Para los que les da pereza ver el video:

Cuando una estrella masiva muere, entra en erupción como una supernova. En un corto período de tiempo, se vuelve increíblemente brillante. Pero, ¿qué causa exactamente este fenómeno? Durante mucho tiempo siguió siendo un misterio. Los científicos no pueden mirar dentro de una estrella, por lo que la única respuesta a la pregunta es simular una explosión usando una supercomputadora.

El comienzo se toma desde el final del ciclo de vida de la estrella: habiendo agotado todo el hidrógeno, comienza a disminuir. En su centro se forma un núcleo de hierro, cuya materia se destruye bajo la acción de la gravedad. Y en el núcleo se forma una estrella de neutrones, tiene el tamaño de una ciudad, pero contiene más materia que el Sol.

Los físicos creen que la materia colapsada golpea el centro, enviando una onda de choque masiva que rebota hacia afuera, pero choca con más materia colapsada en su camino y no puede salir del núcleo.

Pequeñas irregularidades en la superficie de la materia pueden amplificarse rápidamente en vibraciones masivas. Se manifiestan en el hecho de que la materia se desliza alrededor de la estrella de neutrones como un líquido. Mientras tanto, los neutrinos, partículas formadas en una estrella de neutrones, calientan fuertemente la materia circundante y provocan su erupción. El intenso calentamiento del neutrino más la presión de la materia en movimiento desplaza la onda de choque. La ola se acelera y la estrella explota. Y aunque la explosión en sí dura menos de medio segundo, la onda de choque puede tardar hasta un día en llegar a la superficie de la estrella.

Comprender este proceso ayudará a los astrónomos a desentrañar otros misterios del universo. Por ejemplo, ¿de dónde vienen los átomos de los elementos químicos en tales explosiones, que son extremadamente importantes para la formación de nuevas estrellas y planetas? Los científicos creen que la última supernova estalló en nuestra galaxia alrededor de 1870. Pero por lo general tales eventos ocurren dos veces por siglo.

Ecología de la vida. Una estrella puede morir de muchas maneras, pero generalmente la gente piensa que las estrellas explotan. El término "supernova" describe explosiones con la liberación de una gran cantidad de energía en el momento en que ciertas estrellas alcanzan una cierta etapa de desarrollo.

Una estrella puede morir de muchas formas, pero por lo general la gente piensa que las estrellas explotan.

El término "supernova" describe explosiones con la liberación de una gran cantidad de energía en el momento en que ciertas estrellas alcanzan una determinada etapa de desarrollo. Las supernovas pueden brillar más que galaxias enteras y destruir todo a cien años luz de distancia. Pero las supernovas no son solo fenómenos naturales asombrosos. Estos son los fenómenos más importantes necesarios para el desarrollo de la materia compleja, incluida la vida.

Búsqueda de supernovas por astrónomos

Comencemos con cómo ocurren las supernovas. Cuando se acumula suficiente gas en un lugar, su masa comienza a tener un efecto gravitacional, enfocado en el centro de la nube. Cuando la presión excede cierto límite, los átomos de hidrógeno en el centro de la esfera comienzan a fusionarse, encendiendo el gas y convirtiéndolo en una estrella. Pero a lo largo de la vida de una estrella y su combustión, existe una contrarrestación entre la presión de la reacción de la temperatura, dirigida hacia el exterior, y la contracción gravitatoria, dirigida hacia el interior.

Durante miles de millones de años de combustión, la presión hacia el exterior disminuye, mientras que la fuerza gravitacional permanece casi igual. Por lo tanto, cuando las estrellas pequeñas y medianas se enfrían, la gravedad comienza a ganar en ellas, pero como estas estrellas no son muy grandes, la gravedad no conduce a nada más que a mantener unida la materia. Una estrella enfriada de manera segura se llama enana blanca. El límite de masa requerido para que ocurra una supernova se llama límite de Chandrasekhar y es de aproximadamente 1,4 masas solares. Si la estrella es más pequeña, se apagará en paz.

Las supernovas son tan brillantes que se destacan incluso contra el fondo de las galaxias.

Al mismo tiempo, una enana blanca aún puede encenderse al final de su vida. En principio, tales estrellas pueden volver a encenderse. Puede atraer suficiente masa hacia sí mismo para hacer que la presión en el centro aumente dramáticamente y comience la fusión de carbono. Entonces comenzará una reacción de fusión inestable, que conducirá a una explosión.

O, si el núcleo de una enana blanca consistirá principalmente en neón, su núcleo colapsará, lo que también provocará una explosión, pero solo después de que siga siendo una estrella de neutrones. Este es casi siempre el caso en los sistemas binarios en los que una estrella se acerca al límite de Chandrasekhar absorbiendo materia de su pareja. Dado que los astrónomos no pueden examinar el contenido del núcleo de una estrella, no saben cuál de los dos caminos tomará.

Las estrellas de más de 1,4 masas solares tienen un ciclo de vida diferente. La gigante roja se quema lentamente, mientras que su gravedad es lo suficientemente fuerte como para provocar el colapso del núcleo y una explosión de supernova. Las estrellas con una masa de 1,4 a 3 masas solares colapsan en estrellas de neutrones.

Las estrellas más pesadas también colapsan, pero no se detienen hasta convertirse en un agujero negro. Este es un evento bastante raro. Aunque hay bastantes agujeros negros en el Universo, son mucho más pequeños que otros tipos de remanentes estelares.

Las supernovas también pueden aparecer de otras formas. Por ejemplo, mientras que la mayoría de las enanas blancas ganan masa lentamente, algunas estrellas pueden ganar masa rápidamente (por ejemplo, por una colisión con otra estrella) y superar rápidamente el límite de Chandrasekhar, tan rápido que no tienen tiempo de comenzar a colapsar.

Las supernovas tienen varios usos para la astronomía. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia (una enana blanca que ha llevado a cabo la fusión del carbono) envían señales uniformes al espacio. Por lo tanto, se les ha denominado "velas estándar" porque sirven como estándares para los científicos para las mediciones ópticas. Cierto, estudios recientes sugieren que estas velas no son tan estándar como se pensaba anteriormente.

Pero se trataba del hecho de que las supernovas no son solo fenómenos geniales y útiles. Para generar elementos más pesados ​​que el carbono y el neón, las estrellas ordinarias no son adecuadas. Solo las supernovas, las estrellas moribundas pueden manejar esto.

Casi todo lo que tratamos fue desechado por la estrella en algún momento de los últimos momentos de su vida. La Tierra es un conjunto rocoso de restos expulsados ​​por una supernova. Y también todos los cometas, asteroides y todo lo demás, formado por materia más pesada. Y nosotros mismos, formados por materia tomada en la Tierra, somos creados a partir de los escombros de una supernova. publicado

explosión de supernova

Pasemos ahora al fenómeno supernova- uno de los fenómenos cósmicos más grandiosos. En resumen, una supernova es una verdadera explosión de una estrella, cuando la mayor parte de su masa (o incluso la totalidad) se lanza al espacio a una velocidad de hasta 10 mil km / s, y la parte central restante se colapsa (colapsa) en una estrella de neutrones superdensa o incluso en un agujero negro. Las supernovas juegan un papel fundamental en la evolución de las estrellas, siendo la vida "final" de estrellas con masas superiores a 8-10 masas solares, dando origen a estrellas de neutrones y agujeros negros y enriqueciendo el medio interestelar con elementos químicos pesados ​​(casi todos Los elementos químicos más pesados ​​que el oxígeno se formaron una vez durante la explosión de alguna estrella masiva.

¿No es esta la clave del eterno anhelo de la humanidad por las estrellas? De hecho, en la sangre más pequeña de la materia viva hay átomos de hierro, cada uno de los cuales se sintetizó durante la muerte de una estrella masiva, y en este sentido las personas son como ese muñeco de nieve del cuento de hadas de G.-Kh. Andersen, que tenía un amor inexplicable por una estufa caliente, porque estaba basada en un póquer...). De acuerdo con sus características observables, las supernovas generalmente se dividen en 2 grandes clases: supernovas del 1er y 2do tipo.

en espectros supernovas tipo 1 no hay líneas de hidrógeno, la dependencia de su brillo con el tiempo (la llamada curva de luz) casi no cambia de supernova a supernova, la luminosidad en el brillo máximo es aproximadamente la misma. supernovas tipo 2, por el contrario, tienen un espectro óptico rico en líneas de hidrógeno, las formas de sus curvas de luz son muy diversas, y el brillo máximo varía mucho para diferentes supernovas. Para completar el cuadro de las diferencias entre estos tipos de supernovas, señalamos que solo las supernovas de tipo 1 brotan en galaxias elípticas (es decir, galaxias sin estructura espiral con una tasa de formación estelar reducida, cuya composición principal es de baja masa). estrellas rojas), mientras que en las galaxias espirales (incluyendo nuestra Vía Láctea) ocurren ambos tipos de supernovas, y se ha establecido que las supernovas de tipo 2 se concentran en los brazos espirales de las galaxias, donde hay un proceso activo de formación estelar. y muchas estrellas masivas jóvenes.

Estas características fenomenológicas sugieren la diferente naturaleza de los dos tipos de supernovas. Ahora se ha establecido de manera confiable que la explosión de cualquier supernova siempre libera aproximadamente la misma cantidad (¡gigante!) de energía 10 53 erg, que corresponde a la energía de enlace del remanente compacto resultante (recuerde que la energía de enlace de una estrella corresponde a la cantidad de energía que debe gastarse para "rociar la materia de una estrella a una distancia infinita). La energía principal de la explosión no se la llevan los fotones, sino un neutrino, una partícula relativista con una masa muy pequeña o sin masa (este tema se ha estudiado activamente durante los últimos 10-20 años en los aceleradores de partículas más potentes). ), ya que la alta densidad de los interiores estelares no permite que los fotones salgan libremente de la estrella, y los neutrinos interactúan extremadamente débilmente con la materia (como dicen, tienen una sección transversal de interacción muy pequeña) y para ellos el interior de la estrella es bastante "transparente".

No existe una teoría autoconsistente definitiva de una explosión de supernova con la formación de un remanente compacto y la expulsión de la capa exterior debido a la extrema complejidad de tener en cuenta todos los procesos físicos que ocurren durante una explosión de supernova. Sin embargo, toda la evidencia sugiere que las supernovas de tipo 2 son el resultado del colapso del núcleo estelar, en el que se produjo la combustión termonuclear primero del hidrógeno en helio, luego del helio en carbono, y así sucesivamente hasta la formación de los isótopos del "pico de hierro". elementos: hierro, cobalto y níquel , cuyos núcleos atómicos tienen la energía de enlace máxima por partícula (está claro que la adición de nuevas partículas al núcleo, por ejemplo, hierro, requerirá energía y, por lo tanto, la combustión termonuclear "se detiene" en el elementos del pico de hierro).

¿Qué causa que las partes centrales de una estrella masiva pierdan estabilidad y colapsen tan pronto como el núcleo de hierro se vuelva lo suficientemente masivo (alrededor de 1,5 masas solares)?
En la actualidad, se conocen dos factores principales que conducen al colapso.
En primer lugar, este es el "colapso" de los núcleos de hierro en 13 partículas alfa (núcleos de helio) con la liberación de fotones (la llamada fotodisociación del hierro), y
En segundo lugar, la captura de electrones por protones con la formación de neutrones (la llamada neutronización de la materia).
Ambos procesos se hacen posibles a altas densidades (más de 1 tonelada por centímetro cúbico), que se establecen en el centro del interior estelar al final de la evolución, y ambos reducen efectivamente la "elasticidad" de la materia, que en realidad resiste la compresión. acción de las fuerzas de atracción. En este caso, durante la neutronización de la materia, se libera una gran cantidad de neutrinos, que se llevan la principal energía almacenada en el núcleo colapsado. A diferencia del proceso de colapso catastrófico del núcleo, desarrollado con suficiente detalle, la eyección del caparazón de estrellas (la explosión real) no es tan fácil de obtener. Al parecer, el neutrino juega un papel fundamental en este proceso.

Como muestran los cálculos realizados en supercomputadoras, la densidad cerca del núcleo es tan alta que incluso un neutrino que interactúa débilmente con la materia queda "bloqueado" por las capas exteriores de la estrella durante algún tiempo. Pero las fuerzas gravitatorias atraen la coraza hacia el núcleo y surge una situación similar a la que se obtiene cuando se intenta verter un líquido más denso, por ejemplo, agua, sobre uno menos denso (por ejemplo, queroseno o aceite) - es bien conocido por experiencia de que un líquido ligero tiende a "flotar hacia arriba desde debajo del pesado (esta es la manifestación de la llamada inestabilidad de Rayleigh-Taylor). Este mecanismo conduce a la aparición de movimientos convectivos gigantes y, al final, el impulso del neutrino se transfiere a la capa superior, que se vierte en el espacio que rodea a la estrella. Es interesante notar que tal vez sean estos movimientos convectivos de neutrinos los que conducen a la violación de la simetría esférica de la explosión de la supernova (en otras palabras, aparece una dirección a lo largo de la cual se expulsa predominantemente la materia), y luego el remanente resultante recibe un retroceso. impulso y comienza a moverse en el espacio por inercia a una velocidad de hasta mil km / s (velocidades espaciales tan altas se observan en estrellas de neutrones jóvenes, púlsares de radio). La imagen esquemática descrita de una explosión de supernova de tipo 2 permite explicar las principales características observacionales de este grandioso fenómeno. Además, las predicciones teóricas de este modelo (especialmente en lo que respecta a la energía total y el espectro del estallido de neutrinos) resultaron estar en excelente acuerdo con el pulso de neutrinos registrado que llegó el 23 de febrero de 1987 desde una supernova en la Gran Nube de Magallanes.

