Cómo se clasifican las supernovas en cuanto a su origen?
Juan Carlos Consuegra(
Tue, 7 Jan 2003 12:49:36 -0500). Las supernovas se clasifican, según su evolución, en dos grandes tipos: Tipo I y Tipo II.Las de Tipo I son aquellas supernovas provenientes de la transferencia de masa y fusiones energéticas que tienen lugar en un sisterma binario de enana blanca + estrella gigante evolutiva. Este tipo de supernovas por lo general son más brillantes que las de Tipo II. Las supernovas de Tipo II son estrellas de gran masa, avejentadas por el paso de los miles y millones de años y culminan su vida, porque agotan su combustible. En ambos casos, las estrellas colapsan cuando sus elementos han pasado del hidrógeno y el helio al hierro, luego de experimentar transiciones de otros elelementos químicos, y "pelean" contra su propia fuerza de gravedad. Entonces hacen "boom" y desprenden grandes cantidades de energía que, a la postre, pueden llegar a formar nuevas estrellas o cuerpos celestes.
Supernova tipo 2: son en general, masivas estrellas individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy particular. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio, luego de unos miles de millones de años, el hidrogeno se agota, la estrella se contrae hasta alcanzar temperaturas muy altas y los átomos de helio se fusionan para dar paso a elementos mas pesados, este proceso también llega a su fin, luego empiezan ciclos de fusión nuclear cada vez mas cortos y estos producen elementos cada vez mas pesados, al final cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalemte. Las capas exteriores son emitidas como en una super explosión cósmica. Y obtenemos una supernova.
Victor Hernandez(Fri,
10 Jan 2003 14:14:33 -0500).
Supernova :Las
supernovas son vastas explosiones en las que estalla una estrella completa.
Se ven más comúnmente en galaxias distantes, Como 'nuevas' estrellas que
aparecen cerca de la galaxia de la que son miembros. Son extremadamente
brillantes, rivalizando, por unos pocos días, con la emisión de luz
combinada de todo el resto de las estrellas en la
galaxia. Dado que la mayoría de las supernovas ocurren
en muy distantes galaxias, son demasiado tenues, incluso para
los grandes telescopios, como para poder estudiarlas en gran detalle.
Ocasionalmente ocurren en galaxias cercanas, y entonces es posible un
estudio detallado en muchas diferentes bandas de ondas.
Las supernovas se clasifican en dos tipos diferentes por sus distintas historias
evolutivas. Las supernovas de Tipo I resultan de la transferencia de masa
dentro de un sistema binario que consiste de una
estrella enana blanca y una estrella gigante en
evolución. Las supernovas de Tipo II son, en general, masivas
estrellas individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy
espectacular.
Supernovas de Tipo I: Las supernovas del Tipo I son objetos aún más
brillantes que aquellos del Tipo II. Aún cuando el
mecanismo de la explosión es algo similar, la causa es muy
diferente. El origen de una supernova del
Tipo I es un antiguo, evolucionado sistema binario, en
el que al menos un componente es una estrella enana blanca. Las
enanas blancas son muy pequeñas y compactas estrellas que han colapsado
hasta un tamaño cercano a un décimo del tamaño del
Sol. Ellas representan la etapa evolutiva final de
todas las estrellas de poca masa. Los electrones en una enana
blanca están sujetos a restricciones de la
mecánica cuántica (la materia se llama degenerada), y
este estado sólo puede ser mantenido para masas estelares
menores que cerca de 1,4 veces la del Sol. El par de estrellas pierde
momento angular, hasta que están tan cercanas que la
materia de la estrella compañera es transferida a un grueso disco alrededor de
la enana blanca, y es gradualmente incorporada por la enana blanca. La
masa transferida desde la estrella gigante, aumenta la
masa de la enana blanca hasta un valor
significativamente mayor que el valor crítico, y como consecuencia de
ello, toda la estrella colapsa, y la 'combustión' nuclear del carbón y el
oxígeno en níquel, produce suficiente energía como para volar la estrella
en pedazos. La energía liberada subsecuentemente es,
como en el caso del Tipo II,
proveniente de la descomposición radioactiva del níquel, a través del cobalto,
en hierro.
Supernovas de Tipo II: La estructura de todas
las estrellas está determinada por la batalla entre la
gravedad y la presión de radiación resultante de la generación interna de
energía. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la
generación de energía en su centro proviene de la
conversión de hidrógeno en helio. Para estrellas con
masas de cerca de 10 veces la del Sol, esto continúa durante cerca
de diez millones de años. Luego de Este tiempo, todo
el hidrógeno en el centro de tal estrella se agota, y
el 'quemado' de hidrógeno sólo puede continuar en una capa alrededor del núcleo
de helio. El núcleo se contrae bajo la gravedad, hasta que su temperatura
es lo suficientemente alta como para que pueda ocurrir
el 'quemado' del helio en carbono y oxígeno. La fase
de 'quemado' del helio dura cerca de un millón de años,
pero eventualmente el helio en el centro de la estrella se agota, y
continúa, como el hidrógeno, 'quemándose' en una capa. El núcleo de nuevo
se contrae, hasta que está
suficientemente caliente como para la conversión de
carbono en neón, sodio y magnesio. Esto dura por cerca de unos 10 mil años.
Este patrón de agotamiento del núcleo,
contracción, y 'quemado' de capas, se repite mientras
el neón es convertido en oxígeno y magnesio (durante unos 12
años), el oxígeno se convierte en silicio y azufre (cerca de 4 años), y
finalmente el silicio se convierte en hierro, en cerca de una semana.
No puede obtenerse más energía por fusión una vez que el núcleo ha
llegado al hierro, así que no hay presión de radiación
para balancear la fuerza de la gravedad. El colapso
ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4 masas Solares.
La compresión gravitacional calienta el núcleo hasta un punto en el que
decae endotérmicamente en neutrones. El núcleo colapsa
desde la mitad del diámetro de la Tierra hasta cerca
de 100 Km en unas pocas décimas de segundo, y en cerca de
un segundo se convierte en una estrella de neutrones de 10 Km de diámetro.
Esto libera una enorme cantidad de energía potencial,
principalmente en forma de neutrinos, que transportan
cerca del 99% de la energía. Se produce una onda
de choque que pasa, en dos horas, a través de las capas
externas de la estrella, causando que ocurran reacciones de fusión. Estas
forman los elementos pesados. En particular el silicio
y el azufre, formados poco antes del colapso, se
combinan para producir níquel y cobalto radioactivos, que son
responsables por la forma de la curva de la luz luego de las primeras dos
semanas. Cuando la onda de choque llega a
la superficie de la estrella, la temperatura alcanza
los 200.000 grados, y la estrella explota a cerca de 15.000 Km/seg. Esta
envoltura en rápida expansión se ve como la veloz elevación inicial del
brillo. Es más bien como una enorme bola de fuego que
se expande rápidamente y se adelgaza, permitiendo ver
la radiación de más adentro, cerca del centro de la
estrella original. Subsecuentemente, la mayor parte de la luz proviene de la
energía liberada por la descomposición radioactiva del cobalto y el
níquel producidos durante la explosión.