. A energia total liberada pelos eventos de maior massa é comparável a outras supernovas de colapso do núcleo, mas acredita-se que a produção de neutrinos seja muito baixa, portanto, a energia cinética e eletromagnética liberada é muito alta. Os núcleos dessas estrelas são muito maiores do que qualquer anã branca e a quantidade de níquel radioativo e outros elementos pesados ​​ejetados de seus núcleos podem ser ordens de magnitude maiores, com consequentemente alta luminosidade visual.

Progenitor

Supernovas ocasionais aparecem na impressão deste artista acelerado de galáxias distantes. Cada estrela explosiva rivaliza brevemente com o brilho de sua galáxia hospedeira.

O tipo de classificação de supernova está intimamente ligado ao tipo de estrela no momento do colapso. A ocorrência de cada tipo de supernova depende dramaticamente da metalicidade e, portanto, da idade da galáxia hospedeira.

As supernovas do tipo Ia são produzidas a partir de estrelas anãs brancas em sistemas binários e ocorrem em todos os tipos de galáxias . As supernovas de colapso do núcleo são encontradas apenas em galáxias em formação estelar atual ou muito recente, uma vez que resultam de estrelas massivas de curta duração. Eles são mais comumente encontrados em espirais do tipo Sc , mas também nos braços de outras galáxias espirais e em galáxias irregulares , especialmente galáxias starburst .

Acredita-se que as supernovas do tipo Ib/c e II-L, e possivelmente a maioria do tipo IIn, sejam produzidas apenas a partir de estrelas com níveis de metalicidade próximos ao solar que resultam em alta perda de massa de estrelas massivas, portanto, são menos comuns em estrelas mais antigas e mais antigas. galáxias distantes. A tabela mostra o progenitor para os principais tipos de supernovas de colapso de núcleo e as proporções aproximadas que foram observadas na vizinhança local.

Fração de tipos de supernovas de colapso de núcleo por progenitor
Tipo Estrela progenitora Fração
Ib WC Wolf–Rayet ou estrela de hélio 9,0%
Ic WO Wolf–Rayet 17,0%
II-P Supergigante 55,5%
II-L Supergigante com uma concha de hidrogênio esgotada 3,0%
IIn Supergigante em uma densa nuvem de material expelido (como LBV ) 2,4%
IIb Supergigante com hidrogênio altamente esgotado (despojado pelo companheiro?) 12,1%
IIpec Supergigante azul 1,0%

Há uma série de dificuldades para reconciliar a evolução estelar modelada e observada que levou ao colapso do núcleo de supernovas. As supergigantes vermelhas são as progenitoras da grande maioria das supernovas de colapso de núcleo, e estas foram observadas, mas apenas em massas e luminosidades relativamente baixas, abaixo de cerca de 18  M e 100.000  L , respectivamente. A maioria das progenitoras de supernovas do tipo II não são detectadas e devem ser consideravelmente mais fracas e presumivelmente menos massivas. Esta discrepância tem sido referida como o problema da supergigante vermelha . O limite superior para supergigantes vermelhas que produzem uma explosão de supernova visível foi calculado em19+4
−2
 M
.

Propõe-se agora que as supergigantes vermelhas de maior massa não explodem como supernovas, mas evoluem de volta para temperaturas mais quentes. Vários progenitores de supernovas do tipo IIb foram confirmados, e estes eram supergigantes K e G, mais uma supergigante A. As hipergigantes amarelas ou LBVs são progenitores propostos para supernovas do tipo IIb, e quase todas as supernovas do tipo IIb próximas o suficiente para observar mostraram tais progenitores.

Estrela de nêutrons isolada na Pequena Nuvem de Magalhães

Até algumas décadas atrás, as supergigantes quentes não eram consideradas prováveis ​​de explodir, mas as observações mostraram o contrário. As supergigantes azuis formam uma proporção inesperadamente alta de progenitores de supernova confirmados, em parte devido à sua alta luminosidade e fácil detecção, enquanto nenhum progenitor Wolf-Rayet ainda foi claramente identificado. Os modelos tiveram dificuldade em mostrar como as supergigantes azuis perdem massa suficiente para atingir a supernova sem progredir para um estágio evolutivo diferente. Um estudo mostrou uma possível rota para as variáveis ​​azuis luminosas supergigantes pós-vermelhas de baixa luminosidade entrarem em colapso, provavelmente como uma supernova do tipo IIn. Vários exemplos de progenitores luminosos quentes de supernovas do tipo IIn foram detectados: SN 2005gy e SN 2010jl eram ambas estrelas luminosas aparentemente massivas, mas muito distantes; e SN 2009ip teve um progenitor altamente luminoso que provavelmente foi um LBV , mas é uma supernova peculiar cuja natureza exata é contestada.

