Supernova
Estrellas masivas
Estrellas, cuya masa es unas cuantas veces mayor que la de nuestro Sol, consumen su combustible con bastante rapidez. La presión y la temperatura en el centro de la estrella, es mucho más alto desde un principio, por lo cual las fusiones nucleares se desarrollan mucho más rápido. El colapso gravitacional al final de la vida de un gigante como este es una verdadera catástrofe. Estrellas similares a nuestro Sol, se pueden desarrollar lentamente y sin mucho dramatismo en enanas blancas, posteriormente aun pueden brillar por el factor 10 000 más brillante, si se transforman en una nova.
La poderosa explosión de una estrella masiva a una Supernova, sin embargo, durante días brilla miles de millones de veces más intensas que la estrella original, de cierto brilla con más fuerte que la galaxia que se compone de miles de millones de estrellas individuales. En esta fase, que dura varios días, puede irradiarse tanta energía, como lo haría nuestro Sol durante sus aprox. 10 mil millones de años que dura su vida (¡aprox. 10ˆ44 [J]!).
A la estrella que se está envejeciendo al final se le ofrecen varias posibilidades, que sólo dependen de su masa. Con el concepto de masa ya nos encontramos con la primera dificultad: ¿A qué masa se refiere, la masa inicial, la masa del núcleo que esta colapsando o toda la masa final de la Estrella? En todo caso cada estrella durante su existencia pierde materia, por ejemplo en forma de vientos estelares. Veamos para empezar, la masa inicial de las llamadas estrellas precursoras, o sea, las estrellas que anteceden al estado final:
• Hasta unas 10 masas solares se forman enanas blancas
• Entre 8 y 25 veces la masas solar se produce una supernova SN II o en caso de masas más grandes en una Hipernova un hoyo negro estelar.
• Entre masas 140 hasta 260 masas solares se forman las llamadas supernovas par de inestabilidad donde las estrellas son totalmente destruidas
• Sobre las 260 masas solares se forman nuevamente hoyos negros.
Ahora uno podría preguntarse: ¿Estrellas con 260 veces la masa del Sol, cuando en esta página (Abenteuer Universum) siempre se habla de un límite máximo. 120 hasta 140 masas solares?. Sobre esto se hablará algo mas tarde. Lo esencial para el “suceso final”, es la masa del núcleo en colapso en el centro de la estrella, aquí tenemos las tres conocidas posibilidades:
• Hasta el límite de Chandrasekhar de 1,45 masas solares, se forman enanas blancas
• Sobr4e las 1,46 hasta aprox. Máximo 2,8 3 masas solares se originan estrellas de neutrones
• Con más de 3 veces la masa solar inevitablemente se transforman en hoyos negros.
Una excepción nuevamente lo hacen las supernovas par inestables, sobre lo cual hablaremos.
Supernova SN 1987A
Sucesos dramáticos fueron muy raras veces descubierto anteriormente, entonces para la denominación, después de SN y el año correspondiente, y letras en correlativamente, por ejemplo SN 2003F. En 1954 se contaron por primera vez, más de 26 sucesos. A partir de la supernova 27 las letras mayúsculas son reemplazadas por letras minúsculas, o sea, “aa” hasta “zz”. En el año 2006 se contaron m hasta 551, lo que dio la denominación SN 2006ue. Generalmente explotaron estrellas masivas a grandes distancias, cuando los detectamos, y ya fue una gran suerte para los astrónomos, cuando el 23 de febrero de 1987, en la gran nube magallánica explotó una supernova, SN 1987A, cuyo completo desarrollo pudo ser4 observado. Especialmente la estrella antecesora, una súper gigante de la clase espectral B3 con el nombre Sanduleak -69° 202a, que era bastante bien conocida y no demasiada lejos de nosotros (el nombre proviene de un registro de estrellas azules calientes de Nicolás Sanduleak) SN 1987A brilló, en las zonas exteriores de la nebulosa Tarántula a una distancia 168 000 años luz de distancia, con tanta luminosidad, de manera que era visible en el hemisferio sur a simple vista.
La supernova 1987A en la gran nube magallánica (centro del cuadro). Los restos de la ex gigante azul están rodeados por un anillo interior y otro exterior de material gaseoso expulsado y alojada en nubes difusas de delgado gas.
En el recorte también se ve un anillo en el centro, este es otra capa de materia caliente, que se aleja del centro. Las dos estrellas, son estrellas de primer plano de nuestra Vía Láctea. Las estrellas en las cercanías de la supernova, también son gigantes azules y con esto son otros candidatos para una supernova, porque pertenecen a la misma generación. En las grandes nubes gaseosas del cuadro de arriba también hoy hay una intensa generación de estrellas.
Aquí vemos una secuencia de fotos del Hubble. Nos muestran el impacto del resto del envoltorio expulsado por la supernova, con la materia desalojado 20 años antes por la estrella. La estrella originalmente tenía una masa 17 veces la masa solar. En el momento de la explosión en el centro, se habría ocultado un núcleo de Hierro con unos 1,5 masas solares y con una temperatura de 10 mil millones [K] (!), que implosionó repentinamente. Lo extraño es que hasta ahora aun no se ha encontrado una estrella de neutrones u un pulsar en el centro de la explosión. O se esconde detrás de una muy densa nube de polvo o la materia, cayó de regreso sobre la estrella de neutrones, que a causa de esto colapsó a un hoyo negro.
Con la gentil autorizacioin de AURA/STScI y Hubble Heritage Team.
De manera grosera se dividen a las supernovas en dos grupos (otras sub clases ver en el texto), los tipos SN I y SN II:
Supernova tipo SN I
Las enanas blancas son los residuos de antiguas estrellas con poca masa como nuestro Sol. En ellas se comprimió una masa solar de 1 a 1,46 al tamaño de la Tierra y se componen de Carbono y Oxígeno *1
. Entregados a su propia suerte, este increíblemente compacto cuerpo, brilla exclusivamente por el calor en su interior miles de millones de años – por lo demás se mantiene totalmente pasivo e invariable. ¡Pero su historia puede tomar un camino totalmente distinto, si es acompañante de otra estrella, de la cual puede succionar materia! El escenario es parecido al de las novas: en un sistema binario por ejemplo una gigante roja es acompañada por una enana blanca. La compacta estrella enana succiona constantemente materia de su acompañante, ya que esta ha sobre pasado su límite de Roche, esta entonces en un disco de acreción entrega materia que cae sobre la enana formando una espiral, cuta masa aumenta constantemente.
*1 También existen enanas blancas, que se componen de Helio. Con una masa de sólo unas 0,4 masas solares, no pueden, a pesar de la acreción, hasta el límite de Chandrasekhar de 1,46 veces la masa del Sol “madurar a una enanas blanca compuesta de Oxígeno, Neón y Magnesio. A estos dos sub clases les falta el Carbono necesario para la ignición, por lo cual no pueden explotar como SN.
Sin embargo la enana blanca durante la explosión nova, lanza una parte de la materia hacia a l espacio, si en su superficie existe la cantidad suficiente de Hidrógeno y que se fusiona de golpe. Pero a la larga va a aumentar la substancia, ya que queda residuos de cenizas de Helio. Con el correr del tiempo con esto aumenta su densidad y su temperatura, mientras que su diámetro se encoje. El gas de electrones degenerados aún presenta una contra presión neutralizante contra la gravitación, pero después de sobre pasar el límite de Chandrsekhar de un máximo de 1,46 masas solar, esto ya no funciona.
Las condiciones en la estrella han cambiando tanto, que el Carbono y Oxígeno fusionan a Silicio, Azufre, Calcio y Argón e incluso a Hierro, Níquel y Cobalto, esto puede suceder de dos maneras:
• En primer lugar se forman en el interior de la estrella islas individuales, en las cuales comienzan las fusiones. A este proceso se le llama deflagración. La deflagración es una “combustión”, estas células se trasladan hacia el exterior el calentamiento del entorno y esto sucede a una velocidad bastante inferior a la posible velocidad del sonido en el medio. La caliente “ceniza” de combustión se expande directamente detrás del frente de combustión, que con densidades de alrededor de 10ˆ8 [g/cmˆ3] ni si quiera alcanza un grosor de 1 [mm]. El calor liberado con la reacción y el de la ceniza de combustión, calientan tanto a la material aún no incendiado, de manera que aquí también pueden comenzar fusiones. De esta manera el frente de combustión sigue avanzando con unas cuantos 10 [km/s]. Pero esto es demasiado lento, para dispersar a una estrella con una explosión. Por la liberación de la energía, la estrella se puede expandir, con lo cual decae la densidad y las fusiones disminuyen cada vez más, se hace más difícil producir el Níquel 56, responsable de la posterior luminosidad de la supernova. Aún cuando en muchas partes en la estrella se desarrollan celdas de combustión y que en muchas islas aun existe material sin quemar, que se entremezclan en forma turbulenta, no se forma la típica explosión de supernova. Mientras que en el centro se forma relativamente poco Níquel, más afuera se también se forma Silicio, pero grandes cantidades de Oxígeno y Carbono se quedan sin quemarse. Una neta deflagración tendría muy poca energía explosiva y debido a la reducida cantidad de Níquel sería demasiado débil luminosamente.
