Supernova

Video educativo sobre las explosiones de supernovas de la NASA

2007ck SN y SN 2007co en la misma galaxia

Multiwavelength De rayos X, infrarroja y óptica imagen compilación de Kepler de la remanente de supernova, SN 1604.

Una supernova (SN abreviado, plural SNe después de supernovas) es un estelar explosión que es más enérgica que una nova. Se pronuncia pron .: / ˌ s U p del ər n oʊ v ə / Con las supernovas plural / ˌ s U p del ər n oʊ v yo / O supernovas. Las supernovas son extremadamente luminosa y causar una explosión de radiación que eclipsa a menudo brevemente toda una galaxia , antes de desaparecer de la vista durante varias semanas o meses. Durante este corto intervalo de una supernova puede irradiar tanta energía como el Sol se espera para emitir en toda su vida útil. La explosión expulsa mucho o todo el material de una estrella a una velocidad de hasta 30.000 km / s (10% de la velocidad de la luz ), la conducción de un ondas de choque en los alrededores medio interestelar. Esta onda expansiva barre una cáscara de extensión del gas y polvo llamada remanente de supernova.

Nova significa "nuevo" en América , en referencia a lo que parece ser una nueva estrella muy brillante que brilla en el esfera celeste; el prefijo "super" que distingue a las supernovas de novas ordinarias, que son mucho menos luminosa. La palabra supernova fue acuñado por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1931. Las supernovas pueden desencadenarse en una de dos maneras: por el reencendido repentina de la fusión nuclear en una estrella degenerada; o por el colapso del núcleo de una estrella masiva. El núcleo de una envejecimiento estrella masiva puede sufrir súbita colapso gravitacional, liberando energía potencial gravitatoria que puede crear una explosión de supernova. Alternativamente, una enana blanca estrella puede acumular suficiente material de una estrella compañera (ya sea a través de acreción o por medio de una fusión) para elevar su temperatura central suficiente para encender fusión de carbono, en cuyo punto se somete la fusión nuclear fuera de control, lo que altera por completo.

Aunque ninguna supernova se ha observado en la Vía Láctea desde SN 1604, remanentes de supernovas indican que, en promedio, el evento se produce alrededor de tres veces cada siglo en la Vía Láctea. Desempeñan un papel importante en el enriquecimiento del medio interestelar con mayor medios de elementos . Por otra parte, las ondas de choque en expansión de las explosiones de supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas.

Historia Observación

La Nebulosa del Cangrejo es un nebulosa de viento púlsar asociado a la 1054 supernova

Interés de Hiparco en las estrellas fijas puede haber sido inspirada por la observación de una supernova (según Plinio). La supernova más antigua registrada, SN 185, fue visto por Los astrónomos chinos en 185 AD. La supernova más brillante registrada fue la SN 1006, que fue descrita en detalle por chino y Astrónomos islámicos. La supernova ampliamente observado SN 1054 produjo la Nebulosa del Cangrejo . Las supernovas SN 1572 y SN 1604, el último en ser observado a simple vista en la galaxia Vía Láctea, tuvo efectos notables en el desarrollo de la astronomía en Europa, ya que se utilizaron para argumentar en contra de la aristotélica idea de que el universo más allá de la Luna y los planetas era inmutable. Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604, el 17 de octubre de 1604. Fue la segunda supernova para ser observado en una generación (después de SN 1572 visto por Tycho Brahe en Casiopea).

Desde el desarrollo de la telescopio , el campo del descubrimiento de supernova se ha extendido a otras galaxias, comenzando con la observación de 1885 supernova S Andromedae en la galaxia de Andrómeda . Las supernovas proporcionan información importante sobre distancias cosmológicas. Durante el siglo XX, se desarrollaron modelos de éxito para cada tipo de supernova, y la comprensión del papel de las supernovas en el proceso de formación de las estrellas de los científicos está creciendo. Astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrolló el esquema de clasificación supernova moderna a partir de 1941.

En la década de 1960, los astrónomos encontraron que las intensidades máximas de las explosiones de supernovas podrían ser utilizados como candelas estándar, por lo tanto, los indicadores de distancias astronómicas. Algunas de las supernovas más distantes observadas recientemente apareció débil de lo esperado. Esto apoya la opinión de que la ampliación de la universo se está acelerando. Se desarrollaron técnicas para la reconstrucción de las explosiones de supernovas que no tienen registros escritos de ser observado. La fecha de la Cassiopeia A supernova se determinó a partir luz hace eco nebulosas, mientras que la edad de los restos de la supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura y la emisiones de rayos gamma procedentes de la desintegración de titanio-44. En 2009, los nitratos fueron descubiertos en depósitos de hielo de la Antártida que hacían juego con los horarios de los eventos de supernovas anteriores.

Descubrimiento

Los primeros trabajos sobre lo que se creía originalmente para ser simplemente una nueva categoría de novas se llevó a cabo durante la década de 1930 por Walter Baade y Fritz Zwicky en el Observatorio Monte Wilson. El nombre de súper novas se utilizó por primera vez durante 1931 las conferencias celebradas en Caltech por Baade y Zwicky, entonces utilizado públicamente en 1933 en una reunión de la Sociedad Americana de Física. Para 1938, el guión se había perdido y el nombre moderno estaba en uso. Debido a que las supernovas son eventos relativamente poco comunes en una galaxia, que ocurren aproximadamente una vez cada 50 años en la Vía Láctea, la obtención de una buena muestra de supernovas para estudiar requiere un seguimiento regular de muchas galaxias.

