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Supernova

A supernova (plural: supernovas o supernovas) es a estelar explosión. Son extremadamente luminosos y causan una explosión de la radiación que outshines a menudo brevemente un entero galaxia antes de descolorarse de la visión sobre varias semanas o meses. Durante este intervalo corto, una poder de la supernova irradie tanto energía como Sol podía emitir sobre su vida.^[1] La explosión expele mucho o todo el material de una estrella^[2] en una velocidad hasta de un décimo velocidad de la luz, conduciendo a onda expansiva en rodear medio interestelar. Los barridos de esta onda expansiva encima de una cáscara que se ampliaba del gas y del polvo llamaron a remanente de la supernova.

Varios tipos de supernovas existen que se puedan accionar en una de dos maneras, implicando cualquier dar vuelta apagado o repentinamente dar vuelta en la producción de la energía a través fusión nuclear. Después de la base del el envejecer masivo estrella deja de generar energía de la fusión nuclear, él puede experimentar repentino derrumbamiento gravitacional en a estrella de neutrón o calabozo, lanzando energía potencial gravitacional eso calienta y expele las capas externas de la estrella. Alternativomente, a enano blanco la estrella puede acumular el suficiente material de a compañero estelar (generalmente a través aumento, vía una fusión) para levantar raramente su temperatura de base bastante a encienda fusión del carbón, en que punto experimenta fugitivo fusión nuclear, interrumpiéndolo totalmente. Corazones estelares que hornos tienen derrumbamiento permanentemente salido cuando sus masas exceden Límite de Chandrasekhar, mientras que los enanos blancos del acrecentamiento encienden mientras que acercan a este límite (áspero 1.38^[3] mide el tiempo de masa del sol). Los enanos blancos están también conforme a un tipo diverso, mucho más pequeño de explosión termonuclear aprovisionado de combustible por el hidrógeno en sus superficies llamadas a Nova. Estrellas solitarias con una masa debajo de aproximadamente nueve^[4] masas solares, por ejemplo el sol sí mismo, desarróllese en los enanos blancos sin las supernovas siempre que se convierten.

En promedio, las supernovas ocurren alrededor una vez cada 50 años en una galaxia el tamaño del Manera lechosa^[5] y desempeñe un papel significativo en enriquecer el medio interestelar con pesado elementos. Además, las ondas expansivas que se amplían de explosiones de la supernova pueden accionar la formación de estrellas nuevas.^[6]

Nova (plural Novas) significa “nuevo” adentro Latino, refiriéndose a qué aparece ser una estrella nueva muy brillante que brilla en esfera celestial; prefijo “estupendo” distingue las supernovas de ordinario Novas, que también implican una estrella que aumenta en brillo, aunque en un grado inferior y a través de un diverso mecanismo. Según Diccionario colegial de Merriam-Webster, la palabra supernova primero fue utilizado en la impresión en 1926.

Historia de la observación

Artículo principal: Historia de la observación de la supernova

La supernova registrada más temprana, SN 185, fue visto cerca Astrónomos chinos en CE 185. La supernova registrada más brillante era SN 1006, que fue descrita detalladamente cerca Chino y Astrónomos árabes. La supernova extensamente observada SN 1054 produjo Nebulosa de cangrejo. Supernovas SN 1572 y SN 1604, el último que se observará con el ojo desnudo en Manera lechosa la galaxia, tenía efectos notables en el desarrollo de la astronomía en Europa porque fueron utilizados para discutir contra Aristotélico idea que el mundo más allá de la luna y de los planetas era inmutable.^[7]

Desde el desarrollo del telescopio, el campo del descubrimiento de la supernova ha agrandado a otras galaxias, comenzando con la observación 1885 de la supernova S Andromedae en Galaxia de Andromeda. Las supernovas proporcionan la información importante en distancias cosmológicas.^[8] Durante el vigésimo siglo, los modelos acertados para cada tipo de supernova fueron desarrollados, y la comprensión de los científicos del papel de supernovas en el proceso de la formación de la estrella está creciendo.

Algunas de las supernovas más distantes observaron recientemente aparecido más déviles que esperado. Esto ha proporcionado la evidencia esa la extensión del el universo puede acelerar.^[9][10]

Descubrimiento

Porque las supernovas son acontecimientos relativamente raros, ocurriendo alrededor una vez cada 50 años en una galaxia como la manera lechosa,^[5] muchas galaxias se deben supervisar regularmente para obtener una buena muestra de supernovas para estudiar.

Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con ninguna exactitud significativa. Normalmente, cuando se descubren, están ya en marcha.^[11] La mayoría del interés científico en supernova-como velas estándares para la distancia que mide, para ejemplo-requiera una observación de su luminosidad máxima. Es por lo tanto importante descubrirlos bien antes de que alcancen su máximo. Astrónomos aficionados, que excede en número grandemente a astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en encontrar las supernovas, típicamente mirando algunas de las galaxias más cercanas con telescopio óptico y comparándolos a fotografías anteriores.

Hacia el final del vigésimo siglo, astrónomos dados vuelta cada vez más a los telescopios controlados por ordenador y CCDs para las supernovas de la caza. Mientras que tales sistemas son populares entre los aficionados, hay también instalaciones más grandes como Telescopio automático de la proyección de imagen de Katzman.^[12] Recientemente, Sistema de detección temprana de la supernova El proyecto (SNEWS) también ha comenzado a usar una red de neutrino detectores para dar la detección temprana de una supernova en la galaxia de la manera lechosa.^[13][14] Un neutrino es a partícula eso es producida en grandes cantidades por una explosión de la supernova,^[15] y no es absorbido por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico.

Las búsquedas de la supernova bajan en dos clases: ésos se centraron en acontecimientos relativamente próximos y ésos que buscaban explosiones más lejos lejos. Debido a extensión del universo, la distancia a un objeto alejado con un espectro de emisión sabido puede ser estimada midiendo su Cambio de Doppler (o redshift); en los objetos medios, más distantes retroceda con mayor velocidad que eso próxima, y así que tenga un redshift más alto. Así la búsqueda está partida entre el alto redshift y el redshift bajo, con el límite bajando alrededor de una gama del redshift de z = 0.1-0.3^[16]- donde z es una medida sin dimensiones de la cambio de la frecuencia del espectro.

Las altas búsquedas del redshift para las supernovas implican generalmente la observación de las curvas de la luz de la supernova. Éstos son útiles para que el estándar o las velas calibradas genere los diagramas de Hubble y haga predicciones cosmológicas. En el redshift bajo, la espectroscopia de la supernova es más práctica que en el alto redshift, y ésta se utiliza para estudiar la física y los ambientes de supernovas.^[17][18] Las observaciones bajas del redshift también anclan el extremo bajo de la distancia de la curva de Hubble, que es un diagrama de la distancia contra el redshift para las galaxias visibles.^[19][20]

Vea también: Ley de Hubble

Nombramiento de la convención

Los descubrimientos de la supernova se divulgan a Unión astronómica internacional's Oficina central para los telegramas astronómicos, que envió una circular con el nombre le asigna. El nombre se forma por el año del descubrimiento, seguido inmediatamente por de el o una designación two-letter. Las primeras 26 supernovas del año consiguen señaladas con una letra mayúscula de A al Z. Luego, los pares de letras minúsculas se utilizan, comenzando con aa, ab, y así sucesivamente.^[21] Los astrónomos profesionales y aficionados encuentran varios cientos de supernovas cada año (367 en 2005, 551 en 2006 y 572 de 2007). Por ejemplo, la supernova pasada de 2005 era el SN 2005nc, indicando que era la 367a supernova encontrada en 2005.^[22][23]

Las supernovas históricas se saben simplemente por el año que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Nova de Tycho) y SN 1604 (Estrella de Kepler). Desde 1885, la notación de la letra fue utilizada, aunque allí era solamente una supernova descubrió ese año (e.g. SN 1885A, 1907A, etc.) - este último sucedió con el SN 1947A. La abreviatura estándar “SN” es un prefijo opcional.

Clasificación

Como parte de la tentativa de entender las supernovas, los astrónomos las han clasificado según rayas de absorción de diversos elementos químicos que aparecen en su espectros. El primer elemento para una división es la presencia o la ausencia de una línea causada cerca hidrógeno. Si el espectro de una supernova contiene una línea del hidrógeno (conocido como Serie de Balmer en la porción visual del espectro) se clasifica Tipo II; si no está Mecanografíe I. Entre esos tipos, hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos y de la forma del curva ligera (un gráfico de la supernova magnitud evidente contra tiempo).^[24]

Las supernovas del tipo II se pueden también subdividir basaron en sus espectros. Mientras que la mayoría del tipo demostración de la supernova de II muy amplia líneas de emisión cuál indique las velocidades de la extensión de muchos millares kilómetros por segundo, algunos tienen características relativamente estrechas. Éstos se llaman Type IIn, donde la “n” está parada para el “estrecho”.^[25]

