Supernova tipo II - Type II supernova

O remanescente em expansão de SN 1987A , uma supernova Tipo II peculiar na Grande Nuvem de Magalhães . Imagem da NASA .

Uma supernova Tipo II (plural: supernovas ou supernovas ) resulta do rápido colapso e explosão violenta de uma estrela massiva . Uma estrela deve ter pelo menos 8 vezes, mas não mais que 40 a 50 vezes, a massa do Sol ( M ) para sofrer esse tipo de explosão. As supernovas do tipo II são diferenciadas de outros tipos de supernovas pela presença de hidrogênio em seus espectros . Eles são geralmente observados nos braços espirais de galáxias e nas regiões H II , mas não em galáxias elípticas; essas são geralmente compostas de estrelas mais velhas de baixa massa, com poucas das estrelas jovens altamente massivas necessárias para causar uma supernova.

As estrelas geram energia pela fusão nuclear de elementos. Ao contrário do Sol, as estrelas massivas possuem a massa necessária para fundir elementos que têm uma massa atômica maior do que o hidrogênio e o hélio, embora a temperaturas e pressões cada vez mais altas , causando períodos de vida estelar correspondentemente mais curtos. A pressão de degeneração dos elétrons e a energia gerada por essas reações de fusão são suficientes para contrariar a força da gravidade e evitar que a estrela entre em colapso, mantendo o equilíbrio estelar. A estrela funde elementos de massa cada vez maiores, começando com hidrogênio e depois hélio , progredindo através da tabela periódica até que um núcleo de ferro e níquel seja produzido. A fusão de ferro ou níquel não produz energia líquida, portanto nenhuma fusão adicional pode ocorrer, deixando o núcleo de níquel-ferro inerte. Devido à falta de produção de energia, criando pressão térmica externa, o núcleo se contrai devido à gravidade até que o peso sobrejacente da estrela possa ser amplamente suportado pela pressão de degenerescência de elétrons.

Quando a massa compactada do núcleo inerte excede o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4  M , a degenerescência do elétron não é mais suficiente para conter a compressão gravitacional. Uma implosão cataclísmica do núcleo ocorre em segundos. Sem o apoio do núcleo interno agora implodido, o núcleo externo colapsa para dentro sob a gravidade e atinge uma velocidade de até 23% da velocidade da luz e a compressão repentina aumenta a temperatura do núcleo interno para até 100 bilhões de kelvins . Nêutrons e neutrinos são formados por meio de decaimento beta reverso , liberando cerca de 10 46  joules (100  inimigos ) em uma explosão de dez segundos. Além disso, o colapso do núcleo interno é interrompido pela degeneração de nêutrons , fazendo com que a implosão se recupere e salte para fora. A energia dessa onda de choque em expansão é suficiente para interromper o material estelar sobreposto e acelerá-lo para a velocidade de escape, formando uma explosão de supernova. A onda de choque e a temperatura e pressão extremamente altas se dissipam rapidamente, mas estão presentes por tempo suficiente para permitir um breve período durante o qual ocorre a produção de elementos mais pesados ​​que o ferro. Dependendo da massa inicial da estrela, os restos do núcleo formam uma estrela de nêutrons ou um buraco negro . Por causa do mecanismo subjacente, a supernova resultante também é descrita como uma supernova de colapso do núcleo.

Existem várias categorias de explosões de supernova Tipo II, que são categorizadas com base na curva de luz resultante - um gráfico de luminosidade versus tempo - após a explosão. As supernovas do tipo II-L mostram um declínio constante ( linear ) da curva de luz após a explosão, enquanto o tipo II-P exibe um período de declínio mais lento (um platô) em sua curva de luz seguido por uma queda normal. As supernovas do tipo Ib e Ic são um tipo de supernova de colapso do núcleo de uma estrela massiva que se desprendeu de seu envelope externo de hidrogênio e (para o tipo Ic) hélio. Como resultado, eles parecem não ter esses elementos.

