novas y supernovas
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ANTONIO GONZÁLEZ.
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El término Nova se utiliza por primera vez en la obra de Jerónimo Muñoz “ De Nova Stella “ .
Jerónimo Muñoz defendió la teoría heliocéntrica de Copérnico. La aparición de una “ nueva estrella “ acababa con el dogma Aristotélico de la inmutabilidad del Cielo.
La “ nova stella “ que hace referencia en su obra es SN 1572 ; la supernova de Tycho.
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SUPERNOVAS HISTÓRICAS
130 AC. No confirmada. Hiparco habla de “ una estrella invitada “
185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma.
393. Constelación Escorpion. Registrada por astrónomos chinos
1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto,
Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria. Fue tan brillante
que, según los chinos “ se podía ver en la noche gracias a ella “ Testimonios
árabes también la mencionan y aseguran que era tan brillante como la luna en
cuartos. Hay una radio fuente que se corresponde bastante bien con SN 1006.
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. No hay registro europeo de esta supernova.
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.
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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. 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.
“ Maravillado, y como alucinado y estupefacto, permanecí de pie, observando durante un cierto tiempo con mis ojos fijados en ella… Cuando me convencí de que ninguna estrella de esa clase había lucido así nunca antes, me quedé con tal perplejidad por lo inconcebible de aquello que comencé a dudar de mis propios ojos “
Tycho Brahe, sobre la supernova de 1572.
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CASSIOPEA A. LA SUPERNOVA INVISIBLE
Es un remanente de supernova en la constelación de Cassiopea. Se cree que la luz de la explosión estelar llegó por primera vez a la tierra hace aproximadamente 300 años, pero no existen fuentes históricas de la observación de la estrella progenitora, probablemente debido a que el polvo interestelar absorbió la radiación visible antes que esta alcanzara la tierra.
Cassiopea A, debió producirse hacia 1680, aunque no hay registros escritos. Desde entonces no se ha observado ninguna supernova en nuestra galaxia.
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CLASIFICACIÓN.
•NOVAS
•SUPERNOVAS
•HIPERNOVAS
TIPO II
TIPO I-a-b-c
-P-L-N
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Una nova es una explosión termonuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.
NOVAS.
El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear.
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NOVAS RECURRENTES
Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la acreción. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes y energías mucho mayores, del orden de 1044 J, mientras que las explosiones típicas de novas pueden liberar unos 1038 - 1039 J, por lo que no deberían ser confundidas.
Novas recurrentes :RS Ophiuchi . ( Cada 20 años pasa de magnitud 12 a 5 ). T Coronae Borealis ( Cada 80 años pasa de magnitud 11 a 2 )
T Pyxidis ( Cada 20-30 años pasa de mágnitud 15 a 7 )
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NOVAS ENANAS
Una nova enana es un tipo de estrellas que aumenta su brillo de forma abrupta e impredecible de 2 a 6 magnitudes. El aumento hasta el máximo brillo sucede en menos de un día, mientras que la disminución hasta la inactividad tiene lugar durante varios días o semanas.
Son similares a las novas clásicas en que la enana blanca sufre estallidos periódicos, pero el mecanismo es distinto: mientras que en las novas clásicas los estallidos son el resultado de la fusión y detonación del hidrógeno, las novas enanas tienen lugar por la inestabilidad del disco de acreción, cuando el gas alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio en su viscosidad, produciéndose un colapso hacia la enana blanca que libera una gran cantidad de energía potencial gravitatoria.
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SUPERNOVA TIPO I
Al acretar material, una enana blanca puede superar el límite de Chandrasekhar. Cuando esto ocurre los electrones no pueden soportar la presión en el núcleo Carbono de la estrella, provocando una rápida ignición. La estrella entera colapsa dejando como resto una estrella de neutrones. EL ESPECTRO DE UNA SUPERNOVA TIPO I, NO
PRESENTA LAS LINEAS DE BALMER DEL HIDRÓGENO.
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Tipo IaLínea Si II a 615,0 nm
Tipo IbLínea He I a 587,6 nm
Tipo IcSin líneas del helio
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede
suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos.
Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no
muestran la línea del silicio; se cree que se trata de
estrellas al final de su vida (como las tipo II), pero que
perdieron todo su hidrógeno en etapas anteriores, por lo
que las líneas de este elemento no aparecen en sus
espectros. En particular, se piensa que las supernovas de
tipo Ib resultan del colapso de una estrella de Wolf-Rayet
(*)que ha expulsado toda su envoltura de hidrógeno por
medio de los intensos vientos propios de estas estrellas.
(*) Las estrellas de Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.
