SupernovaPorMonica Bocanegra lvarezSiempre con esa luzde astral
acetilenoque palpitaba como si quisieraregresar a la nochePablo
Neruda
Desde los inicios de la humanidad se ha tenido una constante,
las estrellas. Son un magnifico enigma que a lo largo de la
historia el hombre ha querido resolver.Existen diferentes tipos de
estrellas, la protoestrella que se encuentra en evolucin, la
estrella T Tauri que es en lo que evoluciona una protoestrella, una
estrella de secuencia principal que son el tipo de estrellas que
compone la gran mayora de las estrellas del universo un ejemplo de
esta es el Sol, despus siguen las Gigantes rojas que es cuando la
estrella ha consumido todo el hidrogeno de su ncleo y tienen un
tamao 100 veces ms grande que cuando estn en fase de estrella
secuencia principal, las enanas blancas es cuando las estrellas ya
no tienen ms hidrogeno en su ncleo y es el fin de las estrellas de
poca masa, las estrellas supergigantes o masivas son las estrellas
ms grandes del universo y mueren relativamente jvenes, solo viven
varios miles de aos, esto debido a el gran consumo de energa,
estas, las estrellas supergigantes son las que se convertirn en
supernovas.Curiosamente, el nombre de nova no poda ser ms
inadecuado pues el evento no es otra cosa que la muerte violenta de
una estrella con sobrepeso. Actualmente las novas estn clasificadas
comoestrellas variables cataclsmicas, es decir, estrellas que
cambian sbitamente de brillo debido a una violenta explosin.Reciben
tambin el nombre devariables eruptivas.Las variables cataclsmicas
estn constituidas por un par de estrellas (sistema binario) que se
orbitan mutuamente. Generalmente una de las dos estrellas es en
realidad una enana blanca: el ncleo desnudo de una estrella ya
apagada y muerta. La compaera de la enana blanca ser una estrella
normal que al envejecer se dilatar y parte de su material ser
desprendido para precipitarse hacia la enana blanca. Este fenmeno
se llamatransferencia de masay produce sbitas e impredecibles
explosiones.El resultado es un incremento elevadsimo en el brillo
del sistema.Debido a su tamao las estrellas masivas tienen una
temperatura mayor con respecto a las dems estrellas, por ejemplo el
Sol tiene una masa de 1 cuya temperatura ser de 6000K y una
estrella masiva con 15 MS llega a presentar una temperatura de
28000 K, por ello es que queman el hidrogeno de su ncleo con mayor
rapidez creando un efecto ms brillante que el que llegan a tener
las dems estrellas.Las supernovas pueden originarse de dos formas:
De una enana blanca, por explosin termonuclear De una estrella
masiva, por colapso gravitacional del ncleoSupernova por Explosin
TermonuclearCuando una enana blanca acompaa a una estrella tpica en
un sistema binario, la estrella compaera se dilatar al envejecer, y
sus gases sern transferidos hacia la enana blanca. Cada vez que se
acumule sobre ella material suficiente se producirn explosiones
menores (novas) pero si la enana blanca acumula ms de 1.4 MS
entonces la alta densidad y compresin en el ncleo de la enana
blanca excedern la capacidad de sus partculas para sostener tanta
carga. Despus se genera un colapso gravitacional. El carbono y
oxgeno que abundan en la enana blanca entran sbitamente a una nueva
ronda de fusin nuclear elevando de golpe la temperatura y
reventando la estrella en una colosal explosin. Hasta la fecha no
se ha detectado la supervivencia de algn cuerpo residual o ncleo
colapsado. En teora podra quedar una densa masa de neutrones, pero
es posible que las supernovas por explosin termonuclear no dejen
rastro alguno.1 Masa solar es una unidad de medida utilizada en
astronoma y astrofsica para medir comparativamente la masa de las
estrellas y otros objetos astronmicos muy masivos. Se escoge el Sol
como referencia por ser la estrella ms cercana a la Tierra. Por
tanto, una unidad de masa solar es igual a la masa del Sol. Una
masa solar equivale a 333.000 veces la masa de la Tierra.
