ENSAYO SUPERNOVAS.docx

UNIVERSIDAD DE ANTIOQUia **SUPERNOVAS** **DIOSAS DE LA CREACIÓN** **CÉSAR ANTONIO SÁNCHEZ OSORIO CC 15405537** **13/08/2013** -- -- Las supernovas son el evento más masivo y gigantesco desde el Big Bang, por su poder son además el evento cataclísmico más destructivo del universo que paradó...

UNIVERSIDAD DE ANTIOQUia **SUPERNOVAS** **DIOSAS DE LA CREACIÓN** **CÉSAR ANTONIO SÁNCHEZ OSORIO CC 15405537** **13/08/2013** -- -- Las supernovas son el evento más masivo y gigantesco desde el Big Bang, por su poder son además el evento cataclísmico más destructivo del universo que paradójicamente conlleva a la creación del mundo que conocemos. Las supernovas son originadas por la explosión de estrellas gigantes y súper gigantes que en el acto liberan en promedio 1000 millones de veces más energía que la producida por nuestro sol durante toda su vida. Pero lo verdaderamente importante es que estas enormes estrellas que llegan a tener incluso hasta 200 veces la masa del sol son unas verdaderas fábricas de elementos químicos pues en su interior se da lugar a la creación de todos los elementos conocidos hasta hoy a partir de un único elemento el el hidrogeno. Así que en ultimas los elementos, que hoy sabemos constituyen la materia fueron alguna vez parte de una estrella que los liberó en forma de polvo cósmico tras su violenta explosión como supernova, y aunque suene romántico la verdad es que somos polvo de estrellas, el hierro de nuestra sangre, el calcio de nuestros huesos y el oxígeno que respiramos, todas las formas de vida que nos rodean, todas las que hayan existido y todas las que existirán sus elementos constitutivos se cocinaron hace miles de millones de años en las estrellas. Por eso, en el título del informe, hago una alegoría a las supernovas como las verdaderas diosas de la creación en contrapartida con el relato bíblico del génesis donde Dios creo el mundo en 7 días. Hoy se sabe y se tienen firmes evidencias de que el mundo tal como lo conocemos se fraguó en las estrellas y luego de su colapso dieron lugar a la formación de sistemas planetarios y estrellas de segunda generación como nuestro sol, para que en los tiempos más recientes de la edad del universo surgiera la manifestación más sorprendente de la naturaleza, La Vida y con ella la criatura con la inteligencia más sofisticada de todas las conocidas El Humano. En la actualidad los astrónomos y astrofísicos han recopilado gran cantidad de información sobre estos fenomenales eventos siderales y se estima que una supernova está estallando cada segundo en algún lugar del universo y esto está ocurriendo desde hace alrededor de 10000 millones de años. Son muy interesantes al ojo humano pues cuando una de estas enormes estrellas explota produce tanta luz como 100.000 soles juntos y por un instante pueden opacar el brillo de toda una galaxia, y pese a que se encuentran tan lejanas de nuestro sistema solar brillan tanto que pueden verse a plena luz del día y llegar a ser incluso más brillantes que la luna llena. Pero el hecho de que estén tan lejanas no nos excluye de recibir sus nocivos efectos dados que durante la explosión se liberan enormes chorros de radiación gamma y rayos cósmicos que viajan a la velocidad de la luz pudiendo alcanzar la tierra. De hecho a diario nuestro planeta es alcanzado por muchas de estas radiaciones y algunas de ellas incluso nos atraviesan de lado a lado, se trata de los rayos de neutrinos. También se sabe que estas radiaciones han sido responsables en gran parte de la evolución de las especies tanto animales como vegetales porque son de tan alta energía que perturban la transcripción del código genético ocasionando mutaciones que seguramente conllevarían a la desaparición de muchas especies pero posiblemente al surgimiento de otras más incluyendo la nuestra. En el caso de que una supernova estallara cerca de nuestro planeta los efectos resultarían catastróficos en todo sentido, por ejemplo los satélites dejarían de funcionar y todo lo que depende de ellos, la atmosfera seria dañada seriamente ocasionando consecuencias meteorológicas de alcances imaginados, el sistema energético del planeta se quemaría por completo y millones de seres sobre la tierra morirían por efecto directo de las radiaciones o por los daños a la infraestructura humana que ocasionarían. Solo por mencionar algunas cosas. ¿Cómo detectar entonces semejantes explosiones? En la actualidad se cuenta con telescopios puestos en órbita que detectan diferentes ondas del espectro tales como el Observatorio de rayos X Chandra, el Observatorio de Rayos Gamma Compton, Telescopio espacial Spitzer que detecta infrarrojos y el Telescopio espacial Hubble que detecta el espectro visible y el ultravioleta entre otros. Con estos aparatos y con telescopios ubicados en observatorios en tierra controlados por computadoras se escanean cada día y cada noche regiones específicas del espacio en busca de emisiones que tengan el sello característico de las supernovas. Si la computadora encuentra algo interesante grafica la curva de luz y analiza su espectro electromagnético y luego se miden variables como la composición de los gases, su densidad, su temperatura entre otros para finalmente clasificar el tipo de evento según los resultados. De esta manera se puede hacer un acercamiento al tipo de estrella que era que tamaño tenía que elementos fabricaba en el último momento, que la hizo explotar y que posibles efectos tenga en nuestro planeta. Así que luego de muchas investigaciones se ha llegado a una clasificación de las explosiones en dos tipos diferentes las supernovas tipo Ia que no liberan hidrogeno y son uniformes en tamaño y luminosidad; y las supernovas tipo II que liberan grandes cantidades de hidrogeno y sus tamaños y luminosidad varían en gran medida. Las del primer tipo como la del grafico suceden cuando en un sistema binario una de las estrellas es mucho más densa que la otra (una enana blanca) y por atracción gravitacional le roba a su compañera parte de su masa