• Con una detonación pura, el frente de combustión avanzaría extremadamente rápido desde el centro hacia la superficie y transformar a todo el material combustible en los elementos del grupo del Hierro (Hierro, Níquel, Cobalto).A esto le contradicen sin embargo, todas las observaciones, ya que en los espectros siempre se encuentran las típicas líneas del Silicio. En la mayoría de los casos la deflagración gatillará el comienzo de la reacción, que luego pasa a una detonación, en la cual la velocidad de expansión está por encima de la velocidad del sonido y a la cual le antecede una onda de choque. Ahora no necesariamente el frente de combustión debe desplazarse desde el centro hacia el exterior. También los eventos de la superficie pueden activar algo. Por un lado la capa de Helio después de sobrepasar una masa límite (aprox. 0,01 hasta 0,3 masas solares) se puede desprender en una explosión termonuclear que se expande a una velocidad enorme. Por otro lado, la onda de choque que aquí se produce, que provienen de todas las regiones de la enana blanca y dirigirse hacia el centro. A causa del aumento de la densidad, la energía de la onda de choque aumenta y la mezcla de Carbono/Oxígeno detona. También puede ser, que la onda de choque sólo ingresa de una región de la superficie de la estrella – entonces la supernova va a tomar un camino asimétrico.
Dos supernovas al mismo tiempo en la galaxia espiral NGC 664. Que se encuentra a una distancia de 300 millones de años luz. En una vecindad relativa explotaron aquí dos bombas, con una fuerza explosiva de 10ˆ30 megatoneladas de TNT (!) cada una. Esta fotografía tiene un valor especial por la rareza del evento. Debido a que en una galaxia espiral sólo se pueden observar supernovas cada 25 a 100 años. El color azul de una de las supernovas se basa en la temperatura mucho más elevada.
Con la
gentil autorización de C. Hergenrother, Whipple Observatory, P.
Garnavich, P.Berlind, R.Kirshner (CFA)
La temperatura en la zona del núcleo subió a 400 millones [K] y el Carbono (12C) se enciende. La energía liberada en esta reacción termonuclear calienta ahora al degenerado gas de la estrella, pero ya no se expande, como lo haría en caso de un gas normal, sino la temperatura en aumento no lo afecta. A causa de esto las fusiones se producen en secuencias más rápidas, pues por naturaleza son favorecidas por las altas temperaturas.
En fracciones de segundos la temperatura en el centro, se eleva de golpe a unos miles de millones [K] y todo el combustible existente es transformado en Níquel ( 56Ni). Ahora la onda de fusi0o se desplaza cada vez más hacia el exterior. A ella le antecede una onda de choque, con lo cual de inmediato se prenden nuevas fusiones nucleares. Mientras más el frente llega hacia fuera (a una velocidad de hasta [km/s], tanto más delgadas se hacen las diversas capas y también disminuye la degeneración. En zonas de menor densidad se crean grandes cantidades de Silicio.
La combustión se hace cada vez más incompleta y las capas exteriores, debido al frente de choque son aventados al espacio sin cambios algunos. Ya que la estrella sólo tenía un radio de 3000 [km], todo este proceso se termina en unos tres segundos se realizó la explosión nuclear más grande conocida. El colapso hacia una estrella de neutrones es impedido por la supernova termonuclear SN Ia.
En 1994 se produjo una explosión de supernova en la zona exterior de la galaxia de forma de disco NGC 4526 (la brillante estrella a la izquierda abajo).Ella fue del tipo SN Ia como lo pudieron deducir los astrónomos de curva de luz. Estas supernova no solo son interesantes para los astrónomos en vista del des arrollo de las estrellas, sino ellas también sirven como velas estándar para la determinación de las distancias. Esto, debido a que, ya que es siempre el mismo tipo de estrellas que explota, mostrando siempre la misma luminosidad y el tipo de supernova se puede identificar a mano de la curva de la luz.
Con la gentil autorización de High-Z Supernova Search Team, HST, NASA
Leuchtkraft Sonne = Luminosidad Sol
Zeit in Tagen = Tiempo en días
El cuadro muestra a modo de ejemplo la curva de luz de
una supernova SN I. La enana blanca ya no existe, toda su materia fue soplada
al espacio. El envoltorio en expansión pierde poco a poco su luminosidad, pero
que se resiste dos veces contra el fin absoluto: El isótopo del Níquel (56Ni) no es estable (vida media 6 días) y
se desintegra prontamente en Cobalto (56Co,)
(vida media 77 días) entregando un protón
gamma. Este no puede abandonar simplemente al envoltorio en expansión,
sino traspasa su energía a las partículas can las cuales colisiona.
Con esto el envoltorio se calienta más y brilla con tanta fuerza como 5 mil millones de soles. Prontamente también se desintegra el Cobalto-56, formando Hierro-56 estable 56Fe, donde nuevamente es liberado un cuanta gamma y el manto es calentado por última vez.
Junto al descrito tipo SN Ia que en su espectro contiene Silicio, sew diferencia al SN Ib libre de Silicio en su espectro y con mucho Helio, tipo Ibn (fuertes y delgadas líneas de Hidrógeno) y SN Ic con poco Helio. Y ajunto también habría que mencionar el tipo Ib/c pec pec = peculiar que muestra líneas espectrales muy anchas, que indican a extremas velocidades de expansión, energías de explosión respectivamente. Este tipo se clasifica dentro de las Hipernovas.
Veamos brevemente que antecesores hay que considerar para una supernova SN Ia:
• Una enana blanca de Carbono y Oxígeno succiona Hidrógeno desde una acompañante. Esta puede ser una estrella normal o una gigante roja. Después de alcanzar una masa límite se produce la explosión.
• En un sistema binario podrían encontrara se dos enanas blancas. Estas se orbitan cada vez más rápido y finalmente colisionan. Se sobre pasa el límite de Chandrasekhar y se produce la explosión.
• La enana blanca (C/O) succiona Helio desde una estrella acompañante que se encuentra en la fase de combustión de Helio y que perdió su envoltorio de Hidrógeno. Al alcanzar la masa límite se llega a la SN Ia
• Entre las enanas blancas (C/O) también existen pesos livianos. El Helio absorbido de una acompañante gatilla la explosión a una SN Ia, incluso cuando aun no se haya alcanzado el límite de Chandrasekhar. Si se ha acumulado la cantidad suficiente de Helio (~ 0.01 hasta 0,3 masas solares dependiendo del estado de la estrella) en la superficie de la estrella esta puede fusionarse explosivamente. Esto por un lado podría causar un desprendimiento del envoltorio de Helio. Por otro lado la onda de choque, causada por la explosión, ingresar a la estrella y gatillar fusiones .
Con la gentil autorización de NASA/CXC/SAO; Infrared: NASA/JPL-Caltech; Optical: MPIA, Calar Alto, O. Krause et al.
Según el antecesor que tuvo la supernova y a qué velocidad se desarrollan las fusiones (Por ejemplo si primeramente se inicia la deflagración la estrella podría expandirse algo, con lo cual la explosión se vuelve algo mas “suave” y se forma meno Níquel), se pueden encontrar diferencia en la luminosidad. Desde la luminosidad más fuerte hasta las más débil de las SN Ia existe el factor de 20.A pesar de esto, los astrónomos pueden usar a las explosiones termonucleares, como se describió como velas estándar. Durante la observación se ha encontrado una relación entre el máximo de luminosidad y la duración de alta luminosidad, que se reflejó en una fórmula de corrección (la tal llamada Phillips- Relation). Aunque no se conocen en detalle los exactos desarrollos en una SN Ia explosión, los científicos disponen de un instrumento muy preciso para la determinación de incluso para las más grandes distancias.
En el cuadro vemos lo que sobra de la supernova, lo que describió Tycho Brahe hace más de 400 años. Esta foto está compuesta de fotos del telescopio de rayos X Chandra, una foto infrarroja del telescopio espacial Spitzer y de un cuadro +óptico del telescopio Calar Alto del sur de España. La estrella antecesora fue totalmente destruida por la explosión – aquí tenemos otra SN Ia frente a nuestro ojos.
