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SN 1987A, su progenitora y la ausencia de sus restos (al año 2014).

Composite_image_of_Supernova_1987AEn 1987 se observó una supernova en la nebulosa “Tarántula” en la Nube mayor de Magallanes, se la nombró SN 1987A [1]. Presentó un prolongado brillo conocido como “meseta de brillo” por el aspecto de la gráfica de la luminosidad en el tiempo.
Ese detalle y otros más de origen espectroscópico, determinaron que SN 1987A era de tipo IIPeculiar (IIP) [2].

Aquí aparece un conflicto: Aprovechando la cercanía de esta supernova, se hicieron observaciones para hallar a su progenitora. Según esas observaciones, la desaparición en esas coordenadas de una supergigante azul [3] catalogada como Sanduleak -69 202A (SK-69 202) [4], una estrella de tipo espectral [5] B3 con 20 masas solares y 43 radios solares, sugería que esa estrella era progenitora buscada.
Pero la teoría exige que las supernovas de ese tipo, se generen por colapso de núcleo de estrellas supergigantes rojas [6] (Schaller et al. 1992; Langer 1993; Maeder & Meynet 2000; Langer 2012) y con masas inferiores a 20 masas solares. Más aún, la baja velocidad de la materia eyectada y la larga duración del decaimiento del brillo (la meseta de luz) son explicadas cuando la progenitora es una supergigante roja. Además, una progenitora azul no explica el nitrógeno hallado alrededor de la supernova.
Todo indica que se su progenitora era, en efecto, la desaparecida SK -69 202; la que en realidad era un supergigante roja que se volvió azul apenas 20 mil años antes de explotar. Muchos modelos explican cómo pudo azularse la estrella. Unos proponen la existencia de una compañera que se mezcló con la estrella dando origen al azulamiento y posterior explosión. Pero este modelo presenta muchas variantes y hace que esta supernova sea algo realmente difícil de darse.
Un modelo de transporte de helio a las partes superiores de la estrella por convección y rotación, explica su azulamiento y la existencia de nitrógeno.

El otro problema con SN 1987A, es la estrella de neutrones [7] resultante.
Veamos. Dentro de la estrella, hay una envoltura de Hidrógeno y debajo de ella otra de Helio y dentro de esta última está el núcleo colapsante. Cuando se produce el “shock” de supernova, ese choque de energía viaja hacia las capas exteriores dejando dentro una proto-estrella de neutrones. Parte de ese frente de choque se refleja hacia el centro, generando una brusca acreción de materia sobre la futura estrella de neutrones. Todo esto genera la emisión de neutrinos, los que fueron detectados desde SN 1987A confirmando el proceso de colapso de núcleo, el problema es que aún (a 27 años estallido) no se detecta la presencia de la estrella de neutrones como el pulsar que queda luego de la explosión de supernova.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/SN_1987A
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova#Tipo_II
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Supergigante_azul
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Sanduleak_-69%C2%B0_202a
  5. http://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estelar)
  6. http://es.wikipedia.org/wiki/Supergigante_roja
  7. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones

 

 

Fuentes:

 

 

pdp

Masa máxima para progenitoras de supernovas de tipo IIP.

Las supernovas de tipo II, estallan por colapso de núcleo debido a su gran masa. En cuestión de segundos, el brusco colapso deja una región casi vacía entre el interior de la estrella y sus capas exteriores. Este tipo de supernova, se caracteriza por la presencia de Hidrógeno y sus progenitoras son estrellas supergigantes rojas [1]. Suelen presentar eyecciones de materia antes de la explosión y la interacción entre el frente de choque de la explosión con el material previamente eyectado, son la fuente de la emisión en radio-ondas y en rayos X observado.

En particular, las de tipo IIP presentan un brillo prolongado en el tiempo como parte de la interacción del frente de choque de la explosión de supernova y el Hidrógeno previamente soltado por la estrella. Estas estrellas tienen emisiones con una tasa de no más de 100 milésimas (10-5) masas solares al año previa a la explosión. Los rayos X observados por estas supernovas no son tan intensos como en otras y la absorción por la materia que las rodea no es la causa. Luego, las estrellas progenitoras de este tipo de supernovas, tienen un brillo acotado y su masa no supera las 19 masas solares; por encima de ese valor, no explota como de tipo IIP.

NOTA: El presente artículo fue modificado ya que presentaba a la SN 1987A como ejemplo de supernova de tipo IIP cuando aún no está definitivamente claro la identidad de su progenitora y por lo tanto su tipo. En el trabajo expuesto en (copiar y pegar el enlace en el navegador):
http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~podsi/simulations/aspen.pdf
se la clasifica como anómala.

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Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Supergigante_roja

 

 

Fuentes: