Supernova

SN 1994D (punto derecho en la izquierda inferior), una supernova tipo Ia dentro de su galaxia anfitriona, NGC 4526

Una supernova es una explosión poderosa y luminosa de una estrella. Una supernova ocurre durante las últimas etapas evolutivas de una estrella masiva o cuando una enana blanca se desencadena en una fusión nuclear fuera de control. El objeto original, llamado progenitor, colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro, o se destruye por completo para formar una nebulosa difusa. La luminosidad óptica máxima de una supernova puede ser comparable a la de una galaxia entera antes de desvanecerse durante varias semanas o meses.

La última supernova que se observó directamente en la Vía Láctea fue la supernova de Kepler en 1604, que apareció poco después de la SN 1572, también visible a simple vista, pero se han encontrado restos de supernovas más recientes. Las observaciones de supernovas en otras galaxias sugieren que ocurren en la Vía Láctea en promedio unas tres veces cada siglo. Es casi seguro que estas supernovas serían observables con telescopios astronómicos modernos. La supernova a simple vista más reciente fue SN 1987A, que fue la explosión de una estrella supergigante azul en la Gran Nube de Magallanes, un satélite de la Vía Láctea.

Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas se desencadenan por uno de dos mecanismos básicos: el reinicio repentino de la fusión nuclear en una estrella degenerada, como una enana blanca, o el colapso gravitacional repentino del núcleo de una estrella masiva.. En la primera clase de eventos, la temperatura del objeto se eleva lo suficiente como para desencadenar una fusión nuclear desbocada, alterando por completo la estrella. Las posibles causas son una acumulación de material de un compañero binario a través de la acreción o una fusión estelar. En el caso de una estrella masiva, el núcleo de una estrella masiva puede sufrir un colapso repentino una vez que no puede producir suficiente energía a partir de la fusión para contrarrestar la propia gravedad de la estrella. Si bien algunas supernovas observadas son más complejas que estas dos teorías simplificadas, la comunidad astronómica establece y acepta la mecánica astrofísica.

Las supernovas pueden expulsar varias masas solares de material a velocidades de varios por ciento de la velocidad de la luz. Esto impulsa una onda de choque en expansión hacia el medio interestelar circundante, barriendo una capa de gas y polvo en expansión que se observa como un remanente de supernova. Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio. Las ondas de choque en expansión de las supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas. Las supernovas son una fuente importante de rayos cósmicos. Las supernovas podrían producir ondas gravitacionales, aunque hasta ahora, las ondas gravitatorias solo se han detectado en las fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones.

Etimología

La palabra supernova tiene la forma plural supernovae o supernovas, y a menudo se abrevia como "SN" o "SNe". Se deriva de la palabra nova, que en latín significa "nuevo", que se refiere a lo que parece ser una nueva estrella brillante temporal. Agregar el prefijo "super-" distingue las supernovas de las novas ordinarias, que son mucho menos luminosas. La palabra supernova fue acuñada por Walter Baade y Fritz Zwicky, quienes comenzaron a usarla en conferencias de astrofísica en 1931. Su primer uso en un artículo de revista se produjo al año siguiente, en una publicación de Knut Lundmark, quien quizás lo han acuñado de forma independiente.

Historial de observaciones

En comparación con la historia completa de una estrella, la apariencia visual de una supernova es muy breve, a veces abarca varios meses, por lo que las posibilidades de observar una a simple vista son aproximadamente una vez en la vida. Solo una pequeña fracción de los 100 mil millones de estrellas en una galaxia típica tiene la capacidad de convertirse en una supernova, y se restringe a aquellas que tienen una gran masa y tipos raros de estrellas binarias que contienen enanas blancas.

Primeros descubrimientos

La supernova registrada más temprana posible, conocida como HB9, podría haber sido vista por personas prehistóricas desconocidas del subcontinente indio, luego registrada en una roca tallada encontrada en la región de Burzahama en Cachemira, fechada en < span data-sort-value="2996550000000000000♠">4500±1000 BC. Más tarde, SN 185 fue documentado por astrónomos chinos en 185 d.C. La supernova registrada más brillante fue SN 1006, que ocurrió en 1006 dC en la constelación de Lupus. Este evento fue descrito por observadores de China, Japón, Irak, Egipto y Europa. La supernova SN 1054, ampliamente observada, produjo la Nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas SN 1572 y SN 1604, las últimas observadas a simple vista en la Vía Láctea, tuvieron una notable influencia en el desarrollo de la astronomía en Europa porque se utilizaron para argumentar en contra de la idea aristotélica de que el universo más allá la Luna y los planetas eran estáticos e inmutables. Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su apogeo el 17 de octubre de 1604 y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que desapareció de la vista un año después. Fue la segunda supernova observada en una generación, después de SN 1572 vista por Tycho Brahe en Cassiopeia.

Hay alguna evidencia de que la supernova galáctica más joven, G1.9+0.3, ocurrió a fines del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Cassiopeia A de alrededor de 1680. Ninguna supernova se observó en ese momento. En el caso de G1.9+0.3, la alta extinción del polvo a lo largo del plano de nuestra galaxia podría haber atenuado el evento lo suficiente como para pasar desapercibido. La situación de Cassiopeia A es menos clara; Se han detectado ecos de luz infrarroja que muestran que no se encontraba en una región de extinción especialmente alta.

La Nebulosa Cangrejo es una nebulosa de viento pulsar asociada a la supernova 1054.

Un texto de 1414 cita un informe de 1055: como "la estrella calva apareció, un año completo ha pasado y hasta ahora su brillantez no ha desvanecido".

Hallazgos del telescopio

Con el desarrollo del telescopio astronómico, se hizo posible la observación y el descubrimiento de supernovas más débiles y distantes. La primera observación de este tipo fue de SN 1885A en la Galaxia de Andrómeda. Una segunda supernova, SN 1895B, fue descubierta en NGC 5253 una década después. Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se realizaron durante la década de 1920. Estos fueron llamados de diversas formas "Novas de clase alta", "Hauptnovae" o "Novas gigantes". El nombre "supernovas" Se cree que fue acuñado por Walter Baade y Zwicky en conferencias en Caltech durante 1931. Se usó, como "super-Novae", en un artículo publicado por Knut Lundmark en 1933, y en un artículo de 1934 por Baade y Zwicky. Para 1938, el guión se había perdido y se usaba el nombre moderno.

Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el esquema moderno de clasificación de supernovas a partir de 1941. Durante la década de 1960, los astrónomos descubrieron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como velas estándar, por lo tanto, indicadores de distancias astronómicas. Algunas de las supernovas más distantes observadas en 2003 parecían más tenues de lo esperado. Esto apoya la opinión de que la expansión del universo se está acelerando. Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de haber sido observados. La fecha del evento de supernova Cassiopeia A se determinó a partir de los ecos de luz de las nebulosas, mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura y las emisiones de rayos gamma de la descomposición radiactiva del titanio-44.

SN Antikythera en grupo de galaxias RXC J0949.8+1707. SN Eleanor y SN Alexander fueron observados en la misma galaxia en 2011.

La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh, a una distancia de 3,82 giga años luz. Se detectó por primera vez en junio de 2015 y alcanzó un máximo de 570 mil millones L☉, que es el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. Sin embargo, la naturaleza de esta supernova continúa siendo debatida y se han sugerido varias explicaciones alternativas, p. disrupción de marea de una estrella por un agujero negro.

