Del catálogo de criterios de exclusión, uno de los favoritos actuales para los sistemas predecesores de supernovas de Tipo Ia es un par de dos enanas blancas. Como las enanas blancas son muy pequeñas (normalmente con diámetros comparables al de la Tierra) y, por tanto, débiles, satisfacen automáticamente la mayoría de estas condiciones de exclusión para la estrella compañera.
Acceso mediante simulaciones
Para conectar sistemas anteriores a través del mecanismo de explosión con observaciones posteriores, utilizamos simulaciones numéricas en astrofísica. Se conocen las leyes físicas de la gravedad, la hidrodinámica y la fusión nuclear relevantes para una supernova de este tipo. Sin embargo, estos pocos ingredientes ya son tan complejos que sólo se pueden utilizar simulaciones numéricas en supercomputadoras para rastrear los procesos en una supernova de Tipo Ia.
Para todos estos procesos, existen varios enfoques para discretizar ecuaciones matemáticas y así hacerlas solucionables por computadora. Se hacen varias concesiones, incluso entre la precisión y el tiempo de procesamiento requerido. Sin embargo, en el pasado esto a veces ha dado lugar a resultados significativamente diferentes. Por tanto, la robustez, es decir, la coherencia de los resultados de la simulación de los mismos escenarios con diferentes programas de simulación, es un paso importante hacia el consenso científico. Aquí examinamos quizás uno de los escenarios actuales más interesantes para las supernovas de Tipo Ia: la transferencia de masa de una enana blanca a otra conduce directamente a una explosión en un sistema estelar binario, poco antes de que las dos enanas se fusionen.
Para estudiar la robustez del escenario en un sistema estelar binario de dos enanas blancas, lo simulamos utilizando dos códigos de simulación astrofísica muy diferentes: FLASH y AREPO. El código FLASH se desarrolló originalmente alrededor del año 2000 en el Centro FLASH de Chicago para modelar explosiones estelares termonucleares en un escenario diferente. Actualmente se utiliza ampliamente en otras áreas de la astrofísica. En FLASH discretizas ecuaciones en una cuadrícula espacial fija, pero permites que sus celdas en forma de cubo se refinen localmente.
El código AREPO fue desarrollado alrededor de 2010 en el Instituto Max Planck de Astrofísica para simulaciones cosmológicas y formación de galaxias, pero ahora también se utiliza en casi todos los demás campos de la astrofísica, por ejemplo para simular estrellas. AREPO discretiza las ecuaciones en una rejilla formada por poliedros convexos especiales, la llamada rejilla de Voronoi, y que se mueve con el gas. Esto reduce significativamente los errores numéricos, pero los cálculos se vuelven más complejos y los algoritmos más complicados.
Ambos códigos resuelven las ecuaciones de hidrodinámica y gravedad, así como reacciones de fusión nuclear, y utilizan exactamente la misma ecuación de estado para un gas de electrones arbitrariamente degenerado. Esto es importante para modelar enanas blancas porque su interior está formado, entre otras cosas, por electrones libres. Son precisamente los que estabilizan a la enana blanca y la protegen del colapso gravitacional porque, según el principio de Pauli de la física cuántica, los electrones no pueden comprimirse arbitrariamente: la presión de degeneración resiste así la gravedad.
Examinamos dos simulaciones diferentes que condujeron al llamado escenario de doble detonación y al escenario de cuádruple detonación en AREPO. En estos modelos, ambas enanas blancas de su sistema estelar binario ya han pasado por una larga fase de desarrollo en la que emitieron ondas gravitacionales. El sistema dual se ha reducido hasta tal punto que está a punto de fusionarse. La enana blanca más grande y ligera ya está tan cerca que está transfiriendo materia a la enana blanca más pesada y más pequeña. Cinco segundos antes del inicio de la explosión en el AREPO, trasladamos ambas simulaciones al código FLASH. Allí continuamos simulando el escenario de forma independiente. El intervalo de cinco segundos garantiza que las simulaciones se desarrollen de forma autónoma e independiente entre sí antes de que se desencadene la explosión.
Las simulaciones siguen el desarrollo del sistema estelar binario con cálculos de los dos códigos AREPO y FLASH (ver “El camino hacia la explosión estelar”). Representamos gradientes de temperatura locales en una sección del plano de rotación. Estos gradientes son especialmente adecuados para resaltar las ondas de choque y la producción de energía de reacciones nucleares en sus frentes de choque. También muestran las superficies de enanas blancas.
