SUPERNOVAS - Astronomos.org

SUPERNOVA
La Muerte Violenta de una Estrella
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
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Pocas cosas parecen tan estables como las estrellas. Noche a noche, tras el ocaso, las veremos aparecer una y otra
vez. Siempre ahí. Siempre en su lugar. Sólo la Luna, el Sol y los planetas participan en un continuo desfile por la
eclíptica, además de una que otra estrella fugaz que rasga sorpresivamente el firmamento. En comparación con la
existencia humana, las estrellas viven tanto tiempo que parecen no cambiar nunca. Tampoco importa que se
desplacen a más de 200 Km. por segundo: están tan lejos de nosotros que parecen estar clavadas contra una oscura
bóveda celeste. Por tal motivo es común escuchar que se les llame “estrellas fijas”.
Con esto en mente, es más fácil entender por qué fue todo un acontecimiento cuando -en una madrugada de
verano- apareció una nueva estrella en la constelación de Taurus. Su resplandor era tan brillante que era visible aún
a la luz del día. Los chinos registraron la visita de esta estrella “huésped” en el año 1054 y su brillo fue apagándose
poco a poco en el transcurso de los siguientes meses. Eventos similares fueron registrados por los chinos y
coreanos en los años 185, 386, 393, 1006, y 1181 de nuestra era. En 1572 Tycho Brahe vio una estrella nueva
aparecer en Cassiopeia y en 1604 Johannes Kepler observó un evento similar en Ophiuchus. Los europeos les
llamaron novas (es decir: nuevas)
Curiosamente, el nombre de “nova” no podía ser más inadecuado pues el evento no es otra cosa que la muerte
violenta de una estrella con sobrepeso. Actualmente las novas están clasificadas como estrellas variables
cataclísmicas, es decir, estrellas que cambian súbitamente de brillo debido a una violenta explosión. Reciben
también el nombre de variables eruptivas.
Las variables cataclísmicas están constituidas por un par de estrellas (sistema binario) que se orbitan mutuamente.
Generalmente una de las dos estrellas es en realidad una enana blanca: el núcleo desnudo de una estrella ya
apagada y muerta. La compañera de la enana blanca será una estrella normal que al envejecer se dilatará y parte de
su material será desprendido para precipitarse hacia la enana blanca. Este fenómeno se llama transferencia de
masa y produce súbitas e impredecibles explosiones. El resultado es un incremento elevadísimo en el brillo del
sistema.
En el momento de la explosión estos sistemas emiten un destello de Rayos X y Ultravioleta. Si el material que la
estrella dilatada desprende es transferido no hacia una enana blanca sino hacia una estrella de neutrones (o un hoyo
negro), la emisión de Rayos X es más abundante y recibe el nombre de emisión (o fuente) transitoria de Rayos X.
Los sistemas binarios que dan lugar a las variables cataclísmicas o eruptivas, son estrellas “normales” (que se
ocupan en transformar Hidrógeno en Helio, es decir, están en la serie principal) y tienen sus componentes
relativamente separados, de modo que su período orbital es de varios meses o varios años. Sin embargo, aquella de
las dos estrellas que tenga una masa superior envejecerá prematuramente. Por lo tanto la estrella (primaria) se
dilatará muchísimo hasta que su superficie alcance a la estrella secundaria y se la coma. La estrella secundaria no
desaparecerá, sino que seguirá orbitando al núcleo de la primaria en su interior mismo. La fricción entre el núcleo
y la estrella secundaria reduce su velocidad y la distancia entre los dos disminuye. Al tiempo la energía combinada
del núcleo primario y la estrella secundaria termina por empujar hacia fuera la envoltura gaseosa y se da forma a
una hermosa nebulosa planetaria. El núcleo de la estrella primaria se “apaga”(deja de tener reacciones de fusión
nuclear) y es ahora una enana blanca. Ahora la binaria está formada por una estrella “normal” y una enana blanca:
es una bomba de tiempo que los astrónomos llaman binaria pre-cataclísmica. ¿ Por qué? Porque cuando le toque
el turno a la estrella secundaria envejecer y dilatarse, habrá otra vez transferencia de material, sólo que ahora el
blanco es una estrella exótica: es una enana blanca y producirá explosiones cataclísmicas. Nace la variable
cataclísmica.
