Supernova

Una supernova ( pl.: supernovas o supernovas ) es una explosión potente y luminosa de una estrella . Una supernova ocurre durante las últimas etapas evolutivas de una estrella masiva , o cuando una enana blanca se desencadena en una fusión nuclear descontrolada . El objeto original, llamado progenitor , colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro , o se destruye completamente para formar una nebulosa difusa . La luminosidad óptica máxima de una supernova puede ser comparable a la de una galaxia entera antes de desvanecerse en varias semanas o meses.

La última supernova observada directamente en la Vía Láctea fue la Supernova de Kepler en 1604, que apareció poco después de la Supernova de Tycho en 1572, ambas visibles a simple vista . Se han encontrado restos de supernovas más recientes, y las observaciones de supernovas en otras galaxias sugieren que ocurren en la Vía Láctea en promedio unas tres veces cada siglo. Una supernova en la Vía Láctea sería casi con certeza observable a través de telescopios astronómicos modernos. La supernova más reciente a simple vista fue SN 1987A , que fue la explosión de una estrella supergigante azul en la Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de la Vía Láctea.

Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas son provocadas por uno de dos mecanismos básicos: el encendido repentino de la fusión nuclear en una enana blanca o el colapso gravitacional repentino del núcleo de una estrella masiva .

• En la reencendido de una enana blanca, la temperatura del objeto se eleva lo suficiente como para provocar una fusión nuclear descontrolada , desbaratando por completo la estrella. Las posibles causas son una acumulación de material de una compañera binaria a través de la acreción o por una fusión estelar .
• En el caso de la implosión repentina de una estrella masiva, el núcleo de una estrella masiva sufrirá un colapso repentino una vez que sea incapaz de producir suficiente energía de la fusión para contrarrestar la propia gravedad de la estrella, lo que debe suceder una vez que la estrella comience a fusionar hierro , pero puede suceder durante una etapa anterior de fusión de metales .

Las supernovas pueden expulsar varias masas solares de material a velocidades de hasta varios porcentajes de la velocidad de la luz . Esto impulsa una onda de choque en expansión hacia el medio interestelar circundante , barriendo una capa en expansión de gas y polvo observada como un remanente de supernova. Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio . Las ondas de choque en expansión de las supernovas pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas . Las supernovas son una fuente importante de rayos cósmicos . También pueden producir ondas gravitacionales .

La palabra supernova tiene la forma plural supernovae ( /- v iː / ) o supernovas y a menudo se abrevia como SN o SNe. Se deriva de la palabra latina nova , que significa ' nueva ' , que se refiere a lo que parece ser una nueva estrella brillante temporal. Agregar el prefijo "super-" distingue a las supernovas de las novas ordinarias, que son mucho menos luminosas. La palabra supernova fue acuñada por Walter Baade y Fritz Zwicky , quienes comenzaron a usarla en conferencias de astrofísica en 1931. ^{[1] [2]} Su primer uso en un artículo de revista llegó el año siguiente en una publicación de Knut Lundmark , quien puede haberlo acuñado de forma independiente. ^{[2] [3]}

En comparación con la historia completa de una estrella, la aparición visual de una supernova es muy breve, a veces dura varios meses, por lo que las probabilidades de observar una a simple vista son aproximadamente de una vez en la vida. Solo una pequeña fracción de los 100  mil millones de estrellas de una galaxia típica tienen la capacidad de convertirse en una supernova, capacidad restringida a aquellas que tienen una gran masa y a las que se encuentran en tipos raros de sistemas estelares binarios con al menos una enana blanca . ^[4]

El registro más antiguo de una posible supernova, conocida como HB9, probablemente fue vista por un pueblo prehistórico desconocido del subcontinente indio y registrada en una talla rupestre en la región de Burzahama en Cachemira , que data de4500 ± 1000  a. C. [ ^5] Más tarde, SN 185 fue documentada por astrónomos chinos en 185 d. C. La supernova más brillante registrada fue SN 1006 , que se observó en 1006 d. C. en la constelación de Lupus . Este evento fue descrito por observadores en China, Japón, Irak, Egipto y Europa. ^{[6] [7] [8]} La supernova ampliamente observada SN 1054 produjo la Nebulosa del Cangrejo . ^[9]

Las supernovas SN 1572 y SN 1604 , las últimas supernovas de la Vía Láctea observadas a simple vista, tuvieron una notable influencia en el desarrollo de la astronomía en Europa porque se utilizaron para argumentar en contra de la idea aristotélica de que el universo más allá de la Luna y los planetas era estático e inmutable. ^[10] Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su apogeo el 17 de octubre de 1604, y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que desapareció de la vista a simple vista un año después. ^[11] Fue la segunda supernova observada en una generación, después de que Tycho Brahe observara SN 1572 en Casiopea . ^[12]

Hay algunas evidencias de que la supernova más joven conocida en nuestra galaxia, G1.9+0.3 , ocurrió a fines del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Cassiopeia A , de alrededor de 1680. ^[13] Ninguna de las dos fue notada en ese momento. En el caso de G1.9+0.3, la alta extinción a causa del polvo a lo largo del plano del disco galáctico podría haber atenuado el evento lo suficiente como para que pasara desapercibido. La situación de Cassiopeia A es menos clara; se han detectado ecos de luz infrarroja que muestran que no estaba en una región de extinción especialmente alta. ^[14]

Con el desarrollo del telescopio astronómico , se hizo posible la observación y el descubrimiento de supernovas más débiles y distantes. La primera observación de este tipo fue la de SN 1885A en la galaxia de Andrómeda . Una segunda supernova, SN 1895B , fue descubierta en NGC 5253 una década después. ^[23] Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se realizaron durante la década de 1920. Estas fueron llamadas de diversas formas "novas de clase superior", "Hauptnovas" o "novas gigantes". ^[24] Se cree que el nombre "supernovas" fue acuñado por Walter Baade y Zwicky en conferencias en Caltech en 1931. Fue utilizado, como "supernovas", en un artículo de revista publicado por Knut Lundmark en 1933, ^[25] y en un artículo de 1934 de Baade y Zwicky. ^[26] En 1938, el guión ya no se utilizaba y se utilizaba el nombre moderno. ^[27]

Los astrónomos estadounidenses Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el esquema de clasificación de supernovas moderno a partir de 1941. ^[28] Durante la década de 1960, los astrónomos descubrieron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como velas estándar , por lo tanto, indicadores de distancias astronómicas. ^[29] Algunas de las supernovas más distantes observadas en 2003 parecían más tenues de lo esperado. Esto apoya la opinión de que la expansión del universo se está acelerando . ^[30] Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de haber sido observados. La fecha del evento de supernova Cassiopeia A se determinó a partir de ecos de luz de nebulosas , ^[31] mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura ^[32] y las emisiones de rayos gamma de la desintegración radiactiva del titanio-44 . ^[33]

La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh , a una distancia de 3,82 gigaaños luz . Se detectó por primera vez en junio de 2015 y alcanzó un máximo de 570 mil millones  de L _☉ , que es el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. ^[35] La naturaleza de esta supernova es objeto de debate y se han sugerido varias explicaciones alternativas, como la disrupción de marea de una estrella por un agujero negro. ^[36]

La SN 2013fs fue registrada tres horas después del evento supernova del 6 de octubre de 2013 por la Intermediate Palomar Transient Factory . Esta es una de las primeras supernovas captadas después de la detonación, y es la más temprana para la que se han obtenido espectros, comenzando seis horas después de la explosión real. La estrella está ubicada en una galaxia espiral llamada NGC 7610 , a 160 millones de años luz de distancia en la constelación de Pegaso. ^{[37] [38]}

La supernova SN 2016gkg fue detectada por el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario , Argentina, el 20 de septiembre de 2016. ^{[39] [40]} Fue la primera vez que se observó la "ruptura de choque" inicial de una supernova óptica. ^[39] La estrella progenitora ha sido identificada en imágenes del Telescopio Espacial Hubble de antes de su colapso. El astrónomo Alex Filippenko señaló: "Las observaciones de estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar brindan información que no se puede obtener directamente de ninguna otra manera". ^[39]

El telescopio espacial James Webb (JWST) ha mejorado significativamente nuestra comprensión de las supernovas ^[41] al identificar alrededor de 80 nuevos casos a través de su programa JADES (Advanced Deep Extragalactic Survey). Esto incluye la supernova más distante confirmada espectroscópicamente con un corrimiento al rojo de 3,6, lo que indica que su explosión ocurrió cuando el universo tenía solo 1.800 millones de años. Estos hallazgos ^[42] ofrecen información crucial sobre la evolución estelar del universo primitivo y la frecuencia de las supernovas durante sus años de formación.

Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, que ocurren aproximadamente tres veces por siglo en la Vía Láctea, ^[43] obtener una buena muestra de supernovas para estudiar requiere un monitoreo regular de muchas galaxias. Hoy, los astrónomos aficionados y profesionales están encontrando varios cientos cada año, algunas cuando están cerca del brillo máximo, otras en fotografías o placas astronómicas antiguas. Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con una precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en progreso. ^[44] Para usar supernovas como velas estándar para medir la distancia, se requiere la observación de su luminosidad máxima. Por lo tanto, es importante descubrirlas mucho antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados , que superan en gran medida a los astrónomos profesionales, han jugado un papel importante en el descubrimiento de supernovas, generalmente observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores. ^[45]

Hacia finales del siglo XX, los astrónomos recurrieron cada vez más a telescopios controlados por ordenador y a CCD para la búsqueda de supernovas. Aunque estos sistemas son populares entre los aficionados, también existen instalaciones profesionales como el Telescopio Automático de Imágenes Katzman . ^[46] El proyecto Supernova Early Warning System (SNEWS) utiliza una red de detectores de neutrinos para dar una alerta temprana de una supernova en la Vía Láctea. ^{[47] [48]} Los neutrinos son partículas subatómicas que se producen en grandes cantidades por una supernova y que no son absorbidas significativamente por el gas y el polvo interestelar del disco galáctico. ^[49]

Las búsquedas de supernovas se dividen en dos clases: las que se centran en eventos relativamente cercanos y las que se centran en eventos más lejanos. Debido a la expansión del universo , la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido se puede estimar midiendo su desplazamiento Doppler (o corrimiento al rojo ); en promedio, los objetos más distantes se alejan con mayor velocidad que los cercanos, y por lo tanto tienen un mayor corrimiento al rojo. Por lo tanto, la búsqueda se divide entre alto corrimiento al rojo y bajo corrimiento al rojo, con el límite cayendo alrededor de un rango de corrimiento al rojo de z = 0,1-0,3, donde z es una medida adimensional del desplazamiento de frecuencia del espectro. ^[50]

Las búsquedas de supernovas con corrimientos al rojo altos suelen implicar la observación de curvas de luz de supernovas. Estas son útiles para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas con velas estándar o calibradas. La espectroscopia de supernovas, utilizada para estudiar la física y los entornos de las supernovas, es más práctica con corrimientos al rojo bajos que con corrimientos al rojo altos. ^{[51] [52]} Las observaciones con corrimientos al rojo bajos también anclan el extremo de baja distancia de la curva de Hubble , que es un gráfico de la distancia en función del corrimiento al rojo para las galaxias visibles. ^{[53] [54]}

A medida que los programas de sondeo aumentan rápidamente el número de supernovas detectadas, se han reunido recopilaciones de observaciones (curvas de desintegración de la luz, astrometría, observaciones previas a las supernovas, espectroscopia). El conjunto de datos Pantheon, reunido en 2018, detalla 1048 supernovas. ^[55] En 2021, este conjunto de datos se amplió a 1701 curvas de luz para 1550 supernovas tomadas de 18 sondeos diferentes, un aumento del 50% en menos de 3 años. ^[56]

Los descubrimientos de supernovas se notifican a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de la Unión Astronómica Internacional , que envía una circular con el nombre que asigna a esa supernova. ^[57] El nombre se forma a partir del prefijo SN , seguido del año del descubrimiento, con una designación de una o dos letras como sufijo. Las primeras 26 supernovas del año se designan con una letra mayúscula de la A a la Z. A continuación, se utilizan pares de letras minúsculas: aa , ab , etc. Así, por ejemplo, SN 2003C designa la tercera supernova notificada en el año 2003. ^[58] La última supernova de 2005, SN 2005nc, fue la 367.ª (14 × 26 + 3 = 367). Desde el año 2000, astrónomos profesionales y aficionados han descubierto cientos de supernovas cada año (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009; 231 en 2013). ^{[59] [60]}

Las supernovas históricas se conocen simplemente por el año en que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (llamada Nova de Tycho ) y SN 1604 ( Estrella de Kepler ). ^[61] Desde 1885 se ha utilizado la notación de letras adicionales, incluso si solo hubo una supernova descubierta ese año (por ejemplo, SN 1885A, SN 1907A, etc.); esto último ocurrió con SN 1947A. SN , para SuperNova, es un prefijo estándar. Hasta 1987, rara vez se necesitaban designaciones de dos letras; desde 1988, se han necesitado todos los años. Desde 2016, el creciente número de descubrimientos ha llevado regularmente al uso adicional de designaciones de tres letras. ^[62] Después de zz viene aaa, luego aab, aac, y así sucesivamente. Por ejemplo, la última supernova retenida en el Catálogo de Supernovas de Asiago cuando se dio por terminado el 31 de diciembre de 2017 lleva la designación SN 2017jzp. ^[63]

Los astrónomos clasifican las supernovas según sus curvas de luz y las líneas de absorción de los diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros . Si el espectro de una supernova contiene líneas de hidrógeno (conocidas como la serie de Balmer en la parte visible del espectro) se clasifica como Tipo II ; en caso contrario, es Tipo I. En cada uno de estos dos tipos hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos o la forma de la curva de luz (un gráfico de la magnitud aparente de la supernova en función del tiempo). ^{[64] [65]}

Las supernovas de tipo I se subdividen en función de sus espectros: las de tipo Ia muestran una fuerte línea de absorción de silicio ionizado . Las supernovas de tipo I que no presentan esta fuerte línea se clasifican en tipo Ib e Ic: las de tipo Ib muestran fuertes líneas de helio neutro y las de tipo Ic carecen de ellas. Históricamente, las curvas de luz de las supernovas de tipo I se consideraban todas muy similares, demasiado similares como para hacer distinciones útiles. ^[66] Aunque se han estudiado las variaciones en las curvas de luz, la clasificación sigue realizándose en función de los espectros en lugar de la forma de la curva de luz. ^[65]

Un pequeño número de supernovas de tipo Ia presentan características inusuales, como una luminosidad no estándar o curvas de luz ensanchadas, y estas suelen clasificarse haciendo referencia al ejemplo más antiguo que muestra características similares. Por ejemplo, la subluminosa SN 2008ha suele denominarse similar a SN 2002cx o clase Ia-2002cx. ^[67]

Una pequeña proporción de supernovas de tipo Ic muestran líneas de emisión muy ensanchadas y mezcladas, lo que se considera que indica velocidades de expansión muy altas para el material eyectado. Estas han sido clasificadas como de tipo Ic-BL o Ic-bl. ^[68]

Las supernovas ricas en calcio son un tipo raro de supernova muy rápida con líneas de calcio inusualmente fuertes en sus espectros. ^{[69] [70]} Los modelos sugieren que ocurren cuando el material se acumula a partir de una estrella compañera rica en helio en lugar de una estrella rica en hidrógeno . Debido a las líneas de helio en sus espectros, pueden parecerse a las supernovas de tipo Ib, pero se cree que tienen progenitores muy diferentes. ^[71]