Supernova por Colapso Gravitacional del NcleoSi el ncleo de una
estrella masiva queda transformado en hierro, tras una ronda
mltiple de fusiones nucleares, ese ncleo no ser capaz de producir
la energa necesaria para sostener la estrella. Antes, la presin
interna producto de las reacciones termonucleares emita una
cantidad de energa tan alta que empujaba las capas de la estrella
hacia fuera, contrarrestando la carga de las capas superiores.
Cuando el hierro se acumula en el centro de la estrella y ste es
incapaz de producir reacciones termonucleares, el ncleo de la
estrella se apaga. Entonces el ncleo ferroso no puede detener el
aplastante peso de toda la estrella y es sometido a una presin
intolerable: sobreviene al colapso gravitacional, se producen todos
los elementos pesados hasta el bismuto y finalmente el ncleo hace
implosin.
Para poder comprender por qu se originan las supernovas debemos
analizar la vida de una estrella. Cuando una estrella est en fase
de secuencia principal en el ncleo se dan las reacciones nucleares
que transforman el hidrogeno en helio, esto genera una reaccin
exotrmica liberando energa, terminando esta fase donde se ha
consumido el hidrogeno del ncleo la evolucin de la estrella ser
mucho ms rpida.El helio, producto del hidrogeno, se va a
transformar en carbono y llegados a un punto este helio tambin va a
comenzar a disminuir ya que la gran parte del ncleo ahora ser
carbono. Es aqu donde inicia el proceso de pasar de superestrella a
supernova.Este proceso, de llegar a una supernova, comienza con la
contraccin del ncleo de carbn, en su mayora, de la estrella. La
fusin nuclear, que en este caso es el ciclo de fusin del carbono,
es la responsable de que existe cierta presin en el ncleo que va
hacia el exterior manteniendo en equilibrio a la estrella con la
atraccin gravitacional hacia el interior de la propia estrella.
Cuando ya queda poco helio para convertir en carbono, la fusin es
ms lenta, por lo que la presin hacia el exterior disminuye y no
puede soportar el peso que ejerce la propia estrella por lo que se
contrae. La temperatura de la estrella va en aumento y cuando llega
a el hierro del ncleo comienza fragmentarse en elementos ms
livianos, a esto se le llama fotodesintegracin. Esto genera un
ncleo de helio.La densidad y la temperatura llegan a un punto donde
son tan altas, que los electrones son absorbidos por los protones y
generan neutrones y neutrinos. Aqu es donde colapsa el ncleo,
algunos dicen que en un micro segundo otros que aproximadamente se
tarda el segundo eso varan segn las fuentes, llegando a tener una
densidad del ncleo de un tomo.Ahora en este punto tenemos un ncleo
de estrella muy denso y a temperaturas muy elevadas donde los tomos
de hierro se estn contrayendo de una manera muy rpida y agresiva a
una velocidad de 70, 000 km por segundo, tanto que el ncleo de la
estrella explote generando ondas de choque muy grandes y fuertes.Se
dice que esta explosin puede iluminar por meses, otros dicen que la
energa de esta supernova puede ser de , lo que sera 10, 0000
millones de soles en un mismo lugary producen remanentes de gas en
expansin que son visibles decenas de miles de aos despus de la
explosin. Tambin esto da origen a elementos como son el cobre,
platino u oro. Cuando todo esto termine la estrella puede
transformarse en un agujero negro o en una estrella de neutrones.La
estrella de neutrones es un objeto muy compacto y masivo, y ya que
tienen una gran masa y un radio pequeo su gravedad es inmensa.