Supernovae en otras galaxias no se puede predecir con precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, que ya están en curso. La mayor interés científico en las supernovas, como candelas estándar para medir la distancia, por ejemplo, requieren una observación de su luminosidad máxima. Por tanto, es importante descubrir bien antes de alcanzar su máximo. Los astrónomos aficionados, que son mucho más numerosos astrónomos profesionales, han jugado un papel importante en la búsqueda de supernovas, típicamente examinado algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y compararlas con fotografías anteriores.

Hacia el final de los astrónomos del siglo 20 cada vez más se volvió a los telescopios controlados por ordenador y CCDs de supernovas caza. Mientras que tales sistemas son populares entre los aficionados, también hay instalaciones profesionales como la Katzman Automatic Imágenes del Telescopio. Recientemente, el Supernova proyecto del Sistema de Alerta Temprana (SNEWS) ha comenzado a utilizar una red de detectores de neutrinos para dar una alerta temprana de una supernova en la galaxia de la Vía Láctea. Los neutrinos son partículas que se producen en grandes cantidades por la explosión de una supernova, y no son absorbidos de manera significativa por el gas interestelar y polvo del disco galáctico.

Búsqueda de supernovas se dividen en dos clases: los que se centran en eventos relativamente cercanos y aquellos que buscan explosiones más lejos. Debido a la expansión del universo, la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido puede ser estimado por la medición de su Desplazamiento Doppler (o desplazamiento al rojo ); en promedio, los objetos más distantes retroceder con mayor velocidad que los que están cerca, y así tener un corrimiento al rojo más alto. Así, la búsqueda se divide entre el alto desplazamiento al rojo y bajo corrimiento al rojo, con el límite de caer en torno a un corrimiento al rojo de z = 0,1 a 0,3, donde z es una medida adimensional de cambio de frecuencia del espectro.

Búsquedas alto corrimiento al rojo de las supernovas suelen incluir la observación de las curvas de luz de supernovas. Son útiles para candelas estándar o calibrados para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. Espectroscopia de Supernova, utilizado para estudiar la física y entornos de supernovas, es más práctico a baja que con una gran desplazamiento al rojo. Observaciones Bajos corrimiento al rojo también fijan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble, que es un gráfico de distancia frente al desplazamiento al rojo de galaxias visibles. (Véase también la ley de Hubble ).

Convenio de denominación

SN 1994D, una supernova tipo Ia en la NGC 4526 Galaxia (punto brillante en la parte inferior izquierda)

Descubrimientos de supernovas son reportados a la Unión Astronómica Internacional de Oficina Central de telegramas astronómicos, que envía una circular con el nombre que asigna a la supernova. El nombre es el SN marcador, seguido del año de descubrimiento, con el sufijo una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año se designan con una letra mayúscula de la A a la Z. Se utilizan luego EN pares de letras minúsculas: aa, ab, y así sucesivamente. Así, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova informó en el año 2003. La última supernova de 2005 fue SN 2005nc, indicando que era la supernova 367a encontrado en 2005. Desde 2000, los astrónomos profesionales y aficionados encuentran varios centenares de supernovas cada año (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009).

Supernovas históricas se saben simplemente por el año que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (llamada Nova de Tycho) y SN 1604 (Estrella de Kepler). Desde 1885 la anotación letra adicional se ha utilizado, aunque sólo había una supernova descubrió que (1885a ejemplo SN, SN 1907A, etc.) años - esto último ocurrió con 1947a SN SN, para la supernova, es un prefijo estándar.. Hasta 1987, las designaciones de dos letras rara vez se necesitan; desde 1988, sin embargo, han sido necesarios cada año.

Clasificación

Como parte del intento de entender las supernovas, los astrónomos los han clasificado en función de su curvas de luz y la líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en su espectros. El primer elemento de la división es la presencia o ausencia de una línea causado por hidrógeno . Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocido como el Serie de Balmer en la porción visible del espectro) se clasifica Tipo II; de lo contrario es de tipo I. En cada uno de estos dos tipos no son subdivisiones de acuerdo con la presencia de líneas de otros elementos o la forma de la curva de luz (un gráfico de los años de supernovas magnitud aparente como una función del tiempo).

Tipo I

Las supernovas de tipo I se subdividen en función de sus espectros, con tipo Ia que muestra una fuerte línea de absorción de silicio ionizado. Tipo I supernova sin esta línea fuerte se clasifican como tipos Ib y Ic, con el tipo Ib mostrando fuertes líneas neutros de helio y el tipo Ic que carecían de ellos. Las curvas de luz son todas similares, aunque de tipo Ia son en general más brillante en el pico de luminosidad, pero la curva de luz no es importante para la clasificación de tipo I supernovas.

Un pequeño número de supernovas de tipo Ia exhibición características inusuales, tales como la luminosidad no estándar o curvas de luz ampliado, y estos se clasifican normalmente por referencia al primer ejemplo que muestra características similares. Por ejemplo, la sub-luminoso 2008ha SN se refiere a menudo como SN 2002cx similar o clase Ia-2002cx.

Tipo II

Las curvas de luz se utilizan para clasificar el tipo II-P y tipo II-L supernovas

Las supernovas de tipo II también puede ser subdividido en base a sus espectros. Mientras que la mayor espectáculo supernova de tipo II muy amplio líneas de emisión que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilometros por segundo, algo así como 2005gl SN tienen características relativamente estrechos en sus espectros. Estos se llaman Tipo EEn, donde la 'n' significa "estrecho".

