Supernovas doc

Supernova.

Qué es una 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 quela 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.
La última supernova vista en nuestra galaxia, el sistema de la Vía Láctea, fue vista en 1604 por Kepler,el famoso astrónomo. La más brillante desde entonces fue la supernova 1987A, en la Gran Nube Magallánica, una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. La más brillante supernova en el cielo norteño en 20 años fue la supernova 1993J, en la galaxia M81, que fue vista por primera vez el 26 de Marzo de 1993.
Las supernovas se clasifican en dos tipos diferentes por sus distintas historiasevolutivas. 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.
Primero discutiremos las supernovas de Tipo II, y entonces, brevemente, las de Tipo I.Por qué Ocurren las 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 ladel 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. Lafase 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 lafuerza 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 dediámetro. 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...