Ahora unas pocas palabras sobre supernovas tipo 1. La ausencia de brillo de hidrógeno en sus espectros indica que la explosión ocurrió en una estrella desprovista de una envoltura de hidrógeno. Como ahora se cree, esta puede ser una estrella de tipo Wolf-Rayet (de hecho, estos son los núcleos de estrellas ricas en helio, carbono y oxígeno, en las que la presión de la luz "explotó" la capa superior de hidrógeno, o, si una estrella tan masiva fuera parte de un sistema binario cercano, esta capa "fluyó" hacia una estrella vecina bajo la influencia de poderosas fuerzas de marea), en la que el núcleo evolucionado colapsa (las llamadas supernovas tipo 1b), o enana blanca explotando.

¿Cómo puede explotar una enana blanca? Después de todo, esta es una estrella muy densa, en la que no hay reacciones nucleares, y las fuerzas de la gravedad se oponen a la presión de un gas denso que consta de electrones e iones, que es causado por las propiedades esencialmente cuánticas de los electrones (la llamado gas de electrones degenerados). La razón de esto es la misma que la del colapso de los núcleos de las estrellas masivas: una disminución en la elasticidad de la materia de la estrella con un aumento en su densidad. Esto se relaciona de nuevo con la "compresión" de electrones en protones con la formación de neutrones, así como con algunos efectos relativistas, que no consideraremos aquí.

¿Cómo se puede aumentar la densidad de una enana blanca? Esto no es posible si es soltero. Pero si una enana blanca es parte de un sistema binario bastante cercano, entonces, bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias, el gas de una estrella vecina puede fluir hacia una enana blanca (¡recuerde el caso de las estrellas nuevas!), Y bajo ciertas condiciones, su masa (y por lo tanto la densidad) aumentarán gradualmente, lo que eventualmente conducirá al colapso y la explosión. Otra opción posible es más exótica, pero no menos real: una colisión de dos enanas blancas. ¿Cómo es esto posible?, se preguntará el lector atento, porque la probabilidad de que dos enanas blancas colisionen en el espacio es despreciable, porque el número de estrellas por unidad de volumen es insignificante (en la fuerza de unas pocas estrellas en 100-1000 parsecs). Y aquí (¡por enésima vez!) "culpables" son las estrellas dobles, pero ahora formadas por dos enanas blancas. Sin entrar en los detalles de su formación y evolución, solo notamos que, como se desprende de la teoría general de la relatividad de A. Einstein, dos masas cualesquiera que se orbitan entre sí deben, tarde o temprano, chocar debido a un arrastre de energía constante, aunque muy insignificante. de tal sistema por ondas gravitatorias - ondas gravitatorias (por ejemplo, la Tierra y el Sol, si hubieran vivido el último infinitamente largo, habrían chocado debido a este efecto, aunque después de un tiempo colosal, muchos órdenes de magnitud mayor que el edad del Universo).

Resulta que en el caso de sistemas binarios con masas estelares cercanas a la masa solar (2*10 30 kg), su "fusión" debería ocurrir en un tiempo menor a la edad del Universo (alrededor de 10 mil millones de años).
Las estimaciones muestran que en una galaxia típica, estas enanas blancas dobles pueden fusionarse una vez cada varios cientos de años. La gigantesca energía liberada durante este proceso catastrófico es suficiente para explicar el fenómeno de una Supernova Tipo 1a. Por cierto, la similitud aproximada de las masas de las enanas blancas hace que todas esas fusiones sean "similares" entre sí, por lo que las supernovas de tipo 1a deberían tener las mismas características, independientemente de cuándo y en qué galaxia ocurrió este evento. Los científicos utilizan actualmente esta propiedad de las supernovas de tipo 1a para obtener una estimación independiente del parámetro cosmológico más importante: la constante de Hubble, que es una medida cuantitativa de la tasa de expansión del Universo.

Solo hemos hablado de las más grandiosas explosiones de estrellas que ocurren en el Universo y se observan en el rango óptico. Señalamos anteriormente que en el caso de las supernovas, la energía principal de la explosión se la llevan los neutrinos, y no la luz, por lo tanto, el estudio del cielo por los métodos de la astronomía de neutrinos tiene las perspectivas más interesantes y permitirá en el futuro para "mirar" en el mismísimo "infierno" de una supernova, oculto por enormes espesores de materia opaca a la luz.
La astronomía de ondas gravitacionales está realizando descubrimientos aún más sorprendentes, que en un futuro cercano nos informarán sobre los grandiosos fenómenos de la fusión de enanas blancas dobles, estrellas de neutrones y agujeros negros.

Respondamos, no me concentraré en el mecanismo de la explosión, que es muy complejo, diverso y requiere mucha explicación, sino que solo me concentraré en la fuente primaria de la explosión.

Hay 2 tipos principales de supernovas (en realidad es más complicado, pero por ahora veamos una jerarquía simplificada).

En supernovastipo II(de otra manera conocido como colapso del núcleo) se produce una explosión cuando, por falta de presión central, el núcleo de una estrella se comprime bajo su propio "peso". La compresión catastrófica es seguida por la formación de varias ondas de choque que se propagan hacia el exterior y, de hecho, lo que llamamos una explosión.

La razón del inicio de una contracción tan catastrófica es que en algún momento se acaba el "combustible" termonuclear en el centro de la estrella. Cuando quemas todo el helio, el carbono, etc., eventualmente obtienes hierro y níquel, los elementos con la energía nuclear más alta (por nucleón). Después del hierro y el níquel, no se puede producir nada en la combustión termonuclear, ya que todo se descompone rápidamente.

Si no hay combustión, entonces no hay presión interna. Sin embargo, existe la gravedad del propio núcleo, que anteriormente estaba sujeta por la presión interna. Este desequilibrio, que a veces se denomina Inestabilidad de Chandrasekhar, y da lugar al colapso y la explosión. Cabe señalar que para tal inestabilidad es necesario que la masa del núcleo sea de ~1,4 masas solares, de lo contrario el colapso se detendrá en la etapa de enana blanca debido a la presión adicional de los electrones degenerados. Esto requiere que la masa de la estrella original fuera > 8-10 solar.

Como resultado, después de tal explosión, se forma una estrella de neutrones o, si la masa de la estrella inicial era> 20 masas solares, un agujero negro.

El mecanismo de la explosión del colapso del núcleo de las supernovas aún no se comprende completamente, a pesar de que la gente ha estado lidiando con este problema durante más de medio siglo. Pero... En general, en los próximos meses, sigan las publicaciones con la filiación de Princeton y el apellido clave "A. Burrows" ;)

Supernovas tipo I tienen un mecanismo ligeramente diferente. Ocurren en sistemas binarios donde una de las estrellas es una enana blanca y la otra es una estrella ordinaria, ya sea una gigante u otra enana blanca. En algún momento, la materia de la compañera comienza a fluir hacia la enana blanca, acumulándose en la superficie.

Tan pronto como la masa total de la enana supera las 1,4 masas solares, comienza a desarrollarse la misma inestabilidad de Chandrasekhar y se produce un mayor colapso de esta enana blanca y, de hecho, se produce una explosión.

Como resultado, lo más probable es que se forme una estrella de neutrones.

¿Qué tipo de fenómeno es este: un rayo en bola y por qué en la infancia se les advirtió que no se movieran si volaba hacia la habitación?

¿Qué sabes de las supernovas? Seguramente dirás que una supernova es una explosión grandiosa de una estrella, en cuyo lugar permanece una estrella de neutrones o un agujero negro.

Sin embargo, de hecho, no todas las supernovas son la etapa final en la vida de las estrellas masivas. La clasificación moderna de las explosiones de supernova, además de las explosiones de supergigantes, también incluye algunos otros fenómenos.

Nuevo y supernova

El término "supernova" migró del término "nueva estrella". "Nuevas" llamaron a las estrellas que aparecieron en el cielo casi desde cero, después de lo cual se desvanecieron gradualmente. Los primeros "nuevos" se conocen a partir de las crónicas chinas que datan del segundo milenio antes de Cristo. Curiosamente, a menudo se encontraron supernovas entre estas novas. Por ejemplo, fue Tycho Brahe quien observó la supernova en 1571, quien luego acuñó el término "nueva estrella". Ahora sabemos que en ambos casos no estamos hablando del nacimiento de nuevas luminarias en el sentido literal.

Las nuevas y supernovas indican un fuerte aumento en el brillo de una estrella o grupo de estrellas. Por regla general, antes la gente no tenía la oportunidad de observar las estrellas que generaban estos brotes. Estos eran objetos demasiado débiles para el ojo desnudo o el instrumento astronómico de esos años. Ya se observaron en el momento del destello, que naturalmente se asemejaba al nacimiento de una nueva estrella.

A pesar de la similitud de estos fenómenos, hoy existe una marcada diferencia en sus definiciones. La luminosidad máxima de las supernovas es miles y cientos de miles de veces mayor que la luminosidad máxima de las nuevas estrellas. Esta discrepancia se explica por la diferencia fundamental en la naturaleza de estos fenómenos.

