Una supernova (plural del : las supernovas del o las supernovas del ) son una explosión estelar que crea extremadamente un objeto luminoso . Una supernova causa una explosión de la radiación que pueda eclipsar breve su galaxia entera del anfitrión antes de descolorarse de la visión durante varias semanas o meses. Durante este intervalo corto, una supernova puede irradiar tanta energía como el Sun emitiría durante 10 mil millones años. La explosión expele mucho o todo el material de una estrella en una velocidad hasta de un décima la velocidad de la luz, conduciendo una onda expansiva en el medio interestelar circundante. Esta onda expansiva barre una cáscara de extensión del gas y del polvo llamados un remanente de la supernova.
Varios tipos de supernovas existen que se puedan accionar en una de dos maneras, implicando cualquier apagar o repentinamente girar la producción de energía con la fusión nuclear . Después de la base de un que envejece la estrella masiva del deja de generar energía de la fusión nuclear, él puede experimentar el derrumbamiento gravitacional repentino en una estrella de neutrón o el calabozo, lanzando la energía potencial gravitacional que calienta y expele las capas externas de la estrella. Alternativo, una estrella del enano blanco puede acumular el suficiente material de un compañero estelar (generalmente con el aumento, raramente vía una fusión) para levantar su temperatura de base bastante al enciende la fusión del carbón del, en cuyo punto experimenta la fusión nuclear del fugitivo, interrumpiéndolo totalmente. Corazones estelares cuyos hornos tienen derrumbamiento permanentemente salido cuando sus masas exceden el límite de Chandrasekhar, mientras que los enanos blancos del acrecentamiento encienden mientras que se acercan a este límite (áspero 1.38 veces la masa del Sun ). Los enanos blancos están también conforme a un tipo diverso, mucho más pequeño de termonuclear de la explosión aprovisionado de combustible por el hidrógeno en sus superficies llamadas una Nova . Las estrellas solitarias con una masa debajo de aproximadamente nueve y desempeñan un papel significativo en el enriquecimiento del medio interestelar con los elementos pesados . Además, las ondas expansivas de extensión de explosiones de la supernova pueden accionar la formación de nuevas estrellas.
La Nova (Novas plurales ) significa el " new" en el latino, refiriéndose a qué aparece ser una nueva estrella muy brillante que brilla en la esfera celestial ; el " del prefijo ; estupendo-" distingue las supernovas de las Novas ordinarias que también implican una estrella que aumenta en brillo, aunque en un grado inferior y a través de un diverso mecanismo. Según el diccionario colegial de Merriam-Webster, la supernova del de la palabra primero fue utilizada en la impresión en 1926.
Historia de la observación
considera también: Historia la observación de la supernova La supernova registrada más temprana, SN 185, fue vista por los astrónomos chinos en el ANUNCIO 185 . La supernova extensamente observada del SN 1054 produjo la nebulosa de cangrejo . El SN de las supernovas 1572 y SN 1604, el último que se observará en la galaxia de la manera lechosa, tenía efectos notables en el desarrollo de la astronomía en Europa porque fueron utilizados para sostener contra la idea aristotélica que el mundo más allá de la luna y de los planetas era inmutable.
Desde el desarrollo del telescopio, el campo del descubrimiento de la supernova ha agrandado a otras galaxias, comenzando con la observación 1885 S Andromedae de la supernova en la galaxia del Andromeda. Las supernovas proporcionan la información importante en distancias cosmológicas. Durante el vigésimo siglo, los modelos acertados para cada tipo de supernova fueron desarrollados, y la comprensión de los científicos del papel de supernovas en el proceso de la formación de estrella está creciendo.
Algunas de las supernovas más distantes observaron recientemente aparecido más déviles que esperado. Esto ha proporcionado evidencia que la extensión del universo puede acelerar .
