Unos días, en el mejor de los casos.

Si desea detectar una supernova lo más rápido posible, necesita un detector de neutrinos. Las supernovas producen cantidades sustanciales de neutrinos, que en realidad se llevan gran parte de la energía de la explosión. Aunque estas partículas son difíciles de detectar, son detectables y pueden dar a nuestra desafortunada civilización una pequeña ventaja.

Etapas tardías de la evolución estelar

Al final de la vida de una estrella masiva, su núcleo comienza a fusionar elementos cada vez más pesados. Sin embargo, cada etapa de la quema es más rápida que la anterior. Por ejemplo, mientras que el hidrógeno y el helio se queman en un$25M_{\odot}$estrella puede tardar unos pocos millones y unos cientos de miles de años, respectivamente, las dos etapas finales (fusión de oxígeno y silicio) deberían durar sólo una semana.

Resulta ( Asakura et al. 2016 ) que en los últimos períodos de la vida de una estrella masiva, comenzando con la fusión de carbono, la estrella se enfría principalmente a través de la producción de pares neutrino-antineutrino cuando un electrón y un positrón se aniquilan:

1. Desintegración beta inversa
2. Dispersión coherente de neutrinos
3. Dispersión de neutrinos y electrones

El decaimiento beta inverso (IBD) es la interacción más prometedora porque el proceso tiene una sección transversal alta y poco ruido de fondo. Algunos de nuestros detectores de neutrinos actuales (los autores se centran en KamLAND) deberían poder ver la EII desde un$25M_{\odot}$estrella a distancias de hasta 700 parsecs hora o incluso unos días antes de la supernova, ya que la estrella fusiona oxígeno y luego silicio. Puede que la detección no sea definitiva, pero la señal estará ahí.

Durante la supernova

Como mencioné anteriormente, las supernovas producen neutrinos. Interactúan solo débilmente con la materia, lo que significa que ellos, no los fotones, son los primeros signos de una supernova a punto de ocurrir. En algunos casos, pueden ser mensajeros del desastre inminente; en otros, no tanto.

1. Colapso del núcleo tradicional. En estrellas con masas$\sim8\text{-}100M_{\odot}$, tendrá lugar la fusión de elementos pesados, que finalmente se detendrá cuando se produzca hierro (la fusión de hierro es posible, pero consume más energía de la que libera, por lo que no tiene lugar a tasas significativas antes de una supernova). No hay presión hacia el exterior: una estrella está en equilibrio hidrostático, donde la presión de la fusión equilibra la fuerza de la gravedad, por lo que la estrella comienza a colapsar.

   La presión de degeneración de electrones comienza a frenar el colapso, pero no es suficiente. El núcleo sigue colapsando sobre sí mismo. La fotodesintegración produce rayos gamma de alta energía y la desintegración beta inversa produce neutrinos. El núcleo continúa colapsando, mientras que las capas externas son empujadas hacia afuera en un "rebote" que aún no se comprende por completo. A partir de aquí, la masa de la estrella determina si su núcleo se convertirá o no en una estrella de neutrones o en un agujero negro.

   Las dos formas principales de detectar una supernova de este tipo son detectar la luz que emite o los neutrinos producidos. Los neutrinos suelen llegar poco antes que la luz, pero la diferencia no es significativa, a menudo del orden de unas pocas horas. Para cuando los neutrinos o la luz lleguen al planeta, sus ocupantes estarán tostados.

   Para obtener excelentes análisis relacionados, consulte Lieb & Yau (1987) y Heger et al. (2002) , que también analiza el tipo de supernova explorada en la siguiente sección: una supernova de inestabilidad de pares.

2. Par-inestabilidad. Para estrellas con masas mayores que$\sim100M_{\odot}$masas solares, los rayos gamma proporcionan una presión adicional contra las capas exteriores masivas. Sin embargo, ciertas compresiones pueden provocar un aumento en la producción de pares, la creación de electrones y positrones a partir de rayos gamma. Esto reduce la presión del núcleo, lo que lleva a un colapso total. La estrella está virtualmente destruida.

   Las supernovas con inestabilidad de pares normalmente no avisan con anticipación. De hecho, son difíciles de diferenciar de las supernovas normales de colapso del núcleo. Un análisis cuidadoso después de los hechos es la única manera de hacer un argumento constructivo en este sentido, a menudo dependiendo de la cantidad de energía producida (ver Smith (2007) ).

Para obtener más información sobre la detección de supernovas, consulte ¿Qué tecnologías y ciencias se necesitan para detectar una estrella que se convierte en supernova? .

Otra respuesta es que tan pronto como su civilización averigüe la física nuclear de las estrellas, podrá averiguar si su lugar en la galaxia es seguro o no. Aquí en la Tierra podemos admirar a Betelgeuse desde una distancia casi segura. Es un pozo gigante rojo dentro del último millón de años antes de que explote. Podemos observar que es muy variable, es decir, inestable. Si nos encontráramos a unos pocos años luz de Betelgeuse o similares, sabríamos que el único futuro a largo plazo para nuestra civilización implicaría viajes interestelares.