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¡SUPERNOVA!
Jane Arthur
Centro de Radioastronomıa y AstrofısicaUNAM, Morelia
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El Cielo de Noche
Hemisferio norte de la Tierra: Oso MayorJane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 2 / 53
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El Cielo de Noche
Hemisferio sur: Nube Mayor de Magellanes
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¿Como se ve una supernova?
Supernova observada mas cercana desde 1604
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¿Como se ve una supernova?
Petroglifo en el Canon Chaco, Nuevo Mexico
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¿Como se ve una supernova?
Nueva estrella observada por Tycho Brahe en 1572Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 6 / 53
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¿Como se ve una supernova?
Una supernova cada 30 anos en promedio en una galaxia tıpica
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¿Que son las supernovas?
Ser astronomo es como ser detective
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Recoger las evidencias
Epoca moderna: grandes telescopios
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Fotometrıa: medir la luz
Curvas de luz
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Fotometrıa: medir la luz
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Espectroscopıa
Separar la luz por longitud de onda
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Espectroscopıa
Espectro del Sol
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Espectroscopıa
Espectro visible (optico)
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Efecto Doppler
observador
corridoal rojo
corridoal azul
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Efecto Doppler
observador
corridoal rojo
corridoal azul
continuo
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Efecto Doppler
observador
corridoal rojo
corridoal azul
absorción delcontinuo
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Efecto Doppler
observador
corridoal rojo
corridoal azul
línea deemisión
absorción delcontinuo
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Efecto Doppler
perfil delínearesultante
observador
corridoal rojo
corridoal azul
línea deemisión
absorción delcontinuo
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Efecto Doppler
vc
=1λ
λ0
1λ = 22 nm ,
λ0 = 656.3 nm ,
v ≈ 10, 000km s−1
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Mas pistas
Galaxias Espirales: Todo tipo de SNe
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Mas pistas
Galaxias Elıpticas: Unicamente SN Tipo Ia
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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
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Evolucion y estructura estelar
presión
gravidad
Equilibrio Hidrostatico
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Clasificando las estrellas
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Secuencia principal
Fusion nuclear de Hidrogeno en Helio
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Fusion nuclear en la Tierra
Energıa nuclear limpia
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Secuencia principal
Fusion nuclear en el centro del Sol
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Secuencia principal
Cadena proton-protonM < 1.2M�
Tc < 17 × 106 K
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Secuencia principal
Ciclo CNOM > 1.2M�
Tc > 17 × 106 K
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Final de la secuencia principal
Envolvente inerta deHidrógenode Hidrógeno
Núcleo inertode Helio
Cascarón de quemado
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La estrella se infla
Pollux
Sirio
Arcturus
Aldebaran
Sol
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Gigante Roja
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Quemado del helio
Proceso triple-αT > 108 Kε ∝ T 40
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Quemado del helio
de HidrógenoCascarón de quemado
Envolventeinerta de Hidrógeno
de quemadode Helio
Cascarón
Núcleo inertode carbono
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Nebulosa Planetaria, M < 8M�
Enana Blanca
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Nebulosa Planetaria, M < 8M�
Enana BlancaLımite deChandrasekharM < 1.4M�
Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 31 / 53
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Diagrama Hertzsprung-Russell
Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 32 / 53
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. . . y ¿que pasa ahora?
Estrellas binariasSirio A en secuenciaprincipalSirio B ya es enanablanca (1M�)
Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 33 / 53
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. . . y ¿que pasa ahora?
Estrellas binariasSeparacion es 20veces distanciaTierra-Sol1000,000,000 anosSirio A setransformera engigante roja
Jane Arthur (CRyA-UNAM) ¡SUPERNOVA! 19 febrero 2010 33 / 53
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Evolucion de la binaria
Acrecion de masa puede superar el lımite de Chandrasekhar
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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
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Supernova Tipo Ia
La estrella explota como supernova tipo Ia.
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Estrellas masivas
. . . y las estrellas masivas, M > 8M�?
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Una estrella masiva es como una cebolla. . .
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. . . tiene capas
i o
i
Hierro
oo
oio
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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
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Supergigante
Pollux
Sirio
Arcturus
Aldebaran
Sol
Rigel
Deneb
AntaresBetelgeuse
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Colapso del nucleo: segundos
protoestrellade neutrones
acreciónmaterial
onda de choque
neutrinosenergéticos
10km
300km
El nucleo de la estrella colapsa en 1 segundo
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Colapso del nucleo: segundos
¿Que pasa en el nucleo?Fotodesintegracion de Fe
56Fe + γ → 134He + 4n
Reaccion endotermicaCaptura de electrones
e + p νe + n
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Colapso del nucleo: segundos
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
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Supernova Tipo II
La estrella explota como supernova tipo II
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Pruebas
Neutrinos de SN1987A detectados.
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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
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Nucleosintesis de elementos quımicos
Supernovas Estrellas chicas
Rayos cósmicosEstrellas masivas
Gran Explosión
Estamos hechos del material de las estrellas
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Los observatorios espaciales
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SN1987A: A 20 anos
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SN1572 (Tycho): Emision en rayos X
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Tycho: Candidata para companera
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SN1054 (Cangrejo): Emision en optico
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Cangrejo: Viento del pulsar
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