Las Supernovas

Remanente de supernova del Cangrejo

Una supernova es una explosión de una estrella supergigante masiva. ¡Puede brillar con el resplandor de 10 mil millones de soles!. La producción total de energía puede ser de 1044 julios, tanto como la producción total del Sol durante toda su vida de 10 mil millones de años. El escenario más probable es que la fusión proceda a formar un núcleo de hierro. Los elementos del "grupo del hierro" en torno al número de masa A=60, son los núcleos más fuertemente ligados, por lo que no se puede conseguir más energía de la fusión nuclear.

De hecho, tanto la fisión como la fusión de elementos del grupo del hierro absorbe una cantidad espectacular de energía -como la película de una explosión nuclear funcionando al revés-. Si el aumento de temperatura del colapso gravitacional sube lo suficiente como para fundir el hierro, la absorción de energía casi instantánea provocará un colapso rápido para recalentar y reiniciar el proceso. Fuera de control, el proceso aparentemente puede ocurrir en el orden de segundos, después de la vida de una estrella de millones de años. Los electrones y los protones se funden en neutrones, emitiendo un gran número de neutrinos. Las capas exteriores serán opacas a los neutrinos, por lo que la onda de choque de neutrinos con la materia llevará a una explosión cataclísmica.

Cassiopeia, un Remanente de Supernova

Las supernovas se clasifican como de Tipo I o Tipo II dependiendo de la forma de sus curvas de luz y la naturaleza de sus espectros.

La síntesis de los elementos pesados se cree que ocurre en las supernovas, que es el único mecanismo que se presenta para explicar las abundancias observadas de elementos pesados.

Supernovas de Tipo I y Tipo II

Las supernovas se clasifican como Tipo I si sus curvas de luz presentan máximos agudos y luego se desvanecen gradualmente. Los máximos puede ser de aproximadamente 10 mil millones de luminosidades solares. Las supernovas de tipo II tienen un menor pico agudo en su máximo de aproximadamente mil millones de luminosidades solares. Mueren más pronunciadamente que las de tipo I. Las supernovas de tipo II no se observan que se produzcan en las galaxias elípticas, y se cree que se producen en estrellas de tipo de Población I en los brazos espirales de las galaxias. Las supernovas de tipo I ocurren típicamente en las galaxias elípticas, por lo que son, probablemente, estrellas de Población II.

Con la observación de una serie de supernovas en otras galaxias, se ha desarrollado una clasificación más precisa sobre la base de los espectros observados. Se clasifican como de tipo I si no tienen líneas de hidrógeno en sus espectros. La subclase de tipo Ia se refiere a aquellas que tienen una línea de silicio fuerte a 615 nm. Se clasifican como Ib si tienen fuertes líneas de helio, y Ic si no la tienen. Las supernovas de tipo II tienen fuertes líneas de hidrógeno. A continuación se ilustran estas características espectrales para determinadas supernovas.

Las supernovas se clasifican como Tipo I si sus curvas de luz presentan máximos agudos y luego desaparecen suavemente y de forma gradual. El modelo para la iniciación de una supernova de Tipo I es la detonación de una enana blanca de carbono, que colapsa bajo la presión de degeneración de los electrones. Se supone que la enana blanca acrecienta la masa suficiente como para superar el límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares. El hecho de que los espectros de las supernovas de tipo I sean pobres en hidrógeno es consistente con este modelo, ya que la enana blanca no tiene casi nada de hidrógeno. El decaimiento suave de la luz es también consistente con este modelo ya que la mayor parte de la producción de energía, sería de la desintegración radiactiva de los elementos pesados inestables producidos en la explosión.

Las supernovas de tipo II se modelan como eventos de implosión-explosión de una estrella masiva. Muestran una planicie característica en su curva de luz unos meses después de la iniciación. Esta planicie es reproducida por los modelos de ordenador, que suponen que la energía proviene de la expansión y enfriamiento de la envolvente exterior de la estrella cuando es arrojada al espacio. Este modelo está corroborado por la observación de hidrógeno fuerte y espectros de helio de las supernovas de Tipo II, en contraste con las de Tipo I. Debe haber una gran cantidad de estos gases en las regiones exteriores extremas de la estrella masiva involucrada.

Las supernovas de tipo II no se observa que se produzcan en las galaxias elípticas, y se cree que se producen en estrellas de tipo de Población I en los brazos espirales de las galaxias. Las supernovas de tipo Ia se producen en todo tipo de galaxias, mientras que las de tipo Ib y Ic se han visto sólo en las galaxias espirales cercanas, en lugares de formación estelar reciente (regiones H II). Esto sugiere que los tipos Ib y Ic están asociados con estrellas masivas de vida corta, pero las de tipo Ia son significativamente diferentes.

Supernovas de Tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia se han hecho muy importante para la medición más fiable de distancias cosmológicas, útil en distancias superiores a 1.000 Mpc.

El modelo de cómo se produce una supernova de tipo Ia, consiste en la acumulación de material a una enana blanca desde una estrella en evolución como compañera binaria. Si la masa de acreción provoca que la enana blanca exceda el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares, colapsará catastróficamente para producir una supernova. Otro modelo prevé un sistema binario con una enana blanca y otra enana blanca o una estrella de neutrones, lo que se denomina modelo "doblemente degenerado". Cuando uno de los socios acrecienta masa, se produce lo que Perlmutter llama un "enfoque implacable lento, hacia una conclusión catastrófica" de 1,44 masas solares. Una enana blanca implica una degeneración de electrones y una estrella de neutrones implica una degeneración de neutrones.

Un aspecto interesante de estos modelos es el que implican que una supernova de tipo Ia sucede cuando la masa pasa el umbral de Chandrasekhar de 1,44 masas solares, y por lo tanto, todas comienzan con la misma masa esencialmente. Se podría esperar que la producción de energía por la detonación resultante sería siempre la misma. No es tan sencillo, pero parece que tienen curvas de luz que están estrechamente relacionadas, y pueden estar relacionadas con una plantilla común.

Carroll y Ostlie resumen el carácter de la supernova de tipo Ia con la afirmación de que en el máximo de luz, alcanzan una magnitud máxima promedio en las bandas de longitud de onda azul y visible de

Carroll y Ostlie dan como ejemplo de determinación de distancia de la supernova tipo Ia SN 1963p en la galaxia NGC 1084, que tuvo una magnitud azul aparente medida de B = m = 14,0 en el brillo máximo. Había una extinción medida de A = 0,49 magnitud. Usando el máximo de la plantilla de M = 19,6 como una luminaria estándar, da una distancia a la supernova