Observacionalmente, los astrónomos han detectado variables cataclísmicas con períodos orbitales muy variados,
sin embargo, no se han observado sistemas de este tipo cuyo período orbital es de 2 a 3 horas. Ambas estrellas
tienen que seguir orbitándose: es algo que no se puede interrumpir. Sin embargo, lo que estamos observando es la
interrupción de la transferencia del material. Parece ser que cuando el sistema se contrae al punto de reducir su
período orbital a 3 horas, la estrella ”donante”sufre de cambios en sus campos magnéticos que retienen
temporalmente este material. Se sugiere que en el interior de esta estrella suceden cambios estructurales
importantes, que hacen dominar los movimientos de convección desde el núcleo y hasta la superficie. En el Sol, los
movimientos de convección son relativamente superficiales.
Gradualmente el sistema binario continúa contrayéndose, hasta que el período orbital es menor a 2 horas y
entonces la transferencia de material continúa y la variable eruptiva vuelve a la vida.
Las variables cataclísmicas más comunes son:
Novas clásicas
Novas recurrentes
Novas enanas
Estrellas simbióticas
NOVAS CLASICAS
Las novas se presentan en sistemas binarios en el que una de los componentes es una enana blanca. También se
distinguen por el súbito e impredecible aumento de luminosidad por 10 magnitudes o más (se vuelve cuando
menos 10,000 veces más brillante). Una galaxia como la nuestra experimenta –se estima- unas 25 novas por año.
En cuestión de días, las novas alcanzan su máximo brillo (novas rápidas) aunque hay algunas que se tardan
semanas en alcanzarlo (novas lentas). Después, la luminosidad inicial se recupera poco a poco. El comportamiento
de una nova se grafica haciendo una curva de luz: se registra el tiempo transcurrido contra los cambios de
luminosidad. La curva de luz presenta un pico (máximo brillo) y una declinación (descenso de brillo) que dibujará
una pendiente característica para cada tipo de nova y caso particular. El hecho de que la nova recupera su brillo
original, indica que la enana blanca ha sobrevivido a la explosiva experiencia: el evento fue relativamente
superficial.
En las novas rápidas, el brillo se incrementa 105 veces en cuestión de días (100,000 veces más brillante). La
duración de su “pico” dura menos de una semana. Inicialmente la declinación es rápida y marcada, pero luego se
“desacelera” a un paso regular en el transcurso de varios meses.
En cambio, las novas rápidas demoran más en alcanzar su pico y la luminosidad aumenta erráticamente. Una vez
alcanzado el pico, la declinación es muy lenta, aún menos pronunciada que la observada antes de alcanzar su
máximo brillo.
Aunque las novas lentas y rápidas se comportan distinto, la cantidad de energía liberada en ambos casos es
básicamente la misma. La explosión es producida por una erupción masiva de gas rico en Hidrógeno. La luz puede
ser observada a gran distancia. Después de la explosión, una gran burbuja de gas se expande velozmente. Este
cascarón de material remanente puede detectarse una vez que la nova pierde su brillo. Tras la explosión, el
espectro de las novas muestra –en su mayoría- líneas de emisión “prohibidas” (se llaman así porque no pueden
reproducirse en condiciones normales de laboratorio: sólo en un alto vacío como el que impera en el espacio
interestelar). Las líneas prohibidas son emitidas por átomos que se excitan por el impacto de los electrones de baja
energía. Las líneas de emisión prohibidas que aparecen en la envoltura gaseosa de las novas son iguales a las
observadas en las nebulosas de emisión de muy baja densidad.
Una enana blanca “normal” no tiene por qué explotar. Entonces ¿cómo podemos explicar que una nova sea
resultado de una explosión en una enana blanca? La culpa es de la estrella compañera. Esta estrella secundaria es
generalmente una estrella de menor masa que envejece más lentamente. (la enana blanca es ya el remanente de una
estrella que se ha despojado de su envoltura de gas, es una estrella muerta). Al envejecer la estrella compañera–que
está aún viva-, se dilata y su superficie se acerca peligrosamente a la enana blanca. Llega el momento en que
puede más la atracción gravitacional de la enana blanca sobre la superficie de la compañera que el núcleo mismo
de la estrella: -ésta entonces- empieza a perder material y la enana blanca hace lo suyo. Poco a poco, se forma un
disco de acreción alrededor de la enana blanca, con el material robado a su compañera, sin embargo, los gases en
el disco de acreción no hacen contacto con la enana blanca, sino que la orbitan a gran velocidad.