Unos supernovas, como SN 1987K y SN 1993J, parece cambiar tipos: muestran líneas de hidrógeno en los primeros tiempos, pero, durante un período de semanas a meses, convertido dominado por líneas de helio. El término "Tipo IIb" se utiliza para describir la combinación de características que normalmente se asocian con los tipos II y Ib.

Supernovas de Tipo II con espectros normales dominadas por líneas de hidrógeno amplios que quedan para la vida de la disminución se clasifican en función de sus curvas de luz. El tipo más común muestra una "meseta" característico de la curva de luz poco después de brillo máximo cuando la luminosidad visual se mantiene relativamente constante durante varios meses antes de que se reanude el descenso. Estos son los llamados tipo refiriéndose a la meseta II-P. Menos comunes son de tipo II-L supernovas que carecen de una meseta distinta. La "L" significa "lineal", aunque la curva de luz en realidad no es una línea recta.

Las supernovas que no encaja en las clasificaciones normales son designados peculiar, o "CPE".

Los modelos actuales

Los códigos de tipo descritos anteriormente que los astrónomos dan a las supernovas son taxonómica en la naturaleza: el número de tipo describe la luz observada desde la supernova, no necesariamente su causa. Por ejemplo, las supernovas Tipo Ia son producidos a partir degenerados enanas blancas progenitores por la acreción de material mientras que el espectralmente similares tipo Ib / c se produce a partir de enormes progenitores Wolf-Rayet por colapso del núcleo. A continuación se resume lo que los astrónomos creen actualmente son las explicaciones más plausibles de supernovas.

Térmica del fugitivo

Formación de una supernova tipo Ia

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una estrella compañera (ya sea a través de la acreción o por medio de una fusión) para elevar su temperatura central suficiente para encender fusión de carbono, en cuyo punto se somete la fusión nuclear fuera de control, lo que altera por completo. La gran mayoría se cree que se produce por la gradual acumulación de hidrógeno y algo de helio. Debido a que este tipo de ignición supernova siempre ocurre en las estrellas con masa casi idéntica y la composición química muy similar, supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy uniformes y son útiles como candelas estándar en distancias intergalácticas. Se necesitan algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o diferentes frecuencias de supernovas luminosidad anormal con alto corrimiento al rojo, y para las pequeñas variaciones en el brillo identificados por la forma curva de luz o espectro.

Normal de tipo Ia

Hay varios medios por los que se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo común subyacente. Si un carbono - oxígeno enana blanca acreción suficiente materia para llegar a la Límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,38 masas solares (para una estrella no giratorio), que ya no sería capaz de soportar la mayor parte de su plasma a través presión de degeneración de electrones y comenzaría a colapsarse. Sin embargo, la vista actual es que este límite no se alcanza normalmente; aumento de la temperatura y la densidad en el interior del núcleo encender fusión de carbono como la estrella se acerca al límite (hasta dentro de aproximadamente 1%), antes de iniciar el colapso. A los pocos segundos, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca se somete a la fusión nuclear, la liberación de energía suficiente (2.1 × 10 ⁴⁴ joules) para desvincular la estrella en una explosión de supernova. Una expansión hacia el exterior se genera la onda de choque, con la materia que alcanzan velocidades del orden de 5,000-20,000 km / s, o aproximadamente 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo en la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de -19,3 (o 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación.

El modelo para la formación de esta categoría de supernova es una cerrada estelar binario sistema. La mayor de las dos estrellas es el primero en evolucionar fuera de la secuencia principal, y se expande para formar una gigante roja . Las dos estrellas comparten ahora un sobre común, haciendo que su órbita mutua se encoja. La estrella gigante luego arroja la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar fusión nuclear. En este punto se convierte en una estrella enana blanca, compuesto principalmente de carbono y oxígeno. Finalmente la estrella secundaria también evoluciona de la secuencia principal para formar una gigante roja. La materia del gigante se acreción por la enana blanca, haciendo que el último de aumentar en masa. A pesar de la aceptación generalizada del modelo básico, los detalles exactos de iniciación y de los elementos pesados producidos en la explosión aún no están claros.

Las supernovas de tipo Ia siguen una característica curva de la luz gráfico de la luminosidad en función del tiempo después de la explosión. Esta luminosidad es generado por el desintegración radiactiva del níquel -56 través de cobalto -56 a hierro -56. La luminosidad pico de la curva de luz es muy consistente a través de la normalidad las supernovas de tipo Ia, que tiene un máximo magnitud absoluta de -19,3. Esto les permite ser utilizados como una secundaria vela estándar para medir la distancia a sus anfitriones galaxias .

No estándar de tipo Ia

Otro modelo para la formación de una explosión de tipo Ia implica la fusión de dos enanas blancas, con la masa combinada momentáneamente exceder el límite de Chandrasekhar. Hay mucha variación en este tipo de explosión, y en muchos casos no puede haber ninguna supernova en absoluto, pero se espera que tengan una curva de luz más amplio y menos luminosa que el tipo más normal Ia explosiones.

Anormalmente tipo brillante se espera Ia supernovas cuando la enana blanca ya tiene una masa mayor que el límite de Chandrasekhar, posiblemente reforzada por la asimetría, pero el material expulsado tendrá menos de energía cinética normal.