Entre los primeros detectados desde el momento de la detonación, y para los que se han obtenido los primeros espectros (comenzando a las 6 horas después de la explosión real), se encuentra SN 2013fs, que se registró 3 horas después del evento de supernova el 6 de octubre de 2013 por la Fábrica de Transitorios Intermedia Palomar (iPTF). La estrella está ubicada en una galaxia espiral llamada NGC 7610, a 160 millones de años luz de distancia en la constelación de Pegaso.

La supernova SN 2016gkg fue detectada por el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario, Argentina, el 20 de septiembre de 2016. Era la primera vez que se producía la 'ruptura de choque' inicial. de una supernova óptica había sido observada. La estrella progenitora ha sido identificada en imágenes del Telescopio Espacial Hubble antes de su colapso. El astrónomo Alex Filippenko señaló: "Las observaciones de las estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar brindan información que no se puede obtener directamente de ninguna otra manera".

Programas de descubrimiento

Remanente de Supernova SNR E0519-69.0 en la Gran Nube de Magallanes

Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, que ocurren aproximadamente tres veces por siglo en la Vía Láctea, obtener una buena muestra de supernovas para estudiar requiere un seguimiento regular de muchas galaxias. Hoy en día, los astrónomos aficionados y profesionales encuentran varios cientos cada año, algunos cuando están cerca del brillo máximo, otros en fotografías o placas astronómicas antiguas. Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con una precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en marcha. Para utilizar las supernovas como velas estándar para medir la distancia, se requiere la observación de su luminosidad máxima. Por eso es importante descubrirlos mucho antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados, que superan en gran medida a los astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en la búsqueda de supernovas, normalmente observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores.

Hacia finales del siglo XX, los astrónomos recurrieron cada vez más a telescopios controlados por computadora y CCD para buscar supernovas. Si bien estos sistemas son populares entre los aficionados, también existen instalaciones profesionales como el telescopio de imágenes automáticas Katzman. El proyecto Supernova Early Warning System (SNEWS) utiliza una red de detectores de neutrinos para dar una alerta temprana de una supernova en la galaxia de la Vía Láctea. Los neutrinos son partículas que son producidas en grandes cantidades por una supernova, y no son absorbidas significativamente por el gas y el polvo interestelar del disco galáctico.

"Una estrella dispuesta a explotar", la nebulosa SBW1 rodea a un gigante azul en la Nebula Carina.

Las búsquedas de supernovas se dividen en dos clases: las que se centran en eventos relativamente cercanos y las que buscan más lejos. Debido a la expansión del universo, la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido puede estimarse midiendo su corrimiento Doppler (o corrimiento al rojo); en promedio, los objetos más distantes retroceden con mayor velocidad que los cercanos y, por lo tanto, tienen un desplazamiento hacia el rojo más alto. Por lo tanto, la búsqueda se divide entre desplazamiento al rojo alto y desplazamiento al rojo bajo, con el límite cayendo alrededor de un rango de desplazamiento al rojo de z=0.1–0.3, donde z es una medida adimensional del espectro& #39;cambio de frecuencia.

Las búsquedas de supernovas con alto corrimiento al rojo generalmente implican la observación de las curvas de luz de las supernovas. Estos son útiles para velas estándar o calibradas para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. La espectroscopia de supernova, que se utiliza para estudiar la física y los entornos de las supernovas, es más práctica con un corrimiento al rojo bajo que alto. Las observaciones de bajo corrimiento al rojo también anclan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble, que es un gráfico de distancia versus corrimiento al rojo para galaxias visibles.

Convención de nomenclatura

Radiografía de longitud múltiple, infrarrojos y imagen de compilación óptica del remanente de la supernova de Kepler, SN 1604

Los descubrimientos de supernovas se informan a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional, que envía una circular con el nombre que asigna a esa supernova. El nombre se forma a partir del prefijo SN, seguido del año del descubrimiento, con una designación de una o dos letras como sufijo. Las primeras 26 supernovas del año se designan con una letra mayúscula de A a Z. Luego se utilizan pares de letras minúsculas: aa, ab, etc. Así, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova reportada en el año 2003. La última supernova de 2005, SN 2005nc, fue la 367 (14 × 26 + 3 = 367). Desde el año 2000, astrónomos profesionales y aficionados han encontrado varios cientos de supernovas cada año (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009, 231 en 2013).

Las supernovas históricas se conocen simplemente por el año en que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (llamadas Tycho's Nova) y SN 1604 (Kepler&# 39;s estrella). Desde 1885 se ha utilizado la notación de letras adicionales, incluso si solo se descubrió una supernova ese año (por ejemplo, SN 1885A, SN 1907A, etc.); esto último sucedió con SN 1947A. SN, para SuperNova, es un prefijo estándar. Hasta 1987, rara vez se necesitaban designaciones de dos letras; desde 1988, sin embargo, se han necesitado todos los años. Desde 2016, el creciente número de descubrimientos ha llevado regularmente al uso adicional de designaciones de tres dígitos.

Clasificación

Los astrónomos clasifican las supernovas según sus curvas de luz y las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros. Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocidas como series de Balmer en la parte visual del espectro), se clasifica como Tipo II; de lo contrario, es Tipo I. En cada uno de estos dos tipos hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos o la forma de la curva de luz (un gráfico de la magnitud aparente de la supernova en función del tiempo).

Tipo I

Curva de luz para el tipo Ia SN 2018gv

Las supernovas de tipo I se subdividen en función de sus espectros, y las de tipo Ia muestran una fuerte línea de absorción de silicio ionizado. Las supernovas de tipo I sin esta línea fuerte se clasifican como tipo Ib e Ic, con el tipo Ib mostrando fuertes líneas de helio neutral y el tipo Ic sin ellas. Las curvas de luz son todas similares, aunque el tipo Ia es generalmente más brillante en la luminosidad máxima, pero la curva de luz no es importante para la clasificación de las supernovas de tipo I.

Una pequeña cantidad de supernovas de tipo Ia exhiben características inusuales, como luminosidad no estándar o curvas de luz ampliadas, y generalmente se clasifican en referencia al ejemplo más antiguo que muestra características similares. Por ejemplo, el SN 2008ha subluminoso a menudo se conoce como SN 2002cx o clase Ia-2002cx.

Una pequeña proporción de supernovas de tipo Ic muestra líneas de emisión muy ampliadas y combinadas que se consideran indicativas de velocidades de expansión muy altas para la eyección. Estos han sido clasificados como tipo Ic-BL o Ic-bl.

Las supernovas ricas en calcio son un tipo raro de supernova muy rápida con líneas de calcio inusualmente fuertes en sus espectros. Los modelos sugieren que ocurren cuando se acumula material de una estrella compañera rica en helio en lugar de una estrella rica en hidrógeno. Debido a las líneas de helio en sus espectros, pueden parecerse a las supernovas de tipo Ib, pero se cree que tienen progenitores muy diferentes.

Tipo II

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

La impresión del artista de supernova 1993J

Las supernovas de tipo II también se pueden subdividir en función de sus espectros. Mientras que la mayoría de las supernovas de tipo II muestran líneas de emisión muy anchas que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilómetros por segundo, algunas, como SN 2005gl, tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Estos se denominan tipo IIn, donde el 'n' significa 'estrecho'.

