Supernova

Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604.

Una supernova (del latn nova, nueva) es una explosin estelar que puede manifestarse
de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no
se haba detectado nada en particular. Por esta razn, a eventos de esta naturaleza se los
llam inicialmente stellae novae (estrellas nuevas) o simplemente novae. Con el tiempo
se hizo la distincin entre fenmenos aparentemente similares pero de luminosidad
intrnseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamndose novae (novas), en
tanto que a los ms luminosos se les agreg el prefijo super-.

Este trmino fue utilizado desde la antigedad para indicar la explosin de una estrella
blanca y pequeas en sus capas externas, las cuales producen una luminosidad que puede
aumentar 100.000 veces su brillo original. Esta luminosidad dura unos pocos das y, en
ocasiones, puede ser observada a simple vista desde la Tierra. Al ver un nuevo resplandor
en el cielo, los seres humanos crean que haba aparecido una nueva estrella. En el mes de
agosto de 1975, apareci una nova que pudo ser observada a simple vista desde la Tierra,
durante algunos das. Esta nova surgi de la explosin de una gigante roja.

Las supernovas producen destellos de luz intenssimos que pueden durar desde varias
semanas a varios meses. Se caracterizan por un rpido aumento de la intensidad luminosa
hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el resto de la galaxia. Posteriormente su
brillo decrece de forma ms o menos suave hasta desaparecer completamente.
Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no
pueden desarrollar reacciones termonucleares en su ncleo, y que son incapaces de
sostenerse por la presin de degeneracin de los electrones, lo que las lleva a contraerse
repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisin de energa. Otro
proceso ms violento an, capaz de generar destellos incluso mucho ms intensos, puede
suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente
masa de su compaera como para superar el lmite de Chandrasekhar y proceder a la fusin
instantnea de todo su ncleo: esto dispara una explosin termonuclear que expulsa casi
todo, si no todo, el material que la formaba.

La explosin de supernova provoca la expulsin 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 explosin alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede
desencadenar la formacin de nuevas nebulosas solares que originan, despus de cierto
tiempo, nuevos sistemas estelares (quiz con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas
con los elementos procedentes de la explosin).

Estos residuos estelares en expansin se denominan remanentes y pueden tener o no un

objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminar por diluirse en el medio
interestelar al cabo de millones de aos. Un ejemplo es RCW 86.

Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energa. Esto ha resultado en la
adopcin del foe (1044 J) como unidad estndar de energa en el estudio de supernovas.

Clasificacin
Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando la supernova 1994D abajo a la
izquierda y la galaxia NGC 4526.

La clasificacin de las supernovas tiene razones histricas, y naci de los primeros intentos,
por parte de los astrnomos, de comprenderlas; es as como se empez agrupndolas de
acuerdo a las lneas de absorcin de diferentes elementos qumicos que aparecen en sus
espectros.

La primera clave para la divisin es la presencia o ausencia de hidrgeno. Si el espectro de

una supernova no contiene una lnea de hidrgeno es clasificada como tipo I; de lo
contrario, se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay tambin subdivisiones de acuerdo a la presencia
de otras lneas.

ndice

Tipo I:
Sin lneas de Balmer del hidrgeno
Tipo Ia
Lnea Si II a 615,0 nm
Tipo Ib
Lnea He I a 587,6 nm
Tipo Ic
Sin lneas del helio

Tipo II:
Con lneas de Balmer del hidrgeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L
Decrecimiento lineal
Tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son, por mucho, las ms potentes de todas, pudiendo emitir un
brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreacin artstica).

Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una lnea de silicio en el
espectro. La teora ms aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el
resultado de la acrecin de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxgeno desde
una estrella compaera, 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 tendrn una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una
ms masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la ms 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 est constituido
por una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas
(ver: Evolucin estelar: gigantes rojas).

