SUPERNOVAS

Al detenerse las reacciones nucleares mencionadas en Últimas etapas de una Estrella Masiva, la estrella empieza a contraerse nuevamente. Como ya no se están llevando a cabo reacciones nucleares, lo único que puede detener la contracción gravitacional de la estrella es la presión generada por los electrones del núcleo de la estrella (conocida como presión de degeneración, y que tiene origen en un efecto de la mecánica cuántica conocido como Principio de Exclusión de Pauli). Sin embargo, si la masa del núcleo es mayor a ~1.4 masas solares (MS) (conocida como la Masa Limite de Chandrasekhar, por el astrofísico Hindú que la descubrió en 1930 ), esta presión no es suficiente para soportar el peso de la estrella, por lo que continúa contrayéndose. En consecuencia, la temperatura del núcleo continúa elevándose, y  cuando alcanza la temperatura de K, el hierro empieza a fotodesintegrarse: literalmente se “rompe” en elementos más livianos produciendo partículas α (una partícula α es un núcleo de helio) , protones y neutrones. Por otro lado, la densidad y la temperatura en el núcleo se vuelven tan altas que los electrones son capturado por protones, formando neutrones y neutrinos.
    

Debido a esta reacción, los electrones del núcleo de la estrella desaparecen, y junto con ellos desaparece la presión que ejercían y que contrarrestaba a la contracción gravitacional. Lo que sucede entonces, es que el núcleo se colapsa súbitamente (en aproximadamente 1 segundo) y es comprimido hasta alcanzar una densidad similar a la del núcleo de un átomo (≈ 3 x kg/m3).
Al llegar a esta densidad, los neutrones comienzan a generar presión, y si en este momento la masa de la estrella es menor que 3 MS, la presión que generan es lo suficientemente alta como para detener el colapso.

    

El núcleo interno de la estrella ha formado ahora una estrella de neutrones, la cual se mantiene en equilibrio gracias a la presión de los neutrones. La contracción que se produce con el agotamiento de los electrones libera una gran cantidad de energía gravitacional, por lo que las partes externas de la estrella son expulsadas en una gran explosión. En este momento la estrella aumenta repentinamente su brillo hasta en un factor de (es decir, aumenta su brillo unas cien millones de veces), lo cual la puede hacer más luminosa inclusive que la galaxia completa. Estas explosiones son visibles a grandes distancias, y producen remanentes de gas en expansión que son visibles decenas de miles de años después de la explosión.

 

 

Registros Históricos de Explosiones de Supernovas

Por ejemplo, se tienen registros hechos por los chinos de la explosión de una supernova en el año 1054. El astrólogo de la corte china Yang Wei-te anunció la aparición de una nueva estrella, la cual era sumamente brillante. Los registros chinos la ubican en la constelación de Tauro. Se tienen registros de esta misma explosión de supernova por parte de los árabes y japoneses. Fue observada durante dos años, en los cuales su brillo llegó a superar el de Venus, y luego fue disminuyendo hasta desaparecer.
Los astrónomos Jan Oort y Nicholas Mayall publicaron en 1942 un artículo, acompañado por una recopilación de información histórica de un experto en culturas orientales, mostrando que la Nebulosa del Cangrejo corresponde con la estrella observada por los chinos en 1054.

 

En noviembre de 1572, el astrónomo danés Tycho Brahe se percató de la repentina aparición de una nueva estrella brillante en la constelación de Casiopea. Esta estrella tuvo un brillo comparable al de Venus, y podía ser observada inclusive a la luz del día. Dejó registro del brillo y color de la estrella nueva hasta marzo de 1574, cuando dejó de ser visible a simple vista. La misma estrella fue observada en otras partes de Europa, en China y en Corea, durante los mismos dieciséis meses. Se cree que esta nueva estrella fue una de las últimas explosiones de supernova registradas en la Vía Láctea.

 

 

 En octubre de 1604 otra explosión de supernova fue descubierta en la constelación de Ofiuco. Kepler la estudió cuidadosamente, siguiendo el ejemplo de Brahe. Desde que se creó el primer telescopio, la única supernova observada desde la Tierra en la Vía Láctea o su vecindad inmediata ocurrió en la nube mayor de Magallanes, a 175 000 años luz de distancia.

Observacionalmente se distinguen dos tipos principales de supernovas, las supernovas Tipo I y las supernovas Tipo II.  La diferencia  radica en que las supernovas Tipo I no muestran líneas de hidrógeno en su análisis espectral, lo que indica que no queda hidrógeno en las capas que son expulsadas durante la explosión. Esto puede deberse a que las capas que originalmente contenían hidrógeno fueron desechadas por la estrella debido a presión de radiación o a un viento estelar antes de llevarse a cabo la explosión.
Las supernovas Tipo II sí muestran líneas de hidrógeno en su espectro, es decir, que al momento de la explosión todavía existen capas externas ricas en hidrógeno.