Los Elementos Radiactivos En Cas A Proporcionan Destellos De La Explosión De Estrellas Masivas

Neutrinos como impulsores de supernovas

Evolución temporal del 56Ni radiactivo en la eyección de una simulación 3D de una explosión de supernova impulsada por neutrinos. Las imágenes muestran la distribución no esférica desde poco después del inicio de la explosión (3,25 segundos) hasta un tiempo tardío (6236 segundos) cuando se determina la asimetría final. Los colores representan velocidades radiales según las escalas dadas para cada panel. © MPA

Mediante elaboradas simulaciones por ordenador, los investigadores muestran cómo los elementos radiactivos del remanente gaseoso de la supernova Cassiopeia A pueden proporcionar vislumbres de la explosión de estrellas masivas.

Las estrellas que explotan como supernovas son las principales fuentes de elementos químicos pesados ​​en el Universo. En estas explosiones estelares, los núcleos atómicos radiactivos se sintetizan en las regiones cálidas más internas durante la explosión y, por lo tanto, pueden proporcionar información sobre los procesos físicos inobservables que inician la explosión. Utilizando elaboradas simulaciones por computadora, un equipo de investigadores del Instituto Max Planck de Astrofísica (MPA) y el instituto de investigación RIKEN en Japón pudieron explicar las distribuciones espaciales medidas recientemente de titanio radiactivo y níquel en Cassiopeia A, un gas gaseoso de aproximadamente 340 años. remanente de una supernova cercana. Los modelos de computadora brindan un fuerte apoyo a la idea teórica de que tales eventos de muerte estelar pueden ser iniciados y alimentados por neutrinos que escapan del planeta. estrella neutrón dejado atrás en el origen de la explosión.

Las estrellas masivas terminan sus vidas en explosiones gigantes, las llamadas supernovas. En millones de años de evolución estable, estas estrellas han construido un núcleo central compuesto principalmente de hierro. Cuando el núcleo alcanza aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol, colapsa bajo la influencia de su propia gravedad y forma una estrella de neutrones. En este catastrófico evento se liberan enormes cantidades de energía, principalmente por la emisión de neutrinos. Estas partículas elementales casi sin masa se producen abundantemente en el interior de la estrella de neutrones recién nacida, donde la densidad es mayor que en los núcleos atómicos y la temperatura puede alcanzar los 500 mil millones de grados Kelvin.

Los procesos físicos que desencadenan e impulsan la explosión han sido un rompecabezas sin resolver durante más de 50 años. Uno de los mecanismos teóricos propuestos invoca a los neutrinos, porque transportan más de cien veces la energía necesaria para una supernova típica. Al salir del interior caliente de la estrella de neutrones, una pequeña fracción de los neutrinos se absorbe en el gas circundante. Este calentamiento provoca movimientos violentos del gas, similares a los de una olla de agua hirviendo en una estufa. Cuando el burbujeo del gas se vuelve lo suficientemente poderoso, la explosión de supernova se produce como si la tapa de la olla se hubiera volado. Las capas externas de la estrella moribunda son expulsadas al espacio circunestelar, y con ellas todos los elementos químicos que la estrella ha ensamblado por combustión nuclear durante su vida. Pero también se crean nuevos elementos en la eyección caliente de la explosión, entre ellos especies radiactivas como 44Ti (titanio con 22 protones y 22 neutrones en sus núcleos atómicos) y 56Ni (28/28 neutrones / protones), que se desintegran en calcio estable. y hierro, respectivamente. La energía radiactiva así liberada hace que una supernova brille durante años.

Los elementos radiactivos en Cassiopeia A brindan destellos de la explosión de estrellas masivas

Distribución observada de 44Ti (azul) y hierro (blanco, rojo) en Cassiopeia A. El hierro visible es principalmente el producto de desintegración radiactiva de 56Ni. La cruz amarilla marca el centro geométrico de la explosión, la cruz blanca y la flecha indican la ubicación actual y la dirección de movimiento de la estrella de neutrones. © Macmillan Publishers Ltd: Naturaleza; de Grefenstette et al., Nature 506, 339 (2014); Distribución de Fe cortesía de U. ~ Hwang.)

Debido a la ebullición salvaje del gas calentado por neutrinos, la onda expansiva comienza de manera no esférica e imprime una asimetría a gran escala en la materia estelar expulsada y la supernova en su conjunto (Fig.1), de acuerdo con la observación de grumos y asimetrías en muchas supernovas y sus remanentes gaseosos. La asimetría inicial de la explosión tiene dos consecuencias inmediatas. Por un lado, la estrella de neutrones recibe un impulso de retroceso opuesto a la dirección de la explosión más fuerte, donde el gas supernova es expulsado con más violencia. Este efecto es similar a la patada que recibe un bote de remos cuando un pasajero salta. Por otro lado, la producción de elementos pesados ​​desde silicio hasta hierro, en particular también de 44Ti y 56Ni, es más eficiente en direcciones donde la explosión es más fuerte y donde se calienta más materia a altas temperaturas. “Hemos predicho ambos efectos hace algunos años mediante nuestras simulaciones tridimensionales (3D) de explosiones de supernovas impulsadas por neutrinos”, dice Annop Wongwathanarat, investigador de RIKEN y autor principal de la publicación correspondiente de 2013, momento en el que trabajó en MPA en colaboración con sus coautores H.-Thomas Janka y Ewald Müller. “La asimetría de la eyección radiactiva es más pronunciada cuanto mayor es la patada de la estrella de neutrones”, añade. Dado que los núcleos atómicos radiactivos se sintetizan en las regiones más internas de la supernova, en las proximidades muy cercanas de la estrella de neutrones, su distribución espacial refleja las asimetrías de explosión de manera más directa.