Esta envoltura, bsicamente de hidrgeno y helio, est poco cohesionada gravitatoriamente,

por lo que es capturada fcilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un
permetro de influencia, delimitado por una superficie equipotencial llamada lbulo de
Roche, en el que predomina su fuerza de gravedad. Si parte de la envoltura de la gigante
roja, que siempre est tendiendo a aumentar de volumen, invade el lbulo de la enana
blanca, ser atrada por sta.
El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa
superficial de hidrgeno (si esto ocurre, el fenmeno se conoce como nova). Si el ritmo de
acrecin es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el lmite de
Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de
sostener el objeto. El aumento de presin resulta en el colapso de la estrella, cuyas
temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusin del carbono en su ncleo. Esta
ignicin alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendindose rpidamente
hasta las capas ms externas. Dado que tienen muy poco hidrgeno en su superficie, ste se
ioniza rpidamente, volvindose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de
estos destellos luminosos. La manera en que propaga la energa de la explosin en el
interior de la enana es an objeto de debate entre los cientficos. Si bien se supone que la
fuente principal de energa est en el centro, se desconoce si existen otros puntos
simultneos de ignicin que generen ondas de choque convergentes que potencien el
rendimiento de la explosin. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-
Taylor parecen ser causa de una rpida propagacin del frente de ignicin en todo el
volumen de la estrella. Se desconoce cmo dicha ignicin hace su transicin de
deflagracin subsnica a detonacin supersnica.

Durante la detonacin se quema, en cuestin de segundos, una cantidad de carbono que a

una estrella normal le llevara siglos. Esta enorme energa libera una poderosa onda de
choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los
10.000 km/s. La energa liberada en la explosin tambin causa un aumento extremo en la
luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las ms luminosas de todas, emitiendo
alrededor de 1044 J (1 foe). Normalmente no quedan rastros de la estrella que origin el
cataclismo, sino slo restos de gas y polvo sobrecalentados en rpida expansin. La
desaparicin, por consiguiente, del campo gravitatorio de la enana blanca, produce un
cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si sta pudo sobrevivir a la detonacin. Al no
verse sometida a la fuerza de atraccin de la estrella destruida, la otra saldr disparada en la
direccin que segua en el momento del estallido, como si de una honda se tratase. Estas
estrellas fugitivas se pueden en principio detectar ya que deberan tener velocidades mucho
mayores que las de su entorno.

Vale la pena recalcar nuevamente que el mecanismo que produce las supernovas de tipo Ia
es, en cierto modo, similar al de las novas, pero en stas la enana blanca acreta materia ms
lentamente, encendindose su superficie antes de que la masa total alcance el lmite de
Chandrasekhar. Este fenmeno en general no causa el colapso de la enana blanca, por lo
que puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas.

Las supernovas de tipo Ia son fenmenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy
estrictos para su formacin. En primer lugar, slo se produciran en sistemas binarios
compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas en principio son
bastante corrientes, pero an hay ms 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 lbulos de Roche puedan ser invadidos por la
envoltura de la gigante roja en expansin. De ser posible, la envoltura de la gigante debera
engullir a la enana blanca, lo cual garantizara una absorcin rpida del material y su
frenado debido a la friccin con el gas estelar. Esto cerrara an ms la binaria, lo cual
aumentara el ritmo de la acrecin. Si la absorcin fuese demasiado lenta y pausada,
ocurrira el mencionado fenmeno de nova peridica.

Tambin puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusin de dos enanas blancas
del mismo sistema binario. Puede ocurrir que ninguna de las dos logre por s sola acretar la
suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio, pueden superar
la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotacin emiten ondas gravitatorias y,
con el tiempo, sus rbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez acelera la emisin 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 toroide (forma de dnut) alrededor de la otra
estrella. Despus, el material del disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe
ser ni muy lento ni muy rpido tampoco, ya que en cualquiera de los casos se producira la
quema prematura del carbono en la superficie.

Curva de luz de una supernova de tipo Ia. Su mximo de emisin es el mayor entre todos
los tipos de supernova. Se aprecia perfectamente la fase de emisin del nquel diferenciada
de la del cobalto. Cuanto ms rpido decrece la luz menor es el mximo. Este hecho
permite la utilizacin de estos objetos como candelas estndar de precisin.

