Supernova

Una supernova ( / ˌ s U p ər n oʊ v ə / plural: supernovas / ˌ s U p ər n oʊ v i / o supernovas , abreviaturas: SN y SNE ) es un estelar potente y luminosa explosión . Este evento astronómico transitorio ocurre durante las últimas etapas evolutivas de una estrella masiva o cuando una enana blancase desencadena en una fusión nuclear descontrolada . El objeto original, llamado progenitor , colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro , o se destruye por completo. La luminosidad óptica máxima de una supernova puede ser comparable a la de una galaxia entera antes de desvanecerse durante varias semanas o meses.

SN 1994D (punto brillante en la parte inferior izquierda), una supernova de tipo Ia dentro de su galaxia anfitriona, NGC 4526

Las supernovas son más energéticas que las novas . En latín , nova significa "nuevo", refiriéndose astronómicamente a lo que parece ser una nueva estrella brillante temporal. Agregar el prefijo "super-" distingue a las supernovas de las novas ordinarias, que son mucho menos luminosas. La palabra supernova fue acuñada por Walter Baade y Fritz Zwicky en 1929 .

La supernova más reciente observada directamente en la Vía Láctea fue la Supernova de Kepler en 1604, pero se han encontrado restos de supernovas más recientes. Las observaciones de supernovas en otras galaxias sugieren que ocurren en la Vía Láctea en promedio unas tres veces cada siglo. Es casi seguro que estas supernovas serían observables con telescopios astronómicos modernos. La supernova más reciente a simple vista fue SN 1987A , la explosión de una estrella supergigante azul en la Gran Nube de Magallanes , un satélite de la Vía Láctea.

Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas se desencadenan por uno de dos mecanismos básicos: el repentino reencendido de la fusión nuclear en una estrella degenerada como una enana blanca, o el repentino colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva . En la primera clase de eventos, la temperatura del objeto se eleva lo suficiente para disparar fuera de control la fusión nuclear, lo que altera por completo la estrella. Las posibles causas son una acumulación de material de un compañero binario a través de la acumulación o una fusión estelar . En el caso de una estrella masiva , el núcleo de una estrella masiva puede sufrir un colapso repentino, liberando energía potencial gravitacional como una supernova. Si bien algunas supernovas observadas son más complejas que estas dos teorías simplificadas, la mecánica astrofísica está establecida y aceptada por la comunidad astronómica.

Las supernovas pueden expulsar varias masas solares de material a velocidades de hasta varios por ciento de la velocidad de la luz . Esto impulsa una onda de choque en expansión hacia el medio interestelar circundante , barriendo una capa de gas y polvo en expansión que se observa como un remanente de supernova . Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar desde el oxígeno hasta el rubidio . Las ondas expansivas de las supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas . Los remanentes de supernova podrían ser una fuente importante de rayos cósmicos . Las supernovas pueden producir ondas gravitacionales , aunque hasta ahora, las ondas gravitacionales se han detectado solo a partir de las fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones.

Historial de observación

Un texto de 1414 cita un informe de 1055: desde que "apareció la estrella funesta, ha pasado un año y hasta ahora su brillo no se ha desvanecido".

En comparación con la historia completa de una estrella, la apariencia visual de una supernova es muy breve, quizás abarcando varios meses, por lo que las posibilidades de observar una a simple vista son aproximadamente una vez en la vida. Solo una pequeña fracción de los 100 mil millones de estrellas en una galaxia típica tiene la capacidad de convertirse en una supernova, restringida a aquellas que tienen una gran masa o tipos extraordinariamente raros de estrellas binarias que contienen enanas blancas . ^[1]

La primera supernova registrada posible, conocida como HB9, podría haber sido vista y registrada por observadores indios desconocidos en4500 ± 1000  AC . ^[2] Más tarde, los astrónomos chinos vieron SN 185 en el año 185 d. C. La supernova más brillante registrada fue SN 1006 , que ocurrió en 1006 d.C. en la constelación de Lupus , y fue descrita por observadores en China, Japón, Irak, Egipto y Europa. ^{[3] [4] [5]} La supernova SN 1054, ampliamente observada, produjo la Nebulosa del Cangrejo . Las supernovas SN 1572 y SN 1604 , las últimas observadas a simple vista en la Vía Láctea, tuvieron efectos notables en el desarrollo de la astronomía en Europa porque se utilizaron para argumentar en contra de la idea aristotélica de que el universo más allá de la Luna y los planetas era estático e inmutable. ^[6] Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su punto máximo el 17 de octubre de 1604 y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que se desvaneció a simple vista un año después. ^[7] Fue la segunda supernova observada en una generación (después de SN 1572 vista por Tycho Brahe en Cassiopeia). ^[8]

Existe alguna evidencia de que la supernova galáctica más joven, G1.9 + 0.3 , ocurrió a finales del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Cassiopeia A alrededor de 1680. ^[9] Ninguna supernova fue observada en ese momento. En el caso de G1.9 + 0.3, una alta extinción a lo largo del plano de la galaxia podría haber atenuado el evento lo suficiente como para pasar desapercibido. La situación de Cassiopeia A es menos clara. Se han detectado ecos de luz infrarroja que muestran que se trataba de una supernova de tipo IIb y que no se encontraba en una región de extinción especialmente alta . ^[10]

La observación y el descubrimiento de supernovas extragalácticas son ahora mucho más comunes. La primera observación de este tipo fue de SN 1885A en la galaxia de Andrómeda . Hoy en día, los astrónomos aficionados y profesionales encuentran varios cientos cada año, algunos cuando están cerca del brillo máximo, otros en fotografías o placas astronómicas antiguas. Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el esquema moderno de clasificación de supernovas a partir de 1941. ^[11] Durante la década de 1960, los astrónomos encontraron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como velas estándar , por lo tanto, indicadores de distancias astronómicas. ^[12] Algunas de las supernovas más distantes observadas en 2003 parecían más tenues de lo esperado. Esto apoya la opinión de que la expansión del universo se está acelerando . ^[13] Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de ser observados. La fecha del evento de supernova Cassiopeia A se determinó a partir de los ecos de luz de las nebulosas , ^[14] mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura ^[15] y las emisiones de rayos gamma de la desintegración radiactiva del titanio. -44 . ^[dieciséis]

