- Título del artículo: Search for Surviving Companions of Progenitors of Young LMC Type Ia Supernovae Remnants
- Autores: Chuan –Jui Li, Wolfgang E. Kerzendorf, You-Hua Chu, Ting-Wan Chen, Tuan Co, Robert A. Gruendl, Abigail Holmes, R. Ishioka, Bruno Leibundgut, Kuo-Chuan Pan, Paul M. Ricker, Daniel Weisz
- Institución del primer autor:Instituto Graduado de Astrofísica, Universidad Nacional de Taiwánchan
- Estado del artículo I: Aceptado en ApJ [acceso abierto]
- Astrobite: Searching for Supernova Survivors por Lauren Sgro
¿Sobrevivientes de supernovas?
Sobrevivir a una supernova (SN) puede sonar raro, ya que las supernovas (SNs) se encuentran entre los eventos más energéticos del espacio. Las supernovas de tipo Ia son el resultado de la explosión de una enana blanca, y solo se necesita uno de estos eventos para eclipsar temporalmente a toda una galaxia. Entonces, ¿cómo algo podría sobrevivir tal explosión? Bueno, hay dos tipos de SNs Tipo Ia, ambos causados por enanas blancas que alcanzan el límite de masa de Chandrasekhar: degeneración de electrones singular (SD) y degeneración de electrones doble (DD). Las SN Tipo Ia de DD son causadas por la fusión de dos enanas blancas, que al chocar, se aniquilarán entre sí causando una SN como resultado. Sin embargo, una SN Tipo Ia de SD involucra solamente una enana blanca. En este caso no hay fusión; en cambio, la enana blanca tiene una compañera no degenerada (ejemplo: cualquier estrella que no es enana blanca) de la que ha extraído demasiada masa, haciendo que la enana blanca explote. Dado a que solo una estrella (llamada “progenitor”) está explotando en este escenario SD, tal vez ese compañero vivirá lo suficiente como para contar su historia…
Buscando una compañera
Los autores del artículo de hoy se propusieron buscar posibles estrellas que estuviese bailando alrededor de los remanentes de una SN, esto es el material que dejó la SN luego de la explosión. Estas estrellas compañeras, que podrían ser estrellas de secuencia principal (MS por sus siglas en inglés), estrellas gigantes rojas o estrellas de helio, probablemente perdieron sus capas externas durante la explosión, pero podrían seguir vivas como un núcleo denso. Estos núcleos sobrevivientes deben ser identificables; probablemente se mueven de una manera distinta como resultado de la explosión y posiblemente tengan un color diferente.
Sabiendo que estos núcleos complementarios se destacarán de las estrellas de fondo, los autores eligen tres remanentes de SNs de Tipo Ia para investigar a los sobrevivientes de la explosión: SN 05169.0, DEML71 y SN 0548-70.4. Debido a que los remanentes de SN en nuestra propia galaxia pueden ser difíciles de ver a través del plano galáctico, estos remanentes están ubicados en la Gran Nube de Magallanes (LMC por sus siglas en inglés).
En el artículo de hoy, los autores utilizan estos dos métodos, analizando el color y movimiento de las estrellas que rodean la SN elegida para buscar estrellas compañeras que sobrevivieron la explosión. Sin embargo, antes de que puedan hacer esto, deben determinar un área adecuada para buscar.
¿Dónde Buscar?
Los remanentes de SNs tienen una forma generalmente circular o elíptica, ya que el impacto de la explosión se propaga hacia afuera en todas las direcciones e interactúa con el medio interestelar. Al encontrar el centro geométrico de la capa visible del remanente, los autores estiman un sitio de explosión (ver Figura 1).
Si una estrella sobrevive a una explosión de SN, su velocidad después de la SN debe ser la suma de su propia velocidad orbital y la velocidad de translación de la estrella progenitora. Estudios anteriores han determinado la velocidad máxima que una estrella de secuencia principal o helio podría alcanzar después de una SN tipo Ia. Utilizando estas velocidades, los autores calcularon qué tan lejos podría haberse alejado un núcleo compañero del centro de la SN después de la explosión y así redujeron el área de búsqueda (llamada “distancia de fuga”). Y por supuesto, tiene que haber un control. El autor determina un conjunto de estrellas de fondo con las que puede comparar a sus posibles sobrevivientes (ver Figuras 1 y 2).
