Supernova

fenomen astronòmic; una explosió estel·lar més energètica que una nova

Una supernova és una explosió estel·lar tremendament energètica i lluminosa. Es tracta d'un esdeveniment astronòmic transitori que correspon a les fases finals de la vida d'un estel massiu o l'embalament de la fusió nuclear en un nan blanc. L'objecte original, el progenitor, es col·lapsa per esdevenir un estel de neutrons o un forat negre o és destruït. Una supernova pot arribar a brillar tant com una galàxia sencera abans d'anar-se apagant en un període de setmanes o mesos.

Plantilla:Infotaula esdevenimentSupernova
Imatge
SN 1994D (el punt lluminós del quadrant inferior esquerre), una supernova de tipus Ia situada a la galàxia NGC 4526
Tipustipus d'objecte astronòmic Modifica el valor a Wikidata

Les supernoves originen 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 manera 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 a 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 a 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 10×1044 joules d'energia. Per això, hom ha adoptat el foe (equivalent a 10×1044 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.

TipusModifica

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 n'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 IaModifica

Supergegants molt lluminoses

Tipus Ib i IcModifica

Supergegants menys lluminoses

Tipus IIModifica

Gegants lluminoses

Supernoves històriquesModifica

La següent és 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.

Vegeu tambéModifica

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Supernova