¿Hay cambios observables en una estrella a punto de convertirse en supernova, minutos u horas antes de la explosión?

Estoy escribiendo una novela de ciencia ficción, donde un barco está varado en un solo sistema estelar (una supergigante roja). Uno de los puntos de la trama es que la estrella se convierte en supernova en varias horas, por lo que los personajes tienen que arreglar su nave antes de que eso suceda.

Tengo un conocimiento básico de cómo funciona: el hierro generado a partir de la fusión nuclear se acumula en el núcleo, hasta que llega al punto en que comienza la fusión del hierro. Como la fusión de hierro es una reacción endotérmica, el núcleo ya no puede generar suficiente energía para resistir su propia gravedad y la presión de las capas externas, por lo que se colapsa y explota.

He leído que una vez que la fusión de hierro comienza dentro del núcleo, el colapso ocurre en minutos, que el colapso en sí dura unos segundos (incluso menos de un segundo) y que la onda de choque tarda varias horas en llegar a la superficie. ¿Es todo eso correcto?

Lo que pasa es que necesito que los personajes puedan predecir la explosión a corto plazo. Unas pocas horas o incluso minutos. Sería genial si pudieran estar al tanto del colapso del núcleo y comenzar una cuenta regresiva.

Entonces, ¿hay alguna señal externa de estos eventos, como cambios en la luminosidad o el color? ¿Cambia el espectro de estrellas cuando comienza la fusión de hierro o cuando el núcleo colapsa? Sé que el colapso del núcleo genera una gran cantidad de neutrinos. ¿Es esta cantidad tan intensa que puede ser fácilmente detectable? (es decir, sin un detector enorme en una instalación subterránea). ¿Se puede estimar la cantidad de hierro en el núcleo a partir del espectro y el tamaño de la estrella, de modo que se pueda predecir el tiempo aproximado del colapso?

Creo que su mejor opción sería detectar los neutrinos generados por la quema nuclear dentro de la estrella (como lo hacemos con el Sol). Una vez que la estrella llega a la etapa de combustión de carbono, en realidad está generando más energía en los neutrinos que en los fotones. Durante la fase de quema de silicio, que dura unos días y es lo que crea el núcleo de hierro degenerado (que se colapsa una vez que es lo suficientemente masivo), el flujo de neutrinos aumenta a unos 10 ⁴⁷ erg / sa unos segundos antes del colapso del núcleo. (El flujo máximo durante el colapso del núcleo es de aproximadamente 10 ⁵² a 10 ⁵³ erg / s). Este artículo de Asakura et al. estima que el detector japonés KamLAND podría detectar el flujo de neutrinos pre-supernova para estrellas a distancias de varios cientos de parsecsy avisar con anticipación de una supernova de colapso del núcleo varias horas o incluso días antes. Como tus personajes están en el mismo sistema que la estrella, difícilmente necesitarían un detector subterráneo grande para recoger los neutrinos.

Este gráfico muestra un ejemplo de luminosidad de neutrinos (para neutrinos anti-electrones) versus tiempo para una estrella pre-supernova (de Asakura et al. 2016, basada en Odrzywolek & Heger 2010 y Nakazato et al. 2013); el colapso del núcleo comienza en t = 0s.

Al medir el espectro de energías para diferentes tipos de neutrinos y su evolución en el tiempo, probablemente puedas tener una muy buena idea de qué tan lejos estaba la estrella, particularmente porque probablemente podemos suponer que tus personajes tienen modelos mucho mejores de evolución estelar que los que tenemos actualmente hacer. (También querrían obtener mediciones precisas de la masa de la estrella, la velocidad de rotación, tal vez la estructura interna a través de la astroseismología, etc., para ajustar el modelo de evolución estelar; estas son todas las cosas que podrían hacer con bastante facilidad).

El colapso del núcleo en sí mismo sería señalado por el enorme aumento en el flujo de neutrinos.

