Novas y Supernovas

El término Nova se utiliza por primera vez en la obra de Jerónimo
Muñoz “ De Nova Stella “ .
Jerónimo Muñoz defendió la teoría heliocéntrica de Copérnico.
La aparición de una “ nueva estrella “ acababa con el dogma
Aristotélico de la inmutabilidad del Cielo.
La “ nova stella “ que hace referencia en su obra es SN 1572 ; la
supernova de Tycho.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SUPERNOVAS HISTÓRICAS
130 AC. No confirmada. Hiparco habla de “ una estrella invitada “
185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma.
393. Constelación Escorpion. Registrada por astrónomos chinos
1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto,
Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria. Fue tan brillante
que, según los chinos “ se podía ver en la noche gracias a ella “ Testimonios
árabes también la mencionan y aseguran que era tan brillante como la luna en
cuartos. Hay una radio fuente que se corresponde bastante bien con SN 1006.
1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene
referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos
americanos. No hay registro europeo de esta supernova.
1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La
supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones
3C 58.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

1572 – SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe
y Jerónimo Muñoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella
donde se usa por primera vez el término "nova".
1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes
Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.
1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada
unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de
poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías
modernas sobre la formación de las supernovas.
“ Maravillado, y como alucinado y estupefacto,
permanecí de pie, observando durante un cierto tiempo
con mis ojos fijados en ella… Cuando me convencí de
que ninguna estrella de esa clase había lucido así nunca
antes, me quedé con tal perplejidad por lo inconcebible
de aquello que comencé a dudar de mis propios ojos “
Tycho Brahe, sobre la supernova de 1572.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

CASSIOPEA A. LA SUPERNOVA INVISIBLE
Es un remanente de supernova en la constelación de Cassiopea. Se cree que la luz
de la explosión estelar llegó por primera vez a la tierra hace aproximadamente 300
años, pero no existen fuentes históricas de la observación de la estrella progenitora,
probablemente debido a que el polvo interestelar absorbió la radiación visible antes
que esta alcanzara la tierra.
Cassiopea A, debió
producirse hacia 1680,
aunque no hay registros
escritos. Desde entonces
no se ha observado
ninguna supernova en
nuestra galaxia.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

CLASIFICACIÓN.
•NOVAS
•SUPERNOVAS
•HIPERNOVAS
TIPO II
TIPO I
-a
-b
-c
-P
-L
-N
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Una nova es una explosión termonuclear causada por la
acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.
NOVAS.
El material acretado, compuesto
principalmente por hidrógeno y
helio, es compactado en la superficie
de la enana blanca debido a la
intensa fuerza gravitatoria en la
superficie de ésta. A medida que
más material se va acumulando, se
calienta cada vez más, hasta que
alcanza la temperatura crítica para la
ignición de la fusión nuclear.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

NOVAS RECURRENTES
Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras
siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la
acreción. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su
material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente
poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es
similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran
procesos diferentes y energías mucho mayores, del orden de 1044
J, mientras
que las explosiones típicas de novas pueden liberar unos 1038
- 1039
J, por lo
que no deberían ser confundidas.
Novas recurrentes :
RS Ophiuchi . ( Cada 20 años pasa de magnitud 12 a 5 ).
T Coronae Borealis ( Cada 80 años pasa de magnitud 11 a
2 )
T Pyxidis ( Cada 20-30 años pasa de mágnitud 15 a 7 )
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

