Existem mudanças observáveis ​​em uma estrela prestes a se tornar supernova, minutos ou horas antes da explosão?

Estou escrevendo um romance de ficção científica, em que um navio está preso em um único sistema estelar (uma supergigante vermelha). Um dos pontos da trama é a estrela se tornar supernova em várias horas, então os personagens precisam consertar sua nave antes que isso aconteça.

Tenho conhecimento básico de como funciona: o ferro gerado a partir da fusão nuclear é acumulado no núcleo, até chegar a um ponto em que a fusão do ferro é iniciada. Como a fusão de ferro é uma reação endotérmica, o núcleo não é mais capaz de gerar energia suficiente para resistir à sua própria gravidade e pressão das camadas externas, de modo que entra em colapso e explode.

Eu li que, uma vez que a fusão de ferro começa dentro do núcleo, o colapso ocorre em minutos, o colapso dura alguns segundos (até menos de um segundo) e a onda de choque leva várias horas para alcançar a superfície. Está tudo correto?

O fato é que preciso que os personagens consigam prever a explosão a curto prazo. Algumas horas ou até minutos. Seria ótimo se eles pudessem estar cientes do colapso do núcleo e iniciar uma contagem regressiva.

Então, há alguma sugestão externa desses eventos, como mudanças na luminosidade ou na cor? O espectro estelar muda quando a fusão de ferro começa ou quando o núcleo entra em colapso? Eu sei que o colapso do núcleo gera uma enorme quantidade de neutrinos. Essa quantidade é tão intensa que pode ser facilmente detectável? (isto é, sem um detector enorme em uma instalação subterrânea). A quantidade de ferro no núcleo pode ser estimada a partir do espectro e tamanho da estrela, para que o tempo aproximado do colapso possa ser previsto?

Acho que sua melhor aposta seria detectar neutrinos gerados pela queima nuclear dentro da estrela (como fazemos para o Sol). Uma vez que a estrela atinge o estágio de queima de carbono, ela está realmente liberando mais energia nos neutrinos do que nos fótons. Durante a fase de queima de silício, que dura alguns dias e é o que cria o núcleo de ferro degenerado (que entra em colapso quando é maciço o suficiente), o fluxo de neutrinos aumenta para cerca de 10 ⁴⁷ erg / sa alguns segundos antes do colapso do núcleo. (O pico de fluxo durante o colapso do núcleo é de cerca de 10 ⁵² a 10 ⁵³ erg / s). Este artigo de Asakura et al. estima que o detector KamLAND japonês possa detectar o fluxo de neutrinos pré-supernova para estrelas a distâncias de várias centenas de parsecse forneça um aviso prévio de uma supernova de colapso principal com várias horas ou até dias de antecedência. Como seus personagens estão no mesmo sistema da estrela, eles dificilmente precisariam de um grande detector subterrâneo para captar os neutrinos.

Este gráfico mostra um exemplo de luminosidade dos neutrinos (para neutrinos anti-elétrons) versus o tempo para uma estrela pré-supernova (de Asakura et al. 2016, baseada em Odrzywolek & Heger 2010 e Nakazato et al. 2013); o colapso do núcleo começa em t = 0s.

Ao medir o espectro de energias para diferentes tipos de neutrinos e sua evolução no tempo, você provavelmente poderia ter uma idéia muito boa de quão longe a estrela estava, principalmente porque podemos supor que seus personagens têm modelos muito melhores para a evolução estelar do que nós atualmente Faz. (Eles também gostariam de obter medições precisas da massa da estrela, taxa de rotação, talvez estrutura interna via astroseismologia etc.), a fim de ajustar o modelo de evolução estelar; tudo isso poderia ser feito com facilidade.)

O colapso do núcleo seria sinalizado pelo enorme aumento no fluxo de neutrinos.