No hay sub-clasificación formal para la no-estándar de supernovas de tipo Ia.

Colapso del núcleo

Las capas de cebolla como de una masiva, evolucionaron la estrella justo antes del colapso del núcleo (no a escala)

Estrellas muy masivas pueden sufrir colapso del núcleo cuando la fusión nuclear de repente se vuelve incapaz de mantener el núcleo en contra de su propia gravedad; esta es la causa de todo tipo de supernova de tipo Ia excepción. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas externas de la estrella que resulta en una supernova, o la liberación de energía potencial gravitatoria puede ser insuficiente y la estrella puede colapsar en un agujero negro o estrella de neutrones con poca energía radiada.

Colapso del núcleo puede ser causada por varios mecanismos diferentes: captura de electrones; superior a la Límite de Chandrasekhar; par-inestabilidad; o fotodesintegración. Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro mayor que la masa Chandrasekhar ya no será capaz de soportar por sí mismo presión de degeneración de electrones y se colapsará aún más a una estrella de neutrones o un agujero negro. Captura de electrones por el magnesio en un degenerado O / causas fundamentales Ne / Mg colapso gravitacional seguida de fusión de oxígeno explosivo, con resultados muy similares. La producción de pares de electrones-positrones en un gran núcleo quema post-helio elimina apoyo termodinámico y provoca el colapso inicial seguida por fusión fuera de control, lo que resulta en una supernova par-inestabilidad. Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma suficientemente enérgicos para iniciar fotodesintegración directamente, lo que provocará un colapso total del núcleo.

La siguiente tabla muestra las razones conocidas para colapso del núcleo de estrellas masivas, los tipos de estrellas que se producen en, su tipo de supernova asociado, y el remanente producen. La metalicidad es la proporción de los elementos distintos de hidrógeno o helio, en comparación con el dom. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento supernova, dada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor. Tipo EEn supernovas no se enumeran en la tabla. Potencialmente pueden producirse por diversos tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por tipo Ia igniciones enanas blancas, aunque parece que la mayoría serán de hierro colapso del núcleo en luminosa supergigantes o hipergigantes (incluidos LBVs). Las líneas espectrales estrechas para los que fueron nombrados se producen porque la supernova se está expandiendo a una pequeña nube densa de material circunestelar.

Dentro de una masiva, evolucionado estrella (a) las cáscaras de cebolla-capas de elementos se someten a fusión, formando un núcleo de hierro (b) que llega a Chandrasekhar-masa y comienza a colapsar. La parte interior del núcleo se comprime en neutrones (c), haciendo que el material que cae a rebotar (d) y formar un frente de choque hacia el exterior de multiplicación (rojo). El choque comienza a estancar (e), pero se re-vigorizado por un proceso que puede incluir la interacción de neutrinos. El material circundante se arruina lejos (f), dejando sólo un remanente degenerado.

Cuando un núcleo estelar ya no se admite en contra de la gravedad que se derrumba sobre sí misma con velocidades alcanzando 70.000 kilometros / s (0.23 c ), resultando en un aumento rápido de la temperatura y la densidad. Lo que sigue a continuación depende de la masa y la estructura del núcleo de colapso, con bajos núcleos degenerados masivas forman estrellas de neutrones, mayores núcleos degenerados de masas en su mayoría se derrumban por completo a los agujeros negros, y los núcleos no degenerados sometidos a fusión desbocada.

El colapso inicial de núcleos degenerados se acelera por la desintegración beta, fotodesintegración y captura de electrones, lo que provoca una explosión de neutrinos electrón. A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se corta a medida que estén atrapados en el núcleo. El núcleo interno eventualmente alcanza típicamente 30 km de diámetro y una densidad comparable a la de un núcleo atómico , y el neutrón presión de degeneración intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo es más que cerca de 15 masas solares luego neutrones degeneración es insuficiente para detener el colapso y un negro forma un agujero directamente con ninguna explosión supernova.

En los núcleos de menor masa del derrumbe se detuvo y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de kelvin , 6.000 veces la temperatura del núcleo del Sol. Forma neutrinos 'Thermal' como pares-neutrino antineutrino de todos sabores, y el total de varias veces el número de neutrinos de captura de electrones. Unos 10 ⁴⁶ julios, aproximadamente el 10% de la masa en reposo de la estrella, se convierte en un niño de diez segundos ráfaga de neutrinos que es la salida principal del evento. El colapso del núcleo de repente se detuvo rebota y produce un onda de choque que se atasca dentro milisegundos en el núcleo exterior como la energía se pierde a través de la disociación de elementos pesados. Un proceso que no se entiende claramente es necesaria para permitir que las capas externas del núcleo para reabsorber alrededor de 10 ⁴⁴ julios (1 enemigo) del pulso de neutrinos, produciendo la explosión visible, aunque también hay otras teorías sobre cómo alimentar la explosión.

Parte del material de la envoltura exterior cae de nuevo en la estrella de neutrones, y para los núcleos más allá de unas ocho masas solares hay retorno suficiente para formar un agujero negro. Este repliegue reducirá la energía cinética de la explosión y la masa de material radiactivo expulsado, pero en algunas situaciones también puede generar chorros relativistas que resultan en un estallido de rayos gamma o un supernova excepcionalmente luminoso.

