Supernova

Un grabado rupestre en la región de Burzahama de Cachemira , datado en4500 ± 1000 a. C.  mostrando lo que podría ser la nova HB9 ^{[ 9 ]} es el más antiguo de muchos registros de supernovas afirmados pero no verificables por personas prehistóricas. ^{[ 10 ]} La primera supernova ampliamente registrada fue SN 1006 , observada en el año 1006 d. C. en la constelación de Lupus . ^{[ 11 ]} Este evento fue descrito por observadores en China, Japón, Irak, Egipto y Europa. ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}

La supernova SN 1054 , que produjo la Nebulosa del Cangrejo , fue registrada por astrónomos chinos en el año 1054 d. C. ^{[ 15 ]} Las supernovas SN 1572 y SN 1604 , las últimas supernovas de la Vía Láctea observadas a simple vista, tuvieron una influencia notable en el desarrollo de la astronomía en Europa porque se utilizaron para argumentar en contra de la idea aristotélica de que el universo más allá de la Luna y los planetas era estático e inmutable. ^{[ 16 ]} Johannes Kepler comenzó a observar SN 1604 en su máximo esplendor el 17 de octubre de 1604, y continuó haciendo estimaciones de su brillo hasta que se desvaneció de la vista a simple vista un año después. ^{[ 17 ]} Fue la segunda supernova observada en una generación, después de que Tycho Brahe observara SN 1572 en Casiopea . ^{[ 18 ]}

Existe cierta evidencia de que la supernova más joven conocida en nuestra galaxia, G1.9+0.3 , ocurrió a finales del siglo XIX, considerablemente más recientemente que Cassiopeia A, alrededor de 1680. ^{[ 19 ]} Ninguna de las dos fue detectada en su momento. En el caso de G1.9+0.3, la alta extinción debida al polvo a lo largo del plano del disco galáctico podría haber atenuado el evento lo suficiente como para que pasara desapercibido. La situación de Cassiopeia A es menos clara; se han detectado ecos de luz infrarroja que demuestran que no se encontraba en una región de extinción especialmente alta. ^{[ 20 ]}

La Nebulosa del Cangrejo es una nebulosa de viento de púlsar asociada con la supernova 1054 .

Un texto de 1414 cita un informe de 1055: desde que "apareció la estrella funesta, ha pasado un año completo y hasta ahora su brillo no se ha desvanecido". ^{[ 21 ]}

Con el desarrollo del telescopio astronómico , se hizo posible la observación y el descubrimiento de supernovas más débiles y distantes. La primera observación de este tipo fue la de SN 1885A en la galaxia de Andrómeda . Una década después, se descubrieron dos supernovas más, SN 1895A y SN 1895B , en NGC 4424 y NGC 5253 respectivamente. ^{[ 29 ] [ 30 ]} Los primeros trabajos sobre lo que originalmente se creía que era simplemente una nueva categoría de novas se llevaron a cabo durante la década de 1920. Estas fueron llamadas de diversas maneras "novas de clase superior", "Hauptnovae" o "novas gigantes". ^{[ 31 ]} Se cree que el nombre «supernovas» fue acuñado por Walter Baade y Fritz Zwicky en conferencias en Caltech en 1931. Se utilizó, como «super-Novas», en un artículo de revista publicado por Knut Lundmark en 1933, ^{[ 32 ]} y en un artículo de 1934 de Baade y Zwicky. ^{[ 33 ]} Para 1938, el guion ya no se usaba y se utilizaba el nombre moderno. ^{[ 34 ]}

Rudolph Minkowski y Fritz Zwicky desarrollaron el esquema moderno de clasificación de supernovas a partir de 1941. ^{[ 35 ]} Durante la década de 1960, los astrónomos descubrieron que las intensidades máximas de las supernovas podían usarse como candelas estándar , y por lo tanto, como indicadores de distancias astronómicas. ^{[ 36 ]} Algunas de las supernovas más distantes observadas en 2003 parecían más tenues de lo esperado. Esto apoya la idea de que la expansión del universo se está acelerando . ^{[ 37 ]} Se desarrollaron técnicas para reconstruir eventos de supernovas que no tienen registros escritos de haber sido observados. La fecha del evento de supernova Cassiopeia A se determinó a partir de ecos de luz de nebulosas , ^{[ 38 ]} mientras que la edad del remanente de supernova RX J0852.0-4622 se estimó a partir de mediciones de temperatura ^{[ 39 ]} y las emisiones de rayos gamma de la desintegración radiactiva de ⁴⁴Ti . ^{[ 40 ]}

La supernova más luminosa jamás registrada es ASASSN-15lh , a una distancia de 3,82 gigaaños luz . Fue detectada por primera vez en junio de 2015 y alcanzó un máximo de 570 mil millones _de L☉ , el doble de la luminosidad bolométrica de cualquier otra supernova conocida. ^{[ 42 ]} La naturaleza de esta supernova es objeto de debate y se han sugerido varias explicaciones alternativas, como la disrupción por marea de una estrella por un agujero negro. ^{[ 43 ]} 

SN 2013fs fue registrada tres horas después del evento de supernova del 6 de octubre de 2013 por la Fábrica Intermedia de Transitorios de Palomar . Esta es una de las supernovas más tempranas detectadas después de la detonación, y es la más temprana para la que se han obtenido espectros, comenzando seis horas después de la explosión real. La estrella se encuentra en una galaxia espiral llamada NGC 7610 , a 160  millones de años luz de distancia en la constelación de Pegaso. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

La supernova SN 2016gkg fue detectada por el astrónomo aficionado Víctor Buso de Rosario , Argentina, el 20 de septiembre de 2016. ^{[ 46 ] [ 47 ]} Fue la primera vez que se observó la "ruptura de choque" inicial de una supernova óptica. ^{[ 46 ]} La estrella progenitora ha sido identificada en imágenes del Telescopio Espacial Hubble anteriores a su colapso. El astrónomo Alex Filippenko señaló: "Las observaciones de estrellas en los primeros momentos en que comienzan a explotar proporcionan información que no se puede obtener directamente de ninguna otra manera". ^{[ 46 ]}

Debido a que las supernovas son eventos relativamente raros dentro de una galaxia, ocurriendo aproximadamente tres veces por siglo en la Vía Láctea, ^{[ 3 ]} obtener una buena muestra de supernovas para estudiar requiere el monitoreo regular de muchas galaxias. Hoy en día, los astrónomos aficionados y profesionales encuentran alrededor de dos mil cada año, algunas cerca de su brillo máximo, otras en fotografías o placas astronómicas antiguas. Las supernovas en otras galaxias no se pueden predecir con una precisión significativa. Normalmente, cuando se descubren, ya están en curso. ^{[ 48 ]} Para usar las supernovas como candelas estándar para medir distancias, se requiere la observación de su luminosidad máxima. Por lo tanto, es importante descubrirlas mucho antes de que alcancen su máximo. Los astrónomos aficionados , que superan ampliamente en número a los astrónomos profesionales, han desempeñado un papel importante en el descubrimiento de supernovas, generalmente observando algunas de las galaxias más cercanas a través de un telescopio óptico y comparándolas con fotografías anteriores. ^{[ 49 ]}

