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Una galaxia es un sistema masivo de nubes de gas, planetas, polvo cósmico, y quizá materia oscura, y energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es contable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas (según datos de la NASA del último trimestre del 2009). Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.

Históricamente, las galaxias han sido clasificadas de acuerdo a su forma aparente (morfología visual, como se le suele nombrar). Una forma común es la de galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares, y son, típicamente, el resultado de...

Plantilla:Otrosusos

Archivo:Keplers supernova.jpg

Una supernova Plantilla:Etimología es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste, de ahí que se les llamase inicialmente Estella nova o simplemente Nova, ya que muchas veces aparecían donde antes no se observaba nada. Posteriormente se les agregó el prefijo "super—" para distinguirlas de otro fenómeno de características similares pero menos luminoso, las novas.

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

Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, sino todo, el material que la formaba.

Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando 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 originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar éstas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Las supernovas pueden liberar varias veces 10 44 joule. Esto ha resultado en la adopción del foe (10 44 julios) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.

Clasificación Editar

En el intento por comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.

La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I, de lo contrario se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas en la curva de luz.

Índice Editar

Tipo I
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo Ia
Línea Si II a 615.0 nm
Tipo Ib
Línea He I a 587.6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del helio
Tipo II
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L
Decrecimiento lineal

Tipo Ia Editar

Archivo:Supernova&galaxia.png

Los espectros de las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en emisión. La teoría más aceptada sugiere que las tipo Ia son estrellas binarias cerradas (es decir, con las componentes muy próximas), en las que una de las estrellas es una enana blanca de carbono-oxígeno que acreta masa de la compañera, generalmente una gigante roja. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tienen masas iniciales semejantes. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra, y aquélla va a evolucionar antes, es decir, abandonará primero la secuencia principal. Como las estrellas con menos de 8-9 masas solares evolucionan a enanas blancas, es normal que en las etapas finales de un sistema binario se encuentren una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas (ver:Evolución estelar:gigantes rojas).

Esta envoltura, compuesta básicamente por hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que puede ser capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un volumen de influencia gravitatoria delimitado por una superficie equipotencial denominada lóbulo de Roche; si parte de la envoltura de la gigante roja invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por ésta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se inicien reacciones termonucleares en la capa superficial de hidrógeno; si esto ocurre, se produce el fenómeno conocido como nova. Si el ritmo de acreción es el adecuado, la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto contra la fuerza de gravedad. Esto resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusión del carbono en el núcleo. Esta ignición es completa, empieza en el centro y se extiende rápidamente hasta las capas más externas. Dado que hay muy poco hidrógeno en la superficie, éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se observan los espectros. La manera en que se propaga la energía de la explosión es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía está en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación del frente de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce cómo dicha ignición hace la transición de deflagración subsónica a detonación supersónica.

En la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que, a una estrella normal, le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una colosal onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento en su luminosidad tal que convierte a este tipo de supernovas en el más luminoso de todos: se emiten alrededor de 1044 J (1 foe). Normalmente no queda ni rastro de la estrella que originó el cataclismo, sólo residuos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición consiguiente del campo gravitatorio de la enana blanca produce un cambio en el movimiento espacial de la estrella vecina, si ésta sobrevivió a la detonación. Al no verse ya ligada, saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido como si de una honda se tratase. Estas estrellas lanzadas podrían en principio ser detectadas, ya que deberían tener velocidades mucho mayores que las de las estrellas de su entorno.

Recalcamos las diferencias con los eventos de tipo nova: en éstos, una enana blanca acreta materia más lentamente y la capa superficial de hidrógeno se enciende antes de que la masa de la estrella alcance el límite de Chandrasekhar; es decir, en las novas, la enana blanca no colapsa.

Son fenómenos muy raros, ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su desarrollo. En primer lugar sólo se producen en sistemas binarios de estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas son bastante corrientes, pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas debe superar el límite de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han de estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de Roche puedan ser invadidos por la envoltura en expansión de la gigante roja en su evolución. De ser posible, la envoltura de la gigante debería incluso engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto llevaría la binaria a órbitas cada vez más cercanas, lo cual aumentaría la intensidad de la acreción.

También puede existir una supernova tipo Ia generada por el encuentro entre dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ser que ninguna de las dos lograra por sí sola acretar suficiente masa para generar una supernova termonuclear pero juntas superaran la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Llegado un punto, uno de los dos cuerpos (el menos masivo), se rompe y forma un toro (dónut), alrededor de la otra estrella. La masa de ese disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos produciría la quema del carbono en superficie.

Archivo:SNIacurva.png

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el oxígeno hasta el calcio (elementos de las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de elementos más pesados procedentes del núcleo. En el pico de emisión se concentra la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo por radiactividad a cobalto-56 también radiactivo. Llegado un punto la emisión de luz la domina el cobalto, cuya emisión de fotones de alta energía, suaviza la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.

A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobre todo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas jóvenes de formación reciente (donde se encuentran las gigantes azules). De modo que pueden acontecer en las regiones más longevas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, distribuyéndose homogéneamente con una probabilidad constante allí donde haya galaxias.

El parecido en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, ha hecho que sean utilizadas como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar (se pueden calibrar con una décima de magnitud). Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cefeidas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias aun más lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular. La razón de la similitud en la curva de luminosidad es aún cuestión de debate pero parece estar relacionada, en parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenómenos son casi idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmología, permitiendo desvelar la expansión acelerada del universo gracias a la utilización de sus observaciones de forma estadística.