Las supernovas de tipo II también pueden subdividirse en función de sus espectros. Mientras que la mayoría de las supernovas de tipo II muestran líneas de emisión muy anchas que indican velocidades de expansión de muchos miles de kilómetros por segundo , algunas, como SN 2005gl , tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Estas se denominan de tipo IIn, donde la "n" significa "estrecha". ^[65]

Algunas supernovas, como SN 1987K ^[73] y SN 1993J , parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en sus inicios, pero, tras un período de semanas o meses, pasan a estar dominadas por líneas de helio. El término "tipo IIb" se utiliza para describir la combinación de características normalmente asociadas con los tipos II y Ib. ^[65]

Las supernovas de tipo II, con espectros normales dominados por amplias líneas de hidrógeno que permanecen durante el declive, se clasifican en función de sus curvas de luz. El tipo más común muestra una "meseta" distintiva en la curva de luz poco después del brillo máximo, donde la luminosidad visual se mantiene relativamente constante durante varios meses antes de que se reanude el declive. Estas se denominan tipo II-P en referencia a la meseta. Menos comunes son las supernovas de tipo II-L, que carecen de una meseta distintiva. La "L" significa "lineal", aunque la curva de luz no es en realidad una línea recta. ^[65]

Las supernovas que no encajan en las clasificaciones normales se denominan peculiares o "pec". ^[65]

Zwicky definió tipos de supernovas adicionales basándose en unos pocos ejemplos que no se ajustaban claramente a los parámetros de las supernovas de tipo I o tipo II. SN 1961i en NGC 4303 fue el prototipo y único miembro de la clase de supernova de tipo III, conocida por su máxima curva de luz ancha y amplias líneas de Balmer de hidrógeno que tardaban en desarrollarse en el espectro. ^[66] SN 1961f en NGC 3003 fue el prototipo y único miembro de la clase de tipo IV, con una curva de luz similar a una supernova de tipo II-P, con líneas de absorción de hidrógeno pero líneas de emisión de hidrógeno débiles . ^[66] La clase de tipo V fue acuñada para SN 1961V en NGC 1058 , una supernova débil inusual o impostora de supernova con un aumento lento al brillo, un máximo que dura muchos meses y un espectro de emisión inusual. Se notó la similitud de SN 1961V con el Gran Estallido de Eta Carinae . ^[74] Las supernovas en M101 (1909) y M83 (1923 y 1957) también fueron sugeridas como posibles supernovas de tipo IV o tipo V. ^[75]

Todos estos tipos serían tratados ahora como supernovas peculiares de tipo II (IIpec), de las que se han descubierto muchos más ejemplos, aunque todavía se debate si SN 1961V fue una verdadera supernova después de un estallido de LBV o una impostora. ^{[66] [76]}

Los códigos de tipo de supernova, como se resume en la tabla anterior, son taxonómicos : el número de tipo se basa en la luz observada desde la supernova, no necesariamente en su causa. Por ejemplo, las supernovas de tipo Ia se producen por fusión descontrolada iniciada en progenitores enanos blancos degenerados, mientras que las de tipo Ib/c, espectralmente similares, se producen a partir de estrellas progenitoras masivas despojadas por colapso del núcleo.

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una estrella compañera para elevar su temperatura central lo suficiente como para encender la fusión de carbono , momento en el que sufre una fusión nuclear descontrolada , interrumpiéndola por completo. Hay tres vías por las que se teoriza que ocurre esta detonación: la acreción estable de material de una estrella compañera, la colisión de dos enanas blancas o la acreción que causa la ignición en una capa que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el que se producen las supernovas de tipo Ia sigue sin estar claro. ^[78] A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, las supernovas de tipo Ia tienen propiedades muy uniformes y son velas estándar útiles en distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de las supernovas de luminosidad anormal a alto corrimiento al rojo, y para pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma de la curva de luz o el espectro. ^{[79] [80]}

Existen varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero todos ellos comparten un mecanismo subyacente común. Si una enana blanca de carbono y oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares ^[81] (para una estrella que no gira), ya no podría soportar la mayor parte de su masa a través de la presión de degeneración de electrones ^{[82] [83]} y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la visión actual es que este límite normalmente no se alcanza; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo encienden la fusión del carbono a medida que la estrella se acerca al límite (hasta aproximadamente el 1%) ^[84] antes de que se inicie el colapso. ^[81] En contraste, para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca que colapsa normalmente formará una estrella de neutrones . En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada durante el colapso. ^[83]

A los pocos segundos del proceso de colapso, una fracción sustancial de la materia de la enana blanca experimenta fusión nuclear, liberando suficiente energía (1–2 × 10 ⁴⁴  J ) ^[85] para desvincular la estrella en una supernova. ^[86] Se genera una onda de choque que se expande hacia afuera , y la materia alcanza velocidades del orden de 5000–20 000 km/s , o aproximadamente el 3 % de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo de la luminosidad, que alcanza una magnitud absoluta de −19,3 (o 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. ^[87]

El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema binario estelar cercano. La mayor de las dos estrellas es la primera en evolucionar fuera de la secuencia principal y se expande para formar una gigante roja . Las dos estrellas ahora comparten una envoltura común, lo que hace que su órbita mutua se encoja. La estrella gigante luego se desprende de la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar la fusión nuclear . En este punto, se convierte en una estrella enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. ^[88] Finalmente, la estrella secundaria también evoluciona fuera de la secuencia principal para formar una gigante roja. La materia de la gigante es acretada por la enana blanca, lo que hace que esta última aumente su masa. Los detalles exactos de la iniciación y de los elementos pesados ​​producidos en el evento catastrófico siguen sin estar claros. ^[89]

Las supernovas de tipo Ia producen una curva de luz característica (el gráfico de la luminosidad en función del tiempo) después del evento. Esta luminosidad se genera por la desintegración radiactiva del níquel -56 a través del cobalto -56 hasta el hierro -56. ^[87] La ​​luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente constante en las supernovas de tipo Ia normales, con una magnitud absoluta máxima de aproximadamente -19,3. Esto se debe a que las supernovas de tipo Ia típicas surgen de un tipo constante de estrella progenitora mediante la adquisición gradual de masa, y explotan cuando adquieren una masa típica constante, lo que da lugar a condiciones y comportamiento de supernova muy similares. Esto permite que se las utilice como una vela estándar secundaria ^[90] para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas. ^[91]

Un segundo modelo para la formación de supernovas de tipo Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, con una masa combinada que excede momentáneamente el límite de Chandrasekhar. ^[92] Esto a veces se conoce como el modelo de doble degeneración, ya que ambas estrellas son enanas blancas degeneradas. Debido a las posibles combinaciones de masa y composición química del par, hay mucha variación en este tipo de evento, ^[93] y, en muchos casos, puede que no haya supernova en absoluto, en cuyo caso tendrán una curva de luz menos luminosa que las SN de tipo Ia más normales. ^[94]

Las supernovas de tipo Ia anormalmente brillantes se producen cuando la enana blanca ya tiene una masa superior al límite de Chandrasekhar, ^[95] posiblemente aumentada aún más por la asimetría, ^[96] pero el material expulsado tendrá una energía cinética menor que la normal. Este escenario de masa super-Chandrasekhar puede ocurrir, por ejemplo, cuando la masa adicional está respaldada por una rotación diferencial . ^[97]

No existe una subclasificación formal para las supernovas de tipo no estándar Ia. Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas que se producen cuando el helio se acumula sobre una enana blanca se clasifique como de tipo Iax . ^{[98] [99]} Este tipo de supernova no siempre puede destruir por completo a la enana blanca progenitora y podría dejar atrás una estrella zombi . ^[100]

Un tipo específico de supernova se origina a partir de enanas blancas en explosión, como el tipo Ia, pero contiene líneas de hidrógeno en sus espectros, posiblemente porque la enana blanca está rodeada por una envoltura de material circunestelar rico en hidrógeno . Estas supernovas han sido denominadas tipo Ia/IIn , ​​tipo Ian , tipo IIa y tipo IIan . ^[101]

