¿Hay cambios observables en una estrella a punto de convertirse en supernova, minutos u horas antes de la explosión?

Creo que su mejor apuesta sería detectar neutrinos generados por la combustión nuclear dentro de la estrella (como lo hacemos con el Sol). Una vez que la estrella llega a la etapa de quema de carbono, en realidad emite más energía en neutrinos que en fotones. Durante la fase de combustión del silicio, que dura unos pocos días y es lo que crea el núcleo de hierro degenerado (que colapsa una vez que es lo suficientemente masivo), el flujo de neutrinos aumenta a unos 10 ⁴⁷ erg/unos pocos segundos antes del colapso del núcleo. (El flujo máximo durante el colapso del núcleo es de aproximadamente 10 ⁵² a 10 ⁵³ erg/s). Este artículo de Asakura et al. estima que el detector japonés KamLAND podría detectar el flujo de neutrinos previo a la supernova para estrellas a distancias de varios cientos de parsecs, y proporcionar una advertencia anticipada de una supernova de colapso del núcleo con varias horas o incluso días de anticipación. Dado que tus personajes están en el mismo sistema que la estrella, difícilmente necesitarían un gran detector subterráneo para detectar los neutrinos.

Este gráfico muestra un ejemplo de la luminosidad de los neutrinos (para neutrinos antielectrónicos) versus el tiempo para una estrella presupernova (de Asakura et al. 2016, basado en Odrzywolek & Heger 2010 y Nakazato et al. 2013); el colapso del núcleo comienza en t = 0s.

Al medir el espectro de energías para diferentes tipos de neutrinos y su evolución en el tiempo, probablemente podría obtener una muy buena idea de qué tan lejos estaba la estrella, particularmente porque probablemente podemos asumir que sus personajes tienen modelos mucho mejores para la evolución estelar que los que tenemos actualmente. hacer. (También querrían obtener mediciones precisas de la masa de la estrella, la tasa de rotación, tal vez la estructura interna a través de la astrosismología, etc., para afinar el modelo de evolución estelar; todas estas son cosas que podrían hacer con bastante facilidad).

El propio colapso del núcleo estaría señalado por el enorme aumento del flujo de neutrinos.

Este artículo "Qué pasaría si" de Randall Munroe estima que el flujo de neutrinos de una supernova que colapsa el núcleo sería letal para un ser humano a una distancia de alrededor de 2 UA. Lo cual, como él señala, en realidad podría estar dentro de una estrella supergigante, por lo que tus personajes probablemente estarían un poco más lejos que eso. Pero sí muestra que el flujo de neutrinos sería fácilmente detectable, y que tus personajes bien podrían envenenarse por radiación si estuvieran más cerca de 10 UA. (Por supuesto, querrá detectarlo más directamente que simplemente esperar hasta que comience a sentirse enfermo, ya que eso puede llevar más tiempo del que tarda la onda de choque en llegar a la superficie de la estrella). Esto es solo para traer a casa la hecho de que no tendrían ningún problema en detectar los neutrinos....

Otras respuestas son correctas; Definitivamente se espera un pulso de neutrino como resultado de una supernova de colapso del núcleo y debería ocurrir algunas horas antes de que una onda de choque llegue a la superficie.

Esencialmente, no habría ninguna señal visible de que la estrella estaba a punto de convertirse en una supernova y eso se debe a que la escala de tiempo dinámica de la envolvente es relativamente larga, por lo que responde lentamente con respecto a los cambios en el núcleo. Entonces, incluso si se elimina todo el soporte del centro, la superficie solo puede responder (en el mejor de los casos) en una escala de tiempo de caída libre de$\sim (G \rho)^{-1/2}$, dónde$\rho$es la densidad media. Si la estrella es una$10M_{\odot}$supergigante con un radio de 1 au, entonces esta escala de tiempo es decenas de días .

Otra posibilidad no mencionada hasta ahora son las ondas gravitacionales. Suponiendo que un detector de ondas gravitacionales relativamente portátil estuviera disponible (!), entonces también esperaría un pulso agudo de ondas gravitacionales en la escala de tiempo del colapso del núcleo (un segundo o menos) que también presagiaría la onda expansiva de la supernova algunas horas más tarde.

