Supernova

Una supernova (del latín nova, «nue notable) , incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muydiferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-». Las supernovas producendestellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracteizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo (mas que el reste la galaxi) para luego decrecer en brillo de forma más o menossuavehasta desaparecer escenario ara su orien. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonuceares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degenración e los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsarse) y generar en el proceso una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar dstellosincluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembroe un [sistema binario (astronomía)|sistema binario]] cerrado, recibe suficiente masa de su compañera com para suprar el límitede Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de tod u núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la expuln de las capas externas de la estrellapor medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá conplanetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).
Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Un ejemplo es RCW 86.
Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto haresultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas.
Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando la supernova 1994D abajo a la izquierda y la galaxia NGC 4526
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; de lo contrario, sela clasifica como tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas.
Las supernovas de tipo Ia son, por mucho, las más potentes de todas, pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística).
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio enel 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. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masasemejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un sistema binario esté constituido por...