Las estrellas enanas blancas que giran rápidamente pueden resolver el problema de la compañera que falta para las supernovas de tipo Ia
Figura 1: Configuración del sistema binario progenitor en el caso de una gigante roja (izquierda) y una enana blanca (derecha, pero demasiado pequeña para ser vista). El gas fluye de la gigante roja. La enana blanca acrecienta una parte del gas a través del disco de acreción (disco blanco azul alrededor de la enana blanca). T Coronae Borealis y RS Ophiuchi son ejemplos típicos.
El grupo de investigación de la Universidad de Tokio y la Universidad de Keio descubrió que una supernova de tipo Ia ocurre después de que su estrella compañera se convierte en una enana blanca de helio débil en muchos casos, dado el hecho de que la enana blanca está girando en el sistema progenitor.
Las supernovas son brillantes explosiones de estrellas. Entre ellas, las supernovas tipo Ia se han utilizado como"velas estándar",lo que ha llevado al descubrimiento de la expansión acelerada del Universo. Las supernovas de tipo Ia también son importantes de estudiar, ya que son el principal productor de elementos del grupo de hierro en el Universo. Las supernovas de tipo Ia son aceptadas como explosiones termonucleares de enanas blancas de carbono-oxígeno en sistemas estelares binarios. Sin embargo, el debate aún continúa sobre dos posibles escenarios progenitores: uno es que dos enanas blancas de carbono-oxígeno se unen y luego explotan (escenario de doble degeneración [DD]), y el otro es que una enana blanca, que se acrecienta masa de su estrella compañera, aumenta su masa y luego explota (escenario degenerado único [SD]).
Algunas observaciones recientes han proporcionado indicaciones de los sistemas estelares binarios progenitores justo antes de las explosiones. Por ejemplo, las observaciones del remanente de Kepler's supernova en 1604 y la reciente supernova PTF 11kx han mostrado evidencia de que la estrella compañera es una gigante roja. Estas observaciones apoyan el escenario sd. Por otro lado, no se encontró ninguna estrella compañera para la supernova tipo Ia SN 2011fe en la galaxia cercana M101. En otro ejemplo, no se ve ninguna estrella compañera dentro de un remanente de supernova en la Gran Nube de Magallanes. Tales observaciones se han considerado generalmente desfavorables al escenario sd pero favorables al escenario DD.
Recientemente, el grupo de investigación tuvo en cuenta el hecho de que la enana blanca está girando en el sistema progenitor. Descubrieron que, en muchos casos, una supernova de tipo Ia ocurre después de que la estrella compañera se convierte en una enana blanca de helio. Tales compañeras enanas blancas de helio serían tan débiles que serían inobservables antes y después de una explosión de supernova tipo Ia. Este nuevo escenario SD explica de manera unificada por qué no se ven firmas de la estrella compañera en muchas supernovas tipo Ia, mientras que algunas supernovas tipo Ia indican la presencia de la estrella compañera.
Su artículo ha sido publicado en la edición del 1 de septiembre de 2012 de The Astrophysical Journal Letters.
En el escenario SD para las supernovas de tipo Ia, una enana blanca recibe gas de su estrella compañera. Hay dos tipos de estrellas compañeras: una gigante roja (Figura 1) y una estrella de secuencia principal (Figura 2). La masa de la enana blanca que se acerca al límite de masa crítica desencadena una explosión termonuclear en la enana blanca, que crece hasta convertirse en una supernova de tipo Ia. Para la enana blanca esférica (adoptada en el escenario anterior), este límite de masa crítica es la masa de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol).
El grupo de investigación de la Universidad de Tokio y la Universidad de Keio descubrió que una supernova de tipo Ia ocurre después de que su estrella compañera se convierte en una enana blanca de helio débil en muchos casos, dado el hecho de que la enana blanca está girando en el sistema progenitor.