Algunas supernovas, tales como SN 1987K y SN 1993J, aparecen cambiar tipos: demuestran líneas del hidrógeno en las horas tempranas, pero, durante semanas a los meses, se dominan por las líneas del helio. El término “tipo IIb” se utiliza para describir la combinación de las características asociadas normalmente a los tipos II e Ib.^[25]

Modelos actuales

Mecanografíe Ia

Artículo principal: Mecanografíe la supernova de Ia

Hay varios medios por los cuales una supernova de este tipo puede formar, pero comparten un mecanismo subyacente común. Si a carbón-oxígeno^[a] enano blanco acrecentado bastante materia para alcanzar Límite de Chandrasekhar de cerca de 1.38 masas solares^[3] (para una estrella no-que rota), podría no más apoyar el bulto de su plasma a través presión de la degeneración del electrón^[27][28] y comenzaría a derrumbarse. Sin embargo, la visión actual es que este límite no es logrado normalmente; temperatura y densidad de aumento dentro de la base encienda fusión del carbón como la estrella acerca al límite (en approximadamente al 1%^[29]), antes de derrumbamiento se inicia.^[3] Dentro de algunos segundos, una fracción substancial de la materia en el enano blanco experimenta la fusión nuclear, lanzando bastante energía (1-2 × 10⁴⁴ julios)^[30] para unbind la estrella en una explosión de la supernova.^[31] Exterior el ampliarse onda expansiva se genera, con velocidades que alcanzan de la materia en la orden de 5.000-20.000 km/s, o el áspero 3% de la velocidad de la luz. Hay también un aumento significativo en la luminosidad, el alcanzar magnitud absoluta de -19.3 (o 5 mil millones veces más brillante que el sol), con poca variación.^[32]

Un modelo para la formación de esta categoría de la supernova es un cierre estrella binaria sistema. El más grande de las dos estrellas es el primer a desarrollarse de de secuencia principal, y se amplía a la forma a gigante rojo.^[33] Las dos estrellas ahora comparten un sobre común, haciendo su órbita mutua contraerse. La estrella gigante entonces vierte la mayor parte de su sobre, masa perdidosa hasta que puede continuar no más fusión nuclear. A este punto se convierte en una estrella enana blanca, integrada sobre todo por el carbón y el oxígeno.^[34][35] La estrella secundaria también se desarrolla eventual del de secuencia principal para formar un gigante rojo. La materia del gigante es acrecentada por el enano blanco, haciendo el último aumentar de masa.

Otro modelo para la formación de un tipo explosión de Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, con la masa combinada excediendo momentáneamente el límite de Chandrasekhar.^[36] Un enano blanco podría también acrecentar materia de otros tipos de compañeros, incluyendo una estrella de secuencia principal (si la órbita está suficientemente cercana).

Mecanografíe las supernovas de Ia siguen una característica curva ligera- el gráfico de la luminosidad en función tiempo-después de la explosión. Esta luminosidad es generada por decaimiento radiactivo de níquel-56 a través cobalto-56 a hierro-56.^[32] La luminosidad máxima de la curva ligera fue creída para ser constante a través del tipo supernovas de Ia (la mayoría extensa de que se inician con una masa uniforme vía el mecanismo del aumento), permitiendo que él sea utilizada como secundario^[37] vela estándar para medir la distancia a su anfitrión galaxias.^[38] Sin embargo, los descubrimientos recientes revelan que hay una cierta evolución en la anchura media del lightcurve, y así en la luminosidad intrínseca de supernovas, aunque la evolución significativa se encuentra solamente sobre una línea de fondo grande del redshift.^[39]

Mecanografíe Ib y el Ic

Artículo principal: Mecanografíe las supernovas de Ib y del Ic

Estos acontecimientos, como las supernovas del tipo II, son probablemente estrellas masivas que funcionan del combustible en sus centros; sin embargo, los progenitors de los tipos Ib y del Ic han perdido la mayor parte de sus sobres externos (del hidrógeno) debido a fuerte vientos estelares o bien de la interacción con un compañero.^[42] El tipo supernovas de Ib se piensa para ser el resultado del derrumbamiento de un masivo Estrella del Lobo-Rayet. Hay una cierta evidencia que algunos por ciento del tipo supernovas del Ic pueden ser los progenitors de explosiones del rayo gama (GRB), aunque también se cree que cualesquiera hidrógeno-pelados, supernova del tipo Ib o del Ic podrían ser GRB, dependiente sobre la geometría de la explosión.^[43]

Tipo II

Artículo principal: Tipo supernova de II

Estrellas con por lo menos nueve masas solares del material desarróllese en una manera compleja.^[4] En la base de la estrella, el hidrógeno está fundido en el helio y energía termal lanzado crea una presión exterior, que mantiene la base adentro equilibrio hidrostático y previene derrumbamiento.