Algunas supernovas, como SN 1987K y SN 1993J, parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en los primeros tiempos, pero, en un período de semanas a meses, se vuelven dominadas por líneas de helio. El término "tipo IIb" se utiliza para describir la combinación de características normalmente asociadas con los tipos II y Ib.

Las supernovas de tipo II con espectros normales dominados por amplias líneas de hidrógeno que permanecen durante la vida del declive se clasifican en función de sus curvas de luz. El tipo más común muestra una "meseta" en la curva de luz poco después del brillo máximo donde la luminosidad visual permanece relativamente constante durante varios meses antes de que se reanude la disminución. Estos se denominan tipo II-P en referencia a la meseta. Menos comunes son las supernovas de tipo II-L que carecen de una meseta definida. El "L" significa "lineal" aunque la curva de luz no es en realidad una línea recta.

Las supernovas que no se ajustan a las clasificaciones normales se denominan peculiares o 'pec'.

Tipos III, IV y V

Zwicky definió tipos de supernovas adicionales basándose en unos pocos ejemplos que no se ajustaban claramente a los parámetros de las supernovas de tipo I o tipo II. SN 1961i en NGC 4303 fue el prototipo y el único miembro de la clase de supernova tipo III, destacada por su amplia curva de luz máxima y amplias líneas Balmer de hidrógeno que se desarrollaron lentamente en el espectro. SN 1961f en NGC 3003 fue el prototipo y único miembro de la clase de tipo IV, con una curva de luz similar a una supernova de tipo II-P, con líneas de absorción de hidrógeno pero líneas de emisión de hidrógeno débiles. La clase tipo V se acuñó para SN 1961V en NGC 1058, una supernova tenue inusual o una supernova impostora con un aumento lento del brillo, un máximo que dura muchos meses y un espectro de emisión inusual. Se observó la similitud de SN 1961V con el Gran Estallido de Eta Carinae. Las supernovas en M101 (1909) y M83 (1923 y 1957) también se sugirieron como posibles supernovas de tipo IV o tipo V.

Todos estos tipos ahora se tratarían como supernovas peculiares de tipo II (IIpec), de las cuales se han descubierto muchos más ejemplos, aunque todavía se debate si SN 1961V fue una verdadera supernova después de un estallido de LBV o un impostor.

Modelos actuales

En la galaxia NGC 1365 una supernova (el punto brillante ligeramente por encima del centro galáctico) se ilumina rápidamente, luego se desvanece más lentamente.

Los códigos de tipo de supernova, como se resumen en la tabla anterior, son taxonómicos: el número de tipo se basa en la luz observada de la supernova, no necesariamente en su causa. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia se producen por fusión descontrolada que se enciende en progenitores degenerados de enanas blancas, mientras que las supernovas de tipo Ib/c espectralmente similares se producen a partir de estrellas progenitoras despojadas masivas por colapso del núcleo.

Fugitivo térmico

Formación de un tipo Ia supernova

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar para elevar la temperatura de su núcleo lo suficiente como para iniciar la fusión de carbono, momento en el que sufre una fusión nuclear desbocada, destruyéndola por completo. Hay tres vías por las cuales se teoriza que ocurre esta detonación: la acumulación estable de material de un compañero, la colisión de dos enanas blancas o la acumulación que provoca la ignición en un caparazón que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de tipo Ia sigue sin estar claro. A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, las supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy uniformes y son velas estándar útiles en distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de las supernovas de luminosidad anormal con un alto desplazamiento al rojo, y las pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma o el espectro de la curva de luz.

Normal Tipo Ia

Hay varios medios por los que se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Si una enana blanca de carbono y oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares (para una estrella que no gira), ya no podría soportar la mayor parte de su masa a través de la presión de degeneración de electrones y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la opinión actual es que este límite normalmente no se alcanza; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo encienden la fusión de carbono a medida que la estrella se acerca al límite (dentro del 1% aproximadamente) antes de que se inicie el colapso. Por el contrario, para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca que colapsa normalmente formará una estrella de neutrones. En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada durante el colapso.

A los pocos segundos del proceso de colapso, una fracción sustancial de la materia de la enana blanca sufre una fusión nuclear, lo que libera suficiente energía (1–2×10⁴⁴ J) a desvincular la estrella en una supernova. Se genera una onda de choque que se expande hacia el exterior, con la materia alcanzando velocidades del orden de 5000 a 20 000 km/s, o aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo en la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de -19,3 (o 5 000 millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación.

El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano. La más grande de las dos estrellas es la primera en evolucionar fuera de la secuencia principal y se expande para formar una gigante roja. Las dos estrellas ahora comparten una envoltura común, lo que hace que su órbita mutua se reduzca. Luego, la estrella gigante se despoja de la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar con la fusión nuclear. En este punto, se convierte en una estrella enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. Eventualmente, la estrella secundaria también evoluciona fuera de la secuencia principal para formar una gigante roja. La materia del gigante es acumulada por la enana blanca, lo que hace que esta última aumente de masa. Los detalles exactos de la iniciación y de los elementos pesados producidos en el evento catastrófico siguen sin estar claros.

Las supernovas de tipo Ia producen una curva de luz característica (el gráfico de la luminosidad en función del tiempo) después del evento. Esta luminosidad es generada por la desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 hasta el hierro-56. La luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente constante en las supernovas normales de tipo Ia, con una magnitud absoluta máxima de alrededor de −19,3. Esto se debe a que las supernovas típicas de tipo Ia surgen de un tipo constante de estrella progenitora mediante la adquisición gradual de masa y explotan cuando adquieren una masa típica constante, dando lugar a condiciones y comportamiento de supernova muy similares. Esto les permite usarse como una vela estándar secundaria para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas.

Un segundo modelo para la formación de supernovas de tipo Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, con la masa combinada superando momentáneamente el límite de Chandrasekhar. Esto a veces se denomina modelo de doble degeneración, ya que ambas estrellas son enanas blancas degeneradas. Debido a las posibles combinaciones de masa y composición química del par, hay mucha variación en este tipo de eventos y, en muchos casos, puede que no haya ninguna supernova, en cuyo caso tendrán una curva de luz más amplia y menos luminosa. que el SN tipo Ia más normal.

Tipo Ia no estándar

Las supernovas de tipo Ia anormalmente brillantes se producen cuando la enana blanca ya tiene una masa superior al límite de Chandrasekhar, posiblemente aumentada aún más por la asimetría, pero el material expulsado tendrá una energía cinética inferior a la normal. Este escenario de super-Chandrasekhar-masa puede ocurrir, por ejemplo, cuando la masa extra es soportada por rotación diferencial.

No existe una subclasificación formal para las supernovas de tipo Ia no estándar. Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas que se producen cuando el helio se acumula en una enana blanca debería clasificarse como tipo Iax. Es posible que este tipo de supernova no siempre destruya por completo al progenitor de la enana blanca y podría dejar atrás una estrella zombi.

Un tipo específico de supernova se origina en la explosión de enanas blancas, como el tipo Ia, pero contiene líneas de hidrógeno en sus espectros, posiblemente porque la enana blanca está rodeada por una envoltura de material circunestelar rico en hidrógeno. Estas supernovas han sido denominadas tipo Ia/IIn, tipo Ian, tipo IIa y tipo IIan.

Se ha pronosticado que la estrella cuádruple HD 74438, perteneciente al cúmulo abierto IC 2391, la constelación de Vela, se convertirá en una supernova de tipo Ia no estándar.

