Nova

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede
manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de
laesfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por
esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae
novae(«estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la
distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad
intrínseca
muy
diferente;
los
menos
luminosos
continuaron
llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el
prefijo «super-».
Este término fue utilizado desde la antigüedad para indicar la explosión de una
estrella blanca y pequeñas en sus capas externas, las cuales producen una
luminosidad que puede aumentar 100.000 veces su brillo original.
Estaluminosidad dura unos pocos días y, en ocasiones, puede ser observada a
simple vista desde la Tierra. Al ver un nuevo resplandor en el cielo, los seres
humanos creían que había aparecido una nueva estrella. En el mes de agosto
de 1975, apareció una nova que pudo ser observada a simple vista desde la
Tierra, durante algunos días. Esta nova surgió de la explosión de una gigante
roja.1
Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar
desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento
de la intensidad luminosa hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el
resto de la galaxia. Posteriormente su brillo decrece de forma más o menos
suave hasta desaparecer completamente.
Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden
ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares
en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de
degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente
(colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro
proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más
intensos, puede suceder cuando una enana blancamiembro de un sistema
binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar
el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su
núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no
todo, el material que la formaba.
La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de
la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio
que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente
componen nubes depolvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión
alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede

desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después
de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las
nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).
Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden
tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por
diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Un ejemplo
es RCW 86.
Las supernovas pueden liberar varias veces 10 44 J de energía. Esto ha
resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el
estudio de supernovas.
Índice
[ocultar]


1 Clasificación
o

1.1 Índice

o

1.2 Tipo Ia

o

1.3 Tipos Ib y Ic

o

1.4 Tipo II



2 Nombres de supernovas



3 Asimetría



4 Supernovas destacadas



5 El papel de las supernovas en la evolución estelar



6 Véase también



7 Referencias



8 Bibliografía



9 Enlaces externos
o

9.1 En español

9.2 En inglés

o

Clasificación[editar]

Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando la supernova 1994D abajo a
la izquierda y la galaxia NGC 4526
La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los
primeros intentos, por parte de los astrónomos, de comprenderlas; es así como
se empezó agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de
diferenteselementos químicos que aparecen en sus espectros.
La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el
espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada
como tipo I; de lo contrario, se la clasifica como tipo II.
Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo
a la presencia de otras líneas.
Índice[editar]
Tipo I
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo Ia
Línea Si II a 615,0 nm
Tipo Ib
Línea He I a 587,6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del helio
Tipo II
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L

Decrecimiento lineal
Tipo Ia[editar]

Las supernovas de tipo Ia son, por mucho, las más potentes
de todas, pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de
la galaxia que las acoge. (Recreación artística).
Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en
cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más
aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que
son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana
blanca de carbono-oxígeno desde
una estrella compañera,
generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas
estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la
misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una
masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más
masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto
hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia
principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con
menos de 8-9masas solares evoluciona, al final de su vida, en
una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas
finales, un sistema binario esté constituido por una enana blanca
y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas
(ver:Evolución estelar:gigantes rojas).
Esta envoltura, básicamente de hidrógeno y helio, está poco
cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada
fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay
un perímetro de influencia, delimitado por una superficie
equipotencial llamada lóbulo de Roche, en el que predomina
su fuerza de gravedad. Si parte de la envoltura de la gigante roja,
que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el
lóbulo de la enana blanca, será atraída por ésta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para
que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto
ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de
acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto
alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los
electrones degenerados ya no son capaces de sostener el
objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella,
cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar lafusión del
carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella,
empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las
capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su
superficie, éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente
e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos
luminosos. La manera en que propaga la energía de la explosión
en el interior de la enana es aún objeto de debate entre los
científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía
está en el centro, se desconoce si existen otros puntos
simultáneos de ignición que generen ondas de choque
convergentes que potencien el rendimiento de la explosión.
Las turbulenciasgeneradas por la inestabilidad de RayleighTaylor parecen ser causa de una rápida propagación del frente
de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce
cómo dicha ignición hace su transición de deflagración subsónica
adetonación supersónica.
Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una
cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos.
Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que
destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de
alrededor de los 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión
también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que
estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas,
emitiendo alrededor de 1044 J (1 foe). Normalmente no quedan
rastros de la estrella que originó el cataclismo, sino sólo restos
de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La
desaparición, por consiguiente, del campo gravitatorio de la
enana blanca, produce un cambio en la trayectoria de la estrella
vecina, si ésta pudo sobrevivir a la detonación. Al no verse
sometida a la fuerza de atracción de la estrella destruida, la otra
saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del
estallido, como si de una «honda» se tratase. Estas estrellas

