Eructos previos a la supernova y superdestello rojo

Título: Hidrodinámica 3D de explosiones previas a supernovas en envolventes rojas de superconvección

Autores: benny t Tsang, Daniel Cassin, Lars Bildsten

Fundación Primer Autor: Departamento de Astronomía y Centro de Astrofísica Teórica, Universidad de California, Berkeley, CA 94720, EE. UU.

condición: El texto completo está disponible en arXiv. Enviado a The Astrophysical Journal

Bueno, sé lo que estás pensando, «¿Qué tienen que ver mis problemas digestivos (para desear muy poco de ti) con la última despedida de la estrella, tan increíble?».
Bueno, a diferencia de la mayoría de los humanos, las estrellas no tienen un intestino funcional y sus erupciones, las supernovas, son más impresionantes que cualquier cosa que podamos manejar.
Ahora, hay muchos Una supernova diferente (SNe), pero se dividen ampliamente en dos clases: tipo I y tipo II SNe. En el primer tipo, no solemos ver hidrógeno (Aquí hay un ejemplo de por qué), mientras que el Tipo II SNe contiene hidrógeno, hablaremos aquí del último tipo.

Súper eructos rojos y estrellas explosivas que reaccionan

Antes gigante rojas ir supernova, son propensos a eructos impresionantes, llamados episodios previos a la supernova. Estas explosiones empujan enormes cantidades de gas fuera de la estrella, que queda en el llamado medio circunstancial (CSM) – la vecindad inmediata de una estrella. Si este vecindario está lleno de suficiente gas cuando muere una estrella, la supernova de la estrella se comprimirá e interactuará con este material, como se muestra en la figura.
forma 1. Esta interacción entre la materia alrededor de la estrella y la supernova se puede observar aquí en la Tierra y se conoce como Tipo IIn o reaccionar supernova

Figura 1: Ilustración de una supernova tipo I: a la izquierda tenemos una estrella con una gran cantidad de material a su alrededor (CSM). A la derecha, la estrella transformada en supernova. La materia y la luz del SN chocan con el CSM, creando características y choques que se pueden observar en la Tierra.

La pronunciación de esta interacción depende principalmente de la cantidad de material presente en la vecindad estelar. Esto nuevamente depende de la cantidad de gas que la estrella decida arrojar, y también de cómo se formen esas explosiones (o eructos) que preceden a la supernova.
Los autores del artículo de hoy muestran que esto tiene mucho que ver con el embarazo En rojo supergigante.

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Olla hirviendo roja supergigante

Simular estas explosiones de supernova roja poco antes de que aparecieran en una supernova no es nada nuevo, por lo que ya sabemos por qué ocurrieron estas explosiones previas a la supernova:

  • La fusión nuclear cada vez más inestable en el núcleo de la estrella provoca una fuerza ondas gravitacionales (No debe confundirse con ondas gravitacionales).
  • La convección a gran escala en la Supergigante Roja transporta material en la estrella que puede desestabilizar la fusión nuclear en el núcleo, dando una salida de energía extremadamente variable.
  • inestabilidad marital Puede hacer que la producción de energía del núcleo pase por ciclos de caídas y picos.
  • La estrella compañera binaria puede perturbar a la supergigante roja lo suficiente como para hacer que una estrella sea temporalmente inestable.

La conclusión es que algunos procesos liberan una gran cantidad de energía adicional dentro de la estrella que, dependiendo de cómo reaccione la estrella a esta liberación de energía, puede provocar varias explosiones de gas. en simetría esférica, lo que significa que la simulación de la explosión se ve exactamente igual desde cualquier dirección. También puede ver esto como una simulación en una sola línea de visión desde el exterior de la estrella hacia el interior (también conocido como 1 dimensión).

El problema con este enfoque es que no se puede simular la convección de esta manera. Para lidiar con la convección, los autores del artículo de hoy adoptaron un enfoque de fuerza bruta e hicieron una simulación 3D completa. Simularon la región de la estrella fuera del núcleo nuclear (llamada Circunstancia) y comenzó a liberar una gran energía en la parte más profunda de su simulación. Los autores consideraron diferentes patrones de liberación de energía en la envoltura. Estos incluyeron:

  • Una gran liberación repentina de energía, que iguala la energía que necesita la gravedad para mantener unida a la estrella. Esto puede causar un expulsión masivahasta aquí como nuestro sol Pero en escalas mucho mayores.
  • Una liberación lenta de energía, que provoca un flujo de masa más constante que se aleja de la estrella en lugar de la pérdida explosiva de masa.
  • También tuvieron en cuenta la dirección de la liberación de energía, con efectos que afectan cómo (y dónde) se produjo la explosión previa a la supernova.
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Una captura de pantalla de la simulación se muestra en Figura 2. Aquí, vemos la densidad de la envoltura a la izquierda y la velocidad del gas de la envoltura en la dirección radial a la derecha. En el gráfico de velocidad, podemos ver regiones que se alejan de la estrella y retroceden hacia el núcleo. Esto es lo mismo celdas de convección Podemos encontrarlo en la vida cotidiana, como en una olla de agua hirviendo.

Figura 2: Izquierda: rebanada de densidad de las capas exteriores de la estrella con radio R Opuesto a la distancia del corazón al polo z. Derecha: corte de velocidad en la dirección radial (lejos del núcleo) con los mismos ejes que a la izquierda.

Las células convectivas dejan «agujeros» en el caparazón, que son canales de menor densidad en el caparazón desde el exterior hacia el interior de la estrella. A través de estos canales, puede escapar mucho más gas del que sería posible sin convección.
También podemos ver esto en Figura 3: La simulación del panel izquierdo se realizó por convección y tiene más masa perdida que la simulación de la derecha que se calculó sin convección. Estos canales de baja densidad aparecen donde la mayor parte de la masa escapa en la simulación de convección.

Figura 3: Dos imágenes de la superficie de la estrella en gota moloide. A la izquierda tenemos un modelo convectivo, donde los colores indican cuánta masa se pierde en cada dirección (o específicamente, ángulo sólido). A la izquierda tenemos una simulación con convección ya la derecha una simulación sin convección.

Este documento demuestra la necesidad de tener en cuenta la convección 3D, ya que la pérdida de masa de los episodios previos a la supernova se subestimó en su mayoría. Esto aumenta la cantidad de gas en la vecindad de la Supergigante Roja, lo que en última instancia afecta el aspecto que tendrá la supernova en interacción para nosotros en la Tierra.

Astrobite Editado por Sasha Warren.

Crédito de la imagen destacada: Wallpaperflare.com

Sobre Roel Lefevre

Roel es estudiante de doctorado de primer año en la Universidad de Heidelberg y estudia astrofísica. Funciona en estrellas masivas y simula su atmósfera/salidas. En su tiempo libre, le encanta caminar/andar en bicicleta en la naturaleza, jugar (muchos) videojuegos, jugar/escuchar música (¡bandas sonoras de películas!) y leer (actualmente la rueda del tiempo, pero en realidad, cualquier imaginación).

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