Archivo de la etiqueta: Supernova

Una SN pudo colaborar con la evolución de la vida en Casa.

La muerte de una estrella masiva en forma de explosión de supernova (SN) puede afectarnos dependiendo de su distancia.
A menos de 100 años luz (AL), su tremenda radiación nos “freiría”; recordemos que brillan como toda la galaxia que las hospeda. Se sospecha que hace unos 2 millones a 8 millones de años, sentimos la radiación de una SN (algunos dicen que fueron dos) que se produjo a unos 160 AL de Nosotros (pdp, 10/jun./2016, ¿Fuimos afectados por dos supernovas?https://paolera.wordpress.com/2016/06/10/fuimos-afectados-por-dos-supernovas/).

https://www.nasa.gov/sites/default/files/supernova_1-xxltn.jpg

Ilustración de supernova crédito de NASA.

La radiación recibida debilita la capa de ozono permitiendo una mayor radiación Solar de rayos ultravioletas (UV) a nivel de la superficie. Eso afecta a las formas de vida de varias maneras, entre ellas, degenerando sus tejidos y disminuyendo la capacidad de hacer fotosíntesis.
Realizando simulaciones con modelos de atmósfera afectadas por rayos UV, se encontró que las consecuencias dependen de la frecuencia de esa radiación (UVA, UVB y UVC cada una con mayor frecuencia) y con la latitud del lugar.
Además de los riegos de contaminación nociva, está la afectación y cambio en el ADN. Estos cambios no siempre son perjudiciales, en algunos casos pueden favorecer a alguna especie haciéndola más resistente o colaborando con su adaptación.
Los resultados de los estudios, sugieren que las malas consecuencias no fueron tan abundantes y que se produjeron cambios favorables en las formas de vida existentes.
No sólo no hay evidencias de extinciones en aquella época, sino que esto es coherente con los cambios dados entre el Plioceno y Pleistoceno. Fue en aquel entonces, donde se dio una mayor cobertura de plantas en la superficie Terrestre y una “rotación” de especies, en la que fueron reemplazados gran cantidad de mamíferos.

Fuente:

pdp.

Anuncios

Brotes de rayos gamma asociados con supernovas de tipo Ic.

Ilustración de supernova publicada en http://www.howitworksdaily.com/

Entre los eventos de gran emisión de energía, se encuentran las hipernovas; eventos más violentos que las supernovas. En particular, hay un tipo de hipernova relacionada con brotes de rayos gamma de larga duración.

agujero negro binario

Ondas gravitacionales producidas por binarias colapsadas. Ilustración publicada en http://labrujulaorienta.com

Según el modelo más explicativo, se trata de una apretada binaria formada por una estrella de neutrones (EN), (núcleo expuesto y colapsado de una estrella destruida por evento de supernova) y una masiva estrella evolucionada con un núcleo de Carbono – Oxígeno (CO).
Cuando la estrella CO colapsa bruscamente, detona en un evento de supernova de grandes proporciones. Debido a la cercanía con su compañera, la EN absorbe gran cantidad de la materia expulsada. Esa materia cae autofriccionando calentándose y generando grandes emisiones de energía en rayos gamma. La EN incrementa su masa, aumenta su autogravitación y se transforma en un agujero negro (AN). La CO, queda como una EN.
Así nace una binaria entre un AN y una EN, ya que la cercanía permite que queden gravitacionalmente relacionadas pese a la pérdida de masa. Más aún; una asimetría en la eyección de materia podría generar un impulso o “patada de retroceso” en la nueva EN. En este caso, el par no se desarma y una arrastra a la otra.
Dada lo cercanía entre ambas, no sólo se orbiten rápidamente, sino que es probable que terminen colapsando, por lo que este tipo de binarias son candidatas a generar ondas gravitacionales detectables.

A este proceso se lo conoce como Binary-driven Hipernovae, algo así como hipernova conducida entre binarias.

Referencia:

Fuentes:

pdp.

El Cobalto-57 alimenta el brillo remanente de las SN de tipo Ia.

Un isótopo es un átomo de un cierto elemento cuyo núcleo tiene una cantidad de protones diferente a la normal. Cuando en elemento tiene átomos con núcleos inestables, éstos buscan la estabilidad en un proceso conocido como decaimiento. En ese proceso, se produce radiación y el elemento así decaído produce otro elemento luego de un tiempo de decaimiento conocido como vida media.