SN Antikythera en el cúmulo de galaxias RXC J0949.8 + 1707. SN Eleanor y SN Alexander fueron observados en la misma galaxia en 2011. ^[17]

La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh , a una distancia de 3,82 gigalight-años . Se detectó por primera vez en junio de 2015 y alcanzó un máximo de 570 mil millones de  L ☉ , que es el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. ^[18] Sin embargo, la naturaleza de esta supernova continúa siendo debatida y se han sugerido varias explicaciones alternativas, por ejemplo, la interrupción de una estrella por marea por un agujero negro. ^[19]

Entre los primeros detectados desde el momento de la detonación, y para los que se han obtenido los espectros más tempranos (a partir de 6 horas después de la explosión real), se encuentra el tipo II SN 2013fs (iPTF13dqy) que se registró 3 horas después del evento de supernova el 6 de octubre. 2013 por la Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). La estrella está ubicada en una galaxia espiral llamada NGC 7610 , a 160 millones de años luz de distancia en la constelación de Pegaso. ^{[20] [21]}

El 20 de septiembre de 2016, el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario , Argentina , estaba probando su telescopio. ^{[22] [23]} Al tomar varias fotografías de la galaxia NGC 613 , Buso se topó con una supernova que acababa de hacerse visible en la Tierra. Tras examinar las imágenes, se puso en contacto con el Instituto de Astrofísica de La Plata. "Era la primera vez que alguien había capturado los momentos iniciales del 'estallido del choque' de una supernova óptica, uno no asociado con un estallido de rayos gamma o rayos X". ^[22] Las probabilidades de capturar un evento de este tipo se sitúan entre uno en diez millones y uno en cien millones, según la astrónoma Melina Bersten del Instituto de Astrofísica. La supernova observada por Buso era un tipo IIb formado por una estrella veinte veces la masa del sol. ^{[22] El} astrónomo Alex Filippenko , de la Universidad de California , comentó que los astrónomos profesionales habían estado buscando tal evento durante mucho tiempo. Afirmó: "Las observaciones de las estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar proporcionan información que no se puede obtener directamente de ninguna otra manera". ^[22]

Descubrimiento

Remanente de supernova SNR E0519-69.0 en la Gran Nube de Magallanes

Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se realizaron durante la década de 1920. Estos fueron llamados de diversas maneras "Novae de clase alta", "Hauptnovae" o "novas gigantes". ^[24] Se cree que el nombre "supernovas" fue acuñado por Walter Baade y Fritz Zwicky en conferencias en Caltech durante 1931. Se usó, como "super-Novae", en un artículo de revista publicado por Knut Lundmark en 1933, ^{[ 25]} y en un artículo de 1934 de Baade y Zwicky. ^[26] En 1938, el guión se había perdido y el nombre moderno estaba en uso. ^[27] Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, que ocurren aproximadamente tres veces por siglo en la Vía Láctea, ^[28] obtener una buena muestra de supernovas para estudiar requiere un monitoreo regular de muchas galaxias.

Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en curso. ^[29] Para usar supernovas como velas estándar para medir la distancia, se requiere la observación de su luminosidad máxima. Por tanto, es importante descubrirlos mucho antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados , que superan en gran medida a los astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en la búsqueda de supernovas, por lo general observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores. ^[30]

Hacia fines del siglo XX, los astrónomos recurrieron cada vez más a los telescopios controlados por computadora y los CCD para cazar supernovas. Si bien estos sistemas son populares entre los aficionados, también existen instalaciones profesionales como el telescopio automático de imágenes Katzman . ^[31] El proyecto del Sistema de Alerta Temprana de Supernova (SNEWS) utiliza una red de detectores de neutrinos para dar una alerta temprana de una supernova en la Vía Láctea. ^{[32] [33]} Los neutrinos son partículas que son producidas en grandes cantidades por una supernova, y no son absorbidas significativamente por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico. ^[34]

"Una estrella a punto de explotar", la nebulosa SBW1 rodea a una enorme supergigante azul en la Nebulosa Carina .

Las búsquedas de supernovas se dividen en dos clases: las que se centran en eventos relativamente cercanos y las que miran más lejos. Debido a la expansión del universo , la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido puede estimarse midiendo su desplazamiento Doppler (o desplazamiento al rojo ); en promedio, los objetos más distantes retroceden con mayor velocidad que los cercanos y, por lo tanto, tienen un mayor corrimiento al rojo. Por lo tanto, la búsqueda se divide entre alto y bajo corrimiento al rojo, con el límite que cae alrededor de un rango de corrimiento al rojo de z = 0,1–0,3 ^[35], donde z es una medida adimensional del desplazamiento de frecuencia del espectro.

Las búsquedas de supernovas con alto corrimiento al rojo generalmente implican la observación de curvas de luz de supernovas. Son útiles para velas estándar o calibradas para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. La espectroscopia de supernovas, que se utiliza para estudiar la física y los entornos de las supernovas, es más práctica con un corrimiento al rojo bajo que con un alto. ^{[36] [37]} Las observaciones de bajo corrimiento al rojo también anclan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble , que es un gráfico de la distancia frente al corrimiento al rojo para las galaxias visibles. ^{[38] [39]}

Convenio de denominación

Imagen de compilación óptica , infrarroja y de rayos X de longitud de onda múltiple del remanente de supernova de Kepler , SN 1604

Descubrimientos de supernovas son reportados a la Unión Astronómica Internacional 's Oficina Central de telegramas astronómicos , que envía una circular con el nombre que asigna a la supernova. El nombre se forma a partir del prefijo SN , seguido del año del descubrimiento, con una designación de una o dos letras como sufijo. El primer 26 supernovas del año se designan con una letra mayúscula de la A a la Z . Posteriormente se utilizan pares de letras minúsculas: aa , ab , etc. Por lo tanto, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova reportada en el año 2003. ^[40] La última supernova de 2005, SN 2005nc, fue la 367ª (14 × 26 + 3 = 367). El sufijo "nc" actúa como una codificación biyectiva base-26 , con a = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26. Desde 2000, los astrónomos profesionales y aficionados han encontrado varios cientos de supernovas cada año. (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009; 231 en 2013). ^{[41] [42]}

