Título: The Evolution of Hypervelocity Supernova Survivors and the Outcomes of Interacting Double White Dwarf Binaries
Autores: Ken J. Shen
Instituição do primeiro autor: Department of Astronomy and Theoretical Astrophysics Center, University of California, Berkeley, EUA
Status: publicado no ApJ [acesso aberto]
Até as estrelas são às vezes empurradas de um lado para o outro. Quando uma anã branca – um fóssil estelar degerado, formado depois que uma estrela ficou sem combustível nuclear – é empurrada além do seu limite, o resultado é uma explosão termonuclear chamada supernova tipo Ia (SN Ia). Duas estrelas são necessárias para desencadear uma explosão SN Ia. Nesse sistema binário, a estrela mais massiva, chamada de primária, normalmente rouba massa da estrela companheira menos massiva. Dependendo do ganho de massa, a primária pode sofrer uma reação termonuclear e explodir. Apesar da natureza violenta da explosão, ela nem sempre destrói tudo à vista. Enquanto a estrela primária é tipicamente obliterada, a estrela companheira pode sobreviver à explosão sendo lançada para o espaço a velocidades incrivelmente altas.
Algumas dessas sobreviventes, chamadas estrelas hipervelozes, foram detectadas, particularmente graças à missão Gaia. Compreender como essas estrelas sobreviveram a uma supernova fornece pistas importantes sobre como uma supernova se forma e explode.
O modelo D6
Na publicação de hoje, exploramos o modelo de “dupla detonação dupla degenerada dinamicamente dirigida”, felizmente abreviado como modelo D6. O modelo D6 descreve um sistema estelar binário de duas anãs brancas (dupla degenerada), cada uma delas geralmente composta por um núcleo contendo uma mistura de carbono e oxigênio. (Às vezes, anãs brancas compostas de hélio ou uma mistura de oxigênio e neônio também são possíveis.) À medida que as anãs brancas espiralam uma em direção à outra devido à emissão de ondas gravitacionais, a estrela primária mais massiva rouba material, geralmente hélio, da camada externa da estrela companheira menos massiva. Se essa transferência de massa for violenta o suficiente, pode desencadear uma detonação dentro da camada de hélio da estrela primária. Essa detonação então desencadeia outra explosão nas profundezas do núcleo da estrela primária, causando uma supernova.
Após a SN Ia, o que acontece com a estrela secundária (doadora)? Uma teoria sugere que ela pode ser lançada para longe da cena do crime a velocidades que variam de aproximadamente 1.000 a 3.000 km/s, tornando-se uma estrela hiperveloz. Entre os “sobreviventes” observados, a teoria sugere que a mais quente do grupo foi aquecida pela própria explosão da supernova. Mas alguns desses sobreviventes são frios. Se essas estrelas companheiras estavam nas proximidades da explosão, como poderiam não ter sido aquecidas por ela? O que a temperatura delas pode nos dizer sobre sua origem?
Definindo o modelo
Para explorar as origens dessas estrelas frias hipervelozes, o autor de hoje utilizou o código de evolução estelar MESA para modelar a evolução de diferentes companheiras anãs brancas após (presumivelmente) sobreviverem a uma SN Ia. Um foco principal foi o mecanismo de Kelvin-Helmholtz, que é o processo pelo qual uma estrela esfria e, portanto, se contrai por longos períodos à medida que irradia seu calor interno.
Como anãs brancas têm diferentes composições, eles exploraram uma gama de possíveis núcleos para a anã branca companheira: rica em hélio (He), rica em carbono/oxigênio (C/O) e rica em oxigênio/neônio (O/Ne).
Um detalhe importante desses modelos é que as estrelas foram consideradas totalmente convectivas, uma propriedade comum de estrelas de baixa massa, menores que 0,4 massas solares. Uma perda de massa significativa pode fazer com que uma estrela não convectiva mais massiva torne-se menos massiva e convectiva, o que, por sua vez, a torna suscetível a um resfriamento rápido que pode evitar uma morte fulminante como supernova. Isso é fundamental se quisermos produzir estrelas frias e velozes.