Las supernovas son brillantes explosiones de estrellas. Entre ellas, las supernovas tipo Ia se han utilizado como"velas estándar",lo que ha llevado al descubrimiento de la expansión acelerada del Universo. Las supernovas de tipo Ia también son importantes de estudiar, ya que son el principal productor de elementos del grupo de hierro en el Universo. Las supernovas de tipo Ia son aceptadas como explosiones termonucleares de enanas blancas de carbono-oxígeno en sistemas estelares binarios. Sin embargo, el debate aún continúa sobre dos posibles escenarios progenitores: uno es que dos enanas blancas de carbono-oxígeno se unen y luego explotan (escenario de doble degeneración [DD]), y el otro es que una enana blanca, que se acrecienta masa de su estrella compañera, aumenta su masa y luego explota (escenario degenerado único [SD]).
Algunas observaciones recientes han proporcionado indicaciones de los sistemas estelares binarios progenitores justo antes de las explosiones. Por ejemplo, las observaciones del remanente de Kepler's supernova en 1604 y la reciente supernova PTF 11kx han mostrado evidencia de que la estrella compañera es una gigante roja. Estas observaciones apoyan el escenario sd. Por otro lado, no se encontró ninguna estrella compañera para la supernova tipo Ia SN 2011fe en la galaxia cercana M101. En otro ejemplo, no se ve ninguna estrella compañera dentro de un remanente de supernova en la Gran Nube de Magallanes. Tales observaciones se han considerado generalmente desfavorables al escenario sd pero favorables al escenario DD.
Recientemente, el grupo de investigación tuvo en cuenta el hecho de que la enana blanca está girando en el sistema progenitor. Descubrieron que, en muchos casos, una supernova de tipo Ia ocurre después de que la estrella compañera se convierte en una enana blanca de helio. Tales compañeras enanas blancas de helio serían tan débiles que serían inobservables antes y después de una explosión de supernova tipo Ia. Este nuevo escenario SD explica de manera unificada por qué no se ven firmas de la estrella compañera en muchas supernovas tipo Ia, mientras que algunas supernovas tipo Ia indican la presencia de la estrella compañera.
Su artículo ha sido publicado en la edición del 1 de septiembre de 2012 de The Astrophysical Journal Letters.
En el escenario SD para las supernovas de tipo Ia, una enana blanca recibe gas de su estrella compañera. Hay dos tipos de estrellas compañeras: una gigante roja (Figura 1) y una estrella de secuencia principal (Figura 2). La masa de la enana blanca que se acerca al límite de masa crítica desencadena una explosión termonuclear en la enana blanca, que crece hasta convertirse en una supernova de tipo Ia. Para la enana blanca esférica (adoptada en el escenario anterior), este límite de masa crítica es la masa de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol).
Figura 2: Otra configuración de los sistemas progenitores: una enana blanca muy pesada (izquierda, pero demasiado pequeña para ser vista) y una estrella de la secuencia principal (derecha). El disco de acreción alrededor de la enana blanca es bastante brillante porque la tasa de acreción de masa es bastante alta en este caso. U Scorpii es un ejemplo. La masa de la enana blanca es tan pesada como 1,37 veces la masa del Sol, muy cerca del límite de masa de Chandrasekhar. La distancia entre las dos estrellas es bastante corta en comparación con la distancia de la Figura 1, aproximadamente una décima a una centésima.
Sin embargo, cuando la enana blanca recibe gas de su compañera, la enana blanca gana el momento angular del gas y, por lo tanto, debería estar girando rápidamente como una peonza. Dado que la fuerza centrífuga hace que la densidad central de la enana blanca giratoria sea menor que la estrella no giratoria con la misma masa, la enana blanca no explota incluso cuando su masa excede la masa de Chandrasekhar. Si la rotación es muy rápida, tomará una cantidad significativa de tiempo hasta que el giro de la enana blanca se ralentice y el efecto de la fuerza centrífuga se vuelva lo suficientemente pequeño como para que ocurra la explosión. Durante este tiempo de spin-down, la estrella compañera evoluciona en una enana blanca de helio (Figura 3). Tal compañera enana blanca es demasiado débil para ser detectada.
Los autores calcularon la evolución del sistema estelar binario para este nuevo escenario SD, y encontraron que muchos de los sistemas binarios contienen una débil compañera enana blanca cuando se produce la explosión de supernova tipo Ia (Figura 3). Esto es consistente con la no detección de la firma del compañero en la mayoría de las supernovas tipo Ia y sus remanentes.
