Ya hemos visto que, a diferencia del Sol y otras estrellas estacionarias, las estrellas físicas variables cambian de tamaño, temperatura de la fotosfera y luminosidad. Entre varios tipos De las estrellas no estacionarias, las novas y supernovas son de particular interés. De hecho, no se trata de estrellas recién aparecidas, sino de estrellas preexistentes que llamaron la atención por un fuerte aumento de brillo.
Durante las explosiones de nuevas estrellas, el brillo aumenta miles y millones de veces en un período que va desde varios días hasta varios meses. Se conocen estrellas que han estallado repetidamente en forma de novas. Según datos modernos, las nuevas estrellas suelen formar parte de sistemas binarios y las explosiones de una de las estrellas se producen como resultado del intercambio de materia entre las estrellas que se forman. sistema dual. Por ejemplo, en el sistema “enana blanca – estrella ordinaria (baja luminosidad)”, las explosiones que causan el fenómeno estrella nueva, puede ocurrir cuando cae gas de una estrella ordinaria a una enana blanca.
Aún más grandiosas son las explosiones de supernovas, ¡cuyo brillo aumenta repentinamente unos 19 m! En su máximo brillo, la superficie radiante de la estrella se acerca al observador a una velocidad de varios miles de kilómetros por segundo. El patrón de las explosiones de supernovas sugiere que las supernovas son estrellas en explosión.
Durante las explosiones de supernova, se libera una enorme energía durante varios días: alrededor de 10 41 J. Explosiones tan colosales ocurren en etapas finales Evolución de estrellas cuya masa es varias veces mayor que la masa del Sol.
En su máximo brillo, una supernova puede brillar más que mil millones de estrellas como nuestro Sol. Durante las explosiones más potentes de algunas supernovas, a una velocidad de 5.000 a 7.000 km/s se puede expulsar materia cuya masa alcanza varias masas solares. Restos de conchas descartadas supernovas, visible por mucho tiempo como gases en expansión.
No sólo se han descubierto restos de capas de supernova, sino también lo que queda de la parte central de la estrella que una vez explotó. Estos "restos estelares" resultaron ser fuentes asombrosas de emisión de radio, que fueron llamadas púlsares. Los primeros púlsares fueron descubiertos en 1967.
Algunos púlsares tienen una tasa de repetición de pulsos de radio sorprendentemente estable: ¡los pulsos se repiten en intervalos de tiempo estrictamente iguales, medidos con una precisión superior a 10 -9 s! Los púlsares abiertos se encuentran de nosotros a distancias que no superan los cientos de pársecs. Se supone que los púlsares son estrellas superdensas que giran rápidamente, con radios de unos 10 km y masas cercanas a la masa del Sol. Estas estrellas están formadas por neutrones densamente empaquetados y se denominan estrellas de neutrones. Sólo una parte de su existencia las estrellas de neutrones se manifiestan como púlsares.
Las explosiones de supernovas se clasifican como eventos raros. Durante el último milenio, sólo se han observado unas pocas explosiones de supernovas en nuestro sistema estelar. De ellos, los tres siguientes han sido establecidos de forma más fiable: un brote en 1054 en la constelación de Tauro, en 1572 en la constelación de Casiopea, en 1604 en la constelación de Ofiuco. La primera de estas supernovas fue descrita como una “estrella invitada” por astrónomos chinos y japoneses, la segunda por Tycho Brahe y la tercera fue observada por Johannes Kepler. El brillo de las supernovas de 1054 y 1572 superó el brillo de Venus, y estas estrellas eran visibles durante el día. Desde la invención del telescopio (1609) no se ha observado ni una sola supernova en nuestro sistema estelar (es posible que algunas explosiones hayan pasado desapercibidas). Cuando surgió la oportunidad de explorar otros sistemas estelares, a menudo se descubrieron en ellos nuevas estrellas y supernovas.
El 23 de febrero de 1987 explotó una supernova en la Gran Nube de Magallanes (constelación Doradus), el satélite más grande de nuestra Galaxia. Por primera vez desde 1604 se pudo ver una supernova incluso a simple vista. Antes de la explosión, en el lugar de la supernova había una estrella de magnitud 12. La estrella alcanzó su brillo máximo de 4 m a principios de marzo y luego comenzó a desvanecerse lentamente. Los científicos que observaron la supernova utilizaron los telescopios de los observatorios terrestres más grandes, el observatorio orbital Astron y los telescopios de rayos X del módulo Kvant. estación orbital“Mir”, por primera vez fue posible rastrear todo el proceso del brote. Las observaciones se llevaron a cabo en diferentes rangos espectrales, incluido el rango óptico visible, ultravioleta, rayos X y radio. En la prensa científica aparecieron informes sensacionales sobre la detección de neutrinos y, posiblemente, radiación gravitacional de una estrella en explosión. El modelo de la estructura de la estrella en la fase anterior a la explosión fue perfeccionado y enriquecido con nuevos resultados.
El cielo en un día despejado presenta, en general, una imagen bastante aburrida y monótona: una bola de sol caliente y una extensión clara e interminable, a veces decorada con nubes o nubes raras.
El cielo en una noche sin nubes es otro asunto. Por lo general, todo está cubierto de brillantes cúmulos de estrellas. Hay que tener en cuenta que en el cielo nocturno a simple vista se pueden ver de 3 a 4,5 mil luminarias nocturnas. Y todos ellos pertenecen a la Vía Láctea, en la que se encuentra nuestro sistema solar.
Según los conceptos modernos, las estrellas son bolas de gas calientes, en cuyas profundidades se produce la fusión termonuclear de núcleos de helio a partir de núcleos de hidrógeno, liberando una cantidad colosal de energía. Es esto lo que asegura la luminosidad de las estrellas.
La estrella más cercana a nosotros es nuestro Sol, cuya distancia es de 150 millones de kilómetros. Pero la estrella Próxima Centauri, la siguiente en distancia, se encuentra a una distancia de 4,25 años luz de nosotros, o 270 mil veces más lejos que el Sol.
Hay estrellas que son cientos de veces más grandes que el Sol y la misma cantidad de veces inferiores a él en este indicador. Sin embargo, las masas de las estrellas varían dentro de límites mucho más modestos: desde una doceava parte de la masa del Sol hasta 100 de su masa. Más de la mitad estrellas visibles Son sistemas dobles y a veces triples.
En general, el número de estrellas visibles para nosotros en el Universo se puede designar como 125.000.000.000 con once ceros adicionales.
Ahora, para evitar confusiones con los ceros, los astrónomos ya no llevan registros de estrellas individuales, sino de galaxias enteras, creyendo que en promedio hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en cada una de ellas.
