Una supernova no es más que un estallido, una explosión de masa estelar que puede llegar a ser visible desde cualquier lugar del mundo, incluso a simple vista, en lugares del cielo donde nadie había descubierto nada en particular. Debido a esto, los eventos de este tipo inicialmente se llamaron Stellae Novae (“Nueva Estrella”) o simplemente Novae.
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¿Qué es una Supernova?
Como ya sabemos, la energía no es creada ni destruida, sino transformada. Siguiendo ese concepto, podemos llegar a la conclusión de que una estrella no puede “vivir” para siempre, y llega un momento en que ella muere. Según la estrella, esta última etapa de su evolución es diferente, siendo la más conocida la supernova.
Estas explosiones cósmicas masivas se disparan al espacio a una velocidad de 15,000 a 40,000 kilómetros por segundo. Es como resultado de estas explosiones que ocurren, es por ello que podemos observar la mayor parte del material encontrado en el universo. Aunque estos son los materiales que permanecen en suspensión desde donde nacen los planetas, se unen en el paso del tiempo hasta que se crean. Además, se crean elementos pesados, es decir, metales, en estas explosiones.
La Supernova, como ya hemos explicado, es una gran explosión que se puede ver desde la tierra. Esto se debe a que la estrella puede alcanzar hasta 100,000 veces su brillo hasta que disminuye, es decir que desaparece por completo. Aunque no todas las estrellas se convierten en una supernova. Muchas de estas suelen terminar siendo enanos blancos y enanos negros.
Son las estrellas gigantes que pueden pasar por este proceso. Es una fusión del núcleo que agota su combustible, causando una creciente presión hacia el exterior. Cuando la presión cae, el núcleo de la estrella se condensa, haciéndose más caliente y denso. A pesar de poder aumentar su tamaño, la estrella en su interior está contrayendo su núcleo para implosionar en una supernova.
Las supernovas han sido apreciadas a través de la historia humana. En la actualidad hay astrónomos que buscan el cielo en busca de nuevos. Además, las supernovas han demostrado que el universo está en continua expansión.
Por esta razón, los eventos de este tipo inicialmente se llamaron Stellae Novae (“Nueva Estrella”) o simplemente Novae. Con el tiempo, se hizo la diferencia entre fenómenos aparentemente similares pero un brillo inherente muy diferente; Continuaron llamándose las novas más débiles (Novas), mientras que el término supernova fue acuñado por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1931 para nombrar más ligero agregando el prefijo “super”.
El término más arcaico se usó desde la antigüedad para indicar la explosión de una estrella enana blanca en su capa exterior, lo que da un brillo que puede aumentar 100,000 veces su brillo original. Este brillo dura algunos días y, a veces, se puede observar a simple vista desde la tierra.
Para ver un nuevo brillo en el cielo, la gente pensó que había aparecido una nueva estrella. El año después de la muerte de Fritz Zwicky, en agosto de 1975, apareció una nova que se podía observar a simple vista desde la tierra durante unos días. Esta nova vino de la explosión de un gigante rojo.
Se han establecido diversos escenarios hipotéticos para su origen. Pueden ser estrellas masivas, hasta al punto tal que sea imposible que estas puedan continuar desarrollando las reacciones termonucleares en su núcleo, y son incapaces de mantener la presión de la degeneración de los electrones, lo que lleva a una contracción repentina (colapso) y, en el proceso, genera una fuerte emisión de energía.
Otro de los mecanismos que sen podido observar y estudiar detalladamente, nos indica que puede ser más violento aún capaz de generar destellos aún más intensos, esto puede ocurrir cuando un miembro enano blanco o un sistema binario cerrado, es capaz de absorber gradualmente, una gran cantidad de masa de su compañero para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expone casi todo, si no todo, el material que lo formó.
La explosión de la supernova causó el estallido de las capas externas de la estrella, a través de poderosas ondas de choque, que le permite una unificación en el espacio que lo rodea con materiales densos. Los residuos generalmente forman nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión logra que otras nubes, se vean alcanzadas de gas y polvo cercano, se comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares. Después de un tiempo, nuevos sistemas estelares (quizás con el planeta, con elementos fortalecidos con nebulosos provenientes de la explosión). (Ver Articulo Sobre: La Via Lactea y Andromeda ).
Clasificación
La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los primeros intentos de los astrónomos por comprenderlas. Luego comenzamos agrupándolos según las líneas de absorción para diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.
La primera clasificación corresponde a la presencia o la ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno, se clasifica como Tipo I; De lo contrario, se clasifica como Tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales también hay divisiones según la presencia de otras líneas.