En una explosión de supernova, se produce un isótopo de Cobalto conocido como Cobalto-56. Este isótopo tiene una vida media de 77 días, durante la cual decae en Hierro-56 en un proceso radioactivo que alimenta el brillo de la supernova.

En el cúmulo de galaxias de Virgo, se encuentra la galaxia NGC 4424 a unos 50 millones de años luz de nosotros. En ella se encuentra el remanente de supernova SN 2012cg; una supernova de tipo Ia, la que al momento de la explosión, como todas ellas, puede brillar más que toda la galaxia donde se encuentra.

Observando su resplandor remanente se encontró evidencias de la existencia del isótopo Cobalto-57.
Este isótopo tiene una vida media de casi 300 días y termina en Hierro-57.
En este caso, este isótopo está irradiando luego del total decaimiento del Cobalto-56. Si bien la cantidad de Cobalto-57 observada es pequeña, su radiación continúa excitando al remanente de supernova provocando su brillo persistente.
Luego, en las supernovas, al menos de tipo Ia como ésta, el Cobalto-57 colabora con el brillo del remanente de supernova por más tiempo que el Cobalto-56.
Se calcula que en una supernova de tipo Ia, se genera una cantidad de Cobalto-57 de 1 a 1,4 masas solares.

hoySN2012cg

Imagen publicada en el trabajo de O. Graur et al.

Después de 1055 días de la explosión, el remanente de SN 2016cg muestra un brillo persistente potenciado por el Cobalto-57, luego del desvanecimiento del Cobalto-56.

Referencia:

Fuente:

pdp.

Producción, destrucción y recomposición de polvo en remanentes de supernovas.

Las supernovas son eficientes enriquecedoras del medio interestelar.
Retornan materia enriquecida de la que pueden nacer nuevas generaciones de estrellas con sus sistemas de planetas ricos en hierro, carbono y más componentes para la vida.

File:Cassiopeia A Spitzer Crop.jpg

Composición de imagenes del remanente de supernova Cassiopeia A, publicada en Wikipedia, crédito de O. Krause et al./NASA/JPL-Caltech.

En el estallido, suele aparecer polvo. Partículas de carbono y de silicatos de los que se halló restos en meteoritos. Ese polvo suele estar en grumos de materia rica en oxígeno y otros elementos, bastante bien esparcidos por el remanente.

Pero muchas veces, la onda expansiva de la explosión, se encuentra con materia previamente eyectada por la estrella antes de su colosal colapso. Así es cómo la onda se encuentra con una variación en la densidad del medio donde se propaga y se da un rebote; una onda en retroceso.
Ese rebote hacia el centro, dispersa y destruye el polvo rompiendo los grumos donde se resguardo. Luego, la subsistencia de estos granos necesarios para formar protoplanetas y asteroides, indica que bastante de él logra sobrevivir.
Por un lado una estrella que estalla por colapso de su núcleo, puede formar una cantidad de polvo equivalente a la masa de nuestro Sol. Por otro, el polvo puede recomponenrse por acreción en las regiones de mayor densidad de materia.

Fuente:

pdp.

Evidencia de supernova no muy lejana ni muy antigua.

Los rayos cósmicos son partículas atómicas (pedacitos de átomos) que nos llegan del espacio.
Tienen varios orígenes.
Nos pueden llegar desde el Sol o desde explosiones estelares, y se distinguen por su tipo. Van pasando por campos magnéticos que los pueden acelerar a velocidades cercanas a la de la luz. Incluso se los relaciona con las descargas eléctricas en nuestra atmósfera.
Cuando se crean en una explosión estelar tipo supernova, viajan en todas direcciones, por lo que se van dispersando a medida que se alejan.

LMC_bubble

Imagen de remanente de supernova crédito de Gemini South Telescope in Chile; composite by Travis Rector of the University of Alaska Anchorage.

Se detectaron rayos cósmicos conformados por isótopos de hierro (60Fe) y este tipo es creado en explosiones de estrellas masivas como supernovas.
La vida media de estos isótopos es de unos 2,5 millones de años, luego decae. Esto demuestra que la supernova no puede ser mucho más antigua.
Por la dispersión espacial con que se “recibieron” se habría producido dentro de los 3 mil años luz de distancia. Así las cosas, estos rayos cósmicos indican la explosión de una supernova producida por el estallido de una estrella de tipo asociación OB, masivas de corta vida, no muy lejos ni hace mucho.

