miércoles, 6 de enero de 2010

RESTOS DE SUPERNOVA

José Enrique Ruíz del Mazo
Beatriz Molino González


INTRODUCCIÓN

Las supernovas y sus restos tienen, gran importancia en la astrofísica moderna. Una supernova es el fin de la vida de una estrella masiva, sintetiza elementos pesados, e inyecta energía al medio interestelar con lo cual puede mandar turbulencias a nubes, calentar una gran fracción de volumen de la galaxia y acelerar partículas, las supernovas con sus ondas de choque pueden generar rayos cósmicos y comprimir nubes, y quizás juegan un importante papel en la formación de nuevas estrellas.


Los restos de supernova (SNR) tuvieron un importante papel en la historia de la radioastronomía, y las ondas de radio son una herramienta primordial en el estudio de los SNR. En los últimos años se ha ido sumando a la alta resolución de las observaciones en los restos típicos de "concha', el crecimiento de una clase de SNR semejantes a la Nebulosa del Cangrejo, la rutina de trabajo seguida en otras galaxias y ia detección y explicación de la emisión radio desde el instante de ia misma explosión de supernova.

HISTORIA

El concepto de una supernova como algo bastante más poderoso y catastrófico que una nova normal no surgió hasta 1920 1930, cuando Baade y Zwicky, propusieron un modelo en el cual una supernova es la explosión de una estrella masiva al final de su evolución, liberando 1051 ergs o más, la mayor parte en forma de energía cinética de la materia ejectada moviéndose a cientos de kilómetros por segundo. La más sorprendente de sus afirmaciones era que debía quedar como resto una estrella y que la supernova debería producir rayos cósmicos. Baade propuso la identificación del resto estelar, que no fue verificada hasta 1969, con la estrella de neutrones de la Nebulosa del Cangrejo.

Supernovas en la Historia

Cuatro restos de supernova han sido identificados como novas que aparecieron en el cíelo repentinamente, y ias encontramos en los registros históricos. Los objetos fueron vistos en 1006, en 1054 (el de la Nebulosa, del Cangrejo), en 1572 (la de Tycho) y en 1604 (la de Kepler), todas antes de la invención del telescopio. Las dos primeras fueron probablemente más brillantes que las dos ultimas, no hay evidencias de que ellas hicieran la más mínima impresión en Europa, que por entonces estaban convencidos de la inmutabilidad del firmamento. La supernova de 1572, quizás, fue vista inmediatamente por Tycho Brahe, que la observó regularmente hasta su desaparición, Tycho publicó sus observaciones en De Stella Nova. El escribió "Inicialmente, ia nova fue más brillante que cualquier estrella lija, incluyendo Sirio y Vega. Fue más brillante que Júpiter....manteniendo aproximadamente esa luminosidad casi todo Noviembre. En días claros podía verse....incluso al mediodía..., lentamente fue decayendo y finalmente desapareció completamente en Marzo de 1574".

La búsqueda de los restos de este acontecimiento no tuvo éxito hasta 1952, cuando R.Hanbury y Cyril Hazard de la Universidad de Cambridge descubrieron una fuerte fuente radio cerca pero no exactamente en la posición dada por Tycho. Con la ayuda de esta información el resto óptico fue encontrado por Rudolph Minkowki con el telescopio Hale de 200-pulgadas (2.54 cm). Recientemente observaciones en rayos-X con instrumentos en satélites nos muestran que el resto de la nova de Tycho es una fuerte fuente de rayos-X con una energía de entre 1000 y 10000 eV. Gracias a los mapas de Tycho se ha podido localizar bien el resto de Sa explosión, una nebulosa observable en el óptico, en radio y en rayos-X, como hemos comentado.
La supernova de 1604 fue estudiada por Johannes Kepler; alcanzando un brillo igual o algo mayor que el de Júpiter. Fue visible por el día cerca de un mes, y de noche alrededor de un año. En 1941 Walter Baade del observatorio Mount Wilson, analizando los antiguos registros, descubrió una nebulosa óptica en el punto donde Kepler vio una supernova en 1604. La nebulosa consistía en unos filamentos brillantes que cubrían un área que sustendía cerca de un minuto de arco. Diez años después Harbury Brovvn y Hazard descubrieron que también era una fuente radio. Conocemos hoy ia existencia de una nebulosa esférica, como un cascarón de gas ionizado en expansión en la misma posición de la supernova observada por Kepler.

Las supernovas de 1006 y 1054 ocurrieron durante un tiempo en el que la astronomía estaba floreciendo en Oriente. Hn esos días Sa aparición de un nuevo y brillante objeto en el cíelo era un solemne acontecimiento para individuos y naciones; los meticulosos registros astronómicos eran guardados para interpretarlos por los astrólogos imperiales. En una de las crónicas de Sa Dinastía Sung, traducida por J.J.L.Duyvendak de la Universidad de Leiden, ia supernova de 1054 es mencionada varias veces. Poco después de la aparición del objeto el jete de los astrónomos de ia corte imperial escribió sobre su observación y una interpretación del significado del acontecimiento : "Asombrado, he observado la aparición de una estrella invitada, la estrella era de un brillante color amarillo...". Con frecuencia, los detalles de los informes estaban embellecidos para amoldarse a Jos hechos en un contexto armonioso. ¿Era la estrella realmente amarilla? En otros informes se dice que era rojiza, y así esperan los modelos teóricos que fuese. Tal vez sea una coincidencia, pero el amarillo era el color generalmente asociado con la dinastía Sung, y el rojo era el color de Jos monarcas Han. Podemos sospechar que si Sa misma estrella hubiera aparecido mil años después, durante la dinastía Han, habría sido descrita como de un "rojo brillante".

En 1920 Edwin P. Hubble de Mount Wilson sugería que la Nebulosa del Cangrejo debía ser el resto de la nova de 1054 El anotó el tamaño de Sa nebulosa y la razón de su expansión, indicando ésta que tenía su origen 900 años antes. Detallados estudios de K.Lundmark, Jan H.Oort, Nicholas U.Mayall y Duyvendak sucesivamente confirmaron las conjeturas de Hubble. La Nebulosa del Cangrejo es el resto de supernova mejor estudiado, y accesible a la observación con pequeños telescopios. Su estructura es difusa con filamentos. En su interior se detectó además el primer pulsar observable en el óptico, y se denomina CM Tauri.

La supernova de 1006 fue identificada de forma concluyente, primero como el resultado de un estudio por Bernard Goldstein de la crónicas árabes, europeas, sirias, japonesas y chinas Con ellas se supo que a fina! de Abril de 1006 estalló una supernova en la constelación de Lupus. Inicialmente la estrella fue tan brillante como Venus, y fue visible por la noche durante más de un año,

Hoy es difícil identificar este resto en la parte visible del espectro. La emisión radio del resto fue descubierta en 1965, la radiofuente se corresponde bastante bien con la supernova de Í006, denominada PKS 1459-41, que es un resto de supernova de unos mil años de antigüedad. Tiene un aspecto de anillo, aunque su estructura viene a ser la de un caparazón de gas en expansión cuyo centro está en la posición de la supernova.

La supernova de 1183 se observó en la constelación de Casiopea. Fue observada durante medio año, aunque no llegó a ser tan brillante como sus predecesoras. las supernovas de 1006 ó 1054. Una vez más, casi exclusivamente se conservan testimonios orientales. Se ha identificado un resto de supernova en radioondas, denominado 3C 58 en la posición de la supernova. No se ha detectado ningún resto óptico de la misma , aunque a través de técnicas de interferometría en radio (usando el VLA de Socorro, en Nuevo México) se ve un cierto parecido a la Nebulosa del Cangrejo, por cuanto no tiene simetría de cascarón, sino de nebulosa con filamentos.

No todas las "estrellas invitadas" recogidas por las crónicas chinas o las nuevas estrellas recogidas por los astrónomos europeos son calificadas como supernovas. Algunas eran cometas o novas ordinarias (menos espectaculares que las supernovas). Los cometas cruzan el cielo y entonces pudieron fácilmente distinguirse de las novas y las supernovas, las cuales permanecen fijas. No es tan fácil distinguir entre novas y supernovas, una supernova es intrínsecamente más brillante. Una nova, si está cerca, puede verse tan brillante o más brillante que una supernova que se encuentre muy lejos, debido a que la luz de objetos distantes es frecuentemente absorbida y afectada de scattering por el polvo del medio interestelar.
Por esta razón las supernovas no fueron reconocidas como una clase distinta de explosión estelar, intrínsecamente más brillante que una nova, hasta los años 1920 1930. La distinción fue hecha después de reconocer que algunos objetos llamados nebulosas y considerados como cercanos eran galaxias distantes. En el período desde 1885 a 1920 alrededor de 10 novas fueron descubiertas en tales "nebulosas". En algunos casos el brillo de las novas en su máximo era igual o más brillante que el brillo de la nebulosa asociada. Cuando Hubble demostró que muchas de estas nebulosas eran sistemas independientes de estrellas, comparables a nuestra propia galaxia y a más de un millón de años luz, se empezó a especular que las novas observadas en tales sistemas deberían de ser más de 10000 veces más luminosas que las novas ordinarias que estallan en nuestra galaxia. Fritz Zwicky de Mount Wilson, y Baade sugirieron e! nombre de "supernova" para la explosión más catastrófica.


La ultima supernova observada es la 1987A. El primero en conocer la aparición de la supernova fue lan Sheldon, un astrónomo canadiense que se encontraba realizando observaciones en el telescopio de la Universidad de Toronto en el Observatorio de las Campanas, en Chile. Se encontraba realizando unas placas fotográficas de la zona cercana a la nebulosa de la Tarántula, una enorme nebulosa donde se da formación estelar, situada en la Gran Nube de Magallanes.