Se ha predicho que la estrella cuádruple HD 74438 , perteneciente al cúmulo abierto IC 2391 de la constelación de Vela , se convertirá en una supernova de tipo Ia no estándar. ^{[102] [103]}

Las estrellas muy masivas pueden sufrir un colapso del núcleo cuando la fusión nuclear se vuelve incapaz de sostener el núcleo contra su propia gravedad; pasar este umbral es la causa de todos los tipos de supernova excepto el tipo Ia. El colapso puede causar la expulsión violenta de las capas externas de la estrella dando lugar a una supernova. Sin embargo, si la liberación de energía potencial gravitatoria es insuficiente, la estrella puede colapsar en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía radiada. ^[104]

El colapso del núcleo puede ser causado por varios mecanismos diferentes: superación del límite de Chandrasekhar , captura de electrones , inestabilidad de pares o fotodesintegración . ^{[104] [105] [106]}

• Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro más grande que la masa de Chandrasekhar, ya no podrá sostenerse por la presión de degeneración de electrones y colapsará aún más hasta convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro.
• La captura de electrones por el magnesio en un núcleo degenerado de O/Ne/Mg (estrella progenitora de 8 a 10 masas solares) elimina el soporte y provoca un colapso gravitacional seguido de una fusión explosiva de oxígeno, con resultados muy similares.
• La producción de pares electrón-positrón en un gran núcleo en combustión posterior a la combustión del helio elimina el soporte termodinámico y provoca un colapso inicial seguido de una fusión descontrolada, lo que da lugar a una supernova de inestabilidad de pares.
• Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma lo suficientemente energéticos como para iniciar directamente la fotodesintegración, lo que provocará un colapso completo del núcleo.

La siguiente tabla enumera las razones conocidas del colapso del núcleo de las estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que se producen, el tipo de supernova asociado y el remanente producido. La metalicidad es la proporción de elementos distintos del hidrógeno o el helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de supernova, expresada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor. ^[104]

Las supernovas de tipo IIn no se enumeran en la tabla. Pueden producirse por varios tipos de colapso del núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por igniciones de enanas blancas de tipo Ia, aunque parece que la mayoría serán por colapso del núcleo de hierro en supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidas las LBV). Las estrechas líneas espectrales que les dan nombre se producen porque la supernova se está expandiendo en una pequeña nube densa de material circunestelar. ^[107] Parece que una proporción significativa de las supuestas supernovas de tipo IIn son impostoras de supernovas, erupciones masivas de estrellas similares a las LBV similares a la Gran Erupción de Eta Carinae . En estos eventos, el material previamente expulsado de la estrella crea las estrechas líneas de absorción y causa una onda de choque a través de la interacción con el material recién expulsado. ^[108]

Cuando un núcleo estelar ya no se sostiene contra la gravedad, colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70.000 km/s (0,23 c ), ^[110] lo que da como resultado un rápido aumento de la temperatura y la densidad. Lo que sigue depende de la masa y la estructura del núcleo que colapsa: los núcleos degenerados de baja masa forman estrellas de neutrones, los núcleos degenerados de mayor masa colapsan en su mayoría por completo en agujeros negros y los núcleos no degenerados experimentan una fusión descontrolada. ^{[109] [111]}

El colapso inicial de los núcleos degenerados se acelera por la desintegración beta , la fotodesintegración y la captura de electrones, lo que provoca una explosión de neutrinos electrónicos . A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se interrumpe al quedar atrapados en el núcleo. El núcleo interno alcanza finalmente  un diámetro típico de 30 km ^[112] con una densidad comparable a la de un núcleo atómico , y la presión de degeneración de neutrones intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo es superior a unas 15 masas solares, la degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso y se forma directamente un agujero negro sin supernova. ^[105]

En los núcleos de menor masa, el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de unos 100 mil millones de kelvin , 6.000 veces la temperatura del núcleo del Sol . ^[109] A esta temperatura, los pares neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente por emisión térmica . Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos de captura de electrones. ^[113] Aproximadamente 10 ⁴⁶ julios, aproximadamente el 10% de la masa en reposo de la estrella, se convierte en una ráfaga de neutrinos de diez segundos, que es el resultado principal del evento. ^{[112] [114]} El colapso del núcleo detenido repentinamente rebota y produce una onda de choque que se detiene en el núcleo externo en milisegundos ^[115] a medida que se pierde energía a través de la disociación de elementos pesados. Un proceso que no se entiende claramente ^[actualizar]es necesario para permitir que las capas externas del núcleo reabsorban alrededor de 10 ⁴⁴ julios ^[114] (1 foe ) del pulso de neutrinos , produciendo el brillo visible, aunque hay otras teorías que podrían impulsar la explosión. ^[112]

Parte del material de la envoltura exterior cae sobre la estrella de neutrones y, en el caso de núcleos de más de 8  _M☉ , hay suficiente espacio para formar un agujero negro. Este espacio reducirá la energía cinética creada y la masa del material radiactivo expulsado, pero en algunas situaciones también puede generar chorros relativistas que den lugar a un estallido de rayos gamma o a una supernova excepcionalmente luminosa. ^[116]

El colapso de un núcleo masivo no degenerado provocará más fusiones. ^[111] Cuando el colapso del núcleo se inicia por la inestabilidad de pares ( los fotones se convierten en pares electrón - positrón , reduciendo así la presión de radiación), comienza la fusión de oxígeno y el colapso puede detenerse. Para masas de núcleo de 40-60  M _☉ , el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso ocurrirá nuevamente cuando se haya formado un núcleo más grande. Para núcleos de alrededor de 60-130  M _☉ , la fusión de oxígeno y elementos más pesados ​​​​es tan enérgica que toda la estrella se desintegra, causando una supernova. En el extremo superior del rango de masas, la supernova es inusualmente luminosa y extremadamente duradera debido a muchas masas solares de ⁵⁶ Ni expulsado. Para masas de núcleo aún mayores, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la fotodesintegración y el núcleo colapsa completamente en un agujero negro. ^{[117] [105]}

Las estrellas con masas iniciales inferiores a 8  M _☉ nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande como para colapsar y finalmente pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos 9  M _☉ (posiblemente hasta 12  M _☉ ^[118] ) evolucionan de una manera compleja, quemando progresivamente elementos más pesados ​​a temperaturas más altas en sus núcleos. ^{[112] [119]} La estrella se vuelve estratificada como una cebolla, y la quema de elementos más fácilmente fusionables ocurre en capas más grandes. ^{[104] [120]} Aunque popularmente se describe como una cebolla con un núcleo de hierro, los progenitores de supernova menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno- neón ( -magnesio ). Estas estrellas súper-AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso de núcleo, aunque son menos luminosas y, por lo tanto, menos comúnmente observadas que las de progenitores más masivos. ^[118]

Si el colapso del núcleo ocurre durante una fase supergigante cuando la estrella todavía tiene una envoltura de hidrógeno, el resultado es una supernova de tipo II. ^[121] La tasa de pérdida de masa de las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad . Las estrellas extremadamente luminosas con una metalicidad cercana a la solar perderán todo su hidrógeno antes de alcanzar el colapso del núcleo y, por lo tanto, no formarán una supernova de tipo II. ^[121] Con baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán el colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible. ^[104]

Las estrellas con una masa inicial de hasta aproximadamente 90 veces la del Sol, o un poco menos con una metalicidad alta, dan lugar a una supernova de tipo II-P, que es el tipo más comúnmente observado. Con una metalicidad moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masa habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando se produzca el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. ^[122] Con una metalicidad muy baja, las estrellas de alrededor de 140–250  M _☉ alcanzarán el colapso del núcleo por inestabilidad de pares mientras aún tengan una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II pero con una masa muy grande de ⁵⁶ Ni expulsado y una alta luminosidad. ^{[104] [123]}