Poco a poco, la enana blanca despoja a su compañera de sus capas más externas. Se estima que una enana blanca
puede arrancar a otra estrella alrededor de 10-9 masas solares por año (0.000,000,001 M ). La “avalancha” de
gases hacia el disco de acreción produce tanta fricción que éstos se calientan y emiten su propia luz. El brillo
observado en el disco de acreción de una pre-nova es tan brillante como una nova enana. Poco antes de que la
nova se manifieste, el disco de acreción se pone turbulento y más caliente. La luz del sistema sufre variaciones y
tiende hacia el azul (por el incremento de la temperatura).
Para un observador externo, el disco de acreción no es visible ya como tal. Ni siquiera se perciben las estrellas
enana blanca y compañera por separado. Por este motivo, el sistema binario adquiere el aspecto de una sola
estrella variable. Finalmente, cuando el gas del disco de acreción entra en contacto con la enana blanca, el
cataclismo es inevitable.
Tras un período que va de 10,000 a 100,000 años, la enana blanca acumulado tanto material a su alrededor que de
una bocanada de gas revive y experimenta nuevamente –aunque de modo fugaz- las reacciones de fusión nuclear
que la distinguían como estrella hace mucho tiempo atrás.
El resurgimiento de una enana blanca de entre sus propias cenizas es la nova.
...pero (nada es gratuito) esto no convierte a la nova en una estrella normal... las reacciones nucleares no
acontecieron en lo profundo del núcleo –como en una estrella típica- sino en una capa externa. La explosión
superficial “vuela” los gases nuevamente hacia fuera y las aspiraciones de la enana blanca de convertirse
nuevamente en una estrella normal quedan truncados. La enana blanca vuelve a quedar desnuda, expuesta, fría y
muerta.
A su lado, la estrella compañera no ha desaparecido y es probable que –con el tiempo- un nuevo disco de acreción
se forme y la enana blanca se vista de gloria otra vez, aunque sea por un instante. (Nova recurrente)
Las novas se clasifican de acuerdo con la constelación huésped y el año en que suceden. Antes de 1925 asignaban
un número a la nova (siguiendo una secuencia de eventos similares observados) y también le asignaban la
nomenclatura tradicional usada en estrellas variables. Nova Herculis 1934 es conocida también como DQ Herculis.
Otros ejemplos:
Nombre
Nova Persei 1901
Nova Aquilae 1918
Nova Pictoris 1925
Nova Herculis 1934
Nova Cygni 1975
Otro Nombre
GK Per 2
V 603 Aql3
RR Pic
DQ Her
V 1500 Cyg
Tipo
rápida
rápida
lenta
lenta
rápida
Magnitud
13.5 a 0.2
10.6 a -1.1
12.7 a 1.2
14.3 a 1.4
>20.0 a 1.8
NOVAS RECURRENTES
A diferencia de una nova clásica, la nova recurrente es repetitiva. En cuanto a su comportamiento, presenta una
amplitud (rango de brillo) menor y la declinación de su luminosidad es más pronunciada. Aunque las enanas
blancas de una nova recurrente y una nova clásica sean idénticas, la diferencia estriba en que la estrella secundaria
de la nova recurrente es una gigante roja. En este caso, la gigante roja pierde masa 1000 veces más rápido que una
estrella normal, el resultado es que la enana blanca acumula un disco de acreción en menos tiempo. Bastan unas
pocas décadas para que la enana blanca sufra reacciones termonucleares. Así, en el último siglo, los astrónomos
han tenido oportunidad de ver estas estrellas “volver a la vida” una y otra vez en un tiempo relativamente corto.
En los períodos de inactividad, el espectro (análisis de la luz) de la estrella muestra emisión de gas caliente que está
en el disco de acreción alrededor de la enana blanca, así como líneas de absorción provenientes de la estrella
gigante, roja y fría. La combinación de ambas estrellas y su luz en un mismo espectro parece confuso: como si
fuera una estrella fría y caliente al mismo tiempo.