Descubrimiento
Porque las supernovas son acontecimientos relativamente raros, ocurriendo alrededor una vez cada 50 los años en una galaxia tienen gusto de la manera lechosa, la mayoría del interés científico en supernovae— mientras que las velas estándar para la distancia de medición, porque el example— requieren una observación de su luminosidad máxima. Es por lo tanto importante descubrirlos mucho antes alcanzan su máximo. Los astrónomos aficionados, que exceden en número grandemente a astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en encontrar las supernovas, típicamente mirando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas a fotografías anteriores.Hacia el extremo del vigésimo siglo, de los astrónomos dados vuelta cada vez más a los telescopios controlados por ordenador y CCDs para las supernovas de la caza. Mientras que tales sistemas son populares entre los aficionados, hay también instalaciones más grandes como el telescopio automático de la proyección de imagen de Katzman. Recientemente, el proyecto del sistema de alerta rápida (SNEWS) de la supernova también ha comenzado usar una red de los detectores del neutrino a dar la detección temprana de una supernova en la galaxia de la manera lechosa. Un neutrino es una partícula que es producida en grandes cantidades por una explosión de la supernova, y no es obscurecida por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico.
Las búsquedas de la supernova bajan en dos clases: ésos se centraron en acontecimientos relativamente próximos y ésos que buscaban explosiones más lejos lejos. Debido a la extensión del universo, la distancia a un objeto alejado con un espectro de emisión sabido puede ser estimada midiendo su cambio de Doppler (o el desplazamiento hacia el rojo ); en los objetos medios, más distantes retroceder con mayor velocidad que eso próxima, y así que tener un desplazamiento hacia el rojo más alto. Así la búsqueda está partida entre el alto desplazamiento hacia el rojo y el desplazamiento hacia el rojo bajo, con el límite bajando alrededor de una gama del desplazamiento hacia el rojo de del z ; = 0.3— donde está una medida el z sin dimensiones del cambio de frecuencia del espectro.
Las altas búsquedas del desplazamiento hacia el rojo para las supernovas implican generalmente la observación de las curvas de la luz de la supernova. Éstos son útiles para que el estándar o las velas calibradas genere los diagramas de Hubble y haga predicciones cosmológicas. En el desplazamiento hacia el rojo bajo, la espectroscopia de la supernova es más práctica que en el alto desplazamiento hacia el rojo, y ésta se utiliza para estudiar la física y los ambientes de supernovas. Las observaciones bajas del desplazamiento hacia el rojo también anclan el extremo bajo de la distancia de la curva de Hubble, que es un diagrama de la distancia contra el desplazamiento hacia el rojo para las galaxias visibles.
considera también:
la ley de Hubble
Convención de nombramiento
Los descubrimientos de la supernova se divulgan oficina central de s de la unión al astronómico internacional la 'para los telegramas astronómicos, que envía una circular con el nombre que le asigna. El nombre se forma por el año de descubrimiento, seguido inmediatamente por el o una designación two-letter. Las primeras 26 supernovas del año consiguen señaladas con una letra mayúscula de A al Z. Luego, los pares de letras minúsculas se utilizan, comenzando con el aa, ab, y así sucesivamente. Los astrónomos profesionales y aficionados encuentran varios cientos de supernovas por año (estos últimos años: 367 en 2005 y 551 de 2006). Por ejemplo, la supernova pasada de 2005 era el SN 2005nc, indicando que era la 367a supernova encontrada en 2005.Las supernovas históricas se saben simplemente por el año que ocurrieron: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Nova de Tycho), y SN 1604 (estrella de Kepler). Comenzando en 1885, se utiliza la notación de letra, incluso si había solamente una supernova descubrió este último de ese †del año (e. SN 1885A, 1907A, etc.)” sucedido con el SN 1947A. El " estándar de la abreviatura; SN" es un prefijo opcional.
Clasificación
Como parte de la tentativa de entender las supernovas, los astrónomos las han clasificado según las rayas de absorción de diversos elementos químicos que aparecen en sus espectros . El primer elemento para una división es la presencia o la ausencia de una línea causada por el hidrógeno . Si el espectro de una supernova contiene una línea de hidrógeno (conocido como la serie de Balmer en la porción visual del espectro) es clasificado Type II ; si no es Type I . Entre esos tipos, hay subdivisiones según la presencia de líneas de otros elementos y de la forma de la curva (un gráfico de la luz evidente de la magnitud de la supernova contra tiempo de ).