Hacia finales del siglo XX, los astrónomos recurrieron cada vez más a telescopios controlados por computadora y CCD para la búsqueda de supernovas. Si bien estos sistemas son populares entre los aficionados, también existen instalaciones profesionales como el Telescopio de Imágenes Automáticas Katzman . ^{[ 50 ]} El proyecto Sistema de Alerta Temprana de Supernovas (SNEWS) utiliza una red de detectores de neutrinos para proporcionar una alerta temprana de una supernova en la galaxia Vía Láctea. ^{[ 51 ] [ 52 ]} Los neutrinos son partículas subatómicas que se producen en grandes cantidades durante una supernova y no son absorbidos significativamente por el gas interestelar y el polvo del disco galáctico. ^{[ 53 ]}

Las búsquedas de supernovas se dividen en dos categorías: aquellas centradas en eventos relativamente cercanos y aquellas que buscan objetos más lejanos. Debido a la expansión del universo , la distancia a un objeto remoto con un espectro de emisión conocido se puede estimar midiendo su desplazamiento Doppler (o corrimiento al rojo ); en promedio, los objetos más distantes se alejan con mayor velocidad que los cercanos, por lo que tienen un corrimiento al rojo mayor. Así, la búsqueda se divide entre corrimiento al rojo alto y corrimiento al rojo bajo, con el límite situado alrededor de un rango de corrimiento al rojo de z = 0,1–0,3, donde z es una medida adimensional del desplazamiento de frecuencia del espectro. ^{[ 54 ]}

Las búsquedas de supernovas a alto corrimiento al rojo generalmente implican la observación de curvas de luz de supernovas. Estas son útiles para candelas estándar o calibradas para generar diagramas de Hubble y hacer predicciones cosmológicas. La espectroscopia de supernovas, utilizada para estudiar la física y los entornos de las supernovas, es más práctica a bajo corrimiento al rojo que a alto. ^{[ 55 ] [ 56 ]} Las observaciones a bajo corrimiento al rojo también sirven como referencia para el extremo de baja distancia de la curva de Hubble , que es una gráfica de distancia versus corrimiento al rojo para galaxias visibles. ^{[ 57 ] [ 58 ]}

A medida que los programas de observación aumentan rápidamente el número de supernovas detectadas, se han recopilado conjuntos de observaciones (curvas de decaimiento de la luz, astrometría, observaciones previas a la supernova, espectroscopia). El conjunto de datos Pantheon, recopilado en 2018, detalló 1048 supernovas. ^{[ 59 ]} En 2021, este conjunto de datos se amplió a 1701 curvas de luz para 1550 supernovas tomadas de 18 estudios diferentes, un aumento del 50 % en menos de 3 años. ^{[ 60 ]}

Las supernovas de tipo I se subdividen según sus espectros: las de tipo Ia muestran una fuerte línea de absorción de silicio ionizado . Las supernovas de tipo I que carecen de esta fuerte línea se clasifican como tipo Ib e Ic; las de tipo Ib muestran fuertes líneas de helio neutro, mientras que las de tipo Ic carecen de ellas. Históricamente, las curvas de luz de las supernovas de tipo I se consideraban muy similares, demasiado como para establecer distinciones útiles. ^{[ 69 ]} Si bien se han estudiado las variaciones en las curvas de luz, la clasificación continúa basándose en criterios espectrales en lugar de en la forma de la curva de luz. ^{[ 68 ]}

Un pequeño número de supernovas de tipo Ia exhiben características inusuales, como luminosidad no estándar o curvas de luz ensanchadas, y estas se clasifican generalmente haciendo referencia al primer ejemplo que muestra características similares. Por ejemplo, la subluminosa SN 2008ha se suele denominar SN 2002cx -like o clase Ia-2002cx. ^{[ 70 ]}

Una pequeña proporción de supernovas de tipo Ic muestran líneas de emisión muy ensanchadas y mezcladas, lo que se interpreta como un indicio de velocidades de expansión muy altas para la materia eyectada. Estas se han clasificado como tipo Ic-BL o Ic-bl. ^{[ 71 ]}

Las supernovas ricas en calcio son un tipo raro de supernova muy rápida con líneas de calcio inusualmente fuertes en sus espectros. ^{[ 72 ] [ 73 ]} Los modelos sugieren que ocurren cuando se acumula material de una compañera rica en helio en lugar de una estrella rica en hidrógeno . Debido a las líneas de helio en sus espectros, pueden parecerse a las supernovas de tipo Ib, pero se cree que tienen progenitores muy diferentes. ^{[ 74 ]}

Se ha propuesto el tipo Ien para explicar las observaciones de la supernova SN 2021yfj . ^{[ 75 ]} Tras perder sus capas exteriores de hidrógeno, helio y carbono, la estrella, justo antes de la explosión, liberó una capa oculta e inusual de silicio , azufre y argón , elementos que no se observan con frecuencia en estrellas moribundas. ^{[ 76 ]} Durante la explosión, el material del núcleo de la estrella colisionó con la envoltura gaseosa, y el calor de la colisión hizo que la capa de silicio y azufre brillara. La explosión demostró que las estrellas pueden despojarse completamente de su material y aun así producir una explosión brillante observable desde muy lejos. El descubrimiento proporcionó evidencia directa de la estructura interna de las estrellas masivas , largamente teorizada pero difícil de observar . ^{[ 76 ]} En el nombre del tipo, "e" describe la posición de la capa de silicio/azufre en la estructura interna, mientras que "n" significa líneas de emisión estrechas. ^{[ 75 ]}

Las supernovas de tipo II también se pueden subdividir según sus espectros. Si bien la mayoría de las supernovas de tipo II muestran líneas de emisión muy anchas que indican velocidades de expansión de miles de kilómetros por segundo , algunas, como SN 2005gl , tienen características relativamente estrechas en sus espectros. Estas se denominan tipo IIn, donde la "n" significa "estrecha". ^{[ 68 ]}

Algunas supernovas, como SN 1987K ^{[ 78 ]} y SN 1993J , parecen cambiar de tipo: muestran líneas de hidrógeno en sus inicios, pero, a lo largo de semanas o meses, pasan a estar dominadas por líneas de helio. El término "Tipo IIb" se utiliza para describir la combinación de características normalmente asociadas con los tipos II y Ib. ^{[ 68 ]}

Type II supernovae with normal spectra dominated by broad hydrogen lines that remain for the life of the decline are classified on the basis of their light curves. The most common type shows a distinctive "plateau" in the light curve shortly after peak brightness where the visual luminosity stays relatively constant for several months before the decline resumes. These are called Type II-P referring to the plateau. Less common are Type II-L supernovae that lack a distinct plateau. The "L" signifies "linear" although the light curve is not actually a straight line.^[68]

