Una supernova es el conjunto de fenómenos que resultan de la implosión de una estrella al final de su vida , en particular una explosión gigantesca que va acompañada de un breve pero fantásticamente grande aumento de su luminosidad . Vista desde la Tierra , una supernova aparece a menudo como una nueva estrella, mientras que en realidad corresponde a la desaparición de una estrella.
Aunque hay una cada dos o tres segundos en el Universo Observable , las supernovas son eventos raros a escala humana: su tasa se estima en alrededor de uno a tres por siglo en la Vía Láctea .
No se ha observado ninguna supernova en nuestra galaxia, la Vía Láctea, desde la invención del telescopio. El más cercano observado desde entonces es SN 1987A , que ocurrió en una galaxia vecina, la Gran Nube de Magallanes .
Han jugado y juegan un papel esencial en la historia del Universo , porque es durante su explosión en una supernova que la estrella libera los elementos químicos que ha sintetizado durante su existencia - y durante su existencia. Explosión misma - que son luego se difundió en el medio interestelar . Además, la onda de choque de la supernova promueve la formación de nuevas estrellas al provocar o acelerar la contracción de regiones del medio interestelar.
El proceso que conduce a una supernova es extremadamente breve: dura unos pocos milisegundos . En cuanto al fenómeno luminoso persistente, puede durar varios meses. En el brillo máximo de la explosión, la magnitud absoluta de la estrella puede alcanzar -19, lo que la convierte en un objeto más brillante en varios órdenes de magnitud que las estrellas más brillantes: durante este período, la supernova puede "irradiar más energía" (y por lo tanto tienen un poder mayor) que una, o incluso varias galaxias enteras. Esta es la razón por la que una supernova que ocurre en nuestra propia galaxia, o incluso en una galaxia cercana, a menudo es visible a simple vista, incluso a plena luz del día. En ocasiones se han descrito varias supernovas históricas , a veces muy antiguas; estas apariciones de "nuevas estrellas" se interpretan hoy como supernovas.
Hay dos mecanismos, en realidad bastante distintos, que producen una supernova: el primero, la supernova termonuclear , es el resultado de la explosión termonuclear de un cadáver de una estrella llamada enana blanca ; el segundo, la supernova que colapsa el corazón , sigue. La implosión de una estrella masiva que todavía es el sitio de reacciones nucleares en el momento de la implosión. Esta implosión es responsable de la dislocación de las capas externas de la estrella. Es probable que un tercer mecanismo, aún incierto, pero relacionado con el segundo, ocurra dentro de las estrellas más masivas. Es la supernova por producción de pares . Históricamente, las supernovas se clasificaron según sus características espectroscópicas . Esta clasificación no fue muy relevante desde el punto de vista físico. Solo las llamadas supernovas de tipo Ia (pronunciadas “1 a” ) son termonucleares, todas las demás son insuficiencia cardíaca.
La materia expulsada por una supernova se expande hacia el espacio, formando un tipo de nebulosa llamada barra de supernova . La vida útil de este tipo de nebulosa es relativamente limitada, la materia se expulsa a una velocidad muy alta (varios miles de kilómetros por segundo), el residuo se disipa con relativa rapidez a escala astronómica, en unos pocos cientos de miles de años. La Nebulosa de la Goma o los Cordones del Cisne son ejemplos de remanentes de supernova en este estado de dilución muy avanzado en el medio interestelar. La Nebulosa del Cangrejo es un ejemplo de un resplandor juvenil: el resplandor de la explosión que la dio a luz llegó a la Tierra hace menos de mil años.