Supernova tipo SN II
Mientras que la supernova I es una explosión termonuclear, donde la estrella es totalmente desgarrada, las supernovas SN II son algo totalmente distinto. Aquí la fuerza impulsora no es como antes, una fusión explosiva de núcleos atómicos, si9nio es la energía gravitación liberada que juega un rol preponderante.
Cuando una estrella masiva alcanza el final de su fase de combustión termonuclear, en su interior se encuentra un núcleo de Hierro y Níquel del tamaño de la Tierra, que ya no puede seguir fusionándose. Su masa es de aprox. 1 hasta 1½ máximo 1,8 hasta 3 masas solares (el tal llamado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff originalmente eras de 0,7 masas solares, pero esto mientras tanto ya es desmentido). Con exactitud no se sabe esto, también es dificultosa e insegura la determinación de la masa de las estrellas de neutrones que se forman por esta causa. En las capas que la rodean aún se desarrollan diversos procesos nucleares, entre otras, la combustión del Silicio en los envoltorios que rodean al núcleo. Aquí sigue produciéndose Hierro que en consecuencia hace aumentar la masa y la temperatura del núcleo (degenerado). Los electrones e iones de Hierro, ahora a 10 mil millones de [K] o más. Un baile real mente loco, que retrasa aún por un rato el colapso. Pero debid0p a que en el centro ya no se sigue liberando energía, la propia gravitación de la estrella comprime al núcleo sin compasión –un repentino final ya no es evitable.
La curva de luminosidad de una SN II es bastante más irregular que en el tipo SN I. Después de un máximo sigue una pronunciada caída por unos 25 días. Luego el brillo se mantiene constante durante unos 50 hasta 100 días, después de los cual vuelve a decaer. Entre las supernovas SN II distinguimos los siguientes tipos:
• SN II normal: Pronunciadas líneas de Hidrógeno en el espectro.
• SN IIb: Dominantes líneas de Helio en el espectro
• SN IIL: Curva de luz decreciente en forma lineal
• S N IIP: La curva de la luz después de un máximo se mantiene com0o una meseta en un nivel alto
• SN IIn: algo de Hidrógeno en el espectro
En la constelación Casiopea que escr9oba la conocida W en el firmamento, encontramos la estrella ρ cas (rho Casiopea, ver el cuadro abajo). Este es una híper gigante amarilla, una especie muy rara, que ha llegado al final de su desarrollo estelar. Sólo 7 de estas estrellas con una masa solar de 20 hasta 40 se encuentran en nuestra galaxia. Rho cas muestra una fuerte erupción de materia cada 50 años, donde cada vez pierde unas 0,1 masas solares en forma de un envoltorio en expansión. Sin embargo la última capa, expulsada en el año 2000, parece que parece que estaría colapsando nuevamente. Todo estaría indicando que la ex estrella de 40 masas solares explotará como una supernova (Representación de arriba) Posiblemente mientras tanto ya se haya transformado en un hoyo negro y ya no exista-A pesar de su distancia de unos 10 000 años luz se la puede ver a simple vista (luminosidad, 4m5) debido a que su brillo es 1/2 millones de veces más potente que la del Sol.
Con la gentil autorización de David Aguilar, Harvard- Smihtsonian Center for Astrophysics
Hasta la total transformación del centro de la estrella en Hierro e iones de Níquel, la presión de gas y en especial la presión de la radiación han detenido a la acción de la gravedad dirigida hacia el interior. Sin embargo el Hierro no puede seguir fusionando, de manera que, por la falta de reposición de energía, el núcleo es comprimido cada vez más. Ahora se originan diversos sucesos que anuncian el fin de la estrella.
En estrellas cuya masa inicial fue de aprox. 10 veces la masa del Sol, a una temperatura de 10 mil millones [K] correspondientemente a una densidad de más de 109 [g/cm3] , los electrones en el centro se energizan tanto que los protones comienzan a casarlos, de esto se forman neutrones, se habla de una entronización:
e- + p → n + ve
Junto a los neutrones también se forman también electro neutrinos que abandonan al núcleo sin restricciones y casi a la velocidad de la luz. De esta manera al núcleo se le extrae energía, y con esto se da una caída de la presión en el centro: La pérdida de neutrinos son entonces la causa por el colapso que ahora se inicia. Ahora los núcleos atómicos se enriquecen más y más con neutrones. Normalmente un neutrón decaería, por la degradación beta, nuevamente en un protón, un electrón y un electrón neutrino. En la estrella proton-neutron que se está formando, la energía de Fermi del gas de electrones degenerados es similar de alta como la energía de degradación de los neutrones,. De manera que no se disocian. Dicho de otra manera los electrones han ocupado los estados cuánticos de la energía de Fermi, un electrón que se forma con la degradación beta ya no tendría lugar en el espacio de la fase.
Un ejemplo para la progresiva neotronización es un ion de Hierro, que de esta manera es constantemente transformado, primero en Manganeso y luego en Cromo:
Los núcleos atómicos sucesivamente se hacen cada vez más ricos en neutrones, a causa de la presión en aumento. Al final el núcleo colapsado se compone mayoritariamente de neutrones, que ahora como un gas degenerado de neutrones termina de golpe el derrumbe – se ha formado una estrella de neutrones.
Estrellas que son más pesadas, hasta 100 masas solares, ahora tienen al final una temperatura notoriamente sobre 10 mil millones [K]. El núcleo de pronto es tan compresible que se precipita en caída libre sobre sí mismo. Con las aquí existentes temperaturas, los cuántas- gamma presentes en el núcleo son tan reactivos.Que destruyen los núcleos de Hierro y Níquel en partículas alfa (= núcleos de Helio. 2 protones y 2 neutrones) como en neutrones y protones. A esto se le llama foto-disociación – disgregación de partículas por fotones (también como foto-desintegración). La densidad en el núcleo es ahora de los inimaginables 10 mil millones de gramos por centímetro cúbico. Con esta reacción al núcleo nuevamente se le extrae energía – la contra opresión a la gravitación disminuye. El constante aumento de la cantidad de protones libres procura un aumento de la captura de electrones, con lo cual el número de neutrinos es potenciado según:
e- + p → n + ve
La pérdida de neutrinos por radiación, significa para la estrella moribunda, que le es extraída energía y con esto se produce un enfriamiento del centro. Pero mientras más colapsa la estrella, tanto más dificultoso es también para los Neutrinos escaparse de él. Si al comienzo del espectáculo la densidad es de aprox. 1010 [g cm-3], los neutrinos pueden pasar sin impedimentos. Si por la contracción sube a 1012 [g cm-3], entonces las supe livianas partículas colisionan (Los neutrinos como los electrones son leptones) constantemente con iones (núcleos atómicos). Por esta dispersión son impedidos para abandonar el centro y son arrastrados con la materia estelar que está colapsando. Se habla de una Neutrinotrapping (Trampa de neutrinos). Pero aun algunos neutrinos logran escapar de este escenario por distintas vías laterales llevándose energía. Por esta razón el colapso se hace cada vez más rápido.
Todo este proceso no dura más de un décimo de segundo, el núcleo está tan colapsado que ya sólo se compone de neutrones y protones, rodeados por electrones, densamente apretujados sobrepasando su densidad a aquella de la partículas del núcleo: 3×1014 [g cm-3]. ¡Una cucharadita de té de esta “sopa de partículas nucleares” pesa más de 100 millones de toneladas! Pero ahora el colapso se detiene de golpe, ya que las partículas se encuentran en su compactación máxima ya no se pueden compactar más. Ya no las tenemos que ver con la degeneración del gas, ya que ahora la fuerte fuerza del núcleo se opone a la gravitación que se hiso abrumadora, e impide toda siguiente compresión. De la del ex centro estelar de Hierro del tamaño de la Tierra. Se formó una estrella protones-neutrones con un diámetro de solo 200 [km], el antecesor de la estrella de neutrones. ¡La esfera de materia altamente comprimida, en este estado tiene la increíble temperatura de 150 mil millones de Kelvin!
A sólo 11 000 años luz de distancia vemos los restos de una supernova en la constelación de Casiopea (Cas A). Hace unos 330 años se prendió una “nueva estrella” en el firmamento. Los restos de la explosión abarcan hoy día una zona de 15 años luz. En el centro de la nube de gas en expansión, aquí en una combinación de tomas de rayos X y luz visible, se encuentra una estrella de neutrones. El residuo de la ex estrella aun está tan caliente que irradia mayoritariamente en el ámbito de los rayos X. Pero se está enfriando rápidamente. Los científicos están seguros, que el ex núcleo se compone de materia de neutrones supra líquido, que está libre de todo tipo de roce.