Las supernovas históricas se conocen simplemente por el año en que ocurrieron: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (llamada Tycho's Nova ) y SN 1604 ( Kepler's Star ). Desde 1885 se ha utilizado la notación de letras adicionales, incluso si solo se descubrió una supernova ese año (por ejemplo, SN 1885A , SN 1907A , etc.), esto último sucedió con SN 1947A . SN , para SuperNova, es un prefijo estándar. Hasta 1987, rara vez se necesitaban designaciones de dos letras; desde 1988, sin embargo, se han necesitado todos los años. Desde 2016, el número creciente de descubrimientos ha llevado regularmente al uso adicional de designaciones de tres dígitos. ^[43]

Clasificación

Impresión artística de la supernova 1993J ^[44]

Los astrónomos clasifican las supernovas según sus curvas de luz y las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros . Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocidas como la serie de Balmer en la parte visual del espectro), se clasifica como Tipo II ; de lo contrario es de tipo I . En cada uno de estos dos tipos hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos o la forma de la curva de luz (un gráfico de la magnitud aparente de la supernova en función del tiempo). ^{[45] [46]}

Taxonomía de supernova ^{[45] [46]}

Tipo I Sin hidrógeno	Tipo Ia Presenta una línea de silicio ionizado individualmente (Si II) a 615,0 nm (nanómetros), cerca del pico de luz				Escapes térmicos
	Tipo Ib / c Característica de absorción de silicio débil o nula	Tipo Ib Muestra una línea de helio no ionizado (He I) a 587,6 nm			Colapso del núcleo
		Tipo Ic Débil o nulo helio
Tipo II Muestra hidrógeno	Espectro Tipo II-P / -L / n Tipo II en todo	Tipo II-P / L Sin líneas estrechas		El tipo II-P alcanza una "meseta" en su curva de luz
				Tipo II-L Muestra una disminución "lineal" en su curva de luz (lineal en magnitud frente al tiempo) [47]
		Tipo IIn Algunas líneas estrechas
	El espectro de tipo IIb cambia para convertirse en un tipo Ib

Tipo i

Las supernovas de tipo I se subdividen en función de sus espectros, y el tipo Ia muestra una fuerte línea de absorción de silicio ionizado . Las supernovas de tipo I sin esta línea fuerte se clasifican como tipo Ib e Ic, con el tipo Ib que muestra fuertes líneas neutrales de helio y el tipo Ic carece de ellas. Las curvas de luz son todas similares, aunque las de tipo Ia son generalmente más brillantes en el pico de luminosidad, pero la curva de luz no es importante para la clasificación de las supernovas de tipo I.

Un pequeño número de supernovas de tipo Ia exhiben características inusuales, como luminosidad no estándar o curvas de luz ampliadas, y estas se clasifican típicamente haciendo referencia al ejemplo más antiguo que muestra características similares. Por ejemplo, el sub-luminoso SN 2008ha a menudo se conoce como SN 2002cx -like o clase Ia-2002cx.

Una pequeña proporción de supernovas de tipo Ic muestra líneas de emisión muy ampliadas y mezcladas que se toman para indicar velocidades de expansión muy altas para la eyección. Estos se han clasificado como tipo Ic-BL o Ic-bl. ^[48]

Tipo II

Las curvas de luz se utilizan para clasificar las supernovas de tipo II-P y de tipo II-L.

Las supernovas de tipo II también se pueden subdividir en función de sus espectros. Si bien la mayoría de las supernovas de tipo II muestran líneas de emisión muy amplias que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilómetros por segundo , algunas, como SN 2005gl , tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Estos se denominan tipo IIn, donde la 'n' significa 'estrecho'.

Algunas supernovas, como SN 1987K ^[49] y SN 1993J , parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en épocas tempranas, pero, durante un período de semanas a meses, quedan dominadas por líneas de helio. El término "tipo IIb" se usa para describir la combinación de características normalmente asociadas con los tipos II y Ib. ^[46]

Las supernovas de tipo II con espectros normales dominados por amplias líneas de hidrógeno que permanecen durante la vida del declive se clasifican sobre la base de sus curvas de luz. El tipo más común muestra una "meseta" distintiva en la curva de luz poco después del pico de brillo, donde la luminosidad visual permanece relativamente constante durante varios meses antes de que se reanude el declive. Estos se denominan tipo II-P en referencia a la meseta. Menos comunes son las supernovas de tipo II-L que carecen de una meseta distinta. La "L" significa "lineal", aunque la curva de luz no es en realidad una línea recta.

Las supernovas que no encajan en las clasificaciones normales se denominan peculiares o 'pec'. ^[46]

Tipos III, IV y V

Fritz Zwicky definió tipos de supernovas adicionales basándose en unos pocos ejemplos que no se ajustaban perfectamente a los parámetros de las supernovas de tipo I o II. SN 1961i en NGC 4303 fue el prototipo y único miembro de la clase de supernovas de tipo III, destacada por su amplia curva de luz máxima y amplias líneas de Balmer de hidrógeno que se desarrollaron lentamente en el espectro. SN 1961f en NGC 3003 fue el prototipo y único miembro de la clase de tipo IV, con una curva de luz similar a una supernova de tipo II-P, con líneas de absorción de hidrógeno pero líneas de emisión de hidrógeno débiles . La clase tipo V se acuñó para SN 1961V en NGC 1058 , una supernova tenue inusual o un impostor de supernova con un aumento lento del brillo, un máximo que dura muchos meses y un espectro de emisión inusual. Se notó la similitud de SN 1961V con el Gran Arrebato de Eta Carinae . ^{[50] Las} supernovas en M101 (1909) y M83 (1923 y 1957) también fueron sugeridas como posibles supernovas de tipo IV o tipo V. ^[51]

Todos estos tipos ahora serían tratados como supernovas de tipo II peculiares (IIpec), de las cuales se han descubierto muchos más ejemplos, aunque todavía se debate si SN 1961V fue una verdadera supernova después de un estallido de LBV o un impostor. ^[47]

Modelos actuales

En la galaxia NGC 1365, una supernova (el punto brillante ligeramente por encima del centro galáctico) se ilumina rápidamente y luego se desvanece más lentamente. ^[52]

Los códigos de tipo de supernovas, como se describió anteriormente, son taxonómicos : el número de tipo describe la luz observada desde la supernova, no necesariamente su causa. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia se producen por fusión descontrolada encendida en progenitores de enanos blancos degenerados , mientras que las de tipo Ib / c espectralmente similares se producen a partir de progenitores Wolf-Rayet masivos por colapso del núcleo. A continuación se resume lo que actualmente se cree que son las explicaciones más plausibles de las supernovas.