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz caracterstica. Cerca del momento de
luminosidad mxima, el espectro contiene lneas de elementos de masa intermedia que van
desde el oxgeno hasta el calcio (presentes en las capas externas de la estrella). Meses
despus de la explosin, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que
domina es la que proviene de los elementos ms pesados procedentes del ncleo. En el
mximo de emisin se concentra la luz emitida por el nquel-56. ste va decayendo por
radiactividad a cobalto-56, tambin radiactivo. En un momento dado, la emisin de luz es
dominada por el cobalto, cuyos fotones de alta energa suavizan la curva de decrecimiento
del brillo. La luminosidad termina con la conversin de todo el cobalto a hierro-56, el cual
emitir las lneas ms tardas producto de su estado ionizado.
A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo
tipo de galaxias, incluyendo las elpticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia
por regiones de formacin estelar. Esto es as porque los sucesos que desembocan en una
supernova Ia pueden durar mucho tiempo en trminos estelares, sobre todo la aproximacin
de los dos cuerpos. Adems no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no
tienen por qu ubicarse en zonas de formacin estelar reciente (donde se encuentran las
gigantes azules), de modo que pueden acontecer en las regiones ms viejas de las galaxias.
Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, con una
distribucin homognea con probabilidad constante all donde haya galaxias.

Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las
supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, es que son utilizadas como medida
estndar de luminosidad en astronoma extragalctica, lo que en trminos astrofsicos se
llama una candela estndar; en este caso, se pueden calibrar con una dcima de magnitud.
Las ventajas con respecto a las dems candelas estndar, como las cefeidas clsicas, es que
su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias muy lejanas, ayudando a inferir
distancias de objetos que, de otra manera, sera imposible calcular. La razn de la similitud
de las curvas de luminosidad es an cuestin de debate, pero parece estar relacionada, en
parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenmenos sean
casi idnticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmologa,
permitiendo desvelar la expansin acelerada del universo gracias a su utilizacin
estadstica.

En la Va Lctea, el candidato ms conocido para este tipo de supernova es IK Pegasi

(HR 8210), localizado a una distancia de tan slo 150 aos luz. Este sistema binario est
formado por una estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas nicamente
por 31 millones de km. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces la masa solar. Se
piensa que pasaran varios billones de aos antes de que la enana blanca llegue a la masa
crtica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.

Tipos Ib y Ic

Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no muestran la lnea del silicio presente en
los espectros de las Ia; se cree que se trata de estrellas al final de su vida (como las tipo II),
pero que perdieron todo su hidrgeno en etapas anteriores, por lo que las lneas de este
elemento no aparecen en sus espectros. En particular, se piensa que las supernovas de tipo
Ib resultan del colapso de una estrella de Wolf-Rayet que ha expulsado toda su envoltura de
hidrgeno por medio de los intensos vientos propios de estas estrellas. Se conocen tambin
varias de estas supernovas en sistemas binarios: en este caso, la estrella compaera puede
ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la envoltura de la otra estrella, la que no
necesita ser tan masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos, cuando no slo
escapa el hidrgeno sino tambin el helio, puede quedar expuesto el ncleo de carbono, y
ste sera el escenario de una supernova Ic. El proceso de la explosin de estas supernovas
es esencialmente el mismo que el de las supernovas de colapso gravitatorio tpicas, las tipo
II.