El término "supernova" proviene del término "nova", tomado del adjetivo latino nova , que significa "nuevo". Históricamente, fue en 1572 y luego en 1604 cuando el mundo occidental descubrió que en ocasiones aparecían "nuevas estrellas", por un tiempo limitado, en la bóveda celeste . Estos eventos fueron descritos respectivamente por Tycho Brahe y Johannes Kepler en escritos latinos usando el término stella nova (ver, por ejemplo, De Stella Nova en Pede Serpentarii , por Kepler, publicado en 1606). Posteriormente, la aparición temporal de nuevas estrellas se denominó "nova". Estos eventos, de hecho, esconden dos clases distintas de fenómenos: puede ser una explosión termonuclear que ocurre en la superficie de una estrella después de que ha acumulado materia de otra estrella, sin que la explosión destruya la estrella que es su asiento, o la explosión completa. de una estrella. La distinción entre estos dos fenómenos se hizo en el transcurso de la década de 1930.
El primero, mucho menos enérgico que el último, es el primero que mantuvo el nombre de nova utilizado anteriormente, mientras que el segundo tomó el nombre de supernova. El término en sí fue utilizado por primera vez por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1933 o 1934 en la reunión anual de la American Physical Society . Inicialmente se escribió "super-nova" antes de escribirse gradualmente sin un guión. Los escritos más antiguos que hablan de la observación de supernovas utilizan el término nova: este es, por ejemplo, el caso de los informes de observación de la última supernova observada, en 1885 en la galaxia de Andrómeda , SN 1885A (ver referencias en el artículo correspondiente).
Históricamente, las supernovas se han clasificado según su espectro , según dos tipos, denotados por los números romanos I y II, que contienen varios subtipos:
Entre las supernovas de Tipo I , hay tres subclases:
Con respecto a las supernovas de tipo II, consideramos el espectro unos tres meses después del inicio de la explosión:
Además, en presencia de peculiaridades espectroscópicas, se agrega la letra minúscula "p" (posiblemente precedida de un guión si hay un subtipo), para la peculiaridad inglesa . La última supernova cercana, SN 1987A fue en este caso. Su tipo espectroscópico es IIp.
En realidad, esta clasificación está bastante lejos de la realidad subyacente de estos objetos. Hay dos mecanismos físicos que dan lugar a una supernova:
Evento cataclísmico que firma el final de una estrella, una supernova puede resultar de dos tipos de eventos muy diferentes:
Los astrónomos han dividido las supernovas en diferentes clases, según los elementos que aparecen en su espectro electromagnético .
El principal elemento involucrado en la clasificación es la presencia o ausencia de hidrógeno . Si el espectro de una supernova no contiene hidrógeno, se clasifica como tipo I, de lo contrario tipo II. Estos mismos grupos tienen subdivisiones.
Las supernovas de tipo Ia (SNIa) no presentan helio en su espectro sino silicio . Dado que la variación en la luminosidad de la estrella durante una supernova de Tipo Ia es extremadamente regular, el SNIa se puede utilizar como velas cósmicas . En 1998, fue a través de la observación de SNIa en galaxias distantes que los físicos descubrieron que la expansión del Universo se estaba acelerando .
En general, se cree que un SNIa se origina por la explosión de una enana blanca que se acerca o ha alcanzado el límite de Chandrasekhar por acumulación de materia.
Un escenario posible que explica este fenómeno es una enana blanca que orbita alrededor de una estrella moderadamente masiva. El enano atrae la materia de su pareja hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar. Posteriormente, la presión interna de la estrella se vuelve insuficiente para contrarrestar su propia gravedad , la enana comienza a colapsar. Este colapso permite la ignición de la fusión de los átomos de carbono y oxígeno que componen la estrella. Como esta fusión ya no está regulada por el calentamiento y la expansión de la estrella, en cuanto a las estrellas de la secuencia principal (la presión de la estrella es la de sus electrones degenerados, calculada por Fermi ), se producen reacciones de fusión descontroladas que desintegra al enano en una gigantesca explosión termonuclear. Esto es diferente del mecanismo de formación de una nova , en el que la enana blanca no alcanza el límite de Chandrasekhar, sino que comienza una fusión nuclear de la materia acumulada y comprimida en la superficie. El aumento de luminosidad se debe a la energía liberada por la explosión y se mantiene durante el tiempo necesario para que el cobalto se descomponga en hierro .
