Supernova

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Restes de la supernova de Kepler, també coneguda com a SN 1604. Aquesta imatge és un fotomuntatge amb imatges del Telescopi espacial Hubble, l'Observarori de raigs-X Chandra i el Telescopi espacial Spitzer.

Una supernova és una explosió estel·lar més energètica que una nova. Correspon a l'última etapa de l'evolució de determinats estels (estels binaris, i estels massius). Durant aquesta etapa la lluminositat de l'estel pot augmentar en un factor de 108.

Les supernoves donen lloc a emissions de radiació electromagnètica intensíssimes que poden durar des de diverses setmanes a diversos mesos. Es caracteritzen per un ràpid augment d'intensitat fins a assolir un pic, i després decreixen en brillantor de forma més o menys suau fins a desaparèixer completament.

Fonamentalment s'originen a partir d'estrelles massives que ja no poden fusionar més el seu nucli, esgotat i incapaç de sostenir-se per mitjà de la pressió de degeneració dels electrons la qual cosa les porta a contraure's sobtadament i generar, en el procés, una gran emissió d'energia. També existeix un altre procés més violent capaç de generar emissions molt més intenses; es produeix quan una nana blanca companya d'una altra estrella, encara activa, agrega prou massa procedent de la segona com per superar el límit de Chandrasekhar i procedir a la fusió instantània de tot el seu nucli, fet que genera una enorme explosió termonuclear que expulsa gairebé tot el material que la formava. Les supernoves poden alliberar de l'ordre de 1044 joules d'energia. Per això hom ha adoptat el foe (equivalent a 1044 J) com a unitat estàndard per mesurar l'energia de les supernoves.

Les supernoves provoquen l'expulsió de les capes superficials de l'estrella en forma d'enormes ones de xoc, omplint l'espai que les envolta amb elements pesants, que originen núvols de pols i gas. Quan el front d'ona de l'explosió arriba a altres núvols de gas i pols propers, els comprimeix i aquest fet pot desencadenar la formació de noves nebuloses que formin, posteriorment, nous sistemes estel·lars, potser amb planetes rocosos, a causa de l'esmentada presència d'elements pesants procedents de l'explosió de la supernova.

Tipus de supernoves[modifica | modifica el codi]

Actualment les supernoves es classifiquen d'acord amb les línies d'absorció de diferents elements químics que apareixen en els seus espectres. La primera clau per a la divisió és la presència o absència d'hidrogen. Si l'espectre d'una supernova no conté cap línia d'hidrogen se la classifica com de tipus I, altrament es classifica com de tipus II. Dins d'aquests dos grups principals hi ha també subdivisions d'acord amb la presència d'altres línies en la corba de llum. Esquemàticament la classificació és la següent:

  • Tipus I: Sense línies de Balmer de l'hidrogen
  • Tipus Ia: línia Si II a 615,0 nm
  • Tipus Ib: línia He I a 587,6 nm
  • Tipus Ic: sense línies de l'heli
  • Tipus II Amb línies de Balmer de l'hidrogen
  • Tipus II-P: corba amb altiplà
  • Tipus II-L: corba amb decreixement lineal

Tipus Ia[modifica | modifica el codi]

Supergegants molt lluminoses

Tipus Ib i Ic[modifica | modifica el codi]

Supergegants menys lluminoses

Tipus II[modifica | modifica el codi]

Gegants lluminoses

Supernoves històriques[modifica | modifica el codi]

A continuació presentem una llista de les supernoves més importants observades des de la Terra en temps històrics. Les dates que s'hi donen assenyalen el moment en què van ser observades. En realitat, les supernoves van ocórrer molt abans, ja que la seva llum ha trigat cents o milers d'anys a arribar fins a la Terra.

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Supernova Modifica l'enllaç a Wikidata