fugitivas se pueden en principio detectar ya que deberían tener
velocidades mucho mayores que las de su entorno.
Vale la pena recalcar nuevamente que el mecanismo que
produce las supernovas de tipo Ia es, en cierto modo, similar al
de las novas, pero en éstas la enana blanca acreta materia más
lentamente, encendiéndose su superficie antes de que la masa
total alcance el límite de Chandrasekhar. Este fenómeno en
general no causa el colapso de la enana blanca, por lo que
puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas.
La supernovas de tipo Ia son fenómenos muy raros ya que
requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En
primer lugar, sólo se producirían en sistemas binarios
compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos
sistemas en principio son bastante corrientes, pero aún hay más
restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de
ser mayor que la masa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han de
estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de
Roche puedan ser invadidos por la envoltura de la gigante roja
en expansión. De ser posible, la envoltura de la gigante debería
engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción
rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas
estelar. Esto cerraría aún más la binaria, lo cual aumentaría el
ritmo de la acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y
pausada, ocurriría el mencionado fenómeno de nova periódica.
También puede existir una supernova tipo Ia generada por la
fusión de dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede
ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola acretar la
suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas,
en cambio, pueden superar la masa de Chandrasekhar. Dos
enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatoriasy, con el
tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez
acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Puede
llegar un momento en el que una de las dos enanas (la menos
masiva), se disgregue y forme un toro (forma de «dónut»)
alrededor de la otra estrella. Después, el material del disco
empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy
lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos
se produciría la quema prematura del carbono en la superficie.

Curva de luz de una supernova de tipo Ia. Su máximo de
emisión es el mayor entre todos los tipos de supernova. Se
aprecia perfectamente la fase de emisión del níquel
diferenciada de la del cobalto. Cuanto más rápido decrece la
luz menor es el máximo. Este hecho permite la utilización de
estos objetos como candelas estándar de precisión.
Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de
luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el
espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que
van desde el oxígeno hasta el calcio (presentes en las capas
externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos
elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que
domina es la que proviene de los elementos más pesados
procedentes del núcleo. En el máximo de emisión se concentra
la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo
porradiactividad a cobalto-56, también radiactivo. En un
momento dado, la emisión de luz es dominada por el cobalto,
cuyos fotones de alta energía suavizan la curva de decrecimiento
del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el
cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías
producto de su estado ionizado.
A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo
Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo
las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia
por regiones de formación estelar. Esto es así porque los
sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar
mucho tiempo en términos estelares, sobre todo la aproximación
de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas
muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas de
formación estelar reciente (donde se encuentran las gigantes
azules), de modo que pueden acontecer en las regiones más
viejas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas

mirando cualquier parte del cielo, con una distribución
homogénea con probabilidad constante allí donde haya galaxias.
Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de
luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha,
es que son utilizadas como medida estándar de luminosidad en
astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se
llama una candela estándar; en este caso, se pueden calibrar
con una décima de magnitud. Las ventajas con respecto a las
demás candelas estándar, como las cefeidas clásicas, es que su
alta luminosidad permite detectarlas en galaxias muy lejanas,
ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera,
sería imposible calcular. La razón de la similitud de las curvas de
luminosidad es aún cuestión de debate, pero parece estar
relacionada, en parte, con el hecho de que las condiciones
iniciales en que se generan estos fenómenos sean casi
idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado
la cosmología, permitiendo desvelar la expansión acelerada del
universo gracias a su utilización estadística.
En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de
supernova es IK Pegasi (HR 8210), localizado a una distancia de
tan sólo 150 años luz. Este sistema binario está formado por una
estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas
únicamente por 31 millones de km. La enana tiene una masa
estimada en 1,15 veces la masa solar.2 Se piensa que pasaran
varios billones de años antes de que la enana blanca llegue a la
masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo
Ia.3 4
Tipos Ib y Ic[editar]
Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no muestran la
línea del silicio presente en los espectros de las Ia; se cree que
se trata de estrellas al final de su vida (como las tipo II), pero que
perdieron todo su hidrógeno en etapas anteriores, por lo que las
líneas de este elemento no aparecen en sus espectros. En
particular, se piensa que las supernovas de tipo Ib resultan del
colapso de una estrella de Wolf-Rayet que ha expulsado toda su
envoltura de hidrógeno por medio de los intensos vientos propios
de estas estrellas. Se conocen también varias de estas
supernovas en sistemas binarios: en este caso, la estrella
compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de
la envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan masiva