Cuando la fuente de la base de hidrógeno se agota, esta presión exterior se crea no más. La base comienza a derrumbamiento, causando una subida en la temperatura y la presión a las cuales llega a ser bastante grande encender el helio y comenzar a helio-carbón ciclo de la fusión, creando la suficiente presión exterior de parar el derrumbamiento. La base amplía y refresca levemente, con una capa externa de la hidrógeno-fusión, y una presión más caliente, más alta, centro de la helio-fusión. (Otros elementos por ejemplo magnesio, sulfuro y calcio también se crean y en algunos casos se queman en estas reacciones posteriores.)

Este proceso repite varias veces, y cada vez que se derrumba la base y el derrumbamiento es parado por la ignición de otro proceso que implica núcleos más masivos y temperaturas y presiones más altas. Cada capa es prevenida de derrumbamiento por el calor y la presión exterior del proceso de la fusión en la capa siguiente interna; cada capa también se quema más caliente y más aprisa que la anterior - la quemadura final del silicio a niquelar consume su combustible adentro alrededor un día, o algunos días.^[44] La estrella se acoda como una cebolla, con quemarse de los elementos más fácilmente fundidos que ocurren en cáscaras más grandes.^[45][46]

En las fases más posteriores, elementos cada vez más más pesados experimentan la fusión nuclear, y energía de enlace de los aumentos relevantes de los núcleos. La fusión produce progresivamente niveles inferiores de la energía, y también en energías más altas de la base fotodesintegración y captura de electrón ocurra que hacen pérdida de energía en la base y una aceleración general de los procesos de la fusión mantener equilibrio.^[44] Esta escalada culmina con producción de nickel-56, que no puede producir energía con la fusión (pero produce iron-56 con decaimiento radiactivo).^[47] Consecuentemente, una base ferro-^[48] se acumula que no puede producir cualquier presión exterior más otra en una escala necesitada para apoyar el resto de la estructura. Puede apoyar solamente la masa de sobreposición de la estrella con presión de la degeneración de electrones en la base. Si la estrella es suficientemente grande, después la base del hierro-níquel excederá eventual Límite de Chandrasekhar (1.38 masas solares), en que punto este mecanismo falla catastrófico. Las fuerzas que llevan a cabo núcleos atómicos separados en la capa íntima de la base llevan repentinamente, la base implodes debido a su propia masa, y a ningún otro proceso de la fusión puede encender o prevenir derrumbamiento este vez.^[27]

Derrumbamiento de la base

Vea también: Derrumbamiento gravitacional

La base se derrumba adentro en sí mismo con las velocidades que alcanzan 70.000 km/s (0.23c),^[49] dando por resultado un aumento rápido en temperatura y densidad. Los procesos de la pérdida de energía que funcionan en la base dejan de estar en equilibrio. Por fotodesintegración, rayos gama descomponga el hierro en núcleos del helio y libérelo neutrones, energía absorbente, mientras que electrones y protones fusión vía captura de electrón, produciendo los neutrones y el electrón neutrinos cuáles se escapan.

En un tipo típico supernova de II, la base recién formado del neutrón tiene una temperatura inicial de cerca de 100 mil millones Kelvin (100 GK); 6000 veces la temperatura de la base del sun. Mucha de esta energía termal debe ser vertiente para que una estrella de neutrón estable forme (si no los neutrones “hervirían lejos”), y esto es lograda por otro lanzamiento de neutrinos.^[50] Estos neutrinos “termales” forman como pares del neutrino-antineutrino de todos sabores, y sume varias veces el número de los neutrinos de la captura electrónica.^[51] Cerca de 10⁴⁶ los julios de gravitacional energía-sobre el 10% del resto de la estrella masa-se convierten en una diez-segunda explosión de neutrinos; la salida principal del acontecimiento.^[44][52] Éstos llevan energía de la base y aceleran el derrumbamiento, mientras que algunos neutrinos se pueden absorber más adelante por las capas externas de la estrella para proporcionar energía a la explosión de la supernova.^[53]

La base interna alcanza eventual diámetro de típicamente 30 kilómetros,^[44] y una densidad comparable a la de núcleo atómico, y derrúmbese más lejos se para precipitadamente cerca fuerza fuerte interacciones y cerca presión de la degeneración de neutrones. La materia infalling, parada repentinamente, rebotes, produciendo a onda expansiva ese propagaciones hacia fuera. Las simulaciones de computadora indican que este choque que se amplía no causa directamente la explosión de la supernova;^[44] algo, se atasca dentro milisegundos^[54] en la base externa como energía se pierde con la disociación de elementos pesados, y un proceso que no se entiende claramente es necesario permitir que las capas externas de la base reabsorben alrededor 10⁴⁴ julios^[b] (1 enemigo) de la energía, produciendo la explosión visible.^[55] La investigación actual se enfoca sobre una combinación del neutrino reheating, rotatorio y magnético efectos como la base para este proceso.^[44]

Cuando la estrella del progenitor está debajo de cerca de 20 masas solares (dependiendo de la fuerza de la explosión y de la cantidad de material que caídas detrás), el remanente degenerado de un derrumbamiento de la base es a estrella de neutrón.^[49] Sobre esta masa el remanente se derrumba a la forma a calabozo.^[46][56] (Este tipo de derrumbamiento es una de muchas explicaciones del candidato para explosiones del rayo gama- producir una explosión grande de rayos gama con un teórico inmóvil hypernova explosión.)^[57] La masa limitadora teórica para este tipo de panorama del derrumbamiento de la base era estimada alrededor de 40-50 masas solares.

Sobre 50 masas solares, las estrellas fueron creídas para derrumbarse directamente en un calabozo sin la formación de una explosión de la supernova,^[58] aunque las incertidumbres en modelos del derrumbamiento de la supernova hacen el cálculo exacto de estos límites difícil. De hecho la evidencia reciente ha demostrado a estrellas aproximadamente 140-250 masas solares, con una proporción relativamente baja de elementos más masivos que el helio, puede ser capaz de la formación supernovas de la par-inestabilidad sin irse detrás de un remanente del calabozo. Este tipo raro de supernova es formado por un mecanismo alterno (parcialmente análogo a el del tipo explosiones de Ia) que no requiera una base de hierro. Un ejemplo es el tipo supernova de II SN 2006gy, con 150 masas solares estimadas, que demostrado la explosión de una estrella tan masiva diferenció fundamental de predicciones teóricas anteriores.^[59][60]

Curvas ligeras y espectros inusuales

Las curvas ligeras para el tipo supernovas de II son distinguidas por la presencia del hidrógeno Rayas de absorción de Balmer en los espectros. Estas curvas ligeras tienen un índice medio del decaimiento de 0.008 magnitudes por día; baje mucho que la tarifa del decaimiento para el tipo supernovas de I. El tipo II se subdivide en dos clases, dependiendo de si hay una meseta en su curva ligera (tipo II-P) o una tarifa linear del decaimiento (tipo II-L). La tarifa neta del decaimiento es más alta en 0.012 magnitudes por el día para el tipo II-L comparado a 0.0075 magnitudes por el día para el tipo II-P. La diferencia en la forma de las curvas ligeras se cree para ser causada, en el caso del tipo supernovas de II-L, por la expulsión la mayor parte de del sobre del hidrógeno de la estrella del progenitor.^[26]

La fase de la meseta en el tipo supernovas de II-P es debido a un cambio en opacidad de la capa exterior. La onda expansiva ioniza el hidrógeno en el sobre externo, que aumenta grandemente la opacidad. Esto previene los fotones de las partes internas de la explosión de escaparse. Una vez que el hidrógeno se refresque suficientemente para recombinar, la capa externa llega a ser transparente.^[61]

Del tipo supernovas de II con las características inusuales en sus espectros, mecanografíe las supernovas de IIn puede ser producido por la interacción del ejecta con el material circumstellar.^[62] El tipo supernovas de IIb es probablemente las estrellas masivas que han perdido la mayoría, pero no todos, sus sobres del hidrógeno a través el pelar de marea por una estrella del compañero. Mientras que el ejecta de un tipo IIb se amplía, la capa del hidrógeno se convierte rápidamente ópticamente delgadamente y revela las capas más profundas.^[63]

Asimetría

Las supernovas circundantes de un rompecabezas de muchos años han sido una necesidad de explicar porqué el objeto compacto restante después de la explosión se da una velocidad grande lejos de la base.^[64] (Estrellas de neutrón se observan, como pulsares, para tener altas velocidades; calabozos probablemente también, pero sea lejos más duro de observar en el aislamiento.) que este retroceso puede ser substancial, propulsando un objeto más que a masa solar en una velocidad de 500 km/s o mayor. Esta dislocación se cree para ser causada por una asimetría en la explosión, pero el mecanismo por el cual este ímpetu es transferido al objeto compacto ha seguido siendo un rompecabezas. Algunas explicaciones para este retroceso incluyen la convección en la producción de la estrella que se derrumba y del jet durante la formación de la estrella de neutrón.