Colapso del núcleo

Las capas de una estrella masiva y evolucionada justo antes del colapso del núcleo (no a escala)

Las estrellas muy masivas pueden colapsar el núcleo cuando la fusión nuclear se vuelve incapaz de sostener el núcleo contra su propia gravedad; pasar este umbral es la causa de todos los tipos de supernova excepto el tipo Ia. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas exteriores de la estrella dando como resultado una supernova. Sin embargo, si la liberación de energía potencial gravitacional es insuficiente, la estrella puede colapsar en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía radiada.

El colapso del núcleo puede ser causado por varios mecanismos diferentes: exceder el límite de Chandrasekhar; captura de electrones; inestabilidad de pareja; o fotodesintegración.

• Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro más grande que la masa Chandrasekhar ya no será capaz de apoyarse por la presión de degeneración de electrones y colapsará más allá de una estrella de neutrones o agujero negro.
• La captura de electrones por magnesio en un núcleo degenerado O/Ne/Mg (8–10 estrella progenitora de masa solar) elimina el apoyo y causa el colapso gravitacional seguido de la fusión de oxígeno explosivo, con resultados muy similares.
• La producción de pares electron-positron en un gran núcleo post-helium quema elimina el soporte termodinámico y causa el colapso inicial seguido de la fusión fugitiva, resultando en una supernova par-instabilidad.
• Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para iniciar la desintegración fotor directamente, lo que causará un colapso completo del núcleo.

La siguiente tabla enumera las razones conocidas del colapso del núcleo en estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que ocurren, su tipo de supernova asociado y el remanente producido. La metalicidad es la proporción de elementos distintos del hidrógeno o el helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de supernova, expresada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor.

Las supernovas de tipo IIn no se enumeran en la tabla. Pueden ser producidos por varios tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por igniciones de enanas blancas de tipo Ia, aunque parece que la mayoría se debe al colapso del núcleo de hierro en supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidas las LBV). Las estrechas líneas espectrales por las que reciben su nombre se producen porque la supernova se está expandiendo en una pequeña nube densa de material circunestelar. Parece que una proporción significativa de las supuestas supernovas de tipo IIn son supernovas impostoras, erupciones masivas de estrellas similares a LBV similares a la Gran Erupción de Eta Carinae. En estos eventos, el material expulsado previamente de la estrella crea líneas de absorción estrechas y provoca una onda de choque a través de la interacción con el material recién expulsado.

Proceso detallado

Dentro de una estrella masiva y evolucionada (a) las capas de cebolla de elementos se fusionan, formando un núcleo de hierro (b) que alcanza la masa Chandrasekhar y comienza a colapsar. La parte interna del núcleo se comprime en neutrones (c), causando que el material infalible rebote (d) y forma un frente de choque externo (rojo). El shock comienza a parar (e), pero es re-invitalizado, probablemente por la calefacción neutrino. El material circundante se destruye (f), dejando sólo un remanente degenerado.

Cuando un núcleo estelar ya no se sostiene contra la gravedad, colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70 000 km/s (0,23c), lo que provoca un rápido aumento de la temperatura y la densidad. Lo que sigue a continuación depende de la masa y la estructura del núcleo que colapsa, con núcleos degenerados de baja masa que forman estrellas de neutrones, núcleos degenerados de mayor masa que en su mayoría colapsan por completo en agujeros negros y núcleos no degenerados que experimentan una fusión desbocada.

El colapso inicial de los núcleos degenerados se ve acelerado por la desintegración beta, la fotodesintegración y la captura de electrones, lo que provoca un estallido de neutrinos electrónicos. A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se corta al quedar atrapados en el núcleo. El núcleo interno finalmente alcanza típicamente los 30 km de diámetro con una densidad comparable a la de un núcleo atómico, y la presión de degeneración de neutrones intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo es superior a unas 15 masas solares, la degeneración de los neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma directamente un agujero negro sin supernova.

En los núcleos de menor masa, el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 000 millones de grados Kelvin, 6000 veces la temperatura del núcleo del sol. A esta temperatura, los pares neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente por emisión térmica. Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos de captura de electrones. Alrededor de 10⁴⁶ julios, aproximadamente el 10 % de la masa en reposo de la estrella, se convierte en una ráfaga de neutrinos de diez segundos, que es la salida principal del evento. El colapso del núcleo detenido repentinamente rebota y produce una onda de choque que se detiene en el núcleo externo en milisegundos a medida que se pierde energía a través de la disociación de elementos pesados. Es necesario un proceso que no se entiende claramente para permitir que las capas externas del núcleo reabsorban alrededor de 10⁴⁴ julios (1 foe) del pulso de neutrinos, produciendo el brillo visible, aunque hay otras teorías que podría impulsar la explosión.

Parte del material de la envoltura exterior vuelve a caer sobre la estrella de neutrones y, para núcleos de más de unos 8 M_☉, hay suficiente retroceso para formar un agujero negro. Este retroceso reducirá la energía cinética creada y la masa de material radiactivo expulsado, pero en algunas situaciones, también puede generar chorros relativistas que den como resultado un estallido de rayos gamma o una supernova excepcionalmente luminosa.

El colapso de un núcleo masivo no degenerado provocará una mayor fusión. Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad del par, comienza la fusión de oxígeno y el colapso puede detenerse. Para núcleos con masas de 40–60 M_☉, el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso volverá a ocurrir cuando se haya formado un núcleo más grande. Para núcleos de alrededor de 60-130 M_☉, la fusión de oxígeno y elementos más pesados es tan energética que toda la estrella se rompe, lo que provoca una supernova. En el extremo superior del rango de masas, la supernova es inusualmente luminosa y extremadamente longeva debido a muchas masas solares de ⁵⁶Ni expulsadas. Para masas de núcleo aún más grandes, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la fotodesintegración y el núcleo colapsa completamente en un agujero negro.

Tipo II

Tipo subluminoso atípico II SN 1997D

Las estrellas con masas iniciales inferiores a unos 8 M_☉ nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y eventualmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos 9 M_☉ (posiblemente hasta 12 M_☉) evolucionan de forma compleja, quemando progresivamente elementos más pesados a temperaturas más altas en sus núcleos. La estrella se convierte en capas como una cebolla, con la quema de elementos que se fusionan más fácilmente en capas más grandes. Aunque popularmente se describe como una cebolla con un núcleo de hierro, los progenitores de supernova menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno-neón (-magnesio). Estas superestrellas AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, aunque son menos luminosas y, por lo tanto, se observan con menos frecuencia que las de progenitores más masivos.

Si el colapso del núcleo ocurre durante una fase supergigante cuando la estrella todavía tiene una envoltura de hidrógeno, el resultado es una supernova de tipo II. La tasa de pérdida de masa de las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad. Las estrellas extremadamente luminosas con una metalicidad cercana al sol perderán todo su hidrógeno antes de que lleguen al colapso del núcleo y, por lo tanto, no formarán una supernova de tipo II. Con baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán el colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible.

Las estrellas con una masa inicial de hasta unas 90 veces la del sol, o un poco menos con una alta metalicidad, dan como resultado una supernova de tipo II-P, que es el tipo que se observa con mayor frecuencia. Con una metalicidad moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masas habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando ocurra el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. Con una metalicidad muy baja, las estrellas de alrededor de 140–250 M_☉ alcanzarán el colapso del núcleo por inestabilidad del par mientras aún tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II pero una masa muy grande de ⁵⁶Ni expulsado y alta luminosidad.