Estas supernovas, al igual que las del tipo II, son estrellas masivas que sufren un colapso del núcleo. A diferencia de las progenitoras de las supernovas del tipo II, las estrellas que se convierten en supernovas del tipo Ib y Ic han perdido la mayor parte de sus envolturas externas (de hidrógeno) debido a fuertes vientos estelares o a la interacción con una estrella compañera. ^[126] Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet y se producen en una metalicidad moderada a alta donde los vientos impulsados ​​por el continuo causan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de supernovas del tipo Ib/c no coinciden con la ocurrencia observada o esperada de estrellas Wolf-Rayet. Las explicaciones alternativas para este tipo de supernova con colapso del núcleo implican estrellas despojadas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor coincidencia para las supernovas observadas, con la condición de que nunca se han observado estrellas binarias de helio adecuadas. ^[127]

Las supernovas de tipo Ib son las más comunes y son el resultado de estrellas Wolf-Rayet de tipo WC que aún tienen helio en sus atmósferas. En un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan más antes de alcanzar el colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante, y estas son las progenitoras de las supernovas de tipo Ic. ^[128]

Un pequeño porcentaje de las supernovas de tipo Ic están asociadas con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova de tipo Ib o Ic despojada de hidrógeno podría producir un GRB, dependiendo de las circunstancias de la geometría. ^[129] El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético del magnetar que gira rápidamente formado en el núcleo colapsante de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova superluminosa . ^{[116] [130] [131]}

Las supernovas ultradesnudas ocurren cuando la estrella en explosión ha sido despojada (casi) por completo hasta el núcleo metálico, a través de la transferencia de masa en un sistema binario cercano. ^{[132] [133]} Como resultado, se expulsa muy poco material de la estrella en explosión (aproximadamente 0,1  M _☉ ). En los casos más extremos, las supernovas ultradesnudas pueden ocurrir en núcleos metálicos desnudos, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. SN 2005ek ^[134] podría ser el primer ejemplo observacional de una supernova ultradesnuda, dando lugar a una curva de luz relativamente tenue y de rápido decaimiento. La naturaleza de las supernovas ultradesnudas puede ser tanto de colapso del núcleo de hierro como de supernovas de captura de electrones, dependiendo de la masa del núcleo que colapsa. Se cree que las supernovas ultradesnudas están asociadas con la segunda explosión de supernova en un sistema binario, produciendo, por ejemplo, un sistema de doble estrella de neutrones apretado. ^{[135] [136]}

En 2022, un equipo de astrónomos dirigido por investigadores del Instituto de Ciencias Weizmann informó sobre la primera explosión de supernova que muestra evidencia directa de una estrella progenitora de Wolf-Rayet. SN 2019hgp fue una supernova de tipo Icn y también es la primera en la que se ha detectado el elemento neón. ^{[137] [138]}

En 1980, Ken'ichi Nomoto, de la Universidad de Tokio , predijo un "tercer tipo" de supernova , llamada supernova de captura de electrones. Surgiría cuando una estrella "en el rango de transición (~8 a 10 masas solares) entre la formación de enanas blancas y las supernovas de colapso de núcleo de hierro", y con un núcleo degenerado de O+Ne+Mg, ^[139] implosionara después de que su núcleo se quedara sin combustible nuclear, lo que provocó que la gravedad comprimiera los electrones en el núcleo de la estrella en sus núcleos atómicos, ^{[140] [141]} lo que provocó una explosión de supernova y dejó atrás una estrella de neutrones. ^[104] En junio de 2021, un artículo en la revista Nature Astronomy informó que la supernova de 2018 SN 2018zd (en la galaxia NGC 2146 , a unos 31 millones de años luz de la Tierra) parecía ser la primera observación de una supernova de captura de electrones. ^{[139] [140] [141]} Se había pensado que la explosión de supernova de 1054 que creó la Nebulosa del Cangrejo en nuestra galaxia era la mejor candidata para una supernova de captura de electrones, y el artículo de 2021 hace más probable que esto fuera correcto. ^{[140] [141]}

El colapso del núcleo de algunas estrellas masivas puede no dar lugar a una supernova visible. Esto sucede si el colapso inicial del núcleo no puede revertirse mediante el mecanismo que produce una explosión, generalmente porque el núcleo es demasiado masivo. Estos eventos son difíciles de detectar, pero estudios a gran escala han detectado posibles candidatos. ^{[142] [143]} La supergigante roja N6946-BH1 en NGC 6946 experimentó un estallido modesto en marzo de 2009, antes de desaparecer de la vista. Solo una débil fuente infrarroja permanece en la ubicación de la estrella. ^[144]

Los gases eyectados se atenuarían rápidamente sin algún aporte de energía para mantenerlos calientes. La fuente de esta energía, que puede mantener el brillo óptico de la supernova durante meses, fue, al principio, un enigma. Algunos consideraron que la energía rotacional del púlsar central era una fuente. ^[148] Aunque la energía que inicialmente alimenta cada tipo de supernova se libera rápidamente, las curvas de luz están dominadas por el calentamiento radiactivo posterior de los gases eyectados en rápida expansión. La naturaleza intensamente radiactiva de los gases eyectados se calculó por primera vez sobre bases sólidas de nucleosíntesis a fines de la década de 1960, y desde entonces se ha demostrado que esto es correcto para la mayoría de las supernovas. ^[149] No fue hasta SN 1987A que la observación directa de las líneas de rayos gamma identificó inequívocamente los principales núcleos radiactivos. ^[150]

Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (el gráfico de la luminosidad en función del tiempo) después de la ocurrencia de una Supernova de tipo II , como SN 1987A, se explica por esas desintegraciones radiactivas predichas. ^[9] Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la energía radiactiva absorbida por los gases expulsados ​​la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente para irradiar luz. La desintegración radiactiva de ⁵⁶ Ni a través de sus descendientes ⁵⁶ Co a ^{56 Fe produce} fotones de rayos gamma , principalmente con energías de847  keV y1.238 keV , que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por lo tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos (varios meses). ^[151] La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de ⁵⁶ Ni a ⁵⁶ Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular se ajusta muy de cerca con la vida media de 77,3 días de la desintegración de ⁵⁶ Co a ⁵⁶ Fe. Mediciones posteriores realizadas con telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los rayos gamma ⁵⁶ Co y ⁵⁷ Co que escaparon del remanente de SN 1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran las fuentes de energía. ^[150]

La fase de desintegración tardía de las curvas de luz visibles para los diferentes tipos de supernovas depende del calentamiento radiactivo, pero varían en forma y amplitud debido a los mecanismos subyacentes, la forma en que se produce la radiación visible, la época de su observación y la transparencia del material expulsado. ^[152] Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en las longitudes de onda ultravioleta hay un pico temprano extremadamente luminoso que dura solo unas pocas horas correspondiente a la ruptura de la onda de choque lanzada por el evento inicial, pero esa ruptura es difícilmente detectable ópticamente. ^{[153] [154]}

Las curvas de luz para el tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su salida de energía óptica es impulsada por la desintegración radiactiva del níquel-56 expulsado (vida media de 6 días), que luego se desintegra en cobalto-56 radiactivo (vida media de 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante hasta la incandescencia. ^[87] Los estudios modernos de cosmología se basan en la radiactividad ^{del 56} Ni que proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de tipo Ia, que son las "candelas estándar" de la cosmología pero cuyo diagnóstico847 keV yLos rayos gamma de 1.238 keV se detectaron por primera vez en 2014. ^[155] Las fases iniciales de la curva de luz disminuyen abruptamente a medida que el tamaño efectivo de la fotosfera disminuye y la radiación electromagnética atrapada se agota. La curva de luz continúa disminuyendo en la banda B, aunque puede mostrar un pequeño hombro en el campo visual a los 40 días aproximadamente, pero esto es solo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo cuando ciertos elementos pesados ​​ionizados se recombinan para producir radiación infrarroja y el material expulsado se vuelve transparente a ella. La curva de luz visual continúa disminuyendo a una velocidad ligeramente mayor que la velocidad de desintegración del cobalto radiactivo (que tiene la vida media más larga y controla la curva posterior), porque el material expulsado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la radiación de alta energía en radiación visual. Después de varios meses, la curva de luz cambia su velocidad de disminución nuevamente a medida que la emisión de positrones del cobalto-56 restante se vuelve dominante, aunque esta parte de la curva de luz ha sido poco estudiada. ^[156]

