Concepción artística de una supernova que interactúa con el impacto. Las sucesivas erupciones de una estrella masiva producen eyecciones con diferentes velocidades:el anillo azul corresponde a capas que se mueven lentamente y son perforadas por eyecciones rápidas (de rojo a amarillo) que se disparan. La interacción de esas masas de gas se produce a través de ondas de choque radiantes que producen enormes cantidades de luz. Esto explica el fenómeno de las supernovas superluminosas con requisitos mínimos para el balance energético de las explosiones. Crédito:Kavli IPMU
En un estudio único, un equipo internacional de investigadores que incluye miembros del Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo (Kavli IPMU) simuló las violentas colisiones entre las supernovas y el gas circundante, que es expulsado antes de una explosión de supernova, emitiendo así un brillo extremo.
Se han descubierto muchas supernovas en la última década con una luminosidad máxima de uno a dos órdenes de magnitud mayor que la de las supernovas normales de tipos conocidos. Estas explosiones estelares se denominan supernovas superluminosas (SLSNe).
Algunos de ellos tienen hidrógeno en sus espectros, mientras que otros demuestran una falta de hidrógeno. Estos últimos se denominan Tipo I, o pobre en hidrógeno, SLSNe-I. SLSNe-I desafía la teoría de la evolución estelar, ya que incluso las supernovas normales aún no se comprenden completamente desde los primeros principios.
Dirigido por la investigadora del Instituto Astronómico Sternberg, Elena Sorokina, quien fue investigador invitado en Kavli IPMU, y el investigador principal de Kavli IPMU, Ken'ichi Nomoto, Asociado científico Sergei Blinnikov, así como el investigador del proyecto Alexey Tolstov, el equipo desarrolló un modelo que puede explicar una amplia gama de curvas de luz observadas de SLSNe-I en un escenario que requiere mucha menos energía que otros modelos propuestos.
Los modelos que demuestran los eventos con el presupuesto mínimo de energía involucran múltiples eyecciones de masa en estrellas presupernovas. La pérdida de masa y la acumulación de envolturas alrededor de estrellas masivas son características genéricas de la evolución estelar. Normalmente, esos sobres están bastante diluidos, y no cambian significativamente la luz producida en la mayoría de supernovas.
Las curvas de luz absolutas de la banda U para un SLSN-I SN 2010gx de desvanecimiento rápido y para un PTF09cnd de desvanecimiento lento se muestran junto con dos curvas de luz calculadas para los modelos N0 y B0 (del artículo de Sorokina et al.), lo que demuestra que el escenario que interactúa puede explicar curvas de luz anchas y estrechas. La curva de luz del típico (con luminosidad "normal") SN Ic, SN 1994I, se traza para comparar. Crédito:Kavli IPMU
En algunos casos, gran cantidad de masa son expulsadas pocos años antes de la explosión final. Luego, las "nubes" alrededor de las supernovas pueden ser bastante densas. Las ondas de choque producidas en las colisiones de eyecciones de supernovas y esas densas capas pueden proporcionar el poder de luz requerido para hacer que la supernova sea mucho más brillante que una supernova "desnuda" sin material circundante previamente expulsado.
Esta clase de modelos se conoce como supernovas "interactuantes". Los autores muestran que el escenario de interacción es capaz de explicar SLSNe-I que se desvanece tanto rápido como lentamente, por lo que la gran variedad de estos intrigantes objetos brillantes pueden ser en realidad supernovas casi ordinarias colocadas en un entorno extraordinario.
Otra extraordinaria es la composición química esperada de las "nubes" circunestelares. Normalmente, el viento estelar se compone principalmente de hidrógeno, porque todas las reacciones termonucleares ocurren en el centro de una estrella, mientras que las capas externas son hidrogenadas.
En el caso de SLSNe-I, la situación debe ser diferente. La estrella progenitora debe perder su hidrógeno y una gran parte de helio mucho antes de la explosión. de modo que unos meses o unos años antes de la explosión, expulsa principalmente carbono y oxígeno, y luego explotar dentro de esa densa nube de CO. Solo esta composición puede explicar las características espectrales y fotométricas de SLSNe pobre en hidrógeno observado en el escenario de interacción.
Es un desafío para la teoría de la evolución estelar explicar el origen de tales progenitores pobres en hidrógeno y helio y la pérdida de masa muy intensa de material de CO justo antes de la explosión final de la estrella. Estos resultados han sido publicados en un artículo aceptado por The Diario astrofísico .
