Supernova

Una supernova es la explosión de una estrella. Desde los principios de la historia registrada, sabemos que ocasionalmente aparecería una estrella "nueva" en el cielo. Nova es latín para nuevo. Las más luminosas y destructivas de estas explosiones son las supernovas. Las supernovas son tan poderosas que la luz emitida durante la explosión puede eclipsar brevemente la luz de toda una galaxia. La explosión se produce en un instante, por lo que una supernova se ilumina muy rápidamente. Sin embargo, el impacto de la explosión calienta e ilumina el material alrededor de la supernova, que a su vez se vuelve luminoso y se desvanece más lentamente, creando las formas en las curvas de luz características de las supernovas. Para cada tipo de supernova que describimos a continuación, mostramos solo un espectro, pero tenga en cuenta que los espectros de las supernovas cambian con el tiempo a medida que la supernova se atenúa.

A medida que se han observado más y más supernovas, se ha definido un sistema de clasificación basado en las propiedades de los diferentes tipos de explosiones. Para comprender mejor cómo los astrónomos pueden hacer estas distinciones, es posible que desee echar un vistazo a las páginas de curvas y espectros de luz en la página de conceptos clave vinculada anteriormente antes de seguir leyendo. A partir de las diferencias de observación entre las supernovas, los astrónomos también han ensamblado las diferencias físicas.

Tipo 1 vs. Tipo 2

Las supernovas se pueden dividir primero en dos clases principales: tipo 1 o tipo 2. Las supernovas de tipo 1 no contienen señales de hidrógeno, mientras que las supernovas de tipo 2 sí. El hidrógeno se puede detectar en longitudes de onda específicas en el espectro donde las firmas de hidrógeno pueden ser visibles si existén.

Tipo 1

Primero, hablemos de las diferentes subclases de supernovas de tipo 1. Las diferencias entre las supernovas de tipo 1a, tipo 1b y tipo 1c se pueden observar entre sus espectros.

Tipo 1a

Las supernovas de tipo 1a son el tipo de supernova más común y conocido. Ocurren cuando una estrella enana blanca densa que orbita en un sistema binario extrae masa adicional de su estrella compañera hasta que la presión de la enana blanca desencadena una explosión cataclísmica causada por reacciones de fusión nuclear de carbono y oxígeno. Debido a la naturaleza de las enanas blancas, este colapso siempre ocurre con aproximadamente la misma masa, por lo que se cree que las supernovas de tipo 1a siempre brillan con un brillo uniforme. Por esta razón, los astrónomos utilizan las supernovas de tipo 1a como "velas estándar" cuyo brillo aparente se puede utilizar para medir con precisión las distancias cósmicas.

A continuación se muestra un video sonificado de las observaciones de una supernova tipo 1a. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. Se tomaron 343 observaciones durante un lapso de aproximadamente 450 días en 2011-2012. Hay un rápido aumento en el brillo hasta el pico de la explosión, seguido de una disminución gradual. El rango de magnitudes en el video es extremadamente amplio, con el más brillante en alrededor de 10 magnitudes y el más tenue en alrededor de 17 magnitudes.

A continuación se muestra el espectro observado para la supernova tipo 1a. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), moviéndose de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 Angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. El espectro alcanza su punto máximo cerca de 4000 Angstroms y luego se atenúa moviéndose hacia longitudes de onda más largas, puntuado por algunas pequeñas fluctuaciones. Fuertes caídas en el flujo a lo largo del espectro corresponden a la absorción por iones de hierro, calcio y silicio. Las supernovas de tipo 1a también muestran una fuerte banda de absorción característica de silicio cerca de 6150 Angstroms.

Curva de luz de: Munari, U. et. al. 2013, New Astronomy, 20, 30-37
Espectro de: Pereira, R. et. al. 2013, A&A, 554, 22

Tipo 1b

Las supernovas de tipo 1b se forman cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa por su propia gravedad. En las últimas etapas de evolución de estrellas muy masivas, las reacciones de fusión nuclear dentro del núcleo central estelar ya no pueden producir suficiente radiación para sostener las capas externas de la estrella. El resultado es un colapso estelar rápido seguido de una expansión de rebote y una liberación explosiva de energía. En una supernova de Tipo 1b, las capas exteriores de hidrógeno de la estrella que colapsa deben haber sido expulsadas antes del colapso, porque no se observan características de hidrógeno en el espectro de la estrella. Sin embargo, todavía observamos firmas de helio de supernovas de tipo 1b.

A continuación se muestra un video sonificado de las observaciones de una supernova tipo 1b. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. Durante el período de observación, la supernova varió aproximadamente en magnitud de 18 a 15 magnitudes. Durante un período de unos 80 días en 2013, se realizaron 343 observaciones para capturar el aumento y la disminución del brillo que correspondía a la explosión de la supernova.

A continuación se muestra el espectro observado para la supernova tipo 1b. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), moviéndose de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 Angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. Las supernovas de tipo 1b tienen fuertes líneas de absorción causadas por el helio, el elemento más ligero después del hidrógeno, pero también por elementos más pesados como el hierro y el calcio, formados en lo profundo del núcleo de la estrella progenitora masiva.

