lunes, 8 de abril de 2013

Confirmada observacionalmente la explosión supernova de una estrella supergigante amarilla


Los resultados observacionales del Telescopio Espacial Hubble anunciados en Marzo de 2013 confirmaron la predicción teórica del equipo de Bersten (Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe) mediante la localización de una estrella supergigante amarilla en la localización de la supernova SN 2011dh, en la famosa y cercana galaxia M51, la cual fue la estrella que explotó.

La naturaleza de la estrella progenitora (o sistema progenitor) de las supernovas por colapso del núcleo y el origen su diversidad son cuestiones abiertas de importancia en el campo de la astrofísica. Se creía que muchas estrellas masivas explotan cuando llegan a ser supergigantes rojas, o alternativamente, estrellas azules compactas (las conocidas como estrellas Wolf-Rayet). La supernova SN 2011dh que apareció en la galaxia M51 mostró una historia diferente. Dos grupos independientes de astrónomos detectaron una supergigante amarilla (en adelante YSG -Yellow SuperGiant-) en las imágenes archivadas con el Telescopio Espacial Hubble (HST) antes de la explosión supernova y cuya localización coincidía con mucha precisión con el lugar de la supernova. La pregunta que entonces surgió es como dicha estrella pudo terminar en una explosión supernova. La fase YSG es intermedia y de corta duración en los modelos evolutivos de estrellas individuales, durante la cual no se espera que ocurran explosiones supernova.



Basado en observaciones recientes de SN 2011dh, tanto visuales y como en radio, algunos investigadores indicaron que el progenitor debía haber sido un objeto azul compacto y la YSG detectada podría ser la compañera de la estrella que explotó, o incluso un objeto sin detectar en la región donde explotó la supernova. Sin embargo, el equipo de Bersten del Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) presentó la evidencia teórica de que el progenitor fue una YSG, mediante modelación de las primeras observaciones ópticas y usando cálculos hidrodinámicos. Como se ve en la figura, las observaciones tempranas fueron reproducidas con éxito partiendo de la hipótesis de la YSG. El equipo también llevó a cabo cálculos sobre la evolución estelar de un sistemas de dos estrellas masivas orbitando muy próximas. Obtuvieron una configuración pre-supernova que encajaba muy bien con las observaciones del objeto YSG localizado en las imágenes pre-supernova y que es consistente con la masa del núcleo usado en su modelo hidrodinámico. Sus cálculos mostraron que una vez que los remanentes de la supernova se hubiese extendido lo suficiente, la YSG desaparecería de la vista, y su compañera podría ser descubierta con observaciones en el rango azul del espectro.

En Marzo de 2013, los resultados observacionales del HST mostraron la desaparición de la estrella YSG tal y como fue anunciado. La predicción por el grupo de Bersten, que indica que la estrella YSG no se encontraría, fue confirmada por las observaciones.

Con la explosión de una estrella YSG confirmada, existe al menos una pieza perdida del puzzle y que aún hace falta comprobación: la existencia de la compañera anunciada por el modelo binario. De acuerdo con los cálculos, en el momento de la explosión, la compañera debería ser una estrella azul masiva. Debido a su alta temperatura superficial, esta estrella debería emitir principalmente en el rango ultravioleta, con una contribución detectable al flujo total del sistema en el rango visible. La compañera debía ser lo suficientemente débil como para no ser detectada en las imágenes pre-supernova del Hubble. Pero en un futuro cercano, a medida que la supernova continúa expandiéndose, la relativamente débil estrella compañera podría ser observada. Un equipo del Kavli IPMU (Folattelli et al.) han propuesto realizar observaciones con el HST y el telescopio Subaru para 2014, como test definitivo para validar este modelo.

Más información en "The Type IIb Supernova 2011dh from a Supergiant Progenitor," Melina C. Bersten, Omar G. Benvenuto, Ken'ichi Nomoto et al. 2012 ApJ 757 31 doi:10.1088/0004-637X/757/1/31 http://iopscience.iop.org/0004-637X/757/1/31/

[Fuente de la noticia: Phys.org]

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