EJEMPLOS
T Pyxidis
RS Ophiuchi
T Coronae Borealis
U Scorpii
V 394 Coronae Australis
1890/ 1902/ 1920/ 1944/1965
1901/ 1933/ 1958/ 1967/ 1985
1866/ 1946
1863/ 1906/ 1936/ 1979/ 1987
1949/ 1987
NOVAS ENANAS
Las novas enanas son consideradas –como las novas clásicas- estrellas variables cataclísmicas donde
encontraremos un sistema binario (dos estrellas) orbitándose mutuamente y una de ellas es una enana blanca. La
nova enana es también el producto del hurto de material que hace una enana blanca a su estrella compañera. En
este caso el material es despojado por la enana blanca a una velocidad menor, a razón de 10 -8 M por año (10
veces menor que en una nova clásica).
Las novas enanas son estrellas intrínsecamente muy opacas, poco comunes. El incremento en brillo ocurre súbita e
impredeciblemente. La curva de luz se extiende de semanas a meses. Típicamente, su brillo máximo dura menos de
una semana. El rango de magnitudes entre brillo máximo y mínimo (amplitud) es de 2 a 5 magnitudes (de 6 a 100
veces más brillante). Ejemplo de novas enanas: U Gem, Z Cam y SU UMa
U Geminorum fue la primer nova enana en ser descubierta, por lo tanto las novas enanas reciben también el
nombre genérico de estrellas variables tipo U Geminorum. Son pocas las novas enanas que no entran en la
clasificación U Gem, siendo su comportamiento ligeramente distinto. Las estrellas variables U Gem (o novas
enanas) declinan de modo constante, sin sobresaltos, lentamente.
Otras novas enanas (muy raras) llamadas Z Cameloperdolis muestran –en medio de la declinación- períodos de
quietud, en los que mantienen una luminosidad constante. Después continúa la declinación hasta opacarse casi
completamente. Los períodos de estabilidad en las variables Z Camelopardalis pueden durar días o meses y
suceden en cualquier parte de la curva de luz, tras el pico de máximo brillo. La duración y comportamiento de los
períodos en calma son impredecibles. A veces aparecen también variaciones de brillo erráticas. Se desconocen los
mecanismos involucrados.
Otras novas enanas llamadas SU Ursae Majoris presentan ocasionalmente destellos prolongados particularmente
brillantes (les llaman súper destellos) como si la nova quisiera repetirse inmediatamente, sin alcanzar nuevamente a
brillar tanto como en el pico principal.
En las novas enanas, la estrella compañera es una estrella de temperatura media (Tipo espectral K o G –como el
Sol-). La masa de ambos componentes del sistema binario será relativamente similar. El rango aproximado será de
0.7 a 1.2 M . La cercanía entre ambas estrellas las obligará a que se orbiten mutuamente en un período que va de
3 a 15 horas.
Existen dos alternativas que expliquen la conducta de una nova enana.
Una Nova Enana se produce por:
1.-Modelo de inestabilidad (transferencia de masa)
2.-Modelo de inestabilidad en el disco de acreción
Inestabilidad por transferencia de masa.
Considera que la estrella compañera secundaria se dilata y contrae alternadamente, transfiriendo intermitentemente
masa hacia la enana blanca. La pérdida periódica del material hacia la enana blanca termina por acumular gas
alrededor de ella (disco de acreción) y cuando alcanza una densidad crítica, sobreviene la explosión superficial.
Inestabilidad en el disco de acreción.
Es el panorama más factible y supone que el disco de acreción experimenta inestabilidades térmicas. Es este caso,
la estrella secundaria pierde gas ininterrumpidamente y las ráfagas de gas se impactan contra el disco de acreción
calentándolo súbitamente. En este proceso no hay explosión involucrada ni emisión masiva de gases. Sin embargo,
la continua acumulación de gases en el disco de acreción puede desembocar en la explosión de una nova clásica.
EJEMPLO DE NOVA ENANA
Nombre
Magnitud
SS Cygni
+12 a +8
Período
51 Días, irregular
Período orbital
6.5 horas
ESTRELLAS SIMBIOTICAS
Son también variables cataclísmicas, muy parecidas a las novas recurrentes. El espectro muestra una estrella
gigante roja de baja temperatura superficial (3,500 K) y una estrella caliente (20,000 K) que puede corresponder a
una gigante azul o al candente torrente gaseoso que se precipita hacia una enana blanca, estrella típica o estrella de
neutrones. La pérdida de masa de la gigante roja sucede a un ritmo lentísimo, pues es provocado por el viento
estelar (semejante al viento solar) y no por dilatación de su superficie. Los destellos que resultan por el impacto de
los gases son menores y muy irregulares.