El astrónomo estadounidense Fritz Zwicky comenzó por primera vez a buscar supernovas
En 1996, los científicos determinaron que desde la Tierra se pueden ver 50 mil millones de galaxias. Cuando se puso en funcionamiento el Telescopio Orbital Hubble, que no se ve afectado por interferencias de la atmósfera terrestre, el número de galaxias visibles saltó a 125 mil millones.
Gracias a el ojo que todo lo ve Con este telescopio, los astrónomos penetraron en profundidades tan universales que vieron galaxias que aparecieron apenas mil millones de años después de la Gran Explosión que dio origen a nuestro Universo.
Se utilizan varios parámetros para caracterizar las estrellas: luminosidad, masa, radio y composición química atmósfera, así como su temperatura. Y utilizando una serie de características adicionales de una estrella, también se puede determinar su edad.
Cada estrella es una estructura dinámica que nace, crece y luego, al alcanzar cierta edad, muere silenciosamente. Pero también sucede que de repente explota. Este evento provoca cambios a gran escala en el área adyacente a la estrella en explosión.
Así, la perturbación que siguió a esta explosión se propaga a una velocidad gigantesca y, a lo largo de varias decenas de miles de años, cubre un enorme espacio en el medio interestelar. En esta región la temperatura aumenta bruscamente, hasta varios millones de grados, y la densidad de los rayos cósmicos y la intensidad del campo magnético aumentan significativamente.
Estas características del material expulsado por una estrella en explosión le permiten formar nuevas estrellas e incluso sistemas planetarios completos.
Por este motivo, los astrofísicos estudian muy de cerca tanto las supernovas como sus restos. Después de todo, la información obtenida durante el estudio de este fenómeno puede ampliar el conocimiento sobre la evolución de las estrellas normales, sobre los procesos que ocurren durante el nacimiento de las estrellas de neutrones, así como aclarar los detalles de aquellas reacciones que resultan en la formación de elementos pesados. , rayos cósmicos, etc.
Hubo un tiempo en que los astrónomos llamaron nuevas a aquellas estrellas cuyo brillo aumentó inesperadamente más de 1000 veces. Aparecieron inesperadamente en el cielo, provocando cambios en la configuración habitual de las constelaciones. Habiendo aumentado repentinamente varios miles de veces como máximo, su brillo después de un tiempo disminuyó drásticamente y después de unos años su brillo se volvió tan débil como antes de la explosión.
Cabe señalar que la periodicidad de las llamaradas, durante las cuales una estrella se libera de una milésima parte de su masa y es lanzada al espacio exterior a enorme velocidad, se considera uno de los principales signos del nacimiento de nuevas estrellas. Pero, al mismo tiempo, aunque parezca extraño, las explosiones de estrellas no provocan cambios significativos en su estructura, ni siquiera su destrucción.
¿Con qué frecuencia ocurren tales eventos en nuestra galaxia? Si tomamos en cuenta solo aquellas estrellas cuyo brillo no excedió la magnitud 3, entonces, según las crónicas históricas y las observaciones de los astrónomos, durante cinco mil años no se observaron más de 200 llamaradas brillantes.
Pero cuando comenzaron los estudios de otras galaxias, se hizo evidente que el brillo de las nuevas estrellas que aparecen en estos rincones del espacio suele ser igual a la luminosidad de toda la galaxia en la que aparecen estas estrellas.
Por supuesto, la aparición de estrellas con tal luminosidad es un acontecimiento extraordinario y absolutamente diferente del nacimiento de estrellas ordinarias. Por lo tanto, allá por 1934, los astrónomos estadounidenses Fritz Zwicky y Walter Baade propusieron que aquellas estrellas cuyo brillo máximo alcanza la luminosidad de las galaxias ordinarias se clasificaran como una clase separada de supernovas y las más estrellas brillantes. Hay que tener en cuenta que las explosiones de supernovas en estado actual Nuestra galaxia es un fenómeno extremadamente raro que no ocurre más de una vez cada 100 años. Los brotes más llamativos, que fueron registrados en tratados chinos y japoneses, ocurrieron en 1006 y 1054.
Quinientos años después, en 1572, el destacado astrónomo Tycho Brahe observó una explosión de supernova en la constelación de Casiopea. En 1604, Johannes Kepler vio el nacimiento de una supernova en la constelación de Ofiuco. Y desde entonces, eventos tan grandiosos no se han celebrado en nuestra Galaxia.
Esto puede deberse al hecho de que el sistema solar ocupa una posición tal en nuestra galaxia que se puede observar en Instrumentos ópticos Las explosiones de supernova desde la Tierra sólo son posibles en la mitad de su volumen. En el resto de la región, esto se ve obstaculizado por la absorción interestelar de luz.
Y como en otras galaxias estos fenómenos ocurren aproximadamente con la misma frecuencia que en vía Láctea, la principal información sobre las supernovas en el momento de la explosión se obtuvo de observaciones de las mismas en otras galaxias...
Por primera vez, los astrónomos W. Baade y F. Zwicky comenzaron a buscar supernovas en 1936. Durante tres años de observaciones en diferentes galaxias, los científicos descubrieron 12 explosiones de supernovas, que posteriormente fueron sometidas a un estudio más exhaustivo mediante fotometría y espectroscopia.
Además, el uso de equipos astronómicos más avanzados ha permitido ampliar la lista de supernovas recién descubiertas. Y la introducción de búsquedas automatizadas llevó a los científicos a descubrir más de cien supernovas al año. en total para un tiempo corto Se registraron 1.500 de estos objetos.
EN últimos años mediante el uso telescopios potentes¡En una noche de observaciones, los científicos descubrieron más de 10 supernovas distantes!
En enero de 1999 se produjo un hecho que sorprendió incluso a los astrónomos modernos, acostumbrados a los numerosos "trucos" del Universo: en las profundidades del espacio se registró un destello diez veces más brillante que todos los registrados anteriormente por los científicos. Fue detectado por dos satélites de investigación y un telescopio en las montañas de Nuevo México, equipado con una cámara automática. Este fenómeno único ocurrió en la constelación de Bootes. Un poco más tarde, en abril del mismo año, los científicos determinaron que la distancia hasta el brote era de nueve mil millones de años luz. Esto es casi las tres cuartas partes del radio del Universo.
Los cálculos realizados por los astrónomos mostraron que en los pocos segundos que duró la llamarada, se liberó muchas veces más energía de la que produjo el Sol durante los cinco mil millones de años de su existencia. ¿Qué causó una explosión tan increíble? ¿Qué procesos dieron lugar a esta enorme liberación de energía? La ciencia aún no puede responder específicamente a estas preguntas, aunque existe la suposición de que gran cantidad La energía podría producirse en caso de fusión de dos estrellas de neutrones.
