30 sept. 2010

Supernovas

Existen tres conceptos relacionados entre ellos: luminosidad real, luminosidad aparente y distancia.

Por ejemplo, una bombilla muy potente lejos puede parecer igual que otra poco potente que esté cerca. Ambas tienen igual luminosidad aparente, pero diferente luminosidad real y distancia. De hecho, de los tres parámetros, basta conocer dos de ellos para hallar el tercero de forma directa.

 De todas las estrellas que podemos ver incluidas las que vemos con telescopio, conocemos su luminosidad aparente, pero no la real ni la distancia. Sólo que conozcamos una de estas dos variables desconocidas podremos deducir inmediatamente la otra. Pues bien, en la fase final de algunas estrellas se produce un colapso gravitatorio, en el paso de enana blanca a estrella de neutrones, y de ello resulta una explosión de las más violentas conocidas en el Universo. Para que os hagáis una idea, esa explosión desprende en unos segundos más energía que la emitida por el Sol en toda su vida. Imaginad que conociéramos muy bien este colapso. Imaginad que las teorías estuvieran lo suficientemente avanzadas como para saber la luminosidad real (que al fin y al cabo es la energía que desprende), de una de estas explosiones. ¿A que podríamos conocer la distancia? ¿A que sería genial que existieran esas explosiones?.

Pues existen. En el cielo se vería una estrella muy brillante y nueva (una “supernova”), que antes no estaba y que puede durar algún tiempo (incluso un mes). Normalmente, se dan en sistemas dobles (formados por 2 estrellas), en los que una de ellas ya es enana blanca y va absorbiendo poco a poco material de la otra. La enana blanca no puede tener más de un cierto tamaño llamado límite de Chandrasekar (se llevó el premio Nobel por este cálculo); pues si pasa deja de ser estable de golpe, colapsa y explota. Se llaman supernovas del tipo II. Con ellas podemos medir distancias en el Universo.

Este y otro tipo de explosiones no son una cosa rara en el cielo, aunque es difícil ver una en toda una vida. Se constató que en la nebulosa del Cangrejo (la M1 según el catálogo de Messier), el gas se expande. Con telescopios pequeños se ve solamente una tenue nebulosa de forma ovalada, y es necesario telescopios mas grandes para percibir su estructura filamentaria. De su observación se vio que había un centro común a esa expansión, y haciendo cálculos se dedujo que tenía que haber habido alguna explosión entre los años 1.000 y 1.100. Se empezó a buscar documentación en archivos europeos de la época, sin encontrarse nada; sin embargo, en archivos chinos se vio que estaba registrada una estrella muy luminosa (más que Venus, incluso se veía de día), que había durado 1 mes y después había desaparecido en el año 1.054.

Esta explosión produjo elementos químicos pesados como el níquel, cobalto, aluminio, cobre, oro y plata, que no habían podido ser producidos por la estrella en sus diez o veinte millones de años. La materia que alguna vez formó las capas externas de la estrella salió arrojada a velocidades tal vez de hasta unos diez mil kilómetros por segundo. Es este gas el cual formó eventualmente la nebulosa que observamos hoy en día. En el centro, hay una estrella de neutrones, pero eso ya es otra historia.

Creemos que estos acontecimientos suceden en nuestra galaxia una vez cada treinta años, pero que rara vez podemos verlos debido a nuestra posición en la misma. Según un profesor de física de la UB, si la Vía Láctea fuera Barcelona, el Sol estaría en Cornellá.

Algo más sobre las Supernovas (fragmanto tomado de: http://www.wikipedia.org/)

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.


Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.


La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).


Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años.


Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas




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