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supernova

Las supernovas de tipo Ia.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 04-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la relativamente rápida acreción de masa por parte de una enana blanca desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos.

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 una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas. Esta envoltura, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia, delimitado por una superficie equipotencial llamada lóbulo de Roche, en el que predomina su fuerza de gravedad. Si parte de la envoltura de la gigante roja, que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por ésta. El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto.

Vale la pena recalcar nuevamente que el mecanismo que produce las supernovas de tipo Ia es, en cierto modo, similar al de las novas, pero en éstas la enana blanca acreta materia más lentamente, encendiéndose su superficie antes de que la masa total alcance el límite de Chandrasekhar. Este fenómeno en general no causa el colapso de la enana blanca, por lo que puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas. También puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusión de dos enanas blancas del mismo sistema binario, puede ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola acretar la suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio, pueden superar la masa de Chandrasekhar.


¿ASASSN-15lh es la supernova más brillante de la que se tiene constancia?

Escrito por Enunlugarenelcosmos 04-11-2017 en ciencia. Comentarios (0)

ASASSN-15lh es una supernova superluminosa detectada por el observatorio Las Campanas el 14 de junio de 2015. La explosión tuvo lugar en una galaxia distante, a 3800 millones de años luz. Se trata del fenómeno de este tipo más potente jamás registrado, con una luminosidad máxima 570 000 millones de veces superior a la del Sol y veinte veces mayor que la de la Vía Láctea. Si hubiera tenido lug...

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Nebulosa del cangrejo

Escrito por Enunlugarenelcosmos 26-09-2017 en ciencia. Comentarios (0)

La nebulosa del Cangrejo es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes. Situada a una distancia de aproximadamente 6300 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro.

El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR B0531+21, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. Sin embargo, ocasionalmente, su periodo de rotación muestra cambios drásticos, llamados 'interferencias', que se cree que son causados por repentinos reajustes en la estructura interna de la estrella de neutrones. El púlsar del Cangrejo tiene un diámetro estimado comprendido entre 28 y 30 kilómetros. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.

Imágenes: 1. Nebulosa del Cangrejo. 2. Púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina información óptica del telescopio espacial Hubble (en rojo) e imágenes de rayos X del Observatorio de rayos X Chandra (en azul). Wikipedia

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SN 1987A

Escrito por Enunlugarenelcosmos 01-06-2017 en ciencia. Comentarios (0)

Supernova SN 1987A situada a las afueras de la Nebulosa de la Tarántula (NGC 2070), en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia enana cercana perteneciente al Grupo Local. Ocurrió aproximadamente a 168.000 años luz. La luz de la supernova llegó a la Tierra el 23 de febrero de 1987.

Actualmente se piensa que la progenitora era una estrella binaria, cuyas componentes se fusionaron unos 20.000 años antes de la explosión, creando la supergigante azul y siendo ésa también la razón de la existencia de los anillos visibles en el remanente. No obstante, las dificultades persisten con esta interpretación.

SN 1987A parece ser una supernova de colapso de núcleo, por lo que cabría esperar una estrella de neutrones como remanente. Desde que la supernova fue visible se ha estado buscando el núcleo colapsado, pero no se ha detectado. Se han considerado dos posibilidades para explicar la ausencia de la estrella de neutrones. La primera es que la estrella de neutrones puede estar oculta entre densas nubes de polvo y no ser visible. La segunda es que tras la explosión grandes cantidades de material volvieron a caer de nuevo sobre la estrella de neutrones, por lo que continuó colapsando hacia un agujero negro. También tiene unos anillos misteriosos cuyo origen se desconoce.








Un resto de supernova o remanente de supernova (SNR por sus siglas en inglés)