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supernova o explosión de supernova- un fenómeno durante el cual una estrella cambia bruscamente su brillo de 4 a 8 órdenes de magnitud (una docena de magnitudes), seguido de una atenuación relativamente lenta de la llamarada. Es el resultado de un proceso cataclísmico que se produce al final de la evolución de algunas estrellas y va acompañado de la liberación de una enorme energía.
Por regla general, las supernovas se observan a posteriori, es decir, cuando el evento ya ha ocurrido y su radiación ha llegado a la Tierra. Por lo tanto, la naturaleza de las supernovas no estuvo clara durante mucho tiempo. Pero ahora se proponen muchos escenarios que conducirán a brotes de este tipo, aunque las principales disposiciones ya están bastante claras.
La explosión va acompañada de la expulsión de una masa significativa de materia de la capa exterior de la estrella al espacio interestelar, y a partir de la parte restante de la materia del núcleo de la estrella que explotó, por regla general, se forma un objeto compacto. una estrella de neutrones, si la masa de la estrella antes de la explosión era más de 8 masas solares (M ☉), o una estrella negra un agujero con una masa estelar superior a 20 M ☉ (la masa del núcleo que queda después de que termina la explosión 5M ☉). Juntos forman un remanente de supernova.
Un estudio exhaustivo de los espectros y las curvas de luz obtenidos previamente, en combinación con el estudio de remanentes y posibles estrellas progenitoras, permite construir modelos más detallados y estudiar las condiciones que existían en el momento del estallido.
Entre otras cosas, el material expulsado durante la llamarada contiene en gran medida productos de la fusión termonuclear que se produjo a lo largo de la vida de la estrella. Es gracias a las supernovas que el Universo en su conjunto y cada galaxia en particular evoluciona químicamente.
El nombre refleja el proceso histórico de estudiar estrellas cuyo brillo cambia significativamente con el tiempo, las llamadas novas.
El nombre se compone de la etiqueta. SN, seguido del año de apertura, seguido de una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año en curso reciben designaciones de una sola letra, al final del nombre, de letras mayúsculas de A antes z. Las supernovas restantes reciben designaciones de dos letras en minúsculas: Automóvil club británico, ab, etcétera. Las supernovas no confirmadas se designan con letras PSN(ing. posible supernova) con coordenadas celestes en el formato: Jhhmmssss+ddmmsss.
El panorama
| Clase | Subclase | Mecanismo | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| I Sin líneas de hidrógeno |
Líneas fuertes de silicio ionizado (Si II) a 6150 | I a | Explosión termonuclear | |||||
| Iax Con brillo máximo tienen menor luminosidad y menor Ia en comparación |
||||||||
| Las líneas de silicio son débiles o están ausentes. | Ib Líneas de helio (He I) están presentes. |
Colapso gravitacional | ||||||
| ic Las líneas de helio son débiles o están ausentes |
||||||||
| II Líneas de hidrógeno presentes |
II-P/L/N El espectro es constante. |
II-P/L Sin líneas estrechas |
II-P La curva de luz tiene una meseta. |
|||||
| II-L La magnitud disminuye linealmente con el tiempo. |
||||||||
| yoen Hay líneas estrechas |
||||||||
| IIb El espectro cambia con el tiempo y se vuelve similar al espectro de Ib. |
||||||||
Curvas de luz
Las curvas de luz para el tipo I son muy similares: hay un fuerte aumento durante 2-3 días, luego es reemplazado por una caída significativa (de 3 magnitudes) durante 25-40 días, seguida de un lento debilitamiento, casi lineal en el largo plazo. escala de magnitud. La magnitud absoluta promedio del máximo para las llamaradas Ia es M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), para Ib\c - .
Pero las curvas de luz del tipo II son bastante variadas. Para algunos, las curvas se parecían a las del tipo I, sólo que con una disminución del brillo más lenta y prolongada hasta que comenzó la etapa lineal. Otros, habiendo alcanzado un pico, permanecieron en él hasta 100 días, y luego el brillo cayó bruscamente y alcanzó una “cola” lineal. La magnitud absoluta del máximo varía ampliamente de − 20 metros (\textstyle -20^(m)) antes − 13 m (\textstyle -13^(m)). Valor medio para IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), para II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).
Espectros
La clasificación anterior ya contiene algunas características básicas de los espectros de supernova. varios tipos, detengámonos en lo que no estaba incluido. El primero y muy característica importante, que durante mucho tiempo impidió la decodificación de los espectros obtenidos; las líneas principales son muy amplias.
Los espectros de las supernovas de tipo II e Ib\c se caracterizan por:
- La presencia de características de absorción estrechas cerca del brillo máximo y componentes de emisión estrechos y no desplazados.
- Líneas , , , observadas en la radiación ultravioleta.
Observaciones fuera del rango óptico.
Velocidad de destello
La frecuencia de las llamaradas depende del número de estrellas de la galaxia o, lo que es lo mismo en las galaxias ordinarias, de la luminosidad. Una cantidad generalmente aceptada que caracteriza la frecuencia de las llamaradas en diferentes tipos de galaxias es SNu:
1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100año))),
Dónde L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- luminosidad del Sol en el filtro B. Para diferentes tipos llamaradas su magnitud es:
En este caso, las supernovas Ib/c y II gravitan hacia brazos espirales.
Observando restos de supernova
El esquema canónico del resto joven es el siguiente:
- Posible resto compacto; normalmente un púlsar, pero posiblemente un agujero negro
- Onda de choque externa que se propaga en la materia interestelar.
- Una onda de retorno que se propaga en el material expulsado de la supernova.
- Secundaria, se propaga en grupos del medio interestelar y en densas emisiones de supernovas.
Juntos forman la siguiente imagen: detrás del frente de la onda de choque externa, el gas se calienta a temperaturas T S ≥ 10 7 K y emite en el rango de rayos X con una energía fotónica de 0,1-20 keV; el frente de la onda de retorno forma una segunda región de radiación de rayos X. Las líneas de Fe, Si, S, etc. altamente ionizados indican la naturaleza térmica de la radiación de ambas capas.
La radiación óptica del remanente joven crea gas en grupos detrás del frente de la onda secundaria. Dado que en ellos la velocidad de propagación es mayor, el gas se enfría más rápido y la radiación pasa del rango de rayos X al rango óptico. El origen del impacto de la radiación óptica se confirma por la intensidad relativa de las líneas.
Descripción teórica
Descomposición de observaciones.
La naturaleza de las supernovas Ia es diferente de la naturaleza de otros brotes. Esto se evidencia claramente por la ausencia de llamaradas de tipo Ib\c y tipo II en las galaxias elípticas. De información general de este último se sabe que allí hay poco gas y estrellas azules, y que la formación de estrellas terminó hace 10, 10 años. Esto significa que todas las estrellas masivas ya han completado su evolución, y sólo quedan estrellas con una masa menor que la solar, y nada más. De la teoría de la evolución estelar se sabe que las estrellas de este tipo no pueden explotar y, por lo tanto, se necesita un mecanismo de extensión de vida para estrellas con masas de 1-2M ⊙.