El colapso de enormes núcleos no degenerados se encenderá aún más la fusión. Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad par, la fusión de oxígeno empieza y el colapso puede ser detenido. Para masas básicas de 40 a 60 masas solares, el colapso se detiene y la estrella se mantiene intacta, pero colapso del núcleo volverá a ocurrir cuando un núcleo más grande ha formado. Para núcleos de alrededor de 60 a 130 masas solares, la fusión de oxígeno y elementos más pesados es tan enérgica que toda la estrella se interrumpe, causando una supernova. En el extremo superior del rango de masas, la supernova es extraordinariamente luminosa y extremadamente larga duración debido a muchas masas solares de eyectado Ni _56. Para las masas del núcleo aún más grandes, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir fotodesintegración y el núcleo se colapsa por completo en un agujero negro.

Tipo II

El subluminous tipo atípico II SN 1997d

Las estrellas con masas iniciales de menos de alrededor de ocho veces el sol, nunca llegan a desarrollar un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y con el tiempo pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos nueve de masas solares de material evolucionan de una manera compleja, ardor progresivamente elementos más pesados a temperaturas más calientes en sus núcleos. La estrella se convierte en capas como una cebolla, con la quema de los elementos más fácilmente fusionados que ocurren en los depósitos más grandes.

Cuando se produce colapso del núcleo durante una fase de supergigante cuando la estrella todavía tiene una envoltura de hidrógeno, el resultado es una supernova tipo II. La tasa de pérdida de masa de las estrellas luminosas depende de la metalicidad y luminosidad. Extremadamente estrellas luminosas en metalicidad solar cerca perderán todo su hidrógeno antes de que lleguen colapso del núcleo y así no formarán un tipo II supernova. A baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero lo suficientemente masivos estrellas colapsan directamente a un agujero negro sin producir una supernova visible.

, Se espera que las estrellas con una masa inicial de hasta aproximadamente 90 veces el sol, o un poco menos a alta metalicidad para dar lugar a un tipo II-P supernova que es el tipo más comúnmente observado. En moderada a alta metalicidad, las estrellas cerca del extremo superior de ese rango de masa habrá perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando se produce el colapso del núcleo y el resultado será un tipo II-L supernova. En muy baja metalicidad, estrellas de alrededor de 140 a 250 masas solares alcanzarán colapso del núcleo por la inestabilidad par mientras que todavía tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II, pero una gran masa de eyectado Ni ₅₆ y alta luminosidad.

Escriba Ib y Ic

SN 2008D, un tipo de supernova Ib, se muestra en la De rayos X (izquierda) y la luz visible (derecha) en el extremo superior de la galaxia

Estas supernovas, como las de tipo II, son estrellas masivas que sufren colapso del núcleo. Sin embargo, las estrellas que se convierten Tipos Ib y Ic supernovas han perdido la mayor parte de sus exteriores (hidrógeno) sobres, debido a la fuerte vientos estelares o bien a partir de la interacción con un compañero. Estas estrellas son conocidos como Estrellas Wolf-Rayet, y que se producen a moderada a alta metalicidad donde continuo impulsado vientos causan suficientemente altas tasas de pérdida de masa. Las observaciones de tipo Ib / c supernova no coinciden con la ocurrencia observada o esperada de Lobo Rayet y explicaciones alternativas para este tipo de núcleo supernova colapso involucrar estrellas despojado de su hidrógeno por las interacciones binarias. Modelos binarios proporcionan una mejor coincidencia para las supernovas observadas, con la condición de que nunca se han observado estrellas de helio binarios adecuados. Desde la explosión de una supernova puede ocurrir cada vez que la masa de la estrella en el momento del colapso del núcleo es lo suficientemente bajo como para no causar retroceso completa a un agujero negro, cualquier estrella masiva puede dar lugar a una supernova si pierde suficiente masa antes de que ocurra el colapso del núcleo.

Tipo Ib supernovas son los más comunes y son el resultado de Wolf-Rayet de tipo WC que todavía tienen helio en sus atmósferas. Por un estrecho rango de masas, evolucionan las estrellas más antes de llegar colapso del núcleo para convertirse en WO estrellas con muy poco helio restante y estos son los progenitores de las supernovas Tipo Ic.

Un pequeño porcentaje de las supernovas Tipo Ic están asociados con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier tipo Ib o Ic supernova empobrecido en hidrógeno podría producir un GRB, dependiendo de la geometría de la explosión.

Las curvas de luz

Curvas de luz de tipo supernova comparativo

Las curvas de luz visuales de los diferentes tipos de supernovas varían en forma y amplitud, sobre la base de los mecanismos subyacentes de la explosión, la forma en que se produce la radiación visible, y la transparencia del material expulsado. Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en longitudes de onda UV y más cortos hay un pico muy luminosa sólo unas pocas horas de duración, que corresponde a la ruptura de choque de la explosión inicial, que es apenas detectable en longitudes de onda más largas.

Las curvas de luz de tipo Ia son en su mayoría muy uniforme, con una magnitud absoluta máxima constante y un descenso relativamente pronunciada en luminosidad. La salida de energía es conducida por la desintegración radiactiva de níquel-56 (media vida 6 días), que luego se descompone al cobalto-56 radiactivo (vida media 77 días). Estos radioisótopos de material eyectado por la explosión Excite material que rodea a la incandescencia. Las fases iniciales de la caída curva de luz abruptamente cuando el tamaño efectivo de la fotosfera disminuye y la radiación electromagnética atrapado se agota. La curva de luz sigue disminuyendo en la banda B, si bien puede mostrar un pequeño hombro en el visual en unos 40 días, pero esto es sólo un indicio de un máximo secundario que se produce en los infra-rojo como ciertos elementos pesados ionizados recombinan para producir la radiación infrarroja y las eyecciones se vuelven transparentes a ella. La curva de luz visual sigue disminuyendo a una velocidad ligeramente mayor que la tasa de decaimiento de la cobalto radiactivo (que tiene la vida media más larga y controla la curva más adelante), ya que el material expulsado se hace más difusa y menos capaz de convertir la radiación de alta energía en radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz cambia su tasa de descenso de nuevo como por emisión de positrones se convierte en dominante desde el cobalto-56 restante, aunque esta porción de la curva de luz se ha estudiado poco.