Modelos actuales
Mecanografiar Ia
considera también: Tipo
l de la supernova de Ia
Hay varios medios por los cuales una supernova de este tipo puede formar, pero comparten un mecanismo subyacente común. Si un carbón - el enano blanco del oxígeno acrecentó bastante materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar alrededor de 1.38 Name=" solar de la referencia de las masas ; Mazzali2007" /> (para una estrella no-giratoria), podría apoyar el bulto de su plasma con la presión de la degeneración del electrón y comenzaría no más a derrumbarse. Sin embargo, la visión actual es que este límite no es logrado normalmente; la temperatura y la densidad cada vez mayores dentro de la base encienden la fusión del carbón del mientras que la estrella se acerca al límite (en approximadamente al 1%), antes de que se inicie el derrumbamiento. para desatar la estrella en una explosión de la supernova. Una onda expansiva exterior de extensión se genera, con velocidades que alcanzan de la materia en la orden de 5,000†“20,000 km/s, o el áspero 3% de la velocidad de la luz. Hay también un aumento significativo en la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de -19.3 (o 5 mil millones veces más brillante que el Sun), con poca variación.
Un modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema cercano de la estrella binaria . El más grande de las dos estrellas es el primer a desarrollarse de secuencia principal, y se amplía para formar un gigante rojo . Las dos estrellas ahora comparten un sobre común, haciendo su órbita mutua encogerse. La estrella gigante entonces vierte la mayor parte de su sobre, masa perdidosa hasta que pueda continuar no más la fusión nuclear . A este punto se convierte en una estrella enana blanca, integrada sobre todo por el carbón y el oxígeno. La estrella secundaria también se desarrolla eventual del de secuencia principal para formar un gigante rojo. La materia del gigante es acrecentada por el enano blanco, haciendo a los estes 3ultimo aumentar de Massachusetts.
Otro modelo para la formación de un tipo explosión de Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, con la masa combinada excediendo momentáneamente el límite de Chandrasekhar. Un enano blanco podría también acrecentar materia de otros tipos de compañeros, incluyendo una estrella de secuencia principal (si la órbita está suficientemente cercana).
El tipo supernovas de Ia sigue un †característico de la curva de la luz” el gráfico de la luminosidad en función del time— después de la explosión. Esta luminosidad es generada por el decaimiento radiactivo del cobalto directo -56 del níquel -56 a la vela estándar del hierro -56. para medir la distancia a su anfitrión galaxias . Sin embargo, los descubrimientos recientes revelan que pueden de hecho no ser velas estándar, y tienen una variación teórica hasta el 250%, con una variación observada natural de el 12% o más.
Mecanografiar Ib y el Ic
considera también:
las supernovas del tipo Ib y del Ic Estos acontecimientos, como las supernovas de Type II, es probablemente estrellas masivas que funcionan del combustible en sus centros; sin embargo, los progenitores de Types Ib y el Ic han perdido la mayor parte de sus sobres externos (del hidrógeno) debido a los vientos estelares fuerte o bien de la interacción con un compañero. Type Las supernovas de Ib son probablemente el resultado del derrumbamiento de una estrella masiva del Lobo-Rayet. Hay una cierta evidencia el ese alguno por ciento del Type Las supernovas del Ic pueden ser los progenitores de las explosiones (GRB) del rayo gama, aunque también se cree que cualesquiera hidrógeno-pelados, Type La supernova de Ib o del Ic podía ser un GRB, dependiente sobre la geometría de la explosión.
Tipo II
considera también: Tipo
l de la supernova de II
¡información detallada sobre el " Tipo supernova" de II; artículo principal ligado arriba. --> Las estrellas con por lo menos nueve masas solares de material se desarrollan en una manera compleja. En la base de la estrella, el hidrógeno está fundido en el helio y la energía termal lanzada crea una presión exterior, que mantiene la base en el equilibrio hidrostático y previene derrumbamiento.
Cuando la fuente de la base de hidrógeno se agota, esta presión exterior se crea no más. La base comienza al derrumbamiento, causando una subida en la temperatura y la presión que llega a ser bastante grande encender el helio y comenzar a helio-a ciclo de la fusión del carbón, creando la suficiente presión exterior para parar el derrumbamiento. La base amplía y refresca levemente, con una capa externa de la hidrógeno-fusión, y una presión más caliente, más alta, centro de la helio-fusión. (Otros elementos tales como magnesio, sulfuro y calcio también se crean y se queman en algunos casos en estas reacciones posteriores.)
