Supernova
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Supernova
Es una clase de estrellas que explotan violentamente y cuya luminosidad tras la erupción aumenta repentinamente muchos millones de veces su nivel normal.
La explosión de una supernova, a diferencia del estallido de una nova, es un acontecimiento cataclísmico para una estrella, que esencialmente pone fin a su vida activa (es decir, generadora de energía). Cuando una estrella “se convierte en supernova”, una cantidad considerable de su materia, equivalente a la de varios soles, puede ser lanzada al espacio con una explosión de energía tal que permite a la estrella que explota eclipsar a toda su galaxia.
Las explosiones de supernovas liberan no sólo enormes cantidades de ondas de radio y rayos X, sino también rayos cósmicos. Algunos estallidos de rayos gamma se han asociado (véase qué es, su concepto jurídico; y también su definición como “associate” en derecho anglo-sajón, en inglés) a las supernovas. Las supernovas también liberan en el medio interestelar muchos de los elementos más pesados que constituyen los componentes del sistema solar, incluida la Tierra.
Detalles
Los análisis espectrales muestran que la abundancia de los elementos más pesados es mayor de lo normal, lo que indica que estos elementos se forman efectivamente en el curso de la explosión. La envoltura de un remanente de supernova sigue expandiéndose hasta que, en una fase muy avanzada, se disuelve en el medio interestelar.
Supernovas históricas
Históricamente, sólo se conocen siete supernovas registradas antes de principios del siglo XVII. La más famosa de ellas ocurrió en 1054 y fue vista en uno de los cuernos de la constelación de Tauro. Los restos de esta explosión son visibles hoy en día como la nebulosa del Cangrejo, compuesta por eyecciones de gases brillantes que vuelan hacia el exterior de forma irregular y una estrella de neutrones que gira rápidamente y pulsa, llamada púlsar, en el centro. La supernova de 1054 fue registrada por observadores chinos y coreanos; también puede haber sido vista por los indios del suroeste de Estados Unidos, como sugieren algunas pinturas rupestres descubiertas en Arizona y Nuevo México. Era lo suficientemente brillante como para ser vista durante el día, y su gran luminosidad duró semanas. Se sabe que otras supernovas prominentes fueron observadas desde la Tierra en 185, 393, 1006, 1181, 1572 y 1604.
La más cercana y fácil de observar de los cientos de supernovas que se han registrado desde 1604 fue vista por primera vez en la mañana del 24 de febrero de 1987 por el astrónomo canadiense Ian K. Shelton mientras trabajaba en el Observatorio de Las Campanas, en Chile. Denominada SN 1987A, este objeto, antes extremadamente débil, alcanzó una magnitud de 4,5 en tan sólo unas horas, haciéndose así visible a simple vista. La supernova recién aparecida se encontraba en la Gran Nube de Magallanes, a una distancia de unos 160.000 años luz. Inmediatamente se convirtió en objeto de intensa observación por parte de los astrónomos de todo el hemisferio sur y fue observada por el telescopio espacial Hubble. El brillo de SN 1987A alcanzó su máximo en mayo de 1987, con una magnitud de aproximadamente 2,9, y disminuyó lentamente en los meses siguientes.
Tipos de supernovas
Las supernovas pueden dividirse en dos grandes clases, Tipo I y Tipo II, según la forma en que detonan. Las supernovas de Tipo I pueden ser hasta tres veces más brillantes que las de Tipo II; también se diferencian de las de Tipo II en que sus espectros no contienen líneas de hidrógeno y se expanden aproximadamente el doble de rápido.
