FANDOM


Archivo:Keplers supernova.jpg
Archivo:SN1987a s.jpg

Un resto de supernova o remanente de supernova es la estructura nebulosa que resulta de una explosión gigantesca de una estrella muy masiva que se denomina supernova. El resto de supernova está rodeado por una onda de choque que se expande, y consiste de material expulsado de la explosión expandiéndose, y el material interestelar que barre y choca durante el camino. Hay dos rutas posibles hacia una supernova: o bien una enorme estrella se queda sin combustible, dejando de generar energía de fusión en su núcleo, e implosiona bajo la fuerza de su propia gravedad para formar una estrella de neutrones o un agujero negro (se denominan supernovas tipo II o tipos Ib ó Ic); o una estrella enana blanca puede acumular material desde una estrella compañera hasta que alcanza una masa crítica y experimenta una explosión termonuclear en su superficie (explosión clasificada como supernova Ia).

En cualquier caso, la explosión resultante de la supernova expulsa mucho o todo el material estelar con velocidades de hasta un 1% de la velocidad de la luz, unos 3.000 km/s. Cuando este material colisiona con el circundante gas circumstelar o interestelar, forma una onda de choque que puede calentar el gas a altas temperaturas de hasta 10 millones de K, formando un plasma.

Quizá el resto de supernova joven más famoso y mejor observado fue formado por la SN 1987A, una supernova en la Gran Nube de Magallanes que fue descubierta en 1987. No obstante, el ejemplo más típico de resto de supernova es la nebulosa del Cangrejo (M 1, en la constelación de Tauro). Otros conocidos restos de supernovas, más viejos, incluyen al Tycho (SN 1572), un resto nombrado en honor a Tycho Brahe, que dejó constancia sobre la luminosidad de su explosión original (en 1572) y Kepler (SN 1604), nombrado en honor a Johannes Kepler.

Resumen de estadiosEditar

Un resto de supernova pasa por los siguientes estadios al expandirse:

  1. Expansión libre del material eyectado hasta que barre su propio peso de medio interestelar. Esto puede durar entre algunas decenas de años hasta unas centenas de años, dependiendo de la densidad de los gases circundantes.
  2. Barrido hasta la concha de choque de gas estelar. Esto inicia la fase de Sedov-Taylor, que se puede modelar usando soluciones auto-analíticas. Las fuertes ondas de choque y de gases calientes son delineadas por la emisión de rayos-X.
  3. Enfriamiento de la concha para formar una delgada (< 1 pc) y densa (1-100 millones de átomos por m3) capa que rodea al interior caliente (algunos millones de K). Esta fase está gobernada por la presión. La concha se puede ver claramente, debido a la desionización de átomos de hidrógeno y oxígeno.
  4. Enfriamiento del interior. La densa capa continúa expandiéndose debido a su propia inercia. Este estadio de la evolución se detecta principalmente por la emisión de ondas de radio de los átomos de hidrógeno neutros.
  5. Fusión con el medio estelar. Cuando el resto de supernova se desacelera y alcanza la velocidad del medio que le rodea, alrededor de un millón de años después, se mezcla con el turbulento medio interestelar contribuyendo con su energía cinética.

Origen de los rayos cósmicosEditar

Los restos de supernova son la mayor fuente de rayos cósmicos. En 1949 Enrico Fermi propuso un modelo de aceleración de rayos cósmicos basado en la interacción de estos con el campo magnético del medio interestelar[1]. Este mecanismo se conoce como el "Mecanismo de Fermi de segundo orden". Un segundo mecanismo de aceleración de partículas se produce dentro del frente de onda en su expansión en el espacio. Este mecanismo ha pasado a llamarse "Mecanismo de Fermi de primer orden".

Observaciones del resto de supernova SN 1006 en la frecuencia de rayos X muestran una emisión de sincrotón que se corresponde, de manera consistente, con la creación de rayos cósmicos[2]. Sin embargo este mecanismo de creación de rayos cósmicos, es insuficiente para explicar la existencia de partículas cuyas energías son mayores a los 1015 eV.

Véase también Editar

ReferenciasEditar

  1. E. Fermi, On the origin fo comsic rays, Phys. Rev. (1949) 75 1169-1174.
  2. K. Koyama, R. Petre, E.V. Gotthelf, U. Hwang, M. Matsuura, M. Ozaki, S. S. Holt, Evidence for shock acceleration of high-energy electrons in the supernova remnant SN1006, Nature (1995) 378 255-258.

Enlaces externosEditar

fr:Rémanent de supernova hu:Szupernóva-maradvány it:Resto di supernova ja:超新星#.E8.B6.85.E6.96.B0.E6.98.9F.E6.AE.8B.E9.AA.B8 ka:ზეახალი ვარსკვლავის ნარჩენიru:Остаток сверхновой sk:Pozostatok supernovy th:ซากซูเปอร์โนวา zh:超新星遗迹

¡Interferencia de bloqueo de anuncios detectada!


Wikia es un sitio libre de uso que hace dinero de la publicidad. Contamos con una experiencia modificada para los visitantes que utilizan el bloqueo de anuncios

Wikia no es accesible si se han hecho aún más modificaciones. Si se quita el bloqueador de anuncios personalizado, la página cargará como se esperaba.

También en FANDOM

Wiki al azar