MOSCÚ, 13 de febrero - RIA Novosti. Los científicos lograron por primera vez ver una explosión de supernova en las primeras horas después de su nacimiento y seguir cómo la onda de choque “acelera” los electrones en los restos de una estrella expulsada, según un artículo publicado en la revista Nature Physics.

"Las supernovas brillan con tanta intensidad que se pueden ver desde el otro lado del universo, pero por lo general tienen tiempo de destruir algunas de sus propias emisiones en el momento en que las notamos. Por lo tanto, estas observaciones son tan valiosas: vimos por primera vez las capa gaseosa que rodea una estrella moribunda", — comentó sobre la investigación Norbert Langer (Norbert Langer) de la Universidad de Bonn (Alemania).

El último destello de una estrella.

Las supernovas se encienden como resultado del colapso gravitatorio de estrellas masivas, cuando el núcleo pesado de la estrella se contrae y crea una onda de rarefacción que expulsa la materia ligera de las capas exteriores de la estrella al espacio exterior. Como resultado, se forma una nebulosa gaseosa luminosa, que continúa expandiéndose durante algún tiempo después de la explosión. Las supernovas del primer tipo se forman como resultado de la explosión de un sistema binario de una enana blanca y una estrella más masiva, y los brotes más comunes del segundo tipo son el resultado de la explosión de estrellas gigantes.

Científicos: "Supernova Nobel" arrojó una estrella fuera de la GalaxiaComo creen los científicos hoy en día, la mayoría de las estrellas de hipervelocidad nacen como resultado de la interacción con un agujero negro, y creen que el estudio de las órbitas de las estrellas de hipervelocidad permitirá juzgar las propiedades de los agujeros negros e incluso de la materia oscura.

En los últimos años, los científicos registraron cientos de nuevas supernovas y estudiaron activamente sus brotes, lo que nos ayudó a aprender mucho sobre cómo nacen los elementos más pesados ​​que el hierro, cómo pudo haber surgido el sistema solar y qué papel juegan las supernovas en la evolución de las galaxias. y el nacimiento de estrellas en ellos. Sin embargo, los principales secretos de las supernovas siguen siendo un misterio para los astrónomos, ya que suelen encontrarse pocos días después de producirse el estallido, y cuando la onda de choque que se propaga desde el centro de la supernova por toda su nebulosa ya ha tenido tiempo de destruir parte de ella. las capas exteriores de la estrella muerta.

Ofer Yaron, del Instituto de Ciencias Weizmann en Rehovot, Israel, ha dado el primer paso para desentrañar estos misterios al obtener fotografías y los primeros datos espectrales de la supernova iPTF 13dqy, que explotó en la constelación de Pegaso en la galaxia NGC 7610 solo tres horas después. su nacimiento Se encuentra relativamente cerca de la Vía Láctea, a solo 160 millones de años luz de distancia, lo que permitió a los científicos estudiar este destello en detalle utilizando el telescopio Swift y el Observatorio Palomar con base en tierra.

iPTF 13dqy en sí es una supernova de tipo 2 que explotó en el cielo nocturno el 6 de octubre de 2013. Debido al hecho de que se descubrió rápidamente, los científicos pudieron examinar los proyectiles de gas arrojados por su progenitor en los últimos millones de años de vida antes de la muerte.

Los científicos esperan una explosión de supernova en la Vía Láctea en los próximos 50 añosLos astrónomos planean captar el momento adecuado con la ayuda de un detector de neutrinos. Una supernova los emite desde el comienzo mismo de la explosión, pero al mismo tiempo puede parpadear en luz infrarroja o visible solo después de unos minutos, horas o días.

bombilla de supernova

Estas conchas, como dicen los científicos, son la fuente de los destellos más poderosos generados por una supernova. El gas en ellos choca con una onda de choque que emana de las entrañas de una estrella moribunda y se calienta a temperaturas muy altas, como resultado de lo cual los electrones "escapan" de los átomos y generan poderosos rayos ultravioleta y otros tipos de ondas electromagnéticas. La fuerza, la duración y otras características de esta radiación dependen de la estructura de las capas de la antigua estrella, gracias a lo cual Yaron y sus colegas pudieron "ver" su estructura al observar las fluctuaciones en el brillo de las líneas individuales en el espectro de iPTF 13dqy en las primeras horas de su existencia.

© Ofer Yaron

Estas observaciones mostraron que el diámetro de esta bola de gas y polvo es bastante grande: unos 20 minutos luz, o unos 360 millones de kilómetros. Esta distancia corresponde aproximadamente a la misma distancia a la que se encuentra el cinturón principal de asteroides entre Júpiter y Marte en relación con el Sol. Todos los rastros de esta estructura deberían haber desaparecido aproximadamente 10 días después de la explosión de la estrella y la onda de choque alcanzando los rincones más lejanos de su "capullo" de gas y polvo.

La existencia de esta estructura de gas y polvo indica que en el último año de su vida, la estrella moribunda expulsó volúmenes récord de gas y polvo al espacio circundante, perdiendo alrededor del 0,1% de la masa del Sol durante este tiempo. Esto era posible, según los científicos, solo si el interior de la estrella era extremadamente inestable en los últimos días de su vida.

La presencia de tal relación entre las emisiones y los procesos dentro de una estrella que conducen a su explosión puede ayudar a los astrofísicos a predecir con mayor precisión cómo explotan las supernovas y qué tan rápido explotará el candidato más cercano a la Tierra: la supergigante roja Betelgeuse en la constelación de Orión, que es sólo 640 años luz. Como esperan los investigadores, el descubrimiento de otras supernovas tempranas aclarará este problema.

Astrofísicos de Europa y América del Norte han podido seguir por primera vez la evolución de una antigua supergigante roja solo tres horas después de que explotara como una supernova de Tipo II. Una llamarada en la cercana galaxia de la Vía Láctea NGC 7610, registrada en la Tierra hace más de tres años, ha atraído la atención de muchos científicos. habla sobre un estudio sobre este evento, que fue publicado en la revista Nature Physics.