Escapes térmicos

Formación de una supernova de tipo Ia

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar para elevar su temperatura suficiente núcleo a Ignite fusión de carbono , en cuyo punto se somete a runaway fusión nuclear, interrumpir por completo. Hay tres vías por las que se teoriza que ocurra esta detonación: acreción estable de material de un compañero, la colisión de dos enanas blancas o acreción que provoca la ignición en un proyectil que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de tipo Ia sigue sin estar claro. ^[53] A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, las supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy uniformes y son velas estándar útiles en distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de las supernovas de luminosidad anormal a un alto corrimiento al rojo, y las pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma o espectro de la curva de luz. ^{[54] [55]}

Tipo normal Ia

Hay varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Si una enana blanca de carbono - oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares ( M ☉ ) ^[56] (para una estrella no giratoria), ya no podría soportar la mayor parte de su masa a través de presión de degeneración electrónica ^{[57] [58]} y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la opinión actual es que este límite normalmente no se alcanza; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo enciende la fusión del carbono a medida que la estrella se acerca al límite (aproximadamente al 1% ^[59] ) antes de que se inicie el colapso. ^[56] Para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca colapsada típicamente formará una estrella de neutrones . En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada durante el colapso. ^[58]

En unos pocos segundos, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca sufre una fusión nuclear, liberando suficiente energía (1–2 × 10 ⁴⁴  J ) ^[60] para desvincular la estrella en una supernova. ^[61] Se genera una onda de choque que se expande hacia afuera , con la materia alcanzando velocidades del orden de 5,000-20,000 km / s , o aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo de la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de -19,3 (o 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. ^[62]

El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano . La más grande de las dos estrellas es la primera en evolucionar a partir de la secuencia principal y se expande para formar una gigante roja . Las dos estrellas ahora comparten una envoltura común, lo que hace que su órbita mutua se reduzca. La estrella gigante luego se deshace de la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar la fusión nuclear . En este punto, se convierte en una estrella enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. ^[63] Finalmente, la estrella secundaria también evoluciona a partir de la secuencia principal para formar una gigante roja. La materia del gigante es acrecentada por la enana blanca, lo que hace que esta última aumente de masa. A pesar de la amplia aceptación del modelo básico, los detalles exactos de la iniciación y de los elementos pesados ​​producidos en el evento catastrófico aún no están claros.

Las supernovas de tipo Ia siguen una curva de luz característica —la gráfica de la luminosidad en función del tiempo— después del evento. Esta luminosidad es generada por la desintegración radiactiva del níquel -56 a través del cobalto -56 al hierro -56. ^[62] La luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente constante en las supernovas normales de tipo Ia, con una magnitud absoluta máxima de aproximadamente -19,3. Esto se debe a que las supernovas de tipo Ia surgen de un tipo consistente de estrella progenitora por adquisición gradual de masa, y explotan cuando adquieren una masa típica constante, dando lugar a condiciones y comportamiento de supernova muy similares. Esto les permite ser usados ​​como una vela estándar secundaria ^[64] para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas. ^{[sesenta y cinco]}

Tipo Ia no estándar

Otro modelo para la formación de supernovas de tipo Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, con la masa combinada excediendo momentáneamente el límite de Chandrasekhar . ^[66] Hay mucha variación en este tipo de evento, ^[67] y, en muchos casos, puede que no haya supernova en absoluto, en cuyo caso tendrán una curva de luz más amplia y menos luminosa que la SN tipo Ia más normal. .

Las supernovas de tipo Ia anormalmente brillantes ocurren cuando la enana blanca ya tiene una masa superior al límite de Chandrasekhar, ^[68] posiblemente mejorada aún más por la asimetría, ^[69] pero el material expulsado tendrá una energía cinética menor que la normal.

No existe una subclasificación formal para las supernovas de tipo Ia no estándar. Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas que ocurren cuando el helio se acumula en una enana blanca debería clasificarse como tipo Iax . ^{[70] [71]} Es posible que este tipo de supernova no siempre destruya por completo al progenitor de la enana blanca y podría dejar una estrella zombi . ^[72]

Un tipo específico de supernova de tipo Ia no estándar desarrolla hidrógeno, y otro, líneas de emisión y da la apariencia de una mezcla entre una supernova de tipo Ia normal y una de tipo IIn. Algunos ejemplos son SN 2002ic y SN 2005gj . Estas supernovas se han denominado tipo Ia / IIn , tipo Ian , tipo IIa y tipo IIan . ^[73]

Colapso del núcleo

Las capas de una estrella evolucionada masiva justo antes del colapso del núcleo (no a escala)

Las estrellas muy masivas pueden sufrir un colapso del núcleo cuando la fusión nuclear se vuelve incapaz de sostener el núcleo contra su propia gravedad; pasar este umbral es la causa de todos los tipos de supernovas excepto el tipo Ia. El colapso puede causar la expulsión violenta de las capas externas de la estrella dando como resultado una supernova, o la liberación de energía potencial gravitacional puede ser insuficiente y la estrella puede colapsar en un agujero negro o estrella de neutrones con poca energía irradiada.

El colapso del núcleo puede deberse a varios mecanismos diferentes: captura de electrones ; exceder el límite de Chandrasekhar ; inestabilidad de pares ; o fotodesintegración . ^{[74] [75]}

• Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro más grande que la masa de Chandrasekhar, ya no podrá sostenerse por la presión de degeneración de electrones y colapsará aún más en una estrella de neutrones o un agujero negro.
• La captura de electrones por el magnesio en un núcleo degenerado de O / Ne / Mg provoca un colapso gravitacional seguido de una fusión explosiva de oxígeno, con resultados muy similares.
• La producción de pares de electrones y positrones en un gran núcleo después de la combustión de helio elimina el soporte termodinámico y provoca un colapso inicial seguido de una fusión descontrolada, lo que da como resultado una supernova de inestabilidad de pares.
• Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para iniciar la fotodisintegración directamente, lo que provocará un colapso completo del núcleo.

