Finalmente hubiéramos observado una supernova exótica con captura de electrones.

Un equipo internacional deastrofísicos llega a dar a conocer que el primer ejemplo convincente de un tipo de Super nueva exótico fue predicho teóricamente durante casi 40 años, en particular por simulaciones numéricas aprendido, finalmente ha sido descubierto. Estos investigadores acaban de publicar un artículo en Astronomía de la naturaleza (una versión está disponible en arXiv) sobre la supernova YN 2018zd que ocurrió en el galaxia NGC 2146, aproximadamente 31 millonesaños luz desde Vía Láctea.

O fotones de SN 2018zd se estrelló por primera vez en la red de Observatorio Las Cumbres pero como la supernova tuvo varios anomalías que no le permitía encajar en la estructura de los dos tipos principales de supernovas ahora bien conocidas, los astrofísicos ahondaron en los archivos astronómicos de la noosfera que habían guardado la memoria de las observaciones de la galaxia. NGC 2146, hacer con el telescopio Hubble. Las imágenes de esta galaxia espiral barrada, ubicada en constelación desde Jirafa, reveló que elEstrella El progenitor de SN 2018zd fue una estrella masiva que se dice que está en la rama súper asintótica de los gigantes (rama gigante superasintótica o Sagb en inglés).

Astrofísica nuclear, la clave de las supernovas

Recuerde que fue a principios de la década de 1930 cuando los astrofísicos Walter Baade y Fritz Zwicky se dieron cuenta de que era necesario introducir una nueva categoría de astronomía en la astronomía. novato, estas estrellas transitorias muy brillantes aparecen solo una vez en el cielo y luego desaparecen para siempre. El nombre que proponen hará una fortuna: Super nueva. En compañía de Rudolph Minkowski, astrónomo y sobrino del famoso matemático Hermann Minkowski Baade se da cuenta de que estas supernovas también se pueden dividir en dos tipos, dependiendo de su líneas espectrales y las características de las curvas de luz cuyos cambios a lo largo de varias semanas no son los mismos en particular. Se agregarán otras divisiones, pero este trabajo está en el origen de la clasificación moderna con SN II y SN Ia.

También en la década de 1930, Walter Baade y Fritz Zwicky entendieron, poco después del descubrimiento de Chadwick de la neutrón en 1932, que algunas supernovas son explosiones gigantescas. Acompañan alcolapso estrellas que se convertirán estrellas de neutrones. En 1938, Robert Oppenheimer utiliza, con su alumno Volkoff, los resultados de Richard Tolman sobre esferas de fluidos en relatividad general, y realiza los primeros cálculos reales sobre el concepto de estrellas de neutrones. Ya en 1939, estos dos investigadores los presentaron como núcleos atómicos del tamaño de una estrella. Junto con su colega Hartland Snyder, Oppenheimer estudiará qué sucede con estos objetos cuando colapsan gravitacionalmente, sentando las bases para la teoría de agujeros negros.

La producción de una estrella de neutrones generalmente ocurre con una estrella de al menos 10 masas células solares, cuyo núcleo que contiene hierro ya no es el sitio de reacciones termonucleares, produciendoenergía en forma de fotones para que el presión de radiación resultante puede oponerse a la gravitación de la estrella. Luego colapsa, produciendo una supernova SN II. Durante este colapso, la presión se vuelve tal que el electrones alrededor de los núcleos de hierro se puede combinar con el protones para dar neutrones y una corriente de neutrinos según una reacción inversa a la de la desintegración por radioactividad beta.

En el caso de un SN Ia, las cosas son bastante diferentes. Todo comienza con una estrella de menos de 8 masas solares que evoluciona perdiendo masa y termina con un núcleo inerte que contiene núcleos deoxígeno es de carbón esencialmente. Las reacciones termonucleares también se detuvieron allí y mientras la masa de enano blanco no excede el famoso Límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 de masa solar), la estrella no colapsa bajo el efecto de su gravedad debido a la presencia de un gas degenerado de electrones relativistas, como decimos en la jerga de física cuántica. La enana blanca explotará con una detonación termonuclear si se recibe de una estrella compañera de la importar a través de acreción hasta el punto de ver que su masa supera a la de Chandrasekhar.

Un gas de electrones relativista absorbido por núcleos.

El lector atento notará que, hasta ahora, no se ha cuestionado el destino de las estrellas con masas entre 8 y 10 masas solares. Precisamente para aclarar el destino que les espera, la teoría de las supernovas electrónicas fue formulada a principios de la década de 1980 por Ken’ichi Nomoto de l’Université de Tokio, y luego por otros astrofísicos nucleares.

Para estas estrellas, también evolucionan hacia una enana blanca, pero su corazón comienza a contener neón y tu magnesio en lugar de carbono. Llega un momento en que estos núcleos capturan gas de electrones degenerados, a pesar de que la estrella no era lo suficientemente masiva para producir las reacciones termonucleares que conducen a los núcleos de hierro.

A medida que desaparece el gas de electrones, el presión de degeneración también, lo que conduce a una liberación de energía y al colapso gravitacional dando un nuevo tipo de supernova, la supernova de electrones, pero también con un núcleo de neutrones dejado por la explosión.

El hecho de que la estrella natal de SN 2018zd fuera en realidad un Sagb, por lo tanto con una masa adecuada, que se detectaron anomalías químicas en la composición y que la supernova no produjo muchos elementos radiactivos, argumenta con otras características para hacer de SN 2018zd un candidato demasiado fuerte. por el título de supernova electrónica.

Si ese es el caso, nos da más confianza en una hipótesis propuesta en el caso de una supernova mítica, la de 1054 de la cual todavía observamos el resto hoy, así como la estrella de neutrones resultante, que también es una legumbres. De hecho, algunos astrofísicos habían informado que, según los datos de la época, la supernova de la nebulosa del cangrejo era relativamente brillante en comparación con los modelos SN II que producían una estrella de neutrones. Habían deducido que su brillar probablemente fue aumentado artificialmente por la eyección de supernova que choca con el material rechazado por la estrella madre, como se ve en el caso SN 2018zd, y como lo predijeron los modelos de supernova de electrones que predicen pérdidas de masa significativas antes de que la estrella explote.