Tipo Ib e Ic

SN 2008D, una supernova tipo Ib en el extremo superior de la galaxia, mostrada en rayos X (izquierda) y luz visible (derecha)

Estas supernovas, como las del tipo II, son estrellas masivas cuyo núcleo colapsa. Sin embargo, las estrellas que se convierten en supernovas de tipo Ib e Ic han perdido la mayor parte de sus envolturas exteriores (hidrógeno) debido a los fuertes vientos estelares oa la interacción con una compañera. Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet y se producen con una metalicidad de moderada a alta donde los vientos impulsados por continuos provocan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de la supernova de tipo Ib/c no coinciden con la aparición observada o esperada de las estrellas Wolf-Rayet. Las explicaciones alternativas para este tipo de supernova de colapso del núcleo involucran estrellas despojadas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor coincidencia para las supernovas observadas, con la condición de que nunca se hayan observado estrellas binarias de helio adecuadas. Dado que una supernova puede ocurrir siempre que la masa de la estrella en el momento del colapso del núcleo sea lo suficientemente baja como para no causar un retroceso completo a un agujero negro, cualquier estrella masiva puede resultar en una supernova si pierde suficiente masa antes de que ocurra el colapso del núcleo.

Las supernovas de tipo Ib son las más comunes y resultan de estrellas Wolf-Rayet de tipo WC que todavía tienen helio en sus atmósferas. Para un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan más antes de alcanzar el colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante, y estas son las progenitoras de las supernovas de tipo Ic.

Un pequeño porcentaje de las supernovas de tipo Ic están asociadas con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova de tipo Ib o Ic desprovista de hidrógeno podría producir un GRB, según las circunstancias de la geometría. El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético de la magnetar que gira rápidamente formada en el núcleo colapsado de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova súper luminosa.

Las supernovas ultradespojadas se producen cuando la estrella en explosión ha sido despojada (casi) hasta el núcleo metálico, a través de la transferencia de masa en un binario cercano. Como resultado, se expulsa muy poco material de la estrella en explosión (c. 0,1 M_☉). En los casos más extremos, las supernovas ultradesnudas pueden ocurrir en núcleos de metal desnudo, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. SN 2005ek podría ser el primer ejemplo observacional de una supernova ultra-despojada, que da lugar a una curva de luz que decae rápidamente y es relativamente tenue. La naturaleza de las supernovas ultradespojadas puede ser tanto supernovas de colapso de núcleo de hierro como de captura de electrones, dependiendo de la masa del núcleo que colapsa. Se cree que las supernovas ultradesnudas están asociadas con la segunda explosión de supernova en un sistema binario, p. produciendo un apretado sistema estelar de doble neutron.

En 2022, un equipo de astrónomos dirigido por investigadores del Instituto de Ciencias Weizmann informó sobre la primera explosión de supernova que mostraba evidencia directa de una estrella progenitora Wolf-Rayet. SN 2019hgp fue una supernova de tipo Icn y también es la primera en la que se ha detectado el elemento neón.

Supernovas de captura de electrones

En 1980, un "tercer tipo" de supernova fue predicha por Ken'ichi Nomoto de la Universidad de Tokio, llamada supernova de captura de electrones. Surgiría cuando una estrella 'en el rango de transición (~8 a 10 masas solares) entre la formación de una enana blanca y una supernova con núcleo de hierro colapsara', y con un núcleo degenerado de O+Ne+Mg, implosionara después de su El núcleo se quedó sin combustible nuclear, lo que provocó que la gravedad comprimiera los electrones del núcleo de la estrella en sus núcleos atómicos, lo que provocó una explosión de supernova y dejó atrás una estrella de neutrones. En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova SN 2018zd de 2018 (en la galaxia NGC 2146, a unos 31 millones de años luz de la Tierra) parecía ser la primera observación de un electrón. capturar supernova. Se pensaba que la explosión de supernova de 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo en nuestra galaxia era el mejor candidato para una supernova de captura de electrones, y el artículo de 2021 hace que sea más probable que esto sea correcto.

Supernovas fallidas

El colapso del núcleo de algunas estrellas masivas puede no resultar en una supernova visible. Esto sucede si el mecanismo que produce una explosión no puede revertir el colapso inicial del núcleo, generalmente porque el núcleo es demasiado masivo. Estos eventos son difíciles de detectar, pero grandes encuestas han detectado posibles candidatos. La supergigante roja N6946-BH1 en NGC 6946 experimentó un modesto estallido en marzo de 2009, antes de desaparecer de la vista. Solo queda una débil fuente de infrarrojos en la ubicación de la estrella.

Curvas de luz

Curvas de luz típicas para varios tipos de supernovas; en la práctica, magnitud y duración varía dentro de cada tipo. Ver Karttunen et al. para tipos Ia, Ib, II-L and II-P; Modjaz et al. for types Ic and IIb; and Nyholm et al. for type IIn.

Los gases eyectados se atenuarían rápidamente sin algún aporte de energía para mantenerlos calientes, y la fuente de esta energía, que puede mantener el brillo óptico de la supernova durante meses, fue, históricamente, un rompecabezas. Algunos han considerado la energía de rotación del púlsar central como fuente. Aunque la energía que alimenta inicialmente cada tipo de supernova se entrega rápidamente, las curvas de luz están dominadas por el subsiguiente calentamiento radiactivo de la eyección que se expande rápidamente. La naturaleza intensamente radiactiva de los gases de eyección se calculó por primera vez sobre bases de nucleosíntesis sólidas a fines de la década de 1960, y desde entonces se ha demostrado que esto es correcto para la mayoría de las supernovas. No fue hasta SN 1987A que la observación directa de las líneas de rayos gamma identificó inequívocamente los principales núcleos radiactivos.

Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (el gráfico de la luminosidad en función del tiempo) después de la aparición de una supernova de tipo II, como SN 1987A, se explica por las desintegraciones radiactivas predichas. Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida por los gases expulsados lo que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. La desintegración radiactiva de ⁵⁶Ni a través de sus descendientes ⁵⁶Co a ⁵⁶Fe produce fotones de rayos gamma, principalmente con energías de 847 keV y 1.238 keV, que son absorbidos y dominan el calentamiento y por lo tanto la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos (varios meses). La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la descomposición de 56Ni a ⁵⁶Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la última curva de luz en particular encaja muy de cerca con el 77.3- día de vida media de 56Co decayendo a ⁵⁶Fe. Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma ⁵⁶Co y ⁵⁷Co que escaparon del remanente SN 1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos rayos radiactivos los núcleos eran las fuentes de energía.

Messier 61 con supernova SN2020jfo, tomada por un astrónomo amateur en 2020

Todas las curvas de luz visual de los diferentes tipos de supernova dependen en los últimos tiempos del calentamiento radiactivo, pero varían en forma y amplitud debido a los mecanismos subyacentes, la forma en que se produce la radiación visible, la época de su observación y la transparencia del material expulsado. Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en las longitudes de onda ultravioleta hay un pico temprano extremadamente luminoso que dura solo unas pocas horas y corresponde al estallido del choque lanzado por el evento inicial, pero ese estallido es difícilmente detectable ópticamente.