Tipo I
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo Ia
Línea Si II a 615,0 nm
Tipo Ib
Línea He I a 587,6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del helio
Tipo II
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L
Decrecimiento lineal
Tipo Ia: las supernovas tipo Ia, las cuales su principal característica que las define y las apartan del resto, es que estas carecen de helio y en su lugar tienen una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada de este tipo de supernova indica que son el resultado del crecimiento masivo relativamente rápido de un enano blanco de ácido carbónico de una estrella compañera, generalmente un gigante rojo. (Ver Articulo Sobre: Las Galaxias Descubiertas).
Esto puede ser posible en sistemas estelares binarios muy cercanos. Las dos estrellas en cuestión, deben cumplir con la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa similar. Pero, por lo general, siempre hay una diferencia más masiva que otra y las pequeñas en este aspecto hacen que la evolución más masiva (abandone la secuencia principal) antes que la estrella tenga menos masa.
Una estrella con menos de 8-9 masas solares se desarrolla, al final de su vida, en una enana blanca. Por esta razón, es común que un sistema binario en su etapa final consista en una enana blanca y un gigante rojo con su capa exterior muy expandida.
Esta envoltura, esencialmente hidrógeno y helio, es un poco gravitacionalmente coherente, por lo que es fácil capturar a la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro influyente, limitado por una superficie equipotencial llamada el río Roche, donde predomina su gravedad. Si hay algo que caracteriza a esta del sobre gigante rojo, que siempre tiende a aumentar en volumen, invade la raza de la enana blanca, se sentirá atraído por ella.
Tipos Ib e Ic: Los tipos de supernovas de espectros Ib y IC, son aquellos que no son capaces de revelar, lo que se conoce como una línea de silicio, la cual esta esta claramente visibles y presente en los espectros de la; Segun los expertos en la materia, han dicho creer que estas son las estrellas que están en su último ciclo de vida (como el Tipo II), pero perdieron todo su hidrógeno en las etapas anteriores, por lo que en línea con este elemento no aparece en sus espectros.
Sobre todo, se cree que el supernova tipo IB, seria el resultado de un colapso de una estrella Wolf-Rayet, la cual esta ha ido expulsando todas y cada una de sus capas o fuentes de hidrógeno, esto es posible gracias a los vientos intensos de estas estrellas. También se conocen como varias de estas supernovas en sistemas binarios: en este caso, la gravedad de la estrella compañera puede ayudar a liberar la envoltura de otra estrella, que no necesita ser tan grande como un aislamiento de Wolf-Rayet.
Mientras que en los escenarios más extremos que podemos observar, seria entonces cuando la cantidad del hidrógeno en si no es suficiente, sino que también el helio, estos pueden exponer de forma tal el núcleo de carbono, que lo pondría como una escena dentro de una supernova Ic. También se conoce que el proceso mediante el cual se genera esta explosión, estas supernovas, serian de forma sustancial totalmente iguales a las supernovas que son típicas en el caso de un colapso por consecuencia de la gravedad, del tipo II.
Tipo II:
Las supernovas de tipo II, serian de manera consecuente, como el proceso de la imposibilidad de producir energía cuando la estrella logra llegar el punto que se le denomina como un equilibrio medio estadístico nuclear, con un núcleo que es formado por diversos elementos de alta densidad como el hierro y níquel. Todos estos elementos ya no se funden para proporcionar más energía, pero si requieren de energía para fusionarse en elementos más pesados. (Ver Articulo Sobre: Las Galaxias Hermosas).
La linea que divide el nivel de potencia de sus núcleos tiende a ser una carga bastante pesada para que la fusión sea rentable, por lo que el núcleo inerte de la estrella deja de sostenerse y las capas superiores se comienzan a colapsar. La desestabilización final de la estrella se da cuando la masa de este núcleo formado de hierro logra alcanzar el borde de Chandrasekharg, que generalmente toma solo unos pocos días.
Es en este punto que su peso supera la presión de los electrones formados en el núcleo degenerativo y entra en una fase de colapso. El núcleo comienza a calentarse a 4000 millones de grados, ahora que la estrella puede generar fotones con una alta concentración de energía capaz de descomponer los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado integración de fotones. Estas partículas, a su vez, fueron destruidas por otros fotones, generando una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.
Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a mantener el núcleo compacto y continúa colapsando, las liberaciones de neutrones cada vez más. De hecho, provocan un enfriamiento del núcleo, lo que significa una presión más baja y, por lo tanto, en una aceleración del proceso. El propio hierro nuclear captura parte del enorme flujo de neutrones, convirtiéndose en elementos más pesados a través del fenómeno llamado captura de neutrones o proceso-r.