Formação

As camadas semelhantes a cebola de uma estrela evoluída massiva pouco antes do colapso do núcleo. (Sem escala.)

Estrelas muito mais massivas que o sol evoluem de maneiras complexas. No núcleo da estrela, o hidrogênio é fundido em hélio , liberando energia térmica que aquece o núcleo da estrela e fornece pressão externa que sustenta as camadas da estrela contra o colapso - uma situação conhecida como equilíbrio estelar ou hidrostático . O hélio produzido no núcleo se acumula lá. As temperaturas no núcleo ainda não são altas o suficiente para causar a fusão. Eventualmente, à medida que o hidrogênio no núcleo se esgota, a fusão começa a desacelerar e a gravidade faz com que o núcleo se contraia. Essa contração aumenta a temperatura o suficiente para permitir uma fase mais curta de fusão do hélio, que produz carbono e oxigênio , e é responsável por menos de 10% da vida total da estrela.

Em estrelas com menos de oito massas solares, o carbono produzido pela fusão do hélio não se funde, e a estrela resfria gradualmente para se tornar uma anã branca . Se acumularem mais massa de outra estrela ou de alguma outra fonte, podem se tornar supernovas do Tipo Ia . Mas uma estrela muito maior tem massa suficiente para continuar a fusão além deste ponto.

Os núcleos dessas estrelas massivas criam diretamente as temperaturas e pressões necessárias para fazer com que o carbono no núcleo comece a se fundir quando a estrela se contrai no final do estágio de queima do hélio. O núcleo gradualmente se torna em camadas como uma cebola, conforme núcleos atômicos progressivamente mais pesados ​​se acumulam no centro, com uma camada externa de gás hidrogênio, envolvendo uma camada de hidrogênio se fundindo em hélio, envolvendo uma camada de hélio se fundindo em carbono através do triplo-alfa processo , camadas circundantes que se fundem a elementos progressivamente mais pesados. À medida que uma estrela com essa massa evolui, ela passa por estágios repetidos em que a fusão no núcleo para, e o núcleo entra em colapso até que a pressão e a temperatura sejam suficientes para iniciar o próximo estágio de fusão, reiniciando para interromper o colapso.

Estágios de fusão nuclear com queima de núcleo para uma estrela de massa solar de 25
Processo Combustível principal Produtos Principais 25  M estrelas
Temperatura
( K )
Densidade
(g / cm 3 )
Duração
queima de hidrogênio hidrogênio hélio 7 × 10 7 10 10 7  anos
processo triplo alfa hélio carbono , oxigênio 2 × 10 8 2000 10 6  anos
processo de queima de carbono carbono Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 anos
processo de queima de neon néon O , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 anos
processo de queima de oxigênio oxigênio Si , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 anos
processo de queima de silício silício níquel (decai em ferro ) 2,5 × 10 9 10 8 5 dias

Colapso do núcleo

O fator que limita esse processo é a quantidade de energia liberada por meio da fusão, que depende da energia de ligação que mantém juntos esses núcleos atômicos. Cada etapa adicional produz núcleos progressivamente mais pesados, que liberam progressivamente menos energia durante a fusão. Além disso, a partir da queima de carbono , a perda de energia por meio da produção de neutrino torna-se significativa, levando a uma taxa de reação mais alta do que ocorreria de outra forma. Isso continua até que o níquel-56 seja produzido, que decai radioativamente em cobalto-56 e ferro-56 ao longo de alguns meses. Como o ferro e o níquel têm a energia de ligação mais alta por núcleo de todos os elementos, a energia não pode ser produzida no núcleo por fusão e um núcleo de níquel-ferro cresce. Este núcleo está sob enorme pressão gravitacional. Como não há fusão para aumentar ainda mais a temperatura da estrela para apoiá-la contra o colapso, ela é sustentada apenas pela pressão de degeneração dos elétrons . Nesse estado, a matéria é tão densa que mais compactação exigiria que os elétrons ocupassem os mesmos estados de energia . No entanto, isso é proibido para partículas de férmions idênticos , como o elétron - um fenômeno denominado princípio de exclusão de Pauli .

