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Remanentes de Supernova para determinar sus Estrellas Progenitoras

  • Título del artículo técnicoSupernova Remnants as Clues to Their Progenitors
  • Autores: Daniel Patnaude and Carles Badenes
  • Institución del primer autor: Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, MA, USA.
  • Estado: Publicado como  un capítulo de “Handbook of Supernova” 
  • Fecha de Publicación: 10 de febrero de 2017

Introducción: 

Las estrellas que terminan sus vidas como supernovas le dan forma al medio interestelar del universo, enriquecen químicamente la galaxia en la que ocurren, y liberan una poderosa onda de choque que impulsa las futuras generaciones de formación estelar. Las supernovas son unos de los eventos más energéticos del universo liberando energías de hasta 1051 ergs. Los autores de este artículo explican como la composición química y dinámica de los remanentes de supernova (SNRs por sus siglas en Inglés) pueden ser utilizados para inferir propiedades evolutivas de sus estrellas progenitoras. Este artículo tiene fines totalmente informativos acerca de las distintas maneras en que podemos inferir estrellar progenitoras utilizando los remanentes de la explosión.

Existen dos formas en las cuales se puede determinar la estrella progenitora que terminó su vida como supernova. La primera, es a través de imágenes de la estrella directamente antes de la explosión. Esta forma es muy inusual, ya que actualmente solo existe una cantidad limitada de observaciones de estrellas antes de explotar como supernova. La segunda forma sería a través de otro método que requiere el análisis de los remanentes luego de la explosión de supernova y no se necesita una imagen de la estrella antes de la explosión (Jennings et al., 2014).

Los autores de este artículo argumentan que utilizando la onda de choque que se produce luego de la explosión se puede obtener el historial de pérdida de masa de la estrella progenitora hasta unos ~ 10,000 años atrás antes de la explosión. Mientras tanto, utilizando el remanente de la explosión (Figura 1) se puede obtener información de la progenitora para cuando se encontraba en una etapa de evolución estelar mucho más temprana (aproximadamente 100 – 1,000 años atrás antes de la explosión).

Figura 1. Ejemplo de un remanente de supernova (Kepler’s SNR) visto en rayos-X con Chandra ACIS-S3. Crédito: Figura 4 del artículo original D. Patnaude et al., 2017 (arXiv: 1702.03228v1)

Los remanentes de la explosión que se encuentran en Grupos Locales de galaxias se pueden estudiar, hasta cierto punto, de acuerdo a cómo interactúa el abultamiento del material circunestelar expulsado por sus estrellas progenitoras durante la pérdida de masa que se da durante la pre-explosión. Además de esto, los remanentes también están rodeados por poblaciones estelares que originaron de sus estrellas progenitoras y es por esto que se han convertido en los objetos principales de estudio para la búsqueda de sus compañeras estrellas binarias supervivientes. En otras palabras, las observaciones de los restos de supernova pueden ayudar a comprender aspectos importantes de las explosiones de supernovas y sus respectivas estrellas progenitoras, ya sean difícil o imposible de accesar a través de las observaciones de las supernovas en el rango luz visual (óptico) en el espectro electromagnético.

SNRs y la conexión con sus progenitoras: Clásicamente, las supernovas se han categorizado de acuerdo a su rango de luz visual (óptica) en el espectro electromagnético. Las supernovas de Tipo Ia (uno-a) no muestran hidrogeno en sus espectro de luz visual pero exhiben una fuerte línea de absorción de Silicon II. A diferencia de esta, la supernova Tipo Ib/c poseen un rastro débil o no existente de Silicon II, además de esto poseen un rastro débil (Tipo Ib) o no rastro (Tipo Ic) de Helio I. La cantidad de Helio en el espectro óptico es una característica importante ya que provee información relacionada a cuanta masa la estrella progenitora perdió antes del colapso de su núcleo. En contraste a estas, la supernovas de Tipo II muestran Hidrógeno en sus espectros, y se dividen en diferentes sub-categorías de acuerdo a su espectro de luz visual.

Para conectar las propiedades de los remanentes con los de las estrellas progenitoras hay que analizar el espectro completo del remanente en combinación con modelos hidrodinámicos de la evolución de expulsión de los remanentes. La composición química del material expulsado y las características dinámicas de la onda de choque son las propiedades principales que hay que considerar para el estudio de los remanentes. El espectro del remanente en la banda de rayos-X es una combinación de la emisión no térmica de la onda expansiva y de la emisión térmica tanto del material circunstelar como del material expulsado por la supernova.

Por ejemplo, escenarios de evoluciones estelares de estrellas progenitoras de supernova Tipo Ia predicen que estructuras de material circunstelar en el rango de densidades que varían como ρ ∝ r−2 es característico de pérdida de masa a bajas densidades. En la Figura 2, la emisión de radio y rayos-X de la supernova, semanas o meses antes de la explosión, sólo pueden servir para determinar estructuras del material circunstelar hasta cientos de unidades astronómicas (AU). A diferencia de esto, los remanentes de supernova que tienen cientos o miles de años de edad, pueden ser utilizados para determinar estructuras de material circunstelar hasta algunos parsecs (pc) en tamaño. Este material está compuesto expulsado por la estrella progenitora hace unos miles a cientos de años antes de la explosión. Estas escalas de espacio están asociadas a escalas de tiempo directamente relevantes a la evolución estelar para estrellas progenitoras de supernovas de Tipo Ia. Para supernovas de colapso de núcleo  este argumento es mucho más fuerte ya que la pérdida de masa es a menudo el ingrediente más incierto en los modelos de evolución estelar para los progenitores de supernovas.

Figura 2. Perfiles de densidades de expulsión de material circunstelar para supernovas isotrópicas de Tipo Ia (líneas entre cortadas), en comparación las densidades típicas en fases tibias del medio interestelar  (banda horizontal gris). El eje de x en la parte superior de la figura representa el tiempo antes de la explosión (en años) cuando el material expulsado por la estrella progenitora tenía ese radio en específico (eje de x inferior). El eje de x inferior muestra el tamaño típico de las cavidades del material circunstelar durante las expulsiones. Las dos bandas verticales representan areas de estudio de remanentes de supernova Tipo Ia. Las flechas azules y los círculos rojos representan los límites máximos para dos supernovas de Tipo Ia y para tres remanentes de supernova de tipo Ia respectivamente.  Crédito: Figura 1 del artículo original D. Patnaude et al., 2017 (arXiv: 1702.03228v1)

Conclusiones: 

En resumen los autores en este artículo revisaron algunas de las propiedades de los remanentes, como observaciones de rayos-X y abundancias de elementos presentes pueden ayudar a comprender mejor sus estrellas progenitoras para informar como analizando estas propiedades se puede inferir el valor de la estrella que terminó su vida como supernova.

  • Observaciones de Rayos-X : Ayuda a restringir los valores de metalicidad de las estrellas progenitoras y a medir la energía de la explosión, ya sea por medio del análisis de movimiento o por inferencia de observaciones espectrales, esto puede ayudar a restringir las propiedades energéticas de la explosión, así como las propiedades de densidad del medio circunstelar. Estos parámetros son importantes ya que están directamente relacionados con la evolución de la estrella progenitora.
  • Abundancia de material rico en neutrones: En caso de los remanentes que las supernovas de Tipo Ia, medir la abundancia de neutrones ayuda a restringir la densidad central de la enana blanca progenitora. Ya que inferir una densidad central alta apunta a una explosión de límite de Chandrasekhar y probablemente a sistema progenitor único degenerado.

 

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