Las curvas de luz de los tipos Ib e Ic son similares a las del tipo Ia, aunque con una luminosidad máxima media inferior. La emisión de luz visible se debe de nuevo a la desintegración radiactiva que se convierte en radiación visible, pero hay una masa mucho menor del níquel-56 creado. La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso hay supernovas ocasionales de tipo Ib/c con órdenes de magnitud más y menos luminosas que la norma. Las supernovas de tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz ensanchadas además de una luminosidad máxima aumentada. Se cree que la fuente de la energía adicional son los chorros relativistas impulsados ​​por la formación de un agujero negro giratorio, que también producen estallidos de rayos gamma. ^{[157] [158]}

Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracterizan por un descenso mucho más lento que las de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día ^[72] , excluyendo la fase de meseta. La emisión de luz visible está dominada por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en los eyectados de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta y se ioniza. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz a medida que este hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y volviéndose más transparente. A esto le sigue una curva de luz descendente impulsada por la desintegración radiactiva, aunque más lenta que en las supernovas de tipo I, debido a la eficiencia de conversión en luz de todo el hidrógeno. ^[66]

En las supernovas de tipo II-L, la meseta no existe porque la progenitora tenía relativamente poco hidrógeno restante en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro pero insuficiente para producir una meseta notable en la emisión de luz. En las supernovas de tipo IIb, la atmósfera de hidrógeno de la progenitora está tan agotada (se cree que se debe a la erosión por mareas de una estrella compañera) que la curva de luz se acerca más a una supernova de tipo I y el hidrógeno incluso desaparece del espectro después de varias semanas. ^[66]

Las supernovas de tipo IIn se caracterizan por la aparición de líneas espectrales estrechas adicionales en una densa capa de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extensas, en ocasiones también extremadamente luminosas y se las denomina supernovas superluminosas. Estas curvas de luz se producen por la conversión altamente eficiente de la energía cinética de los materiales eyectados en radiación electromagnética mediante la interacción con la densa capa de material. Esto solo ocurre cuando el material es suficientemente denso y compacto, lo que indica que ha sido producido por la propia estrella progenitora poco antes de que se produzca la supernova. ^{[159] [160]}

Se han catalogado y clasificado grandes cantidades de supernovas para proporcionar velas de distancia y modelos de prueba. ^{[161] [162]} Las características promedio varían un poco con la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero se pueden especificar ampliamente para cada tipo de supernova.

Notas:

Un antiguo misterio que rodea a las supernovas de tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad alejándose del epicentro; ^{[166] se observa que} los púlsares , y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas velocidades peculiares , y presumiblemente los agujeros negros también las tienen, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El impulso inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500 km/s o más. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual el impulso se transfiere al objeto compacto sigue siendo ^[actualizar]un misterio. Las explicaciones propuestas para este impulso incluyen la convección en la estrella que colapsa, la eyección asimétrica de materia durante la formación de la estrella de neutrones y las emisiones asimétricas de neutrinos . ^{[166] [167]}

Una posible explicación de esta asimetría es la convección a gran escala sobre el núcleo. La convección puede crear variaciones radiales en la densidad que dan lugar a variaciones en la cantidad de energía absorbida del flujo de neutrinos. ^[109] Sin embargo, el análisis de este mecanismo predice solo una transferencia de momento modesta. ^[168] Otra posible explicación es que la acumulación de gas en la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, impulsando materia a 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 supernova resultante. ^{[169] [170]} (Se utiliza un modelo similar para explicar los estallidos de rayos gamma largos). El mecanismo dominante puede depender de la masa de la estrella progenitora. ^[167]

También se han confirmado asimetrías iniciales en supernovas de tipo Ia mediante observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de observación. Sin embargo, la expansión se vuelve más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas se pueden detectar midiendo la polarización de la luz emitida. ^[171]

Aunque las supernovas se conocen principalmente como fenómenos luminosos, la radiación electromagnética que liberan es casi un efecto secundario menor. En particular, en el caso de las supernovas por colapso del núcleo, la radiación electromagnética emitida es una fracción minúscula de la energía total liberada durante el fenómeno. ^[173]

Existe una diferencia fundamental entre el balance de producción de energía en los diferentes tipos de supernova. En las detonaciones de enanas blancas de tipo Ia, la mayor parte de la energía se dirige a la síntesis de elementos pesados ​​y a la energía cinética de los materiales eyectados. ^[174] En las supernovas de colapso del núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige a la emisión de neutrinos , y si bien parte de esto aparentemente alimenta la destrucción observada, más del 99% de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos posteriores al inicio del colapso. ^[47]

Las supernovas de tipo Ia estándar obtienen su energía de una fusión nuclear descontrolada de una enana blanca de carbono y oxígeno. Los detalles de la energía aún no se comprenden por completo, pero el resultado es la expulsión de toda la masa de la estrella original a alta energía cinética. Alrededor de la mitad de la masa solar de esa masa es ⁵⁶ Ni generado a partir de la quema de silicio . ⁵⁶ Ni es radiactivo y se desintegra en ⁵⁶ Co por desintegración beta plus (con una vida media de seis días) y rayos gamma. El propio ⁵⁶ Co se desintegra por la vía beta plus ( positrón ) con una vida media de 77 días en ⁵⁶ Fe estable. Estos dos procesos son responsables de la radiación electromagnética de las supernovas de tipo Ia. En combinación con la transparencia cambiante del material expulsado, producen la curva de luz que declina rápidamente. ^[172]

Las supernovas de colapso de núcleo son en promedio visualmente más débiles que las supernovas de tipo Ia, ^{[145] [146] [147]} pero la energía total liberada es mucho mayor, como se describe en la siguiente tabla.

En algunas supernovas de colapso de núcleo, la caída sobre un agujero negro genera chorros relativistas que pueden producir una breve explosión energética y direccional de rayos gamma y también transfieren una cantidad sustancial de energía adicional al material expulsado. Este es un escenario para la producción de supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de las hipernovas de tipo Ic y los estallidos de rayos gamma de larga duración. ^[179] Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar la envoltura estelar, se puede producir un estallido de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser subluminosa. ^[180]

Cuando una supernova se forma en el interior de una pequeña nube densa de material circunestelar, producirá una onda de choque que puede convertir de manera eficiente una gran fracción de la energía cinética en radiación electromagnética. Aunque la energía inicial era completamente normal, la supernova resultante tendrá una gran luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas de tipo IIn. ^{[181] [182]}

Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso de núcleo con espectros y curvas de luz similares a las del tipo II-P, la naturaleza después del colapso del núcleo es más parecida a la de una supernova gigante de tipo Ia con fusión descontrolada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a la de otras supernovas de colapso de núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo que la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que los de cualquier enana blanca y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados ​​expulsados ​​de sus núcleos puede ser órdenes de magnitud mayor, con la consiguiente alta luminosidad visual. ^[183]

El tipo de clasificación de supernova está estrechamente vinculado al tipo de estrella progenitora en el momento del colapso. La aparición de cada tipo de supernova depende de la metalicidad de la estrella, ya que ésta afecta la fuerza del viento estelar y, por lo tanto, la velocidad a la que la estrella pierde masa. ^[184]

Las supernovas de tipo Ia se producen a partir de estrellas enanas blancas en sistemas estelares binarios y se dan en todos los tipos de galaxias . ^[185] Las supernovas de colapso de núcleo solo se encuentran en galaxias en formación estelar actual o muy reciente, ya que son el resultado de estrellas masivas de vida corta. Se encuentran más comúnmente en espirales de tipo Sc, pero también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares , especialmente galaxias con brotes de formación estelar . ^{[186] [187] [188]}

Se plantea la hipótesis de que las supernovas de tipo Ib y Ic se produjeron por el colapso del núcleo de estrellas masivas que perdieron su capa exterior de hidrógeno y helio, ya sea por fuertes vientos estelares o por transferencia de masa a una compañera. ^[158] Normalmente ocurren en regiones de formación de nuevas estrellas y son extremadamente raras en galaxias elípticas . ^[71] Los progenitores de las supernovas de tipo IIn también tienen altas tasas de pérdida de masa en el período justo antes de sus explosiones. ^[189] Se ha observado que las supernovas de tipo Ic ocurren en regiones que son más ricas en metales y tienen tasas de formación estelar más altas que el promedio de sus galaxias anfitrionas. ^[190] La tabla muestra el progenitor de los principales tipos de supernova de colapso de núcleo y las proporciones aproximadas que se han observado en el vecindario local.

Existen varias dificultades para conciliar la evolución estelar observada y modelada que conduce a las supernovas de colapso del núcleo. Las supergigantes rojas son las progenitoras de la gran mayoría de las supernovas de colapso del núcleo, y estas se han observado pero solo en masas y luminosidades relativamente bajas, por debajo de aproximadamente 18  M _☉ y 100.000  L _☉ , respectivamente. La mayoría de los progenitores de las supernovas de tipo II no se detectan y deben ser considerablemente más débiles y presumiblemente menos masivos. Esta discrepancia se ha denominado el problema de la supergigante roja . ^[191] Fue descrito por primera vez en 2009 por Stephen Smartt, quien también acuñó el término. Después de realizar una búsqueda de supernovas limitada por volumen, Smartt et al. encontraron que los límites de masa inferior y superior para la formación de supernovas de tipo II-P son8.5+1
−1,5 M _☉ y16,5 ± 1,5  M _☉ , respectivamente. El primero es consistente con los límites superiores de masa esperados para la formación de progenitores de enanas blancas, pero el último no es consistente con las poblaciones de estrellas masivas en el Grupo Local. ^[192] El límite superior para las supergigantes rojas que producen una explosión de supernova visible se ha calculado en19+4
−2 M _☉ . ^[191]

Se cree que las supergigantes rojas de mayor masa no explotan como supernovas, sino que evolucionan hacia temperaturas más altas. Se han confirmado varios progenitores de supernovas de tipo IIb, y estos fueron supergigantes K y G, más una supergigante A. ^[193] Las hipergigantes amarillas o LBV son progenitores propuestos para supernovas de tipo IIb, y casi todas las supernovas de tipo IIb lo suficientemente cercanas para observar han mostrado tales progenitores. ^{[194] [195]}

Las supergigantes azules forman una proporción inesperadamente alta de progenitores de supernovas confirmados, en parte debido a su alta luminosidad y fácil detección, mientras que todavía no se ha identificado claramente ni un solo progenitor de Wolf-Rayet. ^{[193] [196]} Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo las supergigantes azules pierden suficiente masa para alcanzar la supernova sin progresar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha mostrado una posible ruta para que las variables azules luminosas post-supergigantes rojas de baja luminosidad colapsen, muy probablemente como una supernova de tipo IIn. ^[197] Se han detectado varios ejemplos de progenitores luminosos calientes de supernovas de tipo IIn: SN 2005gy y SN 2010jl eran ambas estrellas luminosas aparentemente masivas, pero están muy distantes; y SN 2009ip tuvo un progenitor altamente luminoso que probablemente haya sido una LBV, pero es una supernova peculiar cuya naturaleza exacta está en disputa. ^[193]

Los progenitores de las supernovas de tipo Ib/c no se observan en absoluto, y las restricciones sobre su posible luminosidad son a menudo inferiores a las de las estrellas WC conocidas . ^[193] Las estrellas WO son extremadamente raras y visualmente relativamente débiles, por lo que es difícil decir si tales progenitores faltan o simplemente aún no se han observado. Los progenitores muy luminosos no han sido identificados con seguridad, a pesar de que se han observado numerosas supernovas lo suficientemente cerca como para que tales progenitores se hubieran fotografiado claramente. ^[196] El modelado de población muestra que las supernovas de tipo Ib/c observadas podrían reproducirse por una mezcla de estrellas masivas individuales y estrellas de envoltura despojada de sistemas binarios en interacción. ^[127] La ​​continua falta de detección inequívoca de progenitores para supernovas normales de tipo Ib e Ic puede deberse a que la mayoría de las estrellas masivas colapsan directamente en un agujero negro sin un estallido de supernova . La mayoría de estas supernovas se producen a partir de estrellas de helio de baja luminosidad y menor masa en sistemas binarios. Un pequeño número provendría de estrellas masivas que giran rápidamente, probablemente correspondientes a eventos de tipo Ic-BL altamente energéticos que están asociados con estallidos de rayos gamma de larga duración. ^[193]

Las supernovas generan elementos más pesados ​​que se dispersan por el medio interestelar circundante. La onda expansiva de una supernova puede desencadenar la formación de estrellas. Los rayos cósmicos galácticos son generados por explosiones de supernovas.

Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde oxígeno hasta rubidio, ^{[198] [199] [200]} aunque las abundancias teóricas de los elementos producidos o vistos en los espectros varían significativamente dependiendo de los diversos tipos de supernova. ^[200] Las supernovas de tipo Ia producen principalmente silicio y elementos de pico de hierro, metales como níquel y hierro. ^{[201] [202]} Las supernovas de colapso de núcleo expulsan cantidades mucho menores de elementos de pico de hierro que las supernovas de tipo Ia, pero masas mayores de elementos alfa ligeros como oxígeno y neón, y elementos más pesados ​​que el zinc. Esto último es especialmente cierto con las supernovas de captura de electrones. ^[203] La mayor parte del material expulsado por las supernovas de tipo II es hidrógeno y helio. ^[204] Los elementos pesados ​​se producen por: fusión nuclear para núcleos de hasta ³⁴ S; reordenamiento por fotodesintegración de silicio y cuasiequilibrio durante la quema de silicio para núcleos entre ³⁶ Ar y ⁵⁶ Ni; y la captura rápida de neutrones ( proceso r ) durante el colapso de la supernova para elementos más pesados ​​que el hierro. El proceso r produce núcleos altamente inestables que son ricos en neutrones y que se desintegran rápidamente en formas más estables. En las supernovas, las reacciones del proceso r son responsables de aproximadamente la mitad de todos los isótopos de elementos más allá del hierro, ^[205] aunque las fusiones de estrellas de neutrones pueden ser la principal fuente astrofísica de muchos de estos elementos. ^{[198] [206]}

En el universo moderno, las antiguas estrellas de la rama asintótica gigante (AGB) son la fuente dominante de polvo de óxidos, carbono y elementos del proceso s . ^{[198] [207]} Sin embargo, en el universo temprano, antes de que se formaran las estrellas AGB, las supernovas pueden haber sido la principal fuente de polvo. ^[208]

Los restos de muchas supernovas consisten en un objeto compacto y una onda de choque de material que se expande rápidamente. Esta nube de material barre el medio interestelar circundante durante una fase de expansión libre, que puede durar hasta dos siglos. Luego, la onda experimenta gradualmente un período de expansión adiabática y se enfriará lentamente y se mezclará con el medio interestelar circundante durante un período de aproximadamente 10.000 años. ^[209]

El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio , mientras que todos los elementos más pesados ​​se sintetizan en estrellas, supernovas y colisiones entre estrellas de neutrones (siendo por tanto indirectamente debido a las supernovas). Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos distintos del hidrógeno y el helio, a los que los astrónomos suelen denominar "metales". ^[210] Estos elementos expulsados ​​enriquecen en última instancia las nubes moleculares que son los sitios de formación de estrellas. ^[211] Así, cada generación estelar tiene una composición ligeramente diferente, pasando de una mezcla casi pura de hidrógeno y helio a una composición más rica en metales. Las supernovas son el mecanismo dominante para distribuir estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su periodo de fusión nuclear. Las diferentes abundancias de elementos en el material que forma una estrella tienen influencias importantes en la vida de la estrella, ^{[210] [212]} y pueden influir en la posibilidad de tener planetas orbitando alrededor de ella: más planetas gigantes se forman alrededor de estrellas de mayor metalicidad. ^{[213] [214]}