Hoy en día, los científicos tienen una comprensión relativamente buena de los procesos que preceden a la destrucción de las estrellas pesadas (agotamiento del combustible termonuclear o colapso gravitacional) y su futuro destino. Las luminarias, que son varias veces más pesadas que el Sol y decenas de miles de veces más brillantes, se convierten en supergigantes rojas y pierden alrededor del diez por ciento de su masa a medida que evolucionan. La explosión hace que estos objetos sean extremadamente brillantes, por lo que pueden observarse incluso en las galaxias más distantes.

Mientras tanto, la observación en tiempo real de las explosiones de supernovas, debido a su rareza estadística, ha permanecido hasta ahora inaccesible para los astrónomos. Por ejemplo, las estimaciones disponibles indican que una supernova en la Vía Láctea explota en promedio menos de una vez al año. En un nuevo estudio, los científicos pudieron rastrear un objeto en la galaxia NGC 7610, cuyas características espectrales obtenidas en los últimos años indicaban su extrema inestabilidad (pérdida rápida de masa) y, como resultado, una alta probabilidad de su explosión como supernova.

La galaxia espiral barrada NGC 7610 se encuentra en la constelación de Pegaso a una distancia de 50,95 megaparsecs de la Tierra. El objeto iPTF 13dqy (también conocido como SN 2013fs) que explotó en él es una supernova ordinaria de tipo II (las líneas de hidrógeno están presentes en su espectro). Se observó por primera vez en tiempo real el 6 de octubre de 2013 utilizando el sistema automatizado iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), nuevamente después de 50 minutos. La tercera vez que SN 2013fs se observó un día después utilizando el instrumento científico WiFeS (WideField Spectrograph) del telescopio de la Universidad Nacional de Australia.

Imagen: Naturaleza Física

Después de eso, la atención de los científicos hacia el objeto iPTF 13dqy aumentó considerablemente. SN 2013fs comenzó a observarse en casi todo el rango de longitud de onda electromagnética: rayos X, ultravioleta, óptico e infrarrojo. Los especialistas recibieron los siguientes datos, que encajan perfectamente con las ideas existentes sobre la evolución de una supergigante roja, una supernova destruida durante la explosión.

La destrucción del núcleo de una supergigante roja inicia la formación de una onda de choque supersónica. Cuando alcanza la superficie de una estrella, el objeto comienza a brillar intensamente en la parte visible de la radiación; lo que sucede es lo que se suele llamar una explosión de supernova. Al mismo tiempo, el renacimiento de la luminaria va acompañado de una intensa radiación ultravioleta. La duración y la fuerza del estallido dependen de la estructura de la envoltura de la estrella progenitora y de la velocidad a la que pierde masa.

La radiación ultravioleta provoca la fotoionización de los átomos en la nube de gas que rodea a la supernova. Cuando el gas se vuelve lo suficientemente denso, ocurre una recombinación rápida (el proceso inverso de ionización: la captura de electrones por iones) y los átomos resultantes generan líneas de emisión características. El marco de tiempo de este proceso permitió a los científicos determinar los límites a los que se extendió la materia después de la explosión de supernova iPTF 13dqy, unas 20 horas luz.

Mientras tanto, los procesos que tuvieron lugar en la atmósfera de una supergigante roja antes de su explosión no pueden ser descritos con precisión por los científicos. En este caso, el factor determinante es la tasa de pérdida de materia por parte de la estrella, de hecho, la tasa de su separación de la estrella. Si este último es de 50 kilómetros por segundo, la estrella comenzó a perder masa de forma intensiva hace unos diez años. Si este valor es diez veces menor, unos cinco kilómetros por segundo, entonces la inflación de la estrella continuó durante cientos de años. Además, siguiendo el ejemplo de la supergigante roja Betelgeuse, que probablemente se esté preparando para una explosión como supernova, la envoltura gaseosa de una estrella renacida generalmente puede estar en modo estacionario.

El objetivo por el que se esfuerzan ahora los científicos es observar una estrella en el momento de su renacimiento, y no solo unas pocas horas después de su explosión como supernova. La observación realizada ayuda a acercarse a esto, al menos le permite seleccionar los escenarios más populares para una explosión estelar. Puede parecer que, de hecho, esta no es la primera vez que los científicos observan una explosión de supernova. Desde cierto punto de vista, esto es así, pero no del todo.

Por primera vez, se observó una explosión de supernova unas horas más tarde en 2008. Luego, en la galaxia NGC 2770, se registró un intenso destello de radiación ultravioleta, que duró varias horas. Lo más probable es que estuviera asociado, como en iPTF 13dqy, con la formación de una onda de choque por parte de la estrella progenitora. Posteriormente, se observó el evento SNLS-04D2dc en el rango óptico. Mientras tanto, no se ha llevado a cabo un análisis espectral sistemático de este evento. Las razones de esto radican en la naturaleza misma del descubrimiento: fue accidental y los científicos no se prepararon para ello.

Los eventos iPTF 13dqy y SNLS-04D2dc, es decir, explosiones de supernova de tipo II, ocurrieron con estrellas individuales. Otro escenario es la explosión de una enana blanca. Ocurre como una explosión de supernova tipo I, y la razón de ello es la presencia de un segundo satélite luminario. La materia de este último cae sobre una enana blanca, lo que lleva a que su masa supere el límite de Chandrasekhar, es decir, al colapso gravitacional. Tal evento ocurrió en 2009, cuando fue posible observar directamente la explosión de una supernova y confirmar la teoría que describe la transferencia de masa entre compañeros en el sistema binario V1213 Cen.