como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos, cuando no
sólo escapa el hidrógeno sino también el helio, puede quedar
expuesto el núcleo de carbono, y éste sería el escenario de una
supernova Ic. El proceso de la explosión de estas supernovas es
esencialmente el mismo que el de las supernovas de colapso
gravitatorio típicas, las tipo II.
Tipo II[editar]
Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de
producir energía una vez que la estrella ha alcanzado elequilibrio
estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos
elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino
que requieren energía para fusionarse en elementos más
pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado
fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo
estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que
están por encima de él. La desestabilización definitiva de la
estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza
el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas
unos días. Es en ese momento cuando su peso vence a la
presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y
éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000
millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones
de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los
átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso
llamadofotodesintegración; estas partículas son, a su vez,
destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de
neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a
sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo
más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un
enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión
y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos
de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones,
transformándose en elementos más pesados por medio del
fenómeno llamado captura de neutrones, o proceso-r.
El núcleo se contrae tan rápido que deja un espacio de baja
densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura,
por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por un

aluvión de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran
las capas más interiores de dicha envoltura. Esta destrucción de
núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un
flujo de neutrones y protones que serán capturados por las
capas siguientes para formar elementos más pesados.
Simultáneamente, las densidades enormes que se alcanzan en
la «sopa» de núcleos pesados y electrones en que se ha
convertido el núcleo supercompactado, posibilitan una nueva
reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer
sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones para
formar neutrones en un proceso llamado captura de
electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo
en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los
procesos de fotodesintegración y de captura de electrones
aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además,
ahora también la presión de degeneración pierde fuerza
rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de
neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se
produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo
de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su
abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la
captura de nuevos electrones. Por breves instantes los
electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los
protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde
colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están
ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a
consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de
los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo
que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de
neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de
neutrinos durará unos 10 segundos.
Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se
encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha
de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un
proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la
energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las
capas externas de la estrella. Se cree que, como se puede ver
en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar

fotones mediante un proceso inverso al de generación de
fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos).
Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella
varias horas más tarde, ocurre un incremento enorme de
suluminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo
suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los
propios neutrones podrán frenar el colapso; si no, seguirá
contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en
una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera
entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida
debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de
una supernova.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de
neutrones, las capas externas apenas si llegan a chocar con la
superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y
antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. En las que
acaban en agujeros negros, inicialmente sí se forma una estrella
de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que
gran parte de ésta cae sobre la estrella de neutrones haciendo
que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, aunque
este límite tampoco se conoce con exactitud.

Curvas de luz de las SNII-P y SNII-L. Las primeras tienen una
fase de «meseta» durante la cual el gas ionizado se enfría al
expandirse, recombinándose hasta volverse transparente.
Este proceso compensa el decrecimiento de luz y mantiene la
luminosidad hasta que se hace neutro, momento en el cual
vuelve a decrecer. En el segundo caso, apenas hay capas
externas, las que probablemente se perdieron por interacción
con alguna estrella vecina. Se observa también que tiene un
pico notablemente menos acentuado que las SNIa.

La energía desarrollada por una supernova de tipo II típica es de
unos 1046 J (unos 100 foes) emitidos en los 10 segundos de flujo
explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es
absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía
cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten
en forma de energía luminosa. Ésta última es la energía
detectable ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento
son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya
que, en este caso, el porcentaje de masa expulsado es máximo.
En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansión será
menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión
quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de
colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las
supernovas tipo Ia.
La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa
energía aún no se entiende bien. De hecho, los modelos
realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan,
ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de
factores que podrían influir en la potencia de la explosión, o que
incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En
primer lugar puede estar la fuerza centrífuga, que es máxima en
el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución
positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión
de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse
el momento angular de la estrella. Por otra parte están
los campos magnéticos que también deberían contribuir con su
presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos
porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente
al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser
diferentes para cada estrella.
Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y
II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz
mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su
curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la
envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen
una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada
en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas,
mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho
menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos
gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas están
entre alrededor de las 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más
allá de este límite superior (que tampoco se conoce con
exactitud),
los
momentos
finales
de
la
estrella
son implosionescompletas en las que nada escapa al agujero
negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo
antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas
literalmente se desvanecen al morir.
Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente
masivas podrían producir hipernovas al extinguirse. El escenario
propuesto para semejante fenómeno dice que, tras la
transformación repentina del núcleo en agujero negro, de sus
polos brotarán dos jets de plasma relativista. Estas intensas
emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los
rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las
enigmáticas explosiones de rayos gamma.

