Radioemisión en supernovas de tipo II, Ib, Ic (y IIb)

La emisión en banda radio procedente de las supernovas de colapso nuclear es un fenómeno poco común. De hecho, en los últimos 20 años sólo se ha detectado radioemisión en poco más de 20 casos, de entre un total de más de cien supernovas observadas (15).

En el caso afortunado de que se produzca emisión en radio, tenemos la oportunidad de conocer los detalles íntimos de la estructura del material eyectado en la explosión, así como del medio circunestelar que el viento solar de la estrella generó en su etapa pre-supernova.

La manera en la que podemos estudiar los eyecta y el medio circunestelar en base al estudio pormenorizado de la radioemisión en supernovas es mediante el llamado modelo de Chevalier (4,3), también conocido como modelo estándar de emisión de supernovas. En la siguiente sección presentaremos este modelo.

El modelo de Chevalier

El modelo de Chevalier permite relacionar la estructura y evolución de la radioemisión de una supernova con los parámetros provenientes de la modelización hidrodinámica de la interacción de los eyecta con el medio circunestelar.

El modelo hidrodinámico usado por Chevalier describe la expansión de los eyecta (que se asume con simetría esférica) como un choque compuesto por una discontinuidad de contacto (que separaría físicamente los eyecta del medio circunestelar) y dos ondas de choque que se alejarían de la discontinuidad de contacto en sentidos opuestos; una onda chocaría al medio circunestelar (es el llamado choque frontal o forward shock) y la otra onda chocaría al medio de los eyecta (es el llamado choque trasero o reverse shock). Mostramos un esquema de este modelo hidrodinámico de interacción en la figura 1.

Figura 1: Esquema del modelo de Chevalier. La zona sombreada corresponde a los eyecta. La región 1 es la zona circunestelar chocada (donde se produce la radioemisión) y las líneas irregulares representan las inestabilidades de Rayleigh-Taylor. La región 2 corresponde a la zona chocada de los eyecta. La línea A es la discontinuidad de contacto y las líneas B y C son el choque frontal y el choque reverso, respectivamente. Las flechas indican, a nivel cualitativo, los sentidos y módulos de las velocidades de las distintas fuentes de choque.

Puede demostrarse que la evolución de un choque de este tipo es autosimilar, siempre que la densidad del medio circunestelar tenga una distribución radial de la forma $\rho_{cs} \propto r^{-s}$ (con s = 2 en el modelo de Chevalier) y, en la región cercana a la discontinuidad de contacto, los eyecta tengan una distribución radial de densidad del tipo $\rho_{ej} \propto r^{-n}$.

En estas condiciones, la expansión de los eyecta se rige por la ley (4)

$$R(t) = K\,t^{m},$$ (1)

donde $K$ es una constante y $m = \frac{n - 3}{n - s}$. Puesto que $m < 1$, la expansión de los eyecta es desacelerada.

Debido a la desaceleración de los eyecta (de la discontinuidad de contacto), parte de éstos se introduce en el medio circunestelar, liberándose energía en forma de turbulencias. Esto es debido a que la densidad de los eyecta es muy superior a la del medio circunestelar. El tipo de turbulencias generadas bajo estas condiciones recibe el nombre de Turbulencias de Rayleigh-Taylor. El flujo turbulento producido por una gota de aceite al caer (y empezar a desacelerar) dentro de un vaso de agua sería un ejemplo de este tipo de fenómenos turbulentos.

Debido a procesos magneto-hidrodinámicos de acoplamiento, los campos magnéticos del medio circunestelar pueden amplificarse notoriamente (más de dos órdenes de magnitud, hasta llegar al orden de 10 Gauss) en las zonas turbulentas, debido a las vorticidades generadas en el plasma. En el modelo de Chevalier, la densidad de energía de estos campos magnéticos es proporcional a la densidad de energía del choque.

Por otra parte, los campos magnéticos turbulentos, tanto en el choque frontal como en las vecindades de la discontinuidad de contacto, pueden acelerar netamente a los electrones del medio circunestelar, pasando éstos a adquirir energías relativistas por medio de colisiones magnéticas de tipo Fermi estadístico. Tras esta aceleración, nos encontraremos con una población de electrones que, en el espacio de energías, obedecerá a una ley del tipo (e.g., 10)

$$N(E) = N_{0}\,E^{-p},$$ (2)

siendo $p$ un índice que depende de las características de las nubes magnéticas involucradas en la aceleración. Típicamente, podemos encontrarnos con valores de $p$ alrededor de 2.5 - 3 (10).

Estos ingredientes (campos magnéticos amplificados del orden de varios Gauss y una población de electrones relativistas en la zona) son los necesarios y suficientes para que se produzca emisión sincrotrón en la región del medio circunestelar chocado (3).

En resumen, según el modelo de Chevalier éste sería el origen de la radioemisión observada en las supernovas: radiación de tipo sincrotrón originada por la interacción de electrones relativistas del medio circunestelar chocado con campos magnéticos amplificados por turbulencias.

La intensidad de los campos magnéticos amplificados, así como la densidad de población de electrones relativistas, escalarían con las variables hidrodinámicas del modelo de expansión, dado que el tiempo característico de los procesos involucrados en la radioemisión sería mucho más corto que el tiempo característico de evolución hidrodinámica del choque.

En este link puede encontrarse información sobre el avance de la investigación en el campo de las radio supernovas realizado por el Grupo de Radioastronomía (del Dpto. de Astronomía y Astrofísica) de la Universidad de Valencia.