En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de supernova es IK Pegasi (HR 8210), localizado a una distancia de tan sólo 150 años luz. Este sistema binario está formado por una estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas únicamente por 31 millones de km. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces la masa solar.[1] Se piensa que pasaran varios billones de años antes de que la enana blanca llegue a la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.[2][3]

Tipos Ib y Ic Editar

Los tipos Ib y Ic no poseen la línea del silicio presente en el tipo Ia y se cree que corresponden a estrellas al borde de su extinción (como las tipo II), pero que perdieron su hidrógeno anteriormente, por lo que las líneas de hidrógeno no aparecen tampoco en sus espectros. Las supernovas de tipo Ib son teóricamente el resultado del colapso de una estrella de Wolf-Rayet con cuyos intensos vientos logran desprenderse del hidrógeno de las capas externas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios y esto es porque la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente al gas de las capas más externas de la otra estrella la cual pierde su cubierta sin necesidad de ser tan masiva. En casos extremos no solo escapa el hidrógeno sino también el helio dejando al desnudo el núcleo de carbono, éste es el caso de las supernovas Ic. Estas supernovas tiene un mecanismo de explosión esencialmente idéntico al de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

Tipo II Editar

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y este sucumbe. Con el colapso del núcleo éste llega a calentarse en torno a los 3.000 millones de grados momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de partir los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración, estas partículas son a su vez destruidas por otros fotones generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

{}^{56}Fe+\gamma \rightarrow 13{}^4He+4n
 {}^{4}He+ \gamma \rightarrow 2p +2n

Estas reacciones son endotérmicas por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del mismo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados en un proceso llamado captura de neutrones, en concreto el proceso-R.

El núcleo cae tan deprisa que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de material estelar. El manto, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por el aluvión de fotones de frecuencia extrema que mantiene a raya esa caída fotodesintegrando las capas más interiores de la cubierta estelar. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades tremendas que se alcanzan en la sopa de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado de la estrella moribunda, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos enlazándose con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

p + e^- \rightarrow n + \nu_e^-

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captación de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido desvelado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se ve en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos). Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento masivo en su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso, si no seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos de colapso de una supernova.

\nu_e + \bar{\nu_e} \rightarrow e^+ + e^- \rightarrow \gamma

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas sí llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. Para las que acaban en agujeros negros inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de esta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, límite que tampoco se conoce con exactitud.

Archivo:SNIIcurva.png

La energía desarrollada por una supernova típica de tipo II es de unos 1046 julios (~100 foe) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta última, sería la energía que vemos ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que en este caso el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión se quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía no está bien entendida. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar, estaría la fuerza centrífuga que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían ayudar con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas van desde unas 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente grandes podrían producir hipernovas al extinguirse. El mecanismo propuesto para semejante fenómeno sería que tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro de sus polos brotaran dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando así su descenso. Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova


Nombres de supernovas Editar

Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI (Unión Astronómica Internacional), la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El nombre se forma por el año del descubrimiento y la designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab, etc.

Supernovas destacadas Editar

Archivo:Sn1006 asca1 big.jpg

A continuación se muestra una lista de las más importantes supernovas vistas desde la Tierra en tiempos históricos. Las fechas que se dan señalan el momento en que fueron observadas. En realidad, las supernovas ocurrieron mucho antes pues su luz ha tardado cientos o miles de años en llegar hasta la Tierra.

  • 185SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma. Análisis de datos tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.
  • 1006SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.
  • 1054SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.
  • 1181SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
  • 1572SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y Jerónimo Muñoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella donde se usa por primera vez el término "nova".
  • 1604SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.
  • 1885S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
  • 1987Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.
  • Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio.
  • 2005 - SN 2005ap - Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante jamas observada. Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que la vía láctea. Esto la hace superar en casi dos veces a SN 2006gy.
  • 2006SN 2006gy en el núcleo de la galaxia NGC 1260, es la más segunda grande que se ha podido observar hasta la fecha, cinco veces más luminosa que las supernovas observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000 millones de veces la del Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.


Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotélico imperante en esa época, de que el cielo era inmutable.

Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio de estos objetos ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.

El papel de las supernovas en la evolución estelar Editar

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, metal es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas, la proporción de elementos pesados aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además sólo los sistemas estelares con suficiente metalicidad pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas pero también contribuyen para formar estrellas de menores dimensiones. Esto es debido a que el gas en acreción es más sensible a los efectos del viento estelar cuantos más elementos pesados posea. Pues estos absorben mejor los fotones.

Bibliografía Editar

Inglés Editar

  • V.N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E.S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004 (ver astro-ph/0406101)
  • R. Dean et al., A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae, The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp. 745-752, 02/2002 (ver astro-ph/0112051)
  • J. Cooperstein & E. Baron, Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State, en Supernovae editado por A.G. Petschek, Springer 1990
  • H. Bethe, Supernova mechanisms, Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No.4, October 1990
  • T.R. Young & D. Branch, Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)

ReferenciasEditar

Véase también Editar

Enlaces externos Editar

Español Editar

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  1. Plantilla:Cite journal
  2. Plantilla:Cite web
  3. Plantilla:Cite web

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