La eyección del caparazón por parte de la enana blanca comenzó seis días después de la última caída de su luminosidad. Los científicos creen que en cientos de años se repetirá la explosión, acompañada de un aumento a corto plazo de tres órdenes de magnitud en el brillo de la estrella. Las propiedades del sistema binario en este caso dependen de la tasa de transferencia de masa: qué tan rápido la materia de un pequeño compañero llega a la enana blanca. Los datos disponibles indican una baja tasa de transferencia de masa entre estrellas en el sistema binario V1213 Cen. Los objetos fueron seguidos durante mucho tiempo: desde 2003, en el marco del proyecto OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), se registraron cambios periódicos en la luminosidad de la estrella V1213 Cen, que terminó en una explosión de supernova solo seis años después.

“Por qué y cómo las estrellas masivas explotan como supernovas es una de las preguntas abiertas en astrofísica”, señalan los autores en la publicación. - Las estrellas masivas convierten los elementos ligeros en elementos más pesados. En los últimos años de su existencia (un corto período de tiempo, que dura para algunas luminarias de uno a diez millones de años), estas estrellas queman combustible pesado, productos de la fusión de hidrógeno y helio hasta que el núcleo de hierro crece y colapsa. Aunque los astrónomos tienen claros los mecanismos subyacentes que conducen a las explosiones de supernova, los elementos detallados de la imagen aún no están claros.

supernova

supernovas- estrellas que terminan su evolución en un catastrófico proceso explosivo.

El término "supernovas" se usó para describir estrellas que brillaron mucho (en órdenes de magnitud) más fuertes que las llamadas "nuevas estrellas". De hecho, ni uno ni otro son físicamente nuevos, las estrellas ya existentes siempre resplandecen. Pero en varios casos históricos, aquellas estrellas que antes eran casi o completamente invisibles en el cielo se encendieron, lo que creó el efecto de la aparición de una nueva estrella. El tipo de supernova está determinado por la presencia de líneas de hidrógeno en el espectro de la llamarada. Si lo es, entonces una supernova de tipo II, si no, entonces una supernova de tipo I.

Física de las supernovas

Supernovas tipo II

De acuerdo con los conceptos modernos, la fusión termonuclear eventualmente conduce al enriquecimiento de la composición de las regiones internas de la estrella con elementos pesados. En el proceso de fusión termonuclear y la formación de elementos pesados, la estrella se contrae y la temperatura en su centro aumenta. (El efecto de la capacidad calorífica negativa de la materia no degenerada gravitante). Si la masa del núcleo de la estrella es lo suficientemente grande (de 1,2 a 1,5 masas solares), entonces el proceso de fusión termonuclear llega a su conclusión lógica con la formación de núcleos de hierro y níquel. Un núcleo de hierro comienza a formarse dentro de la capa de silicio. Tal núcleo crece en un día y colapsa en menos de 1 segundo una vez que alcanza el límite de Chandrasekhar. Para el núcleo, este límite es de 1,2 a 1,5 masas solares. La materia cae dentro de la estrella y la repulsión de los electrones no puede detener la caída. El núcleo central se contrae cada vez más, y en algún momento, debido a la presión, comienzan a tener lugar reacciones de neutronización: los protones comienzan a absorber electrones y se convierten en neutrones. Esto provoca una rápida pérdida de energía arrastrada por los neutrinos resultantes (el llamado enfriamiento de neutrinos). La sustancia continúa acelerándose, cayendo y encogiéndose hasta que la repulsión entre los nucleones del núcleo atómico (protones, neutrones) comienza a afectar. Estrictamente hablando, la compresión se produce incluso más allá de este límite: la materia que cae por inercia supera el punto de equilibrio debido a la elasticidad de los nucleones en un 50% ("compresión máxima"). El proceso de colapso del núcleo central es tan rápido que se forma una onda de rarefacción a su alrededor. Luego, siguiendo al núcleo, el caparazón también se precipita hacia el centro de la estrella. Después de eso, la "pelota de goma comprimida retrocede" y la onda de choque entra en las capas exteriores de la estrella a una velocidad de 30.000 a 50.000 km/s. Las partes exteriores de la estrella se dispersan en todas las direcciones y una estrella de neutrones compacta o un agujero negro permanece en el centro de la región explotada. Este fenómeno se denomina explosión de supernova de tipo II. Estas explosiones son diferentes en potencia y otros parámetros, porque. Explosión de estrellas de diferentes masas y diferente composición química. Hay pruebas de que en una explosión de supernova de tipo II se libera mucha más energía que en una explosión de tipo I, porque. una parte proporcional de la energía es absorbida por el caparazón, pero esto puede no ser siempre el caso.

Hay una serie de ambigüedades en el escenario descrito. En el curso de las observaciones astronómicas, se descubrió que las estrellas masivas realmente explotan, lo que da como resultado la formación de nebulosas en expansión, y en el centro hay una estrella de neutrones que gira rápidamente y emite pulsos regulares de ondas de radio (un púlsar). Pero la teoría muestra que la onda de choque saliente debería dividir los átomos en nucleones (protones, neutrones). Se debe gastar energía en esto, como resultado de lo cual la onda de choque debe apagarse. Pero, por alguna razón, esto no sucede: en unos segundos, la onda de choque llega a la superficie del núcleo, luego, a la superficie de la estrella y se lleva la materia. Se están considerando varias hipótesis para diferentes masas, pero no parecen convincentes. Quizás, en el estado de "apretón máximo" o en el curso de la interacción de la onda de choque con la sustancia que continúa cayendo, entran en vigor algunas leyes físicas fundamentalmente nuevas y desconocidas. Además, durante la explosión de una supernova con la formación de un agujero negro, surgen las siguientes preguntas: por qué la materia después de la explosión no es absorbida por completo por el agujero negro; ¿Hay una onda de choque saliente y por qué no se ralentiza y hay algo similar a la "expresión máxima"?