Este proceso repite varias veces, y cada vez que se derrumba la base y el derrumbamiento es parado por la ignición de otro proceso que implica núcleos más masivos y temperaturas y presiones más altas. Cada capa es prevenida de derrumbamiento por el calor y la presión exterior del proceso de la fusión en la capa siguiente interna; cada capa también quema más caliente y más aprisa que el un &ndash anterior; la quemadura final del silicio a niquelar consume su combustible adentro alrededor un día, o algunos días. La estrella se acoda como una cebolla, con el burning de los elementos más fácilmente fundidos que ocurren en cáscaras más grandes.
En el estado avanzado, elementos cada vez más más pesados experimentan la fusión nuclear, y la energía de enlace de los núcleos relevantes aumenta. La fusión produce progresivamente niveles inferiores de la energía, y también en una fotodesintegración más alta de las energías de la base y la captura de electrón ocurrir que hagan pérdida de energía en la base y una aceleración general de los procesos de la fusión mantener el equilibrio . Consecuentemente, una base ferro- se acumula que no puede producir cualquier presión exterior más otra sobre una escala necesaria para apoyar el resto de la estructura. Puede apoyar solamente la masa de sobreposición de la estrella con la presión de la degeneración de los electrones en la base. Si la estrella es suficientemente grande, después la base del hierro-níquel excederá eventual el límite de Chandrasekhar (las masas solares 1.38, en cuyo punto este mecanismo falla catastrófico. Las fuerzas que llevan a cabo núcleos atómicos separados en la capa íntima de la base llevan repentinamente, el de la base implodes debido a su propia masa, y ninguÌn otro proceso de la fusión puede encender o prevenir derrumbamiento este vez. dando por resultado un aumento rápido en temperatura y densidad. Los procesos de la pérdida de energía que funcionan en la base dejan de estar en equilibrio. Con la fotodesintegración, los rayos gama descomponen el hierro en núcleos del helio y energía absorbente libre de los neutrones, mientras que los electrones y los protones se combinan vía la captura de electrón, produciendo los neutrones y los neutrinos del electrón que se escapan.
En un tipo típico supernova de II, la base recién formado del neutrón tiene una temperatura inicial de cerca de 100 mil millones Kelvins (100 GK); 105 mide el tiempo de la temperatura de la base del sol. Mucha de esta energía termal se debe verter para que una estrella de neutrón estable forme (si no los neutrones " away" de la ebullición;), y esto es lograda por otro lanzamiento de neutrinos. Estos neutrinos “termales” forman como los pares del neutrino-antineutrino de todo el condimentan, y suman varias veces el número de neutrinos de la captura electrónica. Sobre 1046 julios de energy&mdash gravitacional; el cerca de 10% del mass&mdash del resto de la estrella; se convierte en una diez-segunda explosión de neutrinos; la salida principal del acontecimiento. Éstos llevan energía de la base y aceleran el derrumbamiento, mientras que algunos neutrinos son absorbidos por las capas externas de la estrella y comienzan la explosión de la supernova.
La base interna alcanza eventual diámetro de típicamente 30 kilómetros, en la base externa mientras que la energía se pierde con la disociación de elementos pesados, y un proceso que no se entiende claramente es necesario permitir que las capas externas de la base reabsorben alrededor de 1044 julios (1 enemigo ) de la energía, produciendo la explosión visible. La investigación actual se enfoca sobre el los efectos magnéticos rotatorios de y como la base para este proceso. (Este tipo de derrumbamiento es una de muchas explicaciones del candidato para el € de las explosiones del rayo gama” que produce una explosión grande de los rayos gama con una explosión teórica inmóvil de Hypernova .) La masa limitadora teórica para este tipo de panorama del derrumbamiento de la base era estimada alrededor de 40†“50 masas solares.