Supernovae that do not fit into the normal classifications are designated peculiar, or "pec".^[68]

Zwicky defined additional supernovae types based on a very few examples that did not cleanly fit the parameters for Type I or Type II supernovae. SN 1961i in NGC 4303 was the prototype and only member of the Type III supernova class, noted for its broad light curve maximum and broad hydrogen Balmer lines that were slow to develop in the spectrum.^[69] SN 1961f in NGC 3003 was the prototype and only member of the Type IV class, with a light curve similar to a Type II-P supernova, with hydrogen absorption lines but weak hydrogen emission lines.^[69] The Type V class was coined for SN 1961V in NGC 1058, an unusual faint supernova or supernova impostor with a slow rise to brightness, a maximum lasting many months, and an unusual emission spectrum. The similarity of SN 1961V to the Eta Carinae Great Outburst was noted.^[79] Supernovae in M101 (1909) and M83 (1923 and 1957) were also suggested as possible Type IV or Type V supernovae.^[80]

These types would now all be treated as peculiar Type II supernovae (IIpec), of which many more examples have been discovered, although it is still debated whether SN 1961V was a true supernova following an LBV outburst or an impostor.^[69][81]

Una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar para elevar la temperatura de su núcleo lo suficiente como para iniciar la fusión de carbono , momento en el que experimenta una fusión nuclear desbocada , destruyéndola por completo. Se teoriza que existen tres vías por las cuales ocurre esta detonación: la acreción estable de material de una compañera, la colisión de dos enanas blancas o la acreción que causa la ignición en una capa que luego enciende el núcleo. El mecanismo dominante por el cual se producen las supernovas de tipo Ia sigue sin estar claro. ^{[ 83 ]} A pesar de esta incertidumbre sobre cómo se producen las supernovas de tipo Ia, estas tienen propiedades muy uniformes y son candelas estándar útiles a distancias intergalácticas. Se requieren algunas calibraciones para compensar el cambio gradual en las propiedades o las diferentes frecuencias de supernovas de luminosidad anormal a alto corrimiento al rojo, y para pequeñas variaciones en el brillo identificadas por la forma de la curva de luz o el espectro. ^{[ 84 ] [ 85 ]}

Tipo Ia normal

Existen varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero todos comparten un mecanismo subyacente común. Si una enana blanca de carbono - oxígeno acumulara suficiente materia para alcanzar el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 masas solares ^{[ 86 ]} (para una estrella no rotatoria), ya no podría sostener la mayor parte de su masa mediante la presión de degeneración electrónica ^{[ 87 ] [ 88 ]} y comenzaría a colapsar. Sin embargo, la visión actual es que este límite no se alcanza normalmente; el aumento de la temperatura y la densidad dentro del núcleo inicia la fusión del carbono a medida que la estrella se acerca al límite (a aproximadamente el 1%) ^{[ 89 ]} antes de que se inicie el colapso. ^{[ 86 ]} En contraste, para un núcleo compuesto principalmente de oxígeno, neón y magnesio, la enana blanca en colapso generalmente formará una estrella de neutrones . En este caso, solo una fracción de la masa de la estrella será expulsada durante el colapso. ^{[ 88 ]}

A los pocos segundos del proceso de colapso, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca sufre fusión nuclear, liberando suficiente energía (1–2 × 10 ⁴⁴ J  ) ^{[ 90 ]} para desintegrar la estrella en una supernova. ^{[ 91 ]} Se genera una onda de choque que se expande hacia afuera , con la materia alcanzando velocidades del orden de 5000–20000 km/s , o aproximadamente el 3% de la velocidad de la luz. También hay un aumento significativo en la luminosidad, alcanzando una magnitud absoluta de −19,3 (o 5  mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. ^{[ 92 ]}

El modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano. La estrella más masiva es la primera en abandonar la secuencia principal y se expande para formar una gigante roja . Ambas estrellas comparten una envoltura común, lo que provoca que su órbita mutua se reduzca. La estrella gigante entonces expulsa la mayor parte de su envoltura, perdiendo masa hasta que ya no puede continuar la fusión nuclear . En este punto, se convierte en una enana blanca, compuesta principalmente de carbono y oxígeno. ^{[ 93 ]} Finalmente, la estrella secundaria también abandona la secuencia principal para formar una gigante roja. La materia de la gigante es acrecentada por la enana blanca, lo que provoca que esta última aumente su masa. Los detalles exactos del inicio y de los elementos pesados ​​producidos en el evento catastrófico aún no están claros. ^{[ 94 ]}

Las supernovas de tipo Ia producen una curva de luz característica —la gráfica de luminosidad en función del tiempo— después del evento. Esta luminosidad se genera por la desintegración radiactiva del ⁵⁶Ni a través de ⁵⁶Co a ⁵⁶Fe . ^{[ 92 ]} La luminosidad máxima de la curva de luz es extremadamente consistente en las supernovas normales de tipo Ia, con una magnitud absoluta máxima de aproximadamente -19,3. Esto se debe a que las supernovas típicas de tipo Ia surgen de un tipo consistente de estrella progenitora mediante la adquisición gradual de masa, y explotan cuando adquieren una masa típica consistente, dando lugar a condiciones y comportamiento de supernova muy similares. Esto permite utilizarlas como una ^{[ 95 ]} candela estándar secundaria para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas. ^{[ 96 ]}

Un segundo modelo para la formación de supernovas de tipo Ia implica la fusión de dos estrellas enanas blancas, cuya masa combinada supera momentáneamente el límite de Chandrasekhar. ^{[ 97 ]} A esto se le conoce a veces como el modelo doblemente degenerado, ya que ambas estrellas son enanas blancas degeneradas. Debido a las posibles combinaciones de masa y composición química del par, existe mucha variación en este tipo de evento, ^{[ 98 ]} y, en muchos casos, puede que no haya ninguna supernova, en cuyo caso tendrán una curva de luz menos luminosa que la de las SN de tipo Ia más comunes. ^{[ 99 ]}

Las estrellas muy masivas pueden sufrir un colapso del núcleo cuando la fusión nuclear deja de ser capaz de sostenerlo contra su propia gravedad; superar este umbral es la causa de todos los tipos de supernova, excepto las de tipo Ia. El colapso puede provocar la expulsión violenta de las capas exteriores de la estrella, dando lugar a una supernova. Sin embargo, si la liberación de energía potencial gravitatoria es insuficiente, la estrella puede colapsar en un agujero negro o una estrella de neutrones con poca energía radiada. ^{[ 109 ]}

El colapso del núcleo puede ser causado por varios mecanismos diferentes: exceder el límite de Chandrasekhar ; captura de electrones ; inestabilidad de pares ; o fotodesintegración . ^{[ 109 ] [ 110 ] [ 111 ]}

• Cuando una estrella masiva desarrolla un núcleo de hierro mayor que la masa de Chandrasekhar, ya no podrá sostenerse por la presión de degeneración de electrones y colapsará aún más hasta convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro.
• La captura de electrones por el magnesio en un núcleo degenerado de O/Ne/Mg (estrella progenitora de 8 a 10 masas solares) elimina el soporte y provoca un colapso gravitacional seguido de una fusión explosiva de oxígeno, con resultados muy similares.
• La producción de pares electrón-positrón en un gran núcleo posterior a la combustión del helio elimina el soporte termodinámico y provoca un colapso inicial seguido de una fusión descontrolada, lo que da como resultado una supernova de inestabilidad de pares.
• Un núcleo estelar suficientemente grande y caliente puede generar rayos gamma con la energía suficiente para iniciar la fotodesintegración directamente, lo que provocará un colapso completo del núcleo.