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Tipo IbLínea He I a 587,6 nm
Tipo IcSin líneas del helio
Se conocen también varias de estas supernovas en
sistemas binarios; en este caso, la estrella compañera
puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la
envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan
masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos,
cuando no sólo escapa el hidrógeno sino también el helio,
puede quedar expuesto el núcleo de carbono, y éste sería
el escenario de una supernova Ic. El proceso de la
explosión de estas supernovas es esencialmente el mismo
que el de las supernovas de colapso gravitatorio típicas,
las tipo II.
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CÁLCULO DE DISTANCIAS CON LAS SUPERNOVAS TIPO Ia
Los cosmólogos usan el hecho de que las supernovas de tipo Ia son prácticamente lo que se conoce como "candelas estándar (*)". Esto quiere decir que las estrellas en explosión de este tipo tienen la misma luminosidad cuando alcanzan la cúspide de su brillo. Comparando el brillo relativo de dos supernovas a distintas distancias, podemos determinar su distancia relativa. * Objeto del brillo conocido que los astrónomos utilizan para encontrar la distancia - por ejemplo, las estrellas variables Cefeidas y supernovas.
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Supernovas tipo Ia. ¿ Candelas estándar ?
El estudio de la supernova 2014J sugiere que podría haber diferentes caminos para que se produzcan este tipo de explosiones, lo que pone en cuestión su uso como "candelas estándar".
Al modelo predominante hasta ahora, formado por una enana blanca y una estrella normal, se suma otro que plantea la fusión de dos enanas blancas, un escenario que no implica la existencia de un límite máximo de masa y, por tanto, no producirá necesariamente explosiones con la misma luminosidad. M. A. Pérez Torres ( IAA – CSIC )
Ver información en página IAA
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SUPERNOVA TIPO II
Las supernovas tipo II se producen a partir de que una estrella agota su combustible nuclear. Esto ocurre cuando los elementos producidos por la fusión no pueden, a su vez, fusionarse con desprendimiento de energía. Este fenómeno se da en los momentos en que el núcleo de una estrella se ha llenado principalmente con hierro y algo de níquel.
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La fusión de elementos para obtener otros más pesados, libera energía que equilibra la gravedad. Sin embargo la fusión del hierro no produce energía, por lo que el proceso se detiene.
Cuando el núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, la degeneración de los electrones ya no es suficiente para contrarrestar la gravedad y mantener el equilibrio estelar.
En este momento se produce el colapso de toda la masa estelar.
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Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso (implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota. Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones (densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la estrella muerta (resto de supernova). ANTONIO GONZÁLEZ.
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La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando así su colapso.
Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo compacto.
Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova.
Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales. Así, tras cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa.
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ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS QUIMICOS EN EL UNIVERSO
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EVOLUCIÓN DEL BRILLO EN SUPERNOVAS.
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EL FOE
El Foe es una unidad de energía igual a 1044 julios.Para medir las inmensas cantidades de energía que produce una supernova, los científicos usaban ocasionalmente una unidad de energía llamada foe que era un acrónimo de Fifty One Ergs o 1051 ergios (erg en inglés). Esta unidad de medida resultaba ideal para contar la energía de estos fenómenos ya que una supernova típica emite alrededor de un foe de energía observable (luz visible).Por comparación el Sol a lo largo de toda su vida habrá emitido tan solo 1,2 foe. Pues suponiendo su luminosidad constante a lo largo de toda su vida 3,827×1026 W × 1010 años ≈ 1,2 foe
1 kcal = 1 000 cal = 4 187 J1 tonelada equivalente de petróleo = 41,84 × 109 J1 tonelada equivalente de carbón = 29,3 × 109 J
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HIPERNOVAS
Una hipernova es un tipo teórico de
supernova que se produciría cuando
estrellas muy masivas (masas superiores
a las 100 masas solares) se colapsan al
final de sus vidas. Después de explotar
como supernova, el núcleo de la hipernova
se colapsaría directamente en un agujero
negro, emitiendo dos chorros de plasma
extremadamente energéticos desde sus
polos a velocidades cercanas a la de la
luz. Estos chorros podrían generar
potentes rayos gamma y serían una
posible explicación de las erupciones de
rayos gamma
La estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a
hipernova
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POSIBLES HIPERNOVAS
La cercana galaxia espiral M101, tiene dos grandes envolturas en expansión, que podrían haberse originado de una hipernova. Los remanentes observados presentan una inusualmente elevada cantidad de radiación en rayos X que emiten.
Otra buena candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1, descubierta en julio de 2010 y con una asombrosa masa de 265 soles; también la Estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser candidatas a producir hipernovas de aquí a decenas o centenas de miles de años.
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BROTES DE RAYOS GAMMA. BRG
Los brotes de rayos gamma son destellos de rayos gamma asociados con explosiones extremadamente energéticas en galaxias distantes. Son los eventos electromagnéticos más luminosos que ocurren en el universo.
