Un equipo internacional de astrofísicos dirigido por un científico del Instituto astronómico de Sternberg de la Universidad Estatal de Moscú Lomonosov ha informado del descubrimiento de una estrella binaria de tipo solar dentro del remanente de supernovas RCW 86.
Desde la parte superior izquierda, en el sentido de las agujas del reloj: imagen de 843 MHz de RCW 86; Imagen de una nebulosa óptica de arco en la esquina suroeste de RCW 86; Imágenes ópticas y de rayos X de dos fuentes puntuales, [GV2003] N y [GV2003] S, en el centro del arco óptico Crédito: Vasilii Gvaramadze
La observación espectroscópica de esta estrella revela que su atmósfera está contaminada por los elementos pesados expulsados durante la explosión de la supernova que produjo RCW 86. En particular, se encontró que la abundancia de calcio en la atmósfera estelar excede la abundancia solar por un factor de seis, lo que sugiere la posibilidad de que la supernova podría pertenecer a un tipo raro de supernova rica en calcio, objetos enigmáticos cuyo origen aún no está claro. Los resultados de la investigación se publican en Nature Astronomy el 24 de abril, 2017.
La evolución de una estrella masiva termina con una violenta explosión llamada supernova. La parte central de la estrella explotada se contrae en una estrella de neutrones, mientras que las capas externas se expanden con gran velocidad y forman una cáscara gaseosa extendida llamada remanente de supernova (SNR). Actualmente, varios cientos de SNRs son conocidos en la vía Láctea, de los cuales docenas fueron encontrados para ser asociados con estrellas de neutrones. La detección de nuevos ejemplos de estrellas de neutrones en SNRs es muy importante para entender la física de las explosiones de supernovas.
En el 2002, Vasilii Gvaramadze, un científico del Instituto astronómico de Sternberg, propuso que la piriforme aparición de RCW 86 se debía a una explosión de supernova cerca del borde de una burbuja soplada por el viento de una estrella masiva en movimiento-la estrella progenitora de la supernova. Esto le permitió detectar un candidato estrella de neutrones, actualmente conocido como [GV2003] N, asociado con RCW 86 utilizando los datos del Observatorio Chandra x-Ray.
Si [GV2003] N es, de hecho, una estrella de neutrones, entonces debe ser una fuente muy débil de emisión óptica. Pero en la imagen óptica obtenida en el 2010, se detectó una estrella muy brillante en la posición de [GV2003] N. Esto podría significar que [GV2003] N no era una estrella de neutrones.
La evolución de una estrella masiva termina con una violenta explosión llamada supernova. La parte central de la estrella explotada se contrae en una estrella de neutrones, mientras que las capas externas se expanden con gran velocidad y forman una cáscara gaseosa extendida llamada remanente de supernova (SNR). Actualmente, varios cientos de SNRs son conocidos en la vía Láctea, de los cuales docenas fueron encontrados para ser asociados con estrellas de neutrones. La detección de nuevos ejemplos de estrellas de neutrones en SNRs es muy importante para entender la física de las explosiones de supernovas.
En el 2002, Vasilii Gvaramadze, un científico del Instituto astronómico de Sternberg, propuso que la piriforme aparición de RCW 86 se debía a una explosión de supernova cerca del borde de una burbuja soplada por el viento de una estrella masiva en movimiento-la estrella progenitora de la supernova. Esto le permitió detectar un candidato estrella de neutrones, actualmente conocido como [GV2003] N, asociado con RCW 86 utilizando los datos del Observatorio Chandra x-Ray.
Si [GV2003] N es, de hecho, una estrella de neutrones, entonces debe ser una fuente muy débil de emisión óptica. Pero en la imagen óptica obtenida en el 2010, se detectó una estrella muy brillante en la posición de [GV2003] N. Esto podría significar que [GV2003] N no era una estrella de neutrones.