Supernovas de tipo Ia

El mecanismo de los estallidos de supernovas de tipo Ia (SN Ia) parece algo diferente. Esta es la llamada supernova termonuclear, cuyo mecanismo de explosión se basa en el proceso de fusión termonuclear en el núcleo denso de carbono y oxígeno de una estrella. Los precursores de SN Ia son enanas blancas con masas cercanas al límite de Chandrasekhar. En general, se acepta que tales estrellas pueden formarse cuando la materia fluye desde el segundo componente de un sistema estelar binario. Esto sucede si la segunda estrella del sistema va más allá de su lóbulo de Roche o pertenece a la clase de estrellas con viento estelar superintenso. A medida que aumenta la masa de una enana blanca, su densidad y temperatura aumentan gradualmente. Finalmente, cuando la temperatura alcanza alrededor de 3x10 8 K, surgen las condiciones para la ignición termonuclear de la mezcla de carbono y oxígeno. Desde el centro hacia las capas exteriores, el frente de combustión comienza a extenderse, dejando atrás productos de combustión: los núcleos del grupo de hierro. La propagación del frente de combustión ocurre en régimen de deflagración lenta y es inestable a diversos tipos de perturbaciones. De mayor importancia es la inestabilidad de Rayleigh-Taylor, que surge debido a la acción de la fuerza de Arquímedes sobre productos de combustión ligeros y menos densos, en comparación con una capa densa de carbono y oxígeno. Comienzan procesos convectivos intensivos a gran escala, que conducen a una intensificación aún mayor de las reacciones termonucleares y la liberación de energía de supernova (~ 10 51 erg) necesaria para la eyección de la capa. La velocidad del frente de combustión aumenta, es posible la turbulencia de la llama y la formación de una onda de choque en las capas exteriores de la estrella.

Otros tipos de supernovas

También existen SN Ib e Ic cuyos precursores son estrellas masivas en sistemas binarios, en contraste con SN II cuyos precursores son estrellas individuales.

teoría de la supernova

Todavía no existe una teoría completa de las supernovas. Todos los modelos propuestos están simplificados y tienen parámetros libres que deben ajustarse para obtener el patrón de explosión requerido. En la actualidad, es imposible tener en cuenta todos los procesos físicos que ocurren en las estrellas y que son importantes para el desarrollo de un destello en modelos numéricos. Tampoco existe una teoría completa de la evolución estelar.

Tenga en cuenta que el precursor de la conocida supernova de tipo 2 SN 1987A es una supergigante azul y no una supergigante roja, como se suponía antes de 1987 en los modelos SN II. También es probable que no haya ningún objeto compacto como una estrella de neutrones o un agujero negro en sus restos, como se puede ver en las observaciones.

El lugar de las supernovas en el universo.

Según numerosos estudios, después del nacimiento del Universo, solo se llenó de sustancias ligeras: hidrógeno y helio. Todos los demás elementos químicos podrían formarse solo en el proceso de quemar estrellas. Esto significa que nuestro planeta (y tú y yo) consiste en materia formada en las profundidades de estrellas prehistóricas y expulsada en algún momento en explosiones de supernovas.

Según los científicos, cada supernova de tipo II produce un isótopo activo de aluminio (26Al) de aproximadamente 0,0001 masas solares. La desintegración de este isótopo crea una radiación dura, que se ha observado durante mucho tiempo, y se calcula a partir de su intensidad que la abundancia de este isótopo en la Galaxia es inferior a tres masas solares. Esto significa que las supernovas de tipo II deberían explotar en la Galaxia en promedio dos veces por siglo, lo que no se observa. Probablemente, en los últimos siglos, muchas de esas explosiones no se notaron (ocurrieron detrás de nubes de polvo cósmico). Por lo tanto, la mayoría de las supernovas se observan en otras galaxias. Los estudios de cielo profundo en cámaras automáticas conectadas a telescopios ahora permiten a los astrónomos descubrir más de 300 destellos por año. En cualquier caso, ya es hora de que explote una supernova...

Según una de las hipótesis de los científicos, una nube cósmica de polvo, que apareció como resultado de una explosión de supernova, ¡puede permanecer en el espacio durante unos dos o tres mil millones de años!

observaciones de supernovas

Para designar las supernovas, los astrónomos utilizan el siguiente sistema: en primer lugar, se escriben las letras SN (del latín S arriba norte ova), luego el año del descubrimiento, y luego en letras latinas, el número de serie de la supernova en el año. Por ejemplo, SN 1997cj denota una supernova descubierta 26 * 3 ( C) + 10 (j) = 88º consecutivo en 1997.

Las supernovas más famosas

• Supernova SN 1604 (Supernova de Kepler)
• Supernova G1.9+0.3 (La más joven de nuestra Galaxia)

Supernovas históricas en nuestra Galaxia (observadas)

supernova	Fecha del brote	Constelación	máx. brillar	Distancia (St. año)	tipo de destello	Duración de la visibilidad	Recordatorio	notas
SN 185	, 7 de diciembre	centauro	-8	3000	¿I a?	8 - 20 meses	G315.4-2.3 (RCW 86)	Crónicas chinas: observado cerca de Alpha Centauri.
número de serie 369		desconocido	desconocido	desconocido	desconocido	5 meses	desconocido	Crónicas chinas: la situación es muy poco conocida. Si estaba cerca del ecuador galáctico, es muy probable que fuera una supernova; si no, lo más probable es que fuera una nova lenta.
número de serie 386		Sagitario	+1.5	16,000	yo?	2-4 meses
número de serie 393		Escorpión	0	34000	desconocido	8 meses	varios candidatos	crónicas chinas
número de serie 1006	, 1 de mayo	Lobo	-7,5	7200	I a	18 meses	S/N 1006	monjes suizos, científicos árabes y astrónomos chinos.
número de serie 1054	, 4 de julio	Tauro	-6	6300	Yo	21 meses	nebulosa del Cangrejo	en el Cercano y Lejano Oriente (no aparece en los textos europeos, salvo vagas alusiones en las crónicas monásticas irlandesas).
número de serie 1181	, agosto	Casiopea	-1	8500	desconocido	6 meses	Posiblemente 3C58 (G130.7+3.1)	las obras del profesor de la Universidad de París Alexander Neckem, textos en chino y japonés.
número de serie 1572	, 6 de noviembre	Casiopea	-4	7500	I a	16 meses	Remanente de supernova Tycho	Este evento está registrado en muchas fuentes europeas, incluidos los registros del joven Tycho Brahe. Es cierto que notó la estrella fulgurante solo el 11 de noviembre, pero la siguió durante todo un año y medio y escribió el libro "De Nova Stella" ("Sobre una nueva estrella"), el primer trabajo astronómico sobre este tema.
número de serie 1604	, 9 de octubre	ofiuco	-2.5	20000	I a	18 meses	Remanente de supernova de Kepler	A partir del 17 de octubre comenzó a estudiarlo Johannes Kepler, quien expuso sus observaciones en un libro aparte.
NS 1680	, 16 de agosto	Casiopea	+6	10000	IIb	desconocido (menos de una semana)	Remanente de supernova Cassiopeia A	notado por Flamsteed, catalogó la estrella como 3 Cas.