Sobre 50 masas solares, las estrellas fueron creídas para derrumbarse directo en un calabozo sin la formación de una explosión de la supernova, aunque las incertidumbres en modelos del derrumbamiento de la supernova hagan el cálculo exacto de estos límites difícil. De hecho la evidencia reciente ha demostrado a estrellas aproximadamente 140†“250 masas solares, con una proporción relativamente baja de elementos más masivos que el helio, puede ser capaz de formar las supernovas de la Par-inestabilidad sin irse detrás de un remanente del calabozo. Este tipo raro de supernova es formado por un mecanismo alterno (parcialmente análogo a el del tipo explosiones de Ia) que no requiera una base de hierro. Un ejemplo es el tipo SN 2006gy de la supernova de II, con las 150 masas solares estimadas, que demostraron la explosión de una estrella tan masiva diferenciaron fundamental de predicciones teóricas anteriores.
Curvas ligeras y espectros inusuales
Las curvas de la luz para Type Las supernovas II son distinguidas por la presencia de las rayas de absorción de Balmer del hidrógeno en los espectros. Estas curvas ligeras tienen un índice de decaimiento medio de 0.008 magnitudes por día; bajar mucho que la tarifa de decaimiento para Type Supernovas I. El tipo II se subdivide en dos clases, dependiendo de si hay una meseta en su curva ligera (Type II-P) o una tarifa de decaimiento linear (Type II-L). La tarifa de decaimiento neta es más alta en 0.012 magnitudes por el día para Type II-L comparado a 0.0075 magnitudes por el día para Type II-P. La diferencia en la forma de las curvas ligeras se cree para ser causada, en el caso de Type Supernovas de II-L, por la expulsión la mayor parte de del sobre del hidrógeno de la estrella del progenitor.Del Type Supernovas II con las características inusuales en sus espectros, Type Las supernovas de IIn se pueden producir por la interacción de las deyecciones con el material circumstellar. Type Las supernovas de IIb son probablemente las estrellas masivas que han perdido la mayoría, pero no todos, sus sobres del hidrógeno a través de desmontaje de marea al lado de una estrella de compañero. Como las deyecciones de un Type IIb se amplía, la capa del hidrógeno se convierte rápidamente óptico delgadamente y revela las capas más profundas.
Asimetría
Las supernovas circundantes de un rompecabezas de muchos años han sido una necesidad de explicar porqué que sigue habiendo el objeto compacto después de la explosión se da una velocidad grande lejos de la base. (las estrellas de neutrón se observan, como pulsares para tener altas velocidades; Los calabozos hacen probablemente también, pero son lejos más duros de observar en el aislamiento.) Este retroceso puede ser substancial, propulsando un objeto más que una masa solar en una velocidad de 500 km/s o mayor. Esta dislocación se cree para ser causada por una asimetría en la explosión, pero el mecanismo por el cual este ímpetu es transferido al objeto compacto ha seguido siendo un rompecabezas. Algunas explicaciones para este retroceso incluyen la convección en la producción de la estrella que se derrumba y del jet durante la formación de estrella de neutrón.Una explicación para la asimetría en la explosión es convección en grande sobre la base. La convección puede crear variaciones en la abundancia de elementos local, dando por resultado el burning nuclear desigual durante el derrumbamiento, despide y explosión resultante.
Otra explicación es que el aumento del gas sobre la estrella de neutrón central puede crear un disco que conduzca los jets alto direccionales, propulsando la materia en una alta velocidad de la estrella, y conduciendo los choques transversales que interrumpen totalmente la estrella. Estos jets pudieron desempeñar un papel crucial en la explosión resultante de la supernova. (El modelo similar de A ahora se favorece para explicar las explosiones largas del rayo gama.)
Las asimetrías iniciales también se han confirmado en Type Explosiones de la supernova de Ia con la observación. Este resultado puede significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova puede depender del ángulo de visión. Sin embargo, la explosión llega a ser más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas son perceptibles midiendo la polarización de la luz emitida.