Tipo II

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energa una vez
que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadstico nuclear con un ncleo denso de hierro
y nquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar ms energa, sino que requieren
energa para fusionarse en elementos ms pesados. La barrera de potencial de sus ncleos
es demasiado fuerte para que la fusin sea rentable por lo que ese ncleo estelar inerte deja
de sostenerse a s mismo y a las capas que estn por encima de l. La desestabilizacin
definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del ncleo de hierro alcanza el lmite de
Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos das. Es en ese momento cuando su
peso vence a la presin que aportan los electrones degenerados del ncleo y ste colapsa. El
ncleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella
emite fotones de tan alta energa que hasta son capaces de desintegrar los tomos de hierro
en partculas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegracin; estas partculas
son, a su vez, destruidas por otros fotones, generndose as una avalancha de neutrones en
el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotrmicas, por lo que no ayudan a sostener el ncleo compacto ste
sigue colapsando, emitiendo ms y ms neutrones cada vez. De hecho provocan un
enfriamiento del ncleo, lo que se traduce en una menor presin y, por tanto, en una
aceleracin del proceso. Los propios tomos de hierro captan parte del inmenso flujo de
neutrones, transformndose en elementos ms pesados por medio del fenmeno llamado
captura de neutrones, o proceso-r.

El ncleo se contrae tan rpido que deja un espacio de baja densidad casi vaco entre l y el
resto de la estrella. La envoltura, por su parte, empieza a caer sobre el ncleo frenndose
por un aluvin de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran las capas ms
interiores de dicha envoltura. Esta destruccin de ncleos no slo transmite momento sino
que tambin produce un flujo de neutrones y protones que sern capturados por las capas
siguientes para formar elementos ms pesados. Simultneamente, las densidades enormes
que se alcanzan en la sopa de ncleos pesados y electrones en que se ha convertido el
ncleo supercompactado, posibilitan una nueva reaccin. Los electrones del ncleo estelar
empiezan a caer sobre los ncleos atmicos reaccionando con los protones para formar
neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el ncleo se
va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de
fotodesintegracin y de captura de electrones aceleran an ms el hundimiento de la
estrella, ya que, adems, ahora tambin la presin de degeneracin pierde fuerza
rpidamente.

Pero la captura de electrones no slo resulta en la produccin de neutrones sino tambin 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 as, la captura de nuevos electrones. Por breves instantes los
electrones ni siquiera pueden seguir combinndose con los protones ya que no hay lugar en
el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultaran, dado que stos estn ya
degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento,
se produce un escape de los neutrinos del ncleo llevndose gran cantidad de energa, lo
que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden
con gran rapidez. La emisin de neutrinos durar unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el ncleo se encuentran de camino con el
frente de choque de la avalancha de neutrinos, tambin llamado neutrinosfera. A travs de
un proceso que no ha sido develado por completo an, parte de la energa liberada en la
explosin de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como
se puede ver en la frmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante
un proceso inverso al de generacin de fotoneutrinos (ver:Neutrinos trmicos).

Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas ms tarde, ocurre
un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del ncleo colapsante es lo
suficientemente pequea, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrn frenar
el colapso; si no, seguir contrayndose hasta concentrarse toda la materia en una
singularidad, formando as un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y
agujero negro no est 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 ncleo 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 s se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y
empuje que gran parte de sta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la
masa mxima de unas 2,5 masas solares, aunque este lmite tampoco se conoce con
exactitud.
Curvas de luz de las SNII-P y SNII-L. Las primeras tienen una fase de meseta durante la
cual el gas ionizado se enfra al expandirse, recombinndose hasta volverse transparente.
Este proceso compensa el decrecimiento de luz y mantiene la luminosidad hasta que se
hace neutro, momento en el cual vuelve a decrecer. En el segundo caso, apenas hay capas
externas, las que probablemente se perdieron por interaccin con alguna estrella vecina.
Se observa tambin que tiene un pico notablemente menos acentuado que las SNIa.