Con la gentil autorización de NASA / CXC / UNAM / Ioffe / D.Page, P.Shternin et al; NASA / STScI.
Si el frente de choque alcanza las regiones exteriores del núcleo, la densidad disminuye lo suficiente para que los electro-neutrinos lo pueden abandonar súbitamente. Esto nuevamente extrae energía del núcleo, con lo cual el frente de choque se detiene – materia de los envoltorios sigue cayendo sobre la estrella de neutrones en formación. ¡Todo esto sucede sólo en una centésima de segundo!
¿Pero cómo se origina realmente la explosión de la estrella si el frente de choque llegó a detener se? La solución del enigma se encuentra nuevamente en las partículas más livianas y poco reactivas, los neutrinos. Estos originan un “enfriamiento” en las zonas exteriores del núcleo, ya que desde aquí pueden fugarse y con esto llevarse energía (gravitacional transformada) ya a más tardar en un décimo de segundo, la ondas de choque, que se había detenido, es calentada por los neutrinos – estos son captados por los neutrones y protones. El así calentado plasma sube en forma de burbujas – como las burbujas del agua hirviendo, mientras que material más frio va hacia abajo. Este nuevamente por el calentamiento de los neutrinos se hace más liviano y sube. La “ebullición” y “efervescencia” se hace cada vez más violenta. Termina con salvajes oscilaciones que empujan hacia arriba el material que ingresa como lluvia hacia el centro. Desde la detención del frente de choque hasta ahora no ha pasado siquiera un segundo.
Ahora la onda de choque recorre el envoltorio de la estrella a una velocidad de 10 000 [km/s] calentado con esto al plasma. Recién después de horas o incluso días (piénsese en las dimensiones de una estrella de millones hasta miles de millones de kilómetros) es posible ver la explosión de supernova, cuando todo el envoltorio es expelido por la detonación. En las diferentes capas de la estrella, por la compresión del frente de choque (aumento de la densidad y temperatura) se prenden otras fusiones nucleares, donde se forman elementos desde el Helio gasta el Níquel(56Ni). Esto crea un aumento adicional a la velocidad y al final las masas de gas escapan del lugar de los hechos, a millones de kilómetros por hora.
Ante todo el isótopo del Níquel 56Ni en una importante fuente de calefacción, ya que durante semanas y meses, la da a los restos de la estrella la extrema luminosidad por la degradación radioactiva
56Ni → 56Co → 56Fe
El 18 de Septiembre de 2006 en la galaxia NGC 1260 a 238 años luz de distancia se descubrió una supernova. Fue la supernova más brillante jamás observada. Mientras que normalmente una supernova alcanza una luminosidad absoluta de-16mag hasta -20mag, , el máximo de luminosidad de esta supernova SN 2006gy llegó hasta -20mag. Mientras que las supernovas más luminosas alcanzan su brillo máximo a los 20 días aprox. , la SN 2006gy lo logró después de 70 días y su luminosidad absoluta sobre -21mag. duró unos 100 días. Arriba vemos la supernova en el campo de la luz infrarroja, tomada por el observatorio Lick en California, debajo el núcleo de NGC 1260 mientras que la supernova opaca totalmente a aquel. . El observatorio Chandra fotografió este espectáculo en el ámbito de los rayos X. Justamente la investigación Chandra ha mostrado, que aquí no podo haber existido el final de una estrella pobre en masa ya que entonces la radiación de rayos X debió haber sido unas mil veces mayor.
Con la gentil autorización de NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen
En esta gráfica se colocó la curva de luz de la supernova SN 2006gy. Adicionalmente, para la comparación se muestran la típica curva de supernova del tipo SN II, también aquella de la SN 1987A. Las luminosidades no son valores absolutos, sino relativos. Claramente se puede ver, que SN 2006gy sobrepasa a todo la que hasta ahora se había observado en explosiones de estrellas; aquí se fue una estrella extraordinariamente masiva.
Con la gentil autorización de NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.
Ahora uno se puede imaginar un espectáculo, que corresponde a las leyes de acuerdo a la equivalencia energía –masa según Einstein E = mc2 se puede transformar masa en energía (lo que es el motor de la luminosidad de las estrella), pero también es posible lo inverso. En los centros de estrellas masivas, la presión y la temperatura son tan altas, que en la fusiones los fotones gamma liberados, se hagan altamente energéticos. ¡Esto los pone en la posición de cambiarse en pares electrón-positrón, la radiación se convierte en materia! Los pares de partículas a continuación se aniquilan entre ellas.
Para que los fotones-gamma pueden llegar a ser tan energéticos, la estrella debe tener un núcleo de Helio de enrtre 64 y 133 masas solares. Esto corresponde a una masa total de 140 hasta 260 masas solares. Después de la combustión del Helio, se crean en el núcleo las condiciones para la transformación de la radiación. La estrella colapsa ahora en forma bastante rápida, mientras que en el centro se queman el Oxigeno y el Silicio, según el tamaño de la masa estelar. El centro de la estrella hace implosión. En realidad la contracción debería detenerse ahora, por la mayor presión del gas. Pero el colapso va más allá, hasta que se haya alcanzado una temperatura máxima dependiente de la masa. Las fusiones suceden ahora en forma de explosiones, la contracción se invierte ahora y toda la estrella se deshace ahora en una explosión nuclear.
Debido a que en el espectro de la supernova 2006gy sólo aparecen unas débiles líneas de Hidrógeno, al principio fue clasificada como SN IIn. Como antecesora sólo era considerada como una estrella masiva pobre en metales. Los descubridores de la supernova, Nathan Smith y equipo (University of Berkely, California) también hablan de la posibilidad que pudo haber sido una estrella luminosa azul, como Eta Carinae. En principio, el espectáculo descrito de una PISN para las estrellas de la primera generación (población III), que aun no contenían metales. Sin embargo esto tambi0pen se puede aplicar a estrellas pobres en metales, que por ejemplo muestran un 0,1% de la metalicidad solar y que por esta razón pueden llegar a ser tan masivas.
Debido a que la estrella no llegó a incubar núcleos pesados o que tampoco hubo una fuente de neutrones mencionable durante la combustión del Helio, en PISN pobres en metales no se producen procesos s. Dabido a que tampocose fo4rma una estrella de neutrones no se puede originar una onda de choque, que caliente y densifica extremadamente al material estelar. Así tampoco pueden desarrollarse procesos r. Una PISN no produce elementos más pesados que el Níquel, el Silicio y el Azufre, en comparación al Hierro, Oxígeno o Magnesio están en sobre oferta.
Última revisión 8 de Noviembre de 2011
Traducido del alemán por A. Gundelach Julio 2012, con la gentil autorización de Werner Kasper, Abenteuer-Universum (Aventura Universo),
Con esto el envoltorio se calienta más y brilla con tanta fuerza como 5 mil millones de soles. Prontamente también se desintegra el Cobalto-56, formando Hierro-56 estable 56Fe, donde nuevamente es liberado un cuanta gamma y el manto es calentado por última vez.
Junto al descrito tipo SN Ia que en su espectro contiene Silicio, sew diferencia al SN Ib libre de Silicio en su espectro y con mucho Helio, tipo Ibn (fuertes y delgadas líneas de Hidrógeno) y SN Ic con poco Helio. Y ajunto también habría que mencionar el tipo Ib/c pec pec = peculiar que muestra líneas espectrales muy anchas, que indican a extremas velocidades de expansión, energías de explosión respectivamente. Este tipo se clasifica dentro de las Hipernovas.
Veamos brevemente que antecesores hay que considerar para una supernova SN Ia:
• Una enana blanca de Carbono y Oxígeno succiona Hidrógeno desde una acompañante. Esta puede ser una estrella normal o una gigante roja. Después de alcanzar una masa límite se produce la explosión.
• En un sistema binario podrían encontrara se dos enanas blancas. Estas se orbitan cada vez más rápido y finalmente colisionan. Se sobre pasa el límite de Chandrasekhar y se produce la explosión.
• La enana blanca (C/O) succiona Helio desde una estrella acompañante que se encuentra en la fase de combustión de Helio y que perdió su envoltorio de Hidrógeno. Al alcanzar la masa límite se llega a la SN Ia
• Entre las enanas blancas (C/O) también existen pesos livianos. El Helio absorbido de una acompañante gatilla la explosión a una SN Ia, incluso cuando aun no se haya alcanzado el límite de Chandrasekhar. Si se ha acumulado la cantidad suficiente de Helio (~ 0.01 hasta 0,3 masas solares dependiendo del estado de la estrella) en la superficie de la estrella esta puede fusionarse explosivamente. Esto por un lado podría causar un desprendimiento del envoltorio de Helio. Por otro lado la onda de choque, causada por la explosión, ingresar a la estrella y gatillar fusiones .