Una explicación para la asimetría en la explosión es convección en grande sobre la base. La convección puede crear variaciones en los abundances locales de elementos, dando por resultado quemarse nuclear desigual durante el derrumbamiento, despide y explosión que resulta.^[67]

Otra explicación es que el aumento del gas sobre la estrella de neutrón central puede crear a disco ese conduce los jets altamente direccionales, propulsando la materia en una alta velocidad de la estrella, y conduciendo los choques transversales que interrumpen totalmente la estrella. Estos jets pudieron desempeñar un papel crucial en la explosión de la supernova que resultaba.^[68][69] (El modelo similar de A ahora se favorece para explicar de largo explosiones del rayo gama.)

Las asimetrías iniciales también se han confirmado en el tipo explosiones de la supernova de Ia con la observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova puede depender del ángulo de la visión. Sin embargo, la explosión llega a ser más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas son perceptibles midiendo la polarización de la luz emitida.^[70]

Mecanografíe Ia en relación a derrumbamiento de la base

Porque tienen un modelo funcional similar, los tipos Ib, el Ic y los varios tipos supernovas de II colectivamente se llaman las supernovas de Core Collapse. Una diferencia fundamental entre el tipo Ia y las supernovas del derrumbamiento de la base es la fuente de la energía para la radiación emitida cerca del pico de la curva ligera. Los progenitors de las supernovas del derrumbamiento de la base son estrellas con los sobres extendidos que pueden lograr un grado de la transparencia con una cantidad relativamente pequeña de extensión. La mayor parte de la energía que acciona la emisión en la luz máxima se deriva de la onda expansiva que calienta y expulsa el sobre.^[71]

Los progenitors del tipo supernovas de Ia, por otra parte, son objetos compactos, mucho más pequeños (pero más masivos) que el sol, que debe ampliarse (y por lo tanto refrescarse) enormemente antes de llegar a ser transparente. El calor de la explosión se disipa en la extensión y no está disponible para la producción ligera. La radiación emitida por las supernovas de Type Ia es así enteramente atribuible al decaimiento de radionuclides producido en la explosión; principalmente níquel-56 (con un período de 6.1 días) y su hija cobalto-56 (con un período de 77 días). Rayos gama emitidos durante esto decaimiento nuclear son absorbidos por el material expulsado, calentándolo a incandescencia.

Mientras que el material expulsado por una supernova del derrumbamiento de la base se amplía y se refresca, el decaimiento radiactivo asume el control eventual como la fuente de energía principal para la emisión ligera en este caso también. Un tipo brillante supernova de Ia puede expeler 0.5-1.0 masas solares de nickel-56,^[72] mientras que una supernova del derrumbamiento de la base expulsa probablemente más cercano a 0.1 masas solares de nickel-56.^[73]

Impacto interestelar

Fuente de elementos pesados

Artículo principal: Nucleosynthesis de la supernova

Las supernovas son una fuente dominante de elementos más pesado que oxígeno. Estos elementos se producen cerca fusión nuclear (para hierro-56 y elementos más ligeros), y cerca nucleosynthesis durante la explosión de la supernova para los elementos más pesados que el hierro. La supernova es la más probable, aunque no undisputed, los sitios del candidato para r-proceso, que es una forma rápida de nucleosynthesis que ocurra bajo condiciones de de alta temperatura y de la alta densidad de neutrones. Las reacciones producen altamente inestable núcleos eso es rico adentro neutrones. Estas formas son inestables y rápidamente decaimiento beta en formas más estables.

