Supernovas

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I. Supernovas de Tipo I (Sin Hidrógeno)

Las supernovas de Tipo I se caracterizan por la ausencia de líneas de hidrógeno en sus espectros. Se dividen en tres subclases según la presencia de otros elementos:

A. Supernova de Tipo Ia (SN Ia)

• Estrella inicial: Una Enana Blanca de Carbono-Oxígeno en un sistema estelar binario. Una enana blanca es el remanente estelar denso que queda después de que una estrella de masa baja o intermedia (como nuestro Sol) ha agotado el combustible nuclear en su núcleo. Esencialmente, es el núcleo desnudo y caliente de una estrella muerta.  Ocurre cuando una estrella como el Sol, al final de su fase de gigante roja, expulsa sus capas exteriores de gas, formando una nebulosa planetaria. Lo que queda es el núcleo de carbono y oxígeno (a veces helio). Es decir, este tipo de supernovas la provoca una estrella de mediano o pequeño tamaño (como nuestro Sol) que forma parte de un sistema binario y ocurre lo que se describe a continuación.

• Descripción y Mecanismo Físico: Este tipo resulta de la detonación termonuclear completa de una Enana Blanca en un sistema binario. La Enana Blanca acreta material de su estrella compañera ("le roba material a la compañera") hasta que su masa excede el Límite de Chandrasekhar, que es es la masa máxima teórica que puede soportar una Enana Blanca mediante la presión de degeneración de electrones. Su valor es de aproximadamente 1.4 masas solares  (1.4 M). En el núcleo de una Enana Blanca, la fuerza de la gravedad intenta colapsar la estrella, pero esta es contrarrestada por la presión de degeneración de electrones, que es un fenómeno cuántico basado en el Principio de Exclusión de Pauli, que establece que dos electrones no pueden ocupar el mismo estado cuántico. Como los electrones son forzados a ocupar niveles de energía cada vez más altos en el núcleo ultra-denso, generan una inmensa presión hacia afuera que estabiliza a la estrella.

Cuando una enana blanca está "robando" material a su compañera del sistema binario,  al superar este límite de masa crítica, la presión y la temperatura en el núcleo de carbono y oxígeno son suficientes para iniciar una fusión nuclear explosiva e incontrolada que se propaga rápidamente, desintegrando la estrella por completo y no dejando ningún remanente.

• Espectro Característico: Ausencia de hidrógeno (ya fue expulsado en las capas exteriores al final de la fase "gigante roja"). Muestra una fuerte y distintiva línea de absorción del Silicio ionizado (Si II) cerca de su pico de luminosidad.

B. Supernovas de Tipo Ib y Ic (Colapso de Núcleo "Desnudas")

Son el resultado del colapso del núcleo de una estrella masiva, similar a las Tipo II, pero que han perdido sus capas externas de gas antes de la explosión.

• Estrella inicial: Una Estrella masiva (> 8M) que ha perdido sus capas de hidrógeno y/o helio.

• Descripción y Mecanismo Físico: Ambas ocurren por el colapso gravitatorio del núcleo de hierro de una estrella masiva (> 8M). El colapso genera una onda de choque que expulsa las capas externas. El factor distintivo es que la progenitora ha sido despojada de sus capas de gas por intensos vientos estelares o por interacción gravitatoria con una compañera binaria.

SN Ib

• Espectro Característico: Ausencia de hidrógeno, pero presencia de líneas de Helio neutro (He I). Indica que la estrella progenitora perdió su capa de hidrógeno, pero retuvo la de helio.

SN Ic

• Espectro Característico: Ausencia total de hidrógeno y Helio. Esto sugiere que la estrella progenitora perdió ambas capas, dejando expuesto su núcleo de carbono/oxígeno antes de colapsar. Las SN Ic son las más frecuentemente asociadas a los Estallidos de Rayos Gamma (GRBs).

II. Supernovas de Tipo II (Con Hidrógeno)

Las supernovas de Tipo II son las explosiones de colapso de núcleo más comunes y se definen por la presencia de líneas de hidrógeno en sus espectros.

• Progenitor: Una Estrella supergigante masiva (> 8M) con sus capas de hidrógeno intactas.

• Mecanismo Físico: El proceso se inicia cuando la estrella agota el hidrógeno y el helio en su núcleo y comienza a fusionar elementos cada vez más pesados en capas concéntricas (como una "cebolla"). Este proceso de nucleosíntesis culmina con la formación de un núcleo inerte de hierro (Fe).

  • • Núcleo de Hierro: La fusión del hierro no libera energía, sino que la consume.

    • Pérdida de Presión: Sin energía de la fusión que contrarreste la inmensa gravedad, el núcleo de hierro se vuelve inestable y comienza a colapsar (a implosionar) a velocidades cercanas a la de la luz.

    • Formación de la Estrella de Neutrones: El colapso se detiene violentamente cuando la densidad del núcleo alcanza la densidad nuclear, comprimiendo protones y electrones para formar neutrones . En este punto, la presión de degeneración de neutrones es la única fuerza capaz de frenar la implosión.

    • La Onda de Choque: El núcleo exterior que cae "rebota" contra este núcleo de neutrones recién formado, generando una poderosa onda de choque que se propaga hacia afuera a través de las capas externas de la estrella, expulsándolas violentamente al espacio. Esta eyección es la explosión visible de la supernova.

    • Remanente: El núcleo colapsado se convierte en una Estrella de Neutrones o, si la masa es lo suficientemente grande (típicamente si la estrella inicial supera las 25M), la gravedad será tan abrumadora que el colapso continuará, formando un Agujero Negro. 

• Espectro Característico: Presencia de las líneas de Balmer de hidrógeno.

Se subclasifican según la forma de su curva de luz (cómo varía su brillo con el tiempo):

A. Supernova de Tipo II-P (Plateau/Meseta)

• Curva de Luz: Muestran una meseta (plateau) en su curva de luz de brillo casi constante, que dura aproximadamente 80 a 100 días. Esto se debe a la energía liberada por la recombinación del hidrógeno ionizado en su vasta envoltura. Son el subtipo más común.

B. Supernova de Tipo II-L (Lineal)

• Curva de Luz: Su brillo decae de manera lineal y rápida después de alcanzar su máximo. Esto indica que la envoltura de hidrógeno es menor en comparación con las Tipo II-P.

Nova (Estrella "Nueva")

Una nova ocurre en un sistema estelar binario donde una enana blanca (el remanente denso de una estrella de baja o mediana masa) está orbitando muy cerca de una estrella compañera. Al igual que en una supernova tipo Ia, la enana blanca roba material (principalmente hidrógeno) de su compañera debido a su intensa gravedad que se acumula en la superficie. Cuando la capa de hidrógeno alcanza una temperatura y presión críticas se produce una fusión nuclear explosiva descontrolada que expulsa la capa superficial de gas al espacio, lo que causa un aumento brusco de brillo. 

Lo más destacado y lo que la diferencia de la supernova Ia es que la enana blanca permanece intacta y el ciclo de acreción y explosión puede repetirse (novas recurrentes). Es decir, en este caso solo se expulsa de forma explosiva las capas exteriores que ha ido "robando" a la estrella compañera.