El nacimiento de nuevas estrellas.

Las nuevas erupciones son explosiones termonucleares que ocurren en algunos sistemas estelares cercanos. Dichos sistemas también consisten en una estrella compañera más grande (estrella de secuencia principal, subgigante o ). La poderosa gravedad de la enana blanca atrae la materia de la estrella compañera, lo que da como resultado la formación de un disco de acreción a su alrededor. Los procesos termonucleares que ocurren en el disco de acreción a veces pierden estabilidad y se vuelven explosivos.

Como resultado de tal explosión, el brillo del sistema estelar aumenta en miles, e incluso cientos de miles de veces. Así nace una nueva estrella. Un objeto hasta ahora oscuro, e incluso invisible para el observador terrestre, adquiere un brillo notable. Como regla general, un brote de este tipo alcanza su punto máximo en solo unos pocos días y puede desaparecer durante años. Muy a menudo, tales arrebatos se repiten en el mismo sistema cada pocas décadas; son periódicas. También hay una capa de gas en expansión alrededor de la nueva estrella.

Las explosiones de supernova tienen una naturaleza completamente diferente y más diversa de su origen.

Las supernovas se suelen dividir en dos clases principales (I y II). Estas clases pueden llamarse espectrales, ya que se distinguen por la presencia y ausencia de líneas de hidrógeno en sus espectros. Además, estas clases son notablemente diferentes visualmente. Todas las supernovas de clase I son similares tanto en términos de la potencia de la explosión como en la dinámica del cambio de brillo. Las supernovas de clase II son muy diversas a este respecto. El poder de su explosión y la dinámica de los cambios de brillo se encuentran en un rango muy amplio.

Todas las supernovas de clase II se generan por colapso gravitatorio en el interior de estrellas masivas. En otras palabras, esto es lo mismo, familiar para nosotros, explosión de supergigantes. Entre las supernovas de primera clase, están aquellas cuyo mecanismo de explosión es más similar a la explosión de nuevas estrellas.

Muerte de las supergigantes

Las supernovas son estrellas cuya masa supera las 8-10 masas solares. Los núcleos de tales estrellas, habiendo agotado el hidrógeno, proceden a reacciones termonucleares con la participación de helio. Habiendo agotado el helio, el núcleo procede a la síntesis de elementos cada vez más pesados. Cada vez se crean más capas en las entrañas de una estrella, cada una de las cuales tiene su propio tipo de fusión termonuclear. En la etapa final de su evolución, dicha estrella se convierte en una supergigante "en capas". La síntesis de hierro ocurre en su núcleo, mientras que la síntesis de helio a partir de hidrógeno continúa más cerca de la superficie.

La fusión de núcleos de hierro y elementos más pesados ​​ocurre con la absorción de energía. Por lo tanto, al convertirse en hierro, el núcleo de la supergigante ya no puede liberar energía para compensar las fuerzas gravitatorias. El núcleo pierde su equilibrio hidrodinámico y comienza a una compresión errática. Las capas restantes de la estrella continúan manteniendo este equilibrio hasta que el núcleo se reduce a un cierto tamaño crítico. Ahora el resto de capas y la estrella en su conjunto pierden su equilibrio hidrodinámico. Solo que en este caso no es la compresión lo que "gana", sino la energía liberada durante el colapso y otras reacciones aleatorias. Hay un reinicio de la capa exterior: una explosión de supernova.

diferencias de clase

Las diferentes clases y subclases de supernovas se explican por cómo era la estrella antes de la explosión. Por ejemplo, la ausencia de hidrógeno en las supernovas de clase I (subclases Ib, Ic) es consecuencia del hecho de que la propia estrella no tenía hidrógeno. Lo más probable es que parte de su capa exterior se haya perdido durante la evolución en un sistema binario cerrado. El espectro de la subclase Ic difiere de Ib en ausencia de helio.

En cualquier caso, las supernovas de este tipo se producen en estrellas que no tienen una capa exterior de hidrógeno y helio. El resto de las capas se encuentran dentro de límites bastante estrictos de tamaño y masa. Esto se explica por el hecho de que las reacciones termonucleares se reemplazan entre sí con el inicio de una cierta etapa crítica. Por eso las explosiones de estrellas de clase Ic e Ib son tan similares. Su luminosidad máxima es aproximadamente 1.500 millones de veces la del Sol. Alcanzan esta luminosidad en 2-3 días. Después de eso, su brillo se debilita de 5 a 7 veces en un mes y disminuye lentamente en los meses siguientes.