Las curvas de luz para el tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su producción de energía óptica es impulsada por la descomposición radiactiva del níquel-56 expulsado (vida media de 6 días), que luego se descompone en cobalto-56 radiactivo (vida media de 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante a la incandescencia. Los estudios de cosmología actuales se basan en la radiactividad ⁵⁶Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de tipo Ia, que son las "velas estándar" de cosmología pero cuyo diagnóstico 847 keV y 1238 keV Los rayos gamma se detectaron por primera vez en 2014. Las fases iniciales de la curva de luz disminuyen abruptamente a medida que el tamaño efectivo de la fotosfera disminuye y la radiación electromagnética atrapada se agota.. La curva de luz continúa disminuyendo en la banda B, aunque puede mostrar un pequeño hombro en la imagen alrededor de los 40 días, pero esto es solo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo cuando ciertos elementos pesados ionizados se recombinan para producir la radiación infrarroja y los eyectados se vuelven transparentes a ella. La curva de luz visual continúa disminuyendo a una velocidad ligeramente mayor que la velocidad de decaimiento del cobalto radiactivo (que tiene una vida media más larga y controla la última curva), porque el material expulsado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la alta energía. radiación en radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz cambia su tasa de declive nuevamente a medida que la emisión de positrones del cobalto-56 restante se vuelve dominante, aunque esta parte de la curva de luz ha sido poco estudiada.

Las curvas de luz de los tipos Ib e Ic son similares a las del tipo Ia aunque con una luminosidad máxima media inferior. La salida de luz visual se debe nuevamente a la descomposición radiactiva que se convierte en radiación visual, pero hay una masa mucho menor del níquel-56 creado. La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso hay supernovas ocasionales de tipo Ib/c de órdenes de magnitud más y menos luminosas que la norma. Las supernovas de tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz más amplias además del aumento de la luminosidad máxima. Se cree que la fuente de la energía adicional son los chorros relativistas impulsados por la formación de un agujero negro giratorio, que también produce estallidos de rayos gamma.

Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracterizan por una disminución mucho más lenta que las de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, excluida la fase de meseta. La salida de luz visual está dominada por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en la eyección de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta y se ioniza. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz a medida que este hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y volviéndose más transparente. A esto le sigue una curva de luz decreciente impulsada por la descomposición radiactiva, aunque más lenta que en las supernovas de tipo I, debido a la eficiencia de conversión en luz por todo el hidrógeno.

En el tipo II-L, la meseta está ausente porque al progenitor le quedaba relativamente poco hidrógeno en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro pero insuficiente para producir una meseta notable en la salida de luz. En las supernovas de tipo IIb, la atmósfera de hidrógeno de la progenitora está tan agotada (se cree que se debe a la acción de las mareas de una estrella compañera) que la curva de luz se acerca más a una supernova de tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas.

Las supernovas de tipo IIn se caracterizan por líneas espectrales estrechas adicionales producidas en una capa densa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extendidas, ocasionalmente también extremadamente luminosas y se las conoce como supernova superluminosa. Estas curvas de luz son producidas por la conversión altamente eficiente de la energía cinética de la eyección en radiación electromagnética por interacción con la densa capa de material. Esto solo ocurre cuando el material es lo suficientemente denso y compacto, lo que indica que ha sido producido por la propia estrella progenitora poco antes de que se produzca la supernova.

Se ha catalogado y clasificado un gran número de supernovas para proporcionar velas de distancia y modelos de prueba. Las características promedio varían un poco con la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero pueden especificarse ampliamente para cada tipo de supernova.

Notas:

Asimetría

El pulsar en la Nebulosa Cangrejo está viajando a 375 km/s en relación con la nebulosa.

Un enigma de larga data que rodea a las supernovas de tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad alejándose del epicentro; Se observa que los púlsares, y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas velocidades peculiares, y presumiblemente los agujeros negros también, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El impulso inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km/s o más. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual se transfiere la cantidad de movimiento al objeto compacto sigue siendo un rompecabezas. Las explicaciones propuestas para este impulso incluyen la convección en la estrella que colapsa y la producción de chorros durante la formación de estrellas de neutrones.

Una posible explicación de esta asimetría es la convección a gran escala por encima del núcleo. La convección puede crear variaciones en la abundancia local de elementos, lo que resulta en una combustión nuclear desigual durante el colapso, el rebote y la expansión resultante.

Otra posible explicación es que la acumulación de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, impulsando la materia a gran velocidad fuera de la estrella y provocando choques transversales que perturban completamente la estrella. Estos chorros podrían desempeñar un papel crucial en la supernova resultante. (Ahora se prefiere un modelo similar para explicar los estallidos largos de rayos gamma).

También se han confirmado asimetrías iniciales en las supernovas de tipo Ia a través de la observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de visión. Sin embargo, la expansión se vuelve más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas son detectables midiendo la polarización de la luz emitida.

Salida de energía

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

Aunque las supernovas se conocen principalmente como eventos luminosos, la radiación electromagnética que liberan es casi un efecto secundario menor. Particularmente en el caso de las supernovas con colapso del núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total liberada durante el evento.

Existe una diferencia fundamental entre el balance de producción de energía en los diferentes tipos de supernova. En las detonaciones de enanas blancas de tipo Ia, la mayor parte de la energía se dirige a la síntesis de elementos pesados y la energía cinética de la eyección. En las supernovas de colapso del núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige a la emisión de neutrinos, y aunque parte de esto aparentemente impulsa la destrucción observada, más del 99% de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos posteriores al comienzo del colapso.

Las supernovas estándar de tipo Ia derivan su energía de una fusión nuclear fuera de control de una enana blanca de carbono y oxígeno. Los detalles de la energía aún no se entienden completamente, pero el resultado es la eyección de toda la masa de la estrella original a alta energía cinética. Alrededor de la mitad de la masa solar de esa masa es 56Ni generado a partir de la quema de silicio. ⁵⁶Ni es radiactivo y se desintegra en 56Co por desintegración beta más (con una vida media de seis días) y rayos gamma. El propio ⁵⁶Co se desintegra por la ruta beta plus (positrones) con una vida media de 77 días en ⁵⁶Fe estable. Estos dos procesos son los responsables de la radiación electromagnética de las supernovas de tipo Ia. En combinación con la transparencia cambiante del material expulsado, producen la curva de luz que declina rápidamente.

Las supernovas de colapso del núcleo son, en promedio, visualmente más débiles que las supernovas de tipo Ia, pero la energía total liberada es mucho mayor. En este tipo de supernovas, la energía potencial gravitatoria se convierte en energía cinética que comprime y colapsa el núcleo, produciendo inicialmente neutrinos electrónicos a partir de los nucleones en desintegración, seguidos de todos los tipos de neutrinos térmicos del núcleo supercalentado de la estrella de neutrones. Se cree que alrededor del 1% de estos neutrinos depositan suficiente energía en las capas exteriores de la estrella para provocar la catástrofe resultante, pero nuevamente, los detalles no se pueden reproducir exactamente en los modelos actuales. Las energías cinéticas y los rendimientos de níquel son algo inferiores a los de las supernovas de tipo Ia, de ahí la luminosidad visual máxima más baja de las supernovas de tipo II, pero la energía procedente de la desionización de las muchas masas solares de hidrógeno restante puede contribuir a una disminución mucho más lenta de la luminosidad y producir la fase de meseta vista en la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo.