ver también

Enlaces

• Pskovskiy Yu. P. Nuevas y supernovas- un libro sobre estrellas nuevas y supernovas.
• Tsvetkov D. Yu. Estrellas supernovas- una descripción moderna de las supernovas.
• alexey levin bombas espaciales- artículo en la revista "Popular Mechanics"
• Lista de todas las supernovas observadas - Lista de supernovas, IAU
• Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio - Supernovas

notas

Fundación Wikimedia. 2010 .

Sinónimos:

Vea qué es "Supernova" en otros diccionarios:

Exist., Número de sinónimos: 1 estrella (503) Diccionario de sinónimos ASIS. VN Trishin. 2013... Diccionario de sinónimos

Una explosión de supernova es un fenómeno verdaderamente cósmico. De hecho, esta es una explosión de poder colosal, como resultado de lo cual la estrella deja de existir o pasa a una forma cualitativamente nueva, en forma de estrella de neutrones o agujero negro. En este caso, las capas exteriores de la estrella son expulsadas al espacio. Al dispersarse a gran velocidad, dan lugar a hermosas nebulosas resplandecientes.

La nebulosa del Cangrejo ganó notoriedad en 1758 cuando los astrónomos esperaban el regreso del cometa Halley. Charles Messier, el famoso "cazador de cometas" de la época, buscaba un invitado con cola entre los cuernos de Tauro, donde estaba predicho. Pero en cambio, el astrónomo descubrió una nebulosa alargada, lo que lo confundió tanto que la confundió con un cometa. En el futuro, para evitar confusiones, Messier decidió catalogar todos los objetos nebulosos del cielo. La Nebulosa del Cangrejo es el número de catálogo 1. Esta imagen de la Nebulosa del Cangrejo fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble. Muestra muchos detalles: fibras de gas, nudos, condensaciones. Hoy, la nebulosa se está expandiendo a una velocidad de unos 1.500 km/s, y el cambio en su tamaño es visible en fotografías tomadas con solo unos pocos años de diferencia. Las dimensiones totales de la Nebulosa del Cangrejo superan los 5 años luz.

La Nebulosa del Cangrejo (o M1 según el catálogo de C. Messier) es uno de los objetos espaciales más famosos. El punto aquí no es su brillo o belleza especial, sino el papel que ha jugado la Nebulosa del Cangrejo en la historia de la ciencia. La nebulosa es el remanente de una explosión de supernova que ocurrió en 1054. Las menciones de la aparición de una estrella muy brillante en este lugar se han conservado en las crónicas chinas. M1 está en la constelación de Tauro, junto a la estrella ζ; en noches oscuras y transparentes se puede ver con binoculares.


El famoso objeto Cassiopeia A, la fuente más brillante de emisión de radio en el cielo. Este es el remanente de una supernova que estalló alrededor de 1667 en la constelación de Casiopea. Extraño, pero no encontramos ninguna mención de una estrella brillante en los anales de la segunda mitad del siglo XVII. Probablemente, en el rango óptico, su radiación fue muy atenuada por el polvo interestelar. Como resultado de la última supernova observada en nuestra galaxia, todavía hay una supernova Kepler.


Nebulosa del cangrejo en óptica, térmica y rayos X. En el centro de la nebulosa hay un púlsar, una estrella de neutrones superdensa que emite ondas de radio y genera rayos X en la materia que lo rodea (los rayos X se muestran en azul). Las observaciones de la Nebulosa del Cangrejo en varias longitudes de onda han brindado a los astrónomos información fundamental sobre estrellas de neutrones, púlsares y supernovas. Esta imagen es una combinación de tres imágenes tomadas por los telescopios espaciales Chandra, Hubble y Spitzer.


El remanente de la supernova de Tycho. En 1572 estalló una supernova en la constelación de Casiopea. La estrella brillante fue observada por el danés Tycho Brahe, el mejor astrónomo-observador de la era pretelescópica. El libro escrito por Brahe a raíz de este evento tuvo una gran importancia ideológica, porque en ese momento se creía que las estrellas no habían cambiado. Ya en nuestro tiempo, los astrónomos han estado buscando esta nebulosa con telescopios durante mucho tiempo, y en 1952 descubrieron su emisión de radio. La primera fotografía en óptica se tomó solo en la década de 1960.


Remanente de supernova en la constelación Sails. La mayoría de las supernovas de nuestra Galaxia aparecen en el plano de la Vía Láctea, ya que es aquí donde nacen y pasan sus cortas vidas las estrellas masivas. Los restos fibrosos de la supernova son difíciles de ver en esta imagen debido a la abundancia de estrellas y nebulosas rojas de hidrógeno, pero la capa esférica en expansión aún puede identificarse por su brillo verdoso. Una supernova en Sails estalló hace unos 11-12 mil años. Durante el estallido, la estrella expulsó una enorme masa de materia al espacio, pero no colapsó por completo: en su lugar había un púlsar, una estrella de neutrones que emitía ondas de radio.