As progenitoras das supernovas do tipo Ib/c não são observadas, e as restrições à sua possível luminosidade são frequentemente menores do que as das estrelas WC conhecidas. As estrelas WO são extremamente raras e visualmente relativamente fracas, por isso é difícil dizer se tais progenitores estão ausentes ou ainda não foram observados. Progenitores muito luminosos não foram identificados com segurança, apesar de numerosas supernovas serem observadas perto o suficiente para que tais progenitores fossem claramente fotografados. A modelagem populacional mostra que as supernovas do tipo Ib/c observadas podem ser reproduzidas por uma mistura de estrelas massivas únicas e estrelas de envelope despojado de sistemas binários interativos. A contínua falta de detecção inequívoca de progenitores para supernovas normais do tipo Ib e Ic pode ser devido à maioria das estrelas massivas colapsarem diretamente em um buraco negro sem uma explosão de supernova . A maioria dessas supernovas é então produzida a partir de estrelas de hélio de baixa massa e baixa luminosidade em sistemas binários. Um pequeno número seria de estrelas massivas de rotação rápida, provavelmente correspondendo aos eventos Ic-BL altamente energéticos que estão associados a explosões de raios gama de longa duração .

Outros impactos

Fonte de elementos pesados

Tabela periódica mostrando a origem de cada elemento no meio interestelar

As supernovas são uma importante fonte de elementos no meio interestelar, do oxigênio ao rubídio, embora as abundâncias teóricas dos elementos produzidos ou vistos nos espectros variem significativamente dependendo dos vários tipos de supernovas. As supernovas do tipo Ia produzem principalmente silício e elementos de pico de ferro, metais como níquel e ferro. As supernovas de colapso do núcleo ejetam quantidades muito menores dos elementos de pico de ferro do que as supernovas do tipo Ia, mas massas maiores de elementos alfa leves , como oxigênio e neon, e elementos mais pesados ​​que o zinco. O último é especialmente verdadeiro com supernovas de captura de elétrons. A maior parte do material ejetado pelas supernovas do tipo II é hidrogênio e hélio. Os elementos pesados ​​são produzidos por: fusão nuclear para núcleos de até 34 S; rearranjo de fotodesintegração de silício e quase-equilíbrio durante a queima de silício para núcleos entre 36 Ar e 56 Ni; e captura rápida de nêutrons ( processo r ) durante o colapso da supernova para elementos mais pesados ​​que o ferro. O processo r produz núcleos altamente instáveis ​​que são ricos em nêutrons e que decaem rapidamente em formas beta mais estáveis. Nas supernovas, as reações do processo r são responsáveis ​​por cerca de metade de todos os isótopos de elementos além do ferro, embora as fusões de estrelas de nêutrons possam ser a principal fonte astrofísica de muitos desses elementos.

No universo moderno, as antigas estrelas do ramo gigante assintótico (AGB) são a fonte dominante de poeira dos elementos do processo s , óxidos e carbono. No entanto, no início do universo, antes da formação das estrelas AGB, as supernovas podem ter sido a principal fonte de poeira.

Papel na evolução estelar

Remanescentes de muitas supernovas consistem em um objeto compacto e uma onda de choque de material em rápida expansão. Essa nuvem de material varre o meio interestelar circundante durante uma fase de expansão livre, que pode durar até dois séculos. A onda então passa gradualmente por um período de expansão adiabática , e lentamente esfria e se mistura com o meio interestelar circundante por um período de cerca de 10.000 anos.

O remanescente de supernova N 63A encontra-se dentro de uma região aglomerada de gás e poeira na Grande Nuvem de Magalhães

O Big Bang produziu hidrogênio , hélio e traços de lítio , enquanto todos os elementos mais pesados ​​são sintetizados em estrelas e supernovas. As supernovas tendem a enriquecer o meio interestelar circundante com outros elementos além de hidrogênio e hélio, que geralmente os astrônomos chamam de " metais ".

Esses elementos injetados enriquecem as nuvens moleculares que são os locais de formação de estrelas. Assim, cada geração estelar tem uma composição ligeiramente diferente, passando de uma mistura quase pura de hidrogênio e hélio para uma composição mais rica em metais. As supernovas são o mecanismo dominante de distribuição desses elementos mais pesados, que são formados em uma estrela durante seu período de fusão nuclear. As diferentes abundâncias de elementos no material que forma uma estrela têm influências importantes na vida da estrela, podendo influenciar decisivamente na possibilidade de haver planetas em sua órbita.

A energia cinética de um remanescente de supernova em expansão pode desencadear a formação de estrelas comprimindo nuvens moleculares densas próximas no espaço. O aumento da pressão turbulenta também pode impedir a formação de estrelas se a nuvem não conseguir perder o excesso de energia.

Evidências de produtos filhos de isótopos radioativos de vida curta mostram que uma supernova próxima ajudou a determinar a composição do Sistema Solar há 4,5 bilhões de anos e pode até ter desencadeado a formação desse sistema.

Em 1º de junho de 2020, os astrônomos relataram restringir a fonte de Fast Radio Bursts (FRBs), que agora podem incluir plausivelmente " fusões de objetos compactos e magnetares decorrentes de supernovas normais de colapso de núcleo".

Raios cósmicos

Acredita-se que os remanescentes de supernova acelerem uma grande fração dos raios cósmicos primários galácticos , mas a evidência direta da produção de raios cósmicos só foi encontrada em um pequeno número de remanescentes. Os raios gama do decaimento de píon foram detectados nos remanescentes de supernova IC 443 e W44. Estes são produzidos quando prótons acelerados do impacto SNR no material interestelar.