Según el antecesor que tuvo la supernova y a qué velocidad se desarrollan las fusiones (Por ejemplo si primeramente se inicia la deflagración la estrella podría expandirse algo, con lo cual la explosión se vuelve algo mas “suave” y se forma meno Níquel), se pueden encontrar diferencia en la luminosidad. Desde la luminosidad más fuerte hasta las más débil de las SN Ia existe el factor de 20.A pesar de esto, los astrónomos pueden usar a las explosiones termonucleares, como se describió como velas estándar. Durante la observación se ha encontrado una relación entre el máximo de luminosidad y la duración de alta luminosidad, que se reflejó en una fórmula de corrección (la tal llamada Phillips- Relation). Aunque no se conocen en detalle los exactos desarrollos en una SN Ia explosión, los científicos disponen de un instrumento muy preciso para la determinación de incluso para las más grandes distancias.
En el cuadro vemos lo que sobra de la supernova, lo que describió Tycho Brahe hace más de 400 años. Esta foto está compuesta de fotos del telescopio de rayos X Chandra, una foto infrarroja del telescopio espacial Spitzer y de un cuadro +óptico del telescopio Calar Alto del sur de España. La estrella antecesora fue totalmente destruida por la explosión – aquí tenemos otra SN Ia frente a nuestro ojos.
Supernova tipo SN II
Mientras que la supernova I es una explosión termonuclear, donde la estrella es totalmente desgarrada, las supernovas SN II son algo totalmente distinto. Aquí la fuerza impulsora no es como antes, una fusión explosiva de núcleos atómicos, si9nio es la energía gravitación liberada que juega un rol preponderante.
Cuando una estrella masiva alcanza el final de su fase de combustión termonuclear, en su interior se encuentra un núcleo de Hierro y Níquel del tamaño de la Tierra, que ya no puede seguir fusionándose. Su masa es de aprox. 1 hasta 1½ máximo 1,8 hasta 3 masas solares (el tal llamado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff originalmente eras de 0,7 masas solares, pero esto mientras tanto ya es desmentido). Con exactitud no se sabe esto, también es dificultosa e insegura la determinación de la masa de las estrellas de neutrones que se forman por esta causa. En las capas que la rodean aún se desarrollan diversos procesos nucleares, entre otras, la combustión del Silicio en los envoltorios que rodean al núcleo. Aquí sigue produciéndose Hierro que en consecuencia hace aumentar la masa y la temperatura del núcleo (degenerado). Los electrones e iones de Hierro, ahora a 10 mil millones de [K] o más. Un baile real mente loco, que retrasa aún por un rato el colapso. Pero debid0p a que en el centro ya no se sigue liberando energía, la propia gravitación de la estrella comprime al núcleo sin compasión –un repentino final ya no es evitable.
La curva de luminosidad de una SN II es bastante más irregular que en el tipo SN I. Después de un máximo sigue una pronunciada caída por unos 25 días. Luego el brillo se mantiene constante durante unos 50 hasta 100 días, después de los cual vuelve a decaer. Entre las supernovas SN II distinguimos los siguientes tipos:• SN II normal: Pronunciadas líneas de Hidrógeno en el espectro.
• SN IIb: Dominantes líneas de Helio en el espectro
• SN IIL: Curva de luz decreciente en forma lineal
• S N IIP: La curva de la luz después de un máximo se mantiene com0o una meseta en un nivel alto
• SN IIn: algo de Hidrógeno en el espectro
En la constelación Casiopea que escr9oba la conocida W en el firmamento, encontramos la estrella ρ cas (rho Casiopea, ver el cuadro abajo). Este es una híper gigante amarilla, una especie muy rara, que ha llegado al final de su desarrollo estelar. Sólo 7 de estas estrellas con una masa solar de 20 hasta 40 se encuentran en nuestra galaxia. Rho cas muestra una fuerte erupción de materia cada 50 años, donde cada vez pierde unas 0,1 masas solares en forma de un envoltorio en expansión. Sin embargo la última capa, expulsada en el año 2000, parece que parece que estaría colapsando nuevamente. Todo estaría indicando que la ex estrella de 40 masas solares explotará como una supernova (Representación de arriba) Posiblemente mientras tanto ya se haya transformado en un hoyo negro y ya no exista-A pesar de su distancia de unos 10 000 años luz se la puede ver a simple vista (luminosidad, 4m5) debido a que su brillo es 1/2 millones de veces más potente que la del Sol.
Hasta la total transformación del centro de la estrella en Hierro e iones de Níquel, la presión de gas y en especial la presión de la radiación han detenido a la acción de la gravedad dirigida hacia el interior. Sin embargo el Hierro no puede seguir fusionando, de manera que, por la falta de reposición de energía, el núcleo es comprimido cada vez más. Ahora se originan diversos sucesos que anuncian el fin de la estrella.
En estrellas cuya masa inicial fue de aprox. 10 veces la masa del Sol, a una temperatura de 10 mil millones [K] correspondientemente a una densidad de más de 109 [g/cm3] , los electrones en el centro se energizan tanto que los protones comienzan a casarlos, de esto se forman neutrones, se habla de una entronización:
e- + p → n + ve
Junto a los neutrones también se forman también electro neutrinos que abandonan al núcleo sin restricciones y casi a la velocidad de la luz. De esta manera al núcleo se le extrae energía, y con esto se da una caída de la presión en el centro: La pérdida de neutrinos son entonces la causa por el colapso que ahora se inicia. Ahora los núcleos atómicos se enriquecen más y más con neutrones. Normalmente un neutrón decaería, por la degradación beta, nuevamente en un protón, un electrón y un electrón neutrino. En la estrella proton-neutron que se está formando, la energía de Fermi del gas de electrones degenerados es similar de alta como la energía de degradación de los neutrones,. De manera que no se disocian. Dicho de otra manera los electrones han ocupado los estados cuánticos de la energía de Fermi, un electrón que se forma con la degradación beta ya no tendría lugar en el espacio de la fase.
Un ejemplo para la progresiva neotronización es un ion de Hierro, que de esta manera es constantemente transformado, primero en Manganeso y luego en Cromo:
Estrellas que son más pesadas, hasta 100 masas solares, ahora tienen al final una temperatura notoriamente sobre 10 mil millones [K]. El núcleo de pronto es tan compresible que se precipita en caída libre sobre sí mismo. Con las aquí existentes temperaturas, los cuántas- gamma presentes en el núcleo son tan reactivos.Que destruyen los núcleos de Hierro y Níquel en partículas alfa (= núcleos de Helio. 2 protones y 2 neutrones) como en neutrones y protones. A esto se le llama foto-disociación – disgregación de partículas por fotones (también como foto-desintegración). La densidad en el núcleo es ahora de los inimaginables 10 mil millones de gramos por centímetro cúbico. Con esta reacción al núcleo nuevamente se le extrae energía – la contra opresión a la gravitación disminuye. El constante aumento de la cantidad de protones libres procura un aumento de la captura de electrones, con lo cual el número de neutrinos es potenciado según:
e- + p → n + ve
La pérdida de neutrinos por radiación, significa para la estrella moribunda, que le es extraída energía y con esto se produce un enfriamiento del centro. Pero mientras más colapsa la estrella, tanto más dificultoso es también para los Neutrinos escaparse de él. Si al comienzo del espectáculo la densidad es de aprox. 1010 [g cm-3], los neutrinos pueden pasar sin impedimentos. Si por la contracción sube a 1012 [g cm-3], entonces las supe livianas partículas colisionan (Los neutrinos como los electrones son leptones) constantemente con iones (núcleos atómicos). Por esta dispersión son impedidos para abandonar el centro y son arrastrados con la materia estelar que está colapsando. Se habla de una Neutrinotrapping (Trampa de neutrinos). Pero aun algunos neutrinos logran escapar de este escenario por distintas vías laterales llevándose energía. Por esta razón el colapso se hace cada vez más rápido.