Supernova 1987A, antes y después de la explosión.


Tras revelar la placa, en la madrugada del día 24 de febrero de 1987, descubrió en ella una nueva estrella. Las primeras inspecciones que se hicieron para dar con la progenitora de la supernova, encontraron que en la misma posición había una estrella catalogada luminosa azul, con el nombre de Sk 69° 202. Pero el tipo de estrellas que dan lugar a las supernovas, según las teorías, son rojas y no azules.Por lo tanto se pensó que debía ser una estrella cercana a ésta, pero más acorde para una explosión de supernova. A través del análisis de las placas fotográficas se tuvo la certeza de que había no una sino dos estrellas cercanas que podrían haber explotado. Sin embargo se comprobó que las dos estrellas seguían estando allí, y la estrella que faltaba era la supergigante azul. Una vez aclarada la posibilidad de un explosión de supernova de una gigante azul, queda claro que la estrella progenitora era aquella que se echaba en falta, Sk 69° 202.


SUPERNOVAS


Tipos de supernovas

Las diferentes supernovas observadas en otras galaxias en los últimos 50 años pueden clasificarse en dos tipos, en base a sus espectros y curvas de luz. Las de Tipo I que incluyen aquellas supernovas en las cuales su espectro óptico, cerca de su máximo de luz, no presenta líneas de hidrógeno; las de Tipo II en las que su espectro incluye tuertes líneas de hidrógeno. Las líneas de CaII, H y K, pueden identificarse en ambos casos. Para los dos tipos, las líneas emisoras van acompañadas de líneas de absorción desplazadas al azul (Perfiles Cygni) indicándonos altas velocidades de expansión (después de pocas semanas), alrededor de 10.000 Km/s para, las de Tipo I y 4.000 Km/s para las de Tipo II. El máximo de luz en ambos tipos presenta un continuo al que se sobreponen líneas, pasado eí tiempo el continuo se disipa en las de Tipo I, dando lugar en la mayoría de los casos a una compleja línea alrededor de los 4600 Á, probablemente de [Fe II].

La cercana supernova de 1987 en La Gran Nube de Magallanes fue inusual. Mientras presentaba líneas de hidrógeno, mostraba altas velocidades de expansión comparadas a las normales de una supernova de Tipo II y su espectro evolucionaba cinco veces más rápido de lo normal. La curva de luz no era como una de Tipo II. Debió ser el resultado de una explosión de una estrella pobre en metales, una masiva gigante azul.
El más reciente y significativo desarrollo en la clasificación de supernovas tuvo lugar con el reconocimiento del importante aumento de brillo de las Tipo I, tipificado por dos recientes radio supernovas. 1983N y 1984L,. En éstas tallan las lineas de hidrógeno, pero son más débiles que las normales de Tipo I Branch (1986) las designó supernovas de Tipo Ib, y un considerable número de supernovas de Tipo I debieron de considerarse a partir de entonces supernovas de Tipo Ib. Las tradicionales supernovas de Tipo I pasaron a llamarse supernovas de Tipo Ia. El origen de las supernovas de Tipo Ib no estaba claro, debían de ser estrellas progenituras de la población I.

La diferencia básica en las características de evolución es la curva de luz. Las de Tipo Ia tienen una curva de luz similar, crece rápidamente a un máximo de magnitud absoluto de -18.2 (el máximo es marcadamente constante de unas supernovas a otras), luego la curva de luz empieza a decaer alrededor de tres magnitudes en las primeras tres o cuatro semanas después del máximo. Después de esto, el decrecimiento es más lento, siguiendo una ley exponencial durante 70 a 90 días. Pueden seguirse de medio año a tres años; la emisión total de radiación en el óptico es del orden de 1049 a 1050 erg. Las supernovas de tipo I se dan en las galaxias en espira! y elípticas relacionadas con estrellas viejas de la población H. Las deTipo íi tienen un máximo similar pero más difuso. Las curvas de luz son más dispares que en las de Tipo I. pero generalmente muestran una estructura similar. Un plato, período de decaimiento lento de luminosidad, es visto en dos de tres supernovas cíe Tipo II. Sin embargo, la energía total de radiación óptica, en las observaciones durante un año o dos, es igual a las de Tipo I. Las de Tipo II se dan en galaxias espirales e irregulares y predominantemente se dan en los brazos de espiral, sin embargo las supernovas de Tipo I se distribuyen por el disco. Con lo cual, las de Tipo II se ven relacionadas con estrellas jóvenes y masivas, es decir con estrellas de la población I.


¿Quienes son las progenitoras de las supernovas de Tipo Ib?

Presentan en su espectro líneas correspondientes al Helio, algo que no ocurre con las supernovas de Tipo Ia. No presenta lineas de hidrógeno, característica general en las de TipoI, pero tienden a darse más en galaxias espirales que en elípticas. Se trata por tanto de estrellas no tan viejas como las de la población II. Parece, por tanto, que el escenario para este tipo de explosiones de supernova es más parecido al de las de Tipo II, por lo que se supone que se trata de estrellas masivas que explotan como una supernova de Tipo II pero que antes de hacerlo han perdido las capas exteriores, constituidas por hidrógeno. Un posible mecanismo para esta pérdida es que la estrella forme parte de un sistema binario y el hidrógeno haya sido arrancado por atracción gravitatoria de la compañera. Otro posible mecanismo es el viento estelar, capaz de hacer que la envoltura de hidrógeno sea eyectada al medio interestelar; posibles candidatos para estos tipos serían estrellas Wolf-Rayet.

CLASIFICACIÓN DE LOS RESTOS HISTÓRICOS :


5. Seis restos de supernova de nuestra galaxia se hallan asociados a  explosiones estelares registradas durante el último milenio. Aunque ningún cálculo de las distancias y tamaños es preciso, los relativos al resto de Kepler son especialmente inseguros. No está clara la fecha de la supernova asociada con Casiopea A porque no hay pruebas de su observación. Las supernovas correspondientes a los años 1006, 1054 y 1181 fueron registradas en China.


¿ Como explota una supenova ?

Corno ya hemos dicho las supernovas de Tipo I son el final de la vida de una estrella de la población II, es decir viejas y pobres en metales, lo cual quiere decir que serán enanas blancas que tengan una masa inferior al límite de Chandrasekhar, con lo que pueden permanecer estables indefinidamente. Entonces la enana blanca que explota como superaova no es una estrella aislada, sino un individuo de un sistema binario. El intenso campo gravitarorio de la enana blanca atrae materia de su compañera, la cual cae gradualmente sobre la enana blanca, aumentando la masa de carbono y oxígeno. Con el tiempo el carbono se enciende en el centro y se consume en una onda que se propaga hacia afuera, destruyendo la estrella. La combustión no se realiza de manera explosiva. La onda de reacciones de fusión se propaga como una mecha,, es decir se trata de una deflagración, no de una detonación. Aún cuando la deflagración es menos violenta que la detonación, la enana blanca queda totalmente destruida. La energía de enlace inicial que mantiene unida la estrella es de unos 1040 erg; la energía liberada por la combustión es 20 veces mayor (2 1051 erg), suficiente para explicar la velocidad de 10.000 Km/s de los restos de supernova. En la deflagración, las reacciones nucleares crean aproximadamente una masa solar de isótopos inestables del 56Ni, que se desintegra dando 56Co y, después, 56Fe a lo largo de un período de meses. La velocidad de liberación de energía en la desintegración radiactiva es la idónea para dar cuenta de la disminución gradual en la curva de luz que se observa en las supernovas de Tipo I.

Las supernovas de Tipo II como ya dijimos se producen en estrellas jóvenes y masivas de la población I. Se cree que el límite inferior de su masa es ocho masas solares. Cuando este tipo de estrellas llegan a la fusión final, (obviamos igual que hicimos en el caso anterior la explicación evolutiva de la estrella, centrándonos en el momento en que consideramos empiezan las causas que darán lugar a una explosión de supernova), comienza a formarse en el centro de la estrella un núcleo constituido por hierro y oíros elementos relacionados con éste, dentro de una capa de silicio, añadiendo continuamente masa al núcleo. En el interior de éste sin embargo ya no se producen reacciones nucleares; el núcleo es una esfera inerte sometida a gran presión.

Una vez comenzada la fusión de núcleos de silicio, ésta prosigue a una velocidad vertiginosa, con lo que la masa en el interior del núcleo alcanza el límite de Chandrasekhar en un día aproximadamente (para el núcleo de hierro de una estrella grande, el valor puede diferir algo, pero se halla probablemente en el intervalo entre 1,2 y 1,5 masas solares). Alcanzada la masa de Chandrasekhar, el paso se hace todavía más rápido. El núcleo que se edificó en un día se derrumba en menos de un segundo.

Vamos a seguir con detalle las fases iniciales de la implosión del núcleo. Uno de los primeros puntos a observar es el de la compresión, que eleva la temperatura del núcleo, con lo que cabría esperar que la presión creciese y retardase el colapso. Pero se produce el efecto contrario.

La presión está determinada por dos factores, el número de partículas del sistema y la energía media. En la parte central de la estrella los núcleos atómicos y los electrones contribuyen a la presión, aunque ta aportación de los segundos es mucho mayor. Cuando la parte central de la estrella se calienta, una pequeña fracción de los núcleos de hierro se rompen en núcleos más pequeños, aumentando el número de partículas nucleares y elevando la contribución de los núcleos atómicos a la presión. Pero al propio tiempo la disociación de los núcleos atómicos absorbe energía. La energía que procede de los electrones, alivia la presión que ejercen éstos. La pérdida de ¡a presión electrónica es más importante que la ganancia de presión nuclear. El resultado neto es la aceleración del colapso.