Ondas gravitacionais

As supernovas são fontes galácticas potencialmente fortes de ondas gravitacionais , mas até agora nenhuma foi detectada. Os únicos eventos de ondas gravitacionais detectados até agora são de fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons, prováveis ​​remanescentes de supernovas.

Efeito na Terra

Uma supernova próxima à Terra é uma supernova próxima o suficiente da Terra para ter efeitos perceptíveis em sua biosfera . Dependendo do tipo e da energia da supernova, ela pode estar a 3.000 anos-luz de distância. Em 1996 foi teorizado que vestígios de supernovas passadas podem ser detectáveis ​​na Terra na forma de assinaturas de isótopos metálicos em estratos rochosos . O enriquecimento de ferro-60 foi posteriormente relatado em rochas do fundo do mar do Oceano Pacífico . Em 2009, níveis elevados de íons de nitrato foram encontrados no gelo da Antártida, que coincidiu com as supernovas de 1006 e 1054. Os raios gama dessas supernovas podem ter aumentado os níveis de óxidos de nitrogênio, que ficaram presos no gelo.

Acredita-se que as supernovas do tipo Ia sejam potencialmente as mais perigosas se ocorrerem perto o suficiente da Terra. Como essas supernovas surgem de estrelas anãs brancas comuns em sistemas binários, é provável que uma supernova que possa afetar a Terra ocorra de forma imprevisível e em um sistema estelar que não seja bem estudado. O candidato conhecido mais próximo é IK Pegasi (veja abaixo). Estimativas recentes preveem que uma supernova tipo II teria que estar a menos de oito parsecs (26 anos-luz) para destruir metade da camada de ozônio da Terra, e não existem tais candidatos a menos de 500 anos-luz.

Candidatos à Via Láctea

A nebulosa em torno da estrela Wolf-Rayet WR124, localizada a uma distância de cerca de 21.000 anos-luz

A próxima supernova na Via Láctea provavelmente será detectável mesmo que ocorra no outro lado da galáxia. É provável que seja produzido pelo colapso de uma supergigante vermelha normal e é muito provável que já tenha sido catalogado em pesquisas infravermelhas como 2MASS . Há uma chance menor de que a próxima supernova de colapso do núcleo seja produzida por um tipo diferente de estrela massiva, como uma hipergigante amarela, variável azul luminosa ou Wolf-Rayet. As chances de a próxima supernova ser do tipo Ia produzida por uma anã branca são calculadas em cerca de um terço daquelas para uma supernova de colapso de núcleo. Novamente, deve ser observável onde quer que ocorra, mas é menos provável que o progenitor tenha sido observado. Não se sabe exatamente como é um sistema progenitor do tipo Ia, e é difícil detectá-los além de alguns parsecs. A taxa total de supernovas em nossa galáxia é estimada entre 2 e 12 por século, embora não tenhamos observado uma por vários séculos.

Estatisticamente, a próxima supernova provavelmente será produzida a partir de uma supergigante vermelha normal, mas é difícil identificar quais dessas supergigantes estão nos estágios finais de fusão de elementos pesados ​​em seus núcleos e quais ainda têm milhões de anos. As supergigantes vermelhas mais massivas perdem suas atmosferas e evoluem para estrelas Wolf-Rayet antes que seus núcleos entrem em colapso. Todas as estrelas Wolf-Rayet terminam suas vidas a partir da fase Wolf-Rayet em cerca de um milhão de anos, mas novamente é difícil identificar aquelas que estão mais próximas do colapso do núcleo. Uma classe que se espera não ter mais do que alguns milhares de anos antes de explodir são as estrelas WO Wolf-Rayet, que são conhecidas por terem esgotado seu núcleo de hélio. Apenas oito deles são conhecidos, e apenas quatro deles estão na Via Láctea.

Várias estrelas próximas ou bem conhecidas foram identificadas como possíveis candidatas a supernovas de colapso de núcleo: as supergigantes vermelhas Antares e Betelgeuse ; a hipergigante amarela Rho Cassiopeiae ; a variável azul luminosa Eta Carinae que já produziu um impostor de supernova ; e o componente mais brilhante, uma estrela Wolf-Rayet , no sistema Regor ou Gamma Velorum . Outros ganharam notoriedade como possíveis, embora não muito prováveis, progenitores para uma explosão de raios gama; por exemplo WR 104 .

A identificação de candidatos a uma supernova do tipo Ia é muito mais especulativa. Qualquer binário com uma anã branca em acreção pode produzir uma supernova, embora o mecanismo exato e a escala de tempo ainda sejam debatidos. Esses sistemas são fracos e difíceis de identificar, mas as novas e as novas recorrentes são sistemas que se anunciam convenientemente. Um exemplo é U Scorpii . O candidato a supernova Tipo Ia mais próximo conhecido é IK Pegasi (HR 8210), localizado a uma distância de 150 anos-luz, mas as observações sugerem que serão vários milhões de anos antes que a anã branca possa acumular a massa crítica necessária para se tornar uma supernova tipo Ia .

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos