Supernova de tipo Ia para niños
Una supernova Ia es un tipo especial de explosión estelar muy potente. Ocurre en sistemas de dos estrellas que giran una alrededor de la otra, llamados sistemas binarios. En estos sistemas, una de las estrellas es una enana blanca. La otra estrella puede ser de cualquier tipo, desde una estrella gigante hasta otra enana blanca más pequeña.
Las enanas blancas comunes, hechas de carbono y oxígeno, pueden producir una enorme cantidad de energía si alcanzan temperaturas muy altas. Esto sucede cuando acumulan suficiente material de su estrella compañera.
Las enanas blancas que giran lentamente tienen un límite de masa de aproximadamente 1.38 veces la masa de nuestro Sol. Si una enana blanca gana más masa de su compañera, su núcleo se calienta mucho. Cuando alcanza una temperatura crítica, el carbono en su interior empieza a fusionarse de forma descontrolada.
En algunos casos raros, dos enanas blancas pueden chocar y unirse. Si la masa combinada supera un límite, llamado límite de Chandrasekhar, las estrellas empiezan a colapsar y se calientan aún más. En cuestión de segundos, una gran parte de la enana blanca explota, liberando una energía inmensa (1–2×1044 Julios). Esta energía es suficiente para destruir la estrella en una supernova.
Las supernovas de tipo Ia son muy importantes porque todas brillan con una intensidad similar. Esto se debe a que explotan de una manera muy parecida. Gracias a su brillo constante, los científicos las usan como "reglas cósmicas" para medir distancias en el universo. Cuanto más lejos está una supernova, menos brillante se ve desde la Tierra.
En mayo de 2015, la NASA informó que el telescopio espacial Kepler observó una supernova de tipo Ia, llamada KSN 2011b, justo cuando estaba explotando. Estudiar estos momentos antes, durante y después de la explosión puede ayudar a los investigadores a entender mejor la energía oscura, una fuerza misteriosa que hace que el universo se expanda cada vez más rápido.
Contenido
¿Cómo se forma una supernova de tipo Ia?
Las supernovas de tipo Ia son una categoría especial de supernovas. Aunque hay varias formas en que pueden formarse, todas tienen un mecanismo similar. Los astrónomos pensaban que estas explosiones venían de enanas blancas, y esto se confirmó cuando se observó una supernova de este tipo en la galaxia M82.
Cuando una enana blanca que gira lentamente acumula materia de otra estrella, puede superar el límite de masa de 1.44 veces la masa del Sol. En este punto, la enana blanca ya no puede soportar su propio peso. En lugar de colapsar en una estrella de neutrones (que ocurre con enanas blancas de magnesio, neón y oxígeno), la presión y la densidad aumentan, calentando el núcleo.
Los científicos creen que la enana blanca no llega a colapsar por completo. En cambio, cuando se acerca al 99% de su límite de masa, comienza un proceso de "ebullición" interna que dura unos 1000 años. En algún momento, el carbono en su interior se enciende de repente. Poco después, el oxígeno también empieza a fusionarse, aunque no se consume por completo.
Una vez que la fusión comienza, la temperatura de la enana blanca sube rápidamente. A diferencia de las estrellas normales, que se expanden y enfrían para controlar su energía, la enana blanca no puede hacerlo. Esto lleva a una reacción de fusión descontrolada. Las llamas se aceleran dramáticamente, y aunque los detalles exactos aún se debaten, se cree que se convierten en una explosión supersónica.
En cuestión de segundos, una gran parte del carbono y oxígeno de la enana blanca se transforma en elementos más pesados, como el hierro. Esto eleva la temperatura interna a miles de millones de grados. La energía liberada es tan grande que la estrella se desintegra. Explota violentamente, lanzando material al espacio a velocidades de entre 5.000 y 20.000 kilómetros por segundo, ¡casi el 6% de la velocidad de la luz! Esta explosión también hace que la supernova brille de forma increíble. Su brillo máximo es unas 5 mil millones de veces más intenso que el de nuestro Sol.
Este tipo de supernova es diferente de las novas, donde una enana blanca acumula materia lentamente y el hidrógeno se fusiona sin destruir la estrella. También es diferente de las supernovas de colapso de núcleo, que ocurren cuando una estrella muy masiva se queda sin combustible y su núcleo implosiona.
¿Cómo se forman estas supernovas?
Modelo de una sola estrella donante
Una forma en que se forma una supernova de tipo Ia es en un sistema binario donde una enana blanca "roba" material de una estrella compañera. Primero, una de las estrellas del par, la más grande, evoluciona y se convierte en una gigante. Si las dos estrellas están muy cerca, la gigante pierde parte de su material, que es capturado por la enana blanca.
Después de que la estrella más grande se convierte en enana blanca, la otra estrella del par se convierte en una gigante roja. Es entonces cuando la enana blanca empieza a acumular material de esta gigante roja. Si la enana blanca sigue ganando masa durante mucho tiempo, puede acercarse al límite de Chandrasekhar y explotar.
Se calcula que alrededor del 20% de las supernovas de tipo Ia se forman de esta manera.
Modelo de dos enanas blancas
Otro posible origen de las supernovas de tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas. Si la masa combinada de ambas enanas blancas supera el límite de Chandrasekhar, pueden unirse y explotar.