Quando a massa do núcleo excede o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4  M , a pressão de degenerescência não pode mais suportá-la e segue-se um colapso catastrófico. A parte externa do núcleo atinge velocidades de até70 000  km / s (23% da velocidade da luz ) à medida que entra em colapso em direção ao centro da estrela. O núcleo de encolhimento rápido se aquece, produzindo raios gama de alta energia que decompõem os núcleos de ferro em núcleos de hélio e nêutrons livres por fotodisintegração . Conforme a densidade do núcleo aumenta, ele se torna energeticamente favorável para que elétrons e prótons se fundam via decaimento beta inverso , produzindo nêutrons e partículas elementares chamadas neutrinos . Como os neutrinos raramente interagem com a matéria normal, eles podem escapar do núcleo, levando energia e acelerando ainda mais o colapso, que ocorre em uma escala de tempo de milissegundos. À medida que o núcleo se descola das camadas externas da estrela, alguns desses neutrinos são absorvidos pelas camadas externas da estrela, dando início à explosão da supernova.

Para as supernovas do Tipo II, o colapso é eventualmente interrompido por interações nêutron-nêutron repulsivas de curto alcance, mediadas pela força forte , bem como pela pressão de degenerescência dos nêutrons, em uma densidade comparável à de um núcleo atômico. Quando o colapso para, a matéria em queda se recupera, produzindo uma onda de choque que se propaga para fora. A energia desse choque dissocia elementos pesados ​​dentro do núcleo. Isso reduz a energia do choque, que pode paralisar a explosão dentro do núcleo externo.

A fase de colapso do núcleo é tão densa e energética que apenas os neutrinos conseguem escapar. Conforme os prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons por meio da captura de elétrons , um neutrino de elétrons é produzido. Em uma supernova típica do Tipo II, o núcleo de nêutrons recém-formado tem uma temperatura inicial de cerca de 100 bilhões de kelvins , 10 4 vezes a temperatura do núcleo do Sol. Grande parte dessa energia térmica deve ser derramada para que uma estrela de nêutrons estável se forme, caso contrário, os nêutrons "ferveriam". Isso é realizado por uma nova liberação de neutrinos. Esses neutrinos "térmicos" formam-se como pares de neutrino-antineutrino de todos os sabores e totalizam várias vezes o número de neutrinos de captura de elétrons. Os dois mecanismos de produção de neutrino convertem a energia potencial gravitacional do colapso em uma explosão de neutrino de dez segundos, liberando cerca de 10 46 joules (100  inimigos ).

Por meio de um processo que não é claramente compreendido, cerca de 1%, ou 10 44  joules (1 inimigo), da energia liberada (na forma de neutrinos ) é reabsorvida pelo choque estagnado, produzindo a explosão da supernova. Neutrinos gerados por uma supernova foram observados no caso da Supernova 1987A , levando os astrofísicos a concluir que a imagem do colapso do núcleo está basicamente correta. Os instrumentos Kamiokande II e IMB baseados em água detectaram antineutrinos de origem térmica, enquanto o instrumento Baksan baseado em gálio -71 detectou neutrinos ( número de leptões = 1) de origem térmica ou de captura de elétrons.

Dentro de uma estrela massiva e evoluída (a), as camadas de cebola dos elementos se fundem, formando um núcleo de níquel-ferro (b) que atinge a massa 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 de propagação externa (vermelho). O choque começa a parar (e), mas é revigorado pela interação do neutrino. O material circundante é explodido (f), deixando apenas um remanescente degenerado.