Supernovas de tipo II
La llamada explosión clásica, asociada a las supernovas de tipo II, tiene como progenitora una estrella muy masiva (una estrella de población I) de al menos ocho masas solares que se encuentra al final de su vida activa. (Hasta esta etapa de su evolución, la estrella ha brillado gracias a la energía nuclear liberada en su núcleo y cerca de él en el proceso de exprimir y calentar elementos más ligeros, como el hidrógeno o el helio, para convertirlos en elementos sucesivamente más pesados, es decir, en el proceso de fusión nuclear. Sin embargo, la formación de elementos más pesados que el hierro absorbe la energía en lugar de producirla y, como ya no hay energía disponible, se construye un núcleo de hierro en el centro de la estrella envejecida y pesada. Cuando el núcleo de hierro se vuelve demasiado masivo, su capacidad para sostenerse mediante el empuje explosivo hacia el exterior de las reacciones de fusión internas no logra contrarrestar la tremenda atracción de su propia gravedad.Entre las Líneas En consecuencia, el núcleo se colapsa. Si la masa del núcleo es inferior a unas tres masas solares, el colapso continúa hasta que el núcleo llega a un punto en el que sus núcleos constituyentes y los electrones libres se aplastan en un núcleo duro que gira rápidamente. Este núcleo está formado casi en su totalidad por neutrones, que se comprimen en un volumen de sólo 20 km de diámetro, pero cuyo peso combinado equivale al de varios soles. Una cucharadita de este material extraordinariamente denso pesaría 50.000 millones de toneladas en la Tierra. Este objeto se denomina estrella de neutrones.
La detonación de la supernova se produce cuando el material cae desde las capas exteriores de la estrella y luego rebota en el núcleo, que ha dejado de colapsar y de repente presenta una superficie dura a los gases que entran. La onda de choque generada por esta colisión se propaga hacia el exterior y arranca las capas gaseosas externas de la estrella. La cantidad de material expulsado depende de la masa original de la estrella.
Si la masa del núcleo supera las tres masas solares, el colapso del núcleo es demasiado grande para producir una estrella de neutrones; la estrella que implosiona se comprime en un cuerpo aún más pequeño y denso, es decir, un agujero negro. El material que implosiona desaparece en el agujero negro, cuyo campo gravitatorio es tan intenso que ni siquiera la luz puede escapar. El agujero negro no absorbe la totalidad de la estrella, ya que gran parte de la envoltura que cae rebota en la formación temporal de un núcleo de neutrones giratorio o no pasa por el centro mismo del núcleo y se desprende.
Supernovas de tipo I
Las supernovas de tipo I pueden dividirse en tres subgrupos -Ia, Ib e Ic- en función de sus espectros. La naturaleza exacta del mecanismo de explosión en el Tipo I es todavía incierta, aunque se cree que las supernovas Ia, al menos, se originan en sistemas binarios formados por una estrella moderadamente masiva y una enana blanca, con material que fluye hacia la enana blanca desde su compañera más grande. Se produce una explosión termonuclear si el flujo de material es suficiente para elevar la masa de la enana blanca por encima del límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares. A diferencia del caso de una nova ordinaria, en la que el flujo de masa es menor y sólo se produce una explosión superficial, la enana blanca en una explosión de supernova Ia se destruye presumiblemente por completo. Se forman elementos radiactivos, especialmente níquel-56. Cuando el níquel-56 decae en cobalto-56 y éste en hierro-56, se liberan cantidades importantes de energía, que proporcionan quizás la mayor parte de la luz emitida durante las semanas siguientes a la explosión.
Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):
Las supernovas de tipo Ia son útiles como sondas de la estructura del universo, ya que todas tienen la misma luminosidad. Al medir el brillo aparente de estos objetos, se mide también el ritmo de expansión del universo y su variación en el tiempo. La energía oscura, una fuerza repulsiva que es el componente dominante (73%) del universo, se descubrió en 1998 con este método. Las supernovas de tipo Ia que explotaron cuando el universo tenía sólo dos tercios de su tamaño actual eran más débiles y, por tanto, más lejanas de lo que serían en un universo sin energía oscura. Esto implica que el ritmo de expansión del universo es más rápido ahora que en el pasado, como resultado del dominio actual de la energía oscura. (La energía oscura era insignificante en el universo primitivo).