Mecanografiar el vis-à de Ia; - derrumbamiento de la base de vis
Porque tienen un modelo funcional similar, Types Ib, Ic y vario Types Las supernovas II colectivamente se llaman las supernovas de Core Collapse. Una diferencia fundamental entre Type Ia y las supernovas del derrumbamiento de la base es la fuente de energía para la radiación emitida cerca del pico de la curva ligera. Los progenitores de las supernovas del derrumbamiento de la base son estrellas con los sobres extendidos que pueden lograr un grado de transparencia con relativamente una pequeña cantidad de extensión. La mayor parte de la energía que acciona la emisión en la luz máxima se deriva de la onda expansiva que calienta y expulsa el sobre.Los progenitores de Type Las supernovas de Ia, por una parte, son objetos compactos, mucho más pequeños (pero más masivos) que el Sun, que debe ampliarse (y por lo tanto refrescarse) enorme antes de llegar a ser transparente. El calor de la explosión se disipa en la extensión y no está disponible para la producción ligera. La radiación emitida por Type Las supernovas de Ia son así enteramente atribuibles al decaimiento de los radionúclidos producidos en la explosión; principalmente níquel -56 (con un período de 6.1 días) y su cobalto -56 de la hija (con un período de 77 días). Los rayos gama emitidos durante este decaimiento nuclear son absorbidos por el material expulsado, calentándolo a la incandescencia .
Mientras que el material expulsado por una supernova del derrumbamiento de la base se amplía y se refresca, el decaimiento radiactivo asume el control eventual como la fuente de energía principal para la emisión ligera en este caso también. Un Type brillante; La supernova de Ia puede expeler 0.0 Masas solares de nickel-56, mientras que una supernova del derrumbamiento de la base expulsa probablemente más cercano a 0.1 masa solar de nickel-56.
Impacto interestelar
Fuente de elementos pesados
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l nucleosynthesis de la supernova Las supernovas son una fuente dominante de los elementos más pesados que el oxígeno . Estos elementos son producidos por la fusión nuclear (para el hierro -56 y elementos más ligeros), y por el Nucleosynthesis durante la explosión de la supernova para los elementos más pesados que el hierro. La supernova es la más probable, aunque sea no indiscutible, los sitios del candidato para el R-proceso, que es una forma rápida de nucleosynthesis que ocurra bajo condiciones de alta temperatura y de la alta densidad de neutrones. Las reacciones producen los núcleos alto inestables que son ricos en formas de los neutrones estas son el decaimiento beta inestable y rápido en formas más estables.
La reacción del r-proceso, que es probable ocurrir en el tipo supernovas de II, produce sobre mitad de toda la abundancia del elemento más allá del hierro, incluyendo el plutonio, el uranio y el californio . El único el otro proceso competente importante para producir los elementos más pesados que el hierro es el S-proceso en estrellas gigantes rojas grandes, viejas, que produce estos elementos mucho más lentamente, y que no pueden producir los elementos más pesados que el plomo .
Papel en la evolución estelar
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el remanente de la supernova El remanente de una explosión de la supernova consiste en un objeto compacto y una onda expansiva rápido de extensión del material. Esta nube del material barre el medio interestelar circundante durante una fase libre de la extensión, que puede durar por hasta dos siglos. La onda entonces experimenta gradualmente un período de la extensión adibática, y lentamente se refrescará y se mezclará con el medio interestelar circundante durante cerca de 10.
En la astronomía estándar, el Big Bang hidrógeno producido, helio, y rastros del litio, mientras que todos los elementos más pesados se sintetizan en estrellas y supernovas. Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con el metal s del, que para los medios de los astrónomos todos los elementos con excepción del hidrógeno y del helio y son una diversa definición que ése utilizó en química.
Estos elementos inyectados enriquecen en última instancia las nubes moleculares que son los sitios de la formación de estrella. Así, cada generación estelar tiene una composición levemente diversa, yendo de una mezcla casi pura de hidrógeno y de helio a una composición metal-más rica. Las supernovas son el mecanismo dominante para distribuir estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su período de fusión nuclear, a través del espacio. La diversa abundancia de elementos en el material que forma una estrella tiene influencias importantes en la vida de la estrella, y puede decisivo influenciar la posibilidad del tener planetas el mover en órbita alrededor de ella.
La energía cinética de un remanente de extensión de la supernova puede accionar la formación de estrella debido a la compresión de cerca, las nubes moleculares densas en espacio. El aumento en la presión turbulenta puede también prevenir la formación de estrella si la nube no puede perder exceso de la energía.
La evidencia de productos derivados de los isótopos radiactivos de breve duración demuestra que una supernova próxima ayudada a determinar la composición de la Sistema Solar 4.5 hace mil millones años, y puede incluso haber accionado la formación de este sistema. La producción de la supernova de elementos pesados durante periodos de tiempo astronómicos en última instancia hizo la química de la vida en la tierra posible.
