supernovas y sus remanentes - unamjane/astrofisica/sja-snr-11-1.pdf · supernovas y sus remanentes...

Supernovas y sus remanentes

Jane Arthur

VII Escuela de VeranoJulio 2011

Walter Baade y Fritz Zwickydiferenciaron “novas comunes” de “super-novas”

.

Novas comunesBrillo maximo corresponde a 20,000 luminosidades solares.Corresponde a la estrella mas brillante en un sistema estelar,M = −5Son visibles en todas partes donde un telescopio alcanza M=-5Hay 10 a 20 novas por ano en nuestra Galaxia.Una frecuencia parecida en la galaxia (nebula) de Andromeda.

SupernovasLas Super-novas son visibles a todas distanciasSu brillo maximo es tan brillante como una galaxia enteraCorresponde a M = −14Distancia a Andromeda era conocida (mediante las cefeidas)Luminosidad integrada sobre 25 dias corresponde a 10 millonesde anos de radiacion solarEnergıa es comparable a la energıa total de aniquilacion de unaestrella.Menos frecuentes: estimaron una por siglo por galaxiaNo hay eventos intermedios entre novas y supernovas

¿Como se ve una supernova?

Jane Arthur (CRyA-UNAM) Supernovas y sus remanentes Escuela de Verano 2011 5 / 56


Una supernova cada 30 anos en promedio en una galaxia tıpica


Fotometrıa

Curvas de luz


Fotometrıa


Espectroscopıa

Separar la luz por longitud de onda


Espectroscopıa

Espectro del Sol


Espectroscopıa

Espectro visible (optico)


Espectroscopıa


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


¿Como se convierte una estrella en Supernova?¿A que se deben los diferentes tipos de Supernova?


Evolucion estelar

presión

gravidad

Equilibrio Hidrostatico


Diagrama Hertzsprung-Russell


Secuencia principal

Quemado de H en He


Secuencia principal

M > 1.2M� — Ciclo CNO

Tc > 17 × 106 KJane Arthur (CRyA-UNAM) Supernovas y sus remanentes Escuela de Verano 2011 20 / 56

Secuencia principal

M < 1.2M� — Cadena proton-proton

Tc < 17 × 106 KJane Arthur (CRyA-UNAM) Supernovas y sus remanentes Escuela de Verano 2011 20 / 56

Secuencia principal

He acumula en el nucleo


(Super)gigante Roja


La estrella se infla


Quemado del helio

Proceso triple-α

T > 108 K, ε ∝ T 40


Quemado del helio

Proceso triple-α

4He +4He ↔

8Be8Be +

4He →12C + γ

y12C +

4He →16O + γ

T > 108 K, ε ∝ T 40


Quemado del helio

C y O acumulan en el nucleo


Nebulosa Planetaria, M < 8M�

Capas exterioresexpulsados

C-O nucleo expuesto


Nebulosa Planetaria, M < 8M�

No hay reaccionesnuclearesPresion dedegeneracion de loselectronesEnfriamiento paulatinoM(enana blanca) <

1.4M�


. . . 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


Supernova Tipo Ia

Estrella que ha perdidoenvolvente de H, HeEnana blanca limitada pormasa deChandrasekhar—1.4M�

No hay reacciones de fusion


Supernova Tipo Ia

Estrellas binarias—acrecionde la companeraFenomeno de nova recurrente(RS Oph)Quemado de H en C y Oaculuma masa suficiente paraexplosion


Deflagracion del carbono

Ignicion ocurra cuandoM > 1.38M�

C y O se queman hasta Fe enel nucleoOnda de deflagracion (llamasubsonica)Inestabilidades RT y KHaceleran el quemadotermonuclearSuficiente energıa generadapara romper la estrella.


Curva de luz

300250200150100500

días despues de máxima luz

mag

nitu

d

Co56

Ni56

56Ni liberado por supernova

56Ni −→

(6.1d)56Co + νe + γ

56Co −→

(77.7d)56Fe + νe + γ


Curva de luz

300250200150100500

días despues de máxima luz

mag

nitu

d

Co56

Ni56

Tiempo medio

N = N0e−λt

λ =log 2

t 12


Tycho Brahe (1573, De Stella Nova)

Baade (1945, ApJ 102, 309)

Ruiz-Lapuente (2004, ApJ 612, 357)

Krause et al. (2008, Nature 456, 617)

Rest et al. (2008, ApJ 681, 81)

Ecos de la historıa

Rest et al. (2008, ApJ 681, 81)

Krause et al. (2008, Nature 456, 617)

Una progenitora binaria

Ruiz-Lapuente, et al. (2004, Nature 431, 1096)

Ruiz-Lapuente, et al. (2004, Nature 431, 1096)

Single-degenerate progenitor

El remanente de supernova

Kamper & van den Bergh (1978, ApJ 224, 851)

Expansion de los filamentos

Kamper & van den Bergh (1978, ApJ 224, 851)

Radio

Reynoso et al. (1997, ApJ 491, 816)

Expansion


Rayos X

Warren et al. (2005, ApJ 634, 376)

Choque interno y externo

Warren et al. (2005, ApJ 634, 376)

Simulacion numerica

Blondin & Ellison (2001, ApJ 560, 244)

Efecto de produccion de rayos cosmicos

Blondin & Ellison (2001, ApJ 560, 244)

Infrarrojo

Rho (2009, priv. comm.)

Resumen: Supernova de Tycho

Estandarizacion de supernovas Tipo Ia - cosmologıaMecanismo de explosionAceleracion de rayos cosmicosExpansion de remanentes de supernova

supernovas y sus remanentes - unamjane/astrofisica/sja-snr-11-1.pdf · supernovas y sus remanentes...

Documents