La alta densidad nuclear en el colapso favorece la reacción conocida por "captura de electrones". En este proceso, un protón y un electrón se unen para dar lugar a un neutrón y un neutrino. El neutrino se escapa de la estrella llevándose consigo energía y enfriando el sistema, igual que la evaporación de agua enfría el cuerpo sobre el que se evapora. En cualquier caso la pérdida de un electrón elimina su parte proporcional en la presión y facilita la aceleración de la implosión.

La primera fase del colapso de una supernova llega a su fin cuando la densidad del núcleo estelar alcanza un valor de unos 4 1011 gramos por centímetro cúbico. Esta no es en modo alguno la densidad máxima pues el núcleo sigue contrayéndose, pero marca un cambio crucial en las propiedades físicas : a esta densidad, la materia se hace opaca a los neutrinos. En virtud de lo cual, los neutrinos emitidos en el núcleo quedan atrapados allí. El encierro no es permanente; una vez dispersados, absorbidos y reemitidos reiteradamente, el neutrino escapa tarde o temprano, pero el proceso es más largo que la duración de las fases restantes del colapso. El aprisionamiento eficaz de los neutrinos significa que no hay energía que pueda salir del núcleo estelar.

El proceso de captura de electrones en la fase temprana del colapso no sólo alivia la presión electrónica, sino que también acorta la proporción de electrones a nucleones, cociente que figura en el calculo de la masa de Chandrasekhar. En un típico núcleo estelar de presupernova, la relación está entre 0,42 y 0,46; en la fase de aprisionamiento de neutrinos ha caído a 0,39. Esta relación más baja conduce a una masa de Chandrasekhar de 0,88 masas solares, apreciablemente menor que la masa inicial, entre 1,2 y 1,5.

En este punto, la función de la masa de Chandrasekhar en el análisis de Sa supernova cambia también. Al comienzo, era la mayor masa capaz de mantenerse por Sa presión de los electrones; ahora se convierte en la mayor masa que puede colapsar en bloque. Las distintas regiones de esta parte del núcleo pueden comunicarse entre sí mediante ondas sonoras y de presión, de modo que cualquier variación en la densidad se igualará inmediatamente. En virtud de lo cual la parte interna del núcleo estelar colapsa de manera homogénea, toda de una pieza, manteniendo su forma.

La situación no cambia, y el colapso no sufre impedimentos, hasta que la densidad de la parte central de núcleo alcanza los 2,7 1014 gr/cm3 ( comparable a la densidad de la materia en el interior de un núcleo atómico grande). En efecto, los nucleones de ia parte central de la estrella se juntan para engendrar un núcleo atómico único y gigante.

La materia nuclear es incompresible en sumo grado. De aquí, una vez que la parte central de la estrella alcance la densidad nuclear, existe una potente resistencia a una compresión ulterior. Esta resistencia constituye la fuente primaria de las ondas de choque que convierten el colapso estelar en una espectacular explosión.

Dentro de la parte en colapso homogéneo del núcleo estelar, la velocidad de la materia que cae hacia el interior es directamente proporcional a su distancia al centro. Precisamente esta propiedad determina que e! colapso sea homogéneo. La densidad por otra parte decrece con la distancia al centro y, consiguientemente, lo hace también la velocidad del sonido. El radío al que la velocidad del sonido es igual a la velocidad de caída hacia dentro se llama "punto sónico", e indica el borde del núcleo homogéneo. Una perturbación en su interior no puede ejercer influencia más allá de este radio.

En el punto sónico, las ondas sonoras se mueven hacia afuera a la velocidad de! sonido medida en el sistema de coordenadas solidario de la materia caída hacia el interior. Ahora bien, la materia corre hacia el interior a la misma velocidad; por lo tanto, las ondas estarán en reposo respecto al centro de la estrella.

Cuando la parte central del núcleo estelar alcanza ¡a densidad nuclear, el colapso se detiene de golpe. Esto da origen a ondas sonoras que se propagan hacia fuera a través del medio que constituye el núcleo estelar. Las ondas se retardan a medida que salen hacia fuera, a través del núcleo homogéneo, y ello porque la velocidad local del sonido disminuye y porque se propaga corriente arriba en contra de un movimiento de materia que se hace cada vez nías rápido. En el punto sónico se detienen completamente. Mientras tanto, nueva materia esta cayendo sobre la dura esfera de materia nuclear en el centro, generando nuevas ondas. En fracción de milisegundos, las ondas se reúnen en el punto sónico y crean una discontinuidad en la velocidad. Tal variación discontinua es lo que constituye una onda de choque.

En la superficie de la esfera dura de la parte central de la estrella, la materia que cae se detiene, aunque no instantáneamente. La comprensibilidad de la materia nuclear es baja, pero no nula; así, la cantidad de movimiento lleva el colapso más allá del punto de equilibrio, comprimiendo el núcleo central de la estrella hasta una densidad superior incluso a la del núcleo atómico. Llamando a este punto e! instante de "máximo quebranto". Después del máximo quebranto la esfera de materia nuclear se recobra. La recuperación desencadena más ondas sonoras, que se unen a ¡a creciente onda, de choque en el punto sónico.

Una vez que la discontinuidad de presión en el punto sónico ha crecido hasta convertirse en una onda de choque, no queda fijada ya en un lugar por la materia que cae. La onda puede continuar avanzando hacia fuera, a través de los estratos superpuestos de la estrella.


Ahora podríamos hacer una. sencilla hipótesis, en la que la onda de choque corre velozmente hacia fuera, llegando a la superficie deí núcleo de hierro en una fracción de segundo, y continuando después a través de las sucesivas capas de la superficie bulbiforme de la estrella. Después de algunos días, alcanza la superficie y hace erupción en forma de violenta explosión. Más allá de cierto radio "el punto de bifurcación" toda la materia de la estrella se expulsa hacia fuera. Lo que queda dentro del radio de bifurcación se condensa en una estrella de neutrones.

Pero los cálculos destinados a la onda de choque a partir de los núcleos de supernova simulados en 1974 por Weaver y Woosley no concuerdan con el esquema. La onda se propaga hacia fuera hasta una distancia de entre 100 y 200 Km del centro de la estrella, pero entonces se atasca, y permanece más o menos en la misma posición mientras continua cayendo materia a través de ella. La principal razón de su detención es que la onda de choque rompe los núcleos atómicos en nucleones. Aunque este proceso aumenta el número de partículas, con lo que sería de esperar que la presión aumentara, consume también gran cantidad de energía; el resultado neto es que tanto la temperatura como la presión se reducen notablemente.

La fragmentación de los núcleos contribuye también, de otra manera, a la disipación de energía : suelta protones libres, que capturan fácilmente electrones. Los neutrirtos emitidos en este proceso pueden escapar, llevando consigo energía de la estrella. El escape es posible porque el choque ha penetrado hasta materia cuya densidad está por debajo del valor crítico de aprisionamiento de neutrinos. Cuantos de estos habían quedado aprisionados tras la onda de choque escapan también, llevando consigo más energía. Ante las muchas amenazas para la onda de choque en la región entre 100 y 200 km, a esta región se le llama campo de minas.

Entonces, tenemos que dar ahora una explicación particular para cada tipo de estrella dependiendo de su masa :


El dominio entre las 12 y las 18 masas solares :

Estos modelos fueron realizados por Weaver y Woosley. La diferencia principal con So anterior es que el núcleo de hierro es menor de lo que se estimaba : alrededor de 1,35 masas solares. ES núcleo homogéneo, en cuya superficie se forma la onda de choque, engloba 0,8 masas solares de esta materia, dejando 0,55 masas solares de hierro fuera del punto sónico. Por ser la ruptura de los núcleos de hierro lo más costoso, en términos energéticos, al reducirse la cantidad de éste, se facilita que la onda de choque salga del núcleo. Esto requiere que el núcleo homogéneo esté muy fuertemente comprimido, para que pueda reaccionar vigorosamente y crear una intensa onda de choque.

Baron mostró (con simulaciones por ordenador) que una estrella de 12 masas solares explotaría si la compresibilidad de la materia nuclear superase el valor corriente. Brown examinó el problema mediante un complicado método de la teoría de la materia nuclear resultando una comprensibilidad 2,5 veces superior a la corriente. Nos encontraríamos después que, en 1982, Andrew D. Jackson, E. Krotschek, D. Meltzer y R.A.Smith habían llegado a la misma conclusión por otro método.

El mecanismo descrito por Baron, Cooperstein y Kahana parece ser aplicable a estrellas de hasta 18 masas solares. Sin embargo con estrellas mayores, hasta la potente onda de choque creada se vería frenada en cuanto pasara por el campo de minas. Ya que una estrella de 25 masas solares tiene unas 2 masas solares de hierro en el núcleo; la onda de choque debe penetrar en 1.2 masas solares de hierro en lugar de 0,55. La onda de choque carece de energía para disociar tanto hierro.

Estrellas de masa superior a 18 masas solares :

Una explicación al problema la dio James R. Wilson, (quien realizó gran cantidad de simulaciones por ordenador). Se pensaba que cuando rallara la onda de choque toda la masa de la estrella caería de nuevo sobre el núcleo, que evolucionaría a un agujero negro. Aunque éste puede ser uno de sus posibles destinos, Wiison observó en sus múltiples simulaciones que en el núcleo de la estrella colapsante, la onda de choque llega al campo de minas y se detiene; pero en casi todos los casos Wilson halló que la onda de choque se regeneraba con el tiempo.

Esta regeneración se debe al calentamiento por neutrinos. El núcleo interior es un copioso emisor de neutrinos porque en él se produce la captura incesante de electrones a medida que la materia se comprime hasta llegar a la densidad nuclear. Adam S. Burrows y latimer han mostrado que la mitad de los electrones dentro del núcleo homogéneo se capturan en menos de medio segundo, mientras los neutrinos emitidos se llevan consigo aproximadamente la mitad de la energía gravitatoria liberada por el colapso, unos 1053erg. Es interesante señalar que la energía que detectamos de una explosión de supernova representa sólo el 1% de la energía total producida. El otro 99% es llevado por los neutrinos.

El espectacular despliegue de luz de una supernova palidece ante la luminosidad de los neutrinos, y lo que llama nuestra atención es un efecto secundario menor (como un arco iris durante una tormenta). En las profundidades del núcleo, los neutrinos entran en choque frecuente con otras partículas. Como dijimos antes están aprisionados en la neutrinosfera, sin poder escapar durante el tiempo necesario para el colapso homogéneo. Pero con el tiempo, los neutrinos se filtran hacia arriba y alcanzan estratos de menor densidad, donde pueden moverse libremente. En el radio donde la onda de choque queda frenada, sólo un neutrino de cada mil tiene cierta probabilidad de chocar con una partícula de materia; ahora bien, esos choques aportan una importante cantidad de energía. La mayor parte de está se consume disociando núcleos en nucleones, proceso este que produce el estancamiento de la onda de choque. Mas la energía de los neutrinos calienta la materia y, por tanto, eleva fuertemente la presión. Se ha llamado a este período en que la onda de choque se detiene, y se regenera después en virtud del calentamiento provocado por los neutrinos, "la pausa de descanso".

El calentamiento por neutrinos presenta su máxima eficacia a un radio de unos 150 Km, donde la probabilidad de absorción de Sos mismos no es demasiado baja, ni suficientemente alta la temperatura para que la propia materia se convierta en un apreciable emisor de neutrinos. Medio segundo después la presión en este radio ha adquirido un valor capaz de detener la caída de la materia que está encima y comienza a empujar hacia fuera. De aquí que los 150 Km se conviertan en el radio de bifurcación. La materia encerrada en este perímetro acaba cayendo en el núcleo, la materia fuera de él es expulsada.

ESQUEMA DE UNA EXPLOSIÓN :


3 Bounce shock starts

Death march of a massive star. After exhausting its capacity to genérate heat by nuclear fusión, the star's core contracts, emitting copious neutrinos (1), until it reaches a density comparable to that of the atomic nucleus (2). Incompressible at that point, it drives still-infalling gas outward in a "bounce" shock (3) that stalls 100 to 150 km from the stellar center (4). Boiling convective motions driven by neutrino heating lift the shock front (5) to heights from which it can ovecóme infalling gas and gravity and fulfill its ex-plosive destiny. The outer atmosphere is blown off less than a quarter-second after the bounce (6).

Como se ve en el dibujo anterior, el calentamiento de la materia por los neutrinos crea corrientes de convección (recuadro número 5), tal y como ocurriría en cualquier líquido en ebullición, y si inicíalmente podíamos decir que al pararse la onda de choque teníamos dos líquidos en cierto equilibrio inestable (como ocurre por ejemplo cuando llenamos una taza con agua hasta el borde, ponemos una carta sobre ella y damos la vuelta a la taza, el líquido no se cae hasta que no retiramos la carta, la tocamos o creamos algún tipo de inestabilidad. Es decir, en un principio tenemos un equilibrio inestable entre dos líquidos de distinta densidad que se rompe fácilmente) al crearse estas corrientes de convección aparece la inestabilidad que provoca la expulsión de la onda de choque y por tanto la explosión. Esto también podría explicar ciertas asimetrías en las explosiones, como vemos en el dibujo (recuadro 6), por algunas zonas la onda de choque no sólo es empujada por las corrientes sino que se rompe. (Si observamos un líquido en ebullición ocurre lo mismo, por un lado aumenta su volumen y por otro se observan pompas en la superficie que se rompen y expulsan materia, es decir salpica)

Estrellas con masas entre 8 y 11 masas solares :

Según cálculos realizados por Nomoto y por Weaver y Woosley, éstas estrellas más ligeras no alcanzan la temperatura suficiente para formar el núcleo de hierro, la fusión termina con una mezcla de elementos entre el silicio y el oxígeno. La producción de energía se detiene entonces, y como la masa del núcleo es mayor que la de Chandrasekhar, el núcleo se colapsa. La onda de choque que se origina en el colapso puede ver favorecida su propagación por dos circunstancias : la rotura de los núcleos atómicos de oxígeno o de silicio restan a la onda de choque menos energía de la que es absorbida en la disociación de los núcleos de hierro; en segundo lugar, mucho más allá, aunque sin salir del interior estelar la densidad cae bruscamente (se divide por unos 10,001) millones) en la frontera entre las capas de carbono y las de helio. La onda de choque avanza mucho mejor cuando tiene que atravesar materia de menor densidad.

Para, una estrella de 9 masas solares. Nomoto halló que el núcleo, en fase de presupernova estaba constituido por oxígeno, neón y magnesio y tenía una masa de 1,35 masas solares. Nomotü y Wolfagang Hillebrandt, opinan que la explosión se propaga fácilmente a través del núcleo de oxígeno, liberando una cantidad de energía bastante grande. Dos recientes intentos de reproducir los resultados de Nomoto e Hilebrandt han fracasado, no está clara la consistencia del modelo. Se cree que la mayor comprensibilidad de la materia nuclear admitida en el programa de Barón, Cooperstein y Kahana podría servir para explicarlo, pero puede ser que las estrellas de tan pequeña masa no originen supernovas. Por otra parte medidas basadas en las abundancias de especies nucleares, en la Nebulosa del Cangrejo sugieren que se formó por la explosión de una estrella de unas nueve masas solares.

Pruebas experimentales

Una prueba sobre la validez del modelo podría apoyarse en la abundancia relativa de elementos químicos del universo. Las supernovas constituyen quizá la fuente principal de todos los elementos más pesados que el carbono, de modo que el espectro de los elementos liberados en las explosiones simuladas debería concordar con las relaciones de abundancia observadas. Muchos intentos por reproducirlas han fracasado, pero últimamente se han conseguido, mediante cálculos en los modelos, relaciones de abundancia que se ajustan estrechamente a las medidas.

Una segunda onda de choque

La capa en expansión posee dos componentes. Configuran el primero restos de la estrella que explotó; el otro lo constituye gas interestelar arrastrado por los restos. fnicialmente los productos estelares expulsados que son más rápidos salen a velocidades de 10.000 y 20.000 Km/s. Cuando el gas en expansión de la estrella se encuentra con el material interestelar circundante, está moviéndose tan rápidamente, que ios átomos no tienen posibilidad alguna de hacerse a un lado para dejarlo pasar. El gas interestelar forma una barrera que ofrece creciente resistencia a la expansión.


Cuando el borde anterior de la capa, surca la materia interestelar, se forman dos ondas de choque. Una avanza delante de la materia expulsada; la otra llamada onda de choque inversa, se mueve (con respecto a la primera, onda de choque) hacía atrás, encaminándose hacia la materia expulsada. Visto desde el exterior, arabas ondas se mueven hacía fuera. La materia expulsada tiende ha hacerse inestable y se rompe en porciones a medida que empuja el gas interestelar, que tampoco se halla uniformemente distribuido. Como resultado, los frentes de las ondas de choque no se propagan con la, misma velocidad en todas las direcciones y, en consecuencia, no alcanzan una esferidad perfecta. La materia más caliente se aloja entre las dos ondas de choque. Aquí el gas interestelar antes frío, se ha calentado y comprimido por la materia expulsada en expansión que, a su vez, se ha decelerado y calentado por la colisión.

Todo esto puede inferirse del espectro de los SN'R en forma de cascarón, el cual tiene un continuo que se ajusta a dos temperaturas, mejor que a una. Las temperaturas de la, onda de choque se elevan a millones de grados (0.5 keV y 7 keV), sacando electrones de sus átomos. Los electrones libres, atrapados en las líneas del campo magnético de las regiones más densas de la onda de choque, emiten radiación sincrotrón en radio. El gas, a millones de grados de temperatura, emite radiación de origen térmico en rayos X.

Parece ser que la onda de choque es capaz, de acelerar los electrones hasta altas energías. Sería de esperar la semejanza entre las imágenes de radio y rayos X, en un resto en forma de concha, porque la mayoría de los rayos X provienen de materia calentada por la onda de choque. La verdad, es que la, correspondencia entre las dos imágenes es notable en todos los restos jóvenes que se han examinado. Las observaciones de radio y rayos X combinadas, pueden ayudar a explicar el mecanismo de aceleración por la onda de choque. De acuerdo con una prometedora hipótesis, las porciones ionizadas de gas de la materia expulsada comprimida por la onda de choque forman remolinos magnéticos turbulentos. Los electrones del resto de supernova son acelerados por choques con esas porciones y emiten radioondas a medida que describen espirales en torno a las líneas del campo magnético. También hay lugar radiación térmica en el óptico e incluso para la producción de rayos cósmicos.

ESQUEMA DE LAS ONDAS DE CHOQUE :

Las emisiones en radio y rayos X de restos en forma de envoltura, se deben a, las ondas de choque generadas por una explosión de supernova. En su dilatación, esta envoltura empuja el medio interestelar, precedida por una onda de choque que calienta el gas interestelar. El choque retarda el avance. Se forma un, frente de choque inverso, que se mueve hacia dentro con respecto a la primera, onda y calienta la materia expulsada. Este y en menor grado el gas interestelar, emite rayos X térmicos. Los electrones acelerados por la onda de choque emiten radioondas por el proceso sincrotrón. En una explosión de supernova idealizada (1), los frentes de choque son perfectamente lisos y esféricos. En realidad (2),la onda de choque del gas interestelar es bastante alisada, pero no lo es la onda de choque inversa, ya que la, materia expulsada, irregularmente distribuida, se agrupa en porciones. Visto en proyección (3), como se contempla en una imagen de rayos X, la corteza de materia expulsada y agrupada en trozos constituye un anillo incompleto.





FASES DE DESARROLLO

La Nebulosas del Cangrejo y Cassiopea A son. dos ejemplos de lo que ocurre durante los primeros mil años después de una supernova. Estudiando otros restos de edades diversas podemos formarnos una representación completa de los electos de una supernova.

Fase I : Etapa de expansión libre y rápida. La materia expulsada por la estrella domina sobre la materia barrida, el medio interestelar no alecta a la expansión; inicialmente ¡as propiedades de la. explosión son dominantes (como ya comentamos en "una segunda, onda. de choque"). Desde la estrella explosiva se expulsa hacia fuera, a velocidades de decenas de miles de kilómetros por segundo, un. casco de gas en expansión que contiene, cuando menos, varias veces la masa del sol; éste se expande invadiendo el espacio circundante. Al principio encuentra poca resistencia y brilla sobre todo debido a la energía que le imprime la explosión y sus subproductos radiactivos. La onda de choque generada por la explosión alcanza temperaturas de unos 104 K. Esta temperatura es suficiente para ionizar a los átomos, liberándose electrones que dan lugar a la radiación sincrotrón; dando lugar también a una emisión de origen térmico en rayos X. En una semana o dos se ha alcanzado el tamaño del sistema solar. lista fase de expansión libre debe durar al menos varios cientos de años. Este tiempo depende de la resistencia con que se encuentre la nebulosa en expansión; del material que rodeaba, a la estrella explosiva y de la cantidad que había. También depende de cuánto material haya sido expelido por la explosión. Por lo tanto, el tiempo que se le asigna a esta fase depende de las circunstancias de cada supernova en particular.

Fase II   (Taylor -Sedov ) : Esta etapa empieza cuando el casco expansivo comienza a disminuir su velocidad al encontrar resistencia en el material circundante (explicado en "una segunda onda de choque"). Si la estrella, explosiva expelió algo de materia en. forma de viento estelar, como suelen hacer las estrellas que envejecen, puede haber también una niebla local de un gas algo más denso que el medio alrededor de la explosión; entonces la onda expansiva, en principio esférica, se rompe dando lugar a nudos. Vemos un ejemplo de ese gas circundante en los nudos de gas lento que hay alrededor de Cassiopea A. La materia barrida ahora predomina sobre la materia expulsada. Pero la explosión fue tan fuerte que los restos siguen emitiendo en radio por sincrotrón y rayos X térmicos. En esta segunda etapa los restos se abren paso a través del medio interestelar durante decenas de miles de años. Ya que gradualmente la onda de choque, aminora su velocidad y se enfría, mientras barre más y más materia interestelar e irradia más y más energía.
Fase III ( Disipación ) : Sólo vemos largos filamentos y delgadas láminas de un gas más denso que lo corriente, que ilota alejándose lentamente de la antigua explosión. Continúan expandiéndose, abarcando grandes regiones del cielo. Emiten más en el visible que en el resto de frecuencias, ya que la onda de choque se ha debilitado enormemente, y sólo es capaz de generar emisión térmica en el visible. Por otro lado, los electrones acelerados a grandes velocidades también son más escasos, y por tanto, e! sincrotrón radio más débil. Coinciden muy bien la imagen radio y la óptica. En unos pocos miles de años, el resto de aquella espectacular explosión se contundirá con el material interestelar, tras haber inyectado al espacio una cantidad importante de elementos metálicos pesados.


TIPOS DE RESTOS :


Restos jovenes

Si la teoría nos proporciona una escala de tiempo fiable, entonces todos los restos de las supernovas históricas deberán estar o bien en los últimos años de libre expansión, o en los primeros de la etapa de Taylor-Sedov.

Debido a sus altas temperaturas, los cascos de las supernovas históricas no emiten mucha luz visible, pero deben ser intensas fuentes de radio y rayos X. Si analizamos estos restos descubrimos que muchos tienen precisamente la apariencia de casco esférico que esperábamos. Los restos de Tycho y de Kepler, como los de la supernova de 1006, son todos anillos claramente definidos en una foto radio y de rayos X, más brillantes en los bordes. Más que círculos cerrados parecen anillos, porque nuestra línea de visión encuentra más material radiante cuando miramos a los bordes de un casco hueco que cuando miramos al centro. III tamaño de las regiones de rayos X y de emisión radio coinciden, lo que indica que tanto el gas caliente como los electrones ocupan el mismo espacio. Los astrónomos buscan fuentes en expansión de radiación sincrotrónica, que muestren la forma redonda que podríamos esperar de una onda de estallido.
Algunos son más complejos, como La Nebulosa del Cangrejo, que aparece como una burbuja rellena para los observadores en radio, y como una burbuja algo más pequeña en  mágenes en rayos X. 3C58, aunque de forma diferente, es también brillante en toda su extensión y no sólo en los bordes.
Algunos astrónomos creen que los distintos tipos de restos de supernova surgen de tipos diferentes de explosiones, y los dividen según su morfología en :

-Pleriones : Se trata de restos de supernova de tipo II, y por tanto poseen posiblemente un pulsar, que proporciona la energía necesaria para llenar e iluminar el interior del casco en expansión. Presentan formas irregulares con un centro brillante.

-Forma esférica : Son restos vacíos con simetría esférica. La mayoría de ellos pueden ser el resultado de una explosión de supernova de Tipo I. La mayor parte de los SNR observados tienen esta forma en concha tan significativa.

De todas maneras, se debe de tener mucho cuidado a la hora de interpretar lo que no se ve. Un resto que contenga un agujero negro no detectado puede atribuirse erróneamente a la destrucción completa de una estrella pequeña. De manera análoga, una estrella de neutrones, que tiene un diámetro de sólo 20 kilómetros, puede escapar a la observación desde distancias de miles de años luz. Más tarde veremos que esto no es del todo cierto.
Sobre la forma de los restos no hay un acuerdo total : Michael Kesteven y James Caswell observaron 70 restos, de los cuales solo 6 tenían un brillante centro como el Cangrejo y sólo 4 eran aparentemente circulares. La mayoría de los restos que estudiaron presentaban el menos una o más de las siguientes características :


-Simetría alrededor de un eje central.
-Regiones carentes de emisión significativa dentro de la simetría axial.
-Cambio gradual en el brillo desde un extremo al otro.
Esto sugiere una forma de barril en tres dimensiones en las que se distribuye la emisión y con poca emisión o ninguna en los bordes. De tal manera que dependiendo de la orientación que tenga este barril respecto a nosotros tendremos los distintos tipos de formas en los restos, por ejemplo en Cas A veríamos el barril tumbado.

Hay dos formas de explicar como se origina esta simetría :

Puede ser que el originalmente esférico casquete se distorsione por interacción con campos magnéticos o la desumíbrmidad del medio interestelar. O que los retos de supernova son intrínsecamente barrados, y muy poca materia es expulsada a lo largo del eje de rotación axial, lista última, aunque explica la deficiencia de materia expulsada por los polos de la estrella, choca de frente con la forma abarrilada del resto observado, ya que una. mayor eyección de masa por el ecuador implicaría que esta masa saliera con mayor velocidad, dando lugar a un barril muy distinto.

Restos viejos

A medida que el tiempo pasa, los SNR van diluyéndose en el medio interestelar y barriendo más y más material circundante. La velocidad disminuye, los restos se van enfriando debido a que su elevado índice de emisión en rayos X y radio va acabando con sus reservas energéticas. Una vez transcurridos 20.000 ó 30.000 años, la onda de choque casi se ha disipado y los restos han comenzado ha mezclarse con el medio interestelar.

Los restos viejos son mucho más grandes, corno el Rizo en Cygnus, que se ve como un círculo quebrado de filamentos semejantes a un encaje y tan grande que la mayoría de ios telescopios no pueden abarcarlo todo de una vez. Su diámetro es comparable al de cinco veces la luna llena. Como resultado, las diversas partes de los restos suelen recibir nombres separados : la Nebulosa del Velo, la Nebulosa del Hncaje, la Zanahoria, y la Nebulosa de la Red. Situado a una distancia estimada de 2500 años-luz, el Rizo tiene unos 130 años-luz de borde a borde. Según su velocidad de expansión podemos estimar su edad (alrededor de 40000 años). Es uno de los restos próximos más viejos.

Otro resto muy similar, en la constelación de Auriga, Shajn 147, puede ser algo más antiguo. En la constelación de Géminis, IC 443 parece un poco más energético; quizá tenga entre 20.000 y 30.000 años de edad. Su forma, más distorsionada, puede ser consecuencia de una colisión con una nube de gas cercana muy denso. Por otro lado, en la constelación de Vela, los restos que se observan pueden tener apenas 10.000 años, y quizá se encuentren abandonando la fase Taylor-Sedov.


Si comparamos los restos viejos con los nuevos, los restos más antiguos son más fáciles de localizar en el visible. Los limites claramente definidos de algunos restos jóvenes han desaparecido, dejando sólo un suelto conglomerado de fuegos fatuos y despojos.

El análisis de los elementos químicos más abundantes en los restos jóvenes demuestra que son ricos en los elementos pesados que esperamos que se produzcan en el interior de una estrella masiva : oxígeno, nitrógeno y azufre. Los restos más viejos contienen sustancias químicas en proporciones prácticamente indistinguibles del medio interestelar normal : nueve átomos de hidrógeno por cada átomo de helio, con una pequeña cantidad de elementos más pesados.




CARACTERÍSTICAS DE LA EMISIÓN EN RADIO

En 1942 un ingeniero llamado Grote Reber publicó un radiomapa del cielo en una revista de astronomía técnica. En vez de revelar estrellas, el mapa mostraba los lugares del cielo que emitían fuertes señales de radio. Fueron Martin Ryle y F.Graham Smítb, quienes en 1948 catalogaron a Cas A como eS objeto más brillante del cielo nocturno en ondas radio. Desde entonces, Cas A se ha convertido en una de las 'fuentes de radio más estudiadas.

Los SNR presentan una radioemisión muy fuerte. Entre las radiofuentes más importantes del cielo se encuentran restos de supernova. A esto, se une el hecho de que tienen un gran tamaño angular. Cas A es visible en ondas radio a lo largo de 4’ de arco, y el Rizo en Cygnus puede observarse en un diámetro de 3° de arco. Generalmente, se obserava polarización, en mayor o menor grado, en su radiación. Esta, característica tan común fue una de las causas que ayudaron a pensar que gran parte de lo que se observaba en radio tenía origen sincrotrón.

Pero la característica principal de un resto de supernova es la emisión de ondas radio cuya distribución de energía con la longitud de onda es no térmica, es decir, la distribución espectral no se ajusta al espectro de un cuerpo negro a ninguna temperatura. Sí esta radiación parece tener su origen en una especie de cascarón o dentro de una región que presenta filamentos visibles en el óptico, seguramente esa fuente sea un resto de supernova.

Podemos  presentar  la  función   fuente  como  Sann.   El   índice  espectral   puede aproximarse, en la zona, de las radio ondas, según los siguientes casos :

-SNR en torna de cascarón -0.6 < n < -0.8
-Pleriones n ~0.
Los primeros presentan un grado de polarización bajo, sin embargo en los segundos se recoge radiación con un alto grado de polarización.

Los restos que se clasifican según lo indicado están por debajo de los 100.000 años de edad. Una, vez los restos envejecen, su morfología es un tanto más irregular ya que están muy expandidos, la asimetría es total y sus formas dependen en gran, medida de las características del medio interestelar con que cada resto se haya topado. Puede decirse que cada uno de los restos es producto de la historia de su estrella progenitura y de su entorno.

En los primeros años de la, radioastronomía, la resolución no era ni mucho menos buena, con lo cual se presentaban grandes dificultades a la hora de identificar una fuente radio con su correspondiente imagen en el óptico. Era como encontrar un mosquito en la oscuridad. Ea Nebulosa del Cangrejo es una de las radiofuentes más poderosas del cielo, y la primera que se identificó con un objeto visible. Al principio, el Cangrejo presentaba grandes misterios, ya que no podía explicarse ¡a causa de que emitiera tanta energía no sólo en la zona de las radio ondas, sino en todo su espectro.


Pronto se empezó a, vislumbrar la solución al problema. La radio emisión no térmica podría ser posible si la nebulosa tuviera electrones acelerados a velocidades relativistas en un. intenso campo magnético. Sí los electrones fueran atrapados por el campo, describirían espirales alrededor de las líneas de fuerza del campo y emitirían radiación en un estrecho haz tangente a las líneas y a la dirección de movimiento. A este efecto se le llamó mecanismo sincrotrón, y se predijo que la radiación debería ser polarizada, con su vector eléctrico perpendicular tanto al campo magnético como a la dirección de la radiación.

Shklovsky explicó cómo el mecanismo sincrotrón podría también dar cuenta del continuo en el óptico que presentaba el Cangrejo, ya que en esa región del espectro también la radiación era polarizada. Incluso cuando pudo observarse el Cangrejo en rayos X, con el advenimiento de los satélites artificiales, se vio que el origen no térmico de la radiación llegaba hasta esta zona del espectro. El Cangrejo presentaba radiación sincrotrón en toda su extensión y en todos los rangos de frecuencia. Era realmente un resto de supcrnova algo excéntrico, si tenemos en cuenta que la gran mayoría de los SNR observados mostraban sincrotrón sólo en las capas exteriores (en conchas) y nunca mucho nías lejos de las radio ondas.

Todo esto es lo que se puede sacar de los índices espectrales obtenidos y de los grados

de polarización medidos, pero las causas físicas de todas estas consecuencias, y sobretodo en el caso del Cangrejo., siguieron siendo un misterio durante algunos años más. Desvelaremos el misterio en secciones posteriores.

Un poquito más allá de las radiofrecuencias, en el infrarojo, el satélite IRAS ha desvelado la presencia de granos de polvo en el Rizo en Cygnus. Nadie esperaba encontrar granos de polvo en un ambiente que se suponía mucho más infernal de lo que en realidad parece que es. En realidad, el Rizo radía cinco veves más en el infrarojo que en rayos X.

Debido al origen no térmico de la radiación de los SNR en ondas radio, éstos pueden confundirse fácilmente con radiogalaxias. Este problema se salva medíante una simple inspección fotográfica. De todas maneras, la resolución en radio ondas cada vez es mayor. Hoy en día las técnicas VLBI proporcionan una resolución espacial inimaginable algunos años atrás. Se ha logrado confeccionar un radiomapa de un resto de supernova que está a una distancia de 40 millones de años-luz, el cual revela finísimos detalles, incluso lo que podrían ser jets de gases en expulsión. Estas técnicas utilizan señales de radiotelescopios de Europa y Estados Unidos, las cuales se combinan en grandes computadoras y producen un mapa similar al que obtendría una sola antena de 8.000 kilómetros de diámetro.

La interferometría de muy larga base (VLBI) está obteniendo imágenes de restos de supernova en etapas de evolución muy tempranas. En los últimos meses, un equipo de astrónomos coordinados por un radioastrónomo valenciano, han conseguido realizar una especie de película con la radiación obtenida en radiofrecuencias en varios radiotelescopios europeos, de lo que podría ser un resto de supernova en sus primares fases de evolución, justo tras la explosión de la estrella. Esto puede aportar una mejor comprensión en la evolución de los SNR.

CARACTERÍSTICAS DE LA EMISIÓN EN EL ÓPTICO

La radiación que recogemos de los SNR en el óptico es muy débil, esto se debe a que la luz, en esta zona del espectro, es absorbida y difundida por nubes de polvo interestelar, algo que no ocurría en radiofrecuencias. La mayor parte de SNR observados en el óptico corresponden a restos viejos, y en algunas ocasiones, a filamentos en expansión de restos jóvenes. Como dato significativo podemos decir que de Sos cerca de 160 SNR observados en radio en nuestra galaxia, sólo 50 han sido detectados ópticamente. Mientras el número de restos en radío tiene su máximo en logitudes y latitudes galácticas bajas, donde se concentran la. mayor parte de las estrellas, los estos ópticos se distribuyen uniformemente en toda la Galaxia.

En el óptico, tenemos que la radiación que se recoge no está polarizada, por lo que se le asocia un origen térmico en la mayor parte de los restos observados, tras ajustar su distribución espectral de energía en esta zona de frecuencias a un cuerpo negro con temperaturas del orden de decenas de miles de grados.
Como ya se ha dicho, los restos viejos emiten la mayor parte de su radiación térmica en el óptico, ya que sus temperaturas no son ahora tan elevadas en la onda de choque. Sin embargo, en radio ondas aún se da, radiación sincrotrón. Esto se desvela del hecho de que las imágenes en radío coinciden muy bien con las imágenes ópticas. Aún no está muy claro el mecanismo que posibilita el que en ios restos viejos todavía se sigan acelerando electrones a tan altas velocidades como para favorecer la emisión sincrotrón.
En los restos jóvenes pueden observarse débiles filamentos rojizos de Ha en los bordes, con grandes velocidades radíales (de 50 km/s a 6.000 km/s). Si se suponen las velocidades radiales del mismo orden que las velocidades tangenciales, y midiendo ¡os movimientos propios de estos filamentos, podemos calcular la distancia a la que se encuentran los restos más cercanos. Los movimientos propios de los gases en las conchas de los restos pueden obtenerse mediante la superposición de una fotografía con el negativo de la que se toma años más tarde.

Pero el cálculo de la distancia a la que se encuentran los restos es uno de los problemas que destacan en el estudio de los SNR. Es un factor muy difícil de determinar, y para conocerlo pueden hacerse medidas de absorción del Hí en 21 cm. También es muy común acudir a la curva de luz si la explosión fue la de una SN la, ya que las curvas de luz de este tipo de supernovas presentan todas un máximo de magnitud absoluta, alrededor de -18.2. Los seguimientos que realizaron Tycho y Kepler a sus correspondientes supernovas han sido muy útiles para determinar la distancia a la que éstos restos se encuentran. También puede asociarse el resto a algún objeto cercano, aunque esto puede conllevar grandes errores.

Por otra parte, los cálculos obtenidos en las velocidades de los gases en expansión y el tamaño estimado del resto, pueden proporcionarnos la edad del SNR. Ya que se dispone de las fechas de la explosión de los restos históricos, la combinación de todos estos datos puede ayudar a mejorar los números que se tenían para las distancias, edades, velocidades de expansión y radíales, etc....


Se han realizado cálculos en este sentido, para las supernovas de Tycho y Kepler, y las edades encajan más o menos bien dentro de un error cspcrable. Sin embargo, observaciones ópticas precisas han revelado que la tasa de expansión para el Cangrejo no daría lugar a! tamaño observado, a menos que se haya producido algún tipo de aceleración en sus gases tras la explosión. Algo similar ocurre con Cas A, la más reciente explosión de supernova que tuvo lugar en nuestra galaxia. No hay constancia histórica de que este fenómeno fuera observado como supernova, quizá la luz procedente de esa zona del cielo fuera oscurecida por una gran cantidad de gas y polvo. Los únicos indicios que se tienen de que el suceso fuera observado, son los catálogos de estrellas que publicó el astrónomo británico John Flamsteed en. 1680. En la constelación de Cassiopea aparecía una estrella de magnitud 6 con las coordenadas que se asignan a Cas A, Se ha calculado la edad de Cas A, y se tiene que encaja bien con el año en que Flamsteed la observó, siempre que se tenga en cuenta algún mecanismo que retarde el movimiento de estos gases en expansión. Es probable que la interacción del gas con e! medio interestelar esté frenando la expansión de la concha.