La energa desarrollada por una supernova de tipo II tpica es de unos 1046 J (unos 100 foes)
emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energa, tan slo
un foe es absorbido por el material, reemitindose en forma de energa cintica del material
en expansin. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energa luminosa. sta ltima es la
energa detectable pticamente. 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 mximo. En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansin ser
menos eficiente porque gran parte de la energa de la explosin quedar atrapada en l. En
cualquier caso, las supernovas de colapso difcilmente se acercarn al foe completo que
liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestin de cmo las supernovas logran emitir toda esa energa an no se entiende bien.
De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosin alguna o, si la dan, sta
es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podran influir en la
potencia de la explosin, o que incluso podran ser cruciales para que sta se produjera. En
primer lugar puede estar la fuerza centrfuga, que es mxima en el plano ecuatorial y que,
sin duda, tiene una contribucin positiva ayudando a que el material escape. Con la
compresin de la estrella dicha fuerza debera acentuarse al conservarse el momento
angular de la estrella. Por otra parte estn los campos magnticos que tambin deberan
contribuir con su presin magntica. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni
tienen simetra esfrica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que
por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P
alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un
decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la
envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de
hidrgeno que atrapa la energa liberada en forma de rayos gamma y la liberan en
frecuencias ms bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho
menores, convirtiendo menor cantidad de energa de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas estn entre alrededor de las 10 masas
solares hasta las 40 o 50. Ms all de este lmite superior (que tampoco se conoce con
exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada
escapa al agujero negro que se forma, rpida y directamente, engullindolo todo antes de
que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente masivas podran producir

hipernovas al extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenmeno dice que, tras la
transformacin repentina del ncleo en agujero negro, de sus polos brotarn dos jets de
plasma relativista. Estas intensas emisiones se produciran en la banda de frecuencias de los
rayos gamma y podran ser una explicacin plausible para las enigmticas explosiones de
rayos gamma.

La primera fase de la supernova es un colapso rpido del ncleo incapaz de sostenerse.

Esto conlleva una fuerte emisin de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas
interiores frenando as su colapso. Simultneamente un frente de choque de neutrinos se
genera durante la neutronizacin del ncleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca
contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la
explosin de supernova.

Nombres de supernovas
Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI (Unin Astronmica
Internacional), la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El
nombre se forma por el ao del descubrimiento y la designacin de una o dos letras. Las
primeras 26 supernovas del ao llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las
siguientes llevan aa, ab, etc.
Asimetra

El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo est viajando a 375 km/s relativo a la nebulosa.

Un quebradero de cabezas de larga data a cerca de las supernovas de Tipo II es por qu el

objeto compacto que queda despus de la explosin adquiere una gran velocidad lejos del
epicentro; se observa que los plsar, y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas
velocidades. Presumiblemente lo mismo sucede con los agujeros negros, a pesar de que son
mucho ms difciles de observar aisladamente. El impulso inicial puede ser sustancial,
imprimindole a un objeto de ms de una masa solar la velocidad de 500 km/s o an
mayor. Esto indica una asimetra en la explosin, pero el mecanismo por el que el impulso
se transfiere al objeto compacto sigue siendo desconocido.

Una posible explicacin de la asimetra en la explosin es una conveccin a gran escala por
encima del ncleo. La conveccin puede crear variaciones en las abundancias de elementos
locales, dando lugar a una combustin nuclear irregular durante el colapso, rebote y la
consiguiente explosin.

Otra posible explicacin es que la acumulacin de gas en la estrella de neutrones central

puede crear un disco que expulsa chorros altamente direccionales propulsando materia a
muy alta velocidad fuera de la estrella y provocando choques transversales que desbaratan
por completo la estrella. Estos chorros podran desempear un papel crucial en la explosin
de la supernova resultante. (Actualmente se favorece a un modelo similar para explicar las
grandes rfagas de rayos gamma.)

A travs de la observacin, tambin se han confirmado estas asimetras iniciales en las

explosiones de las supernovas Tipo Ia. Este resultado puede significar que la luminosidad
inicial de este tipo de supernova depende del ngulo de observacin. Sin embargo, la
explosin se hace ms simtrica con el paso del tiempo. Los primeros indicios de asimetras
son detectables mediante la medicin de la polarizacin de la luz emitida.

Supernovas destacadas

Imagen en Rayos X de la supernova SN 1006, tomada por ASCA, un satlite de la NASA

para el estudio de los rayos csmicos.