La Nebulosa del Lápiz (NGC 2736), parte de un caparazón de supernova en la constelación de Vela. De hecho, la nebulosa es una onda de choque que se propaga en el espacio a una velocidad de medio millón de kilómetros por hora (en la imagen vuela de abajo hacia arriba). Hace varios miles de años, esta velocidad era aún mayor, pero la presión del gas interestelar circundante, por insignificante que fuera, ralentizaba la capa en expansión de la supernova.


Primer plano de NGC 6962 o Velo Oriental. Otro nombre para este objeto es Nebulosa de la Red.


La nebulosa Simeiz 147 (también conocida como Sh 2-240) es un enorme remanente de una explosión de supernova, ubicada en el borde de las constelaciones Tauro y Auriga. La nebulosa fue descubierta en 1952 por los astrónomos soviéticos G. A. Shain y V. E. Gaze en el observatorio Simeiz en Crimea. La explosión ocurrió hace unos 40.000 años, tiempo durante el cual el material en expansión ocupó un área del cielo ¡36 veces el área de la luna llena! Las dimensiones reales de la nebulosa son unos impresionantes 160 años luz, y la distancia a ella se estima en 3000 años luz. años. Una característica distintiva del objeto son los filamentos de gas largos y curvos, que dieron a la nebulosa el nombre de Spaghetti.


La nebulosa Medusa, otro remanente de supernova bien conocido, se encuentra en la constelación de Géminis. La distancia a esta nebulosa es poco conocida y probablemente sea de unos 5.000 años luz. La fecha de la explosión también se conoce muy aproximadamente: hace 3 - 30 mil años. La estrella brillante de la derecha es una variable interesante, eta Gemini, que se puede observar (y estudiar los cambios en su brillo) a simple vista.


La última de las explosiones de supernova observadas a simple vista ocurrió en 1987 en una galaxia cercana, la Gran Nube de Magallanes. El brillo de la supernova 1987A alcanzó 3 magnitudes, lo cual es bastante si se tiene en cuenta la colosal distancia que la separa (unos 160.000 años luz); El progenitor de la supernova fue una estrella hipergigante azul. Después de la explosión, en el lugar de la estrella quedaron una nebulosa en expansión y misteriosos anillos en forma de número 8. Los científicos sugieren que la razón de su aparición puede ser la interacción del viento estelar de la estrella precursora con el gas expulsado durante la explosión. explosión

¿Qué sabes sobre las supernovas? Seguramente dirás que una supernova es una explosión grandiosa de una estrella, en cuyo lugar permanece una estrella de neutrones o un agujero negro.

Sin embargo, de hecho, no todas las supernovas son la etapa final en la vida de las estrellas masivas. La clasificación moderna de las explosiones de supernova, además de las explosiones de supergigantes, también incluye algunos otros fenómenos.

Nuevo y supernova

El término "supernova" migró del término "nueva estrella". "Nuevas" llamaron a las estrellas que aparecieron en el cielo casi desde cero, después de lo cual se desvanecieron gradualmente. Los primeros "nuevos" se conocen a partir de las crónicas chinas que datan del segundo milenio antes de Cristo. Curiosamente, a menudo se encontraron supernovas entre estas novas. Por ejemplo, fue Tycho Brahe quien observó la supernova en 1571, quien luego acuñó el término "nueva estrella". Ahora sabemos que en ambos casos no estamos hablando del nacimiento de nuevas luminarias en el sentido literal.

Las nuevas y supernovas indican un fuerte aumento en el brillo de una estrella o grupo de estrellas. Por regla general, antes la gente no tenía la oportunidad de observar las estrellas que generaban estos brotes. Estos eran objetos demasiado débiles para el ojo desnudo o el instrumento astronómico de esos años. Ya se observaron en el momento del destello, que naturalmente se asemejaba al nacimiento de una nueva estrella.

A pesar de la similitud de estos fenómenos, hoy existe una marcada diferencia en sus definiciones. La luminosidad máxima de las supernovas es miles y cientos de miles de veces mayor que la luminosidad máxima de las nuevas estrellas. Esta discrepancia se explica por la diferencia fundamental en la naturaleza de estos fenómenos.

El nacimiento de nuevas estrellas.

Las nuevas erupciones son explosiones termonucleares que ocurren en algunos sistemas estelares cercanos. Dichos sistemas también consisten en una estrella compañera más grande (estrella de secuencia principal, subgigante o ). La poderosa gravedad de la enana blanca extrae materia de la estrella compañera, lo que hace que se forme un disco de acreción a su alrededor. Los procesos termonucleares que ocurren en el disco de acreción a veces pierden estabilidad y se vuelven explosivos.

Como resultado de tal explosión, el brillo del sistema estelar aumenta en miles, e incluso cientos de miles de veces. Así nace una nueva estrella. Un objeto hasta ahora oscuro, e incluso invisible para el observador terrestre, adquiere un brillo notable. Como regla general, un brote de este tipo alcanza su punto máximo en solo unos pocos días y puede desaparecer durante años. Muy a menudo, tales arrebatos se repiten en el mismo sistema cada pocas décadas; son periódicas. También hay una capa de gas en expansión alrededor de la nueva estrella.

Las explosiones de supernova tienen una naturaleza completamente diferente y más diversa de su origen.

Las supernovas se suelen dividir en dos clases principales (I y II). Estas clases pueden llamarse espectrales, ya que se distinguen por la presencia y ausencia de líneas de hidrógeno en sus espectros. Además, estas clases son notablemente diferentes visualmente. Todas las supernovas de clase I son similares tanto en términos de la potencia de la explosión como en la dinámica del cambio de brillo. Las supernovas de clase II son muy diversas en este sentido. El poder de su explosión y la dinámica de los cambios de brillo se encuentran en un rango muy amplio.

Todas las supernovas de clase II se generan por colapso gravitatorio en el interior de estrellas masivas. En otras palabras, esto es lo mismo, familiar para nosotros, explosión de supergigantes. Entre las supernovas de primera clase, están aquellas cuyo mecanismo de explosión es más similar a la explosión de nuevas estrellas.

Muerte de las supergigantes

Las supernovas son estrellas cuya masa supera las 8-10 masas solares. Los núcleos de tales estrellas, habiendo agotado el hidrógeno, proceden a reacciones termonucleares con la participación de helio. Habiendo agotado el helio, el núcleo procede a la síntesis de elementos cada vez más pesados. Cada vez se crean más capas en las entrañas de una estrella, cada una de las cuales tiene su propio tipo de fusión termonuclear. En la etapa final de su evolución, dicha estrella se convierte en una supergigante "en capas". La síntesis de hierro ocurre en su núcleo, mientras que la síntesis de helio a partir de hidrógeno continúa más cerca de la superficie.

La fusión de núcleos de hierro y elementos más pesados ​​ocurre con la absorción de energía. Por lo tanto, al convertirse en hierro, el núcleo de la supergigante ya no puede liberar energía para compensar las fuerzas gravitatorias. El núcleo pierde su equilibrio hidrodinámico y comienza a una compresión errática. Las capas restantes de la estrella continúan manteniendo este equilibrio hasta que el núcleo se reduce a un cierto tamaño crítico. Ahora el resto de capas y la estrella en su conjunto pierden su equilibrio hidrodinámico. Solo que en este caso no es la compresión lo que "gana", sino la energía liberada durante el colapso y otras reacciones aleatorias. Hay un reinicio de la capa exterior: una explosión de supernova.

diferencias de clase

Las diferentes clases y subclases de supernovas se explican por cómo era la estrella antes de la explosión. Por ejemplo, la ausencia de hidrógeno en las supernovas de clase I (subclases Ib, Ic) es consecuencia del hecho de que la propia estrella no tenía hidrógeno. Lo más probable es que parte de su capa exterior se haya perdido durante la evolución en un sistema binario cercano. El espectro de la subclase Ic difiere de Ib en ausencia de helio.

En cualquier caso, las supernovas de este tipo se producen en estrellas que no tienen una capa exterior de hidrógeno y helio. El resto de las capas se encuentran dentro de límites bastante estrictos de tamaño y masa. Esto se explica por el hecho de que las reacciones termonucleares se reemplazan entre sí con el inicio de una cierta etapa crítica. Por eso las explosiones de estrellas de clase Ic e Ib son tan similares. Su luminosidad máxima es aproximadamente 1.500 millones de veces la del Sol. Alcanzan esta luminosidad en 2-3 días. Después de eso, su brillo se debilita de 5 a 7 veces en un mes y disminuye lentamente en los meses siguientes.

Las estrellas de supernova de tipo II tenían una capa de hidrógeno y helio. Dependiendo de la masa de la estrella y sus otras características, este caparazón puede tener diferentes límites. Esto explica la amplia gama de caracteres de las supernovas. Su brillo puede variar de decenas de millones a decenas de miles de millones de luminosidades solares (excluyendo los estallidos de rayos gamma, ver más abajo). Y la dinámica de los cambios de brillo tiene un carácter muy diferente.

transformación de enana blanca

Las llamaradas constituyen una categoría especial de supernovas. Esta es la única clase de supernova que puede ocurrir en galaxias elípticas. Esta característica sugiere que estos brotes no son producto de la muerte de supergigantes. Las supergigantes no sobreviven hasta el momento en que sus galaxias "envejecen", es decir, volverse elíptico. Además, todos los flashes de esta clase tienen casi el mismo brillo. Debido a esto, las supernovas de tipo Ia son las "velas estándar" del Universo.

Emergen en un patrón muy diferente. Como se señaló anteriormente, estas explosiones son algo similares en naturaleza a las nuevas explosiones. Uno de los esquemas de su origen sugiere que también se originan en un sistema cercano de una enana blanca y su estrella compañera. Sin embargo, a diferencia de las estrellas nuevas, aquí se produce una detonación de un tipo diferente y más catastrófico.

A medida que "devora" a su compañera, la enana blanca aumenta de masa hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar. Este límite, aproximadamente igual a 1,38 masas solares, es el límite superior de la masa de una enana blanca, después del cual se convierte en una estrella de neutrones. Tal evento va acompañado de una explosión termonuclear con una colosal liberación de energía, muchos órdenes de magnitud mayor que la nueva explosión habitual. El valor prácticamente sin cambios del límite de Chandrasekhar explica una discrepancia tan pequeña en el brillo de varias llamaradas de esta subclase. Este brillo es casi 6 mil millones de veces mayor que la luminosidad solar, y la dinámica de su cambio es la misma que para las supernovas de clase Ib, Ic.

Explosiones de hipernova

Las hipernovas son ráfagas cuya energía es varios órdenes de magnitud mayor que la energía de las supernovas típicas. Es decir, de hecho, son hipernovas, son supernovas muy brillantes.

Por regla general, se considera una explosión de estrellas supermasivas, también llamadas hipernovas. La masa de tales estrellas comienza a partir de 80 y, a menudo, supera el límite teórico de 150 masas solares. También hay versiones de que se pueden formar hipernovas durante la aniquilación de la antimateria, la formación de una estrella quark o la colisión de dos estrellas masivas.

Las hipernovas son dignas de mención porque son la causa principal de, quizás, los eventos más raros y de mayor consumo de energía del Universo: los estallidos de rayos gamma. La duración de los estallidos de rayos gamma oscila entre centésimas de segundo y varias horas. Pero la mayoría de las veces duran 1-2 segundos. ¡En estos segundos, emiten energía similar a la energía del Sol durante los 10 mil millones de años de su vida! La naturaleza de los estallidos de rayos gamma sigue siendo en su mayoría cuestionable.

antepasados ​​de la vida

A pesar de toda su naturaleza catastrófica, las supernovas pueden llamarse legítimamente las progenitoras de la vida en el Universo. El poder de su explosión empuja al medio interestelar a formar nubes de gas y polvo y nebulosas, en las que posteriormente nacen las estrellas. Otra característica de ellas es que las supernovas saturan el medio interestelar con elementos pesados.