Otro escenario, publicado en 2011, concluye, en torno al caso de la supernova PTF10ops , que el SNIa podría deberse a la colisión de dos enanas blancas.
De hecho, podemos distinguir cuatro grupos de supernovas de tipo Ia: "NUV-azul", "NUV-rojo", "MUV-azul" e "irregular" . La abundancia relativa de SNIa NUV-azul y NUV-rojo (los dos grupos más numerosos) ha cambiado durante los últimos mil millones de años, lo que podría complicar su uso como marcadores de expansión cósmica.
La fase final de la vida de una estrella masiva (más de ocho masas solares ) comienza después de que el núcleo de hierro y níquel 56 ha sido construido por fases sucesivas de reacciones de fusión nuclear. Siendo estos elementos los más estables, las reacciones de fusión, como la fisión nuclear del hierro, consumen energía en lugar de producirla. Entre unas ocho y diez masas solares , las sucesivas fusiones se detienen mientras el corazón está compuesto de oxígeno , neón y magnesio , pero el escenario que se describe a continuación sigue siendo válido.
Al final de la fase de fusión del hierro, el núcleo alcanza la densidad a la que domina la presión de degeneración de electrones (~ 1 t / cm 3 ). La capa que rodea directamente al corazón, que se ha vuelto inerte, continúa produciendo hierro y níquel en la superficie del corazón. Por lo tanto, su masa continúa aumentando hasta que alcanza la "masa de Chandrasekhar" (aproximadamente 1,4 de masa solar). En este momento, se supera la presión de degeneración de los electrones. El corazón se contrae y colapsa sobre sí mismo. Además, comienza una fase de neutronización, que disminuye el número de electrones y por tanto su presión de degeneración. Los electrones son capturados por los protones, generando un flujo masivo de 10 58 electrones neutrinos y transformando el núcleo en una estrella de neutrones de 10-20 km de diámetro y la densidad de un núcleo atómico (> 500 Mt / cm 3 ).
Es esta contracción gravitacional del núcleo neutronizante y los de las capas internas adyacentes la que libera toda la energía de la explosión de la supernova. Es una explosión debida a la liberación de energía del potencial gravitacional que aumenta durante este colapso, superando en varias veces el potencial nuclear total de hidrógeno a hierro (aproximadamente 0,9% de la energía de la masa ). Esta energía se transmite al exterior de acuerdo con diversos fenómenos como la onda de choque, el calentamiento de la materia y especialmente el flujo de neutrinos.
Cuando la densidad excede la densidad de un núcleo atómico , la fuerza nuclear se vuelve muy repulsiva. Las capas externas del corazón rebotan al 10-20% de la velocidad de la luz. La onda de choque del rebote se propaga a las capas externas y compite con el material que cae hacia adentro, de modo que se estabiliza a unos 100-200 km del centro. Los neutrinos se dispersan fuera del corazón en segundos y una fracción de ellos calienta el área del manto dentro de la onda de choque (llamada “región de ganancia”). El resto se libera al espacio y consume el 99% de la energía total de la supernova. Ahora se cree que la entrada de energía a la onda de choque al calentar la región de ganancia de neutrinos es el elemento clave responsable de la explosión de la supernova.
En las estrellas masivas, durante los últimos momentos de la explosión, las altas temperaturas (> 10 9 K ) podrían permitir una forma explosiva de nucleosíntesis denominada “proceso r”: una alta densidad de neutrones (10 20 n / cm 3 ) hace que su captura por los núcleos es más rápido que la β - desintegración radiactiva , ya que este se produce en unos pocos segundos. Así se producirán isótopos ricos en neutrones de número atómico muy superior al hierro ( N = 26 ), y eso explica la existencia de núcleos radiactivos pesados en el universo como el torio y el uranio , siempre presentes en la Tierra ya que sus vidas medias son del orden de la era del sistema solar .
