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Supernovas y sus remanentes
Jane Arthur
VII Escuela de Verano
Julio 2011
Walter Baade y Fritz Zwicky
diferenciaron “novas comunes” de “super-novas”
.
Novas comunes
Brillo máximo corresponde a 20,000 luminosidades solares.
Corresponde a la estrella más brillante en un sistema estelar,
M = −5
Son visibles en todas partes donde un telescopio alcanza M=-5
Hay 10 a 20 novas por año en nuestra Galaxia.
Una frecuencia parecida en la galaxia (nebula) de Andromeda.
Supernovas
Las Super-novas son visibles a todas distancias
Su brillo máximo es tan brillante como una galaxia entera
Corresponde a M = −14
Distancia a Andromeda era conocida (mediante las cefeidas)
Luminosidad integrada sobre 25 dias corresponde a 10 millones
de años de radiación solar
Energı́a es comparable a la energı́a total de aniquilación de una
estrella.
Menos frecuentes: estimaron una por siglo por galaxia
No hay eventos intermedios entre novas y supernovas
¿Cómo se ve una supernova?
Jane Arthur (CRyA-UNAM)
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¿Cómo se ve una supernova?
Jane Arthur (CRyA-UNAM)
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¿Cómo se ve una supernova?
Una supernova cada 30 años en promedio en una galaxia tı́pica
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Fotometrı́a
Curvas de luz
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Fotometrı́a
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Espectroscopı́a
Separar la luz por longitud de onda
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Espectroscopı́a
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Espectroscopı́a
Espectro visible (óptico)
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Espectroscopı́a
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Efecto Doppler
corrido
al azul
corrido
al rojo
observador
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Efecto Doppler
corrido
al azul
corrido
al rojo
observador
continuo
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Efecto Doppler
corrido
al azul
corrido
al rojo
observador
absorción del
continuo
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Efecto Doppler
corrido
al azul
corrido
al rojo
observador
línea de
emisión
absorción del
continuo
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Efecto Doppler
corrido
al azul
corrido
al rojo
observador
perfil de
línea
resultante
línea de
emisión
absorción del
continuo
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Efecto Doppler
v
1λ
=
c
λ0
1λ = 22 nm ,
λ0 = 656.3 nm ,
v
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≈ 10, 000km s−1
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Más pistas
Galaxias Espirales: Todo tipo de SNe
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Más pistas
Galaxias Elı́pticas: Únicamente SN Tipo Ia
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¿Cómo se convierte una estrella en Supernova?
¿A qué se deben los diferentes tipos de Supernova?
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Evolución estelar
d
a
id
av
gr
presión
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Equilibrio Hidrostático
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Diagrama Hertzsprung-Russell
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Secuencia principal
Quemado de H en He
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Secuencia principal
M > 1.2M — Ciclo CNO
Tc > 17 × 106 K
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Secuencia principal
M < 1.2M — Cadena protón-protón
Tc < 17 × 106 K
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Secuencia principal
He acumula en el núcleo
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(Super)gigante Roja
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Diagrama Hertzsprung-Russell
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La estrella se infla
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Quemado del helio
Proceso triple-α
T > 108 K, ∝ T 40
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Quemado del helio
Proceso triple-α
4
He + 4 He ↔
8
4
Be + He →
8
Be
12
C+γ
16
O+γ
y
12
4
C + He →
T > 108 K, ∝ T 40
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Quemado del helio
C y O acumulan en el núcleo
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Nebulosa Planetaria, M < 8M
Capas exteriores
expulsados
C-O núcleo expuesto
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Nebulosa Planetaria, M < 8M
No hay reacciones
nucleares
Presión de
degeneración de los
electrones
Enfriamiento paulatino
M(enana blanca) <
1.4M
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Diagrama Hertzsprung-Russell
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. . . y ¿qué pasa ahora?
Estrellas binarias
Sirio A en secuencia
principal
Sirio B ya es enana
blanca (1M )
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. . . y ¿qué pasa ahora?
Estrellas binarias
Separación es 20
veces distancia
Tierra-Sol
1000,000,000 años
Sirio A se
transformerá en
gigante roja
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Supernova Tipo Ia
Estrella que ha perdido
envolvente de H, He
Enana blanca limitada por
masa de
Chandrasekhar—1.4M
No hay reacciones de fusión
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Supernova Tipo Ia
Estrellas binarias—acreción
de la compañera
Fenómeno de nova recurrente
(RS Oph)
Quemado de H en C y O
aculuma masa suficiente para
explosión
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Deflagración del carbono
Ignición ocurra cuando
M > 1.38M
C y O se queman hasta Fe en
el núcleo
Onda de deflagración (llama
subsónica)
Inestabilidades RT y KH
aceleran el quemado
termonuclear
Suficiente energı́a generada
para romper la estrella.
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Curva de luz
Ni
magnitud
56
56
56
Co
Ni liberado por supernova
56
56
0
50
Ni
Co
−→
56
Co + νe + γ
−→
56
Fe + νe + γ
(6.1d)
(77.7d)
100 150 200 250 300
días despues de máxima luz
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Curva de luz
Ni
magnitud
56
Tiempo medio
56
N = N0 e−λt
log 2
λ =
t1
Co
2
0
50
100 150 200 250 300
días despues de máxima luz
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Tycho Brahe (1573, De Stella Nova)
Baade (1945, ApJ 102, 309)
Baade (1945, ApJ 102, 309)
Ruiz-Lapuente (2004, ApJ 612, 357)
Krause et al. (2008, Nature 456, 617)
Rest et al. (2008, ApJ 681, 81)
Rest et al. (2008, ApJ 681, 81)
Ecos de la historı́a
Rest et al. (2008, ApJ 681, 81)
Krause et al. (2008, Nature 456, 617)
Una progenitora binaria
Ruiz-Lapuente, et al. (2004, Nature 431, 1096)
Ruiz-Lapuente, et al. (2004, Nature 431, 1096)
Ruiz-Lapuente, et al. (2004, Nature 431, 1096)
Single-degenerate progenitor
El remanente de supernova
Kamper & van den Bergh (1978, ApJ 224, 851)
Expansión de los filamentos
Kamper & van den Bergh (1978, ApJ 224, 851)
Radio
Reynoso et al. (1997, ApJ 491, 816)
Expansión
Reynoso et al. (1997, ApJ 491, 816)
Reynoso et al. (1997, ApJ 491, 816)
Rayos X
Warren et al. (2005, ApJ 634, 376)
Choque interno y externo
Warren et al. (2005, ApJ 634, 376)
Simulación numérica
Blondin & Ellison (2001, ApJ 560, 244)
Efecto de producción de rayos cósmicos
Blondin & Ellison (2001, ApJ 560, 244)
Infrarrojo
Rho (2009, priv. comm.)
Resumen: Supernova de Tycho
Estandarización de supernovas Tipo Ia - cosmologı́a
Mecanismo de explosión
Aceleración de rayos cósmicos
Expansión de remanentes de supernova