En algunas supernovas con colapso del núcleo, la recaída en un agujero negro impulsa chorros relativistas que pueden producir un breve estallido energético y direccional de rayos gamma y también transfiere una cantidad sustancial de energía adicional al material expulsado. Este es un escenario para producir supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de las hipernovas de tipo Ic y los estallidos de rayos gamma de larga duración. Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar la envoltura estelar, se puede producir un estallido de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser subluminosa.

Cuando se produce una supernova dentro de una nube pequeña y densa de material circunestelar, se produce una onda de choque que puede convertir de forma eficaz una gran parte de la energía cinética en radiación electromagnética. Aunque la energía inicial era totalmente normal, la supernova resultante tendrá una gran luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas de tipo IIn.

Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso del núcleo con espectros y curvas de luz similares al tipo II-P, la naturaleza después del colapso del núcleo es más parecida a la de un tipo Ia gigante con fusión descontrolada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a la de otras supernovas de colapso del núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo que la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados expulsados de sus núcleos puede ser de varios órdenes de magnitud mayor, con la consiguiente alta luminosidad visual.

Progenitor

El tipo de clasificación de supernova está estrechamente relacionado con el tipo de estrella en el momento del colapso. La ocurrencia de cada tipo de supernova depende dramáticamente de la metalicidad y, por lo tanto, de la edad de la galaxia anfitriona.

Las supernovas de tipo Ia se producen a partir de estrellas enanas blancas en sistemas estelares binarios y ocurren en todos los tipos de galaxias. Las supernovas de colapso del núcleo solo se encuentran en galaxias en proceso de formación estelar actual o muy reciente, ya que son el resultado de estrellas masivas de vida corta. Se encuentran más comúnmente en espirales de tipo Sc, pero también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares, especialmente en galaxias con formación de estrellas.

Se cree que las supernovas de tipo Ib/c y II-L, y posiblemente la mayoría de las de tipo IIn, solo se producen a partir de estrellas que tienen niveles de metalicidad casi solares que resultan en una gran pérdida de masa de estrellas masivas, por lo que son menos comunes en las más antiguas., galaxias más distantes. La tabla muestra el progenitor de los principales tipos de supernovas de colapso del núcleo y las proporciones aproximadas que se han observado en la vecindad local.

Hay una serie de dificultades para reconciliar la evolución estelar modelada y observada que conduce al colapso del núcleo de las supernovas. Las supergigantes rojas son las progenitoras de la gran mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, y se han observado, pero solo con masas y luminosidades relativamente bajas, por debajo de unos 18 M_☉ y 100 000 < var>L_☉, respectivamente. La mayoría de los progenitores de las supernovas de tipo II no se detectan y deben ser considerablemente más débiles y presumiblemente menos masivos. Esta discrepancia se ha denominado el problema de la supergigante roja. Fue descrito por primera vez en 2009 por Stephen Smartt, quien también acuñó el término. Después de realizar una búsqueda de supernovas con un volumen limitado, Smartt et al. encontró que los límites de masa inferior y superior para la formación de supernovas de tipo II-P son 8.5+1
−1.5 M_☉ y 16.5±1.5 M_☉ respectivamente. El primero es consistente con los límites de masa superiores esperados para que se formen progenitores de enanas blancas, pero el segundo no es consistente con las poblaciones de estrellas masivas en el Grupo Local. El límite superior para las supergigantes rojas que producen una explosión de supernova visible se calculó en 19+4
−2 M_☉.

Ahora se propone que las supergigantes rojas de mayor masa no exploten como supernovas, sino que evolucionen hacia temperaturas más altas. Se han confirmado varios progenitores de supernovas de tipo IIb, y estos eran supergigantes K y G, más una supergigante A. Las hipergigantes amarillas o LBV son progenitores propuestos para las supernovas de tipo IIb, y casi todas las supernovas de tipo IIb lo suficientemente cercanas como para observarlas han mostrado tales progenitores.

Estrella de neutrones aislada en la Nube Pequeña Magallanes

Hasta hace unas pocas décadas, no se consideraba probable que las supergigantes calientes explotaran, pero las observaciones han demostrado lo contrario. Las supergigantes azules forman una proporción inesperadamente alta de progenitores de supernova confirmados, en parte debido a su alta luminosidad y fácil detección, mientras que aún no se ha identificado claramente ni un solo progenitor Wolf-Rayet. Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo las supergigantes azules pierden suficiente masa para convertirse en supernova sin pasar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha mostrado una posible ruta para que las variables azules luminosas supergigantes rojas de baja luminosidad colapsen, muy probablemente como una supernova de tipo IIn. Se han detectado varios ejemplos de progenitores luminosos calientes de supernovas de tipo IIn: SN 2005gy y SN 2010jl eran estrellas luminosas aparentemente masivas, pero están muy distantes; y SN 2009ip tuvo un progenitor muy luminoso que probablemente haya sido un LBV, pero es una supernova peculiar cuya naturaleza exacta se discute.

Los progenitores de las supernovas de tipo Ib/c no se observan en absoluto, y las restricciones sobre su posible luminosidad suelen ser menores que las de las estrellas WC conocidas. Las estrellas WO son extremadamente raras y visualmente relativamente débiles, por lo que es difícil decir si tales progenitores faltan o aún no se han observado. Los progenitores muy luminosos no han sido identificados con seguridad, a pesar de que se observaron numerosas supernovas lo suficientemente cerca como para que tales progenitores se hayan captado claramente. El modelo de población muestra que las supernovas de tipo Ib/c observadas podrían reproducirse mediante una mezcla de estrellas masivas individuales y estrellas de envoltura desnuda de sistemas binarios que interactúan. La continua falta de detección inequívoca de progenitores para supernovas normales de tipo Ib e Ic puede deberse a que la mayoría de las estrellas masivas colapsan directamente en un agujero negro sin un estallido de supernova. La mayoría de estas supernovas se producen a partir de estrellas de helio de menor masa y baja luminosidad en sistemas binarios. Un pequeño número sería de estrellas masivas de rotación rápida, probablemente correspondientes a los eventos de tipo Ic-BL de alta energía que están asociados con estallidos de rayos gamma de larga duración.

Impacto externo

Los eventos de supernova generan elementos más pesados que se dispersan por todo el medio interestelar circundante. La onda de choque en expansión de una supernova puede desencadenar la formación de estrellas. Los rayos cósmicos galácticos son generados por explosiones de supernovas.

Fuente de elementos pesados

Tabla periódica que muestra la fuente de cada elemento en el medio interestelar

Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio, aunque la abundancia teórica de los elementos producidos o vistos en los espectros varía significativamente según los distintos tipos de supernova. Las supernovas de tipo Ia producen principalmente elementos de pico de silicio y hierro, metales como el níquel y el hierro. Las supernovas de colapso del núcleo expulsan cantidades mucho más pequeñas de los elementos del pico de hierro que las supernovas de tipo Ia, pero masas más grandes de elementos alfa ligeros como el oxígeno y el neón, y elementos más pesados que el zinc. Esto último es especialmente cierto con las supernovas de captura de electrones. La mayor parte del material expulsado por las supernovas de tipo II es hidrógeno y helio. Los elementos pesados se producen por: fusión nuclear para núcleos hasta ³⁴S; reordenamiento de fotodesintegración de silicio y cuasiequilibrio durante la quema de silicio para núcleos entre ³⁶Ar y ⁵⁶Ni; y captura rápida de neutrones (proceso r) durante el colapso de la supernova para elementos más pesados que el hierro. El proceso r produce núcleos altamente inestables que son ricos en neutrones y que rápidamente se descomponen en beta en formas más estables. En las supernovas, las reacciones del proceso r son responsables de aproximadamente la mitad de todos los isótopos de elementos más allá del hierro, aunque las fusiones de estrellas de neutrones pueden ser la principal fuente astrofísica de muchos de estos elementos.