Vasilii Gvaramadze, el autor principal de la publicación en Nature Astronomy, explica: "para determinar la naturaleza de la estrella óptica en la posición de [GV2003] N, obtuvimos sus imágenes utilizando siete canales óptico / cercano infrarrojo GROND en El telescopio de 2,2 metros del Observatorio Europeo Austral (ESO)." La distribución espectral de la energía ha demostrado que esta estrella es del tipo solar (una estrella llamada G). Pero puesto que la luminosidad de la radiografía de la estrella G debe ser perceptiblemente menos que eso fue medida para [GV2003] N, hemos llegado a la conclusión de que se trata de un sistema binario compuesto por una estrella de neutrones (visible en las radiografías como [GV2003] N) y una estrella G, visible en longitudes de onda ópticas.
La existencia de tales sistemas es un resultado natural de la evolución binaria masiva de la estrella. Recientemente, se reconoció que la mayoría de estrellas masivas se forman en sistemas binarios y múltiples. Cuando una de las estrellas estalla en un sistema binario, el segundo podría contaminarse con elementos pesados, expulsados por una supernova.
Para comprobar la hipótesis de que [GV2003] N es un sistema binario, los astrofísicos obtuvieron cuatro espectros de la estrella G en el 2015 con el Very Large Telescope (VLT) de la ESO. Se encontró que la velocidad radial de esta estrella ha cambiado significativamente durante un mes, lo que es indicativo de un binario excéntrico con un período orbital de aproximadamente un mes. El resultado obtenido ha demostrado que [GV2003] N es una estrella de neutrones y que RCW 86 es el resultado de la explosión de supernova cerca del borde de una burbuja soplada por el viento. Esto es muy importante para entender la estructura de algunos SNRs peculiares, así como para la detección de sus estrellas de neutrons asociadas.
Hasta hace poco, la explicación más popular del origen de las supernovas ricas en calcio fue la detonación de la cáscara de helio en enanas blancos de baja masa. Los resultados obtenidos por Vasilii Gvaramadze y sus colegas, sin embargo, implican que bajo ciertas circunstancias, una gran cantidad de calcio también podría ser sintetizada por la explosión de estrellas masivas en sistemas binarios.
Vasilii Gvaramadze dice: "seguimos estudiando [GV2003] N." Vamos a determinar los parámetros orbitales del sistema binario, estimar las masas iniciales y finales de la supernova progenitora, y la velocidad de retroceso obtenida por la estrella de neutrones al nacer. Además, también vamos a medir la abundancia de elementos adicionales en la atmósfera de la estrella G. La información obtenida podría ser de vital importancia para entender la naturaleza de las supernovas ricas en calico.
La existencia de tales sistemas es un resultado natural de la evolución binaria masiva de la estrella. Recientemente, se reconoció que la mayoría de estrellas masivas se forman en sistemas binarios y múltiples. Cuando una de las estrellas estalla en un sistema binario, el segundo podría contaminarse con elementos pesados, expulsados por una supernova.
Para comprobar la hipótesis de que [GV2003] N es un sistema binario, los astrofísicos obtuvieron cuatro espectros de la estrella G en el 2015 con el Very Large Telescope (VLT) de la ESO. Se encontró que la velocidad radial de esta estrella ha cambiado significativamente durante un mes, lo que es indicativo de un binario excéntrico con un período orbital de aproximadamente un mes. El resultado obtenido ha demostrado que [GV2003] N es una estrella de neutrones y que RCW 86 es el resultado de la explosión de supernova cerca del borde de una burbuja soplada por el viento. Esto es muy importante para entender la estructura de algunos SNRs peculiares, así como para la detección de sus estrellas de neutrons asociadas.
Hasta hace poco, la explicación más popular del origen de las supernovas ricas en calcio fue la detonación de la cáscara de helio en enanas blancos de baja masa. Los resultados obtenidos por Vasilii Gvaramadze y sus colegas, sin embargo, implican que bajo ciertas circunstancias, una gran cantidad de calcio también podría ser sintetizada por la explosión de estrellas masivas en sistemas binarios.
Vasilii Gvaramadze dice: "seguimos estudiando [GV2003] N." Vamos a determinar los parámetros orbitales del sistema binario, estimar las masas iniciales y finales de la supernova progenitora, y la velocidad de retroceso obtenida por la estrella de neutrones al nacer. Además, también vamos a medir la abundancia de elementos adicionales en la atmósfera de la estrella G. La información obtenida podría ser de vital importancia para entender la naturaleza de las supernovas ricas en calico.