Las estrellas de supernova de tipo II tenían una capa de hidrógeno y helio. Dependiendo de la masa de la estrella y sus otras características, este caparazón puede tener diferentes límites. Esto explica la amplia gama de caracteres de las supernovas. Su brillo puede oscilar entre decenas de millones y decenas de miles de millones de luminosidades solares (excluyendo los estallidos de rayos gamma, ver más abajo). Y la dinámica de los cambios de brillo tiene un carácter muy diferente.

transformación de enana blanca

Las llamaradas constituyen una categoría especial de supernovas. Esta es la única clase de supernova que puede ocurrir en galaxias elípticas. Esta característica sugiere que estos brotes no son producto de la muerte de supergigantes. Las supergigantes no sobreviven hasta el momento en que sus galaxias "envejecen", es decir, volverse elíptico. Además, todos los flashes de esta clase tienen casi el mismo brillo. Debido a esto, las supernovas de tipo Ia son las "velas estándar" del Universo.

Emergen en un patrón muy diferente. Como se señaló anteriormente, estas explosiones son algo similares en naturaleza a las nuevas explosiones. Uno de los esquemas de su origen sugiere que también se originan en un sistema cercano de una enana blanca y su estrella compañera. Sin embargo, a diferencia de las estrellas nuevas, aquí se produce una detonación de un tipo diferente y más catastrófico.

A medida que "devora" a su compañera, la enana blanca aumenta de masa hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar. Este límite, aproximadamente igual a 1,38 masas solares, es el límite superior de la masa de una enana blanca, después del cual se convierte en una estrella de neutrones. Tal evento está acompañado por una explosión termonuclear con una colosal liberación de energía, muchos órdenes de magnitud mayor que una nueva explosión convencional. El valor prácticamente sin cambios del límite de Chandrasekhar explica una discrepancia tan pequeña en el brillo de varias llamaradas de esta subclase. Este brillo es casi 6 mil millones de veces mayor que la luminosidad solar, y la dinámica de su cambio es la misma que para las supernovas de clase Ib, Ic.

Explosiones de hipernova

Las hipernovas son ráfagas cuya energía es varios órdenes de magnitud mayor que la energía de las supernovas típicas. Es decir, de hecho, son hipernovas, son supernovas muy brillantes.

Por regla general, se considera una explosión de estrellas supermasivas, también llamadas hipernovas. La masa de tales estrellas comienza a partir de 80 y, a menudo, supera el límite teórico de 150 masas solares. También hay versiones de que se pueden formar hipernovas durante la aniquilación de la antimateria, la formación de una estrella quark o la colisión de dos estrellas masivas.

Las hipernovas son dignas de mención porque son la causa principal de, quizás, los eventos más raros y de mayor consumo de energía del Universo: los estallidos de rayos gamma. La duración de los estallidos de rayos gamma oscila entre centésimas de segundo y varias horas. Pero la mayoría de las veces duran 1-2 segundos. ¡En estos segundos, emiten energía similar a la energía del Sol durante los 10 mil millones de años de su vida! La naturaleza de los estallidos de rayos gamma sigue siendo en su mayoría cuestionable.

antepasados ​​de la vida

A pesar de toda su naturaleza catastrófica, las supernovas pueden llamarse legítimamente las progenitoras de la vida en el Universo. El poder de su explosión empuja al medio interestelar a formar nubes de gas y polvo y nebulosas, en las que posteriormente nacen las estrellas. Otra característica de ellas es que las supernovas saturan el medio interestelar con elementos pesados.

Son las supernovas las que generan todos los elementos químicos que son más pesados ​​que el hierro. Después de todo, como se señaló anteriormente, la síntesis de tales elementos requiere energía. Solo las supernovas son capaces de "cargar" núcleos compuestos y neutrones para la producción intensiva de energía de nuevos elementos. La energía cinética de la explosión los transporta por el espacio junto con los elementos formados en las entrañas de la estrella explotada. Estos incluyen carbono, nitrógeno y oxígeno y otros elementos sin los cuales la vida orgánica es imposible.

observación de supernovas

Las explosiones de supernovas son fenómenos extremadamente raros. En nuestra galaxia, que contiene más de cien mil millones de estrellas, solo se producen unas pocas erupciones por siglo. Según la crónica y fuentes astronómicas medievales, en los últimos dos mil años solo se han registrado seis supernovas visibles a simple vista. Los astrónomos modernos nunca han visto supernovas en nuestra galaxia. El más cercano ocurrió en 1987 en la Gran Nube de Magallanes, uno de los satélites de la Vía Láctea. Cada año, los científicos observan hasta 60 supernovas en otras galaxias.

