Unasupernova(del latnnova, nueva) es unaexplosinestelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de laesfera celestedonde antes no se haba detectado nada en particular. Por esta razn, a eventos de esta naturaleza se los llam inicialmentestellae novae(estrellas nuevas) o simplementenovae. Con el tiempo se hizo la distincin entre fenmenos aparentemente similares pero de luminosidad intrnseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamndosenovae(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. Estaluminosidaddura unos pocos das y, en ocasiones, puede ser observada a simple vista desde laTierra. 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 unagigante roja.1Las 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 unamagnitud absolutamayor 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 serestrellasmasivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su ncleo, y que son incapaces de sostenerse por lapresin de degeneracinde loselectrones, 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 unaenana blancamiembro de unsistema binariocerrado, recibe suficiente masa de su compaera como para superar ellmite de Chandrasekhary 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 laestrellapor medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea conelementospesados. Los restos eventualmente componennubesdepolvoygas. Cuando el frente de onda de la explosin alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formacin de nuevasnebulosas solaresque originan, despus de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quiz conplanetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosin).Estos residuos estelares en expansin se denominanremanentesy pueden tener o no unobjeto compactoen su interior. Dicho remanente terminar por diluirse en elmedio interestelaral cabo de millones de aos. Un ejemplo esRCW 86.Las supernovas pueden liberar varias veces 1044Jdeenerga. Esto ha resultado en la adopcin delfoe(1044J) como unidad estndar deenergaen el estudio de supernovas.ndice[ocultar] 1Clasificacin 1.1ndice 1.2Tipo Ia 1.3Tipos Ib y Ic 1.4Tipo II 2Nombres de supernovas 3Asimetra 4Supernovas destacadas 5El papel de las supernovas en la evolucin estelar 6Vase tambin 7Referencias 8Bibliografa 9Enlaces externos 9.1En espaol 9.2En inglsClasificacin[editar]

Imagen deltelescopio espacial Hubblemostrando la supernova 1994D abajo a la izquierda y la galaxiaNGC 4526La 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 diferenteselementos qumicosque aparecen en susespectros.La primera clave para la divisin es la presencia o ausencia dehidrgeno. Si el espectro de una supernova no contiene una lnea de hidrgeno es clasificada comotipo I; de lo contrario, se la clasifica comotipo II.Dentro de estos dos grupos principales hay tambin subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras lneas.ndice[editar]Tipo ISinlneas de BalmerdelhidrgenoTipo IaLnea Si II a 615,0nmTipo IbLnea He I a 587,6nmTipo IcSin lneas delhelioTipo IICon lneas de Balmer del hidrgenoTipo II-PMesetaTipo II-LDecrecimiento linealTipo Ia[editar]

