Title: Estimating Ejecta Masses of Stripped Envelope Supernovae Using Late-Time Light Curves
Autores do artigo original: Annastasia Haynie e Anthony L. Piro
Instituição do primeiro autor: University of Southern California, EUA
Status: publicado na revista The Astrophysical Journal, acesso livre ao pre-print no arXiv.
Por que supernovas são tão brilhantes?
Supernovas são explosões estrelares extremamente violentas que ocorrem durante ou após a morte de uma estrela. Entretanto, ao detectarmos uma supernova, não vemos a explosão de fato. Na verdade, a explosão propriamente dita é ofuscada por outra coisa. No caso das supernovas tipo Ib, Ic e IIb, comumente chamadas de supernovas stripped envelope (invólucro rompido), o decaimento radioativo de níquel-56 é geralmente a fonte primaria de energia que alimenta a curva de luz.
A medida que uma estrela massiva se desenvolve e se aproxima da velhice, ela desenvolve uma estrutura de “cebola”, tendo camadas de elementos progressivamente mais densos próximos ao seu núcleo, com ferro no centro (veja a Figura 1)
Apesar da presença de ferro no núcleo de uma estrela sinalizar que a mesma está próxima a explosão, uma pequena quantidade de elementos mais pesados que o ferro são produzidos. Pequenas quantidades de níquel-56 são produzidos no núcleo dessas estrelas justamente antes de seu interior entrar em colapso e desencadear a supernova. Simples assim! Essa pequena quantidade de níquel é o mecanismo principal que determina a curva de luz de muitas supernovas.
Acontece que o níquel-56 é um isótopo extremamente radioativo. Possuindo um período de radioatividade de cerca de 9 dias, e liberando durante o decaimento radioativo cerca de 1 kilojoule de energia de radiação gama (ou raio-gama) por grama por segundo. O equivalente a metade da energia armazenada em uma bateria AA! O níquel-56 decai radioativamente e torna-se cobalto-56, o qual também é radioativo! Este libera a mesma quantidade de energia e possui um período de radioatividade um tanto maior, cerca de 111 dias. O cobalto-56 por fim decai para o ferro-56, que é estável. Durante vários meses após a explosão, essa cadeia de decaimento expele fótons de alta energia diretamente do centro da explosão (Veja a linha azul claro no painel esquerdo da Figura 2). Entretanto, essa luminosidade não é necessariamente o que vemos. Os fótons de alta energia que são emitidos do centro irão lentamente se difundir (passeio aleatório, veja o painel direito da Figura 2) através da densa ejecta produzida pela estrela ao explodir. Então, antes de chegarmos a ver ou detectar a curva de luz de uma supernova, os fótons devem atravessar essa espessa camada de ejecta, isso significa que o que vemos é uma curva de luz suavizada e difundida (veja a linha azul escura no painel direito da Figura 2). Essa difusão é a razão da típica elevação e pico das curvas de luz das supernovas.
E a tal da Ejecta?
Vamos pensar um pouco mais sobre a ejecta que é impelida por uma estrela. A estrela sofre uma explosão violenta, expelindo um grande fragmento de sua massa total. A ejecta então se expande a uma velocidade de cerca de 10-20 mil km/s. A medida que se move ao redor a ejecta diminui, tornando-se menos opaca e menos densa com o tempo. Dessa forma, torna-se mais transparente e absorve cada vez menos a energia emitida pelo processo de decaimento radioativo. E realmente, podemos observar isso em supernovas reais! Em seu estágio final a curva de luz se aproxima de um decaimento exponencial predito por um modelo de decaimento simples.
E por fim, o artigo!
O artigo de hoje discute esse fenômeno e busca conectar o declive do estágio final da curva de luz das supernovas a massa da ejecta. A medida que a ejecta afina, menos fótons de alta energia emitidos pelo decaimento radioativo são absorvidos por ela, permitindo assim que estes “vazem” para fora. Não é possível detectar a luz desses fótons de alta energia, pois eles nunca tiveram a chance de serem difundidos pela ejecta e convertidos em luz óptica. Ao medir o declínio do estágio final da curva de luz de uma supernova, pode-se entender em que velocidade a ejecta está afinando. Mais especificamente, o declive pode nos dizer mais sobre as propriedades da ejecta! Os autores do artigo de hoje utilizaram isso para conectar o declive da curva de luz a massa da ejecta. Eles simularam varias explosões com diferentes massas de ejecta e energias de explosão, e descobriram que esse método alcança cerca de 20% da massa de uma ejecta real. Utilizando essas simulações em uma gama de massas e energias de explosão, os autores conseguiram praticamente prever a massa da ejecta (Veja a Figura 3)
Não fosse por esse método, a massa da ejecta poderia ser apenas parcialmente obtida. A forma mais costumeira de modelar uma curva de luz de uma supernova é utilizando o modelo Arnett. Utilizando este modelo, pode-se obter a massa total de níquel-56 para definir o quão brilhante a curva de luz será, e o quão efetivo será o tempo de difusão da mesma (Veja o painel direito da Figura 2), o que está relacionado a quanta difusão ocorrerá (ou seja, quão amplo será o pico da curva de luz). O tempo de difusão dá-se em função da velocidade, opacidade e massa da ejecta. Dessa forma, o modelo de Arnett apenas mede o produto da massa, velocidade e opacidade da ejecta. Através do modele de Arnett é impossível discernir apenas a massa da ejecta. Entretanto, a massa da ejecta é uma propriedade extremamente importante de uma supernova! Visto que a ejecta é uma grande fração da estrela que explodiu, sua massa define a massa mínima possível da estrela.
Ao entender a massa de ejectas de supernovas, podemos entender muito mais sobre os tipos de estrelas que explodem e, pela primeira vez na história, determinar se diferente massas de estrelas resultam em diferentes tipos (por ex. Ib, Ic, IIb) de Supernovas do tipo “stripped envelope” (SSE).
Caminhos Futuros
No geral, esse artigo representa um passo importante em direção ao futuro da modelagem de ejectas de supernovas de uma subclasse específica de supernovas, que aqui chamamos de SSE. Outros artigos sugeriam metodologias similares para supernovas do tipo Ia, mas nenhum deles cobria as SSE. Já é sabido há muito tempo que estrelas massivas (estrelas com massas maiores que 8 massas solares) que sofrem colapso do núcleo resultam em SSE, mas é incerto se qualquer tipo de estrela massiva pode resultar em qualquer tipo (ex. Ib, Ic, IIb) de SSE. Pouco se sabe sobre a gama de massas que podem resultar em uma SSE e, dessa forma, pouco sabemos sobre as estrelas que podem ser progenitoras destas SSE. A partir dos resultados desse estudo, podemos aprender muito mais sobre como as estrelas são antes de suas mortes brilhantes e explosivas!
Créditos: Traduzido do astrobite original “But what is a supernova, really?“, escrito originalmente por Karthik Yadavalli.
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