La ausencia de líneas de hidrógeno en los espectros Ia\Iax indica que hay muy poco hidrógeno en la atmósfera de la estrella original. La masa de la sustancia expulsada es bastante grande: 1M ⊙ y contiene principalmente carbono, oxígeno y otros elementos pesados. Y las líneas Si II desplazadas indican que durante la eyección hay activos reacciones nucleares. Todo esto convence de que la estrella predecesora es una enana blanca, probablemente carbono-oxígeno.
La atracción hacia los brazos espirales de las supernovas tipo Ib\c y tipo II indica que la estrella progenitora son estrellas O de vida corta con una masa de 8-10M ⊙.
Explosión termonuclear
Una forma de liberar la cantidad necesaria de energía es fuerte aumento la masa de la sustancia involucrada en la combustión termonuclear, es decir, una explosión termonuclear. Sin embargo, la física de las estrellas individuales no lo permite. Los procesos en estrellas ubicadas en la secuencia principal están en equilibrio. Por lo tanto, todos los modelos consideran la etapa final de la evolución estelar: las enanas blancas. Sin embargo, esta última es una estrella estable y todo puede cambiar sólo cuando se acerca al límite de Chandrasekhar. Esto lleva a la conclusión inequívoca de que una explosión termonuclear sólo es posible en sistemas estelares múltiples, muy probablemente en las llamadas estrellas dobles.
En este esquema existen dos variables que influyen en el estado, composición química y masa final de la sustancia involucrada en la explosión.
- La segunda compañera es una estrella ordinaria, de la que fluye materia hacia la primera.
- La segunda compañera es la misma enana blanca. Este escenario se llama doble degeneración.
- Se produce una explosión cuando se excede el límite de Chandrasekhar.
- La explosión ocurre ante él.
Lo que todos los escenarios de supernova Ia tienen en común es que lo más probable es que la enana que explota sea carbono-oxígeno. En la onda de combustión explosiva que viaja desde el centro hacia la superficie, se producen las siguientes reacciones:
12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16,76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16,76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10,92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10,92~MeV)).La masa de la sustancia reaccionante determina la energía de la explosión y, en consecuencia, el brillo máximo. Si asumimos que reacciona toda la masa de la enana blanca, entonces la energía de explosión será 2,2 · 10 · 51 ergio.
El comportamiento posterior de la curva de luz está determinado principalmente por la cadena de desintegración:
56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)El isótopo 56 Ni es inestable y tiene una vida media de 6,1 días. Más mi-La captura conduce a la formación de un núcleo de 56 Co predominantemente en estado excitado con una energía de 1,72 MeV. Este nivel es inestable y la transición del electrón al estado fundamental va acompañada de la emisión de una cascada de cuantos γ con energías de 0,163 MeV a 1,56 MeV. Estos cuantos experimentan dispersión Compton y su energía disminuye rápidamente a ~100 keV. Estos cuantos ya son absorbidos eficazmente por el efecto fotoeléctrico y, como resultado, calientan la sustancia. A medida que la estrella se expande, la densidad de la materia en la estrella disminuye, el número de colisiones de fotones disminuye y el material en la superficie de la estrella se vuelve transparente a la radiación. Como muestran los cálculos teóricos, esta situación se produce aproximadamente entre 20 y 30 días después de que la estrella alcanza su máxima luminosidad.
60 días después del inicio, la sustancia se vuelve transparente a la radiación γ. La curva de luz comienza a decaer exponencialmente. En ese momento, el isótopo 56 Ni ya se ha desintegrado y la liberación de energía se debe a la desintegración β de 56 Co a 56 Fe (T 1/2 = 77 días) con energías de excitación de hasta 4,2 MeV.
Colapso del núcleo gravitacional
El segundo escenario para la liberación de la energía necesaria es el colapso del núcleo de la estrella. Su masa debe ser exactamente igual a la masa de su remanente: una estrella de neutrones; sustituyendo valores típicos obtenemos:
E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) ergio,donde M = 0 y R = 10 km, G es la constante gravitacional. El tiempo característico para esto es:
τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5)) C,donde ρ 12 es la densidad de la estrella, normalizada a 10 12 g/cm 3 .
El valor resultante es dos órdenes de magnitud mayor que la energía cinética del caparazón. Se necesita un portador que, por un lado, debe transportar la energía liberada y, por otro, no interactuar con la sustancia. Los neutrinos son adecuados para el papel de dicho portador.
Varios procesos son responsables de su formación. El primero y más importante para la desestabilización de una estrella y el inicio de su contracción es el proceso de neutronización:
3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))
4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))
56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))
Los neutrinos de estas reacciones se llevan el 10%. El papel principal en el enfriamiento lo desempeñan los procesos URKA (enfriamiento de neutrinos):
mi + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)
mi − + p → ν mi + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)
En lugar de protones y neutrones, también pueden actuar los núcleos atómicos, formando un isótopo inestable que experimenta desintegración beta:
mi − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)
(A, Z − 1) → (A, Z) + mi − + ν ~ mi. (\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)
La intensidad de estos procesos aumenta con la compresión, acelerándola así. Este proceso se detiene mediante la dispersión de neutrinos sobre electrones degenerados, durante la cual se termolizan y quedan encerrados dentro de la sustancia. Se logra una concentración suficiente de electrones degenerados a densidades ρ norte tu c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) gramos/cm3.
Tenga en cuenta que los procesos de neutronización ocurren sólo a densidades de 10 11 /cm 3, alcanzables sólo en el núcleo estelar. Esto significa que sólo en él se altera el equilibrio hidrodinámico. Las capas externas están en equilibrio hidrodinámico local y el colapso comienza sólo después de que el núcleo central se contrae y forma una superficie sólida. El rebote de esta superficie asegura la liberación del caparazón.
Modelo de un remanente de supernova joven
Teoría de la evolución de remanentes de supernova
Hay tres etapas en la evolución del remanente de supernova:
La expansión de la capa se detiene en el momento en que la presión del gas en el remanente es igual a la presión del gas en el medio interestelar. Después de esto, el residuo comienza a disiparse, chocando con nubes que se mueven caóticamente. El tiempo de reabsorción alcanza:
T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) años
Teoría de la aparición de radiación sincrotrón.
Construcción de una descripción detallada.