Una característica muy común de los SNR en el óptico son las líneas de ionización colisional [SII]  6717,6731. Una tasa de (H [NII] )/ [SII] menor que 2.5 nos ayuda a identificar los SNR, y así poder distinguirlos de nebulosas de emisión e incluso buscar SNR en otras galaxias. El principal problema en la identificación de restos de supernova en nuestra galaxia, es saber diferenciarlos de otra clase de radiofuentes que abundan en el plano galáctico. El espectro de las conchas se asemeja a fuentes de radío extragalácticas, como radiogalaxias, mientras que los pleriones pueden ser confundidos fácilmente con nebulosas de emisión HII. Radiotelescopios como el VLA en Nuevo México podrían hacer esta labor, pero se necesitarían tiempos de observación muy grandes para rnapear cada radiofuente suceptible de ser un SNR.

Es frecuente encontrar concentraciones de material poco denso (nudos) radiando en el óptico en los bordes de los pleriones y también en algunas conchas. Estos nudos son fragmentos de material estelar (oxígeno, azufre, nitrógeno, argón,...) y su ubicación en el SNR corresponde muy bien con el modelo de "capas de cebolla" que acepatn las teorías de evolución estelar. Los datos espectroscópicos de estos nudos nos proporcionan velocidades, densidades y límites inferiores de temperaturas (> 60.000 K ). Para el caso de Cas A, parece ser que la explosión fue algo asimétrica, ya que se ha encontrado un jet de gas moviéndose mucho más rápidamente que el resto de la nebulosa. También se ha encontrado que el material más cercano al centro del resto se mueve más lentamente, y que éste contiene menos hidrógeno y más elementos pesados, como cabria esperar. Pero también hay problemas, como la falta de hierro, del que hablaremos más tarde en la sección de rayos X.

En lo que respecta al Cangrejo, éste presenta, un continuo sincrotrón en el óptico espectacular, con líneas de emisión procedentes de los nudos de los bordes. La alta polarización observada debida al sincrotrón sólo se explica por la joven edad del resto, que es capaz de acelerar electrones a velocidades tales como para poder radiar en sincrotrón óptico. Presenta también rizos variables cerca del centro de la nebulosa. Estos, aparecen a intervalos irregulares, se mueven rápidamente hacia fuera a una velocidad de 0.l c y se desvanecen transcurrido un mes aproximadamente. También puede observarse el pulsar en el óptico, lo que es un hecho inusual, girando a 30 rev/s. Este pulsar puede generar suficiente energía como para explicar muchas de las propiedades del Cangrejo.

En cuanto a los datos espectroscópicos del Cangrejo cabe resaltar la importante ausencia de hidrógeno, por lo que se sospecha que fuera una SN Ib. La estrella pudo expulsar su capa de hidrógeno antes de realizar la explosión. Pero los detalles más relevantes del Cangrejo, fueron obtenidos por el telescopio espacial Hubble en 1994. Según las imágenes obtenidas, se pueden distinguir tres partes bien diferenciadas : el pulsar central, la nebulosa, y una red de complejos nudos y filamentos en los bordes. Estos filamentos varían no sólo en la forma, sino también en las temperaturas; obteniendo que filamentos individuales aparecen simultáneamente fríos y calientes a distintas profundidades. La explicación a esto parece residir en que los núcleos fríos y densos están envueltos en capas más calientes y altamente ionizadas.


Nebulosa del Cangrejo

Por otro lado, en fotografías obtenidas de SN 1987A, se apreciaron una serie de "ecos de luz" en foram de círculos alrededor de la supernova, de apariencia similar a los que se tienen cuando fotografiamos una luz intensa. Sin embargo, éstos últimos se producen por la reflexión de la luz en las lentes de la cámara, mientras que los que se observaron alrededor de SN 1987A eran reales, estaban allí. La explicación para estos ecos es el reflejo de la luz de la supernova en una zona de polvo interestelar entre la supernova y nosotros. Se cree que la luz de la supernova, en direcciones distintas, fue dispersada hacia nosotros; creando esa ilusión de círculos alrededor de ella. Obviamente, esos rayos de luz realizan un recorrido más largo que los que se dirigen directamente hacia La Tierra, por lo que se explica que no aparecieran hasta unos años después de la explosión. Los cálculos teóricos indican que esa nube de polvo se encuentra a unos 1.000 años-luz de la supernova, dentro de La Gran Nube de Magallanes, y que su densidad no es uniforme; porque en ese caso se vería una corona circular más ancha, y no varias circunferencias.


Ecos de luz en SN 1987A

CARACTERÍSTICAS DE LA EMISIÓN EN RAYOS X

Los restos más jóvenes se hallan a una temperatura tal   que emiten el grueso de su energía en forma, de rayos X. El resto de la supernova de Tycho, por ejemplo, emite cientos de veces más energía en ia hunda de los rayos X que el sol en todas las longitudes de onda; y la Nebulosa del Cangrejo radia la mayor parle de su energía en rayos X. lista radiación poiio conseguirse cuando se instalaron, ios primeros telescopios en satélites artificiales en órbita alrededor de La Tierra.

Se observo, que la mayor parte de los SNR presentaban líneas espectrales y un continuo térmico de 106 -107. Esta emisión tiene sólo origen térmico, y se corresponde muy bien con la imagen en radio, por producirse ambas en las dos ondas de choque de las conchas, como ya mencionó anteriormente. Sin embargo, el Cangrejo presentaba un continuo sin líneas, bastante polarizado. La interpretación de que esta radiación X era producto del mecanismo sincrotrón presentó dificultades porque no se entendía cómo era posible que tras 900 años los electrones siguieran teniendo energías tan elevadas como para emitir un sincrotrón en rayos X.

El mecanismo sincrotrón del Cangrejo se entiende ahora de la siguiente forma :

Todo el razonamiento se apoya en la estrella de neutrones, la cual por su juventud posee una extraordinaria energía, con un intenso campo magnético y una rápida rotación. El campo magnético en rápida rotación induce un campo eléctrico intenso que impulsa a las partículas cargadas hacia el exterior de la superficie de la estrella de neutrones y las acelera hasta altas velocidades. Cuando las partículas describen espirales alrededor de las líneas del campo magnético, emiten radiación sincrotrón, que sería mayor en la proximidad, de los polos magnéticos. Para, radiar a longitudes de onda cortas, ia estrella debería, girar muy rápidamente y poseer un campo magnético de desacostumbrada intensidad.

La imagen del Cangrejo en rayos X está dominada por una. pequeña región de emisión sincrotrón alrededor del pulsar central. El 96% de ia emisión de esta pequeña nebulosa sincrotrón de R-X, proviene de electrones que se mueven a velocidades próximas a la de la luz; el otro 4% proviene del propio pulsar. La estrella en rotación muestra un aumento gradual en el período de los destellos, lo que indica, que la rotación está decelerando. Tras varios cálculos se observó que la estrella pierde energía de rotación a la misma velocidad aproximada a la que la nebulosa sincrotrón radia energía en las bandas de rayos X, óptica y de radio, lo que apoya la idea de que la radiación es producida por electrones de alta energía que salen de al estrella de. neutrones. Tenemos, pues, que el energético pulsar del Cangrejo es el responsable de la intensa radiación sincrotrón en R-X, e incluso también de la aceleración que se había imprimido a los gases de la nebulosa, tras la explosión, y que justificaba los datos obtenidos en la determinación de su edad.

Las últimas imágenes en rayos X del telescopio espacial Hubble revelan la presencia de un halo en forma de anillo centrado alredededor de uno de los dos jets que expulsa desde su centro en sentidos opuestos. El halo puede ser causado por el mismo jet al intentar atravasar el gas caliente de la nebulosa sincrotrón. Asimismo se observa un nudo brillante de gas, en el lado contrario, producto quizás del jet también.


Los otros restos históricos no dan pruebas de la existencia de pulsar o estrella de neutrones alguna. Si una estrella de neutrones estuviera presente en. un resto cercano, sería de esperar que se recogiese en las imágenes de rayos X. Además, aun cuando un pulsar no sería visible si su haz no apuntase a Tierra, una estrella de neutrones en rápida rotación debería producir, no obstante, una nebulosa sincrotrón observable.
Los rayos X de los restos en forma de concha no se generan mediante mecanismo sincrotrón; se trata más bien de rayos X térmicos generados en las ondas de choque. La Nebulosa del Cangrejo posee probablemente una capa que emite rayos X térmicos, pero que queda enmascarada por la fuerte emisión de ¡a nebulosa sincrotrón. En los otros restos, la capa gaseosa aparece con toda nitidez.

Los espectros de ios restos en forma de concha revelan el origen térmico de su radiación en la banda de rayos X. La mayor parte de su energía, es radiada a frecuencias discretas en forma de líneas de emisión atómica. Cada línea de misión está asociada a, una transición particular de energía y, con ello, revela la, presencia de átomos de una sustancia particular del gas. La radiación sincrotrón, por el contraio, se emite a lo largo de un dominio continuo de frecuencias por electrones libres en un campo magnético; no revela, pues, nada acerca de la composición de la nube de gas.

De la intensidad de las líneas de emisión en las conchas, se evidencia que los niveles de silicio, azufre, argón y calcio son apreciablemente más altos que en el Sol o en el gas interestelar. HI resto de Tycho está enriquecido, unas seis veces, en esos elementos de peso medio. El enriquecimiento sólo puede atribuirse a la supernova. Los espectros de rayos X proporcionan una prueba convincente de que los elementos más pesados que el helio se producen en el interior de las estrellas, y las explosiones de supernova los reparten por el espacio.

