Un equipo internacional de astrofísicos dirigido por un científico del Instituto Astronómico Sternberg de la Universidad Estatal Lomonosov de Moscú ha informado del descubrimiento de una estrella binaria de tipo solar dentro del remanente de supernova RCW 86. La observación espectroscópica de esta estrella revela que su atmósfera está contaminada por elementos eyectados durante la explosión de la supernova que produjo RCW 86. En particular, se encontró que la abundancia de calcio en la atmósfera estelar excede la abundancia solar por un factor de seis, lo que sugiere la posibilidad de que la supernova pertenezca a un tipo raro de supernova rica en calcio, objetos enigmáticos cuyo origen aún no está claro. Los resultados de la investigación se publican en Astronomía de la naturaleza en abril de 2017, 24.

La evolución de una estrella masiva termina con una violenta explosión llamada supernova. La parte central de la estrella explotada se contrae en una estrella de neutrones, mientras que las capas externas se expanden a gran velocidad y forman una capa gaseosa extendida llamada remanente de supernova (SNR). En la actualidad, se conocen varios cientos de SNR en la Vía Láctea, de las cuales se encontró que docenas estaban asociadas con estrellas de neutrones. La detección de nuevos ejemplos de estrellas de neutrones en SNR es muy importante para comprender la física de las explosiones de supernovas.

En 2002, Vasilii Gvaramadze, un científico del Instituto Astronómico Sternberg, propuso que la aparición piriforme de RCW 86 en la noche se debe a una explosión de supernova cerca del borde de una burbuja impulsada por el viento de una estrella masiva en movimiento:la estrella progenitora de la supernova. Esto le permitió detectar una estrella de neutrones candidata, actualmente conocido como [GV2003] N, asociado con RCW 86 utilizando los datos del Observatorio de rayos X Chandra.

Si [GV2003] N es, Por supuesto, una estrella de neutrones, entonces debería ser una fuente muy débil de emisión óptica. Pero en la imagen óptica obtenida en 2010, se detectó una estrella muy brillante en la posición de [GV2003] N. Esto podría significar que [GV2003] N no era una estrella de neutrones. Vasilii Gvaramadze, el autor principal de la Astronomía de la naturaleza publicación, explica:"Para determinar la naturaleza de la estrella óptica en la posición de [GV2003] N, obtuvimos sus imágenes utilizando el generador de imágenes óptico / infrarrojo cercano de siete canales GROND en el telescopio de 2,2 metros del Observatorio Europeo Austral (ESO). La distribución de energía espectral ha demostrado que esta estrella es de tipo solar (la llamada estrella G). Pero dado que la luminosidad de los rayos X de la estrella G debería ser significativamente menor que la medida para [GV2003] N, hemos llegado a la conclusión de que es un sistema binario compuesto por una estrella de neutrones (visible en rayos X como [GV2003] N) y una estrella G, visible en longitudes de onda ópticas ".

La existencia de tales sistemas es el resultado natural de la evolución masiva de estrellas binarias. Recientemente, Se reconoció que la mayoría de las estrellas masivas se forman en sistemas binarios y múltiples. Cuando una de las estrellas explota en un sistema binario, el segundo podría contaminarse con elementos pesados, Expulsado por una supernova.

Para comprobar la hipótesis de que [GV2003] N es un sistema binario, Los astrofísicos obtuvieron cuatro espectros de la estrella G en 2015 con el Very Large Telescope (VLT) de ESO. Se encontró que la velocidad radial de esta estrella ha cambiado significativamente durante un mes, que es indicativo de un binario excéntrico con un período orbital de aproximadamente un mes. El resultado obtenido ha demostrado que [GV2003] N es una estrella de neutrones y que RCW 86 es el resultado de la explosión de una supernova cerca del borde de una burbuja impulsada por el viento. Esto es muy importante para comprender la estructura de algunas SNR peculiares, así como para la detección de sus estrellas de neutrones asociadas.

Hasta hace poco, la explicación más popular del origen de las supernovas ricas en calcio fue la detonación de la capa de helio en enanas blancas de baja masa. Los resultados obtenidos por Vasilii Gvaramadze y sus colegas, sin embargo, implica que, en determinadas circunstancias, También se podría sintetizar una gran cantidad de calcio mediante la explosión de estrellas masivas en sistemas binarios.

Vasilii Gvaramadze dice:"Seguimos estudiando [GV2003] N. Vamos a determinar los parámetros orbitales del sistema binario, estimar las masas inicial y final del progenitor de la supernova, y la velocidad de patada obtenida por la estrella de neutrones al nacer. Es más, también vamos a medir la abundancia de elementos adicionales en la atmósfera de la estrella G. La información obtenida podría ser de vital importancia para comprender la naturaleza de las supernovas ricas en calcio ".