Quando a estrela progenitora está abaixo de cerca de 20  M - dependendo da força da explosão e da quantidade de material que cai - o remanescente degenerado de um colapso do núcleo é uma estrela de nêutrons . Acima dessa massa, o remanescente colapsa para formar um buraco negro . A massa limite teórica para este tipo de cenário de colapso do núcleo é cerca de 40–50  M . Acima dessa massa, acredita-se que uma estrela entre em colapso diretamente em um buraco negro sem formar uma explosão de supernova, embora as incertezas nos modelos de colapso de supernova tornem o cálculo desses limites incertos.

Modelos teóricos

O modelo padrão da física de partículas é uma teoria que descreve três das quatro interações fundamentais conhecidas entre as partículas elementares que constituem toda a matéria . Essa teoria permite que sejam feitas previsões sobre como as partículas irão interagir em muitas condições. A energia por partícula em uma supernova é normalmente de 1–150 picojoules (dezenas a centenas de MeV ). A energia por partícula envolvida em uma supernova é pequena o suficiente para que as previsões obtidas com o modelo padrão da física de partículas sejam basicamente corretas. Mas as altas densidades podem exigir correções no modelo padrão. Em particular, os aceleradores de partículas baseados na Terra podem produzir interações de partículas que são de energia muito mais alta do que as encontradas em supernovas, mas esses experimentos envolvem partículas individuais interagindo com partículas individuais, e é provável que as altas densidades dentro da supernova produzam novos efeitos . As interações entre os neutrinos e as outras partículas da supernova ocorrem com a força nuclear fraca , que se acredita ser bem compreendida. No entanto, as interações entre os prótons e nêutrons envolvem a força nuclear forte , que é muito menos compreendida.

O principal problema não resolvido com as supernovas do Tipo II é que não se compreende como a explosão de neutrinos transfere sua energia para o resto da estrela, produzindo a onda de choque que faz com que a estrela exploda. A partir da discussão acima, apenas um por cento da energia precisa ser transferido para produzir uma explosão, mas explicar como esse um por cento da transferência ocorre se mostrou extremamente difícil, embora se acredite que as interações das partículas envolvidas sejam bem compreendidas. Na década de 1990, um modelo para fazer isso envolvia reviravolta convectiva , o que sugere que a convecção, seja de neutrinos de baixo, ou de matéria inflando de cima, completa o processo de destruição da estrela progenitora. Elementos mais pesados ​​que o ferro são formados durante esta explosão por captura de nêutrons e da pressão dos neutrinos pressionando os limites da "neutrinosfera", semeando o espaço circundante com uma nuvem de gás e poeira que é mais rica em elementos pesados ​​do que o material a partir da qual a estrela se formou originalmente.

A física dos neutrinos , que é modelada pelo Modelo Padrão , é crucial para a compreensão desse processo. A outra área crucial de investigação é a hidrodinâmica do plasma que constitui a estrela moribunda; como ele se comporta durante o colapso do núcleo determina quando e como a onda de choque se forma e quando e como ela para e é reenergizada.

Na verdade, alguns modelos teóricos incorporam uma instabilidade hidrodinâmica no choque interrompido, conhecida como "Instabilidade de choque de acreção permanente" (SASI). Essa instabilidade surge como consequência de perturbações não esféricas que oscilam o choque estolado, deformando-o. O SASI é frequentemente usado em conjunto com as teorias de neutrino em simulações de computador para reenergizar o choque interrompido.

Os modelos de computador têm sido muito bem-sucedidos no cálculo do comportamento das supernovas do Tipo II quando o choque é formado. Ignorando o primeiro segundo da explosão e assumindo que uma explosão começou, os astrofísicos foram capazes de fazer previsões detalhadas sobre os elementos produzidos pela supernova e a curva de luz esperada da supernova.

Curvas de luz para supernovas Tipo II-L e Tipo II-P

Este gráfico da luminosidade em função do tempo mostra as formas características das curvas de luz para uma supernova Tipo II-L e II-P.