Impacto en la tierra
Una supernova de la cercano-Tierra del es una explosión resultando de la muerte de una estrella que ocurra cerca bastante a la tierra (áspero menos que 100 Años luz lejos) para tener efectos sensibles en su biosfera . Los rayos gama son responsables la mayor parte de los efectos nocivos que una supernova puede tener en un planeta terrestre vivo. En el caso de la tierra, los rayos gama inducen una reacción química en la atmósfera superior, convirtiendo el nitrógeno molecular en los óxidos de nitrógeno que agotan la capa de ozono bastante para exponer la superficie al dañoso la radiación cósmica solar de y. La explosión del rayo gama de una explosión próxima de la supernova se ha propuesto como la causa de la extinción del Ordovician del final, que dio lugar a la muerte de el casi 60% de la vida oceánica en la tierra.La especulación en cuanto a los efectos de una supernova próxima en la tierra se centra a menudo en las estrellas grandes como Type Candidatos de la supernova II. Varias estrellas prominentes dentro de unas centenas años ligeros del Sun son candidatos a las supernovas que se convierten adentro tan pequeñas como un milenio. Un ejemplo es el Betelgeuse, un 427 supergigante rojo; años luz de la tierra. Aunque spectacular, este " predictable" las supernovas se piensan para tener poco potencial para afectar a la tierra.
Las estimaciones recientes predicen que un Type La supernova II tendría que estar más cercana de ocho parsec (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la tierra. Tales estimaciones se refieren sobre todo al modelado atmosférico y consideraban solamente el flujo sabido de la radiación del SN 1987A, un Type Supernova II en la nube de Magellanic grande . Estimaciones del índice de ocurrencia de la supernova dentro de 10 los parsec de la tierra varían a partir una vez de cada 100 millones de años una vez todos a diez mil millones años.
Type Las supernovas de Ia son probablemente potencialmente las más peligrosas si ocurren cerca bastante a la tierra. Porque Type Las supernovas de Ia se presentan de las estrellas déviles, comunes del enano blanco, es probable que una supernova que podría afectar a la tierra ocurra imprevisible y ocurrirá en un sistema de la estrella que no esté bien estudiado. Una teoría sugiere que un Type La supernova de Ia tendría que estar más cercana que mil parsec (3300 años luz) para afectar a la tierra. El candidato conocido más cercano es el IK Pegasi (véase abajo).
En 1996, los astrónomos en la Universidad de Illinois en el Urbana-Chamán teorizaron que los rastros de últimas supernovas pudieron ser perceptibles en la tierra bajo la forma de firmas del isótopo del metal en los estratos de la roca. Posteriormente, el enriquecimiento iron-60 ha sido divulgado en la roca de alta mar del Océano Pacífico por los investigadores de la universidad técnica de Munich .
Candidatos de la manera lechosa
Varias estrellas grandes dentro de la manera lechosa se han sugerido como supernovas posibles en el plazo de mil a cientos millones de años próximos. Éstos incluyen rho Cassiopeiae, Eta Carinae, RS Ophiuchi, la estrella máxima KPD1930+2752, HD de Kitt Downes; 179821, IRC+10420, Canis Majoris VY, Betelgeuse, Antares, y Spica . WR 104, y ésos en el racimo del Quintuplet, también se consideran las estrellas posibles del precursor a una explosión de la supernova en “cerca” de futuro.El candidato más cercano de la supernova es el IK Pegasi (hora 8210), situado en una distancia solamente de 150 años luz. ¡Este sistema cercano-orbiting de la estrella binaria consiste en un star< de secuencia principal! -- no todavía desarrollado en un gigante rojo --> y un enano blanco, separado por solamente 31 million kilómetro . El enano tiene un igual total estimado a 1. Se piensa que vario millón de años pasarán antes de que el enano blanco pueda acrecentar la masa crítica requerida hacer un Type Supernova de Ia.
Ver también
Remanente de la supernovaLista de los remanente de la supernova
Nova enana
Cronología de los enanos blancos, de las estrellas de neutrón, y de las supernovas
Supernova de Champán (astronomía)
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