Búsqueda de restos de supernova
Búsqueda de estrellas precursoras
Teoría de la supernova Ia
Además de las incertidumbres en las teorías de la supernova Ia descritas anteriormente, el mecanismo de la explosión en sí ha sido fuente de mucha controversia. Muy a menudo, los modelos se pueden dividir en los siguientes grupos:
- Detonación instantánea
- Detonación retardada
- Detonación retardada pulsante
- Combustión rápida turbulenta
Al menos para cada combinación de condiciones iniciales, los mecanismos enumerados se pueden encontrar en una variación u otra. Pero la gama de modelos propuestos no se limita sólo a esto. Un ejemplo es un modelo en el que dos enanas blancas explotan a la vez. Naturalmente, esto sólo es posible en escenarios en los que ambos componentes hayan evolucionado.
Evolución química e impacto en el medio interestelar.
Evolución química del Universo. Origen de los elementos con número atómico superior al hierro.
Las explosiones de supernovas son la principal fuente de reposición del medio interestelar con elementos con números atómicos mayores (o como dicen más pesado) Él . Sin embargo, los procesos que les dieron origen por varios grupos elementos e incluso sus propios isótopos.
proceso R
proceso r es el proceso de formación de núcleos más pesados a partir de otros más ligeros mediante la captura secuencial de neutrones durante ( norte,γ) reacciones y continúa hasta que la tasa de captura de neutrones es mayor que la tasa de desintegración β − del isótopo. En otras palabras, el tiempo promedio de captura de n neutrones τ(norte,γ) debiera ser:
τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))donde τ β es el tiempo promedio de desintegración β de los núcleos que forman una cadena del proceso r. Esta condición impone una limitación a la densidad de neutrones, porque:
τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma ),v_(n))))\derecha)^(-1))Dónde (σ norte γ , v norte) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- producto de la sección transversal de reacción ( norte, γ) sobre la velocidad del neutrón en relación con el núcleo objetivo, promediada sobre el espectro maxwelliano de la distribución de velocidades. Considerando que el proceso r ocurre en núcleos pesados y medianos, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность
ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^(17)) neutrones/cm 3 .Estas condiciones se logran en:
proceso ν
Articulo principal: proceso ν
proceso ν Es un proceso de nucleosíntesis mediante la interacción de neutrinos con núcleos atómicos. Puede ser responsable de la aparición de los isótopos 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La y 180 Ta.
Impacto en la estructura a gran escala del gas interestelar de la galaxia.
Historial de observación
El interés de Hiparco por las estrellas fijas puede haberse inspirado en la observación de una supernova (según Plinio). El primer registro identificado como supernova SN 185 (Inglés), fue realizado por astrónomos chinos en el año 185 d.C. La supernova más brillante conocida, SN 1006, ha sido descrita en detalle por astrónomos chinos y árabes. La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, fue bien observada. Las supernovas SN 1572 y SN 1604 eran visibles a simple vista y tenían gran importancia en el desarrollo de la astronomía en Europa, ya que fueron utilizados como argumento contra la idea aristotélica de que el mundo más allá de la Luna y sistema solar sin alterar. Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 el 17 de octubre de 1604. Esta fue la segunda supernova registrada en la etapa de brillo creciente (después de SN 1572, observada por Tycho Brahe en la constelación de Casiopea).
Con el desarrollo de los telescopios, fue posible observar supernovas en otras galaxias, comenzando con las observaciones de la supernova S Andrómeda en la Nebulosa de Andrómeda en 1885. Durante el siglo XX, se desarrollaron modelos exitosos para cada tipo de supernova y aumentó la comprensión de su papel en la formación estelar. En 1941, los astrónomos estadounidenses Rudolf Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron un esquema moderno de clasificación de supernovas.
En la década de 1960, los astrónomos descubrieron que la luminosidad máxima de las explosiones de supernovas podía utilizarse como una vela estándar y, por tanto, una medida de distancias astronómicas. Ahora las supernovas dan información importante sobre distancias cosmológicas. Las supernovas más distantes resultaron ser más débiles de lo esperado, lo que, según las ideas modernas, muestra que la expansión del Universo se está acelerando.
Se han desarrollado métodos para reconstruir la historia de las explosiones de supernovas que no tienen registros de observación escritos. La fecha de la supernova Cassiopeia A se determinó a partir del eco de luz de la nebulosa, mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 (Inglés) estimado midiendo la temperatura y las emisiones γ de la desintegración del titanio-44. En 2009, se descubrieron nitratos en el hielo de la Antártida, lo que coincide con el momento de la explosión de la supernova.
El 23 de febrero de 1987, la supernova SN 1987A, la más cercana a la Tierra observada desde la invención del telescopio, explotó en la Gran Nube de Magallanes, a una distancia de 168 mil años luz de la Tierra. Por primera vez se registró el flujo de neutrinos procedente de la llamarada. La llamarada se estudió intensamente utilizando satélites astronómicos en las gamas ultravioleta, de rayos X y de rayos gamma. El remanente de supernova se estudió con ALMA, Hubble y Chandra. Aún no se ha descubierto ni una estrella de neutrones ni un agujero negro que, según algunos modelos, debería estar situado en el lugar de la llamarada.
22 de enero de 2014 en la galaxia M82, ubicada en la constelación Osa Mayor, entró en erupción la supernova SN 2014J. La galaxia M82 se encuentra a 12 millones de años luz de nuestra galaxia y tiene una magnitud aparente de poco menos de 9. Esta supernova es la más cercana a la Tierra desde 1987 (SN 1987A).
Las supernovas más famosas y sus restos.