El ejemplo más sonado de una estrella simbiótica es R Aquarii, que ha expulsado del sistema un delgado torrente
de gas exhalado cuya longitud se extiende a unas 1,500 unidades astronómicas y viaja a unos 2000 km/seg. El
sistema ha sido detectado en luz visible y radio.
EJEMPLOS: Z Andrómeda, RW Hydrae, AX Persei, BF Cygni y AG Pegasi.
SUPERNOVAS
Hasta ahora hemos hablado de las estrellas que sufren explosiones relativamente menores, sin embargo, cuando la
explosión es lo suficientemente violenta como para volar la estrella en pedazos ya no se considera una nova. El
acontecimiento recibe ahora el nombre de Supernova.
Una supernova es una estrella que explota violentamente, adquiriendo temporalmente un brillo altísimo, superior a
magnitud –15, es decir, 100 veces más brillante que una nova clásica o 100 millones de veces más brillante que el
Sol. La erupción es tan energética que la estrella se destruye y sus capas externas son lanzadas al espacio a gran
velocidad. La explosión sucede cuando se pierde el equilibrio interior de la estrella: el equilibrio que debe existir
entre el aplastamiento generado por sus capas externas y la presión interna que sostiene a la estrella. Esta presión
puede ser producto de las reacciones termonucleares (en las estrellas masivas) o de la degeneración de la materia
(en las enanas blancas). Cuando el núcleo de una estrella es incapaz de sostener las capas externas, sobreviene el
colapso gravitacional. En las estrellas masivas esto sucede cuando ya están muy evolucionadas (envejecidas) y en
las enanas blancas, cuando son sometidas a una sobrecarga, usualmente añadida por transferencia de masa. En
otras palabras, una supernova puede ser desencadenada por dos procesos distintos.
ORIGEN DE
SUPERNOVA:
(en una enana blanca)
(en una estrella masiva)
–por explosión termonuclear
–por colapso gravitacional del núcleo
Supernova por Explosión Termonuclear
Cuando una enana blanca acompaña a una estrella típica en un sistema binario, la estrella compañera se dilatará al
envejecer, y sus gases serán transferidos hacia la enana blanca. Cada vez que se acumule sobre ella material
suficiente se producirán explosiones menores (novas) pero si la enana blanca acumula más de 1.4 M - conocido
como límite de Chandrasekhar- entonces la alta densidad y compresión en el núcleo de la enana blanca excederán
la capacidad de sus partículas para sostener tanta carga. ¿Qué sucede, entonces? Hay un colapso gravitacional. El
carbono y oxígeno que abundan en la enana blanca entran súbitamente a una nueva ronda de fusión nuclear
elevando de golpe la temperatura y reventando la estrella en una colosal explosión. Hasta la fecha no se ha
detectado la supervivencia de algún cuerpo residual o núcleo colapsado. En teoría podría quedar una densa masa de
neutrones, pero es posible que las supernovas por explosión termonuclear no dejen rastro alguno.
Supernova por Colapso Gravitacional del Núcleo
Si el núcleo de una estrella masiva queda transformado en hierro, tras una ronda múltiple de fusiones nucleares, ese
núcleo no será capaz de producir la energía necesaria para sostener la estrella. Antes, la presión interna –producto
de las reacciones termonucleares– emitía una cantidad de energía tan alta que empujaba las capas de la estrella
hacia fuera, contrarrestando la carga de las capas superiores. Cuando el hierro se acumula en el centro de la estrella
y éste es incapaz de producir reacciones termonucleares, el núcleo de la estrella se “apaga”. Entonces el núcleo
ferroso no puede detener el aplastante peso de toda la estrella y es sometido a una presión intolerable: sobreviene al
colapso gravitacional, se producen todos los elementos pesados hasta el bismuto y finalmente el núcleo implota.
La implosión acontece en una fracción de segundo y la onda de choque es tan violenta que hace explotar a la
estrella. Una ráfaga de neutrinos atraviesa la estrella y una cantidad masiva de neutrones es producida,
contribuyendo a la formación de elementos radioactivos. Una porción del núcleo ferroso se transforma en níquel
radioactivo, al poco tiempo éste decae radiactivamente transformándose en cobalto y finalmente otra vez en hierro.