Todo este proceso no dura más de un décimo de segundo, el núcleo está tan colapsado que ya sólo se compone de neutrones y protones, rodeados por electrones, densamente apretujados sobrepasando su densidad a aquella de la partículas del núcleo: 3×1014 [g cm-3]. ¡Una cucharadita de té de esta “sopa de partículas nucleares” pesa más de 100 millones de toneladas! Pero ahora el colapso se detiene de golpe, ya que las partículas se encuentran en su compactación máxima ya no se pueden compactar más. Ya no las tenemos que ver con la degeneración del gas, ya que ahora la fuerte fuerza del núcleo se opone a la gravitación que se hiso abrumadora, e impide toda siguiente compresión. De la del ex centro estelar de Hierro del tamaño de la Tierra. Se formó una estrella protones-neutrones con un diámetro de solo 200 [km], el antecesor de la estrella de neutrones. ¡La esfera de materia altamente comprimida, en este estado tiene la increíble temperatura de 150 mil millones de Kelvin!
A sólo 11 000 años luz de distancia vemos los restos de una supernova en la constelación de Casiopea (Cas A). Hace unos 330 años se prendió una “nueva estrella” en el firmamento. Los restos de la explosión abarcan hoy día una zona de 15 años luz. En el centro de la nube de gas en expansión, aquí en una combinación de tomas de rayos X y luz visible, se encuentra una estrella de neutrones. El residuo de la ex estrella aun está tan caliente que irradia mayoritariamente en el ámbito de los rayos X. Pero se está enfriando rápidamente. Los científicos están seguros, que el ex núcleo se compone de materia de neutrones supra líquido, que está libre de todo tipo de roce.
Con la gentil autorización de NASA / CXC / UNAM / Ioffe / D.Page, P.Shternin et al; NASA / STScI.
Si el frente de choque alcanza las regiones exteriores del núcleo, la densidad disminuye lo suficiente para que los electro-neutrinos lo pueden abandonar súbitamente. Esto nuevamente extrae energía del núcleo, con lo cual el frente de choque se detiene – materia de los envoltorios sigue cayendo sobre la estrella de neutrones en formación. ¡Todo esto sucede sólo en una centésima de segundo!
¿Pero cómo se origina realmente la explosión de la estrella si el frente de choque llegó a detener se? La solución del enigma se encuentra nuevamente en las partículas más livianas y poco reactivas, los neutrinos. Estos originan un “enfriamiento” en las zonas exteriores del núcleo, ya que desde aquí pueden fugarse y con esto llevarse energía (gravitacional transformada) ya a más tardar en un décimo de segundo, la ondas de choque, que se había detenido, es calentada por los neutrinos – estos son captados por los neutrones y protones. El así calentado plasma sube en forma de burbujas – como las burbujas del agua hirviendo, mientras que material más frio va hacia abajo. Este nuevamente por el calentamiento de los neutrinos se hace más liviano y sube. La “ebullición” y “efervescencia” se hace cada vez más violenta. Termina con salvajes oscilaciones que empujan hacia arriba el material que ingresa como lluvia hacia el centro. Desde la detención del frente de choque hasta ahora no ha pasado siquiera un segundo.
Ahora la onda de choque recorre el envoltorio de la estrella a una velocidad de 10 000 [km/s] calentado con esto al plasma. Recién después de horas o incluso días (piénsese en las dimensiones de una estrella de millones hasta miles de millones de kilómetros) es posible ver la explosión de supernova, cuando todo el envoltorio es expelido por la detonación. En las diferentes capas de la estrella, por la compresión del frente de choque (aumento de la densidad y temperatura) se prenden otras fusiones nucleares, donde se forman elementos desde el Helio gasta el Níquel(56Ni). Esto crea un aumento adicional a la velocidad y al final las masas de gas escapan del lugar de los hechos, a millones de kilómetros por hora.
Ante todo el isótopo del Níquel 56Ni en una importante fuente de calefacción, ya que durante semanas y meses, la da a los restos de la estrella la extrema luminosidad por la degradación radioactiva
56Ni → 56Co → 56Fe
que le proporciona una fuerza lumínica extrema. El Níquel, que alcanza varias decenas de décimas de masas solares, como también todos los demás elementos pesados, naturalmente no provienen de del material incubado en el núcleo. No, el centro continúa colapsándose y todos los elementos fueron creados en el envoltorio por la explosión.
La energía de una supernova colapso nuclear, a veces también llamado supernova hidrodinámica, es tan alta, que hasta se for4man elementos más pesados aun, como por ejemplo Oro, Cobre, Plomo o Uranio, pero esto sólo sucede con la capitación de electrones y/o protones en el tal llamado proceso r (de rapid en inglés)Estos productos de reacción expulsados (“cenizas de estrellas”), enriquecen entonces el medio interestelar con materia, que posteriormente quizás llegan a formar parte de una nueva estrella y que es atraído por los planetas. Aprox. la mitad de aquellos elementos que son más pesado que el Hierro (que muestran una mayor masa en el núcleo atómico) y que encontramos en los planetas, proviene de estas súper explosiones. El resto es incubado en las estrellas relativamente pobres en masas en el proceso s (slow = lento) y posteriormente cuando alcancen el estado de gigante en el diagrama HR, son soplados hacia el espacio.
En el centro de la estrella la estrella de protones-neutrones por siguientes contracciones se ha calentado a asombrosos 300 mil millones Kelvin, pero la mayor temperatura no está en el centro, sino en el ámbito exterior donde impactó la onda de choque. Sobre el núcleo que todavía tiene un diámetro de 200 [km], a pesar del rebote de la envoltura estelar aún cae material que case como lluvia entre las burbujas ascendentes. Sin embargo siguen escapándose neutrinos que enfrían el ultra caliente plasma, pero por el avance de la contracción, la temperatura sigue aumentado por el momento. La captación de los electrones transforma cada vez más a los protones sobrevivientes en neutrones, y el enfriamiento a esto asociado hace que la estrella de neutrones de 30 km de tamaño, bajar la temperatura en un lapso de 10 segundos a 10 mil millones [K].
En la gran nube magallánica (en el hemisferio sur) fue fotografiado este resto de esta supernova N 49. Esta fotografía fue compuesta de tomas de los telescopios espaciales Hubble y Chandra. Los filamentos amarillos fueron fotografiados en la luz visible. El color azul muestra la caliente radiación de rayos X. El resto tienen ahora un diámetro de 30 años luz. Hace treinta años se midió una fuerte erupción de rayos gamma. La cause se pude desenmascarare como un magnetar – una estrella de neutrones de rotación rápida, quién como resto de esta SN II, abandona a este lugar a una velocidad de 70 000 [km/h]. La pequeña burbuja azul, a la derecha del cuadro, es algo enigmático. Presumiblemente fue expulsada con la explosión asimétrica de la estrella antecesora y se arranca a una velocidad de 7 millones [km/h].
Con la gentil autorización de NASA/CXC/Penn State/S. Park et al.; NASA/STScI/UIUC/Y. H. Chu & R. William
Como vemos hasta ahora, la explosión de la estrella de desarrollarse de forma totalmente simétrica. La formación de las burbujas de plasma ascendentes es más bien turbulenta. Algunos quizás son más grandes que otras y por esto ejercen una mayor presión sobre el material encima de ellas. Otras pueden ser mucho más pequeñas y como efecto final se puede dar un desarrollo de supernova totalmente asimétrico. Esto naturalmente deja consecuencias: Estas asimetrías actúan como una propulsión a chorro sobre la estrella de neutrones. Ella recibe una fuerte “patada” y escapa entonces lo más rápido posible del lugar del suceso. Ya se han observado estrellas de neutrones que muestran una velocidad propia de 1600 [km/s], esto son unos notables 5 760 000 kilómetros por hora. ¡Se necesitan enormes cantidades de energía para acelerar a 1½ masas solares de esta manera! En total en una SN II se liberan la inimaginable cantidad de energía de 10ˆ46 [J].
Si la masa del núcleo que está colapsando mayor de 3 masas solares (una masa límite aún no es conocida), entonces la escena es totalmente distinta. En el centro de la estrella ya no se forma una estrella de neutrones, sino un hoyo negro estelar: El espectáculo que causa este colapso no es una supernova, sino nosotros seremos testigos de una 100 veces mayor Hipernova.
Hace 11 000 años explotó en la constelación Vela una supernova. Aún hoy se puede reconocer la materia expulsada en forma de un delicado velo. Los distintos colores del velo de materia indican a contenidos de energía diferenciados del frente de choque, que expulsaron al envoltorio. En el centro de los restos se encuentra una estrella de neutrones, un pulsar que gira 10 veces por segundo alrededor de su eje. La brillante estrella es una estrella de primer plano.