Este artículo "What If" de Randall Munroe estima que el flujo de neutrinos de una supernova de colapso del núcleo sería letal para un ser humano a una distancia de alrededor de 2 UA. Lo cual, como señala, podría estar dentro de una estrella supergigante, por lo que tus personajes probablemente estarían un poco más lejos que eso. Pero sí muestra que el flujo de neutrinos sería fácilmente detectable, y que tus personajes podrían recibir envenenamiento por radiación si estuvieran a menos de 10 UA. (Por supuesto, querrá detectarlo más directamente que solo esperar hasta que comience a sentirse enfermo, ya que eso podría llevar más tiempo que la onda de choque para llegar a la superficie de la estrella). Esto es solo para llevar a casa el hecho de que no tendrían ningún problema para detectar los neutrinos ...

Otras respuestas son correctas; definitivamente se espera un pulso de neutrinos como resultado de una supernova de colapso del núcleo y debería ocurrir algunas horas antes de que una onda de choque llegue a la superficie.

$\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$

Otra posibilidad no mencionada hasta ahora son las ondas gravitacionales. Suponiendo que estuviera disponible un detector de ondas gravitacionales relativamente portátil (!), También se esperaría un pulso de onda gravitacional agudo en la escala de tiempo de colapso del núcleo (un segundo o menos) que también presagiaría la onda expansiva de supernova algunas horas más tarde.

Como dijo Dean , los progenitores de supernovas generalmente liberan neutrinos antes del colapso completo del núcleo, la formación de remanentes y la expulsión de las capas externas de la estrella. El proceso, centrado aquí en los neutrinos, es similar al siguiente:

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. La captura de electrones reduce la presión de degeneración de electrones en el núcleo, lo que conduce a un colapso acelerado del núcleo. La presión de degeneración es importante en los núcleos de muchas estrellas, pero en estrellas extremadamente masivas, incluidas las supergigantes rojas, simplemente no es suficiente para detener el colapso.
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$
5. Los neutrinos que todavía quedan atrapados en / por el remanente estelar se liberan unos diez segundos después. La producción de pares de neutrinos también conduce a un enfriamiento rápido. Algunos de estos neutrinos pueden contribuir a un resurgimiento de la onda de choque.

Los neutrinos pueden llegar horas, o días posibles, en algunas circunstancias, antes de la luz de la supernova. El primero fue el caso de SN 1987A , la primera supernova a partir de la cual se detectaron neutrinos.

Referencias

• Balasi y col. (2015)
• Mirizzi y col. (2015)
• Scholberg (2012)

Una supernova superluminosa (también conocida como hipernova) puede exhibir un doble pico en su brillo y algunos teorizan que esta puede ser la norma para una supernova superluminosa, aunque hasta donde sé, solo se ha observado en un caso hasta ahora (DES14X3taz).

De todos modos, en (al menos) este caso hubo un aumento sustancial inicial en el brillo. Luego, el brillo disminuyó (un par de magnitudes) durante unos días, luego volvió a aumentar considerablemente más que el "golpe" inicial.

Probablemente deba tener cuidado con las distancias involucradas. El estallido de luz inicial ya es lo suficientemente grande como para que, a menos que su gente esté bastante lejos, ya sea suficiente para freírlos hasta que estén crujientes.

Sin embargo, hay otro punto que podría ser interesante para su novela. Después de la explosión, lo que probablemente obtienes es una magnetar, que, como dirías por su nombre, es una estrella con un campo magnético extremadamente fuerte, tan fuerte que, de hecho, es probable que cause todo tipo de estragos. con cualquier cosa en las cercanías que dependa de cualquier cosa que involucre actividad eléctrica, no solo electrónica, sino también probablemente los nervios de las personas.

Sin embargo, aquí hay un problema obvio: una supergigante roja es el tipo correcto de estrella como progenitora de una supernova "normal". Probablemente no sea el tipo correcto como progenitor de una supernova superluminosa. El progenitor de una supernova es típicamente algo así como seis u ocho masas solares. Una supernova superluminosa es probablemente (solo se conocen unas pocas, por lo que es difícil generalizar) algo así como un par de cientos de masas solares. Dada la cantidad de energía liberada, tiene que ser bastante grande de todos modos.

Referencia: Smith, et al (2015)