El núcleo se contrae tan rápidamente que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura, por otro lado, comienza a caer sobre el núcleo, se ralentiza por una avalancha de fotones de frecuencia extrema, que integra las capas más internas de dicha envoltura.
Esta corrosión corrupta no solo se transmite cuando también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las siguientes capas para formar elementos más pesados. Al mismo tiempo, las enormes densidades logradas en la “sopa” de granos pesados y electrones que se han convertido en el núcleo supercompactado, permiten una nueva reacción.
Los electrones del núcleo estelar empiezan a descender sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones, lo que luego da paso a la formación de nuevos neutrones en una fase llamada captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.
Remanentes de la supernova
Los restos o supernovas quedan de esto, no es nada más que una estructura nebulosa formada por la explosión. Este descanso está rodeado por una onda expansiva que lo rodea y bloquea durante su paso. La estrella que ya tiene algo de energía en su núcleo se despliega en su gravedad, causando una de las dos formas posibles de una supernova: una estrella de neutrones o un agujero negro.
Aunque es tan ilógico como parece, no tiene éxito en absoluto, en realidad, durante un evento como este, una explosión de una supernova, la esencia de esta estrella permanece. Entonces este fenómeno es un poco difícil de explicar en términos simples. Este núcleo, rico en hierro, continuará hundiéndose. La reducción terminará o, por el contrario, continuará indefinidamente dependiendo de la masa del núcleo después de la explosión.
La detección de supernova se reporta a la Unión Astronómica Internacional (IAU) y esta autoridad es responsable de distribuir un documento con una categoría presentada temporalmente hasta que sea posible determinar con precisión y nombrar los nombres recientemente asignados. El nombre está formado por el año de descubrimiento y la denominación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas de este año llevan cartas de la A a la Z (p. Ej., Supernova 1987A); Los siguientes osos aa, ab, etc.
La estrella de neutrones
También llamado Pulsar, se forman cuando el hundimiento del núcleo se detiene como resultado de neutrones, que se mueven sin rumbo debido a altas temperaturas, haciendo que la materia se rompa en protones, neutrones y electrones. Las estrellas o pulsares de neutrones tienen un campo magnético muy grande que induce la emisión progresiva de radiación electromagnética en forma de pulsos que se mueven en intervalos periódicos de acuerdo con el período de rotación.
Agujeros negros
Por otro lado, cuando el núcleo mantenido durante la explosión de la supernova tiene una masa que supera su límite, es decir, la masa de unos tres soles, su colapso es inevitable. Esto hace que la densidad de la estrella sea extremadamente alta, causando que se colapse, formada por estos agujeros negros. Cuanto mayor es la densidad de la luz, mayor es el agujero negro que se vuelve tan grande que algo cercano a él será atrapado debido a su gravedad intensa.
Asimetría
Se observa que los púlsar, y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas velocidades. Probablemente lo mismo sucede con los agujeros negros, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El impulso inicial puede ser significativo, imprimiendo un objeto con más de una masa solar, la velocidad de 500 km / s o incluso mayor. Esto indica una asimetría en la explosión, pero aún se desconoce el mecanismo por el cual se transmite el pulso al objeto compacto.
Una posible explicación para la asimetría de la explosión es una convección a gran escala sobre el núcleo. La convección puede crear variaciones en el sitio, lo que resulta en una combustión nuclear irregular durante el colapso, el retorno y la posterior explosión.
Otra posible explicación es que la acumulación de gas en el núcleo de la estrella de neutrones puede crear un disco que dirige la materia de propulsión del haz, altamente dirigida a alta velocidad, desde la estrella y provoca choques transversales que perturban completamente la estrella. Estos rayos pueden jugar un papel decisivo en la explosión de la supernova resultante. (En la actualidad, se prefiere un modelo similar para explicar las grandes ráfagas de radiación gamma grande).
A través de la observación y un estudio minucioso sobre este fenómeno, también se han confirmado estas asimetrías iniciales en las explosiones de las supernovas Tipo Ia. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de observación. Sin embargo, la explosión se hace más simétrica con el paso del tiempo. Los primeros indicios de asimetrías son detectables mediante la medición de la polarización de la luz emitida.
Supernovas mas conocidas a lo largo de la historia
- 185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma. Análisis de datos tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.
- 1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y, posiblemente, Francia y Siria.
- 1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos chinos y, seguramente, por los nativos americanos.
- 1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
- 1572 – SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y Jerónimo Muñoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella donde se usa por primera vez el término “nova”.
- 1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.
- 1885 – S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
- 1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.
- – Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio.