- Supernova SN 1604 (Supernova de Kepler)
- Supernova G1.9+0.3 (La más joven conocida en nuestra Galaxia)
Supernovas históricas en nuestra galaxia (observadas)
| supernova | Fecha del brote | Constelación | Máx. brillar | Distancia yaniye (años santos) |
tipo de destello shki |
Longitud tel- visibilidad puentes |
Resto | Notas |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | , 7 de diciembre | centauro | −8 | 3000 | ¿I a? | 8-20 meses | G315.4-2.3 (RCW 86) | Registros chinos: observados cerca de Alpha Centauri. |
| SN 369 | desconocido | no de- conocido |
no de- conocido |
no de- conocido |
5 meses | desconocido | Crónicas chinas: la situación es muy poco conocida. Si estaba cerca del ecuador galáctico, era muy probable que fuera una supernova; si no, lo más probable era que fuera una nova lenta; | |
| SN 386 | Sagitario | +1,5 | 16 000 | ¿Yo? | 2-4 meses | G11.2-0.3 | crónicas chinas | |
| SN 393 | Escorpión | 0 | 34 000 | no de- conocido |
8 meses | varios candidatos | crónicas chinas | |
| SN 1006 | , 1 de mayo | Lobo | −7,5 | 7200 | I a | 18 meses | SNR 1006 | Monjes suizos, científicos árabes y astrónomos chinos. |
| SN 1054 | , 4 de julio | Tauro | −6 | 6300 | II | 21 meses | Nebulosa del Cangrejo | en el medio y Lejano Oriente(no aparece en textos europeos, aparte de vagas insinuaciones en las crónicas monásticas irlandesas). |
| SN 1181 | , Agosto | Casiopea | −1 | 8500 | no de- conocido |
6 meses | Posiblemente 3C58 (G130.7+3.1) | obras del profesor Alexandre Nequem de la Universidad de París, textos chinos y japoneses. |
| SN 1572 | , 6 de noviembre | Casiopea | −4 | 7500 | I a | 16 meses | Remanente de supernova silencioso | Este acontecimiento está registrado en muchas fuentes europeas, incluidos los registros del joven Tycho Brahe. Es cierto que no notó la estrella en llamas hasta el 11 de noviembre, pero la siguió durante un año y medio y escribió el libro "De Nova Stella" ("Sobre la nueva estrella"), el primer trabajo astronómico sobre este tema. |
| SN 1604 | , 9 de octubre | Ofiuco | −2,5 | 20000 | I a | 18 meses | Restos de supernova de Kepler | A partir del 17 de octubre comenzó a estudiarlo Johannes Kepler, quien describió sus observaciones en un libro aparte. |
| SN 1680 | , 16 agosto | Casiopea | +6 | 10000 | IIb | no de- conocido (no más de una semana) |
Restos de supernova Casiopea A | posiblemente visto por Flamsteed y catalogado como 3 Cassiopeiae. |
SUPERNOVA
SUPERNOVA, una explosión estelar en la que se destruye casi toda la ESTRELLA. En una semana, una supernova puede eclipsar a todas las demás estrellas de la galaxia. La luminosidad de una supernova es 23 magnitudes (1000 millones de veces) mayor que la luminosidad del Sol, y la energía liberada durante la explosión es igual a toda la energía emitida por la estrella durante toda su vida anterior. Después de unos años, la supernova aumenta tanto de volumen que se vuelve enrarecida y translúcida. A lo largo de cientos o miles de años, los restos del material expulsado son visibles como Restos de una supernova. La supernova es unas 1.000 veces más brillante que la nova. Cada 30 años, una galaxia como la nuestra experimenta aproximadamente una supernova, pero la mayoría de estas estrellas están oscurecidas por el polvo. Las supernovas se dividen en dos tipos principales, que se distinguen por sus curvas de luz y sus espectros.
Las supernovas son estrellas que brillan repentinamente, adquiriendo en ocasiones un brillo 10.000 millones de veces mayor que el brillo del Sol. Esto sucede en varias etapas. Al principio (A), una estrella enorme se desarrolla muy rápidamente hasta una etapa en la que varios procesos nucleares comienzan a ocurrir simultáneamente dentro de la estrella. Se puede formar hierro en el centro, lo que significará el fin de la producción de energía nuclear. Entonces la estrella comienza a sufrir un colapso gravitacional (B). Sin embargo, esto calienta el centro de la estrella hasta tal punto que elementos químicos se desintegran y se producen nuevas reacciones con fuerza explosiva (C). La mayor parte del material de la estrella es expulsado al espacio, mientras que los restos del centro de la estrella colapsan hasta que la estrella se oscurece por completo, convirtiéndose posiblemente en una estrella de neutrones muy densa (D). Una de esas supernovas fue visible en 1054. en la constelación de Tauro (E). El remanente de esta estrella es una nube de gas llamada Nebulosa del Cangrejo (F).
Diccionario enciclopédico científico y técnico..
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supernova- astron. Una estrella que brilla repentinamente con un poder de radiación miles de veces mayor que el poder de una llamarada de nova... Diccionario de muchas expresiones.
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Libros
- Finger of Fate (incluida una descripción completa de los planetas no aspectos), Hamaker-Zondag K.. El libro de la famosa astróloga Karen Hamaker-Zondag es el fruto de veinte años de trabajo estudiando los misteriosos y a menudo impredecibles factores ocultos del horóscopo: el Configuraciones de “Finger of Fate”,…
Restos de supernova de Kepler
Una supernova o explosión de supernova es un fenómeno durante el cual su brillo cambia bruscamente de 4 a 8 órdenes de magnitud (una docena de magnitudes), seguido de una atenuación relativamente lenta del brote. Es el resultado de un proceso cataclísmico, acompañado de la liberación de una enorme energía y que surge al final de la evolución de algunas estrellas.
Remanente de supernova RCW 103 con la estrella de neutrones 1E 161348-5055 en el centro
Por regla general, las supernovas se observan a posteriori, es decir, cuando el evento ya ha ocurrido y su radiación ha alcanzado. Por lo tanto, su naturaleza no estuvo clara durante bastante tiempo. Pero ahora se proponen muchos escenarios que conducirán a brotes de este tipo, aunque las principales disposiciones ya están bastante claras.
La explosión va acompañada de la expulsión de una masa significativa de materia estelar al espacio interestelar y, a partir del resto de la materia de la estrella en explosión, por regla general, se forma un objeto compacto: una estrella de neutrones o un agujero negro. Juntos forman un remanente de supernova.
Un estudio exhaustivo de los espectros y las curvas de luz obtenidos previamente, en combinación con el estudio de remanentes y posibles estrellas progenitoras, permite construir modelos más detallados y estudiar las condiciones que existían en el momento del estallido.
Entre otras cosas, la sustancia expulsada durante la llamarada contiene en gran medida productos de la fusión termonuclear que se produjo a lo largo de la vida de la estrella. Es gracias a las supernovas en general y a cada una de ellas en particular que evoluciona químicamente.
El nombre refleja el proceso histórico de estudiar estrellas cuyo brillo cambia significativamente con el tiempo, las llamadas novas. De manera similar, entre las supernovas ahora existe una subclase: las hipernovas.
El nombre se compone de la etiqueta SN, seguida del año de apertura y termina con una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año en curso reciben designaciones de una sola letra, al final de su nombre, desde las letras mayúsculas de la A a la Z. Las supernovas restantes reciben designaciones de dos letras desde minúsculas: aa, ab, etc. Las supernovas no confirmadas se designan con las letras PSN (posible supernova) con coordenadas celestes en el formato: Jhhmmssss+ddmmsss.
Las curvas de luz para el tipo I son muy similares: hay un fuerte aumento durante 2-3 días, luego es reemplazado por una caída significativa (de 3 magnitudes) durante 25-40 días, seguida de un lento debilitamiento, casi lineal en el largo plazo. escala de magnitud.
Pero las curvas de luz del tipo II son bastante diversas. Para algunos, las curvas se parecían a las del tipo I, sólo que con una disminución del brillo más lenta y prolongada hasta que comenzó la etapa lineal. Otros, habiendo alcanzado un pico, permanecieron en él hasta 100 días, y luego el brillo cayó bruscamente y alcanzó una “cola” lineal. La magnitud absoluta del máximo varía ampliamente.