hasta que alcanza el límite de masa critico (\*) donde colapsa sobre si misma explotando violentamente como supernova; todo ocurre en cuestión de segundos alcanzando la formidable cantidad de temperatura 1650 millones de grados K. Los científicos han descubierto que la presencia de dos estrellas es el sello característico de este tipo de supernovas. \* llamado límite de chandrasekhar equivalente a 1.4 masas solares Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un sistema binario esté constituido por una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas La supernovas de tipo Ia son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar, sólo se producirían en sistemas binarios compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes, pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor que la masa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han de estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de Roche puedan ser invadidos por la envoltura de la gigante roja en expansión. De ser posible, la envoltura de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto cerraría aún más la binaria, lo cual aumentaría el ritmo de la acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, ocurriría el fenómeno de nova periódica. También puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusión de dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola acretar la suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio, pueden superar la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Puede llegar un momento en el que una de las dos enanas (la menos masiva), se disgregue y forme un toro (forma de «dónut») alrededor de la otra estrella. Después, el material del disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos se produciría la quema prematura del carbono en la superficie. Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba. La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión). Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Los investigadores han concluido que las explosiones de supernovas de tipo II no son el resultado de explosiones de enanas blancas sino las explosiones de estrellas masivas de con masas 10 veces superiores a la del sol, lo interesante de estas súper explosiones además de su energía y su brillo es el remanente que queda de la explosión denominado estrella de neutrones. Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que requieren energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella. Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados por medio del fenómeno llamado captura de neutrones, o proceso-r. El núcleo se contrae tan rápido que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por un aluvión de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran las capas más interiores de dicha envoltura. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades enormes que se alcanzan en la «sopa» de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo súper compactado, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente. Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captura de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos. Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se puede ver en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos. Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso; si no, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de una supernova. En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas si llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. En las que acaban en agujeros negros, inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de ésta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, aunque este límite tampoco se conoce con exactitud. La energía desarrollada por una supernova de tipo II típica es de unos 1046 J (unos 100 foes. Un foe son 10 a la 44 julios) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, remitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta última es la energía detectable ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que, en este caso, el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo ia. La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía aún no se entiende bien. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión, o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar puede estar la fuerza centrífuga, que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían contribuir con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella. CIBERGRAFÍA: [[http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova]](http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova) [[https://www.youtube.com/watch?v=ePXsj-r\_cSw]](https://www.youtube.com/watch?v=ePXsj-r_cSw) El universo supernovas [[http://www.google.com.co/imgres?imgurl=&imgrefurl=http%3A%2F%2Fscience.nasa.gov%2Fscience-news%2Fscience-at-nasa%2F2007%2F07may\_bigsupernova%2F&h=0&w=0&sz=1&tbnid=iQuSARx61yLRUM&tbnh=181&tbnw=279&zoom=1&docid=6ywjkqJTBuBtDM&hl=es-419&ei=JysIUp38Ao-y9gTW1oDgBQ&ved=0CAIQsCU\#imgdii=iQuSARx61yLRUM%3A%3Buadopu5PuAiGRM%3BiQuSARx61yLRUM%3A]](http://www.google.com.co/imgres?imgurl=&imgrefurl=http%3A%2F%2Fscience.nasa.gov%2Fscience-news%2Fscience-at-nasa%2F2007%2F07may_bigsupernova%2F&h=0&w=0&sz=1&tbnid=iQuSARx61yLRUM&tbnh=181&tbnw=279&zoom=1&docid=6ywjkqJTBuBtDM&hl=es-419&ei=JysIUp38Ao-y9gTW1oDgBQ&ved=0CAIQsCU#imgdii=iQuSARx61yLRUM%3A%3Buadopu5PuAiGRM%3BiQuSARx61yLRUM%3A) [[https://www.google.com.co/search?hl=es-419&site=imghp&tbm=isch&source=hp&biw=1366&bih=681&q=supernova+real&oq=supernova&gs\_l=img.1.2.0l10.703.11380.0.16133.21.14.4.3.4.0.212.1777.1j12j1.14.0\....0\...iac.1.24.img..2.19.1577.DEzb27pNskU\#facrc=0%3Bsupernova%20nasa&imgdii=\_&imgrc=\_]](https://www.google.com.co/search?hl=es-419&site=imghp&tbm=isch&source=hp&biw=1366&bih=681&q=supernova+real&oq=supernova&gs_l=img.1.2.0l10.703.11380.0.16133.21.14.4.3.4.0.212.1777.1j12j1.14.0....0...1ac.1.24.img..2.19.1577.DEzb27pNskU#facrc=0%3Bsupernova%20nasa&imgdii=_&imgrc=_)