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Recursos
[rtbs name=”informes-jurídicos-y-sectoriales”][rtbs name=”quieres-escribir-tu-libro”]Traducción al Inglés
Traducción al inglés de Supernova: Supernova.
Véase También
Kilonova – Supernova formada a partir de la fusión de una estrella de neutrones
Supernovas superluminosas – Tipo de supernova con una luminosidad 10 veces superior a la de una supernova normal y con una curva de luz de forma diferente.
Astrofísica nuclear
Hypernova
Supernova impulsada por la interacción
Proyecto Cosmológico Supernova
Supernova de tipo Iax
Supernova de captura de electrones
Rojo luminoso Nova
Lista de supernovas
Lista de restos de supernovas
Quark-nova – Hipotética explosión violenta resultante de la conversión de una estrella de neutrones en una estrella de quarks
Bibliografía
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Recuerdo las fotos de lo siguiente: Tres supernovas de tipo Ia distantes, observadas por el telescopio espacial Hubble en 1997. Las imágenes inferiores son detalles de las vistas amplias superiores. Las supernovas de la izquierda y del centro se produjeron hace unos cinco mil millones de años, y la de la derecha hace siete mil millones de años.
Las supernovas se denominan con el prefijo “SN”, su año de descubrimiento y un sufijo alfabético. Originalmente, este sufijo consistía en una letra mayúscula asignada alfabéticamente en el orden de descubrimiento. Así, SN 1987A fue la primera supernova descubierta en 1987. En 1954, se descubrieron por primera vez más de 26 supernovas en un año (en galaxias lejanas). Desde entonces, se asignan pequeñas letras dobles (de la “aa” a la “zz”) a partir de la 27ª supernova de un año. Con los grandes telescopios modernos y los programas especiales de búsqueda, en la década de 2000 se descubrieron varios centenares de supernovas al año: en 2005, 367 (hasta SN 2005nc), en 2006, 551 (hasta SN 2006ue), y en 2007, incluso 572 (hasta SN2007uz). Hoy en día, hay más de mil por año.
Se refiere a la repentina aparición en el firmamento de un objeto similar a una estrella que antes era invisible. Hasta mediados del siglo XX, se entendía que una nova era cualquier tipo de erupción de brillo de una estrella con un aumento hasta el máximo en un periodo de días a años y un retorno al brillo anterior en semanas a décadas (ver curva de luz). Cuando se reconoció la causa astrofísica de las erupciones, el término cambió a la definición actual, en la que una supernova ya no se cuenta como una nova en su significado original.
Hasta principios del siglo XX, no se tenía ninguna explicación para la aparición de estrellas nuevas o temporales, como se denominaban entonces las supernovas. Hubo varias hipótesis, entre ellas la de Hugo von Seeliger, según la cual la entrada de un cuerpo sólido en una nube cósmica de materia finamente dispersa (con la que se imaginaba que el espacio estaba lleno) provoca un fuerte calentamiento de la superficie de este cuerpo y, por tanto, un destello. Los desplazamientos observados en el espectro de las nuevas estrellas se interpretaron como una indicación de que la formación de su densa envoltura debió de producirse en cuestión de días.