La siguiente tabla enumera las razones conocidas del colapso del núcleo en estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que ocurren, su tipo de supernova asociado y el remanente producido. La metalicidad es la proporción de elementos distintos del hidrógeno o el helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de supernova, expresada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor.

Las supernovas de tipo IIn no se enumeran en la tabla. Pueden producirse por varios tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por igniciones de enanas blancas de tipo Ia, aunque parece que la mayoría será por colapso del núcleo de hierro en supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidas las LBV ). Las estrechas líneas espectrales por las que reciben su nombre se deben a que la supernova se está expandiendo hacia una pequeña y densa nube de material circunestelar. ^[76] Parece que una proporción significativa de supuestas supernovas de tipo IIn son impostores de supernovas , erupciones masivas de estrellas similares a LBV similares a la Gran Erupción de Eta Carinae . En estos eventos, el material previamente expulsado de la estrella crea las estrechas líneas de absorción y provoca una onda de choque a través de la interacción con el material recién expulsado. ^[77]

Escenarios de colapso del núcleo por masa y metalicidad ^[74]

Causa del colapso	Estrella progenitora masa inicial aproximada ( masas solares )	Tipo de supernova	Retazo o restos
Captura de electrones en un núcleo degenerado de O + Ne + Mg	9-10	Débil II-P	Estrella neutrón
Colapso del núcleo de hierro	10-25	Débil II-P	Estrella neutrón
	25–40 con metalicidad baja o solar	Normal II-P	Agujero negro tras retroceso de material sobre una estrella de neutrones inicial
	25–40 con muy alta metalicidad	II-L o II-b	Estrella neutrón
	40–90 con baja metalicidad	Ninguno	Calabozo
	≥40 con metalicidad casi solar	Ib / c débil o hipernova con explosión de rayos gamma (GRB)	Agujero negro tras retroceso de material sobre una estrella de neutrones inicial
	≥40 con muy alta metalicidad	Ib / c	Estrella neutrón
	≥90 con baja metalicidad	Ninguno, posible GRB	Calabozo
Inestabilidad de pareja	140–250 con baja metalicidad	II-P, a veces una hipernova, posible GRB	Sin remanente
Fotodisintegración	≥250 con baja metalicidad	Ninguno (¿o supernova luminosa?), Posible GRB	Agujero negro masivo

Tipos de supernovas por metalicidad de masa inicial

Restos de estrellas masivas individuales

Dentro de una estrella evolucionada masiva (a) las cáscaras de los elementos en capas de cebolla se fusionan, formando un núcleo de hierro (b) que alcanza la masa de Chandrasekhar y comienza a colapsar. La parte interna del núcleo se comprime en neutrones (c), lo que hace que el material que cae rebote (d) y forme un frente de choque que se propaga hacia afuera (rojo). El choque comienza a detenerse (e), pero se revitaliza mediante un proceso que puede incluir la interacción de neutrinos. El material circundante se destruye (f), dejando solo un remanente degenerado.

Cuando un núcleo estelar ya no está soportado contra la gravedad, colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70.000 km / s (0,23 c ), ^[78] resultando en un rápido aumento de temperatura y densidad. Lo que sigue a continuación depende de la masa y la estructura del núcleo que colapsa, con núcleos degenerados de baja masa que forman estrellas de neutrones, núcleos degenerados de mayor masa colapsando en su mayoría por completo en agujeros negros y núcleos no degenerados sometidos a una fusión descontrolada.

El colapso inicial de los núcleos degenerados se acelera mediante la desintegración beta , la fotodisintegración y la captura de electrones, lo que provoca una explosión de neutrinos de electrones . A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se interrumpe cuando quedan atrapados en el núcleo. El núcleo interno finalmente alcanza típicamente 30  km de diámetro ^[79] y una densidad comparable a la de un núcleo atómico , y la presión de degeneración de neutrones intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo es más de aproximadamente 15  M ☉ , la degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma un agujero negro directamente sin supernova.

En los núcleos de menor masa, el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100 mil millones de kelvin , 6000 veces la temperatura del núcleo del sol. ^[80] A esta temperatura, los pares neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente por emisión térmica . Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos capturadores de electrones. ^[81] Aproximadamente 10 ⁴⁶ julios, aproximadamente el 10% de la masa en reposo de la estrella, se convierte en una ráfaga de neutrinos de diez segundos, que es la principal salida del evento. ^{[79] [82]} El colapso del núcleo detenido repentinamente rebota y produce una onda de choque que se detiene en milisegundos ^[83] en el núcleo externo a medida que se pierde energía a través de la disociación de elementos pesados. Un proceso que no se entiende claramente^[actualizar]Es necesario permitir que las capas externas del núcleo reabsorban alrededor de 10 ⁴⁴ julios ^[82] (1 enemigo ) del pulso de neutrino, produciendo el brillo visible, aunque también hay otras teorías sobre cómo impulsar la explosión. ^[79]

Parte del material de la envoltura exterior vuelve a caer sobre la estrella de neutrones y, para núcleos de más de 8  M _☉ , hay suficiente retroceso para formar un agujero negro. Este retroceso reducirá la energía cinética creada y la masa de material radiactivo expulsado, pero en algunas situaciones, también puede generar chorros relativistas que resulten en un estallido de rayos gamma o una supernova excepcionalmente luminosa.