En el examen de los espectros, sin embargo, llama la atención una ausencia particular, la de indicación de la existencia de elementos más pesados que el calcio; en particualr, del níquel, cobalto y hierro, que se suponen producidos en las explosiones de Tipo I. Quizás esos elementos del grupo del hierro están presentes a temperaturas demasiado bajas para poder radiar en la banda de rayos X. Ya vimos, anteriormente, que tampoco se encontraban en los espectros ópticos; por lo que se les ha situado en un estado de ionización tal, que deberían emitir en una, zona del espectro que escape tanto al óptico como a los rayos X :

probablemente en el ultravioleta.

En principio, las observaciones de rayos X en los restos de concha permiten calcular la masa y la composición de un resto térmicamente radiante. Hay una fórmula bastante sencilla que relaciona la luminosidad de una nube de gas con su temperatura, volumen y densidad. La temperatura se puede deducir del espectro del gas; cabe inferir así la densidad de un resto a partir de su luminosidad observada. Si gracias a los datos de rayos X distinguimos entre el material estelar expulsado y el gas interestelar recogido por la, capa en su movimiento, podremos calcular por separado la masa de cada uno de ellos. Como la masa de la materia expulsada debe ser aproximadamente igual a la masa de la estrella que explotó, el cálculo indicará si la estrella fue una enana blanca, como predice la teoría para las supernovas del tipo Ia.


Se han realizado cálculos para el resto de Tycho, los cuales vienen a decir que la capa esférica tiene una masa aproximada de dos masas solares. Se trata de un valor un poco alto para una enana blanca, que no debería superar las 1.4 masas solares. La discrepancia puede atribuirse al error en los cálculos. En particular, la distancia del resto de Tycho no se conoce con precisión, ya vimos que la determinación de las distancias de los SNR era un factor muy difícil de determinar. Si la distancia real fuera un 15% inferior a la que se supuso para !a realización de los cálculos, la luminosidad intrínseca en rayos X sería menor y la masa estimada de su progenitora descendería hasta aproximadamente 1.5 masas solares.

Hay que tener en cuenta que, a medida que la materia interestelar se vaya mezclando con la procedente de la explosión, se perderá la mayor parte de la información relativa a la explosión de supernova : la velocidad de expansión inicial y la masa y contenido de la estrella en elementos pesados.

La ausencia de una estrella de neutrones en Cas A, resulta inquietante. Como ya se ha dicho esta supernova pasó desapercibida a los astrónomos del siglo XVII. Que no despertara mayor interés induce a sospechar que no sería muy brillante, lo que apoya la hipótesis de que constituyó un suceso del Tipo II. De acuerdo con la teoría, el resto debería tener una densa estrella en su centro, pero la imagen de rayos X no revela la nebulosa sincrotrón que debería esperarse alrededor de una estrella de neutrones. A falta de pruebas observacionales, sólo cabe especular que Cas A encierre un agujero negro.

La composición química y la masa que se obtienen de la emisión en rayos X de los filamentos del Cangrejo, no encajan del todo bien con lo que predicen los modelos teóricos. La estrella progenitora tuvo que tener al menos ocho masas solares. Tras la muerte de la estrella, sus restos deberían ser mucho más abundantes en nitrógeno que en oxígeno o carbón. Esta abundancia en nitrógeno que se predice no se revela en el espectro en rayos X de los filamentos. Además, la masa estimada no sube de las tres masas solares. El resto podría estar escondida en un halo exterior de hidrógeno que rodea al Cangrejo, pero los escépticos se preguntan cómo un tino halo podría esconder de cuatro a cinco masas solares. La respuesta puede estar en una placa fotográfica que se perdió hace algo más de una década y que ha sido encontrada recientemente. Este halo se puede interpretar satisfactoriamente como el viento estelar de la estrella progenitora.

Por último, podemos explicar el misterio que envolvía a CTB 80, un resto de supemova en Cygnus que podría tener 100.000 años de edad, pero que aún era una intensa fuente en todas las bandas del espectro. El satélite Einstein detectó una fuente en rayos X dentro del núcleo de la emisión radio, y observaciones en el óptico revelaron una compleja red de filamentos de gas brillante, lin 1987 los astrónomos encontraron que la fuente compacta de radio y rayos X era una estrella de neutrones que seguramente se formó cuando el núcleo de la estrella masiva colapso para iniciar el estallido de la supemova. El problema era que esto ocurrió hace unos 100.000 años, a juzgar por el ritmo al que estaba decreciendo la rotación del pulsar.


Un año más tarde imágenes obtenidas por medio del IRAS revelaron una concha de 1° de diámetro y centrada 1/2° al este del pulsar. El núcleo en radio, los filamentos en el óptico, y la fuente de rayos X caían justo dentro de la concha. El pulsar viajaba a 300 km/s y el radio de la concha encontrada era de unos 100 años-luz aproximadamente, justo la distancia que recorrería un objeto que viajara a 300 km/s en 100.000 años.

Parece ser que en el momento de su nacimiento el pulsar comenzó a viajar hacia el oeste a gran velocidad, y ahora estaba llegando a los restos que se frenaban. No se conoce exactamente cómo el pulsar logró alcanzar tal velocidad. En cualquier caso, la emisión que presenta CTB 80 en todas sus frecuencias es debida únicamente a la presencia del pulsar. De no ser por la energía recibida del pulsar, el resto se habría oscurecido hace mucho tiempo.


Cas A en rayos X

CTB 80 es un claro ejemplo de lo que en la literatura se ha dado en nombrar restos rejuvenecidos. Los restos rejuvenecidos ofrecen a los astrónomos la oportunidad de estudiar regiones del medio interestelar que, de otra manera, serían inacesibles.


CONJETURAS Y CAMPOS DE APLICACIÓN

Es curioso ver cómo los restos de supernova y las supernovas en general se han intentado introducir en muchos y diversos campos de investigación, dando lugar a inusitadas conjeturas. En lo que sigue se citan las más representativas.

Hace aproximadamente 40 anos Ernst J.Öpik sugería que las supernovas podrían incentivar el nacimiento de otras estrellas. Sostenía, que la onda de choque de una  supernova podría comprimir una nube de gas interestelar y polvo hasta densidades suficientemente grandes como para que la nube se contrajera por su propia gravedad y pudiera formar estrellas. La reciente observación de gases en expansión, que podrían ser restos viejos de supernovas, cerca de estrellas jóvenes confirma la hipótesis inicial. Se han observado asociaciones OB, variables T Tauri y objetos Herbig-Haro en las cercanías de lo que se suponen SNR, incluso evidentes indicios en el infrarojo de formación estelar.

También se ha especulado con la posibilidad de que la onda expansiva de una supernova hubiera podido formar nuestro sitema solar. Esta hipótesis se basa en el hecho de que se han encontrado isótopos inusuales en meteoritos caídos a La Tierra, cuya presencia sólo se puede explicar si admitimos que tuvo lugar una explosión de supernova cerca de nuestro sistema solar cuando éste se estaba formando. La supernova aceleró la formación y propagó Sos elementos pesados que ahora se encuentran en los meteoritos. Ya que el sistema solar tiene una edad de 1/3 la de La Galaxia, se conjetura que el Sol es una estrella de tercera generación; sus elementos químicos ya han formado parte de una estrella en dos ocasiones anteriores.
Por otra parte, también se agradece a las supernovas la vida en la Tierra, ya que éstas han posibilitado la distribución de elementos más pesados que el helio. Además, también se las atribuye mucha culpa en las mutaciones genéticas, las cuales son causantes de la selección natural y de la vida inteligente.

Un modelo curioso en el que se han utilizado explosiones de supernova es la autopropagación estocástica, que es una alternativa a las ondas de densidad, a la hora de explicar la formación de galaxias espirales. En este modelo, se coge una gran nube de gas y polvo autogravitante, se la dota de rotación y de una tasa de explosiones de supernova similar a la estimada en nuestra galaxia (1 cada 30 años ). Simulaciones realizadas con potentes ordenadores han mostrado que las ondas expansivas de las supernovas inducían a la formación de nuevas estrellas, las cuales morían como supernovas y transmitían de nuevo la onda expansiva a su alrededor. Todas estas explosiones junto con la rotación que se tenía, iban modelando la nube hasta obtener la galaxia espiral.

También se ha ideado una manera de usar las supernovas como indicadores de distancia. Se observa la emisión de radio proveniente del casco en expansión de una supernova con técnicas VLBI, y se obtiene cómo varía el diámetro angular. Por efecto Doppler, se tienen las velocidades de expansión de los gases. Por simple trigonometría se obtiene la distancia a la que se encuentra.


Por último, se tendrá en cuenta la propuesta que en 1981 realizaron los astrofísicos de Princeton, Jeremiah Ostriker y Lennox Cowic. Estos propusieron la hipótesis de que la estructura a gran escala del universo fue impuesta por explosiones de supernova que tuvieron lugar durante los primeros 1.000 millones de años después del big bang, en un tiempo en que las galaxias tal como las conocemos hoy, no se habían formado. Estas supernovas primordiales podrían explicar la distribución de supercümulos galácticos en forma de burbuja.

Sin embargo, el estudio de los restos de supernova sirve también como banco de pruebas para ponderar los modelos teóricos del mecanismo de las supernovas e incluso de los modelos de evolución estelar. Las condicioens físicas que se dan son extremas, y de esto los astrónomos intentan sacar el mayor partido posible. En este sentido, es donde más esfuerzos se invierten.



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Fuente: http://jose.abc.fr/astro/snr/snr.doc

1 comentario:

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