La transformación níquel-cobalto-hierro es evidente en la curva de luz de la supernova. La curva declina
exponencialmente al poco tiempo de haber explotado la supernova.
Es posible que estas supernovas sean la principal fuente de hierro en la galaxia (incluyendo el hierro que hay en
nuestro planeta: nuestros carros y nuestra sangre).
CLASIFICACION DE SUPERNOVAS
Básicamente las supernovas se clasifican en 2 tipos:
TIPO I
TIPO II
(sin Hidrógeno)
(con Hidrógeno)
Sin embargo, un estudio detallado de sus espectros permite subdividirlas aún más:
TIPO I:
TIPOII:
se subdividen en Ia, Ib y Ic
se subdividen en II-P, II-L y IIb
¿Cuál es la diferencia entre unas y otras? Como ya lo indicamos, las del Tipo I no muestran Hidrógeno en el
espectro. ¿Cuáles son las estrellas que al explotar carecen de Hidrógeno? En primer lugar están las enanas blancas,
hechas de helio, carbono y oxígeno, que han perdido la envoltura gaseosa original (durante la etapa como nebulosa
planetaria). Las enanas blancas que se convierten en supernovas deben ser las del tipo Ia.
Supernovas tipo Ia (Enanas Blancas)
Además del faltante de Hidrógeno, el espectro de estas supernovas muestra una absorción notable por silicio. Estas
supernovas son las más brillantes de todas, alcanzando una magnitud absoluta de –19. El brillo parece ser uniforme
en todas las supernovas tipo Ia, por lo que son valiosas para estimar con buena precisión la distancia que nos separa
de ellas, y como son tan brillantes son las favoritas para medir la distancia a las galaxias más lejanas.
La explosión de supernovas tipo Ia se registra tanto en galaxias elípticas como en espirales y en éstas últimas
aparecen indistintamente en cualquier parte de su estructura. Este hecho corrobora que su origen es la explosión de
enanas blancas, pues estos objetos están uniformemente distribuidos en las galaxias. Por otro lado, las estrellas
masivas (supernovas Tipo II) se concentran en los brazos espirales. Las supernovas tipo Ia arrojan al espacio una
cantidad equivalente a una masa solar a una velocidad de unos 10,000 km/seg.
Supernovas tipo Ib / Ic:
Son más comunes que las de tipo Ia pero su brillo es menor, sugiriendo una producción menor de elementos
radioactivos. Su clasificación indica ausencia de Hidrógeno en el espectro. Aparentemente se trata de estrellas
súper masivas que han perdido casi todo su Hidrógeno debido a poderosos vientos estelares o que ha habido
transferencia hacia una estrella compañera quedando expuesto el núcleo. La diferencia de la enana blanca y la pre-
supernova tipo Ib / Ic, es que el núcleo de la estrella masiva continúa teniendo reacciones de fusión nuclear en su
interior y la enana blanca no.
Las estrellas precursoras de este tipo de supernova han de tener una masa inicial superior a 20 M de modo que la
explosión es producto del colapso gravitacional en el núcleo. Las estrellas conocidas como Wolf-Rayet se han
despojado de su Hidrógeno, dejando atrás una estrella ultra-luminosa abundante en helio. Seguramente éstas
terminan sus días convertidas en una supernova tipo 1b ó 1c. Siendo así, las supernovas tipo 1b y 1c están más
emparentadas con las supernovas Tipo II que con las supernovas tipo I.