La reacción del r-proceso, que es probable ocurrir en el tipo supernovas de II, produce sobre la mitad de toda la abundancia del elemento más allá del hierro, incluyendo plutonio, uranio y californio.^[74] El único el otro proceso competente importante para producir los elementos más pesados que el hierro es s-proceso en estrellas gigantes rojas grandes, viejas, que produce estos elementos mucho más lentamente, y que no pueden producir los elementos más pesados que plomo.^[75]

Papel en la evolución estelar

Artículo principal: Remanente de la supernova

El remanente de una explosión de la supernova consiste en un objeto compacto y rápidamente ampliarse onda expansiva del material. Esta nube del material barre encima de rodear medio interestelar durante una fase libre de la extensión, que puede durar por hasta dos siglos. La onda entonces experimenta gradualmente un período de extensión adibática, y se refrescará y se mezclará lentamente con el medio interestelar circundante durante cerca de 10.000 años.^[76]

En la astronomía estándar, Explosión grande producido hidrógeno, helio, y rastros de litio, mientras que todos los elementos más pesados se sintetizan en estrellas y supernovas. Las supernovas tienden para enriquecer rodear medio interestelar con metals, que para los medios de los astrónomos todos los elementos con excepción del hidrógeno y helio y es una diversa definición que ése utilizó en química.

Estos elementos inyectados enriquecen en última instancia nubes moleculares ése es los sitios de la formación de la estrella.^[77] Así, cada generación estelar tiene una composición levemente diversa, yendo de una mezcla casi pura del hidrógeno y del helio a una composición metal-más rica. Las supernovas son el mecanismo dominante para distribuir estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su período de la fusión nuclear, a través del espacio. Los diversos abundances de elementos en el material que forma una estrella tienen influencias importantes en la vida de la estrella, y pueden decisivo influenciar la posibilidad de tener planetas mover en órbita alrededor de él.

energía cinética de la supernova que se amplía un remanente puede accionar la formación de la estrella debido a la compresión de cerca, las nubes moleculares densas en espacio. El aumento en la presión turbulenta puede también prevenir la formación de la estrella si la nube no puede perder exceso de la energía.^[78]

Evidencia de productos derivados de de breve duración isótopos radiactivos demuestra que una supernova próxima ayudada a determinar la composición del Sistema Solar hace 4.5 mil millones años, y puede incluso haber accionado la formación de este sistema.^[79] La producción de la supernova de los períodos astronómicos del excedente pesado de los elementos del tiempo en última instancia hizo química de la vida en la tierra posible.

Impacto en la tierra

A Supernova de la cercano-Tierra es una explosión resultando de la muerte de a estrella eso ocurre cerca bastante a la tierra (áspero menos de 100 años luz lejos) tener efectos sensibles en su biosfera. Rayos gama sea responsable la mayor parte de de los efectos nocivos que una supernova puede tener en una vida planeta terrestre. En el caso de la tierra, los rayos gama inducen a reacción química en el alto atmósfera, el convertir molecular nitrógeno en óxidos del nitrógeno, el agotar capa de ozono bastantes para exponer la superficie a dañoso solar y radiación cósmica. explosión del rayo gama de la supernova próxima una explosión se ha propuesto como la causa del extinción de Ordovician del final, que dio lugar a la muerte de el casi 60% de la vida oceánica en la tierra.^[80]

La especulación en cuanto a los efectos de una supernova próxima en la tierra se centra a menudo en las estrellas grandes como tipo candidatos de la supernova de II. Varias estrellas prominentes dentro de algunos cientos años ligeros del sol son candidatos a las supernovas que se convierten adentro tan pequeñas como un milenio. Un ejemplo es Betelgeuse, 427 años luz supergiant rojos de la tierra.^[81] Aunque son espectaculares, estas supernovas “fiables” se piensan para tener poco potencial de afectar la tierra.

Las estimaciones recientes predicen que un tipo supernova de II tendría que estar más cercano de ocho parsec (26 años luz) destruir la mitad de la capa de ozono de la tierra.^[82] Tales estimaciones se refieren sobre todo a modelar atmosférico y consideraban solamente el flujo sabido de la radiación de SN 1987A, un tipo supernova de II en Nube de Magellanic grande. Las estimaciones del índice de la ocurrencia de la supernova dentro de 10 parsec de la tierra varían a partir una vez de cada 100 millones de años^[83] una vez a cada un a diez mil millones años.^[84]

El tipo supernovas de Ia se piensa para ser potencialmente el más peligroso si ocurren cerca bastante a la tierra. Porque el tipo supernovas de Ia se presenta de dévil, común enano blanco las estrellas, es probable que una supernova que podría afectar la tierra ocurra imprevisible y ocurrirá en un sistema de la estrella que no esté bien estudiado. Una teoría sugiere que un tipo supernova de Ia tuviera que estar más cercano que mil parsec (3300 años luz) afectar la tierra.^[85] El candidato conocido más cercano es IK Pegasi (véase abajo).^[86]