El colapso de un núcleo masivo no degenerado encenderá una mayor fusión. Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad del par, comienza la fusión de oxígeno y el colapso puede detenerse. Para masas de núcleos de 40 a 60  M _☉ , el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso volverá a ocurrir cuando se haya formado un núcleo más grande. Para núcleos de alrededor de 60-130  M _☉ , la fusión de oxígeno y elementos más pesados ​​es tan enérgica que toda la estrella se rompe, provocando una supernova. En el extremo superior del rango de masas, la supernova es inusualmente luminosa y extremadamente longeva debido a muchas masas solares de ⁵⁶ Ni expulsado . Para masas de núcleos aún más grandes, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la fotodisintegración y el núcleo colapsa completamente en un agujero negro. ^[84]

Tipo II

El atípico subluminoso tipo II SN 1997D

Las estrellas con masas iniciales inferiores a aproximadamente 8  M _☉ nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y eventualmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos 9  M _☉ (posiblemente hasta 12  M _☉ ^[85] ) evolucionan de manera compleja, quemando progresivamente elementos más pesados ​​a temperaturas más altas en sus núcleos. ^{[79] [86]} La estrella se convierte en capas como una cebolla, y la quema de elementos que se fusionan más fácilmente ocurre en conchas más grandes. ^{[74] [87]} Aunque se describe popularmente como una cebolla con un núcleo de hierro, los progenitores de supernova menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno - neón (- magnesio ). Estas estrellas super-AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, aunque menos luminosas y, por lo tanto, menos comúnmente observadas que las de progenitores más masivos. ^[85]

Si el colapso del núcleo ocurre durante una fase supergigante cuando la estrella todavía tiene una envoltura de hidrógeno , el resultado es una supernova de tipo II. La tasa de pérdida de masa de las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad . Las estrellas extremadamente luminosas con una metalicidad cercana al sol perderán todo su hidrógeno antes de llegar al colapso del núcleo y, por lo tanto, no formarán una supernova de tipo II. A baja metalicidad, todas las estrellas llegarán al colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible.

Las estrellas con una masa inicial de hasta aproximadamente 90 veces la del sol, o un poco menos con alta metalicidad, dan como resultado una supernova de tipo II-P, que es el tipo más comúnmente observado. Con una metalicidad de moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masa habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando se produzca el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. A muy baja metalicidad, estrellas de alrededor de 140-250  M _☉ alcanzarán colapso del núcleo por la inestabilidad par mientras que todavía tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II pero una muy gran masa de eyectado ⁵⁶ Ni y alta luminosidad.

Tipo Ib y Ic

SN 2008D, una supernova de tipo Ib ^[88] en el extremo superior de la galaxia, mostrada en rayos X (izquierda) y luz visible (derecha) ^[89]

Estas supernovas, como las del tipo II, son estrellas masivas que sufren un colapso del núcleo. Sin embargo, las estrellas que se convierten en supernovas de los tipos Ib e Ic han perdido la mayor parte de sus envolturas externas (de hidrógeno) debido a los fuertes vientos estelares o bien por la interacción con un compañero. ^[90] Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet , y ocurren con una metalicidad de moderada a alta donde los vientos impulsados ​​por el continuo causan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de la supernova de tipo Ib / c no coinciden con la ocurrencia observada o esperada de estrellas Wolf-Rayet y las explicaciones alternativas para este tipo de supernova de colapso del núcleo involucran estrellas despojadas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor coincidencia para las supernovas observadas, con la condición de que nunca se hayan observado estrellas de helio binarias adecuadas. ^[91] Dado que una supernova puede ocurrir siempre que la masa de la estrella en el momento del colapso del núcleo sea lo suficientemente baja como para no causar un retroceso completo a un agujero negro, cualquier estrella masiva puede resultar en una supernova si pierde suficiente masa antes de que ocurra el colapso del núcleo. .

Las supernovas de tipo Ib son las más comunes y resultan de las estrellas Wolf-Rayet de tipo WC que todavía tienen helio en sus atmósferas. Para un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan aún más antes de llegar al colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante y estos son los progenitores de las supernovas de tipo Ic.

Un pequeño porcentaje de las supernovas de tipo Ic están asociadas con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova de tipo Ib o Ic despojada de hidrógeno podría producir un GRB, dependiendo de las circunstancias de la geometría. ^[92] El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético del magnetar que gira rápidamente formado en el núcleo colapsado de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova super luminosa . ^{[93] [94]}

Las supernovas ultradespojadas ocurren cuando la estrella en explosión ha sido despojada (casi) hasta el núcleo metálico, a través de la transferencia de masa en un binario cercano. ^[95] Como resultado, se expulsa muy poco material de la estrella en explosión (c. 0,1  M _☉ ). En los casos más extremos, las supernovas ultradespojadas pueden ocurrir en núcleos de metal desnudo, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. SN 2005ek ^[96] podría ser un ejemplo de observación de una supernova ultradespojada , dando lugar a una curva de luz relativamente tenue y de rápida descomposición. La naturaleza de las supernovas ultradespojadas puede ser tanto el colapso del núcleo de hierro como las supernovas de captura de electrones, dependiendo de la masa del núcleo que colapsa.

Supernovas fallidas

El colapso del núcleo de algunas estrellas masivas puede no resultar en una supernova visible. El modelo principal para esto es un núcleo suficientemente masivo que la energía cinética es insuficiente para revertir la caída de las capas externas en un agujero negro. Estos eventos son difíciles de detectar, pero grandes encuestas han detectado posibles candidatos. ^{[97] [98]} La supergigante roja N6946-BH1 en NGC 6946 experimentó un estallido modesto en marzo de 2009, antes de desaparecer de la vista. Solo queda una débil fuente de infrarrojos en la ubicación de la estrella. ^[99]

Curvas de luz

Curvas de luz comparativas tipo supernova

Un enigma histórico se refería a la fuente de energía que puede mantener el brillo de la supernova óptica durante meses. Aunque la energía que interrumpe cada tipo de supernovas se entrega rápidamente, las curvas de luz están dominadas por el subsiguiente calentamiento radiactivo de la eyección en rápida expansión. Algunos han considerado la energía rotacional del púlsar central. Los gases eyectados se atenuarían rápidamente sin un aporte de energía para mantenerlos calientes. La naturaleza intensamente radiactiva de los gases eyectados, que ahora se sabe que es correcta para la mayoría de las supernovas, se calculó por primera vez sobre bases sólidas de nucleosíntesis a fines de la década de 1960. ^[100] No fue hasta SN 1987A que la observación directa de líneas de rayos gamma identificó sin ambigüedades los principales núcleos radiactivos. ^[101]

Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (el gráfico de la luminosidad en función del tiempo) después de la aparición de una supernova de tipo II , como SN 1987A, se explica por las desintegraciones radiactivas predichas . Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida por los gases expulsados ​​la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. La desintegración radiactiva del ⁵⁶ Ni a través de sus hijas ⁵⁶ Co a ⁵⁶ Fe produce fotones de rayos gamma , principalmente de 847keV y 1238keV, que son absorbidos y dominan el calentamiento y por tanto la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos. (varios meses). ^{[102] La} energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de 56 Ni a ⁵⁶ Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular se ajusta muy de cerca con la media de 77,3 días. vida de 56 Co decayendo a ⁵⁶ Fe. Las mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma ⁵⁶ Co y ⁵⁷ Co que escaparon del remanente SN 1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran las fuentes de energía. ^[101]

Messier 61 con supernova SN2020jfo, tomada por un astrónomo aficionado en 2020

Las curvas de luz visual de los diferentes tipos de supernovas dependen todas en momentos tardíos del calentamiento radiactivo, pero varían en forma y amplitud debido a los mecanismos subyacentes, la forma en que se produce la radiación visible, la época de su observación y la transparencia de la luz. material expulsado. Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en las longitudes de onda ultravioleta hay un pico temprano extremadamente luminoso que dura solo unas pocas horas correspondiente a la ruptura del choque lanzado por el evento inicial, pero esa ruptura es apenas detectable ópticamente.

Las curvas de luz para el tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su producción de energía óptica es impulsada por la desintegración radiactiva del níquel-56 expulsado (vida media de 6 días), que luego se desintegra en cobalto-56 radiactivo (vida media de 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante a incandescencia. Los estudios de cosmología actuales se basan en la radiactividad de ⁵⁶ Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de tipo Ia, que son las "velas estándar" de la cosmología, pero cuyos rayos gamma de diagnóstico 847keV y 1238keV se detectaron por primera vez en 2014. ^[103] El Las fases iniciales de la curva de luz disminuyen abruptamente a medida que disminuye el tamaño efectivo de la fotosfera y se agota la radiación electromagnética atrapada. La curva de luz continúa disminuyendo en la banda B, mientras que puede mostrar un pequeño hombro en la vista aproximadamente a los 40 días, pero esto es solo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo cuando ciertos elementos pesados ​​ionizados se recombinan para producir la radiación infrarroja y la eyección se vuelven transparentes para él. La curva de luz visual continúa disminuyendo a una tasa ligeramente mayor que la tasa de desintegración del cobalto radiactivo (que tiene la vida media más larga y controla la curva posterior), porque el material expulsado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la alta energía. radiación en radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz cambia su tasa de disminución nuevamente a medida que la emisión de positrones se vuelve dominante del cobalto-56 restante, aunque esta porción de la curva de luz ha sido poco estudiada.

Las curvas de luz de tipo Ib e Ic son básicamente similares a las de tipo Ia aunque con un pico de luminosidad promedio más bajo. La salida de luz visual se debe nuevamente a que la desintegración radiactiva se convierte en radiación visual, pero hay una masa mucho menor del níquel-56 creado. La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso hay supernovas ocasionales de tipo Ib / c órdenes de magnitud más y menos luminosas que la norma. Las supernovas de tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz ampliadas además del aumento de la luminosidad máxima. Se cree que la fuente de la energía extra son chorros relativistas impulsados ​​por la formación de un agujero negro giratorio, que también produce explosiones de rayos gamma .

Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracterizan por una disminución mucho más lenta que las de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, ^[104] excluyendo la fase de meseta. La producción de luz visual está dominada por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en la eyección de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta e ioniza. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz a medida que este hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y volviéndose más transparente. A esto le sigue una curva de luz decreciente impulsada por la desintegración radiactiva, aunque más lenta que en las supernovas de tipo I, debido a la eficiencia de conversión en luz de todo el hidrógeno. ^[47]

En el tipo II-L, la meseta está ausente porque al progenitor le quedaba relativamente poco hidrógeno en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro pero insuficiente para producir una meseta notable en la salida de luz. En las supernovas de tipo IIb, la atmósfera de hidrógeno del progenitor está tan agotada (se cree que se debe a la destrucción de las mareas por parte de una estrella compañera) que la curva de luz está más cerca de una supernova de tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas. ^[47]

Las supernovas de tipo IIn se caracterizan por estrechas líneas espectrales adicionales producidas en una densa capa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extendidas, en ocasiones también extremadamente luminosas y se las conoce como supernova superluminoso. Estas curvas de luz son producidas por la conversión altamente eficiente de energía cinética de la eyección en radiación electromagnética por interacción con la densa capa de material. Esto solo ocurre cuando el material es lo suficientemente denso y compacto, lo que indica que ha sido producido por la propia estrella progenitora solo poco antes de que ocurra la supernova.

Se han catalogado y clasificado un gran número de supernovas para proporcionar velas de distancia y modelos de prueba. Las características promedio varían algo con la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero pueden especificarse ampliamente para cada tipo de supernova.

Propiedades físicas de las supernovas por tipo ^{[105] [106]}

Escriba un	Magnitud absoluta pico promedio b	Energía aproximada ( enemigo ) c	Días para la luminosidad máxima	Días desde el pico hasta el 10% de luminosidad
I a	−19	1	aprox. 19	alrededor de 60
Ib / c (débil)	alrededor de −15	0,1	15-25	desconocido
Ib	alrededor de −17	1	15-25	40-100
Ic	alrededor de −16	1	15-25	40-100
Ic (brillante)	a −22	por encima de 5	aproximadamente 25	aproximadamente 100
II-b	alrededor de −17	1	alrededor de 20	alrededor de 100
II-L	alrededor de −17	1	alrededor de 13	alrededor de 150
II-P (débil)	alrededor de −14	0,1	aproximadamente 15	desconocido
II-P	alrededor de −16	1	alrededor de 15	Meseta luego alrededor de 50
IIn d	alrededor de −17	1	12-30 o más	50-150
IIn (brillante)	a −22	por encima de 5	por encima de 50	por encima de 100

Notas:

• una. ^ Los tipos débiles pueden ser una subclase distinta. Los tipos brillantes pueden ser un continuo desde ligeramente sobreluminosos hasta hipernovas.
• B. ^ Estas magnitudes se miden en la banda R. Las mediciones en bandas V o B son comunes y serán aproximadamente la mitad de una magnitud más brillantes para las supernovas.
• C. ^ Orden de magnitud de la energía cinética. La energía radiada electromagnética total suele ser menor, la energía de neutrinos (teórica) mucho mayor.
• D. ^ Probablemente un grupo heterogéneo, cualquiera de los otros tipos incrustados en la nebulosidad.

