estás leyendo...
Papers recientes

Arqueología de supernova con ojos radiactivos

Las estrellas masivas mueren como supernovas de tipo II (colapso de núcleo): la estrella ya no puede producir las reacciones nucleares que equilibran su fuerte gravedad, y la estrella se colapsa en su núcleo. Cuando esto sucede, hay grandes cantidades de energía y neutrones disponibles para formar elementos más pesados ​​que el hierro. Para entender el mecanismo por el cual el colapso de la estrella provoca una explosión es importante entender la distribución de los elementos producidos en las capas más profundas de la estrella a medida que se convierte en supernova. La desintegración radiactiva alimenta la luz óptica emitida por la supernova ~ 50-100 días después la explosión. De hecho, todavía podemos ver firmas radiactivas en restos de supernovas que tienen cientos de años. En el artículo de hoy, los autores usan observaciones satelitales de NuStar de alta energía para estudiar la distribución de 44Ti (isótopo de Titanio) en el joven remanente de la supernova Cassiopeia A (Cas A). La distribución actual de elementos radiactivos y sus productos de descomposición está vinculada a las condiciones locales en que se sintetizaron cuando se produjo la explosión. Por lo tanto, saber dónde está el 44Ti ahora puede entendimiento sobre los detalles del evento de la supernova que acabó con la vida de la estrella progenitora de Cas A.

El remanente de la Supernova Cas A

Los radioastrónomos conocen a Cas A como una de las fuentes de radio más brillantes en el cielo, aunque la mayor parte de su energía se emite como rayos X térmicos. Estos son producidos cuando el material eyectado por la estrella se encuentra con la onda de choque del remanente de la supernova y los calienta a las temperaturas de emisión de rayos X. Los choques son capas de transición en las que las propiedades termodinámicas de un plasma cambian rápidamente. Estos surgen cada vez que un material se mueve más rápido que la velocidad local del sonido. Los restos de una supernova pueden mostrar dos tipos de impactos: el impacto directo, que es la onda expansiva a raíz de la explosión de la supernova, y un choque inverso que se forma cuando el choque directo rebota cuando encuentra material denso circunestelar. Creemos que la fecha de explosión de Cas A es 1672, aunque no hay registros definitivos de su observación. Es uno de los pocos remanentes de supernovas históricos que se encuentran de supernovas tipo IIb a partir de sus ecos de luz (lea este Astrobito para los detalles de la clasificación de las supernovas y este Astrobite para descubrir qué hace que los ecos de la luz sean una técnica astronómica).

Elementos radiactivos y la explosión

La producción de elementos radiactivos es muy sensible a las condiciones de densidad y temperatura locales durante la nucleosíntesis y nos puede dar pistas sobre la naturaleza del mecanismo de su explosión. 44Ti tiene una vida media de ~ 58 años, lo que significa que todavía hay una pequeña cantidad de 44Ti en Cas A en descomposición. Estas desintegraciones se pueden observar como líneas de alta energía dentro del rango de frecuencia de NuStar. De hecho, la masa de 44Ti que medimos hoy en día es directamente proporcional a su masa original, independientemente de lo que le haya ocurrido al material expulsado en los 340 años después de la explosión. Otro producto radiactivo importante de la nucleosíntesis explosiva es 56Ni (isótopo de níquel). A diferencia de 44Ti, 56Ni tiene una vida media corta, ~ 6 días, lo que significa que solo podemos conocer su abundancia original de la abundancia de su producto de descomposición estable 56Fe (isótopo de hierro).

Figura 1: Características de Cas A en rayos X. El borde delgado en la capa más externa es la emisión de sincrotrón continuo del choque directo. Tenga en cuenta que gran parte de la emisión de rayos X forma un círculo brillante. Esto se debe a que el material expulsado está siendo calentado por el choque inverso, cual se generó cuando la onda expansiva de la supernova entró en contacto con el medio interestelar. (Crédito: Astrobite original)

Los autores usan el satélite NuStar para trazar el mapa de 44Ti con una resolución de 18 “(ver Figura 1, el tamaño de Cas A es 5′). Su objetivo es obtener una velocidad para cada grupo de 44Ti. El vector de velocidad tiene dos componentes en el plano estelar, este se puede obtener al interpolar la posición actual de uno de los grupos al centro de expansión (que para Cas A se ha medido con bastante seguridad) y suponiendo que el material expulsado se expande libremente. El tercer componente del vector de velocidad, el componente propagación de alcance visual, puede medirse a partir del desplazamiento Doppler rojo y azul de las líneas provenientes de cada agrupación resuelto espacialmente (recuerda que un telescopio de rayos X etiqueta la energía de cada fotón entrante).

Los autores del artículo encuentran que casi todos los 44Ti se mueven en la dirección opuesta al objeto compacto central (CCO por sus siglas en inglés) de Cas A. El CCO es una estrella de neutrones que creemos que es el remanente compacto de la explosión de supernova. Está descentrado, por lo que creemos que recibió una “patada” en el momento de la explosión. Dado que el 44Ti se mueve en la dirección opuesta, puede ser parte del material que dio su puntapié a la estrella de neutrones (a partir de la conservación del momento). También encuentran que hay regiones donde ven 44Ti y Fe, regiones con 44Ti y no Fe, y regiones con Fe y no 44Ti (recuerden que Fe es el producto de descomposición de 44Ti). Dado que la relación de 56Ni a 44Ti es sensible a las condiciones locales durante la explosión, estas observaciones sugieren que las condiciones locales del choque de la supernova durante la nucleosíntesis explosiva fueron variadas, por lo que hubo asimetrías a gran escala en las densidades del eyecto más interno cuando la estrella fue supernova.

Tal vez no sea tan sorprendente que las supernovas de colapso nuclear sean eventos complicados. En el caso de Cas A, 4-6 masas solares de material colapsaron sobre sí mismas, parte de ellas formando una estrella de neutrones, y una parte de ellas fue expulsada de alguna manera hacia afuera y ahora está interactuando con el medio a su alrededor. Las asimetrías evidentes de las distribuciones de elementos dan como resultado una capa que es sorprendentemente esférica. Claramente, quedan muchos detalles por aclarar en cuanto a cómo sucede todo esto. Sin embargo, trabajos como este pueden ofrecernos un vistazo (radiactivo) de cómo encaja todo.

Comentarios

Trackbacks/Pingbacks

  1. Pingback: Las galaxias espirales muestran su metal ⋆ Lucky Viral - 26/07/2018

  2. Pingback: Las galaxias espirales muestran su metal | Astrobites en español - 25/07/2018

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.