NOVAS ENANAS
Una nova enana es un tipo de
estrellas que aumenta su
brillo de forma abrupta e
impredecible de 2 a 6
magnitudes. El aumento
hasta el máximo brillo sucede
en menos de un día, mientras
que la disminución hasta la
inactividad tiene lugar
durante varios días o
semanas.
Son similares a las novas clásicas en que la enana blanca
sufre estallidos periódicos, pero el mecanismo es distinto:
mientras que en las novas clásicas los estallidos son el
resultado de la fusión y detonación del hidrógeno, las
novas enanas tienen lugar por la inestabilidad del disco de
acreción, cuando el gas alcanza una temperatura crítica
que provoca un cambio en su viscosidad, produciéndose
un colapso hacia la enana blanca que libera una gran
cantidad de energía potencial gravitatoria.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SUPERNOVA TIPO I
Al acretar material, una enana blanca puede superar el límite de
Chandrasekhar. Cuando esto ocurre los electrones no pueden soportar la
presión en el núcleo Carbono de la estrella, provocando una rápida
ignición. La estrella entera colapsa dejando como resto una estrella de
neutrones. EL ESPECTRO DE UNA SUPERNOVA TIPO I, NO
PRESENTA LAS LINEAS DE BALMER DEL
HIDRÓGENO.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Tipo Ia
Línea Si II a
615,0 nm
Tipo Ib
Línea He I a
587,6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del
helio
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en
cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más
aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere
que son el resultado de la acreción de masa por parte de
una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella
compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede
suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos.
Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no
muestran la línea del silicio; se cree que se trata de
estrellas al final de su vida (como las tipo II), pero que
perdieron todo su hidrógeno en etapas anteriores, por lo
que las líneas de este elemento no aparecen en sus
espectros. En particular, se piensa que las supernovas de
tipo Ib resultan del colapso de una estrella de Wolf-Rayet
(*)que ha expulsado toda su envoltura de hidrógeno por
medio de los intensos vientos propios de estas estrellas.
(*) Las estrellas de Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como
WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares),
calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa
debido a intensos vientos estelares.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Tipo Ib
Línea He I a
587,6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del
helio
Se conocen también varias de estas supernovas en
sistemas binarios; en este caso, la estrella compañera
puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la
envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan
masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos,
cuando no sólo escapa el hidrógeno sino también el helio,
puede quedar expuesto el núcleo de carbono, y éste sería
el escenario de una supernova Ic. El proceso de la
explosión de estas supernovas es esencialmente el mismo
que el de las supernovas de colapso gravitatorio típicas,
las tipo II.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

CÁLCULO DE DISTANCIAS CON LAS SUPERNOVAS TIPO Ia
Los cosmólogos usan el hecho de que las supernovas de tipo Ia son
prácticamente lo que se conoce como "candelas estándar (*)". Esto
quiere decir que las estrellas en explosión de este tipo tienen la misma
luminosidad cuando alcanzan la cúspide de su brillo. Comparando el
brillo relativo de dos supernovas a distintas distancias, podemos
determinar su distancia relativa.
* Objeto del brillo conocido que los astrónomos utilizan para encontrar la distancia - por ejemplo, las
estrellas variables Cefeidas y supernovas.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Supernovas tipo Ia. ¿ Candelas estándar ?
El estudio de la supernova 2014J sugiere que podría haber diferentes
caminos para que se produzcan este tipo de explosiones, lo que pone en
cuestión su uso como "candelas estándar".
Al modelo predominante hasta
ahora, formado por una enana
blanca y una estrella normal, se
suma otro que plantea la fusión de
dos enanas blancas, un escenario
que no implica la existencia de un
límite máximo de masa y, por tanto,
no producirá necesariamente
explosiones con la misma
luminosidad. M. A. Pérez Torres ( IAA
– CSIC )
Ver información en página IAA
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SUPERNOVA TIPO II
Las supernovas tipo II se producen a partir de que una estrella agota
su combustible nuclear. Esto ocurre cuando los elementos
producidos por la fusión no pueden, a su vez, fusionarse con
desprendimiento de energía. Este fenómeno se da en los momentos
en que el núcleo de una estrella se ha llenado principalmente con
hierro y algo de níquel.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