Con una estructura estelar aproximadamente simétrica, se produce la siguiente secuencia: en cuanto el hidrógeno del núcleo de la estrella se ha fusionado en helio (quema de hidrógeno), la presión interna de la estrella generada por la energía de fusión disminuye y entonces la estrella se colapsa bajo la influencia de su gravedad. Esto aumenta la temperatura y la densidad, y comienza otra etapa de fusión, el proceso de tres alfa, en el que el helio se fusiona con el carbono a través del producto intermedio berilio (quema de helio). El proceso (agotamiento del combustible nuclear, contracción, siguiente etapa de fusión) se repite, y la quema de carbono produce neón. Otras etapas de fusión (quema de neón, oxígeno y silicio) permiten a la estrella en contracción fusionar más y más elementos nuevos. Si el combustible se agota en el núcleo de la estrella, la reacción de fusión cambia la cáscara esférica que se encuentra por encima del núcleo y continúa allí como combustión de la cáscara, mientras que en el núcleo que se encoge el producto de la fusión se convierte en el nuevo “combustible”. Sin embargo, cada etapa de fusión libera menos energía que su predecesora y avanza más rápidamente. Mientras que una estrella masiva de unas ocho masas solares pasa decenas de millones de años en la fase de combustión de hidrógeno, la siguiente fase de combustión de helio dura “sólo” unos pocos millones de años, y la fase de combustión de carbono sólo unos 50.000 años. La etapa de fusión final de la combustión del silicio puede medirse en horas o días. Como cada etapa de fusión precedente también dura más tiempo en la combustión de la cáscara que las etapas de fusión que siguen hacia abajo en la estrella, ésta desarrolla una especie de estructura de cebolla con varias cáscaras de fusión: En la etapa final, la combustión del silicio tiene lugar en el núcleo y la del oxígeno, el neón, el carbono, el helio y el hidrógeno en las capas superiores (en las estrellas Wolf-Rayet, sin embargo, falta la envoltura de hidrógeno, y a veces también el helio). Debido a la duración extremadamente corta de las etapas de fusión después de la quema de carbono, los últimos pasos de fusión tampoco tienen prácticamente ninguna influencia en los parámetros estelares visibles desde el exterior – la energía producida en el interior no llega a la superficie hasta el colapso final. Esta es también la razón por la que las supernovas pueden producirse aparentemente sin previo aviso en cualquier supergigante que parezca normal desde el exterior (es decir, no hay un cambio anormal en la luminosidad ni un cambio en el diámetro, la temperatura, el espectro, etc.). En este caso, el “bulbo de fusión” presente en el centro de la supergigante moribunda es diminuto en relación con el diámetro de la estrella.
La velocidad a la que una estrella convierte el combustible en su interior depende de la temperatura y la densidad, y por tanto, indirectamente, de la presión gravitatoria que actúa sobre su núcleo. Una consecuencia importante de esta relación es que una estrella está formada por capas en las que el índice de conversión disminuye hacia el exterior. Aunque la quema de helio ya haya comenzado en el núcleo, la quema de hidrógeno sigue teniendo lugar en las capas superiores. La tasa de fusión absoluta en el núcleo aumenta bruscamente con el aumento de la masa estelar. Mientras que una estrella con una masa solar necesita unos 10.000 millones de años para recorrer la cadena de fusión en su núcleo hasta que se paraliza, la vida de las estrellas extremadamente pesadas con unas 100 masas solares es sólo del orden de unos pocos millones de años. Véase Etapas tardías de la evolución estelar para una visión más detallada.
Según la teoría del colapso gravitatorio, ahora generalmente aceptada, propuesta por primera vez por Fritz Zwicky en 1938, una supernova de este tipo se produce al final de la “vida” de una estrella masiva, cuando ha agotado completamente su combustible nuclear. Las estrellas con masas iniciales de entre 8 y 10 y unas 30 masas solares terminan su existencia como estrella en una explosión de tipo II, mientras que las estrellas más masivas explotan como tipo Ib/c. Las supernovas de tipo Ib o Ic pasan por una fase estelar Wolf-Rayet antes de la explosión, en la que expulsan sus capas exteriores, todavía ricas en hidrógeno, en forma de viento estelar.
Todas estas estrellas pasan por las distintas cadenas de fusión que liberan energía en su núcleo durante su larga vida, hasta llegar a la síntesis del hierro, el elemento de número atómico 26. Ahí termina la cadena de fusión, ya que los núcleos atómicos de hierro tienen la mayor energía de enlace por nucleón de todos los núcleos atómicos. La fusión en elementos más pesados requiere energía del exterior y no libera más.