También hay variaciones mínimas de estos diferentes tipos, con designaciones como II-P y II-L , pero simplemente describen el comportamiento del brillo cambiante (II-P observa una meseta mientras que II-L no) y no datos fundamentales.
Las supernovas de tipo Ib e Ic no muestran silicio en su espectro y aún no se conoce el mecanismo de su formación. Las supernovas de tipo Ic tampoco muestran helio en su espectro. Se cree que corresponden a estrellas al final de su vida (como el tipo II) y que ya han agotado su hidrógeno, por lo que no aparece en su espectro. Las supernovas de tipo Ib son seguramente el resultado del colapso de una estrella Wolf-Rayet . Parece que se ha establecido un vínculo con ráfagas prolongadas de rayos gamma .
Algunas estrellas excepcionalmente masivas pueden producir una " hipernova " cuando colapsan. Sin embargo, este tipo de explosión se conoce solo teóricamente, aún no ha sido confirmado por observaciones.
En una hipernova, el corazón de la estrella colapsa directamente en un agujero negro porque se ha vuelto más masivo que el límite de las "estrellas de neutrones". Se emiten dos chorros de plasma extremadamente energéticos a lo largo del eje de rotación de la estrella a una velocidad cercana a la de la luz . Estos chorros emiten intensos rayos gamma y podrían explicar el origen de los estallidos de rayos gamma . De hecho, si el observador está en (o cerca) del eje de los chorros, recibirá una señal que podría captarse de las profundidades del Universo ( horizonte cosmológico ).
Las supernovas de tipo I son, considerando todo, considerablemente más brillantes que las supernovas de tipo II. Esto en luminosidad electromagnética .
En contraste, las supernovas de tipo II son inherentemente más energéticas que las de tipo I. Las supernovas que colapsan el núcleo (tipo II) emiten la mayor parte, si no casi toda, de su energía en forma de radiación de neutrinas .
La supernova más brillante observada en 400 años fue detectada en 1987 en las vastas nubes de gas de la Nebulosa Tarántula en la Gran Nube de Magallanes .
Los descubrimientos de supernovas se informan a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional , que emite un telegrama electrónico con la designación que asigna a la supernova. Esta designación sigue el formato SN YYYYA o SN YYYYaa , donde SN es la abreviatura de supernova, YYYY es el año del descubrimiento, A es una mayúscula latina y aa son dos letras latinas minúsculas. Las primeras 26 supernovas del año tienen una letra entre la A y la Z; después de Z, comienzan con aa, ab, etc. Por ejemplo, SN 1987A , posiblemente la supernova más famosa de los tiempos modernos, que se observó en23 de febrero de 1987en la Gran Nube de Magallanes , fue el primer descubrimiento ese año. Fue en 1982 cuando se necesitó la primera designación de dos letras ( SN 1982aa , en NGC 6052 ). El número de supernovas descubiertas cada año ha aumentado constantemente.
Experimentó un aumento considerable desde 1997, fecha del establecimiento de programas dedicados al descubrimiento de estos objetos, en particular supernovas termonucleares. Los primeros programas especializados a gran escala fueron el Proyecto de cosmología de supernovas , dirigido por Saul Perlmutter , y el Equipo de búsqueda de supernovas High-Z , dirigido por Brian P. Schmidt . Estos dos programas hicieron posible en 1998 descubrir la aceleración de la expansión del Universo .
Posteriormente han surgido otros programas especializados, como ESSENCE (también dirigido por Brian P. Schmitt) o SNLS . Grandes encuestas, como Sloan Digital Sky Survey , también han llevado al descubrimiento de una gran cantidad de supernovas. El número de supernovas descubiertas aumentó de 96 en 1996 a 163 en 1997. Fue de 551 en 2006; el último descubrimiento de ese año fue SN 2006ue .
Las supernovas son eventos espectaculares pero raros. Varios han sido visibles a simple vista desde la invención de la escritura, y la evidencia de su observación nos ha llegado:
Algunas otras supernovas notables han sido objeto de numerosos estudios, que incluyen:
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