Con la gentil autorización de David Malin (AAO), AATB
Neutrinos
En el centro de la estrella la estrella de protones-neutrones por siguientes contracciones se ha calentado a asombrosos 300 mil millones Kelvin, pero la mayor temperatura no está en el centro, sino en el ámbito exterior donde impactó la onda de choque. Sobre el núcleo que todavía tiene un diámetro de 200 [km], a pesar del rebote de la envoltura estelar aún cae material que case como lluvia entre las burbujas ascendentes. Sin embargo siguen escapándose neutrinos que enfrían el ultra caliente plasma, pero por el avance de la contracción, la temperatura sigue aumentado por el momento. La captación de los electrones transforma cada vez más a los protones sobrevivientes en neutrones, y el enfriamiento a esto asociado hace que la estrella de neutrones de 30 km de tamaño, bajar la temperatura en un lapso de 10 segundos a 10 mil millones [K].
En la gran nube magallánica (en el hemisferio sur) fue fotografiado este resto de esta supernova N 49. Esta fotografía fue compuesta de tomas de los telescopios espaciales Hubble y Chandra. Los filamentos amarillos fueron fotografiados en la luz visible. El color azul muestra la caliente radiación de rayos X. El resto tienen ahora un diámetro de 30 años luz. Hace treinta años se midió una fuerte erupción de rayos gamma. La cause se pude desenmascarare como un magnetar – una estrella de neutrones de rotación rápida, quién como resto de esta SN II, abandona a este lugar a una velocidad de 70 000 [km/h]. La pequeña burbuja azul, a la derecha del cuadro, es algo enigmático. Presumiblemente fue expulsada con la explosión asimétrica de la estrella antecesora y se arranca a una velocidad de 7 millones [km/h].
Con la gentil autorización de NASA/CXC/Penn State/S. Park et al.; NASA/STScI/UIUC/Y. H. Chu & R. William
Como vemos hasta ahora, la explosión de la estrella de desarrollarse de forma totalmente simétrica. La formación de las burbujas de plasma ascendentes es más bien turbulenta. Algunos quizás son más grandes que otras y por esto ejercen una mayor presión sobre el material encima de ellas. Otras pueden ser mucho más pequeñas y como efecto final se puede dar un desarrollo de supernova totalmente asimétrico. Esto naturalmente deja consecuencias: Estas asimetrías actúan como una propulsión a chorro sobre la estrella de neutrones. Ella recibe una fuerte “patada” y escapa entonces lo más rápido posible del lugar del suceso. Ya se han observado estrellas de neutrones que muestran una velocidad propia de 1600 [km/s], esto son unos notables 5 760 000 kilómetros por hora. ¡Se necesitan enormes cantidades de energía para acelerar a 1½ masas solares de esta manera! En total en una SN II se liberan la inimaginable cantidad de energía de 10ˆ46 [J].
Si la masa del núcleo que está colapsando mayor de 3 masas solares (una masa límite aún no es conocida), entonces la escena es totalmente distinta. En el centro de la estrella ya no se forma una estrella de neutrones, sino un hoyo negro estelar: El espectáculo que causa este colapso no es una supernova, sino nosotros seremos testigos de una 100 veces mayor Hipernova.
Hace 11 000 años explotó en la constelación Vela una supernova. Aún hoy se puede reconocer la materia expulsada en forma de un delicado velo. Los distintos colores del velo de materia indican a contenidos de energía diferenciados del frente de choque, que expulsaron al envoltorio. En el centro de los restos se encuentra una estrella de neutrones, un pulsar que gira 10 veces por segundo alrededor de su eje. La brillante estrella es una estrella de primer plano.Con la gentil autorización de David Malin (AAO), AATB
Neutrinos
En la arriba descrita formación de una estrella de neutrones, la partícula elemental de carga negativa es presionado dentro del protón, con lo cual se forma un neutrón (neutro) (una degradación inversa β). Por lógica la suma de las masas debería corresponder del electrón y del protón.
Pero esto no es el caso, ya que el neutrón siempre es algo más liviano que el total de masa de las partículas originales. Este defecto de masa se basa, se basa en que la parte faltante de la masa es irradiada como energía (radiación calórica, de ondas radiales, rayos X y radiaciones Gamma, etc.) Además de esto en procesos como estos se forma una pequeñísima partícula, el neutrino. Ya en1930 el neutrino fue predicho el neutrino por Wolfgang Pauli, su existencia se comprobó en 1949, pero recién desde 1998 sabemos, que presenta una masa muy reducida pero existente. En la actualidad se parte desde una masa en reposo (electrón neutrinos) que se encuentra aprox. en 2,3 [eV]; posiblemente el límite superior de la masa, podría ser no más de 0,2 [eV], lo que aun hay que determinar experimentalmente: En comparación un electrón tiene una masa de reposo de 511 [eV].
Los neutrinos, como lo indica su nombre, son neutros, no portan carga. Como partícula de forma de punto se las clasifica dentro del grupo de los Leptones, a los cuales también pertenecen los electrones, tauónes y muónes. Para cada partícula existe una antipartícula, así también para los tres neutrinos: Anti-electrón-neutrino, anti-muón-neutrino, anti-tauón-neutrino. Junto a los bariones (ptotóm, neutrón, quarks) pertenecen a la familia de los fermiones, partículas con espín semi-entero, que están sujetos a la prohibición de Pauli.
También nuestro Sol crea electrón-neutrinos en forma masiva durante la fusión de Hidrógeno la reacción protón-protón. No es nada de fácil evidenciar una partícula como estas, ya que muy raras veces reacciona con otra materia. Pero los físicos idearon muchos ingeniosos aparatos, que están absolutamente en condiciones detectar estos pequeños “fantasmas”. El Sol nos bombardea cada segundo con 70 mil millones de neutrinos por centímetro cuadrado. Y también se logra realmente “ver” una cantidad equivalente. Durante mucho tiempo, siempre fueron muy pocas partículas, de las que se esperaban. Recién en 1998 se logró la comprobación, mediante el experimento súper-Kamiokande el Japón, que los neutrinos se pueden poner, a gusto de ellas, una especie de “traje de camuflaje”. Los electrón-neutrinos pueden transformarse en muón- o incluso en antipartículas. De esta manera, una gran parte de estas diminutas partículas evitaron a ser detectados. A esta transformación en otros leptones se le llama oscilaciones de neutrinos.
Especialmente para neutrinos altamente energéticos, que provienen de fuentes como supernovas, GRB’s u hoyos negros, se creó un detector de neutrinos gigantesco en la Antártida, que fue completado en 2011: IceCube.
Para crear el detector de neutrinos más grande del mundo se perforó con un chorro de agua caliente, con hoyo en el hielo de 2450 metros de profundidad. En la perforación se introdujo un cable de acero, en el cual a partir del metro 1450 cuelgan cada 60 metros bolas de vidrio, que contienen sensores de luz altamente sensibles (Fotomultiplier), la última al final de la perforación. Después del congelamiento del agua de perforación quedó listo el primer sensor de neutrinos. Lo que comenzó en 2005 recién pudo ser finalizado en el año 2011. Ya que se quería instalar una red de 80 de estas perforaciones, que entonces estarían provistas con 4800 de estos sensores. La meta de este telescopio de neutrinos es filtrar estor neutrinos altamente energéticos y al mismo tiempo obtener una información sobre la dirección de su procedencia del espacio.
Con la gentil autorización de Terry Hannaford/NSF
Otro experimento parecido con el nombre Antares fue puesto en marcha ya en el año 2008 en el mediterráneo, a 40 kilómetros de costa frente a Toulon, hasta una profundidad de 2500 metros. Hasta ahora no ha “visto” neutrinos, pero al mismo tiempo los micrófonos instalados allí, escuchan los cantos de las ballenas.
En el colapso a una estrella de neutrones,
son expulsados monstruosas cantidades de neutrinos (1058). A pesar de su débil interacción, debido a su gran cantidad, participan decisivamente con la expulsión del envoltorio en una supernova. En una explosión de supernova se libera una energía de 1046 [J] (energía gravitacional transformada en radiación) donde los neutrinos representan la mayor parte de la energía liberada (99%).
Durante el colapso de la supernova 1987A, esto nqaturalmente también sucedió así, y algunas horas antes de ser visible de la nova, ya se detectaron neutrinos en nuestros detectores. El retardo del tiempo se explica, que los neutrinos con el colapso, de inmediato abandonaron el ligar de los sucesos a casi, la velocidad de la luz mientras que dura horas hasta que la onda de choque expulsa y se pueda observar ópticamente (o en otro ámbito). Cada persona en esta Tierra fue traspasado por 100 billones (!) (1billón = 1 millones de millones) de neutrinos de esta supernova y en cada 10 personas de la Tierra tenían la chance que un neutrino haya causado un breve destello en el ojo.