El hierro, la “ceniza” de la combustión nuclear, permanece en el núcleo de la estrella. En cuanto no se produzcan más fusiones, toda la radiación, que contrarrestó la gravedad con su presión hacia el exterior e infló la estrella, también termina. Dos procesos más refuerzan este efecto: en primer lugar, los fotones de la radiación gamma de alta energía destruyen los núcleos de los átomos de hierro mediante la fotodisgregación. Esto produce partículas α y neutrones; las partículas α, a su vez, pueden ser descompuestas por dichos fotones en sus componentes nucleares, protones y neutrones. Debido a la gran estabilidad de los núcleos de hierro, hay que gastar energía para este proceso. En segundo lugar, en la llamada desintegración β inversa (captura de electrones), los electrones libres son capturados por protones. En el proceso, se producen más neutrones y se liberan neutrinos (Jerry Cooperstein y Edward A. Baron, 1990). Tanto la pérdida de energía por la fotodisgregación como la pérdida de electrones libres provocan una mayor reducción de la presión exterior que se opone a la gravedad.
Ahora la gravedad puede tener todo su efecto. Finalmente, el núcleo cruza el límite de Chandrasekhar y se colapsa.
Las capas de gas extremadamente calientes, que arrastran consigo material rico en neutrones procedente de las zonas exteriores de la región central, generan elementos pesados más allá del hierro, como cobre, germanio, plata, oro o uranio, en el llamado proceso r (r de rápido).
El colapso de la región central se produce tan rápidamente -en milisegundos- que la velocidad de incidencia ya supera la velocidad local del sonido del medio a una distancia de 20 a 50 km del centro. Las capas internas sólo pueden transportar la información de la presión lo suficientemente rápido debido a su gran densidad. Las capas exteriores caen en el centro como una onda de choque. En cuanto la parte interna del núcleo alcanza densidades de nivel nuclear, ya está formada casi en su totalidad por neutrones, porque los electrones son presionados hacia los protones (inversión de la desintegración beta). Los conjuntos de neutrones también tienen una masa límite superior (límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff, de unas 2,7 a 3 masas solares, según el modelo), por encima de la cual se forma un agujero negro. Ahora dejemos que la masa sea menor aquí para considerar el otro caso. El núcleo se vuelve incompresible debido a las reglas de la mecánica cuántica (presión de degeneración), y el colapso se detiene casi bruscamente. Esto provoca un aumento gigantesco de la presión y la densidad en el centro, de modo que incluso los neutrinos ya no pueden escapar sin obstáculos. Esta información sobre la presión se refleja en el núcleo de los neutrones y ahora vuelve a salir al exterior. La onda de presión llega rápidamente a las zonas con una velocidad del sonido demasiado pequeña, que siguen en la incidencia. Se crea otra onda de choque, pero ahora viaja hacia el exterior. El material atravesado por el frente de choque se comprime muy fuertemente, lo que hace que alcance temperaturas muy elevadas (Bethe, 1990). Una gran parte de la energía se consume al atravesar el núcleo de hierro exterior por la posterior fotointegración. Dado que la energía de enlace nuclear de todo el hierro es aproximadamente igual a la energía de la onda de choque, no se desprendería de la estrella y produciría una explosión sin renovación. Como corrección, los neutrinos se siguen considerando como una fuente adicional de energía y momento. Normalmente, los neutrinos apenas interactúan con la materia. Sin embargo, la densidad de neutrinos en el frente de choque es tan alta que ya no se puede despreciar la interacción de los neutrinos con la materia que allí se encuentra[20]. Dado que de la energía total de la supernova la mayor parte va a parar a los neutrinos, una absorción relativamente pequeña es suficiente para reavivar el choque y hacer que se desprenda del núcleo de hierro en colapso. Tras abandonar el núcleo de hierro, cuando la temperatura ha descendido lo suficiente, la onda de choque gana energía adicional a través de nuevas reacciones de fusión.