Este artigo "What If" de Randall Munroe estima que o fluxo de neutrinos de uma supernova de colapso do núcleo seria letal para um ser humano a uma distância de cerca de 2 UA. O que, como ele aponta, poderia estar dentro de uma estrela supergigante, então seus personagens provavelmente estariam um pouco mais longe do que isso. Mas mostra que o fluxo de neutrinos seria facilmente detectável e que seus personagens poderiam sofrer envenenamento por radiação se estivessem próximos a 10 UA. (Claro, você deseja detectá- lo mais diretamente do que apenas esperar até começar a ficar doente, pois isso pode levar mais tempo do que a onda de choque leva para alcançar a superfície da estrela.) Isso é apenas para trazer para casa o fato de que eles não teriam nenhum problema em detectar os neutrinos ....

Outras respostas estão corretas; um pulso de neutrino é definitivamente esperado como resultado de uma supernova de colapso do núcleo e deve ocorrer algumas horas antes que uma onda de choque chegue à superfície.

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

Outra possibilidade não mencionada até agora são as ondas gravitacionais. Supondo que um detector de ondas gravitacionais relativamente portátil estivesse disponível (!), Você também esperaria um pulso agudo de ondas gravitacionais na escala de tempo do colapso do núcleo (um segundo ou menos) que também pressagiaria a onda de explosão da supernova algumas horas depois.

Como Dean disse , os progenitores da supernova geralmente liberam neutrinos antes do colapso total do núcleo, da formação de remanescentes e da ejeção das camadas externas da estrela. O processo - focado aqui nos neutrinos - é mais ou menos o seguinte:

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. A captura de elétrons reduz a pressão de degeneração de elétrons no núcleo, o que leva ao colapso acelerado do núcleo. A pressão de degenerescência é importante nos núcleos de muitas estrelas, mas em estrelas extremamente massivas - incluindo supergigantes vermelhos - simplesmente não é suficiente para parar o 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. Os neutrinos ainda presos no / pelo remanescente estelar são liberados cerca de dez segundos depois. A produção de pares de neutrinos também leva a um resfriamento rápido. Alguns desses neutrinos podem contribuir para o renascimento da onda de choque.

Os neutrinos podem chegar horas - ou possíveis dias, em algumas circunstâncias - antes da luz da supernova. O primeiro foi o caso do SN 1987A , a primeira supernova a partir da qual os neutrinos foram detectados.

Referências

• Balasi et al. (2015)
• Mirizzi et al. (2015)
• Scholberg (2012)

Uma supernova superluminosa (também conhecida como hipernova) pode exibir um pico duplo de brilho e alguns estão teorizando que essa pode ser a norma para uma supernova superluminosa, embora, tanto quanto eu saiba, só tenha sido observada em um caso até agora (DES14X3taz).

De qualquer forma, (pelo menos) nesse caso, houve um aumento substancial inicial no brilho. Então, o brilho diminuiu (algumas magnitudes) por alguns dias e depois voltou a ser consideravelmente mais brilhante que o "choque" inicial.

Você provavelmente precisará ter cuidado com as distâncias envolvidas. A explosão inicial de luz já é grande o suficiente para que, a menos que seu pessoal esteja bem distante, já seja suficiente para fritá-lo.

Há um outro ponto que pode ser interessante para o seu romance. Após a explosão, o que você provavelmente recebe é um magnetar - que, como você diria pelo nome, é uma estrela com um campo magnético extremamente forte - tão forte, de fato, que é provável que cause todo tipo de estragos com qualquer coisa na vizinhança que dependa de alguma coisa que envolva atividade elétrica - não apenas eletrônica, mas também provavelmente os nervos das pessoas.

Existe um problema óbvio aqui: uma supergigante vermelha é o tipo certo de estrela como progenitora de uma supernova "normal". Provavelmente não é o tipo certo como progenitor de uma supernova superluminosa. O progenitor de uma supernova é tipicamente algo como seis ou oito massas solares. Uma supernova superluminosa é provavelmente (apenas algumas são conhecidas, por isso é difícil generalizar) algo como algumas centenas de massas solares. Dada a quantidade de energia liberada, ela deve ser bastante grande de qualquer maneira.

Referência: Smith, et al (2015)