Método 1: Examinar color
Para examinar el color de sus posibles sobrevivientes, los autores hacen una gráfica del color y magnitud absoluta de las estrellas en un diagrama muy útil llamado diagrama de color-magnitud (CMD). En estos gráficos se incluyen todos los posibles compañeros y estrellas de fondo, así como “líneas evolutivas post-impacto” (ver Figura 3). Estas líneas son simplemente “caminos” en este diagrama que muestran cómo una estrella compañera de MS o helio debería cambiar de color (cual depende de su temperatura) y brillo luego de una explosión, de acuerdo con su masa inicial. Por lo tanto, si hay verdaderos compañeros sobrevivientes, deberían estar en ese camino.
Es posible que hayas notado que las estrellas gigantes rojas, aunque son un tipo potencial de acompañante, no se han incluido en la búsqueda hasta este momento. Desafortunadamente, los astrónomos aún no tienen líneas evolutivas para las gigantes rojas. Más información sobre por qué esto es desafortunado en un segundo.
Método 2: Examinando movimiento
El segundo método para identificar compañeros sobrevivientes es examinando su velocidad radial (VR), esto es la velocidad del movimiento hacia o en contra de la Tierra. Los astrónomos necesitan datos espectrales para obtener esto, y el autor solo tiene para SN 0519-69.0 y DEML71. Ahora, aunque no tenemos claro de cómo debería ser esta VR, claramente debería ser diferente la VR de las estrellas de fondo que no fueron parte de la SN. Los autores analizan las distribuciones de VR para estrellas relevantes (candidatos o candidatos+estrellas de fondo – Figura 4) para determinar qué estrellas tienen VRs anormales, y estos se considerarían candidatos sobrevivientes.
Results
Entonces, ¿qué resultó de esta búsqueda de sobrevivientes? Echemos un vistazo a cada supernova.
SN 0519-69.0 : La búsqueda utilizando el CMD no arrojó ningún compañero potencial. Las estrellas dentro de las areas determinadas tienen colores que no caen en las líneas evolutivas correspondientes. Sin embargo, hay una estrella con una VR extraña (>2.5 σ lejos de la media), como se muestra en la Figura 4. Esta estrella inusual pudo haberse considerado candidata si hubiera caído en las líneas evolutivas, pero no fue así. ¿Por qué? Bueno, puede ser que esta estrella sea una gigante roja, ya que cae en la rama de gigantes rojas del CMD. Entonces, esta estrella bien podría ser una candidata, pero se deben desarrollar líneas evolutivas para las gigantes rojas para que los autores puedan confirmarla (esta es la parte desafortunada).
DEML71 : Esta SN tiene una historia muy similar a la SN 0519-69.0. No se puede determinar estrellas candidatas utilizando los CMDs, pero sí hay una estrella con extraña VR. Sin embargo, como vimos anteriormente, parece ser una gigante roja, y por lo tanto, no puede considerarse candidata debido a la falta de datos teóricos.
SN 0548-70.4 : ¡La inspección de los CMD muestra que efectivamente hay una estrella que cae en una de las líneas evolutivas de la secuencia principal! ¡Excelente! … Pero espera hay mas. Esta estrella no aparece en las líneas evolutivas para ambos colores, por lo que los autores se muestran dudas. Un verdadero candidato debe encaminarse en las dos CMD. Además, la parte de la trayectoria evolutiva en la que se encuentra el candidato indica una edad de solo ~ 110 años. Este remanente SN tiene aproximadamente 10,000 años, por lo que obviamente esta estrella no está relacionada con la explosión y probablemente no sea el candidato que los autores estaban buscando.
Como con todo en la ciencia, los resultados nulos siguen siendo resultados. Aunque no se identificaron núcleos sobrevivientes, los autores obtuvieron información valiosa, como por ejemplo, realmente necesitamos algunas líneas evolutivas de estrellas gigantes rojas después del impacto. O quizás estas SNs no son lo que parecen; Si los modelos SD y DD son demasiado simplificados, entonces nuestras predicciones para ellos no nos llevarán a las estrellas sobrevivientes. Se han propuesto muchos otros tipos de supernovas de Tipo 1a, como sub-/super- Chandrasekhar o spin-up/spin-down. En general, los astrónomos confían en los modelos con bastante frecuencia, ya que no podemos ir a agarrar una estrella. Con la comparación de más modelos, tendremos una mejor imagen de la realidad.
Créditos de imagen principal & copyright: Alessandro Cipolat Bares
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