La tabla que aparece a continuación enumera las causas conocidas del colapso del núcleo en estrellas masivas, los tipos de estrellas en las que se produce, el tipo de supernova asociado y el remanente resultante. La metalicidad es la proporción de elementos distintos del hidrógeno o el helio, en comparación con el Sol. La masa inicial es la masa de la estrella antes del evento de supernova, expresada en múltiplos de la masa del Sol, aunque la masa en el momento de la supernova puede ser mucho menor. ^{[ 109 ]}

Las supernovas de tipo IIn no aparecen en la tabla. Pueden producirse por diversos tipos de colapso de núcleo en diferentes estrellas progenitoras, posiblemente incluso por igniciones de enanas blancas de tipo Ia, aunque parece que la mayoría se originarán por el colapso del núcleo de hierro en supergigantes o hipergigantes luminosas (incluidas las LBV). Las estrechas líneas espectrales que les dan nombre aparecen porque la supernova se expande en una pequeña y densa nube de material circunestelar. ^{[ 112 ]} Parece que una proporción significativa de supuestas supernovas de tipo IIn son supernovas impostoras, erupciones masivas de estrellas similares a las LBV, parecidas a la Gran Erupción de Eta Carinae . En estos eventos, el material previamente eyectado de la estrella crea las estrechas líneas de absorción y provoca una onda de choque mediante la interacción con el material recién eyectado. ^{[ 113 ]}

Proceso detallado

Cuando un núcleo estelar deja de estar sostenido contra la gravedad, colapsa sobre sí mismo con velocidades que alcanzan los 70 000  km/s (0,23 c ), ^{[ 115 ]} lo que resulta en un rápido aumento de la temperatura y la densidad. Lo que sucede a continuación depende de la masa y la estructura del núcleo en colapso: los núcleos degenerados de baja masa forman estrellas de neutrones, los de mayor masa colapsan casi por completo en agujeros negros, y los núcleos no degenerados experimentan fusión desbocada. ^{[ 114 ] [ 116 ]}

El colapso inicial de los núcleos degenerados se acelera por la desintegración beta , la fotodesintegración y la captura de electrones, lo que provoca una ráfaga de neutrinos electrónicos . A medida que aumenta la densidad, la emisión de neutrinos se interrumpe al quedar atrapados en el núcleo. El núcleo interno alcanza finalmente un diámetro típico de 30 km ^{[ 117 ]} con una densidad comparable a la de un núcleo atómico , y la presión de degeneración de neutrones intenta detener el colapso. Si la masa del núcleo supera las 15 masas solares, la degeneración de neutrones resulta insuficiente para detener el colapso y se forma directamente un agujero negro sin supernova ^{[ 110 ] .} 

En los núcleos de menor masa, el colapso se detiene y el núcleo de neutrones recién formado tiene una temperatura inicial de aproximadamente 100  mil millones de kelvin , 6000 veces la temperatura del núcleo del Sol . ^{[ 114 ]} A esta temperatura, los pares neutrino-antineutrino de todos los sabores se forman eficientemente por emisión térmica . Estos neutrinos térmicos son varias veces más abundantes que los neutrinos de captura electrónica. ^{[ 118 ]} Acerca de10 ⁴⁶  julios , aproximadamente el 10% de la masa en reposo de la estrella, se convierten en una ráfaga de neutrinos de diez segundos, que es el principal resultado del evento. ^{[ 117 ] [ 119 ]} El colapso del núcleo, repentinamente detenido, rebota y produce una onda de choque que se estanca en el núcleo externo en cuestión de milisegundos ^{[ 120 ]} a medida que se pierde energía por la disociación de elementos pesados. Un proceso que no se comprende del todo.es necesario para permitir que las capas exteriores del núcleo se reabsorban alrededor10 ⁴⁴  julios ^{[ 119 ]} (1 foe ) del pulso de neutrinos , produciendo el brillo visible, aunque existen otras teorías que podrían alimentar la explosión. ^{[ 117 ]}

_{Parte del material de la envoltura exterior cae de nuevo sobre la estrella de} neutrones y, para núcleos de más de 8 M☉ , la cantidad de material que cae es suficiente para formar un agujero negro. Esta caída reduce la energía cinética generada y la masa del material radiactivo expulsado, pero en algunos casos también puede generar chorros relativistas que dan lugar a una explosión de rayos gamma o a una supernova excepcionalmente luminosa. ^{[ 121 ]} 

El colapso de un núcleo masivo no degenerado encenderá una mayor fusión. ^{[ 116 ]} Cuando el colapso del núcleo se inicia por inestabilidad de pares ( fotones que se convierten en pares electrón - positrón , reduciendo así la presión de radiación ) _, comienza la fusión de oxígeno y el colapso puede detenerse. Para masas de núcleo de 40 _a 60 M☉ , el colapso se detiene y la estrella permanece intacta, pero el colapso volverá a ocurrir cuando se haya formado un núcleo más grande. Para núcleos de alrededor de 60 a 130 M☉ , la fusión de oxígeno y elementos más pesados ​​es tan energética que toda la estrella se desintegra, causando una supernova. En el extremo superior del rango de masa, la supernova es inusualmente luminosa y extremadamente longeva debido a muchas masas solares de materia expulsada ^{. 56}  Ni . Para masas de núcleo aún mayores, la temperatura del núcleo se vuelve lo suficientemente alta como para permitir la fotodesintegración y el núcleo colapsa completamente en un agujero negro. ^{[ 122 ] [ 110 ]}

Tipo II

Las estrellas con masas iniciales inferiores a unas 8 M☉ nunca desarrollan un núcleo lo suficientemente grande _{como para colapsar y , finalmente, pierden sus atmósferas para convertirse en enanas blancas. Las estrellas con al menos 9 M☉ (} posiblemente hasta 12 M☉ [ 123 ^{] ) evolucionan} de forma compleja, quemando progresivamente elementos más pesados ​​a temperaturas más elevadas en sus núcleos. ^{[ 117 ] [ 124 ]} La estrella se estratifica como una cebolla, y la combustión de elementos que se fusionan más fácilmente ocurre en capas más grandes. ^{[ 109 ] [ 125 ]} Aunque popularmente se las describe como una cebolla con un núcleo de hierro, los progenitores de supernovas menos masivos solo tienen núcleos de oxígeno- neón ( -magnesio ). Estas superestrellas AGB pueden formar la mayoría de las supernovas de colapso de núcleo, aunque son menos luminosas y, por lo tanto, menos observadas que las de progenitores más masivos. ^{[ 123 ]}   