Quando o espectro de uma supernova Tipo II é examinado, normalmente exibe as linhas de absorção de Balmer - fluxo reduzido nas frequências características onde os átomos de hidrogênio absorvem energia. A presença destas linhas é usado para distinguir esta categoria de Supernova de uma supernova Tipo I .

Quando a luminosidade de uma supernova Tipo II é representada graficamente ao longo de um período de tempo, ela mostra um aumento característico para um brilho máximo seguido por um declínio. Essas curvas de luz têm uma taxa média de decaimento de 0,008  magnitudes por dia; muito menor do que a taxa de decaimento das supernovas do Tipo Ia. O tipo II é subdividido em duas classes, dependendo da forma da curva de luz. A curva de luz para uma supernova Tipo II-L mostra um declínio constante ( linear ) após o brilho de pico. Em contraste, a curva de luz de uma supernova Tipo II-P tem uma extensão plana distinta (chamada de platô ) durante o declínio; representando um período onde a luminosidade decai em uma taxa mais lenta. A taxa de decaimento de luminosidade líquida é menor, em 0,0075 magnitudes por dia para o Tipo II-P, em comparação com 0,012 magnitudes por dia para o Tipo II-L.

Acredita-se que a diferença na forma das curvas de luz seja causada, no caso das supernovas do Tipo II-L, pela expulsão da maior parte do envelope de hidrogênio da estrela progenitora. A fase de platô nas supernovas Tipo II-P é devido a uma mudança na opacidade da camada externa. A onda de choque ioniza o hidrogênio no envelope externo - retirando o elétron do átomo de hidrogênio - resultando em um aumento significativo na opacidade . Isso evita que os fótons das partes internas da explosão escapem. Quando o hidrogênio esfria o suficiente para se recombinar, a camada externa se torna transparente.

Supernovas do tipo IIn

O "n" denota estreito, o que indica a presença de linhas de emissão de hidrogênio de largura estreita ou intermediária no espectro. No caso de largura intermediária, o material ejetado da explosão pode estar interagindo fortemente com o gás ao redor da estrela - o meio circunstelar. A densidade circunstelar estimada necessária para explicar as propriedades observacionais é muito maior do que a esperada da teoria da evolução estelar padrão. É geralmente assumido que a alta densidade circunstelar é devido às altas taxas de perda de massa dos progenitores Tipo IIn. As taxas de perda de massa estimadas são normalmente mais altas do que10 −3  M por ano. Há indicações de que se originam como estrelas semelhantes a variáveis ​​de azul luminoso com grandes perdas de massa antes de explodir. SN 1998S e SN 2005gl são exemplos de supernovas do Tipo IIn; SN 2006gy , uma supernova extremamente energética, pode ser outro exemplo.

Supernovas tipo IIb

Uma supernova Tipo IIb tem uma linha fraca de hidrogênio em seu espectro inicial, razão pela qual é classificada como Tipo II. No entanto, mais tarde, a emissão de H torna-se indetectável e também há um segundo pico na curva de luz que tem um espectro que mais se assemelha a uma supernova do tipo Ib . O progenitor poderia ter sido uma estrela massiva que expeliu a maior parte de suas camadas externas, ou uma que perdeu a maior parte de seu envelope de hidrogênio devido a interações com uma companheira em um sistema binário, deixando para trás o núcleo que consistia quase inteiramente de hélio. Conforme o material ejetado de um Tipo IIb se expande, a camada de hidrogênio rapidamente se torna mais transparente e revela as camadas mais profundas. O exemplo clássico de uma super Tipo Ilb é SN 1993J , enquanto um outro exemplo é o Cassiopeia A . A classe IIb foi introduzida pela primeira vez (como um conceito teórico) por Woosley et al. em 1987, e a classe logo foi aplicada à SN 1987K e SN 1993J .

Veja também

Referências

links externos