Supernovas

Se clasifican en:

Supernova 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. La generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio. Las estrellas que tienen una masa 10 veces mayor que el Sol tienen una vida muy corta, unos 10 millones de años. Cuanto más grande es una estrella más rápido consume su combustible: el hidrógeno.

Supernova

Cuando el hidrógeno de una estrella se agota la estrella se empieza a contraer debido a su descomunal gravedad. 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 oxigeno. La fase de quemado del helio dura, aproximadamente, 1 millón de años. Eventualmente el helio en el centro de la estrella se agota y continua, 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 unos 10 mil años.

Supernova

Este patrón de agotamiento del núcleo, contracción y quemado de capas se repite mientras el neón es convertido en oxigeno y magnesio (dura unos 12 años), el oxigeno se convierte en silicio y azufre (dura unos 4 años), finalmente, el silicio se convierte en hierro (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 contrarrestar la gravedad. El colapso ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4 masas Solares. La compresión generacional calienta el núcleo hasta un punto en el que decae endotérmicamente en neutrones. El núcleo se contrae hasta ser de un tamaño aproximado a la Tierra (esto ocurre en pocos segundos) y en un segundo se convierte en una estrella de neutrones de 10 km de diámetro. Esto libera una energía enorme en forma de neutrinos.

Se produce una onda de choque a través de las capas externas de la estrella provocando reacciones de fusión. Estas forman elementos pesados. El silicio y el azufre, formados poco antes de contraerse, se combinan para producir níquel y cobalto (ambos radiactivos).

Cuando la onda de choque llega a la superficie de la estrella, la temperatura alcanza los 200.000ºC y la estrella produce una violenta explosión.

Dentro de las supernovas II hay dos subclases:

• Tipo II-L (II-Linear): las curvas de luz son similares a las de tipo I, pero la caida en brillo trás el máximo es más abrupta.
• TipoII-P (II-Plateau): las curvas de luz de estas explosiones tienen la característica de mantener un brillo canstante después del máximo, empezando a disminuir después de unos meses.

Supernova de tipo I


Las supernovas de tipo I son aún más brillantes que las del tipo II. Las supernovas de tipo I, al igual que las de tipo II, explotan pero la causa es muy diferente.
El origen de una supernova de tipo I es un antiguo sistema binario en el que hay una estrella enana.
Las enanas blancas son muy pequeñas y compactas estrellas que en su origen eran tenian un tamaño similar al Sol. Estas representan la etapa final de las estrellas con poca masa.
La enana blanca tiene es muy pequeña pero a la vez concentra una gran cantidad de materia de forma que las dos estrellas se acercan hasta tal punto que la materia de la estrella mayor es transferida a un disco grueso alrededor de la enana blanca y es gradualmente incorporada a la enana blanca. La masa transferida desde la estrella gigante aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor por encima de los niveles críticos. En consecuencia, toda la estrella colapsa y explota.

Proceso de supernova de tipo I

Dentro de las supernovas de tipo I hay tres subclases:

• Tipo Ia: muestran un profunda linea de absorción del silicio, sobretodo la SiII cuando más brilla. Despues, su espectro está formado por hierro y cobalto.
• Tipo Ib: no tiene lineas de SiII, pero si lineas de helio neutro muy débiles. Más tarde empiezan a ser visibles lineas de emisión de elementos como el calcio y el oxigeno.
• Tipo Ic: no tienen ni la linea SiII ni la de helio neutro en la evolución de su brillo. Estas supernovas a lo largo del tiempo empiezan a mostrar elementos intermedios.

Después de la explosión el material expulsado continua expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor. En las supernovas de tipo II la estrella de neutrones central permanece. El material expulsado continúa expandiéndose durante miles de años hasta que choca con gases y nubes de polvo en el espacio interestelar circundante. Allí el gas expulsado se mezcla con el material interestelar y se incorpora a una nueva generación de estrellas.

Como curiosidad, nosotros no existiríamos sin las estrellas. Cuando se formó el universo lo único que existía eran átomos de hidrógeno, esto dio lugar a las estrellas. A partir de eso se formaron todos los demás elementos: el carbono, hierro azufre, helio... e incluso nuestra propia estructura molecular. Por eso se dice que somos polvo de estrellas.