Aunque las colisiones de estrellas son raras en nuestra galaxia, ocurren con más frecuencia en regiones densas como los cúmulos globulares. Una colisión entre dos sistemas binarios de enanas blancas podría formar un nuevo sistema binario muy cercano. Sus órbitas se reducirían hasta que se fusionaran.
Estudios recientes han encontrado muchos sistemas binarios de enanas blancas, lo que sugiere que estas fusiones ocurren con la frecuencia necesaria para explicar el número de supernovas de tipo Ia que vemos en nuestra galaxia.
Este modelo de dos enanas blancas podría explicar algunas supernovas inusuales, como SN 2003fg, que era muy masiva. También se ha sugerido para SN 1006, ya que no se han encontrado restos de una estrella compañera. Las observaciones con telescopios como Swift de la NASA han descartado la presencia de estrellas gigantes o supergigantes como compañeras en muchas supernovas de tipo Ia, lo que apoya la idea de que dos enanas blancas pueden ser las causantes.
Observación de las supernovas Ia
A diferencia de otros tipos de supernovas, las de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, excepto en las elípticas. No tienen una preferencia por regiones específicas de formación estelar. Esto se debe a que las enanas blancas se forman al final de la vida de las estrellas, y un sistema binario puede tardar millones de años en transferir masa antes de que ocurra la explosión.
Uno de los mayores desafíos en astronomía es identificar la estrella original que causa una supernova. Observar directamente a estas estrellas antes de la explosión sería muy valioso. La supernova SN 2011fe ha proporcionado información importante. Observaciones previas con el Telescopio Hubble no mostraron una estrella gigante roja en su posición, lo que sugiere que no fue la causante. El material expulsado por la explosión contenía carbono y oxígeno, lo que indica que la enana blanca estaba hecha principalmente de estos elementos.
De manera similar, las observaciones de la supernova SN PTF 11kx, descubierta en 2011, sugieren que estas explosiones provienen de una enana blanca con una gigante roja como compañera. Esto también indica que las estrellas que causan estas supernovas pueden producir explosiones más pequeñas (novas) periódicamente antes de la gran explosión final.
La curva de luz
Las supernovas de tipo Ia tienen una "curva de luz" muy particular, que muestra cómo cambia su brillo con el tiempo después de la explosión. Cerca de su punto más brillante, su luz muestra elementos como oxígeno y calcio, que son parte de las capas exteriores de la estrella. Meses después, cuando las capas exteriores se han expandido y se vuelven transparentes, la luz proviene de elementos más pesados, como el hierro, que se formaron durante la explosión. El decaimiento de un tipo de níquel (níquel-56) a hierro-56 produce la mayor parte de la energía que vemos.
El uso de las supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas fue un gran avance. Un grupo de astrónomos chilenos y estadounidenses, el proyecto Calán/Tololo, demostró en los años 90 que, aunque no todas las supernovas de tipo Ia tienen el mismo brillo máximo, se puede usar un parámetro de su curva de luz para corregir esta diferencia y hacer que todas brillen como un "estándar". Esto permite medir distancias relativas con una precisión de alrededor del 7%. La razón de esta estabilidad en el brillo máximo es la cantidad de níquel-56 que se produce en la explosión.
La similitud en el brillo de todas las supernovas de tipo Ia las convierte en una herramienta muy útil para medir distancias en el universo. Gracias a ellas, los científicos han podido entender mejor la Constante de Hubble, que describe la velocidad a la que se expande el universo.
En 1998, las observaciones de supernovas de tipo Ia lejanas revelaron algo sorprendente: el universo parece estar expandiéndose cada vez más rápido. Este descubrimiento fue tan importante que tres científicos de dos equipos diferentes recibieron el Premio Nobel por ello.
¿Hay diferentes tipos de supernovas Ia?
Recientemente, se ha descubierto que lo que antes se consideraba un solo tipo de supernova Ia, en realidad, puede tener algunas diferencias. Se ha visto que al principio del universo, estas supernovas eran mucho más comunes que ahora. Esta información podría ser clave para entender mejor la expansión del universo y la energía oscura. Se necesita más investigación para confirmar estos datos.
Véase también
En inglés: Type Ia supernova Facts for Kids
- Explosión de carbono
- Historia de la observación de supernovas
- Resto de supernova
- Escalera de distancias cósmicas
Galería de imágenes
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El espectro de SN1998aq, una supernova de tipo Ia, un día después de alcanzar su máxima luminosidad en la banda B.
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G299 Remanente de una supernova de tipo Ia
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Proceso de formación
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Gas siendo despojado de una estrella gigante para formar un disco de acrecimiento alrededor de un compañero compacto (como una enana blanca).
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Simulación de la fase explosiva del modelo de incineración-detonación para la formación de supernovas, hecho en una supercomputadora científica.
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Esta gráfica de luminosidad (relativa al sol, L0) contra tiempo muestra la curva característica de las supernovas de tipo Ia. El pico es principalmente causado por el decaimiento de Níquel (Ni), mientras que las etapas consecuentes son generadas por cobalto (Co).
de:Supernova#Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia nl:Supernova#Type Ia: witte dwergen