La clasificación anterior ya contiene algunas características básicas de los espectros de supernovas de varios tipos; detengámonos en lo que no está incluido. La primera y muy importante característica, que durante mucho tiempo impidió la interpretación de los espectros obtenidos, es que las líneas principales son muy amplias.
Los espectros de las supernovas de tipo II e Ib\c se caracterizan por:
La presencia de características de absorción estrechas cerca del brillo máximo y componentes de emisión estrechos y no desplazados.
Líneas , , , observadas en la radiación ultravioleta.
La frecuencia de las llamaradas depende del número de estrellas de la galaxia o, lo que es lo mismo en las galaxias ordinarias, de la luminosidad.
En este caso, las supernovas Ib/c y II gravitan hacia brazos espirales.
Nebulosa del Cangrejo (imagen de rayos X) que muestra una onda de choque interna, un viento que fluye libremente y un chorro
El esquema canónico del resto joven es el siguiente:
Posible resto compacto; normalmente un púlsar, pero posiblemente un agujero negro
Una onda de choque externa que se propaga en la materia interestelar.
Una onda de retorno que se propaga en el material expulsado de la supernova.
Secundaria, se propaga en grupos del medio interestelar y en densas emisiones de supernovas.
Juntos forman la siguiente imagen: detrás del frente de la onda de choque externa, el gas se calienta a temperaturas TS ≥ 107 K y emite en el rango de rayos X con una energía fotónica de 0,1-20 keV; El frente de la onda de retorno forma una segunda región de radiación de rayos X. Las líneas de Fe, Si, S, etc. altamente ionizados indican la naturaleza térmica de la radiación de ambas capas.
La emisión óptica del remanente joven crea gas en grupos detrás del frente de onda secundario. Dado que en ellos la velocidad de propagación es mayor, el gas se enfría más rápido y la radiación pasa del rango de rayos X al rango óptico. El origen del impacto de la radiación óptica se confirma por la intensidad relativa de las líneas.
Las fibras de Casiopea A dejan claro que el origen de los cúmulos de materia puede ser doble. Los llamados filamentos rápidos vuelan a una velocidad de 5.000 a 9.000 km/s y se emiten únicamente en las líneas O, S, Si, es decir, son acumulaciones formadas en el momento de la explosión de una supernova. Las condensaciones estacionarias tienen una velocidad de 100 a 400 km/s y en ellas se observan concentraciones normales de H, N, O. En conjunto, esto indica que esta sustancia fue expulsada mucho antes de la explosión de la supernova y luego fue calentada por una onda de choque externa. .
La emisión de radio sincrotrón de partículas relativistas en un fuerte campo magnético es la principal firma de observación de todo el remanente. El área de su localización son las áreas frontales de las ondas externas y de retorno. La radiación sincrotrón también se observa en el rango de rayos X.
La naturaleza de las supernovas Ia es diferente de la naturaleza de otros brotes. Esto se evidencia claramente por la ausencia de llamaradas de tipo Ib\c y tipo II en las galaxias elípticas. De la información general sobre este último se sabe que allí hay poco gas y estrellas azules, y que la formación de estrellas terminó hace 1010 años. Esto significa que todas las estrellas masivas ya han completado su evolución, y sólo quedan estrellas con una masa menor que la solar, y nada más. De la teoría de la evolución estelar se sabe que las estrellas de este tipo no pueden explotar y, por lo tanto, se necesita un mecanismo de extensión de la vida para estrellas con masas de 1-2M⊙.
La ausencia de líneas de hidrógeno en los espectros Ia\Iax indica que hay muy poco hidrógeno en la atmósfera de la estrella original. La masa de la sustancia expulsada es bastante grande: 1M⊙ y contiene principalmente carbono, oxígeno y otros elementos pesados. Y las líneas desplazadas de Si II indican que se están produciendo reacciones nucleares activamente durante la eyección. Todo esto nos convence de que la estrella predecesora es una enana blanca, probablemente carbono-oxígeno.
La atracción hacia los brazos espirales de las supernovas tipo Ib\c y tipo II indica que la estrella progenitora es una estrella O de vida corta con una masa de 8-10M⊙.
Escenario dominante
Una de las formas de liberar la cantidad necesaria de energía es un fuerte aumento en la masa de la sustancia involucrada en la combustión termonuclear, es decir, una explosión termonuclear. Sin embargo, la física de las estrellas individuales no lo permite. Los procesos en estrellas ubicadas en la secuencia principal están en equilibrio. Por lo tanto, todos los modelos consideran la etapa final de la evolución estelar: las enanas blancas. Sin embargo, esta última es en sí misma una estrella estable; todo puede cambiar sólo cuando se acerca al límite de Chandrasekhar. Esto lleva a la conclusión inequívoca de que una explosión termonuclear sólo es posible en sistemas estelares, muy probablemente en las llamadas estrellas dobles.
En este esquema existen dos variables que influyen en el estado, composición química y masa final de la sustancia involucrada en la explosión.
La segunda compañera es una estrella ordinaria de la que fluye materia hacia la primera.
La segunda compañera es la misma enana blanca. Este escenario se llama doble degeneración.
Se produce una explosión cuando se excede el límite de Chandrasekhar.
La explosión ocurre ante él.
Lo que todos los escenarios de supernova Ia tienen en común es que lo más probable es que la enana que explota sea carbono-oxígeno.
La masa de la sustancia reaccionante determina la energía de la explosión y, en consecuencia, el brillo máximo. Si asumimos que toda la masa de la enana blanca reacciona, entonces la energía de explosión será 2,2 · 1051 ergio.
El comportamiento posterior de la curva de luz está determinado principalmente por la cadena de desintegración.
El isótopo 56Ni es inestable y tiene una vida media de 6,1 días. Además, la captura electrónica conduce a la formación de un núcleo de 56Co predominantemente en un estado excitado con una energía de 1,72 MeV. Este nivel es inestable y la transición del electrón al estado fundamental va acompañada de la emisión de una cascada de cuantos γ con energías de 0,163 MeV a 1,56 MeV. Estos cuantos experimentan dispersión Compton y su energía disminuye rápidamente a ~100 keV. Estos cuantos ya son absorbidos eficazmente por el efecto fotoeléctrico y, como resultado, calientan la sustancia. A medida que la estrella se expande, la densidad de la materia en la estrella disminuye, el número de colisiones de fotones disminuye y la materia de la superficie de la estrella se vuelve transparente a la radiación. Como muestran los cálculos teóricos, esta situación se produce aproximadamente entre 20 y 30 días después de que la estrella alcanza su máxima luminosidad.
60 días después del inicio, la sustancia se vuelve transparente a la radiación γ. La curva de luz comienza a decaer exponencialmente. En ese momento, el 56Ni ya se ha desintegrado y se produce la liberación de energía debido a la desintegración β del 56Co a 56Fe (T1/2 = 77 días) con energías de excitación de hasta 4,2 MeV.