A continuacin se muestra una lista de las ms importantes supernovas vistas desde la

Tierra en tiempos histricos. Las fechas que se dan sealan el momento en que fueron
observadas. En realidad, las explosiones ocurrieron mucho antes, pues su luz ha tardado
cientos o miles de aos en llegar hasta la Tierra.

185 SN 185 referencias en China y posiblemente en Roma. Anlisis de datos

tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la
supernova RCW 86 corresponden con este evento histrico.

1006 SN 1006 Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq,

Italia, Suiza, China, Japn y, posiblemente, Francia y Siria.

1054 SN 1054 Fue la que origin la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene
referencia de ella por los astrnomos Chinos y, seguramente, por los nativos
americanos.

1181 SN 1181 Dan noticia de ella los astrnomos chinos y japoneses. La

supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C
58 la cual es candidata a ser estrella extraa.
 1572 SN 1572 Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y Jernimo
Muoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella donde se usa por primera
vez el trmino "nova".

1604 SN 1604 Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la

ltima supernova vista en la Va Lctea.

1885 S Andromedae en la Galaxia de Andrmeda, descubierta por Ernst Hartwig.

1987 Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas

despus de su explosin, fue la primera oportunidad de poner a prueba a travs de
las observaciones directas las teoras modernas sobre la formacin de las
supernovas.

Cassiopeia A Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima

que explot hace unos 300 aos. Es el remanente ms luminoso en la banda de
radio.

2005 - 2005ap - Esta supernova de tipo II es por el momento la ms brillante jams

observada. Lleg a ser hasta ocho veces ms brillante que la va lctea. Esto la hace
superar en casi dos veces a SN 2006gy.

2006 SN 2006gy en el ncleo de la galaxia NGC 1260, es la segunda ms grande

que se ha podido observar hasta la fecha, cinco veces ms luminosa que las
supernovas observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000 millones de
veces la del Sol. Se origin por la explosin de una estrella de 150 masas solares.

Galileo us la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotlico imperante en
esa poca, de que el cielo era inmutable.

Las supernovas dejan un remanente estelar tras de s; el estudio de estos objetos ayuda
mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.

El papel de las supernovas en la evolucin estelar

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los
astrnomos, metal es todo elemento ms pesado que el helio). As, tras cada generacin
de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporcin de elementos pesados del
medio interestelar aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos
sobre la evolucin estelar. Adems, slo los sistemas estelares con metalicidad lo
suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva
pues una mayor probabilidad de formacin de planetas, pero tambin contribuye a formar
estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por la protoestrella es ms
sensible a los efectos del viento estelar cuanto ms elementos pesados posea, pues stos
absorben mejor los fotones.
Alex Filippenko y sus colaboradores postulan que las mayores supernovas (como la SN
2005ap y la SN 2006gy) habran sido producidas por estrellas muy masivas (de 100 o ms
masas solares, en los casos citados 150 masas solares), y que estrellas de esas
caractersticas habran constituido la primera generacin de estrellas en el universo; al
estallar como gigantescas supernovas habran difundido en el universo los elementos
qumicos a partir de los cuales se generaron las nuevas estrellas (y astros en general). Tales
elementos qumicos seran en definitiva los que constituyen a cada ente material conocido,
incluidos los animales.

Hipernova

La estrella Eta Carinae.

Una hipernova es un tipo terico de supernova que se producira cuando estrellas muy
masivas (masas superiores a las 100 masas solares) se colapsan al final de sus vidas.
Despus de explotar como supernova, el ncleo de la hipernova se colapsara directamente
en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energticos desde
sus polos a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros podran generar potentes rayos
gamma y seran una posible explicacin de las erupciones de rayos gamma. Estrellas tan
masivas son muy raras, y por lo tanto tambin seran raras las hipernovas: se estima que un
evento de esta naturaleza puede ocurrir en nuestra Galaxia cada 200 millones de aos. La
estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a hipernova. Otra buena
candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1, descubierta en julio de 2010 y con una
asombrosa masa de 265 soles; tambin la Estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser
candidatas a producir hipernovas de aqu a decenas o centenas de miles de aos.