¡SUPERNOVA! - UNAM · 2014-03-19 · La estrella se inﬂa Pollux Sirio Arcturus Aldebaran Sol...

¡SUPERNOVA!

Jane Arthur

Centro de Radioastronomıa y AstrofısicaUNAM, Morelia

El Cielo de Noche

Hemisferio norte de la Tierra: Oso MayorJane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 2 / 53

El Cielo de Noche

Hemisferio sur: Nube Mayor de Magellanes

Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 3 / 53

¿Como se ve una supernova?

Supernova observada mas cercana desde 1604



Petroglifo en el Canon Chaco, Nuevo Mexico



Nueva estrella observada por Tycho Brahe en 1572Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 6 / 53


Una supernova cada 30 anos en promedio en una galaxia tıpica


¿Que son las supernovas?

Ser astronomo es como ser detective


Recoger las evidencias

Epoca moderna: grandes telescopios


Fotometrıa: medir la luz

Curvas de luz


Fotometrıa: medir la luz


Espectroscopıa

Separar la luz por longitud de onda


Espectroscopıa

Espectro del Sol


Espectroscopıa

Espectro visible (optico)


Efecto Doppler

observador

corridoal rojo

corridoal azul


Efecto Doppler

observador

corridoal rojo

corridoal azul

continuo


Efecto Doppler

observador

corridoal rojo

corridoal azul

absorción delcontinuo


Efecto Doppler

observador

corridoal rojo

corridoal azul

línea deemisión



Efecto Doppler

perfil delínearesultante

observador

corridoal rojo

corridoal azul

línea deemisión



Efecto Doppler

vc

=1λ

λ0

1λ = 22 nm ,

λ0 = 656.3 nm ,

v ≈ 10, 000km s−1


Mas pistas

Galaxias Espirales: Todo tipo de SNe


Mas pistas

Galaxias Elıpticas: Unicamente SN Tipo Ia


El escenario mas aceptado

SN Tipo II:tienen que ver con las estrellas masivas

SN Tipo Ia:tienen que ver con las estrellas viejas de baja masa


Evolucion y estructura estelar

presión

gravidad

Equilibrio Hidrostatico


Clasificando las estrellas


Secuencia principal

Fusion nuclear de Hidrogeno en Helio


Fusion nuclear en la Tierra

Energıa nuclear limpia


Secuencia principal

Fusion nuclear en el centro del Sol


Secuencia principal

Cadena proton-protonM < 1.2M�

Tc < 17 × 106 K


Secuencia principal

Ciclo CNOM > 1.2M�

Tc > 17 × 106 K


Final de la secuencia principal

Envolvente inerta deHidrógenode Hidrógeno

Núcleo inertode Helio

Cascarón de quemado


La estrella se infla

Pollux

Sirio

Arcturus

Aldebaran

Sol


Gigante Roja


Quemado del helio

Proceso triple-αT > 108 Kε ∝ T 40


Quemado del helio

de HidrógenoCascarón de quemado

Envolventeinerta de Hidrógeno

de quemadode Helio

Cascarón

Núcleo inertode carbono


Nebulosa Planetaria, M < 8M�

Enana Blanca


Nebulosa Planetaria, M < 8M�

Enana BlancaLımite deChandrasekharM < 1.4M�


Diagrama Hertzsprung-Russell


. . . y ¿que pasa ahora?

Estrellas binariasSirio A en secuenciaprincipalSirio B ya es enanablanca (1M�)


. . . y ¿que pasa ahora?

Estrellas binariasSeparacion es 20veces distanciaTierra-Sol1000,000,000 anosSirio A setransformera engigante roja


Evolucion de la binaria

Acrecion de masa puede superar el lımite de Chandrasekhar


Supernova Tipo Ia

PSfrag repla ements

t = 0.0 s t = 0.3 s

t = 0.6 s t = 10.0 s

Inestabilidades aumentan la eficiencia de las reacciones


Supernova Tipo Ia

La estrella explota como supernova tipo Ia.


Estrellas masivas

. . . y las estrellas masivas, M > 8M�?


Una estrella masiva es como una cebolla. . .


. . . tiene capas

i o

i

Hierro

oo

oio


Quemado del carbono: 1000 anosT ∼ 6 × 108 K, ρ ∼ 2 × 108 kg m−3

O, Mg, Ne acumulan en el nucleo

Quemado de Neon: 10 anosT ∼ 1.5 × 109 K, ρ ∼ 4 × 109 kg m−3

O, Mg acumulan en el nucleo

Quemado de Oxıgeno: 6 mesesT ∼ 2 × 109 K, ρ ∼ 1010 kg m−3

Si acumula en el nucleo

Quemado de Silicio: 1 semanaT ∼ 3 × 109 K, ρ ∼ 3 × 1010 kg m−3

Fe acumula en el nucleo

Supergigante

Pollux

Sirio

Arcturus

Aldebaran

Sol

Rigel

Deneb

AntaresBetelgeuse


Colapso del nucleo: segundos

protoestrellade neutrones

acreciónmaterial

onda de choque

neutrinosenergéticos

10km

300km

El nucleo de la estrella colapsa en 1 segundo



¿Que pasa en el nucleo?Fotodesintegracion de Fe

56Fe + γ → 134He + 4n

Reaccion endotermicaCaptura de electrones

e + p νe + n



ExplosionEl nucleo de neutrones colapsa en 1 segundoRebota y lanza onda de choqueDisociacion de Fe estanca el choqueReaceleracion por calentamiento por neutrinosEnergıa transferido al envolvente de H, He estalla la supernova


Supernova Tipo II

La estrella explota como supernova tipo II


Pruebas

Neutrinos de SN1987A detectados.


Curva de luz

300250200150100500

días despues de máxima luz

mag

nitu

d

Co56

Ni56 56Ni liberado porsupernovaDecaeradioactivamente en56Coen 6.1 dıas56Co decae en 56Feen 77.7 dıas


Nucleosintesis de elementos quımicos

Supernovas Estrellas chicas

Rayos cósmicosEstrellas masivas

Gran Explosión

Estamos hechos del material de las estrellas


Los observatorios espaciales


SN1987A: A 20 anos


SN1572 (Tycho): Emision en rayos X


Tycho: Candidata para companera


SN1054 (Cangrejo): Emision en optico


Cangrejo: Viento del pulsar


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