Tipo Ib y Ic curvas de luz son básicamente similar al tipo Ia aunque con un pico de luminosidad media inferior. La producción de luz visible es de nuevo debido a la desintegración radiactiva que se convierte en radiación visual, pero hay una masa mucho menor de níquel-56 producido en estos tipos de explosión. La luminosidad pico varía considerablemente y hay incluso de tipo ocasionales órdenes Ib / c supernovas de magnitud más y menos luminosas que la norma. El tipo más luminosa Ic supernovas se conocen como hipernovas y tienden a tener curvas de luz ampliado además de la luminosidad aumenta pico. Se cree que la fuente de la energía extra que se chorros relativistas impulsados por la formación de un agujero negro en rotación, que también producen las explosiones de rayos gamma.

Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracteriza por un descenso mucho más lenta que la de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, con exclusión de la fase de meseta. La producción de luz visible está dominado por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en el material expulsado de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la explosión inicial de este hidrógeno se calienta y ionizado. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz, ya que el hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y cada vez más transparente. Esto es seguido por una curva de disminución de luz impulsada por la desintegración radiactiva aunque más lenta que en el tipo I supernovas, debido a la eficiencia de la conversión en luz por todo el hidrógeno.

En el tipo II-L la meseta está ausente debido a que el progenitor tenía relativamente poco hidrógeno dejó en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro, pero insuficiente para producir una meseta notable en la salida de luz. En el tipo IIb supernovas la atmósfera de hidrógeno del progenitor está tan agotada (piensa que es debido a las mareas decapado por una estrella compañera) que la curva de luz está más cerca de una supernova de tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas.

Tipo EEn supernovas se caracterizan por líneas espectrales estrechas adicionales producidas en una cáscara densa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplio y extendido, de vez en cuando también muy luminosa y se refirió a como hipernova. Estas curvas de luz son producidos por la conversión altamente eficiente de la energía cinética del material eyectado en radiación electromagnética por la interacción con la cáscara densa de material. Esto sólo ocurre cuando el material es suficientemente denso y compacto, lo que indica que es ha sido producido por la estrella progenitora en sí poco antes se produce la supernova.

Un gran número de supernovas han sido catalogados y clasificados para proporcionar velas distancia y modelos de prueba. Características medias varían un poco con la distancia y el tipo de galaxia, pero en líneas generales se pueden especificar para cada tipo de supernova.

Notas:

Asimetría

El púlsar de laNebulosa del Cangrejoestá viajando a 375 km / s respecto a la nebulosa.

Un rompecabezas de larga data que rodea supernovas de Tipo II es por eso que el objeto compacto que queda después de la explosión se da una velocidad gran distancia del núcleo. (Se observan estrellas de neutrones, como los púlsares, que tienen altas velocidades; agujeros negros, presumiblemente, también lo hacen, pero son mucho más difíciles de observar en forma aislada.) El impulso inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km / s o mayor. Este desplazamiento indica una asimetría en la explosión, pero el mecanismo por el que este impulso se transfiere al objeto compacto sigue siendo un rompecabezas. Explicaciones propuestas para esta patada incluyen la convección en la producción colapso estrellas y jet durante la formación de una estrella de neutrones.

Una posible explicación de la asimetría en la explosión es a gran escala de convección por encima del núcleo. La convección puede crear variaciones en las abundancias de los elementos locales, dando lugar a la combustión nuclear irregular durante el colapso, el rebote y la consiguiente explosión.

Otra posible explicación es que la acumulación de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, propulsando asunto en una gran velocidad de la estrella, y la conducción choques transversales que alteran por completo la estrella. Estos chorros podrían desempeñar un papel crucial en la explosión de una supernova resultante. (Un modelo similar está favorecido para explicar largos estallidos de rayos gamma.)

Asimetrías iniciales también se han confirmado en Tipo Ia explosiones de supernovas a través de la observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de visión. Sin embargo, la explosión se hace más simétrica con el paso del tiempo. Los primeros asimetrías son detectables mediante la medición de la polarización de la luz emitida.

Energía de salida

Las desintegraciones radiactivas de níquel-56 y el cobalto-56 que producen una curva de luz de la supernova visible

Aunque estamos acostumbrados a pensar en las supernovas principalmente como eventos visibles luminosos, la radiación electromagnética que producen es casi un efecto secundario de menor importancia de la explosión. Particularmente en el caso de las supernovas colapso del núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total del evento.

Hay una diferencia fundamental entre el equilibrio de la producción de energía en los diferentes tipos de supernova. En el tipo Ia detonaciones enana blanca, la mayor parte de la energía de la explosión se dirige hacia la síntesis de elementos pesados ​​y la energía cinética del material eyectado. En base supernovas colapso, la gran mayoría de la energía se dirige hacia la emisión de neutrinos, y mientras algunos de estos poderes al parecer la principal explosión del 99% de la fuga neutrinos en los primeros minutos tras el inicio de la caída.