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo
incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de
fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores
frenando así su colapso. Simultáneamente un frente de choque
de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo
compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y
transmite su momento expulsando las capas y produciendo la
explosión de supernova
.
Nombres de supernovas[editar]
Los descubrimientos de supernovas son notificados a
la UAI (Unión Astronómica Internacional), la cual distribuye una
circular con el nombre recientemente asignado. El nombre se
forma por el año del descubrimiento y la designación de una o
dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de

la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab,
etc.
Asimetría[editar]

El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo está
375 km/s relativo a la nebulosa.5

viajando

a

Un quebradero de cabezas de larga data a cerca de las
supernovas de Tipo II es por qué el objeto compacto que queda
después de la explosión adquiere una gran velocidad lejos del
epicentro;6 se observa que los púlsar, y por lo tanto las estrellas
de neutrones, tienen altas velocidades. Presumiblemente lo
mismo sucede con los agujeros negros, a pesar de que son
mucho más difíciles de observar aisladamente. El impulso inicial
puede ser sustancial, imprimiéndole a un objeto de más de una
masa solar la velocidad de 500 km/s o aún mayor. Esto indica
una asimetría en la explosión, pero el mecanismo por el que el
impulso se transfiere al objeto compacto sigue siendo
desconocido.
Una posible explicación de la asimetría en la explosión es
una convección a gran escala por encima del núcleo. La
convección puede crear variaciones en las abundancias de
elementos locales, dando lugar a una combustión nuclear
irregular durante el colapso, rebote y la consiguiente explosión. 7
Otra posible explicación es que la acumulación de gas en la
estrella de neutrones central puede crear un disco que expulsa
chorros altamente direccionales propulsando materia a muy alta
velocidad fuera de la estrella y provocando choques
transversales que desbaratan por completo la estrella. Estos
chorros podrían desempeñar un papel crucial en la explosión de
la supernova resultante. 8 9 (Actualmente se favorece a un

modelo similar para explicar las grandes ráfagas de rayos
gamma.)
A través de la observación, también se han confirmado estas
asimetrías iniciales en las explosiones de las supernovas Tipo Ia.
Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este
tipo de supernova depende del ángulo de observación. Sin
embargo, la explosión se hace más simétrica con el paso del
tiempo. Los primeros indicios de asimetrías son detectables
mediante la medición de la polarización de la luz emitida. 10
Supernovas destacadas[editar]

Imagen en Rayos X de la supernovaSN 1006, tomada por
ASCA, un satélite de la NASA para el estudio de los rayos
cósmicos.
A continuación se muestra una lista de las más importantes
supernovas vistas desde la Tierra en tiempos históricos. Las
fechas que se dan señalan el momento en que fueron
observadas. En realidad, las explosiones ocurrieron mucho
antes, pues su luz ha tardado cientos o miles de años en llegar
hasta la Tierra.


185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en
Roma. Análisis de datos tomados en rayos X por el
observatorio Chandra sugieren que los restos de la
supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.



1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias
encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y,
posiblemente, Francia y Siria.



1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del
Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos
Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.



1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y
japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja
como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es
candidata a ser estrella extraña.



1572 – SN

1572 –

Supernova

en Casiopea,

observada

por Tycho Brahe y Jerónimo Muñoz, descrita en el libro del
primero De Nova Stella donde se usa por primera vez el
término "nova".


1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada
por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía
Láctea.



1885 – S

Andromedae en

la Galaxia

de

Andrómeda,

descubierta por Ernst Hartwig.


1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes,
observada unas horas después de su explosión, fue la
primera oportunidad de poner a prueba a través de las
observaciones directas las teorías modernas sobre la
formación de las supernovas.



– Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en
la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es
el remanente más luminoso en la banda de radio.



2005 - 2005ap - Esta supernova de tipo II es por el momento
la más brillante jamás observada. Llegó a ser hasta ocho
veces más brillante que la vía láctea. Esto la hace superar en
casi dos veces a SN 2006gy.



2006 – SN 2006gy en el núcleo de la galaxia NGC 1260, es
la segunda más grande que se ha podido observar hasta la
fecha, cinco veces más luminosa que las supernovas
observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000

millones de veces la del Sol. Se originó por la explosión de
una estrella de 150 masas solares.
Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el
dogma aristotélico imperante en esa época, de que el cielo era
inmutable.
Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio
de estos objetos ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre
los mecanismos que las producen.
El papel de las supernovas en la evolución estelar[editar]
Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar
con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento
más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas
(y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de
elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores
abundancias en metales tienen importantes efectos sobre
la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares
con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a
desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una
mayor probabilidad de formación de planetas, pero también
contribuye a formar estrellas de menor masa. Esto es debido a
que el gas acretado por la protoestrella es más sensible a los
efectos del viento estelar cuanto más elementos pesados posea,
pues éstos absorben mejor los fotones.
Alex Filippenko y sus colaboradores postulan que las mayores
supernovas (como la SN 2005ap y la SN 2006gy) habrían sido
producidas por estrellas muy masivas (de 100 o más masas
solares, en los casos citados 150 masas solares), y que estrellas
de esas características habrían constituido la primera generación
de estrellas en el universo; al estallar como gigantescas
supernovas
habrían
difundido
en
el
universo
los elementos químicos a partir de los cuales se generaron las
nuevas estrellas (y astros en general). Tales elementos químicos
serían en definitiva los que constituyen a cada ente material
conocido, incluidos los animales.