Asimetría

El púlsar de la Nebulosa del Cangrejo viaja a 375 km / s en relación con la nebulosa. ^[107]

Un enigma de larga data que rodea a las supernovas de tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad lejos del epicentro; ^[108] Se observa que los púlsares , y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas velocidades, y presumiblemente los agujeros negros también, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El ímpetu inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km / so más. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual se transfiere el impulso al objeto compacto permanece^[actualizar]un rompecabezas. Las explicaciones propuestas para esta patada incluyen la convección en la estrella que colapsa y la producción de chorros durante la formación de la estrella de neutrones .

Una posible explicación de esta asimetría es la convección a gran escala por encima del núcleo. La convección puede crear variaciones en la abundancia local de elementos, lo que resulta en una combustión nuclear desigual durante el colapso, el rebote y la expansión resultante. ^[109]

Otra posible explicación es que la acreción de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, impulsando materia a alta velocidad fuera de la estrella y generando choques transversales que interrumpen por completo la estrella. Estos chorros podrían jugar un papel crucial en la supernova resultante. ^{[110] [111]} (Ahora se prefiere un modelo similar para explicar las ráfagas largas de rayos gamma ).

Las asimetrías iniciales también se han confirmado en supernovas de tipo Ia a través de la observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de visión. Sin embargo, la expansión se vuelve más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas son detectables midiendo la polarización de la luz emitida. ^[112]

Salida de energía

Las desintegraciones radiactivas del níquel-56 y el cobalto-56 que producen una curva de luz visible de supernova

Aunque las supernovas se conocen principalmente como eventos luminosos, la radiación electromagnética que liberan es casi un efecto secundario menor. Particularmente en el caso de supernovas de colapso del núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total liberada durante el evento.

Existe una diferencia fundamental entre el equilibrio de la producción de energía en los diferentes tipos de supernovas. En las detonaciones de enanas blancas de tipo Ia, la mayor parte de la energía se dirige a la síntesis de elementos pesados y la energía cinética de la eyección. En las supernovas de colapso del núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige a la emisión de neutrinos , y aunque algo de esto aparentemente potencia la destrucción observada, el 99% + de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos después del inicio del colapso.

Las supernovas de tipo Ia obtienen su energía de una fusión nuclear descontrolada de una enana blanca de carbono y oxígeno. Los detalles de la energía aún no se comprenden completamente, pero el resultado final es la expulsión de toda la masa de la estrella original a alta energía cinética. Aproximadamente la mitad de la masa solar de esa masa es 56 Ni generada a partir de la quema de silicio . ^{El 56} Ni es radiactivo y se desintegra en 56 Co por desintegración beta más (con una vida media de seis días) y rayos gamma. ^{El 56} Co en sí mismo se desintegra por la ruta beta más ( positrón ) con una vida media de 77 días en el ⁵⁶ Fe estable . Estos dos procesos son responsables de la radiación electromagnética de las supernovas de tipo Ia. En combinación con la transparencia cambiante del material expulsado, producen la curva de luz que disminuye rápidamente. ^[113]

Las supernovas de colapso del núcleo son, en promedio, visualmente más débiles que las supernovas de tipo Ia, pero la energía total liberada es mucho mayor. En este tipo de supernovas, la energía potencial gravitacional se convierte en energía cinética que comprime y colapsa el núcleo, produciendo inicialmente neutrinos electrónicos a partir de nucleones en desintegración, seguidos de todos los sabores de neutrinos térmicos del núcleo de la estrella de neutrones sobrecalentado. Se cree que alrededor del 1% de estos neutrinos depositan suficiente energía en las capas externas de la estrella para impulsar la catástrofe resultante, pero nuevamente los detalles no se pueden reproducir exactamente en los modelos actuales. Las energías cinéticas y los rendimientos de níquel son algo más bajos que las supernovas de tipo Ia, de ahí el pico de luminosidad visual más bajo de las supernovas de tipo II, pero la energía de la desionización de las muchas masas solares de hidrógeno restante puede contribuir a una disminución mucho más lenta de la luminosidad y producir la fase de meseta que se observa en la mayoría de las supernovas de colapso del núcleo.

Energética de las supernovas

Supernova	Energía total aproximada 10 44 julios ( enemigo ) c	Ni eyectado (masas solares)	Energía de neutrinos (enemigo)	Energía cinética (enemigo)	Radiación electromagnética (enemigo)
Tipo Ia [113] [114] [115]	1,5	0,4 - 0,8	0,1	1.3 - 1.4	~ 0.01
Colapso del núcleo [116] [117]	100	(0.01) - 1	100	1	0,001 - 0,01
Hypernova	100	~ 1	1–100	1–100	~ 0,1
Inestabilidad de la pareja [84]	5–100	0,5 - 50	¿bajo?	1–100	0,01 - 0,1

En algunas supernovas de colapso del núcleo, el retroceso hacia un agujero negro impulsa chorros relativistas que pueden producir un breve estallido energético y direccional de rayos gamma y también transfieren una energía adicional sustancial al material expulsado. Este es un escenario para la producción de supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de las hipernovas de tipo Ic y los estallidos de rayos gamma de larga duración . Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar la envoltura estelar, se puede producir un estallido de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser sub-luminosa.

Cuando una supernova ocurre dentro de una pequeña y densa nube de material circunestelar, producirá una onda de choque que puede convertir eficientemente una alta fracción de la energía cinética en radiación electromagnética. Aunque la energía inicial era completamente normal, la supernova resultante tendrá una alta luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas de tipo IIn.

Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso del núcleo con espectros y curvas de luz similares al tipo II-P, la naturaleza después del colapso del núcleo es más parecida a la de un tipo Ia gigante con fusión descontrolada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a otras supernovas de colapso del núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo que la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados ​​expulsados ​​de sus núcleos puede ser órdenes de magnitud mayor, con la consiguiente alta luminosidad visual.

Progenitor

"> Reproducir medios

Las supernovas ocasionales aparecen en la impresión de este artista acelerado de las galaxias distantes. Cada estrella en explosión rivaliza brevemente con el brillo de su galaxia anfitriona.