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Evitando una supernova (termonuclear)

  • Título del artículo: A massive white-dwarf merger product prior to collapse
  • Autores: Vasilii V. Gvaramadze, Götz Gräfener, Norbert Langer, Olga V. Maryeva, Alexei Y. Kniazev, Alexander S. Moskvitin and Olga I. Spiridonova
  • Institución del primer autor: Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University, Moscow, Russia
  • Estado del artículo I: Acceso abierto en Arvix
  • Astrobite original: Avoiding a (thermonuclear) supernova por Sanjana Curtis

Es posible que hayas leído acerca del debate sobre los progenitores de supernovas de tipo Ia (aquí un astrobito acerca de la clasificación de supernovas).  Uno de los escenarios propuestos para producir supernovas Ia es la colisión de dos enanas blancas. Cuando la masa total de la fusión de las enanas blancas excede un punto crítico (el límite de masa Chandrasekhar, que es aproximadamente 1.4 veces la masa del sol), el producto de la fusión puede terminar en una explosión termonuclear que da lugar a una supernova Ia. Pero, ¿qué pasa si el producto de la fusión evita ese destino? ¡En el artículo de hoy nos informa sobre el descubrimiento de un objeto que pudo haber hecho precisamente esto!

En una colisión en la que se evite producir una supernova se espera que se forme una nebulosa, con una estrella caliente en el centro, altamente magnetizada y de alta rotación. La nebulosa no tendría hidrógeno ni helio, lo que tiene sentido dado que las enanas blancas están compuestas típicamente de carbono y oxígeno. Esta estrella podría proceder a sobrevivir durante decenas de miles de años antes de su último colapso, ¡probablemente dejando atrás una estrella de neutrones!

Los autores del artículo de hoy buscaban nebulosas circunestelares cuando encontraron un nueva en la constelación de Casiopea. Incluso fueron capaces de identificar la estrella central de la nebulosa. La Figura 1 muestra la nebulosa y la estrella en el centro, nos referiremos a ambas con el mismo nombre: WS35.

Figura 1: Los círculos indican la posición de la estrella central. Ambos paneles superiores muestran imágenes en el infrarrojo WISE (por sus siglas en inglés, ‘Explorador de Infrarrojos de Campo Amplio’) de la nebulosa WS35 a diferentes intensidades, destacando sus características estructurales. La nebulosa como una estructura circular con bordes irregulares (panel derecho superior), pero la imagen de mayor contraste (panel izquierdo superior) también revela un halo difuso alrededor de la estructura. El panel inferior izquierdo también es una imagen de WISE en una longitud de onda diferente, mientras que la imagen inferior derecha es de IPHAS (‘INT Photometric Hα Survey’) y no muestra rastros  en el óptico para la nebulosa. Crédito: Figura 1 del artículo.

Se le dio seguimiento al sistema (WS35) utilizando espectroscopía y un telescopio ruso de 6 metros revelando que el espectro de la estrella central está dominado por líneas de emisión (ver Figura 2). Una vez se tiene el espectro de una estrella, puedes estudiarlo para deducir algunas propiedades de la estrella. Usando modelos de atmósfera estelar para predecir el espectro observado en función de parámetros como la temperatura y la composición de la estrella. Los autores en este artículo utilizaron un modelo (adaptado) de atmósfera estelar y encontraron que podían reproducir el espectro observado bastante bien. Se determinó que la temperatura de la superficie de la estrella es de aproximadamente 200,000 K. Su composición química parece estar dominada por el oxígeno y el carbono (ni hidrógeno ni helio). Es raro ver estrellas que son a la vez calientes asi como sin presencia de hidrógeno y helio. De hecho, ¡se conocen muy pocas de estas estrellas en la Vía Láctea!

Figura 2: Espectro óptico observado (línea negra) de WS35. El eje de x da la longitud de onda y el eje de y da el flujo correspondiente. También se muestra el modelo que mejor se ajusta a las observaciones (línea roja). La línea roja inferior muestra el flujo continuo para el modelo. Crédito: Figura 2 del artículo.

Mientras el espectro se parece al de las estrellas Wolf Rayet, las cuales son ricas en oxígeno, las líneas que vemos aquí son mucho más fuertes y más amplias. Los autores estimaron una velocidad de viento estelar inusualmente alta de ~ 16,000 km/s. Dichas altas velocidades no se ven en vientos normales impulsados por radiación. Sin embargo, estas pueden explicarse por la  rápida rotación, así como por los fuertes campos magnéticos que ayudan a la aceleración del viento. Esto se alinea muy bien con el escenario de la fusión de enanas blancas, ya que se espera que las fusiones estelares generen fuertes campos magnéticos.

El escenario de fusión se ve respaldado por el hecho de que los modelos de remanentes de fusión en masa de super-Chandrasekhar coinciden con las propiedades de WS35. Los modelos no tan solo coinciden con el diagrama Hertzsprung-Russell (HR) de WS35, sino que también predicen una pérdida de masa extrema durante y después de la fusión, con la formación eventual de una nebulosa circunstelar sin hidrógeno y helio. La Figura 3 muestra la posición de la estrella en el diagrama HR, muy bien reproducida por un modelo de la evolución posterior a la fusión de dichos remanentes. La luminosidad de la estrella se infirió basándose en su distancia a partir de los datos obtenidos con Gaia.

Figura 3: El sistema WS35 (cruz roja) en el diagrama de Hertzspring-Russell. La línea negra representa la trayectoria evolutiva de un modelo de post-fusión de enanas blancas carbono-oxígeno de Schwab et al. (2016). Los puntos de color (1-4) indican varias etapas importantes a medida que el remanente evoluciona y se quema. También incluye el tiempo transcurrido entre las etapas. El punto 1 se alcanza en solo ~100 años, la evolución del punto 1 al punto 4 toma hasta ~20kyr, y la carrera termina en ~25kyr. Crédito: Figura 3 en el artículo (Para los curiosos, también vea la Figura 11 en Schwab et al. 2016).

Entonces, ¿qué pasará después? WS35 eventualmente colapsará y los autores creen que es probable que produzca un flash de neutrinos y una explosión de rayos gamma, seguida por una supernova tipo Ic muy rápida y subluminosa. Por ahora, sin embargo, la existencia de este objeto nos dice que es ciertamente posible que una fusión masiva súper-Chandrasekhar evite la explosión termonuclear.

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