Si el colapso del núcleo ocurre durante una fase de supergigante cuando la estrella aún tiene una envoltura de hidrógeno, el resultado es una supernova de tipo II. ^{[ 126 ]} La tasa de pérdida de masa para las estrellas luminosas depende de la metalicidad y la luminosidad . Las estrellas extremadamente luminosas con una metalicidad cercana a la solar perderán todo su hidrógeno antes de alcanzar el colapso del núcleo y, por lo tanto, no formarán una supernova de tipo II. ^{[ 126 ]} Con baja metalicidad, todas las estrellas alcanzarán el colapso del núcleo con una envoltura de hidrógeno, pero las estrellas suficientemente masivas colapsan directamente en un agujero negro sin producir una supernova visible. ^{[ 109 ]}

Las estrellas con una masa inicial de hasta aproximadamente 90 veces la del Sol, o un poco menos a alta metalicidad, dan como resultado una supernova de tipo II-P, que es el tipo más comúnmente observado. A metalicidad moderada a alta, las estrellas cercanas al extremo superior de ese rango de masa habrán perdido la mayor parte de su hidrógeno cuando ocurra el colapso del núcleo y el resultado será una supernova de tipo II-L. ^{[ 127 ]} A metalicidad muy baja, las estrellas de alrededor de 140–250 M _☉ alcanzarán el colapso del núcleo por inestabilidad de pares mientras aún tienen una atmósfera de hidrógeno y un núcleo de oxígeno y el resultado será una supernova con características de tipo II pero una masa muy grande de eyección ⁵⁶ Ni y alta luminosidad. ^{[ 109 ] [ 128 ]}

Tipo Ib e Ic

Estas supernovas, como las de tipo II, son estrellas masivas que experimentan colapso de núcleo. A diferencia de los progenitores de las supernovas de tipo II, las estrellas que se convierten en supernovas de tipo Ib y tipo Ic han perdido la mayor parte de sus envolturas externas (de hidrógeno) debido a fuertes vientos estelares o a la interacción con una compañera. ^{[ 131 ]} Estas estrellas se conocen como estrellas Wolf-Rayet y se producen con metalicidad moderada a alta, donde los vientos impulsados ​​por el continuo causan tasas de pérdida de masa suficientemente altas. Las observaciones de supernovas de tipo Ib/c no coinciden con la ocurrencia observada o esperada de estrellas Wolf-Rayet. Explicaciones alternativas para este tipo de supernova de colapso de núcleo involucran estrellas despojadas de su hidrógeno por interacciones binarias. Los modelos binarios proporcionan una mejor concordancia con las supernovas observadas, con la salvedad de que nunca se han observado estrellas binarias de helio adecuadas. ^{[ 132 ]}

Las supernovas de tipo Ib son más comunes que las de tipo Ic y resultan de estrellas Wolf-Rayet de tipo WC que aún tienen helio en sus atmósferas. Para un rango estrecho de masas, las estrellas evolucionan más antes de alcanzar el colapso del núcleo para convertirse en estrellas WO con muy poco helio restante, y estas son las progenitoras de las supernovas de tipo Ic. ^{[ 133 ]}

Un pequeño porcentaje de las supernovas de tipo Ic están asociadas con estallidos de rayos gamma (GRB), aunque también se cree que cualquier supernova de tipo Ib o Ic despojada de hidrógeno podría producir un GRB, dependiendo de las circunstancias de la geometría. ^{[ 134 ]} El mecanismo para producir este tipo de GRB son los chorros producidos por el campo magnético del magnetar de rápida rotación formado en el núcleo colapsado de la estrella. Los chorros también transferirían energía a la capa exterior en expansión, produciendo una supernova superluminosa . ^{[ 121 ] [ 135 ] [ 136 ]}

Las supernovas ultradespojadas ocurren cuando la estrella en explosión ha sido despojada (casi) por completo hasta el núcleo metálico, a través de la transferencia de masa en un sistema binario cercano. ^{[ 137 ] [ 138 ]} Como resultado, se eyecta muy poco material de la estrella en explosión (aprox. 0,1 M _☉ ). En los casos más extremos, las supernovas ultradespojadas pueden ocurrir en núcleos metálicos desnudos, apenas por encima del límite de masa de Chandrasekhar. SN 2005ek ^{[ 139 ]} podría ser el primer ejemplo observacional de una supernova ultradespojada, dando lugar a una curva de luz relativamente tenue y de decaimiento rápido. La naturaleza de las supernovas ultradespojadas puede ser tanto de colapso de núcleo de hierro como de supernova de captura de electrones, dependiendo de la masa del núcleo en colapso. Se cree que las supernovas ultradespojadas están asociadas con la segunda explosión de supernova en un sistema binario, produciendo, por ejemplo, un sistema compacto de estrellas de neutrones dobles. ^{[ 140 ] [ 141 ]} 

En 2022, un equipo de astrónomos liderado por investigadores del Instituto Weizmann de Ciencias informó sobre la primera explosión de supernova que mostraba evidencia directa de una estrella progenitora Wolf-Rayet. SN 2019hgp fue una supernova de tipo Icn y también es la primera en la que se ha detectado el elemento neón. ^{[ 142 ] [ 143 ]}

El colapso del núcleo de algunas estrellas masivas puede no resultar en una supernova visible. Esto sucede si el colapso inicial del núcleo no puede ser revertido por el mecanismo que produce una explosión, generalmente porque el núcleo es demasiado masivo. Estos eventos son difíciles de detectar, pero grandes estudios han detectado posibles candidatos. ^{[ 147 ] [ 148 ]} La supergigante roja N6946-BH1 en NGC 6946 experimentó un modesto estallido en marzo de 2009, antes de desvanecerse de la vista. Solo queda una tenue fuente infrarroja en la ubicación de la estrella. ^{[ 149 ]}

Los gases expulsados ​​por una supernova se atenuarían rápidamente sin algún aporte de energía que los mantuviera calientes. La fuente de esta energía —que puede mantener el brillo óptico de la supernova durante meses— fue, en un principio, un enigma. Algunos consideraron la energía rotacional del púlsar central como fuente. ^{[ 153 ]} Aunque la energía que impulsa inicialmente cada tipo de supernova se entrega rápidamente, las curvas de luz están dominadas por el calentamiento radiactivo posterior de la materia eyectada en rápida expansión. La naturaleza intensamente radiactiva de los gases eyectados se calculó por primera vez sobre bases sólidas de nucleosíntesis a finales de la década de 1960, y desde entonces se ha demostrado que esto es correcto para la mayoría de las supernovas. ^{[ 154 ]} No fue hasta SN 1987A que la observación directa de las líneas de rayos gamma identificó inequívocamente los principales núcleos radiactivos. ^{[ 155 ]}