Como dijo Dean , los progenitores de supernova normalmente liberan neutrinos antes del colapso total del núcleo, la formación de remanentes y la expulsión de las capas exteriores de la estrella. El proceso, centrado aquí en los neutrinos, es algo como lo siguiente:

1. A densidades suficientemente altas ($\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$), la captura de electrones se vuelve importante, donde un protón y un electrón se combinan para formar un neutrón y un neutrino electrónico: $$e^-+p\to n+\nu_e$$ Simultáneamente, puede ocurrir la desintegración beta , donde un neutrón se desintegra en un protón, un electrón y un antineutrino electrónico: $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$ Sin embargo, la desintegración beta se vuelve menos importante que la captura de electrones en este punto.
2. La captura de electrones reduce la presión de degeneración de electrones en el núcleo, lo que conduce a un colapso acelerado del núcleo. La presión de degeneración es importante en los núcleos de muchas estrellas, pero en estrellas extremadamente masivas, incluidas las supergigantes rojas, simplemente no es suficiente para detener el colapso.
3. A densidades por debajo$\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$, los neutrinos pueden llevarse energía y el estallido inicial deja la estrella en unos diez segundos. Sin embargo, el colapso del núcleo conduce rápidamente a densidades mucho mayores, y cuando$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$, los neutrinos quedan atrapados. Se dispersan de los núcleos y transfieren energía a los electrones. La dispersión de núcleos de electrones también es importante y puede ser dominante a energías más altas.
4. En$\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$, el núcleo sufre un "rebote" y la explosión de supernova comienza por completo. Una onda de choque se propaga hacia el núcleo externo y se producen más neutrinos a través de la captura de electrones.
5. Los neutrinos aún atrapados en/por el remanente estelar son liberados unos diez segundos después. La producción de pares de neutrinos también conduce a un enfriamiento rápido. Algunos de estos neutrinos pueden contribuir a la reactivación de la onda expansiva.

Los neutrinos pueden llegar horas, o posiblemente días, en algunas circunstancias, antes que la luz de la supernova. El primero fue el caso de SN 1987A , la primera supernova a partir de la cual se detectaron neutrinos.

Referencias

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

Una supernova superluminosa (también conocida como hipernova) puede exhibir un doble pico en su brillo y algunos teorizan que esta puede ser la norma para una supernova superluminosa, aunque hasta donde yo sé, hasta ahora solo se ha observado en un caso (DES14X3taz).

De todos modos, en (al menos) este caso hubo un aumento inicial sustancial en el brillo. Luego, el brillo cayó (un par de magnitudes) durante unos días, luego volvió a aumentar considerablemente más brillante que el "golpe" inicial.

Probablemente necesitará tener cuidado con las distancias involucradas. El estallido de luz inicial ya es lo suficientemente grande como para que, a menos que su gente esté bastante lejos, ya será suficiente para freírlos hasta que queden crujientes.

Sin embargo, hay otro punto que podría ser interesante para su novela. Después de la explosión, lo que probablemente obtenga sea una magnetar, que, como supondrá por el nombre, es una estrella con un campo magnético extremadamente fuerte, tan fuerte, de hecho, que es probable que cause todo tipo de estragos. con cualquier cosa en la vecindad que dependa de cualquier cosa que involucre actividad eléctrica, no solo electrónica, sino probablemente también los nervios de las personas.

Sin embargo, aquí hay un problema obvio: una supergigante roja es el tipo correcto de estrella como progenitora de una supernova "normal". Probablemente no sea del tipo adecuado como progenitor de una supernova superluminosa. El progenitor de una supernova suele tener unas seis u ocho masas solares. Una supernova superluminosa es probablemente (solo se conocen unas pocas, por lo que es difícil generalizar) algo así como un par de cientos de masas solares. Dada la cantidad de energía liberada, tiene que ser bastante grande de todos modos.

Referencia: Smith, et al (2015)