Es un misterio”: Física especial de la estrella más inestable, supermasiva y volátil del universo

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“La variable azul luminosa es una estrella supermasiva e inestable”, dijo Yan-Fei Jiang, investigador del Instituto Kavli de Física Teórica (KITP) de la Universidad de California en Santa Bárbara. A diferencia de nuestro Sol comparativamente más pequeño y constante, los LBV se han mostrado que brillan y se calientan, luego se enfrían y se desvanecen para ser casi indistinguibles de otras estrellas, solo para encenderse de nuevo. Debido a estos cambios, los modelos unidimensionales convencionales han sido menos que adecuados para explicar la física especial de estas estrellas.

Una variable azul luminosa en nuestra galaxia, llamada HD168625, que se muestra en la imagen JPL de arriba, está rodeada por una nebulosa bipolar que es similar a la de SN1987A, una supernova que explotó en 1987 en la Gran Nube de Magallanes y fue la supernova más cercana en aproximadamente 400 años.

Brillante con un brillo de tono azul excepcional y exhibiendo variaciones salvajes tanto en brillo como en espectro, la variable azul luminosa (LBV) es un tipo de estrella relativamente raro y aún algo misterioso. Su apariencia tiende a fluctuar radicalmente con el tiempo, y eso ha despertado la curiosidad de los astrofísicos que se preguntan qué procesos pueden estar en juego.

Sin embargo, gracias al modelado de supercomputación especial y de datos intensivos realizado en el Argonne National Laboratory’s Argonne Leadership Computing Facility (ALCF) para su programa INCITE, Jiang y sus colegas – Matteo Cantiello del Instituto Flatiron, Lars Bildsten de KITP, Eliot Quataert en UC Berkeley, Omer Blaes de UCSB y James Stone de Princeton, ahora han desarrollado una simulación tridimensional. No solo muestra las etapas de un LBV a medida que se vuelve progresivamente más luminoso, luego entra en erupción, sino que también representa las fuerzas físicas que contribuyen a ese comportamiento. La simulación se desarrolló también con recursos computacionales de la NASA y el Centro de Computación Científica de Investigación de Energía Nacional.

De particular interés para los investigadores son las tasas de pérdida de masa de las estrellas, que son significativas en comparación con las estrellas menos masivas. Entender cómo estos cuerpos estelares pierden masa, dijo Jiang, podría conducir a una mayor comprensión de cómo terminan sus vidas como brillantes supernovas.

Entre los procesos físicos nunca antes vistos con modelos unidimensionales se encuentran los movimientos turbulentos supersónicos, las ondulaciones y arrugas que irradian de la envoltura profunda de la estrella mientras se prepara para una serie de arrebatos.

“Estas estrellas pueden tener una temperatura en la superficie de aproximadamente 9,000 grados Kelvin durante estos arrebatos”, dijo Jiang. Eso se traduce a 15,740 grados Fahrenheit u 8,726 grados Celsius.

También se ve por primera vez en tres dimensiones la tremenda expansión de la estrella inmediatamente antes y durante los arrebatos, fenómenos no capturados con modelos unidimensionales anteriores. Las simulaciones tridimensionales muestran que es la opacidad del helio la que fija la temperatura observada durante el estallido.

Según Jiang, en un código de evolución estelar unidimensional, la opacidad del helio: la medida en que los átomos de helio evitan que los fotones (luz) escapen, no es muy importante en la envoltura externa porque la densidad del gas en la envoltura exterior más fría está demasiado lejos. bajo.

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El coautor y director de KITP, Lars Bildsten, explicó que el modelo tridimensional demuestra que “la región más profunda de la estrella tiene una convección tan vigorosa que las capas superiores a esa ubicación se extienden a radios mucho más grandes, lo que permite el material en la ubicación donde el helio se recombina para ser mucho más denso “.

La radiación que se escapa del núcleo caliente de la estrella empuja la región exterior opaca y fría para desencadenar dramáticos estallidos durante los cuales la estrella pierde grandes cantidades de masa. Por lo tanto, la convección, el mismo fenómeno responsable de la formación de nubes de tormenta, causa no solo variaciones en el radio de la estrella sino también en la cantidad de masa que sale en forma de un viento estelar.

Se está realizando un trabajo adicional en más simulaciones, según Jiang, incluidos los modelos de las mismas estrellas, pero con diferentes parámetros como la metalicidad, la rotación y los campos magnéticos.

“Estamos tratando de entender cómo estos parámetros afectarán las propiedades de las estrellas”, dijo Jiang. “También estamos trabajando en diferentes tipos de estrellas masivas, las llamadas estrellas Wolf-Rayet, que también muestran una fuerte pérdida de masa

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