En 1996, astrónomos en Universidad de Illinois en el Urbana-Chamán teorizado que los rastros de últimas supernovas pudieron ser perceptibles en la tierra bajo la forma de firmas del isótopo del metal adentro estratos de la roca. Posteriormente, iron-60 el enriquecimiento se ha divulgado en la roca de alta mar del Océano Pacífico por los investigadores del Universidad técnica de Munich.^[87][88][89]

Candidatos de la manera lechosa

Varias estrellas grandes dentro del Manera lechosa se han sugerido como supernovas posibles en el plazo de mil a cientos millones de años próximos. Éstos incluyen Rho Cassiopeiae,^[91] Eta Carinae,^[92][93] RS Ophiuchi,^[94][95] la estrella máxima KPD1930+2752 de Kitt Downes,^[96] HD 179821,^[97][98] IRC+10420,^[99] VY Canis Majoris,^[100] Betelgeuse, Antares, y Spica.^[81]

Muchos Estrellas del Lobo-Rayet, por ejemplo Velorum gamma,^[101] WR 104,^[102] y ésos en el racimo del Quintuplet,^[103] también se consideran las estrellas posibles del precursor a una explosión de la supernova en “cerca” de futuro.

El candidato más cercano de la supernova es IK Pegasi (Hora 8210), situada en una distancia de solamente 150 años luz. Este cercano-orbiting sistema de la estrella binaria consiste en una estrella y una a de secuencia principal enano blanco, separado por solamente 31 millones kilómetro. El enano tiene un igual total estimado a 1.15 veces que del sol.^[104] Se piensa que vario millón de años pasarán antes de que el enano blanco pueda acrecentar la masa crítica requerida hacer un tipo supernova de Ia.^[105][106]

Vea también

• Remanente de la supernova
• Lista de los remanente de la supernova
• Nova enana
• Timeline de los enanos, de las estrellas de neutrón, y de las supernovas blancos
• Supernova de Champán (astronomía)
• Estrella de huésped (astronomía)
• Supernovas en la ficción

Notas

Referencias

Lectura adicional

• Hans Bethe (Septiembre de 1990). "SUPERNOVAS. ¿Por qué mecanismo las estrellas masivas estallan?“(Pdf). Física hoy 43 (9): 24–27. 

• Croswell, Ken (1996). La alquimia de los cielos: Buscar para significar de la manera lechosa. Libros del ancla. ISBN 0385472145. - una cuenta de la popular-ciencia.

• Filippenko, Alexi V. (1997). “Espectros ópticos de supernovas”. Revisión anual de la astronomía y de la astrofísica 35: 309–355. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309. - un artículo que describe clases espectrales de supernovas.

• Takahashi, K.; Sato, K.; Madriguera, A.; Thompson, T. A. (2003). "Neutrinos de la supernova, oscilaciones del neutrino, y la masa de la estrella del Progenitor". Revisión física D 68 (11): 77–81. doi:10.1103/PhysRevD.68.113009. - una buena revisión de los acontecimientos de la supernova.

• Hillebrandt, Wolfgang; Hans-Thomas Janka y Ewald Müller (el octubre de 2006). "Cómo hacer saltar una estrella". Americano científico 295 (4): 42–49. 

• Woosley, Stan; Hans-Thomas Janka (el diciembre de 2005). "La física de Corazón-Se derrumba las supernovas“(Pdf). Física de la naturaleza 1 (3): 147–154. doi:10.1038/nphys172. - el acoplamiento está a un pre-print del artículo sometido a Naturaleza.

Acoplamientos externos

• Lista de Web pages Supernova-relacionados.
• Alimentación de las noticias de RSS (RSS). El telegrama del astrónomo. Recuperado encendido 2006-11-28.
• D. Yu. Tsvetkov, N. N. Pavlyuk, O. S. Bartunov, Yu. P. Pskovskii. Catálogo astronómico de la supernova del instituto de Sternberg. Instituto astronómico de Sternberg, Universidad de Moscú. Recuperado encendido 2006-11-28. - un catálogo investigable.
• Anónimo (18 de enero, 2007). BoomCode. WikiUniversity. Recuperado encendido 2007-03-17. - Tipo simulador del Código-Profesional-grado del auge de la supernova de II en Wikiversity.
• Enumere todas las supernovas. IAU: Oficina central para los telegramas astronómicos. Recuperado encendido 2008-03-24.
• Los científicos ven la supernova en la acción. Tiempos de Nueva York, 21 de mayo, 2008.