Ahora se sabe por observación directa que gran parte de la curva de luz (la gráfica de luminosidad en función del tiempo) después de la ocurrencia de una supernova de tipo II , como SN 1987A, se explica por las desintegraciones radiactivas predichas. ^{[ 15 ]} Aunque la emisión luminosa consiste en fotones ópticos, es la potencia radiactiva absorbida por los gases eyectados la que mantiene el remanente lo suficientemente caliente como para irradiar luz. La desintegración radiactiva de ⁵⁶Ni a través de sus hijas ⁵⁶Co a ⁵⁶El Fe produce fotones de rayos gamma , principalmente con energías de847 keV  y1238  keV , que son absorbidos y dominan el calentamiento y, por lo tanto, la luminosidad de la eyección en tiempos intermedios (varias semanas) a tiempos tardíos (varios meses). ^{[ 156 ]} La energía para el pico de la curva de luz de SN1987A fue proporcionada por la desintegración de ⁵⁶Ni a ⁵⁶Co (vida media de 6 días), mientras que la energía para la curva de luz posterior en particular se ajusta muy bien con la vida media de 77,3 días de ⁵⁶Co desintegrado en ⁵⁶Fe . Mediciones posteriores realizadas por telescopios espaciales de rayos gamma de la pequeña fracción de los ⁵⁶Compañía y ⁵⁷Los rayos gamma de Co que escaparon del remanente de SN 1987A sin absorción confirmaron predicciones anteriores de que esos dos núcleos radiactivos eran las fuentes de energía. ^{[ 155 ]}

La fase de decaimiento tardío de las curvas de luz visible para diferentes tipos de supernovas depende del calentamiento radiactivo, pero varía en forma y amplitud debido a los mecanismos subyacentes, la forma en que se produce la radiación visible, la época de su observación y la transparencia del material eyectado. ^{[ 157 ]} Las curvas de luz pueden ser significativamente diferentes en otras longitudes de onda. Por ejemplo, en longitudes de onda ultravioleta hay un pico temprano extremadamente luminoso que dura solo unas pocas horas correspondiente a la ruptura del choque lanzado por el evento inicial, pero esa ruptura es difícilmente detectable ópticamente. ^{[ 158 ] [ 159 ]}

Las curvas de luz para el tipo Ia son en su mayoría muy uniformes, con una magnitud absoluta máxima constante y una disminución relativamente pronunciada de la luminosidad. Su emisión de energía óptica está impulsada por la desintegración radiactiva de los ^{56 eyectados.}Ni (vida media de 6 días), que luego se desintegra en ^{56 radiactivo}Co (vida media 77 días). Estos radioisótopos excitan el material circundante hasta la incandescencia. ^{[ 92 ]} Los estudios modernos de cosmología se basan en ⁵⁶La radiactividad del Ni proporciona la energía para el brillo óptico de las supernovas de tipo Ia, que son las "candelas estándar" de la cosmología, pero cuyo diagnóstico847  keV yLos rayos gamma de 1238  keV se detectaron por primera vez recién en 2014. ^{[ 160 ]} Las fases iniciales de la curva de luz disminuyen abruptamente a medida que el tamaño efectivo de la fotosfera disminuye y la radiación electromagnética atrapada se agota. La curva de luz continúa disminuyendo en la banda B mientras que puede mostrar un pequeño hombro en el visible alrededor de los 40 días, pero esto es solo un indicio de un máximo secundario que ocurre en el infrarrojo a medida que ciertos elementos pesados ​​ionizados se recombinan para producir radiación infrarroja y la materia eyectada se vuelve transparente a ella. La curva de luz visible continúa disminuyendo a una tasa ligeramente mayor que la tasa de desintegración del cobalto radiactivo (que tiene la vida media más larga y controla la curva posterior), porque el material eyectado se vuelve más difuso y menos capaz de convertir la radiación de alta energía en radiación visible. Después de varios meses, la curva de luz cambia su tasa de disminución nuevamente a medida que la emisión de positrones de los ^{56 restantes}El Co se vuelve dominante, aunque esta porción de la curva de luz ha sido poco estudiada. ^{[ 161 ]}

Las curvas de luz de tipo Ib y Ic son similares a las de tipo Ia, aunque con una luminosidad máxima promedio menor. La emisión de luz visible se debe nuevamente a la conversión de la desintegración radiactiva en radiación visible, pero hay una masa mucho menor de la creada ⁵⁶Ni . La luminosidad máxima varía considerablemente e incluso existen supernovas de tipo Ib/c ocasionales con órdenes de magnitud más y menos luminosas que la norma. Las supernovas de tipo Ic más luminosas se denominan hipernovas y tienden a tener curvas de luz ensanchadas, además de una mayor luminosidad máxima. Se cree que la fuente de la energía adicional son chorros relativistas impulsados ​​por la formación de un agujero negro en rotación, que también producen estallidos de rayos gamma. ^{[ 162 ] [ 163 ]}

Las curvas de luz de las supernovas de tipo II se caracterizan por un declive mucho más lento que las de tipo I, del orden de 0,05 magnitudes por día, ^{[ 77 ]} excluyendo la fase de meseta. La emisión de luz visible está dominada por la energía cinética en lugar de la desintegración radiactiva durante varios meses, debido principalmente a la existencia de hidrógeno en la materia eyectada de la atmósfera de la estrella progenitora supergigante. En la destrucción inicial, este hidrógeno se calienta e ioniza. La mayoría de las supernovas de tipo II muestran una meseta prolongada en sus curvas de luz a medida que este hidrógeno se recombina, emitiendo luz visible y volviéndose más transparente. A esto le sigue una curva de luz descendente impulsada por la desintegración radiactiva, aunque más lenta que en las supernovas de tipo I, debido a la eficiencia de conversión en luz de todo el hidrógeno. ^{[ 69 ]}

En las supernovas de tipo II-L, la meseta está ausente porque el progenitor tenía relativamente poco hidrógeno restante en su atmósfera, suficiente para aparecer en el espectro, pero insuficiente para producir una meseta notable en la emisión de luz. En las supernovas de tipo IIb, la atmósfera de hidrógeno del progenitor está tan agotada (se cree que debido al desprendimiento por fuerzas de marea de una estrella compañera) que la curva de luz se asemeja más a la de una supernova de tipo I, e incluso el hidrógeno desaparece del espectro después de varias semanas. ^{[ 69 ]}

Las supernovas de tipo IIn se caracterizan por líneas espectrales estrechas adicionales producidas en una densa envoltura de material circunestelar. Sus curvas de luz son generalmente muy amplias y extensas, ocasionalmente también extremadamente luminosas y denominadas supernovas superluminosas. Estas curvas de luz se producen por la conversión altamente eficiente de la energía cinética de la materia eyectada en radiación electromagnética mediante la interacción con la densa envoltura de material. Esto solo ocurre cuando el material es suficientemente denso y compacto, lo que indica que fue producido por la propia estrella progenitora poco antes de que ocurriera la supernova. ^{[ 164 ] [ 165 ]}

Se han catalogado y clasificado grandes cantidades de supernovas para proporcionar candelas de distancia y modelos de prueba. ^{[ 166 ] [ 167 ]} Las características promedio varían un poco con la distancia y el tipo de galaxia anfitriona, pero se pueden especificar a grandes rasgos para cada tipo de supernova.

