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Autor: León Villán E.
Socio N° 849
NOTA: este artículo fue seleccionado del boletín oficial de ACHAYA de abril de 1987.
Este fenómeno consiste en el rápido y exagerado aumento de brillo de una estrella, denominada progenitor de la estrella resultante. Tal incremento lleva al progenitor a magnitudes absolutas entre -16 y -21, en promedio, 10.000 veces más luminosa que una nova normal.
La dificultad para estudiar este fenómeno yace en su rareza (30 a 100 por milenio por galaxia) y, especialmente, en la imposibilidad de conocer al progenitor Si bien de nuestra galaxia poco podemos esperar, disponemos de millones de otras que, en conjunto, pueden darnos un elevado número de eventos, pro, y con mayor razón, ninguna esperanza de conocer la fuente del fenómeno que nos ocupa. Estas circunstancias explican la importancia asignada a la supernova de la Nube Mayor de Magallanes: se conocerá al progenitor y, cuando el fenómeno se aquiete, será posible continuar estudiando los remanentes inmediatos.
La estadística anotada, así como lo que sabemos acerca delas supernovas, se origina en el estudio de las denominadas supernovas históricas (no más de cinco), entre ellas la de 1054 (del Toro), la de 1572 (de Kepler), etc. y las detectadas en galaxias externas (unas 380 hasta 1979).
Como en todo orden de cosas, el hombre ha elaborado una clasificación de las supernovas, distinguiendo dos tipos, I y II, que se diferencian por la forma y amplitud de las curvas de luz, y por cualidades más sutiles como son las características espectrales. Destaca el tipo II por ser más abundante, dos magnitudes en promedio menos brillantes y por permanecer menos tiempo en el máximo.
Respecto a las causas de la explosión estelar, se acepta, en líneas generales, los siguientes modelos:
Una estrella que llega a las últimas etapas de consumo de hidrógeno, con una masa similar a la solar, entra aun proceso durante el cual el núcleo se contrae, y las capas externas se expanden: nace una gigante roja. Eventualmente las capas externas son expulsadas "suavemente" dando origen a una nebulosa planetaria quedando la estrella reducida a una enana blanca.
Se cree que las supernovas tipo I proviene de un sistema binario que transcurre una evolución normal pero, cuando una de las componentes se adelanta en llegar al estadio enana blanca "tragará" ávidamente la atmósfera expandida de su compañera gigante, y excederá el límite de 1.44 masas solares. Esto hará que el núcleo colapse con violencia llegando a explotar. Quedará una gigante y una fuente de rayos X.
Para estrellas solitarias, si son mucho más masivas en su ancianidad que el Sol, serán capaces de consumir He y más tarde carbono. La combustión de este último elemento es muy inestable pudiendo terminar en la rápida y violenta destrucción total de la estrella quedando sólo una tumultuosa nube de gases. Si la combustión logra equilibrarse, el sucesivo aumento de temperatura, fruto de la contracción, hará aumentar la producción de neutrinos que se llevarán parte de la energía interna permitiendo una mayor contracción. Este proceso culmina con la expulsión de la corteza estelar quedando, como remanente, un pulsar o un hoyo negro. |