Se cree que se producen por violentas explosiones de supernovas ( hipernovas ) o por la fusión de dos estrellas de neutrones.
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ESTRELLAS MORIBUNDAS PRÓXIMAS A LA TIERRA.
Tipo espectral: M1.
Magnitud aparente: 0,42
Distancia 650 años-luz
Masa: 18 Masas solares.
Radio: 900 radios solares ( Situado en el
Sol, llegaría hasta la órbita de Saturno )
Edad 10.000.000 años.
BETELGEUSE
Betelgueuse. ¿ Un segundo sol ?
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ESTRELLAS MORIBUNDAS PRÓXIMAS A LA TIERRA.
ETA CARINAE
Tipo espectral: Tipo O. Supergigante azul.
Magnitud aparente: 6,2
Distancia 7.500 años luz
Masa: 120 Masas solares.
Radio: 180 radios solares
Edad 3.000.000 años.
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ESTRELLAS MORIBUNDAS PRÓXIMAS A LA TIERRA.
R 136 a1
Hipergigante azul.
Es la estrella más masiva conocida.
265 masas solares.
8.700.000 veces más luminosa que el Sol.
Se encuentra en la Gran nube de Magallanes.
Su temperatura superficial supera los 50.000 K.
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ESTRELLAS MORIBUNDAS PRÓXIMAS A LA TIERRA.
VY Canis Majoris
Hipergigante roja.
Radio 1500 veces el radio del Sol.
Distancia 4900 años luz
Hasta hace unos años era la mayor estrella conocida.
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SUPERNOVAS ASIMÉTRICAS.
Esferas casi perfectas como las estrellas pueden dar lugar a bolas de fuego muy deformadas.
Son las supernovas de tipo II n.
¿ De dónde procede la asimetría ?
La explicación más convincente es que se trata de una explosión simétrica pero que en su expansión se deforma por la colisión con gas expulsado antes del colapso como supernova.
http://www.caha.es/asymmetric-supernova-explosions_es.html
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Magnétares.
Un magnétar o magnetoestrella es una estrella de neutrones alimentada con un campo magnético extremadamente fuerte. Se trata de una variedad de púlsar cuya característica principal es la expulsión, en un breve período (centésimas de segundo), de enormes cantidades de alta energía en forma de rayos X y rayos gamma.
Se estima que solo uno 1 de cada 10 supernovas origina un magnétar. Los requisitos previos para convertirse en magnétar son una rotación rápida y un campo magnético intenso antes de la explosión.
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Remanentes de supernovas.
Un resto de supernova o remanente de supernova (SNR por sus siglas en inglés) es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de una estrella como supernova. El resto de supernova está rodeado por una onda de choque en expansión que se conforma del material eyectado por la explosión y de material interestelar barrido y arrastrado durante el proceso.
Resto de la supernova de Kepler, SN 1604.
Resto de supernova, 1987A.
Listado de restos de supernova
SN1054. Nebulosa del Cangrejo.
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V 407 Cyg. Nova recurrente
HD 200560 Y HD 200595 son también estrellas variables.
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SN 2005 CS en M51. Tipo II
SN 2011 DH en M51. Tipo II ANTONIO GONZÁLEZ.
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SN 2014 J en M82
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SN 2014 J en M82
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SN 2014 J en M82
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NGC 1365. SN 2012fr
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NGC 3184. SN 1999. Tipo II
Provocó estallido de Rayos gamma. GRB ANTONIO GONZÁLEZ.
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Remanente supernova 1006.
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SN 1979 C. M100. Coma Berenices.ANTONIO GONZÁLEZ.
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SN 1987 A. Gran nube de Magallanes
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SN 1987 A. Gran nube de Magallanes
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SN 1987 A. Gran nube de Magallanes
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SN 1994d en NGC4526. Tipo IaANTONIO GONZÁLEZ.
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SN 1993 J. M81. Recreación artística. Tipo II ANTONIO GONZÁLEZ.
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Sn 2011 fe. Tipo Ia en M101. ANTONIO GONZÁLEZ.
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SN 2013 ej en M74. Tipo IIp ANTONIO GONZÁLEZ.
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BIBLIOGRAFIA y ENLACES
http://www.astromares.es/images/stories/taller/Muerte_estelar2013.pdf
http://www.astromares.es/images/stories/vida_privada_estrellas.pdf
Supernovas. JAVIER ARMENTIA FRUCTUOSO. Equipo Sirius.
El mundo de las estrellas. JOSÉ LUIS COMELLAS.
Observaciones de supernovas. Astrosurf
http://www.cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html Todas las supernovas de 1885.
http://www.cbat.eps.harvard.edu/nova_list.html. Listado de novas en Via Lactea.
AAVSO. Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables.
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