Las supernovas de tipo Ia obtienen su energía a partir de la fusión nuclear fuera de control de un enana blanca de carbono-oxígeno. Detalles de la energética todavía no están totalmente modelados, pero el resultado final es la expulsión de toda la masa de la estrella original con alta energía cinética. Alrededor de la mitad de una masa solar de esto es Ni ₅₆ genera a partir de la quema de silicio. Ni ₅₆ es radiactivo y genera Co ₅₆ por beta además de decaimiento con una vida media de los seis días, más rayos gamma. Co ₅₆ decae en sí por el camino más beta con una vida media de 77 días a Fe estable ₅₆ . Estos dos procesos son responsables de la radiación electromagnética de supernovas de tipo Ia. En combinación con el cambio de la transparencia del material expulsado, producen la curva de luz en rápido declive.

Supernovas colapso Core son en promedio visualmente más débil que las supernovas tipo Ia, pero la energía total liberada es mucho mayor. Esto es impulsado por la energía potencial gravitatoria del colapso del núcleo, produciendo inicialmente neutrinos electrón de nucleones de desintegración, seguidos por todos los sabores de neutrinos térmicos de la estrella de neutrones del núcleo sobrecalentado. Alrededor del 1% de estos neutrinos se cree que depositar suficiente energía en las capas externas de la estrella para conducir la explosión resultante, pero de nuevo los detalles no se puede reproducir exactamente en los modelos actuales. Energías cinéticas y rendimientos de níquel son algo más bajas que la de tipo supernovas Ia, por lo tanto, la luminosidad visual reducida, pero la energía de la ionización de las muchas masas solares de hidrógeno restante puede contribuir a una disminución mucho más lento en luminosidad y producir la fase de meseta visto en la mayoría del núcleo supernovas colapso.

En algunas supernovas colapso del núcleo, repliegue hacia un agujero negro impulsa chorros relativistas que pueden producir una breve ráfaga de energía y dirección de los rayos gamma y también transfiere energía aún más importante en el material eyectado. Este es un escenario para la producción de alta supernovas luminosidad y se cree que es la causa de tipo Ic hipernovas y de larga duración estallidos de rayos gamma. Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar en la envoltura estelar entonces una luminosidad estallido de rayos gamma de baja puede ser producido y la supernova pueden ser sub-luminoso.

Cuando una supernova se produce dentro de una pequeña nube densa de material circunestelar entonces producirá una onda de choque que puede convertir eficientemente una alta fracción de la energía cinética en la radiación electromagnética. A pesar de que la energía inicial de explosión era completamente normal la supernova resultante tendrá alta luminosidad y duración prolongada, ya que no se basa en la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar tipo EEn hipernovas.

Aunque las supernovas par-inestabilidad son supernovas núcleo colapso con espectros y curvas de luz similares a tipo II-P, la naturaleza de la explosión tras colapso del núcleo es más como un tipo gigante Ia con fusión desbocada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los más altos eventos masivos es comparable a otras supernovas colapso del núcleo, pero la producción de neutrinos se piensa que es muy baja, por lo tanto, la energía cinética y electromagnética es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivos y otros elementos pesados ​​expulsadas puede ser órdenes de magnitud más alta, en consecuencia con alta luminosidad visual.

Progenitor

El tipo de clasificación supernova está estrechamente vinculada con el tipo de estrella en el momento de la explosión. La aparición de cada tipo de supernova depende drásticamente en la metalicidad y por lo tanto la edad de la galaxia anfitriona.

Las supernovas de tipo Ia se producen a partir enanas blancas estrellas en binarios sistemas y ocurren en todos los tipos de galaxias. Supernovas colapso del núcleo sólo se encuentran en galaxias sometidos a formación estelar actual o muy reciente, ya que son el resultado de efímeras estrellas masivas. Se encuentran más comúnmente en Sc tipo espirales, sino también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares, especialmente galaxias de estallido estelar.

Tipo Ib / c y II-L, y posiblemente más escriba IIn, supernovas solamente se piensa que es producido a partir de estrellas que tienen niveles de metalicidad casi solares que resultan en alta pérdida de masa de las estrellas masivas, por lo tanto son menos comunes en los mayores galaxias más distantes . La tabla muestra el progenitor esperado para los principales tipos de supernova colapso del núcleo, y las proporciones aproximadas de cada uno en el vecindario local.

Hay una serie de dificultades de conciliar la modela y observa la evolución estelar que conduce a las supernovas de colapso de núcleo. Supergigantes rojas son los progenitores que se espera para la gran mayoría de las supernovas de colapso de núcleo, y éstas se han observado, pero sólo a masas relativamente bajos. Ahora se propone que el aumento de supergigantes rojas masivas no explotan como supernovas, sino que evolucionan de nuevo a supergigantes azules.

Hasta hace pocas décadas, supergigantes caliente no se consideraron probable que explotar, pero las observaciones han demostrado lo contrario. Supergigantes azules forman una alta proporción de progenitores de supernovas confirmados, en parte debido a su alta luminosidad, aunque no es un solo progenitor Lobo Rayet aún no se ha confirmado. Los progenitores esperados de tipo Ib supernovas, estrellas WC luminosos, no se observan en absoluto. En lugar estrellas WC se encuentran en luminosidades más bajos, aparentemente estrellas supergigantes post-rojos. WO estrellas son extremadamente raros y visualmente relativamente débil, por lo que es difícil decir si estos progenitores no están presentes o por el momento que deben observarse.

Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo supergigantes azules perder masa suficiente para llegar a la supernova sin progresar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha demostrado una posible ruta de baja luminosidad supergigantes azules luminosos variables de post-rojo al colapso, muy probablemente como un tipo EEn supernova. Muy recientemente, un pequeño número de progenitores de supernovas supergigantes amarilla se han detectado. Una vez más estos son difíciles de explicar, lo que requiere inesperadamente altas tasas de pérdida de masa.

Impacto Interestelar

Papel en la evolución estelar

El remanente de una explosión de supernova se compone de un objeto compacto y una rápida expansión de la onda de choque de material. Esta nube de material barre la rodea medio interestelar durante una fase de expansión libre, que puede durar hasta dos siglos. La onda sufre entonces gradualmente un período de expansión adiabática, y enfriar lentamente y se mezcla con el medio interestelar circundante durante un período de alrededor de 10.000 años.

Supernova remanente N 63A se encuentra dentro de una región grumoso de gas y polvo en el Gran Nube de Magallanes.

El Big Bang produjo hidrógeno , helio y trazas de litio , mientras que todos los elementos más pesados ​​se sintetizan en las estrellas y supernovas. Supernovae tienden a enriquecer la rodea medio interestelar con metales -Elementos distinto de hidrógeno y helio.

Estos elementos inyectados en definitiva enriquecen las nubes moleculares que son los sitios de formación estelar. Por lo tanto, cada generación estelar tiene una composición ligeramente diferente, al pasar de una mezcla casi pura de hidrógeno y helio a una composición más rica en metales. Las supernovas son el mecanismo dominante para la distribución de estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su período de fusión nuclear. Los diferentes abundancias de elementos en el material que forma una estrella tienen influencias importantes en la vida de la estrella, y pueden influir decisivamente en la posibilidad de tener planetas en órbita.

La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación de estrellas debido a la compresión de las nubes moleculares cercanas, densas en el espacio. El aumento de la presión turbulento también puede prevenir la formación de estrellas si la nube no es capaz de perder el exceso de energía.

La evidencia de los productos hija de corta duración isótopos radiactivos muestra que una supernova cercana ayudó a determinar la composición del sistema solar hace 4.5 millones de años, e incluso puede haber provocado la formación de este sistema. La producción de la supernova de elementos pesados ​​en períodos astronómicos de tiempo en última instancia hizo la química de la vida en la Tierra es posible.

Efecto en la Tierra

Una supernova cercano a la Tierra es una supernova suficientemente cerca de la Tierra tenga efectos notables sobre la biosfera . Dependiendo del tipo y la energía de la supernova, podría ser en la medida de como 3000 años luz de distancia. Los rayos gamma de una supernova inducirían una reacción química en la parte superior atmósfera conversión molecular de nitrógeno en los óxidos de nitrógeno, ozono de la capa de ozono suficiente para exponer la superficie para dañina solar y la radiación cósmica. Esto ha sido propuesto como la causa de la extinción del Ordovícico-Silúrico, que resultó en la muerte de casi el 60% de la vida oceánica en la Tierra. En 1996 fue la teoría de que los rastros de las supernovas pasado podrían ser detectables en la Tierra en forma de firmas isotópicas de metal en estratos de roca. El hierro-60 enriquecimiento se informó más tarde en la roca de aguas profundas del Océano Pacífico . En 2009, los niveles elevados de iones de nitrato fueron encontrados en el hielo de la Antártida, que coincidió con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles de óxidos de nitrógeno, que quedó atrapado en el hielo.

Las supernovas de tipo Ia se cree que son potencialmente los más peligrosos si se producen suficientemente cerca de la Tierra. Debido a que estas supernovas, surgen de las estrellas enanas blancas comunes tenues, es probable que una supernova que puede afectar a la Tierra se producirá de forma impredecible y en un sistema de estrellas que no está bien estudiado. Una teoría sugiere que una supernova de tipo Ia tendría que estar más cerca de mil parsecs (3.300 años luz) que afectan a la Tierra. El candidato más cercano conocido es IK Pegasi (ver más abajo). Estimaciones recientes predicen que una supernova de tipo II tendría que estar más cerca de ocho parsecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra.

Candidatos de la Vía Láctea

La nebulosa alrededorWR124 estrella Wolf-Rayet, que se encuentra a una distancia de unos 21.000años luz.

Varias estrellas grandes dentro de laVía Láctease han sugerido como posibles supernovas dentro de los próximos millones de años. Éstos incluyen Rho Cassiopeiae,Eta Carinae,RS Ophiuchi,U Scorpii,VY Canis Majoris, Betelgeuse, Antares, ySpica. Muchos estrellas Wolf-Rayet, comoGamma Velorum,WR 104, y los delQuintuplet Cluster, también se consideran posibles estrellas precursoras a la explosión de una supernova en el futuro 'cerca'.

El candidato de la supernova más cercana es IK Pegasi (HR 8210), que se encuentra a una distancia de 150 años luz. Esta estrecha órbita sistema binario formado por una estrella de secuencia principal y un blanco enanas 31.000.000 kilometros de distancia. El enano tiene una masa estimada de 1,15 veces la del Sol Se cree que varios millones de años pasarán antes de que la enana blanca puede acretar la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.