Curva de luz de: Fremling, C. et. al. 2016, A&A, 593, 27,
Folatelli, G. et. al. 2016, ApJ, 825, 22,
Brown, P. et al. 2014, Astrophys. Space Sci., 354, 1
Espectro de: Srivastav, S. et. al. 2014, MNRAS, 445, 2

Tipo 1c

Al igual que las supernovas de tipo 1b, las supernovas de tipo 1c también se forman cuando el núcleo de una estrella masiva colapsa por su propia gravedad. En la supernova tipo 1c, tanto la capa de hidrógeno como la capa de helio deben haber sido expulsadas de la estrella antes de que se convierta en supernova, sin dejar rastros de ninguno de los elementos en el espectro de la estrella.

A continuación se muestra un video sonificado de observaciones de una supernova tipo 1c. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. Cuando comienza el video, la supernova ya está cerca de su brillo máximo, o el período más intenso de su explosión. Al escuchar las 328 observaciones, puede escuchar la disminución gradual del brillo que se produce durante unos 6 meses. El brillo se atenúa en más de 4 magnitudes, de 13 a 17.

A continuación, se muestra un video sonificado del espectro de una supernova tipo 1c. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), moviéndose de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 Angstroms. Las bandas de absorción de calcio, silicio, oxígeno y hierro dominan el espectro de esta supernova Tipo 1c.

Curva de luz de: Grupo de Investigación de Supernovas del ITEP (link)
Espectro de: Pereira, R. et. al. 2013, A&A, 554, 27

Tipo 2

Y ahora, aprendamos más sobre las supernovas de Tipo 2, que ocurren en estrellas masivas, entre 8 y 40 veces más masivas que nuestro Sol. Como todas las estrellas, generan luz y calor a partir de la fusión nuclear en sus núcleos, que fusiona sucesivamente elementos más ligeros en otros más pesados. En una estrella masiva, las últimas fases de fusión dejan un núcleo hecho de níquel, cobalto y luego hierro. La fusión de hierro en núcleos aún más pesados ya no produce, sino que absorbe energía. Por lo tanto, la radiación hacia el exterior del núcleo ya no soporta las capas exteriores de la estrella, que choca contra el interior. El propio núcleo se colapsa en neutrones puros, formando una bola densa y rígida, y en el proceso explotando las capas exteriores con partículas llamadas neutrinos. Aunque estos neutrinos interactúan solo débilmente con la materia normal, como los átomos y los iones, la explosión del núcleo es tan poderosa que expulsa las capas externas de la estrella hacia la galaxia a velocidades de miles de millas por segundo, formando una explosión de supernova tipo 2.
Hay dos subclases de supernovas de tipo 2: tipo 2-L y tipo 2-P. Mientras los espectros de estos dos tipos son en gran parte indistinguibles, y ambos contienen características de hidrógeno, la distinción entre las supernovas tipo 2-L y tipo 2-P está en la forma de sus respectivas curvas de luz.

Tipo 2-L

Después de su pico inicial de brillo, la curva de luz de una supernova de tipo 2-L muestra una disminución constante y lineal. A continuación, hay un ejemplo de video sonificado de una supernova tipo 2-L observada a fines de 2009 y principios de 2010. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono según la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. El video comienza cerca del brillo máximo de aproximadamente 16 de magnitud y disminuye linealmente hacia casi la magnitud de 19, lo que representa una atenuación por un factor de aproximadamente 15. Se tomaron 101 observaciones casi diariamente durante aproximadamente 100 días.

A continuación se muestra el video del espectro sonificado para el ejemplo de supernova tipo 2-L. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), moviéndose de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 Angstroms.

Curva de luz de: de Jaeger, T. et. al. 2012, MNRAS, 490, 2,
Silverman, J. et. al. 2012, MNRAS, 425, 3,
Brown, P. et al. 2014, Astrophys. Space Sci., 354, 1
Espectro de: Hicken, M. et. al. 2017, ApJ Supplement Series, 233, 1

Tipo 2-P

La curva de luz para una supernova de tipo 2-P comienza a atenuarse, luego exhibe un tramo de nivel distinto, o meseta, donde el brillo de la explosión decae a un ritmo más lento antes de continuar oscureciéndose más rápidamente. A continuación se muestra un video sonificado de las observaciones de una supernova tipo 2-P tomadas en 2013 y 2014. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. El video abarca 483 días y cada intervalo de tiempo trazado corresponde a 1 día de tiempo real. Se pueden escuchar algunas diferencias claras entre esta curva de luz y la de la supernova tipo 2-L. El video comienza desde el brillo máximo y permanece brillante durante aproximadamente 100 días; este es el período de "meseta". A continuación, hay un período de oscurecimiento rápido: una diferencia de casi 2 magnitudes en unos 10 días. Luego, hay un largo período de atenuación lineal durante casi 400 días, puntuado por una brecha de observación estacional de aproximadamente 100 días.

Curva de luz de: de Jaeger, T. et. al. 2012, MNRAS, 490, 2,
Espectro de: Yaron, O.; Gal-Yam, A. 2012, Publ. Astron. Soc. Pac., 124, 917

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