Notas:

Un enigma de larga data en torno a las supernovas de tipo II es por qué el objeto compacto restante recibe una gran velocidad alejándose del epicentro; ^{[ 171 ]} se observa que los púlsares , y por lo tanto las estrellas de neutrones, tienen altas velocidades peculiares , y presumiblemente los agujeros negros también, aunque son mucho más difíciles de observar de forma aislada. El impulso inicial puede ser sustancial, impulsando un objeto de más de una masa solar a una velocidad de 500  km/s o más. Esto indica una asimetría de expansión, pero el mecanismo por el cual el momento se transfiere al objeto compacto permaneceun enigma. Las explicaciones propuestas para este impulso incluyen la convección en la estrella en colapso, la eyección asimétrica de materia durante la formación de estrellas de neutrones y las emisiones asimétricas de neutrinos . ^{[ 171 ] [ 172 ]}

Una posible explicación para esta asimetría es la convección a gran escala sobre el núcleo. La convección puede crear variaciones radiales en la densidad, dando lugar a variaciones en la cantidad de energía absorbida del flujo de neutrinos. ^{[ 114 ]} Sin embargo, el análisis de este mecanismo predice solo una modesta transferencia de momento. ^{[ 173 ]} Otra posible explicación es que la acreción de gas sobre la estrella de neutrones central puede crear un disco que impulsa chorros altamente direccionales, expulsando materia a alta velocidad fuera de la estrella y generando choques transversales que la desintegran por completo. Estos chorros podrían desempeñar un papel crucial en la supernova resultante. ^{[ 174 ] [ 175 ]} (Se utiliza un modelo similar para explicar los estallidos de rayos gamma largos). El mecanismo dominante puede depender de la masa de la estrella progenitora. ^{[ 172 ]}

También se han confirmado asimetrías iniciales en supernovas de tipo Ia mediante observación. Este resultado podría significar que la luminosidad inicial de este tipo de supernova depende del ángulo de visión. Sin embargo, la expansión se vuelve más simétrica con el paso del tiempo. Las asimetrías tempranas se pueden detectar midiendo la polarización de la luz emitida. ^{[ 176 ]}

Aunque las supernovas se conocen principalmente como eventos luminosos, la radiación electromagnética que emiten es casi un efecto secundario menor. Particularmente en el caso de las supernovas de colapso de núcleo, la radiación electromagnética emitida es una pequeña fracción de la energía total liberada durante el evento. ^{[ 178 ]}

Existe una diferencia fundamental entre el equilibrio de producción de energía en los distintos tipos de supernovas. En las detonaciones de enanas blancas de tipo Ia, la mayor parte de la energía se dirige a la síntesis de elementos pesados ​​y a la energía cinética de la materia eyectada. ^{[ 179 ]} En las supernovas de colapso de núcleo, la gran mayoría de la energía se dirige a la emisión de neutrinos , y si bien parte de esta aparentemente impulsa la destrucción observada, más del 99 % de los neutrinos escapan de la estrella en los primeros minutos posteriores al inicio del colapso. ^{[ 51 ]}

Las supernovas estándar de tipo Ia obtienen su energía de una fusión nuclear descontrolada de una enana blanca de carbono-oxígeno. Los detalles de la energética aún no se comprenden completamente, pero el resultado es la eyección de toda la masa de la estrella original a alta energía cinética. Alrededor de la mitad de la masa solar de esa masa es ⁵⁶Ni generado a partir de la combustión del silicio . ⁵⁶El Ni es radiactivo y se desintegra en ⁵⁶Co por desintegración beta positiva (con una vida media de seis días) y rayos gamma. ⁵⁶El propio Co se desintegra por la vía beta más ( positrón ) con una vida media de 77 días en el estado estable ⁵⁶Fe . Estos dos procesos son responsables de la radiación electromagnética de las supernovas de tipo Ia. En combinación con la transparencia cambiante del material eyectado, producen la curva de luz que disminuye rápidamente. ^{[ 177 ]}

Las supernovas de colapso de núcleo son en promedio visualmente más débiles que las supernovas de tipo Ia, ^{[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ]} pero la energía total liberada es mucho mayor, como se describe en la siguiente tabla.

En algunas supernovas de colapso de núcleo, el material que cae sobre un agujero negro impulsa chorros relativistas que pueden producir una breve ráfaga energética y direccional de rayos gamma, y ​​también transfieren una cantidad considerable de energía adicional al material eyectado. Este es un escenario para la producción de supernovas de alta luminosidad y se cree que es la causa de las hipernovas de tipo Ic y las ráfagas de rayos gamma de larga duración. ^{[ 184 ]} Si los chorros relativistas son demasiado breves y no logran penetrar la envoltura estelar, entonces se puede producir una ráfaga de rayos gamma de baja luminosidad y la supernova puede ser subluminosa. ^{[ 185 ]}

Cuando una supernova ocurre dentro de una pequeña y densa nube de material circunestelar, produce una onda de choque que puede convertir eficientemente una alta fracción de la energía cinética en radiación electromagnética. Aunque la energía inicial fue completamente normal, la supernova resultante tendrá una alta luminosidad y una duración prolongada, ya que no depende de la desintegración radiactiva exponencial. Este tipo de evento puede causar hipernovas de tipo IIn. ^{[ 186 ] [ 187 ]}

Aunque las supernovas de inestabilidad de pares son supernovas de colapso de núcleo con espectros y curvas de luz similares a las de tipo II-P, su naturaleza tras el colapso del núcleo se asemeja más a la de una gigante de tipo Ia con fusión descontrolada de carbono, oxígeno y silicio. La energía total liberada por los eventos de mayor masa es comparable a la de otras supernovas de colapso de núcleo, pero se cree que la producción de neutrinos es muy baja, por lo que la energía cinética y electromagnética liberada es muy alta. Los núcleos de estas estrellas son mucho más grandes que los de cualquier enana blanca, y la cantidad de níquel radiactivo y otros elementos pesados ​​expulsados ​​de sus núcleos puede ser órdenes de magnitud mayor, con la consiguiente alta luminosidad visual. ^{[ 188 ]}

