Eructos pre-supernova y reflujo de supergigantes rojas

Título: Hidrodinámica 3D de explosiones previas a supernovas en envolturas supergigantes rojas convectivas

Autores: Benny T.-H. Tsang, Daniel Kasen, Lars Bildsten

Institución del primer autor: Departamento de Astronomía y Centro de Astrofísica Teórica, Universidad de California, Berkeley, CA 94720, EE. UU.

Estado: texto completo disponible en arXiv. Enviado a la Revista Astrofísica

Muy bien, sé lo que estás pensando, «¿qué tienen que ver mis problemas digestivos (para algunos de ustedes) con el último y bastante espectacular adiós de una estrella?».
Bueno, a diferencia de la mayoría de los humanos, las estrellas no tienen agallas que funcionen, y sus explosiones (supernovas) son mucho más impresionantes que cualquier cosa que podamos manejar.
Ahora hay muchos diferentes supernovas (SNe), pero generalmente se dividen en dos categorías: tipo I y tipo II SNe. En el tipo I, por lo general no vemos hidrógeno (aquí hay un ejemplo de por qué), mientras que los SN de tipo II contienen hidrógeno, discutiremos este último tipo aquí.

Eructos supergigantes rojos y supernovas interactuando

Antes de supergigante rojas ir supernova, son propensos a eructar de forma impresionante, lo que se conoce como explosiones previas a la supernova. Estas explosiones expulsan ingentes cantidades de gas de la estrella que queda en el llamado medio circunestelar (CSM) – la vecindad directa de la estrella. Si este vecindario se llena con suficiente gas cuando muere una estrella, la supernova de la estrella crecerá e interactuará con este material, como se muestra en
Figura 1. Esta interacción entre el material alrededor de la estrella y la supernova se puede observar aquí en la Tierra y se conoce como tipo IIn o obrar recíprocamente supernova

Figura 1: Ilustración de una Supernova de tipo II: a la izquierda tenemos una estrella con una cantidad considerable de materia a su alrededor (CSM). A la derecha, la estrella se ha convertido en supernova. El material y la luz del SN chocan con el CSM, creando características y choques que se pueden ver en la Tierra.

La visibilidad de esta interacción depende principalmente de la cantidad de materia presente en la vecindad estelar. De nuevo, depende de la cantidad de gas que la estrella decida expulsar, y también de cómo se formen realmente esas explosiones (o eructos) previas a la supernova.
Los autores del artículo de hoy demuestran que tiene mucho que ver con convección en la supergigante roja.

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Olla roja supergigante

Simular estas explosiones supergigantes rojas poco antes de que se conviertan en Supernova no es nada nuevo, por lo que ya sabemos por qué están ocurriendo estas explosiones previas a la Supernova:

  • La fusión nuclear cada vez más inestable en el núcleo de la estrella provoca poderosas ondas de gravedad (no confundir con ondas gravitacionales).
  • La convección a gran escala en la supergigante roja transporta materiales hacia la estrella que pueden desestabilizar la fusión nuclear en el núcleo, lo que genera una producción de energía muy variable.
  • Par inestabilidad puede ciclar la salida de energía del núcleo a través de ciclos de caídas y picos
  • Una estrella compañera binaria puede perturbar a la supergigante roja lo suficiente como para causar una estrella temporalmente inestable.

La conclusión es que ciertos procesos liberan una gran cantidad de energía adicional dentro de la estrella que, dependiendo de cómo reaccione la estrella a esta liberación de energía, puede provocar diferentes explosiones de gas. Hasta ahora, las simulaciones de estas explosiones se han realizado generalmente en simetría esférica, lo que significa que la simulación de la explosión es exactamente igual en todas las direcciones. También puede pensar en esto como una simulación de una sola línea de visión desde el exterior de la estrella hacia el interior (es decir, unidimensional).

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El problema con este enfoque es que no puedes simular la convección de esta manera. Para lidiar con la convección, los autores del artículo de hoy tomaron el enfoque de fuerza bruta y ejecutaron una simulación 3D completa. Simularon la región de la estrella fuera del núcleo nuclear (llamada sobre) y comenzó con una gran liberación de energía en la parte más interna de su simulación. Los autores consideraron diferentes estilos de liberación de energía en el sobre. Estos incluyeron:

  • Una gran y repentina liberación de energía, comparable a la energía que necesita la gravedad para mantener unida a la estrella. Esto puede causar un eyección masivasuficiente como nuestro sol pero en escalas mucho mayores.
  • Una liberación lenta de energía, que provoca un flujo de masa mucho más suave alejándose de la estrella en lugar de una pérdida de masa explosiva.
  • También tuvieron en cuenta la dirección de la liberación de energía, que influye en cómo (y dónde) ocurrirá la explosión previa a la supernova.
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Una visión general de su simulación se presenta en Figura 2. Aquí vemos tanto la densidad de la envoltura a la izquierda como la velocidad del gas de la envoltura en la dirección radial a la derecha. En el gráfico de velocidad, podemos ver áreas que se alejan de la estrella y retroceden hacia el núcleo. son los mismos que celdas de convección que podemos encontrar en la vida cotidiana, como en una olla de agua hirviendo.

Figura 2: Izquierda: rebanada de densidad de las capas exteriores de la estrella, con radio R en función de la distancia del núcleo al polo z. A la derecha: la velocidad en la dirección radial (lejos del núcleo) se corta con los mismos ejes que a la izquierda.

Las celdas de convección dejan «agujeros» en la envoltura, estos son canales de menor densidad en la envoltura desde el exterior hacia el interior de la estrella. A través de estos canales, puede escapar mucho más gas del que sería posible sin convección.
También puedes verlo en Figura 3: la simulación del panel izquierdo se realizó con convección y tiene una pérdida de masa mucho mayor que la simulación de la derecha, que se calculó sin convección. Estos canales de baja densidad aparecen donde la mayor parte de la masa escapa en la simulación de convección.

Figura 3: Dos imágenes de la superficie de la estrella en Proyección de Mollweide. A la izquierda tenemos un modelo con convección, donde los colores indican la cantidad de masa perdida por dirección (o, más precisamente, ángulo sólido). A la izquierda tenemos una simulación con convección, a la derecha una simulación sin convección.

Este artículo muestra la necesidad de tener en cuenta la convección en 3D, donde la pérdida de masa debida a las explosiones previas a las supernovas se ha subestimado en gran medida. Esto aumenta la cantidad de gas en la vecindad de la supergigante roja, lo que finalmente afecta el aspecto que tendrá la supernova en interacción para nosotros en la Tierra.

Astrobite editado por Sasha Warren.

Crédito de la imagen destacada: Wallpaperflare.com

Acerca de Roel Lefever

Roel es estudiante de doctorado de primer año en la Universidad de Heidelberg y estudia astrofísica. Trabaja en estrellas masivas y simula sus atmósferas/flujos. En su tiempo libre le gusta caminar/andar en bicicleta en la naturaleza, jugar (muchos) videojuegos, jugar/escuchar música (¡bandas sonoras de películas!) y leer (actualmente The Wheel of Time, pero cualquier fantasía en realidad).

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