- 2005 – 2005ap – Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante jamás observada. Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que la vía láctea. Esto la hace superar en casi dos veces a SN 2006gy.
2006 – SN 2006GY en el centro de la galaxia NGC 1260, la segunda más grande hasta ahora se ha observado cinco veces más fuerte que las supernovas observadas anteriormente, su brillo era 50,000 millones de veces más grande que el sol. Se originó a partir de la explosión de una estrella de 150 masas solares.
Supernova 1604 Galileo se usa como evidencia del dogma aristotélico que prevalece en el momento en que el cielo era inmutable. La supernova deja un estelar dejado atrás; El estudio de estos objetos ayuda mucho a aumentar el conocimiento sobre los mecanismos que los producen.
El papel de las supernovas en la evolución estelar
Las supernovas ayudan a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, “metal” es un elemento mucho más pesado que el helio). Así, la proporción de elementos pesados en los medios interestelares aumenta después de cada generación de estrellas (y, en consecuencia, de supernovas). La mayor abundancia de metales tiene efectos importantes en el desarrollo de la estrella.
Además, solo los sistemas rígidos de metalicidad suficientemente alta pueden desarrollar planetas. Por lo tanto, una mayor metalicidad conduce a una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a la formación de estrellas de masa más pequeña. Esto se debe a que el gas acumulado por proto es más sensible a los efectos del viento estelar, tienen partes más pesadas, ya que absorben mejor los fotones.
Alex Filippenko y sus colegas postulan que las supernovas superiores (como SN 2005AP y SN 2006GY) han sido producidas por estrellas masivas (100 o más masas solares, en las más de 150 masas solares) y estrellas de estas características habrían hecho la primera generación de estrellas en el universo; al explotar una supernova muy extendida en el universo, se generaron nuevos elementos (y, en general, estrellas).
Tales elementos químicos serían, en última instancia, aquellos que constituyen todas las entidades materiales conocidas y, por supuesto, todos los seres vivos.
Todas estas estrellas, supernovas que llegan a la etapa final de su vida como nova, lo hacen de una manera sorprendente y especial, esto es así por ellas producen un impacto de manera violenta. Esto es posible de acuerdo a la cantidad de sustancias que contienen, la cual debe ser de aproximadamente 8 veces mas en comparación con la cantidad de masa que posee el sol, y por ende este estallido puede ser visible aún fuera de su órbita.
Las proyecciones que continúan siguiendo para observar los rastros de estas estrellas, y que también son los resultados mas impresionantes en el contexto de la exploración de masas y de materiales estelares, a unas características únicas como lo son la velocidad, entorno, y el hecho de que estas posean un núcleo que es extremadamente mínimo y denso. Todo esto hace que sea fascinante las supernovas y que aun hayan muchos motivos como estos, para seguir conociendo cada vez mas sobre ellas.
Aun siguen sorprendiendo a muchos de nosotros, y desde hace millones de años, textos que indican que se han estudiado las supernovas, desde diferentes partes de nuestro planeta Tierra. Según los historiadores, especialistas en astronomía datan de la primera exploración oficial que se pudo constatar de este tipo, el primer impacto, el cual fue prtotagonizado por Kepler y por el reconocido Galileo Galilei, en donde los dos personajes pudieron exponer la muerte estelar, durante una explosión de la supernova.
Algunas curiosidades sobre las supernovas:
- Una supernova puede brillar tanto como todas las estrellas de una galaxia juntas.
- Para que se origine una Supernova, una estrella debe tener al menos 10 masas solares
- La supernova más lejana jamás vista es una estrella del tipo 1a que apareció en el universo hace unos 10.000 millones de años en la constelación de la Osa Mayor y está a 10.000 millones de años luz de la Tierra.
- Vista en 1987, fue la primera en verse a simple vista en 1604, fecha en la que ocurrió la última supernova en la Vía Láctea.
- Una supernova vista por los astrónomos chinos en el año 184 fue vista como un mal presagio, lo cual desencadenó una revolución palaciega
- Una supernova espectacular fue registrada por astrónomos chinos en el año 1054. Hoy día sus restos forman la Nebulosa del
- Cangrejo en la constelación de Cáncer
- La supernova más reciente perceptible a simple vista apareció el 23 de febrero de 1987 en la Nube Mayor de Magallanes, una galaxia cercana satélite de la nuestra.
- La Supernova Casiopea A, en la constelación de Casiopea, no fue observada en el momento de su aparición, pero se estima que sucedió hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio. Está a 11.000 años luz de distancia.
- Las supernovas son poco frecuentes en la Galaxia (la última se observó en 1604), pero se descubren decenas de ellas cada año en otras galaxias.
