Esta es probablemente la ciencia más completa sobre supernovas.

Las supernovas son muy brillantes. La radiación que emite normalmente ilumina brevemente una galaxia entera antes de desaparecer de la vista durante semanas o meses.

Durante la corta vida de una supernova, irradia tanta energía como se espera que libere el Sol durante toda su vida. Una explosión de esta magnitud puede expulsar grandes cantidades (o todo) el material de la estrella a 30.000 kilómetros por segundo (10 veces la velocidad de la luz), provocando ondas de choque en el medio interestelar circundante. La estructura en forma de capa formada por la expansión del gas y el polvo causada por la onda de choque se llama remanente de supernova.

Ilustración: Imágenes recopiladas de rayos X, infrarrojos y ópticas de múltiples longitudes de onda del remanente de supernova SN 1604 de Kepler.

Existen varios tipos de supernovas. Los tipos I y II pueden formarse de dos maneras: deteniéndose o comenzando repentinamente a producir energía mediante fusión nuclear. El colapso gravitacional puede ocurrir cuando las estrellas viejas y pesadas dejan gradualmente de producir energía a partir de la fusión nuclear. Estas estrellas eventualmente se convierten en estrellas de neutrones o agujeros negros, liberando energía potencial gravitacional que calienta y elimina las capas externas de la estrella. Otra posibilidad es que la enana blanca haya acumulado suficiente material de su estrella compañera (mediante acreción o fusiones) para llevar su núcleo a una temperatura que podría provocar la fusión del carbono. Al mismo tiempo, la fusión nuclear desbocada también se tragó a la enana blanca, acabando con su vida. Cuando la masa de la estrella sea mayor que el límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,38 veces la masa del Sol), provocará la "extinción" (es decir, el colapso) del núcleo estelar, y también comenzará la enana blanca formada por acreción. encenderse espontáneamente cuando se acerca a este límite. La pobre enana blanca también sufrirá un tipo de explosión termonuclear completamente diferente, mucho más pequeña que la fusión nuclear. Esta explosión es causada por el gas hidrógeno que se acumula en la superficie de una enana blanca, y la luz producida por la explosión a menudo se confunde con la de una estrella recién formada. Por eso, los científicos llaman a esta explosión "nova". Y aquellas estrellas solitarias con una masa inferior a aproximadamente 9 soles, como el propio Sol, eventualmente solo evolucionarán hacia enanas blancas (no se convertirán en supernovas).

Ilustración: La supernova de tipo Ia se producirá cuando la enana blanca absorba el material compañero, supere el límite de Chandrasekhar y explote.

Aunque no se ha observado ninguna supernova en la Vía Láctea desde 1964, en galaxias del tamaño de la Vía Láctea las supernovas ocurren en promedio cada 50 años. Contribuyen de manera importante al enriquecimiento del medio interestelar que contiene elementos más masivos. Además, las ondas de choque de expansión generadas por las explosiones de supernovas también favorecen la formación de nuevas estrellas.

Supernova significa "supernova" en inglés. En latín, "nova" (novae plural) significa "nueva", es decir, una nueva estrella muy brillante que brilla en el cielo. El prefijo "super-" distingue las supernovas de las novas ordinarias. (Las novas ordinarias también continúan aumentando en brillo, aunque el aumento es menor que el de las supernovas y es causado por un mecanismo diferente. El término supernova fue nombrado por el astrofísico y astrónomo suizo Fritz Wei Zi, y se utilizó por primera vez en materiales de escritura. en 1926.

La primera supernova registrada fue SN 185, observada por astrónomos chinos. El registro más brillante de supernovas fue obtenido por astrónomos chinos e islámicos. La muy comentada supernova SN 1054 ha sido descrita en detalle. , convirtiéndose finalmente en la Nebulosa del Cangrejo.

Ilustración: Nebulosa del Cangrejo

Fuente: Sohu com

Las últimas supernovas SN 1572 y SN 1604 observadas a simple vista. en la Vía Láctea han hecho grandes contribuciones al desarrollo de la astronomía europea, porque su aparición refutó la creencia de Aristóteles de que, a excepción de la luna y los planetas, la visión de que el universo exterior es inmutable.

El descubrimiento de una supernova. se informa a la Oficina Central de Telégrafos Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional, que luego emite una declaración de nombre, generalmente con el nombre de la supernova en la que se descubrió, más una o dos letras designadas.

Las primeras 26 supernovas descubiertas en un año se nombran con letras mayúsculas de la "A" a la "Z", seguidas de pares de letras minúsculas, como "aa" y "ab", etc.

Las supernovas registradas en la historia sólo pueden conocerse en el año en que aparecieron, como SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Andrómeda) y SN 1604 (Kepler). Desde 1885, se han utilizado símbolos de letras (por ejemplo, SN 1885A, SN 1907A, etc.) incluso si solo se descubrió una supernova en un año, y solo se descubrió una supernova en un año, a saber, SN 1947A. Antes de 1987, los nombres de supernovas rara vez usaban dos letras, pero a partir de 1988, se usaron dos letras con frecuencia.

Ilustración: SN 1987A fotografiada por el Hubble se encuentra situada en la Gran Nube de Magallanes.

En el proceso de exploración de supernovas, los científicos clasificaron diferentes elementos químicos en función de sus líneas de absorción. El primer criterio es determinar si se producen líneas de absorción provocadas por el hidrógeno. Si el espectro de una supernova contiene una línea de absorción de hidrógeno (sistema de líneas de Balmer en la parte visible del espectro), se clasifica como tipo ⅱ, y el resto se clasifica como tipo ⅰ. En estas dos categorías, las líneas de absorción de otras. Los elementos se determinarán según las líneas de absorción de otros elementos. La presencia y la forma de la curva de luz (la imagen de la magnitud aparente de una supernova en función del tiempo) se subdividen.

Ilustración: Curva de luz de SN 1987A

Fuente: ARAA

Los remanentes de supernova están compuestos por objetos compactos y ondas de choque que contienen material en rápida expansión. Tras dos siglos de libre expansión, esta masa entrará en un período de expansión adiabática, durante el cual se enfriará y se mezclará con el medio interestelar circundante durante aproximadamente 6.543.800 años.

Ilustración: Diagrama de estructura del BIGBANG

Fuente: Bilibili

El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio, todos elementos más pesados. Todos se sintetizan en estrellas. y supernovas. Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos metálicos (elementos distintos del hidrógeno y el helio). Estos elementos inyectados eventualmente se convierten en parte de la nube molecular a partir de la cual se pueden formar estrellas. Debido a la compresión de densas nubes moleculares en el espacio cercano, la energía cinética generada por la expansión de los restos de supernovas puede promover la formación de estrellas.

Autor: Tim Trotter

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