Son las supernovas las que generan todos los elementos químicos que son más pesados ​​que el hierro. Después de todo, como se señaló anteriormente, la síntesis de tales elementos requiere energía. Solo las supernovas son capaces de "cargar" núcleos compuestos y neutrones para la producción intensiva de energía de nuevos elementos. La energía cinética de la explosión los transporta por el espacio junto con los elementos formados en las entrañas de la estrella explotada. Estos incluyen carbono, nitrógeno y oxígeno y otros elementos sin los cuales la vida orgánica es imposible.

observación de supernovas

Las explosiones de supernovas son fenómenos extremadamente raros. En nuestra galaxia, que contiene más de cien mil millones de estrellas, solo se producen unas pocas erupciones por siglo. Según la crónica y fuentes astronómicas medievales, en los últimos dos mil años solo se han registrado seis supernovas visibles a simple vista. Los astrónomos modernos nunca han visto supernovas en nuestra galaxia. El más cercano ocurrió en 1987 en la Gran Nube de Magallanes, uno de los satélites de la Vía Láctea. Cada año, los científicos observan hasta 60 supernovas en otras galaxias.

Es debido a esta rareza que las supernovas casi siempre se observan ya en el momento del brote. Los eventos que la precedieron casi nunca se observaron, por lo que la naturaleza de las supernovas sigue siendo en gran parte un misterio. La ciencia moderna no puede predecir con precisión las supernovas. Cualquier estrella candidata es capaz de estallar solo después de millones de años. La más interesante en este sentido es Betelgeuse, que tiene una oportunidad muy real de iluminar el cielo terrenal en nuestra vida.

Brotes universales

Las explosiones de hipernova son aún más raras. En nuestra galaxia, tal evento ocurre una vez cada cientos de miles de años. Sin embargo, los estallidos de rayos gamma generados por las hipernovas se observan casi a diario. Son tan poderosos que se registran desde casi todos los rincones del universo.

Por ejemplo, uno de los estallidos de rayos gamma, ubicado a 7.500 millones de años luz de distancia, se pudo ver a simple vista. Al suceder en la galaxia de Andrómeda, el cielo terrestre por un par de segundos fue iluminado por una estrella con el brillo de la luna llena. Si sucediera al otro lado de nuestra galaxia, ¡aparecería un segundo Sol contra el fondo de la Vía Láctea! Resulta que el brillo del flash es mil billones de veces más brillante que el Sol y millones de veces más brillante que nuestra Galaxia. Teniendo en cuenta que hay miles de millones de galaxias en el Universo, no es de extrañar que este tipo de eventos se registren a diario.

Impacto en nuestro planeta

Es poco probable que las supernovas puedan representar una amenaza para la humanidad moderna y afectar de alguna manera a nuestro planeta. Incluso la explosión de Betelgeuse solo iluminará nuestro cielo durante unos meses. Sin embargo, ciertamente han tenido una influencia decisiva sobre nosotros en el pasado. Un ejemplo de esto es la primera de cinco extinciones masivas en la Tierra que ocurrieron hace 440 millones de años. Según una versión, la causa de esta extinción fue un destello de rayos gamma que ocurrió en nuestra galaxia.

Más notable es el papel completamente diferente de las supernovas. Como ya se señaló, son las supernovas las que crean los elementos químicos necesarios para el surgimiento de vida basada en el carbono. La biosfera terrestre no fue una excepción. El sistema solar se formó en una nube de gas que contenía fragmentos de explosiones anteriores. Resulta que todos debemos nuestra apariencia a una supernova.

Además, las supernovas siguieron influyendo en la evolución de la vida en la Tierra. Al aumentar el fondo de radiación del planeta, obligaron a los organismos a mutar. No se olvide de las grandes extinciones. Seguramente las supernovas más de una vez "hicieron ajustes" a la biosfera terrestre. Después de todo, si no hubiera esas extinciones globales, especies completamente diferentes ahora dominarían la Tierra.

La escala de las explosiones estelares.

Para comprender visualmente qué tipo de energía tienen las explosiones de supernova, pasemos a la ecuación del equivalente de masa y energía. Según él, cada gramo de materia contiene una cantidad colosal de energía. Entonces 1 gramo de una sustancia es equivalente a la explosión de una bomba atómica sobre Hiroshima. La energía de la bomba del zar equivale a tres kilogramos de materia.

Cada segundo durante los procesos termonucleares en las entrañas del Sol, 764 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en 760 millones de toneladas de helio. Aquellos. cada segundo el Sol irradia energía equivalente a 4 millones de toneladas de materia. Solo una dos mil millonésima parte de toda la energía del Sol llega a la Tierra, lo que equivale a dos kilogramos de masa. Por eso, dicen que la explosión de la bomba del zar se pudo observar desde Marte. Por cierto, el Sol entrega varios cientos de veces más energía a la Tierra que la que consume la humanidad. Es decir, para cubrir las necesidades energéticas anuales de toda la humanidad moderna, solo se necesita convertir en energía unas pocas toneladas de materia.

Dado lo anterior, imagine que la supernova promedio en su punto máximo "quema" cuatrillones de toneladas de materia. Esto corresponde a la masa de un gran asteroide. La energía total de una supernova es equivalente a la masa de un planeta o incluso de una estrella de baja masa. Finalmente, un estallido de rayos gamma en segundos, o incluso en fracciones de segundo de su vida, ¡salpica energía equivalente a la masa del Sol!

Supernovas tan diferentes

El término "supernova" no debe asociarse únicamente con la explosión de estrellas. Estos fenómenos son quizás tan diversos como las estrellas mismas. La ciencia todavía tiene que entender muchos de sus secretos.