En el universo moderno, las viejas estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) son la fuente dominante de polvo de los elementos del proceso s, los óxidos y el carbono. Sin embargo, en el universo primitivo, antes de que se formaran las estrellas AGB, las supernovas pueden haber sido la principal fuente de polvo.

Papel en la evolución estelar

Los remanentes de muchas supernovas consisten en un objeto compacto y una onda expansiva de material que se expande rápidamente. Esta nube de material barre el medio interestelar circundante durante una fase de expansión libre, que puede durar hasta dos siglos. Luego, la onda experimenta gradualmente un período de expansión adiabática y se enfriará lentamente y se mezclará con el medio interestelar circundante durante un período de aproximadamente 10,000 años.

Remanente de Supernova N 63A se encuentra dentro de una región llena de gas y polvo en la Gran Nube Magallanes

El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio, mientras que todos los elementos más pesados se sintetizan en estrellas y supernovas. Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos distintos del hidrógeno y el helio, a los que los astrónomos suelen referirse como "metales".

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

La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación de estrellas al comprimir densas nubes moleculares cercanas en el espacio. El aumento de la presión turbulenta también puede evitar la formación de estrellas si la nube no puede perder el exceso de energía.

Evidencia de productos secundarios de isótopos radiactivos de vida corta muestra que una supernova cercana ayudó a determinar la composición del Sistema Solar hace 4500 millones de años e incluso puede haber desencadenado la formación de este sistema.

El 1 de junio de 2020, los astrónomos informaron que habían reducido la fuente de las ráfagas rápidas de radio (FRB), que ahora pueden incluir plausiblemente "fusiones de objetos compactos y magnetares que surgen de supernovas de colapso normal del núcleo".

Rayos cósmicos

Se cree que los remanentes de supernova aceleran una gran fracción de los rayos cósmicos primarios galácticos, pero solo se ha encontrado evidencia directa de la producción de rayos cósmicos en una pequeña cantidad de remanentes. Se han detectado rayos gamma del decaimiento de piones de los remanentes de supernova IC 443 y W44. Estos se producen cuando los protones acelerados del SNR impactan en el material interestelar.

Ondas gravitacionales

Las supernovas son fuentes galácticas potencialmente fuertes de ondas gravitacionales, pero hasta ahora no se ha detectado ninguna. Los únicos eventos de ondas gravitacionales detectados hasta ahora provienen de fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones, probables restos de supernovas.

Efecto en la Tierra

Una supernova cercana a la Tierra es una supernova lo suficientemente cerca de la Tierra como para tener efectos notables en su biosfera. Según el tipo y la energía de la supernova, podría estar a una distancia de hasta 3000 años luz. En 1996 se teorizó que los rastros de supernovas pasadas podrían detectarse en la Tierra en forma de firmas de isótopos metálicos en los estratos rocosos. El enriquecimiento de hierro-60 se informó más tarde en rocas de aguas profundas del Océano Pacífico. En 2009, se encontraron niveles elevados de iones de nitrato en el hielo antártico, lo que coincidió con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles atmosféricos de óxidos de nitrógeno, que quedaron atrapados en el hielo.

Se cree que las supernovas de tipo Ia son potencialmente las más peligrosas si ocurren lo suficientemente cerca de la Tierra. Debido a que estas supernovas surgen de estrellas enanas blancas comunes tenues en sistemas binarios, es probable que una supernova que pueda afectar a la Tierra ocurra de manera impredecible y en un sistema estelar que no está bien estudiado. El candidato conocido más cercano es IK Pegasi, a unos 150 años luz de distancia. Según una estimación de 2003, una supernova de tipo II tendría que estar más cerca de ocho parsecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra, y no hay tales candidatos más cerca de unos 500 años luz..

Candidatos a la Vía Láctea

La nebulosa alrededor de la estrella Wolf-Rayet WR124, que se encuentra a una distancia de unos 21.000 años luz

Es probable que la próxima supernova de la Vía Láctea sea detectable incluso si se produce en el otro extremo de la galaxia. Es probable que se produzca por el colapso de una supergigante roja corriente y es muy probable que ya haya sido catalogada en sondeos infrarrojos como 2MASS. Existe una probabilidad menor de que la próxima supernova de colapso del núcleo sea producida por un tipo diferente de estrella masiva, como una hipergigante amarilla, una variable azul luminosa o Wolf-Rayet. Las posibilidades de que la próxima supernova sea del tipo Ia producida por una enana blanca se calculan en alrededor de un tercio de las de una supernova con colapso del núcleo. Nuevamente, debería ser observable dondequiera que ocurra, pero es menos probable que el progenitor haya sido observado alguna vez. Ni siquiera se sabe exactamente cómo es un sistema progenitor de tipo Ia, y es difícil detectarlos más allá de unos pocos parsecs. Se estima que la tasa total de supernovas en nuestra galaxia es de 2 a 12 por siglo, aunque en realidad no hemos observado una durante varios siglos.

Estadísticamente, es probable que la próxima supernova se produzca a partir de una supergigante roja normal, pero es difícil identificar cuáles de esas supergigantes se encuentran en las etapas finales de la fusión de elementos pesados en sus núcleos y a cuáles les quedan millones de años. Las supergigantes rojas más masivas se desprenden de sus atmósferas y evolucionan a estrellas Wolf-Rayet antes de que sus núcleos colapsen. Todas las estrellas Wolf-Rayet terminan sus vidas desde la fase Wolf-Rayet dentro de un millón de años aproximadamente, pero nuevamente es difícil identificar aquellas que están más cerca del colapso del núcleo. Una clase que se espera que no tenga más de unos pocos miles de años antes de explotar son las estrellas WO Wolf-Rayet, que se sabe que han agotado el helio de su núcleo. Solo se conocen ocho de ellos, y solo cuatro de ellos están en la Vía Láctea.

Se han identificado varias estrellas cercanas o muy conocidas como posibles candidatas a supernova para el colapso del núcleo: las supergigantes rojas Antares y Betelgeuse; la hipergigante amarilla Rho Cassiopeiae; la luminosa variable azul Eta Carinae que ya ha producido una supernova impostora; y el componente más brillante, una estrella Wolf-Rayet, en el sistema Regor o Gamma Velorum. Otros han ganado notoriedad como posibles, aunque no muy probables, progenitores de un estallido de rayos gamma; por ejemplo WR 104.

La identificación de candidatos para una supernova de tipo Ia es mucho más especulativa. Cualquier binaria con una enana blanca en crecimiento podría producir una supernova, aunque el mecanismo exacto y la escala de tiempo aún se debaten. Estos sistemas son débiles y difíciles de identificar, pero las novas y las novas recurrentes son sistemas que convenientemente se anuncian a sí mismos. Un ejemplo es U Scorpii. El candidato a supernova Tipo Ia conocido más cercano es IK Pegasi (HR 8210), ubicado a una distancia de 150 años luz, pero las observaciones sugieren que pasarán varios millones de años antes de que la enana blanca pueda acumular la masa crítica requerida para convertirse en una supernova tipo Ia..