La fusión de elementos para
obtener otros más pesados,
libera energía que equilibra la
gravedad. Sin embargo la fusión
del hierro no produce energía,
por lo que el proceso se
detiene.
Cuando el núcleo de hierro
alcanza el límite de
Chandrasekhar, la degeneración
de los electrones ya no es
suficiente para contrarrestar la
gravedad y mantener el
equilibrio estelar.
En este momento se produce el
colapso de toda la masa estelar.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Una vez alcanzado el núcleo de hierro no se producen más reacciones
nucleares, por lo que el núcleo se contrae por su propio peso
(implosión). La enorme fuerza de gravedad comprime el material hasta
que incluso se llegan a superar las densidades propias de los núcleos
atómicos. Pero esta configuración es muy inestable, por lo que el
núcleo se expande de repente hacia fuera: se dice que el núcleo rebota.
Sin embargo, el material de las capas estelares superiores al núcleo
sigue cayendo hacia el centro, provocándose una onda de choque que
termina destrozando la estrella (explosión de supernova). La explosión
también destruye los propios núcleos de hierro, que se fraccionan en
elementos más ligeros, aunque algunos se combinan para dar núcleos
mucho más pesados. Finalmente, queda una estrella de neutrones
(densidades de núcleos atómicos) y los restos diseminados de la
estrella muerta (resto de supernova). ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz
de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones
que son absorbidos por las capas interiores frenando así su colapso.
Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la
neutronización del núcleo compacto.
Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su
momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova.
Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar
con metales. Así, tras cada generación de estrellas (y,
consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos
pesados del medio interestelar aumenta. Además, sólo los
sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta
pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad
conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas,
pero también contribuye a formar estrellas de menor masa.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS QUIMICOS EN EL UNIVERSO
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

EVOLUCIÓN DEL BRILLO EN SUPERNOVAS.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

EL FOE
El Foe es una unidad de energía igual a 1044
julios.
Para medir las inmensas cantidades de energía que produce una supernova, los
científicos usaban ocasionalmente una unidad de energía llamada foe que era un
acrónimo de Fifty One Ergs o 1051
ergios (erg en inglés). Esta unidad de medida
resultaba ideal para contar la energía de estos fenómenos ya que una supernova
típica emite alrededor de un foe de energía observable (luz visible).
Por comparación el Sol a lo largo de toda su vida habrá emitido tan solo 1,2 foe.
Pues suponiendo su luminosidad constante a lo largo de toda su vida 3,827×1026
W × 1010
años ≈ 1,2 foe
1 kcal = 1 000 cal = 4 187 J
1 tonelada equivalente de petróleo = 41,84 × 109
J
1 tonelada equivalente de carbón = 29,3 × 109
J
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

HIPERNOVAS
Una hipernova es un tipo teórico de
supernova que se produciría cuando
estrellas muy masivas (masas superiores
a las 100 masas solares) se colapsan al
final de sus vidas. Después de explotar
como supernova, el núcleo de la hipernova
se colapsaría directamente en un agujero
negro, emitiendo dos chorros de plasma
extremadamente energéticos desde sus
polos a velocidades cercanas a la de la
luz. Estos chorros podrían generar
potentes rayos gamma y serían una
posible explicación de las erupciones de
rayos gamma
La estrella Eta Carinae, en nuestra
Galaxia, puede ser una candidata a
hipernova
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

POSIBLES HIPERNOVAS
La cercana galaxia espiral
M101, tiene dos grandes
envolturas en expansión,
que podrían haberse
originado de una hipernova.
Los remanentes observados
presentan una inusualmente
elevada cantidad de
radiación en rayos X que
emiten.
Otra buena candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1,
descubierta en julio de 2010 y con una asombrosa masa de 265 soles;
también la Estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser candidatas a
producir hipernovas de aquí a decenas o centenas de miles de años.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

BROTES DE RAYOS GAMMA. BRG
Los brotes de rayos gamma son destellos de rayos gamma asociados con
explosiones extremadamente energéticas en galaxias distantes. Son los
eventos electromagnéticos más luminosos que ocurren en el universo.
Se cree que se producen por
violentas explosiones de supernovas
( hipernovas ) o por la fusión de dos
estrellas de neutrones.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

ESTRELLAS MORIBUNDAS PRÓXIMAS A LA TIERRA.
Tipo espectral: M1.
Magnitud aparente: 0,42
Distancia 650 años-luz
Masa: 18 Masas solares.
Radio: 900 radios solares ( Situado en el
Sol, llegaría hasta la órbita de Saturno )
Edad 10.000.000 años.
BETELGEUSE
Betelgueuse. ¿ Un segundo sol ?
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