Nuevas observaciones de Cassiopeia A (Cas A), el remanente gaseoso de una supernova cuya luz llegó a la Tierra alrededor del año 1680, podrían mientras tanto confirmar esta predicción teórica. Por su corta edad y relativa proximidad a una distancia de tan solo 11.000 años luz, Cas A ofrece dos grandes ventajas para las mediciones. En primer lugar, la desintegración radiactiva de 44Ti sigue siendo una fuente de energía eficiente y, por tanto, la presencia de este núcleo atómico puede mapearse en 3D con alta precisión en todo el remanente detectando la radiación de rayos X de alta energía de las desintegraciones radiactivas. En segundo lugar, también se conoce la velocidad de la estrella de neutrones con su magnitud y su dirección en el plano del cielo.

Los elementos radiactivos brindan destellos de la explosión de estrellas masivas

Níquel radiactivo observable (56Ni, verde) y titanio (44Ti, azul) según lo predicho por la simulación 3D de una explosión de supernova impulsada por neutrinos que se muestra en la Fig. 1. La orientación está optimizada para lograr la mayor similitud posible con la imagen Cas A de la Fig. 2a. La estrella de neutrones está marcada con una cruz blanca y se alejó del centro de la explosión (símbolo más rojo) debido a su velocidad de patada. El movimiento de la estrella de neutrones apunta lejos del hemisferio que contiene la mayor parte del 44Ti expulsado. Hierro de su velocidad de patada. El movimiento de la estrella de neutrones apunta lejos del hemisferio que contiene la mayor parte del 44Ti expulsado. El hierro (el producto de desintegración del Ni56) se puede observar solo en una capa exterior caliente de Cas A. © MPA

Dado que la estrella de neutrones se propaga con una velocidad estimada de al menos 350 kilómetros por segundo, se espera que la asimetría en la distribución espacial de los elementos radiactivos sea muy pronunciada. Exactamente esto se ve en las observaciones (Fig. 2, panel izquierdo). Mientras que el remanente compacto acelera hacia el hemisferio inferior, los grupos más grandes y brillantes con la mayor parte del 44Ti se encuentran en la mitad superior del remanente de gas. La simulación por computadora, vista desde una dirección elegida adecuadamente, exhibe una sorprendente similitud con la imagen de observación (Fig. 2, panel derecho). Pero no solo las distribuciones espaciales del titanio y el hierro se parecen a las de Cas A (para una visualización en 3D, consulte la Fig.3 en comparación con las imágenes en 3D de Cas A disponibles en el enlace web http://3d.si.edu/explorer? modelid = 45). También las cantidades totales de estos elementos, sus velocidades de expansión y la velocidad de la estrella de neutrones concuerdan asombrosamente con las de Cas A. “Esta capacidad de reproducir propiedades básicas de las observaciones confirma de manera impresionante que Cas A puede ser el remanente de un supernova impulsada por neutrinos con sus violentos movimientos de gas alrededor de la naciente estrella de neutrones ”, concluye H.-Thomas Janka.

Pero se necesita más trabajo para demostrar finalmente que las explosiones de estrellas masivas son impulsadas por la entrada de energía de los neutrinos. “Cas A es un objeto de tanto interés e importancia que también debemos comprender las distribuciones espaciales de otras especies químicas como el silicio, el argón, el neón y el oxígeno”, comenta Ewald Müller, señalando la hermosa morfología multicomponente de Cas. A revelado por imágenes en 3D (ver http://3d.si.edu/explorer?modelid=45). Un ejemplo tampoco es suficiente para hacer un caso completamente convincente. Por lo tanto, el equipo se ha unido a una colaboración más amplia para probar las predicciones teóricas de explosiones impulsadas por neutrinos mediante un análisis detallado de una muestra más grande de remanentes de supernovas jóvenes. Así, paso a paso, los investigadores esperan recopilar pruebas que puedan resolver el problema de larga data del mecanismo de supernova.

Vista 3D de 56Ni

Vista 3D de 44Ti

Publicación: Annop Wongwathanarat, et al., “Producción y distribución de 44 Ti y 56 Ni en un modelo de supernova tridimensional parecido a Cassiopeia A”, APJ, 2017; doi: 10.3847 / 1538-4357 / aa72de

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