Modelo del mecanismo de colapso gravitacional.
El segundo escenario para la liberación de la energía necesaria es el colapso del núcleo de la estrella. Su masa debe ser exactamente igual a la masa de su remanente: una estrella de neutrones.
Se necesita un portador que, por un lado, debe transportar la energía liberada y, por otro, no interactuar con la sustancia. Los neutrinos son adecuados para el papel de dicho portador.
Varios procesos son responsables de su formación. El primero y más importante para la desestabilización de una estrella y el inicio de la compresión es el proceso de neutronización.
Los neutrinos de estas reacciones se llevan el 10%. El papel principal en el enfriamiento lo desempeñan los procesos URKA (enfriamiento de neutrinos).
En lugar de protones y neutrones, también pueden actuar los núcleos atómicos, formando un isótopo inestable que experimenta desintegración beta.
La intensidad de estos procesos aumenta con la compresión, acelerándola así. Este proceso se detiene mediante la dispersión de neutrinos sobre electrones degenerados, durante la cual se termolizan y quedan encerrados dentro de la sustancia.
Tenga en cuenta que los procesos de neutronización ocurren sólo a densidades de 1011/cm3, alcanzables sólo en el núcleo estelar. Esto significa que sólo en él se altera el equilibrio hidrodinámico. Las capas externas están en equilibrio hidrodinámico local y el colapso comienza sólo después de que el núcleo central se contrae y forma una superficie sólida. El rebote de esta superficie asegura la liberación del caparazón.
Hay tres etapas en la evolución del remanente de supernova:
Vuelo gratis.
Expansión adiabática (etapa de Sedov). Una explosión de supernova en esta etapa aparece como una explosión puntual fuerte en un medio con capacidad calorífica constante. La solución automodal de Sedov, probada para explosiones nucleares en la atmósfera terrestre.
Etapa de intensa iluminación. Comienza cuando la temperatura detrás del frente alcanza un máximo en la curva de pérdida de radiación.
La expansión de la capa se detiene en el momento en que la presión del gas en el remanente es igual a la presión del gas en el medio interestelar. Después de esto, el residuo comienza a disiparse, chocando con nubes que se mueven caóticamente.
Además de las incertidumbres en las teorías de la supernova Ia descritas anteriormente, el mecanismo de la explosión en sí ha sido fuente de mucha controversia. Muy a menudo, los modelos se pueden dividir en los siguientes grupos:
Detonación instantánea
Detonación retardada
Detonación retardada pulsante
Combustión rápida turbulenta
Al menos para cada combinación de condiciones iniciales, los mecanismos enumerados se pueden encontrar en una variación u otra. Pero la gama de modelos propuestos no se limita sólo a esto. Como ejemplo, podemos citar modelos en los que dos detonan a la vez. Naturalmente, esto sólo es posible en escenarios en los que ambos componentes hayan evolucionado.
Las explosiones de supernovas son la principal fuente de reposición del medio interestelar con elementos con números atómicos mayores (o, como dicen, más pesados) que He. Sin embargo, los procesos que les dieron origen son diferentes para distintos grupos de elementos e incluso isótopos.
Casi todos los elementos más pesados que el He y hasta el Fe son el resultado de la fusión termonuclear clásica, que se produce, por ejemplo, en el interior de las estrellas o durante las explosiones de supernovas durante el proceso p. Vale la pena mencionar aquí que es extremadamente pequeña parte sin embargo, se obtuvo durante la nucleosíntesis primaria.
Todos los elementos más pesados que 209Bi son el resultado del proceso r
El origen de los demás es objeto de debate; los procesos s, r, ν y rp se proponen como posibles mecanismos.
La estructura y los procesos de nucleosíntesis en la pre-supernova y en el instante siguiente al estallido de una estrella de 25M☉, no a escala.
El proceso r es el proceso de formación de núcleos más pesados a partir de núcleos más ligeros mediante la captura secuencial de neutrones durante reacciones (n, γ) y continúa mientras la tasa de captura de neutrones sea mayor que la tasa de desintegración β- del isótopo.
El proceso ν es un proceso de nucleosíntesis, mediante la interacción de neutrinos con núcleos atómicos. Puede ser responsable de la aparición de los isótopos 7Li, 11B, 19F, 138La y 180Ta.
La Nebulosa del Cangrejo como remanente de la supernova SN 1054
El interés de Hiparco por las estrellas fijas puede haberse inspirado en la observación de una supernova (según Plinio). El registro más antiguo identificado como supernova SN 185 fue realizado por astrónomos chinos en el año 185 d.C. La supernova más brillante conocida, SN 1006, ha sido descrita en detalle por astrónomos chinos y árabes. La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, fue bien observada. Las supernovas SN 1572 y SN 1604 eran visibles a simple vista y tuvieron gran importancia en el desarrollo de la astronomía en Europa, ya que se utilizaron como argumento contra la idea aristotélica de que el mundo más allá de la Luna y el sistema solar no cambia. Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 el 17 de octubre de 1604. Esta fue la segunda supernova registrada en la etapa de brillo creciente (después de SN 1572, observada por Tycho Brahe en la constelación de Casiopea).
Con el desarrollo de los telescopios, fue posible observar supernovas en otras galaxias, comenzando con las observaciones de la supernova S Andrómeda en la Nebulosa de Andrómeda en 1885. Durante el siglo XX, se desarrollaron modelos exitosos para cada tipo de supernova y aumentó la comprensión de su papel en la formación estelar. En 1941, los astrónomos estadounidenses Rudolf Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron un esquema moderno de clasificación de supernovas.
En la década de 1960, los astrónomos descubrieron que la luminosidad máxima de las explosiones de supernovas podía utilizarse como una vela estándar y, por tanto, una medida de distancias astronómicas. Las supernovas ahora proporcionan información importante sobre las distancias cosmológicas. Las supernovas más distantes resultaron ser más débiles de lo esperado, lo que, según las ideas modernas, muestra que la expansión del Universo se está acelerando.
Se han desarrollado métodos para reconstruir la historia de las explosiones de supernovas que no tienen registros de observación escritos. La fecha de la supernova Cassiopeia A se determinó a partir de los ecos de luz de la nebulosa, mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura y emisiones de rayos γ de la desintegración del titanio-44. En 2009 se descubrieron nitratos en el hielo de la Antártida correspondiente al momento de la explosión de la supernova.
El 22 de enero de 2014, una supernova SN 2014J entró en erupción en la galaxia M82, ubicada en la constelación de la Osa Mayor. La galaxia M82 se encuentra a 12 millones de años luz de nuestra galaxia y tiene una magnitud aparente de poco menos de 9. Esta supernova es la más cercana a la Tierra desde 1987 (SN 1987A).