ETA CARINAE
Tipo espectral: Tipo O.
Supergigante azul.
Magnitud aparente: 6,2
Distancia 7.500 años luz
Masa: 120 Masas solares.
Radio: 180 radios solares
Edad 3.000.000 años.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

R 136 a1
Hipergigante azul.
Es la estrella más
masiva conocida.
265 masas solares.
8.700.000 veces más
luminosa que el Sol.
Se encuentra en la
Gran nube de
Magallanes.
Su temperatura
superficial supera los
50.000 K.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

VY Canis Majoris
Hipergigante roja.
Radio 1500 veces el radio del
Sol.
Distancia 4900 años luz
Hasta hace unos años era
la mayor estrella
conocida.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SUPERNOVAS ASIMÉTRICAS.
Esferas casi perfectas como las
estrellas pueden dar lugar a
bolas de fuego muy deformadas.
Son las supernovas de tipo II n.
¿ De dónde procede la
asimetría ?
La explicación más
convincente es que se trata de
una explosión simétrica pero
que en su expansión se
deforma por la colisión con
gas expulsado antes del
colapso como supernova.
http://www.caha.es/asymmetric-supernova-explosions_es.html
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Magnétares.
Un magnétar o magnetoestrella es una estrella de
neutrones alimentada con un campo magnético
extremadamente fuerte. Se trata de una variedad
de púlsar cuya característica principal es la
expulsión, en un breve período (centésimas de
segundo), de enormes cantidades de alta energía
en forma de rayos X y rayos gamma.
Se estima que solo uno 1 de cada 10 supernovas
origina un magnétar. Los requisitos previos para
convertirse en magnétar son una rotación rápida
y un campo magnético intenso antes de la
explosión.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Remanentes de supernovas.
Un resto de supernova o remanente de supernova (SNR por sus siglas en
inglés) es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de
una estrella como supernova. El resto de supernova está rodeado por una
onda de choque en expansión que se conforma del material eyectado por la
explosión y de material interestelar barrido y arrastrado durante el proceso.
Resto de la supernova de
Kepler, SN 1604.
Resto de supernova,
1987A.
Listado de restos de supernova
SN1054. Nebulosa del
Cangrejo.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

V 407 Cyg. Nova recurrente
HD 200560 Y HD 200595 son también estrellas
variables.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 2005 CS en M51. Tipo II
SN 2011 DH en M51. Tipo II ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 2014 J en M82
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

NGC 1365. SN 2012fr
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

NGC 3184. SN 1999. Tipo II
Provocó estallido de Rayos gamma.
GRB ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Remanente supernova 1006.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 1979 C. M100. Coma Berenices.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 1987 A. Gran nube de Magallanes
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 1994d en NGC4526. Tipo Ia
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 1993 J. M81. Recreación
artística. Tipo II ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Sn 2011 fe. Tipo Ia en
M101. ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

SN 2013 ej en M74.
Tipo IIp ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

BIBLIOGRAFIA y ENLACES
http://www.astromares.es/images/stories/taller/Muerte_estelar2013.pdf
http://www.astromares.es/images/stories/vida_privada_estrellas.pdf
Supernovas. JAVIER ARMENTIA FRUCTUOSO. Equipo Sirius.
El mundo de las estrellas. JOSÉ LUIS COMELLAS.
Observaciones de supernovas. Astrosurf
http://www.cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html Todas las
supernovas de 1885.
http://www.cbat.eps.harvard.edu/nova_list.html. Listado de novas
en Via Lactea.
AAVSO. Asociación Americana de Observadores de Estrellas
Variables.
ANTONIO GONZÁLEZ.
ENERO-2015

Novas y Supernovas

Recommandé

Recommandé

Contenu connexe

Tendances

Tendances (20)

Similaire à Novas y Supernovas

Similaire à Novas y Supernovas (20)

Plus de Antonio González Atienza

Plus de Antonio González Atienza (20)

Dernier

Dernier (20)

Novas y Supernovas