Sin embargo, cuando la enana blanca recibe gas de su compañera, la enana blanca gana el momento angular del gas y, por lo tanto, debería estar girando rápidamente como una peonza. Dado que la fuerza centrífuga hace que la densidad central de la enana blanca giratoria sea menor que la estrella no giratoria con la misma masa, la enana blanca no explota incluso cuando su masa excede la masa de Chandrasekhar. Si la rotación es muy rápida, tomará una cantidad significativa de tiempo hasta que el giro de la enana blanca se ralentice y el efecto de la fuerza centrífuga se vuelva lo suficientemente pequeño como para que ocurra la explosión. Durante este tiempo de spin-down, la estrella compañera evoluciona en una enana blanca de helio (Figura 3). Tal compañera enana blanca es demasiado débil para ser detectada.
Los autores calcularon la evolución del sistema estelar binario para este nuevo escenario SD, y encontraron que muchos de los sistemas binarios contienen una débil compañera enana blanca cuando se produce la explosión de supernova tipo Ia (Figura 3). Esto es consistente con la no detección de la firma del compañero en la mayoría de las supernovas tipo Ia y sus remanentes.
Figura 3: Configuración de progenitores justo antes de una explosión de supernova tipo Ia que este estudio predice en la mayoría de los casos. La enana blanca (derecha, invisible) que se supone que está explotando se vuelve demasiado oscura y otra enana blanca (a la izquierda ligeramente vista en rojo) también es muy débil. Este estudio encontró que la mayoría de los progenitores se observan como en esta figura antes de la explosión. Todos los derechos de autor de las imágenes Mariko Kato, Keio University
También encontraron que aproximadamente la mitad de los sistemas tienen una enana blanca cuya masa alcanza de 1,4 a 1,5 veces la masa del Sol. En los sistemas restantes, la masa de la enana blanca supera 1,5 veces la masa del Sol. Los autores asumen que la explosión de una enana blanca más pesada es más brillante debido a una mayor cantidad de combustible nuclear disponible. Entonces la distribución de masas de las enanas blancas que explotan es consistente con la distribución de brillo observada de las supernovas de tipo Ia.
El nuevo escenario SD también puede explicar el hecho de que, en la mayoría de las supernovas de tipo Ia,los gases alrededor de la estrella en explosión no se detectan. El escenario SD anterior predice la existencia de gas alrededor de la estrella en explosión, por lo que el hecho de que no se haya detectado gas circundante se ha considerado una dificultad importante del escenario SD. Los autores encontraron teóricamente que en la mayoría de los progenitores justo antes de la explosión, los gases se han dispersado durante el tiempo de spin-down y pueden no ser detectados. Ninguna presencia de gas alrededor de la binaria antes de la explosión es estadísticamente consistente con las observaciones. Por otro lado, un pequeño número indica la presencia de gas alrededor de la binaria, que corresponden al caso de PTF11kx y la supernova de Kepler.
También encontraron que aproximadamente la mitad de los sistemas tienen una enana blanca cuya masa alcanza de 1,4 a 1,5 veces la masa del Sol. En los sistemas restantes, la masa de la enana blanca supera 1,5 veces la masa del Sol. Los autores asumen que la explosión de una enana blanca más pesada es más brillante debido a una mayor cantidad de combustible nuclear disponible. Entonces la distribución de masas de las enanas blancas que explotan es consistente con la distribución de brillo observada de las supernovas de tipo Ia.
El nuevo escenario SD también puede explicar el hecho de que, en la mayoría de las supernovas de tipo Ia,los gases alrededor de la estrella en explosión no se detectan. El escenario SD anterior predice la existencia de gas alrededor de la estrella en explosión, por lo que el hecho de que no se haya detectado gas circundante se ha considerado una dificultad importante del escenario SD. Los autores encontraron teóricamente que en la mayoría de los progenitores justo antes de la explosión, los gases se han dispersado durante el tiempo de spin-down y pueden no ser detectados. Ninguna presencia de gas alrededor de la binaria antes de la explosión es estadísticamente consistente con las observaciones. Por otro lado, un pequeño número indica la presencia de gas alrededor de la binaria, que corresponden al caso de PTF11kx y la supernova de Kepler.
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