La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación de estrellas al comprimir nubes moleculares densas cercanas en el espacio. ^[215] El aumento de la presión turbulenta también puede impedir la formación de estrellas si la nube no puede perder el exceso de energía. ^[216]

La evidencia obtenida a partir de productos hijos de isótopos radiactivos de vida corta muestra que una supernova cercana ayudó a determinar la composición del Sistema Solar hace 4.500 millones de años, e incluso puede haber desencadenado la formación de este sistema. ^[217]

Las ráfagas rápidas de radio (FRB) son pulsos intensos y transitorios de ondas de radio que normalmente no duran más de milisegundos. Se han propuesto muchas explicaciones para estos eventos; los magnetares producidos por supernovas de colapso de núcleo son los principales candidatos. ^{[218] [219] [220] [221]}

Se cree que los remanentes de supernova aceleran una gran fracción de los rayos cósmicos primarios galácticos , pero solo se ha encontrado evidencia directa de producción de rayos cósmicos en un pequeño número de remanentes. Se han detectado rayos gamma de la desintegración de piones en los remanentes de supernova IC 443 y W44. Estos se producen cuando los protones acelerados del remanente impactan en material interestelar. ^[222]

Las supernovas son fuentes galácticas potencialmente fuertes de ondas gravitacionales , ^[223] pero hasta ahora no se ha detectado ninguna. Los únicos eventos de ondas gravitacionales detectados hasta ahora son de fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones, probables restos de supernovas. ^[224] Al igual que las emisiones de neutrinos, se espera que las ondas gravitacionales producidas por una supernova de colapso del núcleo lleguen sin el retraso que afecta a la luz. En consecuencia, pueden proporcionar información sobre el proceso de colapso del núcleo que no está disponible por otros medios. La mayoría de las señales de ondas gravitacionales predichas por los modelos de supernova son de corta duración, duran menos de un segundo y, por lo tanto, son difíciles de detectar. El uso de la llegada de una señal de neutrino puede proporcionar un disparador que pueda identificar la ventana de tiempo en la que buscar la onda gravitacional, ayudando a distinguir esta última del ruido de fondo. ^[225]

Una supernova cercana a la Tierra es una supernova lo suficientemente cercana a la Tierra como para tener efectos notables en su biosfera . Dependiendo del tipo y la energía de la supernova, podría estar a una distancia de hasta 3000 años luz. En 1996 se teorizó que los rastros de supernovas pasadas podrían detectarse en la Tierra en forma de firmas de isótopos metálicos en estratos rocosos . Más tarde se informó sobre el enriquecimiento de hierro-60 en rocas de aguas profundas del Océano Pacífico . ^{[226] [227] [228]} En 2009, se encontraron niveles elevados de iones de nitrato en el hielo antártico, que coincidieron con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles atmosféricos de óxidos de nitrógeno, que quedaron atrapados en el hielo. ^[229]

Históricamente, las supernovas cercanas pueden haber influido en la biodiversidad de la vida en el planeta. Los registros geológicos sugieren que los eventos de supernova cercanos han provocado un aumento de los rayos cósmicos, lo que a su vez produjo un clima más frío. Una mayor diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador creó vientos más fuertes, aumentó la mezcla oceánica y resultó en el transporte de nutrientes a aguas poco profundas a lo largo de las plataformas continentales . Esto condujo a una mayor biodiversidad. ^{[230] [231]}

Se cree que las supernovas de tipo Ia son potencialmente las más peligrosas si se producen lo suficientemente cerca de la Tierra. Debido a que estas supernovas surgen de estrellas enanas blancas comunes y tenues en sistemas binarios, es probable que una supernova que pueda afectar a la Tierra se produzca de forma impredecible y en un sistema estelar que no esté bien estudiado. El candidato conocido más cercano es IK Pegasi (HR 8210), a unos 150 años luz de distancia, ^{[232] [233]} pero las observaciones sugieren que podrían pasar hasta 1.900 millones de años antes de que la enana blanca pueda acumular la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia. ^[234]

Según una estimación de 2003, una supernova de tipo II tendría que estar a menos de ocho parsecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra, y no existen candidatos a menos de 500 años luz de distancia. ^[235]

La próxima supernova de la Vía Láctea probablemente será detectable incluso si ocurre en el lado lejano de la galaxia. Es probable que se produzca por el colapso de una supergigante roja común y corriente, y es muy probable que ya haya sido catalogada en estudios infrarrojos como 2MASS . Hay una menor probabilidad de que la próxima supernova de colapso de núcleo sea producida por un tipo diferente de estrella masiva, como una hipergigante amarilla, una variable azul luminosa o una Wolf-Rayet. Se calcula que las probabilidades de que la próxima supernova sea de tipo Ia producida por una enana blanca son aproximadamente un tercio de las de una supernova de colapso de núcleo. Nuevamente, debería ser observable dondequiera que ocurra, pero es menos probable que la progenitora haya sido observada alguna vez. Ni siquiera se sabe exactamente cómo es un sistema progenitor de tipo Ia, y es difícil detectarlos más allá de unos pocos parsecs. Se estima que la tasa total de supernovas en la Vía Láctea es de entre 2 y 12 por siglo, aunque en realidad no se ha observado ninguna durante varios siglos. ^[144]

Estadísticamente, la variedad más común de supernova de colapso de núcleo es el tipo II-P, y los progenitores de este tipo son supergigantes rojas. ^[237] Es difícil identificar cuáles de estas supergigantes están en las etapas finales de fusión de elementos pesados ​​en sus núcleos y cuáles tienen millones de años por delante. Las supergigantes rojas más masivas se deshacen de sus atmósferas y evolucionan a estrellas Wolf-Rayet antes de que sus núcleos colapsen. Todas las estrellas Wolf-Rayet terminan sus vidas desde la fase Wolf-Rayet en un millón de años aproximadamente, pero nuevamente es difícil identificar aquellas que están más cerca del colapso del núcleo. Una clase que se espera que no tenga más de unos pocos miles de años antes de explotar son las estrellas WO Wolf-Rayet, que se sabe que han agotado el helio de su núcleo. ^[238] Solo se conocen ocho de ellas, y solo cuatro de ellas están en la Vía Láctea. ^[239]

Se han identificado varias estrellas cercanas o bien conocidas como posibles candidatas a supernovas por colapso de núcleo: las estrellas azules de alta masa Spica y Rigel , ^[240] las supergigantes rojas Betelgeuse , Antares y VV Cephei A ; ^{[241] [242] [243]} la hipergigante amarilla Rho Cassiopeiae ; ^[244] la luminosa variable azul Eta Carinae que ya ha producido una impostora de supernova; ^[245] y ambos componentes, una supergigante azul y una estrella Wolf-Rayet, del sistema Regor o Gamma Velorum . ^{[246] [247]} Mimosa y Acrux , dos sistemas estelares brillantes en la constelación austral de Crux , contienen cada uno estrellas azules con masas suficientes para explotar como supernovas. ^{[248] [249]} Otras han ganado notoriedad como posibles, aunque no muy probables, progenitoras de un estallido de rayos gamma; por ejemplo WR 104. ^[250 ]

La identificación de candidatos para una supernova de tipo Ia es mucho más especulativa. Cualquier sistema binario con una enana blanca en proceso de acreción podría producir una supernova, aunque el mecanismo exacto y la escala temporal aún se debaten. Estos sistemas son débiles y difíciles de identificar, pero las novas y las novas recurrentes son sistemas que se anuncian convenientemente. Un ejemplo es U Scorpii . ^[251]

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