Referencias:

Fuente:

pdp.

¿Qué les sucede a las compañeras de precursoras de supernovas?

Una estrella supernova [1], presenta una colosal explosión que termina con su existencia como estrella tal cual se la conocía. Eso sucede porque colapsa debido a la gran cantidad de masa que tiene, se derrumba sobre ella misma vencida por su propia gravedad.
Algunas estrellas precursoras de supernovas, reciben ese exceso de masa de una compañera. Se sabe que la estrella que explota nada deja, a lo sumo queda un núcleo desnudo capaz de colapsar y formar una estrella de neutrones [2], y a veces, llega a transformarse en agujero negro [3].

Pero la pregunta es: ¿qué le pasa a su compañera donante de materia?
Fudamentalmente todo depende de la violencia de la explosión, de la distancia que las separa y otras cosas tales como el tipo de estrella [4] (tipo espectral) que es esa compañera.
En algunos casos la compañera queda liberada por la brusca pérdida de gran cantidad de masa de la estrella que estalla. La gravedad mutua se debilita tanto que la compañera queda liberada, como arrojada por una honda como la de David versus Goliat [5], saliendo disparada como una estrella de alta velocidad.
En otros casos, la estrella queda acompañando a lo que queda de la que estalló. En ese caso, la compañera sufre pérdida de masa por el choque de materia y energía expulsadas por la supernova, y además, se contamina por la materia que ésta expulsó en la explosión.

Las simulaciones indican que las compañeras de precursoras de supernovas que no terminan sueltas a gran velocidad, no tienen consecuencias tan dramáticas como se podría suponer.

snpum

Imagen de la simulación del imnpacto de una explosión de supernova sobre una estrella enana (0.9 masas solares) con una separación de 5,5 radios solares. Publicada en el trabajo de Z. W. Liu et al.: The interaction of CCSN ejecta with a companion star

Adoptando que la compañera es una estrella de secuencia principal (como la mayoría de las estrellas), dependiendo de la mutua distancia, pierde a lo sumo el 10% de su materia por el accionar del frente de choque, la cual se desplaza a no más de 100 Km./seg.

Referencias:

  1. https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova
  2. https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_neutrones
  3. https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro
  4. https://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estrellas)
  5. http://www.jw.org/es/publicaciones/libros/historias-biblicas/4/david-y-goliat/

Fuente:

pdp

HD 188112, candidata a SN Ia de doble detonación.

La estrella HD 188112, es una estrella brillante azulada en la constelación de Sagitario a unos 200 años luz [1] de casa.
Se trata de una estrella doble (binaria) compacta (ambas muy cercanas) que rotan sincrónicamente, o sea que se ofrecen siempre la misma cara, con un período de alrededor de 14 hs.
La menor de ellas, es una enana blanca [2] de un cuarto (0,25) de masa solar, donde su poca masa no alcanza para detonar el Helio que hay en ella como resultado de haber agotado su Hidrógeno.
Su compañera es más masiva, otra enana blanca con una masa entre algo más de una masa solar (1,05) y a lo sumo una masa solar y cuarto (1,25).
La menor de ambas es muy probable que sea donante de masa rica en Helio a su compañera, y la mayor puede tener un núcleo abundante en Carbono y Oxígeno, resultado de haber quemado Helio.

Si la masa de la mayor de ellas en inferior a 1,1 masas solares, ante la donación de su compañera, puede presentar un evento de doble detonación. Primero detona el Helio de sus capas exteriores y eso detonaría el Carbono y el Oxígeno de su núcleo.
Pero si su masa es mayor a 1,16 masas solares, ante la donación de su compañera, superaría el límite de tolerancia (de Chandrasekhar [3]) y colapsaría sobre ella misma.
En ambos casos se tiene como resultado una explosión de supernova de tipo Ia [4].

Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Año_luz
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Enana_blanca
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Límite_de_Chandrasekhar
  4. http://es.wikipedia.org/wiki/Supernova_de_tipo_Ia

Fuentes:

pdp.