Hablar del tamaño de las supernovas resulta confuso, ya que no son objetos, son eventos astronómicos: explosiones de estrellas. Existen dos tipos según su mecanismo de explosión: colapso gravitacional, más común, y termonuclear.
Las supernovas termonucleares ocurren si una enana blanca captura suficiente masa de otra estrella, lo que hace que su núcleo se derrita en segundos. Las enanas blancas son objetos muy densos que se forman cuando una estrella con una masa inferior a ocho veces la masa del Sol ha quemado todo su combustible. Por ejemplo, nuestro Sol acabará convirtiéndose en una enana blanca. Estos remanentes estelares tienen un diámetro del 1% del diámetro del Sol y una masa similar a la del Sol y, en muchos casos, se encuentran en sistemas binarios, cerca de otra estrella de la que pueden tomar masa. Cuando la enana blanca capta masa de la otra estrella, puede llegar un momento, bajo determinadas condiciones, en que su núcleo se derrita en segundos y provoque una onda de choque que destruya la estrella. La luminosidad de la enana blanca, que era muy pequeña debido a la falta de reacciones nucleares en su interior, aumenta 100 mil millones de veces. Este tipo de supernovas son las que más luz emiten porque la estrella queda completamente destruida.
Las supernovas de colapso gravitacional ocurren cuando termina la vida de una estrella supermasiva (con masas iguales o superiores a ocho veces la masa del Sol). Al final de su vida, estas estrellas tienen un núcleo de hierro rodeado por capas exteriores de elementos más ligeros. En ese momento, la estrella no tiene suficiente energía para fusionar el hierro, se rompe el equilibrio entre la presión generada por las reacciones nucleares (hacia afuera) y la presión gravitacional (hacia adentro), el núcleo se contrae y las capas externas caen encima. el centro de la estrella. Esto hace que el núcleo se caliente mucho y los átomos de hierro comiencen a desintegrarse, dando lugar a una gran cantidad de neutrones. El núcleo se calienta cada vez más y se producen más desintegraciones hasta que en menos de un segundo todo el hierro se desintegra y el núcleo colapsa. Lo que queda es un núcleo estelar formado principalmente por neutrones que emite una gran cantidad de neutrinos, partículas elementales muy ligeras. Estas partículas extraen una enorme cantidad de energía de la estrella, provocando su enfriamiento. El colapso termina cuando la densidad de neutrones es lo suficientemente grande como para que la repulsión de neutrones detenga el colapso. Lo que queda es un núcleo de neutrones con un radio de entre 10 y 20 kilómetros.
Respondiendo a tu pregunta, este sería el primer tamaño a mencionar. Este núcleo es lo que llamamos estrella de neutrones. El tamaño de ese núcleo se puede estimar mediante modelos teóricos. Otra opción para el destino de este tipo de supernova es la formación de un agujero negro. Si la masa del núcleo es lo suficientemente grande, los neutrones no son capaces de detener el colapso y, en lugar de formar una estrella de neutrones, nacerá un agujero negro. Debido a las incertidumbres en nuestros modelos teóricos, no se conoce con exactitud el límite exacto de la masa del núcleo necesaria para que se forme un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones. Además de dar lugar a una estrella de neutrones o un agujero negro, las supernovas de colapso gravitacional, al igual que las supernovas termonucleares, expulsan material a velocidades enormes. Cuando las capas exteriores caen sobre el núcleo, rebotan y se genera una onda de presión que las expulsa.
Si tu pregunta se refería más a la magnitud de la onda de choque de la supernova tras la explosión, aquí también podemos hacer cálculos aproximados, aunque es complicado ser preciso porque no solemos tener datos exactos de, por ejemplo, la masa del progenitor. estrella. o qué hay exactamente a su alrededor. Y además, hay que tener en cuenta nuestra falta de comprensión de algunos procesos que tienen lugar durante y después de la explosión.
Como comentaba, la explosión de una supernova provoca la expulsión de las capas exteriores de la estrella mediante ondas de choque. Estos residuos estelares acaban diluyéndose en el espacio después de millones de años. Antes de eso, hay un período de unos 400 años en el que el material de la estrella se expande libremente a velocidades de 10.000 kilómetros por segundo hasta que el frente de onda barre una cantidad suficientemente grande de material interestelar, igual a la masa de la estrella. las capas de estrellas que están en ese frente de onda. Cuando eso sucede, la expansión comienza a desacelerarse. En ese tiempo, el material ha viajado unos 10 años luz (1 año luz son 10 mil millones de kilómetros).
Después, la velocidad de expansión disminuye a medida que se arrastra más y más material sin perder mucha energía. Esto termina cuando han pasado unos 100.000 años. Hasta ese momento, la onda de choque emite energía en diferentes rangos del espectro electromagnético (que podemos observar con nuestros telescopios). Esta fase finaliza cuando el frente de onda comienza a irradiar suficiente luz como para perder energía, lo que provoca que se enfríe hasta entre 1 millón y 10 millones de años después de la explosión. Posteriormente, el remanente deja de expandirse y se disuelve en el medio interestelar. Hasta entonces ha recorrido unos 300 años luz.
Marina Cermeño Gavilán Es doctora en Física Teórica e investigadora del Instituto de Física Teórica de Madrid UAM-CSIC.
Pregunta enviada por correo electrónico por Angel Lino Bayugar.
Coordinación y redacción: Victoria Toro.
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