Es debido a esta rareza que las supernovas casi siempre se observan ya en el momento del brote. Los eventos que la precedieron casi nunca se observaron, por lo que la naturaleza de las supernovas sigue siendo en gran parte un misterio. La ciencia moderna no puede predecir con precisión las supernovas. Cualquier estrella candidata es capaz de estallar solo después de millones de años. La más interesante en este sentido es Betelgeuse, que tiene una oportunidad muy real de iluminar el cielo terrenal en nuestra vida.

Brotes universales

Las explosiones de hipernova son aún más raras. En nuestra galaxia, tal evento ocurre una vez cada cientos de miles de años. Sin embargo, los estallidos de rayos gamma generados por las hipernovas se observan casi a diario. Son tan poderosos que se registran desde casi todos los rincones del universo.

Por ejemplo, uno de los estallidos de rayos gamma, ubicado a 7.500 millones de años luz de distancia, se pudo ver a simple vista. Al suceder en la galaxia de Andrómeda, el cielo terrestre por un par de segundos fue iluminado por una estrella con el brillo de la luna llena. Si sucediera al otro lado de nuestra galaxia, ¡aparecería un segundo Sol contra el fondo de la Vía Láctea! Resulta que el brillo del flash es mil billones de veces más brillante que el Sol y millones de veces más brillante que nuestra Galaxia. Teniendo en cuenta que hay miles de millones de galaxias en el Universo, no es de extrañar que este tipo de eventos se registren a diario.

Impacto en nuestro planeta

Es poco probable que las supernovas puedan representar una amenaza para la humanidad moderna y afectar de alguna manera a nuestro planeta. Incluso la explosión de Betelgeuse solo iluminará nuestro cielo durante unos meses. Sin embargo, ciertamente han tenido una influencia decisiva sobre nosotros en el pasado. Un ejemplo de esto es la primera de cinco extinciones masivas en la Tierra que ocurrieron hace 440 millones de años. Según una versión, la causa de esta extinción fue un destello de rayos gamma que ocurrió en nuestra galaxia.

Más notable es el papel completamente diferente de las supernovas. Como ya se señaló, son las supernovas las que crean los elementos químicos necesarios para el surgimiento de vida basada en el carbono. La biosfera terrestre no fue una excepción. El sistema solar se formó en una nube de gas que contenía fragmentos de explosiones anteriores. Resulta que todos debemos nuestra apariencia a una supernova.

Además, las supernovas siguieron influyendo en la evolución de la vida en la Tierra. Al aumentar el fondo de radiación del planeta, obligaron a los organismos a mutar. No se olvide de las grandes extinciones. Seguramente las supernovas más de una vez "hicieron ajustes" a la biosfera terrestre. Después de todo, si no hubiera esas extinciones globales, especies completamente diferentes ahora dominarían la Tierra.

La escala de las explosiones estelares.

Para comprender visualmente qué tipo de energía tienen las explosiones de supernova, pasemos a la ecuación del equivalente de masa y energía. Según él, cada gramo de materia contiene una cantidad colosal de energía. Entonces 1 gramo de una sustancia es equivalente a la explosión de una bomba atómica sobre Hiroshima. La energía de la bomba del zar equivale a tres kilogramos de materia.

Cada segundo durante los procesos termonucleares en las entrañas del Sol, 764 millones de toneladas de hidrógeno se convierten en 760 millones de toneladas de helio. Aquellas. cada segundo el Sol irradia energía equivalente a 4 millones de toneladas de materia. Solo una dos mil millonésima parte de toda la energía del Sol llega a la Tierra, lo que equivale a dos kilogramos de masa. Por eso, dicen que la explosión de la bomba del zar se pudo observar desde Marte. Por cierto, el Sol entrega varios cientos de veces más energía a la Tierra que la que consume la humanidad. Es decir, para cubrir las necesidades energéticas anuales de toda la humanidad moderna, solo se necesita convertir en energía unas pocas toneladas de materia.

Dado lo anterior, imagine que la supernova promedio en su punto máximo "quema" cuatrillones de toneladas de materia. Esto corresponde a la masa de un gran asteroide. La energía total de una supernova es equivalente a la masa de un planeta o incluso de una estrella de baja masa. Finalmente, un estallido de rayos gamma en segundos, o incluso en fracciones de segundo de su vida, ¡salpica energía equivalente a la masa del Sol!

Supernovas tan diferentes

El término "supernova" no debe asociarse únicamente con la explosión de estrellas. Estos fenómenos son quizás tan diversos como las estrellas mismas. La ciencia todavía tiene que entender muchos de sus secretos.