Supernovas tipo II-P, II-L y IIb:
Estas supernovas resultan de estrellas con una masa de 11 a 50 M y que acumulan en su núcleo una serie de
capas de fusión con elementos más pesados hacia el interior. En el centro se acumula una masa de hierro. Cuando
la masa de hierro excede el límite de Chandrasekhar (1.4 M ), el hierro se descompone hasta convertirse en una
masa de neutrones. El colapso e implosión transforma al núcleo ferroso en una estrella de neutrones y esto sucede
apenas en 1/l0 de segundo. En los siguientes 10 segundos, la recién nacida estrella de neutrones emite una gran
cantidad de neutrinos, que salen despedidos a una velocidad casi tan alta como lo de la luz. Si bien la supernova
puede ser 100,000 millones de veces más brillante que el sol, 10 veces más energía es la que se ocupa en destrozar
la estrella (energía cinética) y 100 veces mayor es la energía que escapa de la explosión en forma de una avalancha
de neutrinos. Los neutrinos difícilmente interactúan con la materia: son muy pequeños y su masa tiende a 0 (cero),
pero las condiciones de alta presión y densidad que rodean a la nueva estrella de neutrones son tales que una
pequeña fracción de estos neutrinos impacta a las capas circundantes que están en pleno colapso. A la onda de
choque producida en la implosión se suma el flujo masivo de neutrinos y la estrella termina por explotar. El
Hidrógeno presente en la atmósfera de esta estrella es evidente después de la explosión y permite clasificarla como
una supernova Tipo II.
El brillo de las supernovas Tipo II dura varias semanas, éstas muestran una amplia diversidad en su curva de luz así
como en su máximo brillo. Con todo, una buena parte alcanza una magnitud absoluta de –17. En el proceso arrojan
varias masas solares a una velocidad de unos 5,000 Km./seg. Generalmente la estrella precursora de la supernova
Tipo II será una estrella súper gigante roja masiva, con un diámetro de unas 10 u.a. (1 u.a. = 150 millones de Km.).
La envoltura atmosférica –rica en Hidrógeno- tendrá una masa que puede ser de unas décimas hasta varias decenas
de M . Posiblemente sea esta diversidad la que determina los distintos subtipos de supernova Tipo II .
Es probable que algunas supernovas Tipo II no sean el resultado del colapso gravitacional en el núcleo ferroso,
sino de un fuerte desequilibrio que desencadene una explosión termonuclear. Se estima que una supernova Tipo II
explota cada 30 a 50 años en la Galaxia. Las supernovas producen ondas de choque expansivas. Cuando éstas
impactan contra nubes de gas molecular, estimulan la formación de estrellas en su interior. Así, la muerte de una
estrella puede significar el nacimiento de muchas más (¡miles!).
Las nuevas estrellas evolucionarán también, y en poco tiempo -las más masivas- repetirán el proceso, explotando y
dibujando en los brazos de la Galaxia, cadenas de RSN (Remanente de Supernova). Una cadena de supernovas
puede tener tanta potencia como para crear superburbujas que despidan elementos pesados y polvo hacia el espacio
intergaláctico.
Desde 1936 se han establecido programas de sondeo y observación astronómica para tratar de “capturar” estos
objetos en el acto y se han detectado así más de un millar de supernovas extragalácticas, es decir, que explotan en
otras galaxias.
La supernova 1987 A es la más reconocida en tiempos recientes, explotó en una galaxia satélite de la nuestra: la
Gran Nube de Magallanes. Su brillo fue tal que alcanzó a ser visible a simple vista y demostró ser una supernova
singularmente interesante, pues la estrella precursora fue una gigante azul y no una súper gigante roja como la gran
mayoría.
REMANENTES DE SUPERNOVA (RSN)
Los restos de la estrella forman una nube expansiva de gas y polvo, y reciben el nombre de Remanente de
Supernova. En lo que fue el núcleo de la estrella masiva –si algo quedó- encontramos ahora un objeto colapsado a
una densidad increíblemente alta: una estrella de neutrones o un hoyo negro. Si la explosión de la supernova es
relativamente reciente (<1000años), el remanente será difícil de detectar en luz visible, pero su emisión en Rayos X
y ondas de radio será notoria.
Los remanentes de mayor edad seguirán emitiendo ondas de Radio y Rayos X pero además, serán visibles como
filamentos anulares (en forma de anillo). En general, se pueden clasificar los remanentes de supernovas en dos
tipos:
Remanentes de
Supernova:
RSN de Cascarón
RSN “Rellenos” (Pleriones)
RSN de Cascarón: constituyen el 90% de los remanentes observados. Su estructura es filamentaria. Son
semiesféricas y parecen grandes burbujas huecas. El brillo se debe al impacto de los remanentes contra el medio
interestelar. En el centro no parece haber quedado nada.
RSN Relleno (Plerión): También tienden a ser simétricos pero están muy excitados en su interior, aparentemente
por un pulsar: una estrella de neutrones girando rápidamente con poderosos campos magnéticos que interactúan
con el remanente.