Supernova de par-inestabilidad (PISN)
Supernova de par-inestabilidad (PISN)
Arriba ya se había indicado, que estrellas con 140 hasta 260veces la masa solar, ni terminan como estrellas de neutrones o como un hoyo negro, sino que son totalmente destruidos en una explosión. ¿Cómo es posible esto? ¿ y cómo se pueden formar estrellas tan masivas?
La palabra mágica es contenido de metales, metalicidad. Bajo metal, los astrónomos entienden todo lo que es más pesado que el Helio. Cuando se formaron las primeras estrellas sólo había Hidrógeno y Helio, no había metales. Estas estrellas realmente podían alcanzar tamaños gigantescos, 500 hasta 1000 masas solares eran absolutamente posibles. Esto sucedió porque en las nubes de Hidrógeno no existía un mecanismo de enfriamiento. Cuando una nube de gas se contrae, entonces aumenta su temperatura. Con esto también aumenta la presión, que actúa contra la contracción. De esta manera fue posible que se acumularan grandes cantidades de masas, hasta que finalmente la auto gravitación se hizo tan densa y caliente, que se iniciaba la fusión nuclear. El entonces formado viento estelar aventó la materia el entorno y impidiendo que se siguiera el aumento de la masa.
Pero ahora el medio interestelar esta enriquecido con material que fue expulsado de las primera generación de estrellas. Los metales se juntaron formando partículas de polvo y se entremezclaron con las nubes de Hidrógeno. Si ahora con el inicio de las contracciones aumenta la temperatura, entonces esto no es más que un movimiento más rápido de las partículas de Hidrógeno. Estas colisionaban con las partículas de polvo transfiriendo su energía de movimiento. Las partículas por su lado irradian esta energía como rayos infrarroja al espacio. De esta manera el centro de contracción se enfría y se puede densificar mucho más rápido, ya que se produce menos presión de gas.
La palabra mágica es contenido de metales, metalicidad. Bajo metal, los astrónomos entienden todo lo que es más pesado que el Helio. Cuando se formaron las primeras estrellas sólo había Hidrógeno y Helio, no había metales. Estas estrellas realmente podían alcanzar tamaños gigantescos, 500 hasta 1000 masas solares eran absolutamente posibles. Esto sucedió porque en las nubes de Hidrógeno no existía un mecanismo de enfriamiento. Cuando una nube de gas se contrae, entonces aumenta su temperatura. Con esto también aumenta la presión, que actúa contra la contracción. De esta manera fue posible que se acumularan grandes cantidades de masas, hasta que finalmente la auto gravitación se hizo tan densa y caliente, que se iniciaba la fusión nuclear. El entonces formado viento estelar aventó la materia el entorno y impidiendo que se siguiera el aumento de la masa.
Pero ahora el medio interestelar esta enriquecido con material que fue expulsado de las primera generación de estrellas. Los metales se juntaron formando partículas de polvo y se entremezclaron con las nubes de Hidrógeno. Si ahora con el inicio de las contracciones aumenta la temperatura, entonces esto no es más que un movimiento más rápido de las partículas de Hidrógeno. Estas colisionaban con las partículas de polvo transfiriendo su energía de movimiento. Las partículas por su lado irradian esta energía como rayos infrarroja al espacio. De esta manera el centro de contracción se enfría y se puede densificar mucho más rápido, ya que se produce menos presión de gas.
El 18 de Septiembre de 2006 en la galaxia NGC 1260 a 238 años luz de distancia se descubrió una supernova. Fue la supernova más brillante jamás observada. Mientras que normalmente una supernova alcanza una luminosidad absoluta de-16mag hasta -20mag, , el máximo de luminosidad de esta supernova SN 2006gy llegó hasta -20mag. Mientras que las supernovas más luminosas alcanzan su brillo máximo a los 20 días aprox. , la SN 2006gy lo logró después de 70 días y su luminosidad absoluta sobre -21mag. duró unos 100 días. Arriba vemos la supernova en el campo de la luz infrarroja, tomada por el observatorio Lick en California, debajo el núcleo de NGC 1260 mientras que la supernova opaca totalmente a aquel. . El observatorio Chandra fotografió este espectáculo en el ámbito de los rayos X. Justamente la investigación Chandra ha mostrado, que aquí no podo haber existido el final de una estrella pobre en masa ya que entonces la radiación de rayos X debió haber sido unas mil veces mayor.Con la gentil autorización de NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen
¿Qué hemos visto aquí? Se ofrecen dos posibilidades. Primero la serie de desintegración, descrita arriba 56Ni → 56Co → 56Fe, puede haber suministrar la cantidad suficiente de energía para la fuerza de luminosidad. Mientras que en una SN II normal de 20 masas solares (MS) se produce aproximadamente 0,07 MS de Níquel, para SN 2006gy serían necesario 15 hasta 20 veces MS. La estrella antecesora, en todo caso, debió haber sido enormemente masiva.
Helligkeit = Luminosidad
Tage seit Ausbruch = Días desde la errupoción
Tage seit Ausbruch = Días desde la errupoción
En esta gráfica se colocó la curva de luz de la supernova SN 2006gy. Adicionalmente, para la comparación se muestran la típica curva de supernova del tipo SN II, también aquella de la SN 1987A. Las luminosidades no son valores absolutos, sino relativos. Claramente se puede ver, que SN 2006gy sobrepasa a todo la que hasta ahora se había observado en explosiones de estrellas; aquí se fue una estrella extraordinariamente masiva.
Con la gentil autorización de NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.
Ahora uno se puede imaginar un espectáculo, que corresponde a las leyes de acuerdo a la equivalencia energía –masa según Einstein E = mc2 se puede transformar masa en energía (lo que es el motor de la luminosidad de las estrella), pero también es posible lo inverso. En los centros de estrellas masivas, la presión y la temperatura son tan altas, que en la fusiones los fotones gamma liberados, se hagan altamente energéticos. ¡Esto los pone en la posición de cambiarse en pares electrón-positrón, la radiación se convierte en materia! Los pares de partículas a continuación se aniquilan entre ellas.
Para la estrella esto no es tan alentador. Por la desaparición de la radiación falta ahora, junto a la presión del gas, también la presión de la radiación – la gravitación otra vez puede ejercer nuevamente su poder y la estrella comienza a colapsar.
Para que los fotones-gamma pueden llegar a ser tan energéticos, la estrella debe tener un núcleo de Helio de enrtre 64 y 133 masas solares. Esto corresponde a una masa total de 140 hasta 260 masas solares. Después de la combustión del Helio, se crean en el núcleo las condiciones para la transformación de la radiación. La estrella colapsa ahora en forma bastante rápida, mientras que en el centro se queman el Oxigeno y el Silicio, según el tamaño de la masa estelar. El centro de la estrella hace implosión. En realidad la contracción debería detenerse ahora, por la mayor presión del gas. Pero el colapso va más allá, hasta que se haya alcanzado una temperatura máxima dependiente de la masa. Las fusiones suceden ahora en forma de explosiones, la contracción se invierte ahora y toda la estrella se deshace ahora en una explosión nuclear.
Debido a que en el espectro de la supernova 2006gy sólo aparecen unas débiles líneas de Hidrógeno, al principio fue clasificada como SN IIn. Como antecesora sólo era considerada como una estrella masiva pobre en metales. Los descubridores de la supernova, Nathan Smith y equipo (University of Berkely, California) también hablan de la posibilidad que pudo haber sido una estrella luminosa azul, como Eta Carinae. En principio, el espectáculo descrito de una PISN para las estrellas de la primera generación (población III), que aun no contenían metales. Sin embargo esto tambi0pen se puede aplicar a estrellas pobres en metales, que por ejemplo muestran un 0,1% de la metalicidad solar y que por esta razón pueden llegar a ser tan masivas.
Debido a que la estrella no llegó a incubar núcleos pesados o que tampoco hubo una fuente de neutrones mencionable durante la combustión del Helio, en PISN pobres en metales no se producen procesos s. Dabido a que tampocose fo4rma una estrella de neutrones no se puede originar una onda de choque, que caliente y densifica extremadamente al material estelar. Así tampoco pueden desarrollarse procesos r. Una PISN no produce elementos más pesados que el Níquel, el Silicio y el Azufre, en comparación al Hierro, Oxígeno o Magnesio están en sobre oferta.
Última revisión 8 de Noviembre de 2011
Traducido del alemán por A. Gundelach Julio 2012, con la gentil autorización de Werner Kasper, Abenteuer-Universum (Aventura Universo),
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