Escrito por Enunlugarenelcosmos 20-04-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Un resto de supernova o remanente de supernova (SNR por sus siglas en inglés) es la estructura nebulosa que resulta de la gigantesca explosión de una estrella como supernova. El resto de supernova está rodeado por una onda de choque en expansión que se conforma del material eyectado por la explosión y de material interestelar barrido y arrastrado durante el proceso.
Hay dos modos posibles de originar una supernova. Las más comunes son las que se denominan supernovas de colapso gravitatorio. Se originan cuando una estrella masiva se queda sin combustible, dejando de generar energía de fusión en su núcleo, e implosionando bajo la fuerza de su propia gravedad para formar una estrella de neutrones o un agujero negro. Son las supernovas tipo II, Ib e Ic. El segundo mecanismo de generación de supernovas es bastante más raro y da lugar a lo que se conoce como supernovas termonucleares. Se originan cuando una enana blanca acumula material procedente de una estrella compañera hasta alcanzar una masa crítica lo que la lleva a experimentar una explosión termonuclear que detona toda su masa de forma catastrófica. Son las supernovas tipo Ia).
En cualquier caso, la explosión resultante de la supernova expulsa gran parte o todo el material estelar con velocidades de hasta un 1% de la velocidad de la luz, unos 3.000 km/s. Cuando este material colisiona con el gas circumstelar o interestelar, forma una onda de choque que puede calentar el gas a altas temperaturas de hasta 10 millones de K, formando un plasma.
Quizá el remanente de supernova joven más famoso y mejor observado fue formado por la SN 1987A, una supernova en la Gran Nube de Magallanes que fue descubierta en 1987. No obstante, el ejemplo más típico de resto de supernova es la nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro). Otros conocidos restos de supernovas, más viejos, incluyen al Tycho (SN 1572), un resto nombrado en honor a Tycho Brahe, que dejó constancia sobre la luminosidad de su explosión original (en 1572) y Kepler (SN 1604), nombrado en honor a Johannes Kepler. El resto de supernova más reciente es G1.9+0.3, descubierto en el centro galáctico y con una edad estimada de 140 años.
-Resumen de fases.
Un resto de supernova pasa por las siguientes fases al expandirse:
1-Expansión libre del material eyectado. Este régimen se mantiene hasta que el frente de onda ha barrido una cantidad de material interestelar equivalente a su propia masa. Esto puede durar entre algunas decenas de años hasta unos centenares de años, dependiendo de la densidad del gas circundante.
2-Llegado un punto la masa eyectada es muy inferior a la masa chocada, arrastrada por la onda de choque. Significa el inicio del régimen adiabático de Sedov-Taylor (ST), que se puede modelar usando soluciones auto-analíticas. En esta fase las fuertes ondas de choque quedan marcadas por una intensa emisión de rayos-X de origen térmico procedentes del gas recalentado y acelerado del frente de onda.
3-A medida que el volumen ocupado por el remanente se hace más y más grande la contribución del enfriamiento por radiación es cada vez más significativa. En la estructura del remanente se diferencia una capa delgada (< 1 pc) y densa (1-100 millones de átomos por m3) rodeando al interior caliente (algunos millones de K). Esta es la fase radiativa de barrido conducida por la presión (pressure-driven snowplow, PDS). El frente de onda se puede ver claramente, debido a la desionización de átomos de hidrógeno y oxígeno luciendo intensamente en el espectro visible.
4-Con el empuje de la capa densa a través del medio interestelar el interior pierde energía y se enfría. La densa capa continúa expandiéndose debido a su propia inercia. Se denomina la fase de barrido conservativa del momento (momentum-conservative snowplow, MCS). Este estadio de la evolución se detecta principalmente por la emisión de ondas de radio de los átomos de hidrógeno neutro.
5-Fusión con el medio estelar. Cuando la velocidad de choque alcanza la velocidad del sonido del medio que le rodea, lo que ocurre alrededor de un millón de años después, el remanente se mezcla con el turbulento medio interestelar contribuyendo con su energía cinética.
-Origen de los rayos cósmicos.
Los restos de supernova son la mayor fuente de rayos cósmicos. En 1949 Enrico Fermi propuso un modelo de aceleración de rayos cósmicos basado en la interacción de estos con el campo magnético del medio interestelar. Este mecanismo se conoce como el "Mecanismo de Fermi de segundo orden". Un segundo mecanismo de aceleración de partículas se produce dentro del frente de onda en su expansión en el espacio. Este mecanismo ha pasado a llamarse "Mecanismo de Fermi de primer orden".
Observaciones del resto de supernova SN 1006 en la frecuencia de rayos X muestran una emisión de sincrotón que se corresponde, de manera consistente, con la creación de rayos cósmicos. Sin embargo, este mecanismo de creación de rayos cósmicos, es insuficiente para explicar la existencia de partículas cuyas energías son mayores a los 10^15 eV.
Imágenes 1.Resto de la supernova de Kepler, SN 1604. 2. Resto de supernova, 1987A.

Foto de En un lugar del cosmos.

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