Detonar primeiro, esfriar depois
Para sobreviventes ricas em hélio, as simulações sugerem que, se a estrela companheira perder suficiente massa antes ou durante a explosão, a evolução natural de Kelvin-Helmholtz da estrela pode potencialmente explicar por que observamos algumas estrelas hipervelozes frias. No caso de uma estrela chamada D6-2, as simulações reproduziram sua baixa temperatura e luminosidade, assumindo que ela começou sua vida como uma anã branca de hélio que foi fragmentada, mas não totalmente destruída. Isso produz uma pequena sobrevivente de supernova hiperveloz convectiva.
D6-2 é um objeto interessante, porque tem uma velocidade relativamente baixa para uma potencial sobrevivente hiperveloz. Sua velocidade é estimada em ~1.050 km/s, e as simulações sugerem que deveria ser maior com base em sua massa estimada. É provável que as simulações e os modelos precisem ser refinados, ou talvez D6-2 tenha tido uma origem completamente diferente.
E as outras?
Até agora, falamos principalmente sobre estrelas ricas em hélio, mas e aquelas ricas em C/O? Essas estrelas provavelmente pareceriam mais frias e vermelhas, já que evoluem a uma temperatura quase constante antes de passarem para a trilha de esfriamento padrão das anãs brancas.
Objetos vermelhos são mais difíceis de serem detectados por telescópios e frequentemente são confundidos com outras estrelas ou objetos, em parte devido a um fenômeno incômodo chamado extinção, ou avermelhamento interestelar. Para encontrar essas estrelas hipervelozes, é preciso incluir estrelas mais vermelhas, mas isso também resultaria em um aumento do número de falsos positivos.
Uma classe diferente de estrelas fracas e velozes – como LP 40-365 – pode estar relacionada a essa população. A teoria diz que essas estrelas são remanescentes de anãs brancas que explodiram apenas parcialmente. Sobreviventes de baixa massa e ricas em O/Ne podem corresponder às temperaturas e luminosidades observadas em LP 40-365, mas as idades não coincidem tão bem quanto se poderia esperar. (Mais trabalho será necessário para decifrar esse enigma específico.)
As chances de sobrevivência estelar
Com base nessas simulações, estimou-se que ~2% das SNe Ia podem resultar em uma estrela hiperveloz rica em hélio como D6-2 (ver Figura 1). Se considerarmos sobreviventes ricos em C/O (como os primos de D6-2, D6-1 e D6-3), a taxa cai para ~0,2%, o que é, curiosamente, um valor próximo à taxa estimada de eventos semelhantes a SN 2003fg, que são SNe Ia excepcionalmente brilhantes e de evolução lenta, frequentemente exibindo sinais de carbono e oxigênio não queimados em seus espectros.
A existência desses sobreviventes hipervelozes pode estar ligada a tipos raros de supernovas, o que forneceria uma maneira interessante de investigar as origens desses eventos estranhos.
Escolha sua própria aventura estelar
Este artigo sugere diferentes caminhos evolutivos para a evolução de anãs brancas binárias. Dependendo das propriedades da fusão, o sistema pode:
- Desencadear reações nucleares dentro da camada externa da estrela primária sem detonar o núcleo da estrela primária;
- Resultar em uma SN Ia normal;
- Deixar para trás um remanescente hiperveloz;
- Gerar uma supernova semelhante à SN 2002es, que é um tipo mais fraco de SN Ia.
Existem muitos resultados potenciais para esses tipos de estrelas binárias, e as estrelas hipervelozes indicam apenas uma pequena fração de uma configuração particular de estrelas binárias anãs brancas (ver Figura 2).
Essas sobreviventes de SNe são raras e rápidas. As estrelas hipervelozes mais frias, em particular, são fascinantes porque podem se originar de estrelas binárias anãs brancas com propriedades incomuns. Estudar essas estrelas de movimento rápido ajuda a reconstruir nossa compreensão de SNe Ia como um todo. Com levantamentos e simulações aprimorados, podemos descobrir mais sobre essas estrelas fugitivas.
Adaptado de Kickin’ It Into Overdrive With Stellar Escapees, escrito por Mckenzie Ferrari e editado por Chloe Klare.
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