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Una supernova es una explosión estelar la cual parece resultar en la creación de una nueva estrella en la esfera celeste. «Nova» significa nueva en latín. El prefijo "super" distingue a este fenómeno de una nova, la cual ocurre también en una estrella en luminosidad creciente, aunque en menor medida y a través de un mecanismo diferente. Las supernovas involucran la expulsión de las capas superficiales de una estrella, llenando el espacio que la rodea con hidrógeno y helio (entre otros elementos). Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gases. Cuando la explosión de una supernova comprime nubes cercanas (resultados de explosiones cercanas), dicha compresión puede formar una nebulosa solar.
Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 joules de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 joules) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.
| Tabla de contenidos |
En el intento por comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo a las líneas de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.
La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I, y de lo contrario se la clasifica como tipo II.
Dentro de estos grupos existen subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas:
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan en cambio una línea de silicio en el espectro de emisión. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de una enana blanca de carbono-oxígeno la cual acrecienta su masa obteniéndola de una estrella cercana, generalmente una gigante roja, hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella que enciende la fusión del carbono en el núcleo de la estrella. Esto, a su vez, provoca que la estrella explote violentamente, liberando una onda de choque en la cual la materia es generalmente expulsada a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en su luminosidad. El núcleo remanente de la estrella se convierte en una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de su masa.
La teoría de este tipo de supernovas es similar a la de las novas, según la cual una enana blanca absorbe materia más lentamente y no alcanza el límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia absorbida causa una reacción de fusión del material cercano a su superficie pero no causa el colapso de la estrella.
Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde oxígeno hasta calcio. Hacia el extremo de la curva, dominan en el espectro partículas de hierro ionizado, el cual es en gran medida el resultado del decaimiento del cobalto radiactivo.
A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia son encontradas generalmente en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Parecen no mostrar preferencia por regiones actuales de formación estelar.
El parecido en las formas de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia conocidas ha llevado a su utilización como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica. La razón de la similitud de la curva de luminosidad es aún un misterio.
Los tipos Ib e Ic no poseen la línea de silicio presente en el tipo Ia y se cree que corresponden a estrellas al borde de su extinción (como los tipo II), pero que perdieron su hidrógeno anteriormente, por lo que las líneas de hidrógeno no aparecen tampoco en sus espectros. Las supernovas de tipo Ib son teóricamente el resultado del colapso de una estrella Wolf-Rayet.
Las supernovas de tipo II son el resultado de la fusión nuclear de hierro en el núcleo de una estrella, lo cual utiliza energía en vez de liberarla. Cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar (normalmente toma apenas unos días), decae espontáneamente a neutrones y colapsa. Una tremenda explosión de neutrinos es producida, removiendo la energía de la estrella. A través de un proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento masivo en su luminosidad. El núcleo de la estrella puede converirse en una estrella de neutrones o un agujero negro, dependiendo de su masa, aunque debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de una supernova, el límite de masa es aún desconocido.
Las supernovas de tipo II pueden ser divididas en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una "meseta" en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. Se cree que esto es causado por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gama y la libera lentamente, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.
Algunas estrellas excepcionalmente grandes pueden producir en cambio una "hipernova" al extinguirse, un tipo teórico de explosión.
Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI, la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El nombre es formado por el año del descubrimiento y una designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab, etc.
La mas importante fue la del año 1054 d.C y tambien la mas reciente ha sido la de Mario, la SuperMario Nova edition