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 dehelioy presentan, en cambio, una lnea desilicioen el espectro. La teora ms aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de laacrecinde masa por parte de unaenana blancadecarbono-oxgenodesde unaestrellacompaera, generalmente unagigante roja. Esto puede suceder ensistemas estelares binariosmuy 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 masivaevolucione(abandone lasecuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9masas solaresevoluciona, 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 dehidrgenoyhelio, 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 unasuperficie equipotencialllamadalbulo de Roche, en el que predomina sufuerza 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 comonova). Si el ritmo de acrecin es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza ellmite de Chandrasekhar, momento en el cual los electronesdegeneradosya 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 lafusindel 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. Lasturbulenciasgeneradas por lainestabilidad de Rayleigh-Taylorparecen 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 dedeflagracinsubsnica adetonacinsupersnica.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 poderosaonda de choqueque destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los 10.000km/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 1044J(1foe). 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, delcampo gravitatoriode 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. Estasestrellas fugitivasse 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 lasnovas, pero en stas laenana blancaacreta materia ms lentamente, encendindose su superficie antes de que la masa total alcance el lmite de Chandrasekhar. Este fenmeno en generalnocausa el colapso de la enana blanca, por lo que puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas.La 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 (1,44MSol). 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 emitenondas gravitatoriasy, 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 untoro(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 unacurva de luzcaracterstica. Cerca del momento de luminosidad mxima, el espectro contiene lneas de elementos de masa intermedia que van desde eloxgenohasta elcalcio(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 elnquel-56. ste va decayendo porradiactividadacobalto-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 ahierro-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 laselpticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones deformacin 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 lasgigantes 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 unacandela estndar; en este caso, se pueden calibrar con una dcima de magnitud. Las ventajas con respecto a las dems candelas estndar, como lascefeidas 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 lacosmologa, permitiendo desvelar laexpansin acelerada del universogracias a su utilizacin estadstica.En la Va Lctea, el candidato ms conocido para este tipo de supernova esIK Pegasi(HR8210), localizado a una distancia de tan slo 150aos luz. Este sistema binario est formado por una estrella desecuencia principaly unaenana blanca, separadas nicamente por 31millones dekm. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces lamasa solar.2Se 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.34Tipos Ib y Ic[editar]Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no muestran la lnea delsiliciopresente 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 suhidrgenoen 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 unaestrella de Wolf-Rayetque ha expulsado toda su envoltura de hidrgeno por medio de los intensos vientos propios de estas estrellas. Se conocen tambin varias de estas supernovas ensistemas 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[editar]Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energa una vez que la estrella ha alcanzado elequilibrio estadstico nuclearcon un ncleo denso dehierroynquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar ms energa, sino querequierenenerga 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 ellmite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unosdas. Es en ese momento cuando su peso vence a la presin que aportan los electronesdegeneradosdel 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 enpartculas alfayneutronesen un proceso llamadofotodesintegracin; estas partculas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generndose as una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones sonendotrmicas, por lo que no ayudan a sostener el ncleo compacto y 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 llamadocaptura de neutrones, oproceso-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 transmitemomentosino 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 llamadocaptura de electronespor lo que, poco a poco, el ncleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamadaneutronium. 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 deneutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo deneutrinosque 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 elespacio de fasesdonde colocar a los neutrinos que resultaran, dado que stos estn yadegenerados. 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 llamadoneutrinosfera. 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 suluminosidad. 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 unasingularidad, formando as unagujero negro. Esta frontera entreestrella de neutronesy 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 tipoII tpica es de unos 1046J (unos 100foes) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energa, tan slo unfoe es absorbido por el material, reemitindose en forma deenerga cinticadel material en expansin. Entre 0,01 y 1foes 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 lafuerza 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 elmomento angularde la estrella. Por otra parte estn loscampos magnticosque tambin deberan contribuir con su presin magntica. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienensimetra esfricani 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 tiposII-Palcanzan unamesetaen su curva de luz mientras que los tiposII-Lposeen undecrecimiento linealen 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 derayos gammay 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 sonimplosionescompletas 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 producirhipernovasal extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenmeno dice que, tras la transformacin repentina del ncleo en agujero negro, de sus polos brotarn dosjetsdeplasmarelativista. Estas intensas emisiones se produciran en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podran ser una explicacin plausible para las enigmticasexplosiones 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[editar]Los descubrimientos de supernovas son notificados a laUAI(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[editar]

Elpulsaren laNebulosa del Cangrejoest viajando a 375km/s relativo a la nebulosa.5Un 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;6se observa que losplsar, 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 unaconveccina 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.7Otra posible explicacin es que la acumulacin de gas en la estrella de neutrones central puede crear undiscoque 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.89(Actualmente se favorece a un modelo similar para explicar las grandesrfagas de rayos gamma.)A travs de la observacin, tambin se han confirmado estas asimetras iniciales en las explosiones de las supernovas TipoIa. 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.10Supernovas destacadas[editar]

Imagen enRayos Xde la supernovaSN 1006, tomada por ASCA, un satlite de laNASApara el estudio de losrayos 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 suluzha tardado cientos o miles de aos en llegar hasta la Tierra. 185SN 185 referencias en China y posiblemente en Roma. Anlisis de datos tomados en rayos X por el observatorioChandrasugieren que los restos de la supernovaRCW 86corresponden con este evento histrico. 1006SN 1006 Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japn y, posiblemente, Francia y Siria. 1054SN 1054 Fue la que origin la actualNebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrnomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos. 1181SN 1181 Dan noticia de ella los astrnomos chinos y japoneses. La supernova estalla enCasiopeay deja comoremanentea laestrella de neutrones3C 58la cual es candidata a serestrella extraa. 1572SN 1572 Supernova enCasiopea, observada porTycho BraheyJernimo Muoz, descrita en el libro del primeroDe Nova Stelladonde se usa por primera vez el trmino "nova". 1604SN 1604 Supernova enOphiuchus, observada porJohannes Kepler; es la ltima supernova vista en laVa Lctea. 1885S Andromedaeen laGalaxia de Andrmeda, descubierta porErnst Hartwig. 1987Supernova 1987Aen laGran 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 enCasiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explot hace unos 300 aos. Es el remanente ms luminoso en la banda deradio. 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 aSN 2006gy. 2006SN 2006gyen el ncleo de la galaxiaNGC 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.Galileous la supernova 1604 como una prueba contra el dogmaaristotlicoimperante en esa poca, de que el cielo era inmutable.Las supernovas dejan unremanente estelartras 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[editar]Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrnomos, metal es todo elemento ms pesado que elhelio). 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 laevolucin estelar. Adems, slo los sistemas estelares conmetalicidadlo suficientemente alta pueden llegar a desarrollarplanetas. 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 laprotoestrellaes ms sensible a los efectos del viento estelar cuanto ms elementos pesados posea, pues stos absorben mejor los fotones.Alex Filippenkoy sus colaboradores postulan que las mayores supernovas (como laSN 2005apy laSN 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 loselementosqumicos 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.