HD 265435 Un sistema binario con un período orbital de aproximadamente 100 min, que consta de una enana blanca y una estrella subenana caliente.
Artista HD 265435, un sistema binario ubicado a unos 1.500 años luz de distancia en la constelación de Géminis. Crédito de la imagen: Mark Carlick / Universidad de Warwick.
Supernova de tipo Ia Importante para la cosmología ‘Velas estándar. ‘
Su brillo es constante y es un tipo específico de luz, lo que significa que los astrónomos pueden comparar qué luminosidad debería ser con la luz que observamos en la Tierra y revelar qué tan lejos están con un buen grado de precisión.
Al observar estas supernovas en galaxias distantes, los astrónomos combinan lo que saben con la rapidez con la que se mueve una galaxia con nuestra distancia de la supernova y calculan la expansión del universo.
Generalmente se piensa que un tipo de supernova ocurre cuando está en el núcleo de una enana blanca, lo que lleva a una explosión termonuclear.
Hay dos escenarios en los que esto puede suceder. En la primera escena, la enana blanca obtiene lo suficiente para alcanzar 1,4 veces la masa de nuestro sol. Cordillera de Chandrasekhar.
El sistema HD 265435 se ajusta al segundo escenario, en el que la masa total del binario más cercano está cerca o por encima de este límite.
«No sabemos cómo explotan estas supernovas, pero sabemos que tiene que suceder porque lo vemos en algún otro lugar del universo», dijo la Dra. Ingrid Belisoli, astrónoma del Departamento de Física de la Universidad de Warwick. Física y astronomía en la Universidad de Botswana.
«De cualquier manera, si la enana blanca se reúne lo suficiente de la enana caliente caliente, los dos se acercarán y la cosa escapará de la enana caliente y comenzará a caer sobre la enana blanca».
«Otra forma es porque pierden energía debido a las emisiones de ondas gravitacionales, por lo que siguen acercándose hasta que se fusionan».
«Una vez que la enana blanca haya ganado suficiente masa en ambos modos, entrará en una supernova».
El Dr. Belisoli y sus colegas utilizaron la curva de luz obtenida por el Satélite de reconocimiento de exoplanetas en tránsito (TES) de la NASA del Laboratorio Palomer y W.M.
Descubrieron que la enana blanca oculta era tan pesada como nuestro sol, pero un poco más pequeña que el radio de la tierra.
Combinado con la masa del subgrupo caliente, que es 0,6 veces la masa de nuestro Sol, ambas estrellas tienen la masa necesaria para formar una supernova de tipo Ia.
Dado que las dos estrellas ya están lo suficientemente cerca como para orbitarse entre sí, la enana blanca inevitablemente entrará en una supernova en unos 70 millones de años.
Los modelos teóricos predicen que la subenana caliente se convertirá en una estrella enana blanca antes de unirse a su pareja.
«Cuanto más comprendamos cómo funcionan las supernovas, mejor podremos medir nuestras velas estándar», dijo el Dr. Belisoli.
«Esto es muy importante en este momento porque hay una diferencia entre lo que obtenemos de este tipo de vela estándar y lo que obtenemos con otros métodos».
A Papel Los hallazgos fueron publicados en la revista Astronomía natural.
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I. Belisoli Y otros. Una caliente sub-enana-enana blanca candidata a Super-Chandrasekhar, pionera de la Supernova Ia. No Astron, Publicado en línea el 12 de julio de 2021; doi: 10.1038 / s41550-021-01413-0
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