Porque su tamao es ms pequeo de lo que era en sus orgenes, esta
estrella de neutrones gira ms rpido y genera un campo magntico ms
intenso lo que genera un faro de luz.Bsicamente las supernovas se
clasifican en 2 tipos:TIPO I(sin Hidrgeno)TIPO
II(conHidrgeno)Supernovas Tipo IAl hablar de las supernovas tipo I
tenemos que saber lo que son sistemas binarios. En astronoma al
decir sistema binario, hace referencia a dos objetos astronmicos
que estn muy cerca el uno del otro debido a su fuerza gravitatoria
que estn orbitando en un centro de masas en comn, generalmente son
estrellas, pero tambin puede ser un planeta y un satlite o dos
asteroides, dos estrellas de neutrones, una estrella y un planeta,
o una estrella y una estrella de neutrones, un ejemplo muy cercano
ser el sistema Plutn-Caronte.Para que se forme una supernova tipo I
es necesario que el sistema binario se componga con una estrella
enana blanca. El sistema binario pierde su momento angular sobre el
cual estn girando provocando que los dos objetos astronmicos estn
tan cercanos que materia del segundo objeto astronmico se
transfiera l rededor de la enana blanca y esta lo absorba.La masa
de la enana blanca aumenta por este material transferido, hasta
llegar al lmite de Chandrasekhar, de 1.4 masas solares, esto
implica que no puede haber equilibrio entre la degeneracin de los
electrones y la fuerza de aplastamiento gravitacional y la estrella
seguir colapsando y la fusin nuclear del carbono y el oxgeno en
nquel, origina la suficiente energa para explotar la estrella
Supernovas Tipo II
Las supernovas de tipo II son eventos de implosin-explosin de
una estrella masiva. Esto ocurre cuando en el ncleo los elementos
no pueden crear energa al fusionarse debido a que ya est compuesto
principalmente de hierro y un poco de nquel.Por lo tanto le es
imposible al ncleo mantener la presin de radiacin y sostenerse,
provocando que las capas del ncleo se precipiten hacia el centro de
la estrella
Al ocurrir este descenso brusco de la presin interna, el colapso
estelar se intensifica. A medida que el centro de la estrella se
comprime, los electrones se juntan de tal manera que se produce la
reaccin de neutronizacin, donde electrones ms protones producen
neutrones ms neutrinos. De esta manera, todos los protones
generados por la fotodesintegracin se transforman en ms
neutrones.Es en este momento en que se crea un ncleo saturado de
neutrones el cual se denominaneutronium(lo que ms tarde dar origen,
con suerte, a una estrella de neutrones). En este momento, un
chorro de neutrinos que dura aproximadamente 10 segundos sale al
espacio a intervalos regulares a medida que se produce la
neutronizacin y el vaciamiento de neutrinos.
Pero los neutrinos portan algo de energa de la reaccin y al ser
tantos drenan al salir enormes cantidades de dicha energa. Este
segundo evento es el determinante para acelerar el colapso, pues en
unos cuantos segundos, cuando se producen los neutrones, el chorro
de neutrinos se lleva en forma de energa la ltima esperanza de
apuntalar la estrella.
Esto baja tanto la presin interior que las capas adyacentes al
ncleo caen desordenadamente contra l. Este derrumbe se convierte en
una explosin cuando estas capas ms externas de material estelar se
encuentran con el frente de choque del flujo de neutrinos. Este
cascarn de neutrinos viajando en forma de onda de choque es
denominado neutrinosfera.
Parte de la energa portada por los neutrinos es transferida a
estas capas estelares en colapso lo que hace que en un tiempo muy
breve se catapulte esta materia nuevamente hacia el exterior de la
estrella. El fenmeno sera como golpear con un martillo contra un
pesado yunque. El martillo saldr despedido a gran velocidad en el
retroceso del golpe. Estas capas que rebotan lo hacen a velocidades
extremadamente altas, del orden de los 30 a 40 mil kilmetros por
segundo.
REMANENTES DE SUPERNOVA (RSN)
Los restos de la estrella que ha explotado llegan a forman una
nube expansiva de gas y polvo, y reciben el nombre de Remanente de
Supernova. En lo que fue el ncleo de la estrella masiva nos
encontramos con un objeto colapsado a una densidad increblemente
alta: una estrella de neutrones o un hoyo negro.Si la explosin de
la supernova es relativamente reciente (