La clasificación del tipo de supernova está estrechamente ligada al tipo de estrella progenitora en el momento del colapso. La ocurrencia de cada tipo de supernova depende de la metalicidad de la estrella, ya que esta afecta la fuerza del viento estelar y, por lo tanto, la velocidad a la que la estrella pierde masa. ^{[ 189 ]}

Las supernovas de tipo Ia se producen a partir de estrellas enanas blancas en sistemas estelares binarios y ocurren en todos los tipos de galaxias . ^{[ 190 ]} Las supernovas de colapso de núcleo solo se encuentran en galaxias que experimentan formación estelar actual o muy reciente, ya que resultan de estrellas masivas de corta vida. Se encuentran más comúnmente en espirales de tipo Sc, pero también en los brazos de otras galaxias espirales y en galaxias irregulares , especialmente galaxias con brotes de formación estelar . ^{[ 191 ] [ 192 ] [ 193 ]}

Se hipotetiza que las supernovas de tipo Ib y Ic se produjeron por el colapso del núcleo de estrellas masivas que perdieron su capa exterior de hidrógeno y helio, ya sea a través de fuertes vientos estelares o transferencia de masa a una compañera. ^{[ 163 ]} Normalmente ocurren en regiones de nueva formación estelar y son extremadamente raras en galaxias elípticas . ^{[ 74 ]} Los progenitores de las supernovas de tipo IIn también tienen altas tasas de pérdida de masa en el período justo antes de sus explosiones. ^{[ 194 ]} Se ha observado que las supernovas de tipo Ic ocurren en regiones que son más ricas en metales y tienen tasas de formación estelar más altas que el promedio para sus galaxias anfitrionas. ^{[ 195 ]} La tabla muestra el progenitor para los principales tipos de supernova de colapso de núcleo y las proporciones aproximadas que se han observado en el vecindario local.

Existen varias dificultades para conciliar la evolución estelar modelada y observada que conduce a las supernovas de colapso de núcleo. Las supergigantes rojas son las progenitoras de la gran mayoría de las supernovas de colapso de núcleo, y estas se han observado, pero solo a masas y luminosidades relativamente bajas, por debajo de aproximadamente ₁₈ M☉ y 100 000 L☉ , respectivamente. La mayoría de las progenitoras de las supernovas de tipo II no se detectan y deben ser considerablemente más débiles y, presumiblemente _, menos masivas. Esta discrepancia se ha denominado el problema de las supergigantes rojas . ^{[ 196 ]} Fue descrito por primera vez en 2009 por Stephen Smartt, quien también acuñó el término. Después de realizar una búsqueda de supernovas limitada por volumen, Smartt et al. encontraron que los límites de masa inferior y superior para la formación de supernovas de tipo II-P eran:  8,5 +1 −1,5 M _☉ y 16,5 ± 1,5 M _☉ , respectivamente. El primero es consistente con los límites superiores de masa esperados para la formación de progenitores de enanas blancas, pero el segundo no es consistente con las poblaciones de estrellas masivas en el Grupo Local. ^{[ 197 ]} El límite superior para supergigantes rojas que producen una explosión de supernova visible se ha calculado en 19 +4 −2 M _☉  . ^{[ 196 ]}

Se cree que las supergigantes rojas de mayor masa no explotan como supernovas, sino que evolucionan hacia temperaturas más altas. Se han confirmado varios progenitores de supernovas de tipo IIb, entre ellos supergigantes K y G, además de una supergigante A. ^{[ 198 ]} Se proponen hipergigantes amarillas o LBV como progenitores de las supernovas de tipo IIb, y casi todas las supernovas de tipo IIb lo suficientemente cercanas como para observarlas han mostrado dichos progenitores. ^{[ 199 ] [ 200 ]}

Las supergigantes azules forman una proporción inesperadamente alta de progenitores de supernovas confirmados, en parte debido a su alta luminosidad y fácil detección, mientras que aún no se ha identificado claramente ningún progenitor Wolf-Rayet. ^{[ 198 ] [ 201 ]} Los modelos han tenido dificultades para mostrar cómo las supergigantes azules pierden suficiente masa para alcanzar la supernova sin progresar a una etapa evolutiva diferente. Un estudio ha mostrado una posible ruta para que las variables azules luminosas post-supergigantes rojas de baja luminosidad colapsen, muy probablemente como una supernova de tipo IIn. ^{[ 202 ]} Se han detectado varios ejemplos de progenitores luminosos calientes de supernovas de tipo IIn: SN 2005gy y SN 2010jl eran estrellas luminosas aparentemente masivas, pero están muy distantes; y SN 2009ip tenía un progenitor altamente luminoso que probablemente fue una LBV, pero es una supernova peculiar cuya naturaleza exacta está en disputa. ^{[ 198 ]}

Los progenitores de las supernovas de tipo Ib/c no se observan en absoluto, y las restricciones sobre su posible luminosidad suelen ser menores que las de las estrellas WC conocidas . ^{[ 198 ]} Las estrellas WO son extremadamente raras y visualmente relativamente débiles, por lo que es difícil decir si tales progenitores están ausentes o simplemente aún no se han observado. Los progenitores muy luminosos no se han identificado con certeza, a pesar de que se han observado numerosas supernovas lo suficientemente cerca como para que dichos progenitores se hubieran fotografiado claramente. ^{[ 201 ]} El modelado de poblaciones muestra que las supernovas de tipo Ib/c observadas podrían reproducirse mediante una mezcla de estrellas masivas individuales y estrellas de envoltura despojada de sistemas binarios interactuantes. ^{[ 132 ]} La continua falta de detección inequívoca de progenitores para las supernovas normales de tipo Ib e Ic puede deberse a que la mayoría de las estrellas masivas colapsan directamente en un agujero negro sin un estallido de supernova . La mayoría de estas supernovas se producen entonces a partir de estrellas de helio de menor masa y baja luminosidad en sistemas binarios. Un pequeño número provendría de estrellas masivas de rápida rotación, probablemente correspondientes a los eventos de tipo Ic-BL de alta energía que están asociados con estallidos de rayos gamma de larga duración. ^{[ 198 ]}

Las supernovas son una fuente importante de elementos en el medio interestelar, desde el oxígeno hasta el rubidio, ^{[ 204 ] [ 205 ] [ 206 ]} aunque las abundancias teóricas de los elementos producidos o vistos en los espectros varían significativamente dependiendo de los distintos tipos de supernovas. ^{[ 206 ]} Las supernovas de tipo Ia producen principalmente silicio y elementos del pico del hierro, metales como el níquel y el hierro. ^{[ 207 ] [ 208 ]} Las supernovas de colapso de núcleo expulsan cantidades mucho menores de elementos del pico del hierro que las supernovas de tipo Ia, pero masas mayores de elementos alfa ligeros como el oxígeno y el neón, y elementos más pesados ​​que el zinc. Esto último es especialmente cierto en el caso de las supernovas de captura de electrones. ^{[ 209 ]} La mayor parte del material expulsado por las supernovas de tipo II es hidrógeno y helio. ^{[ 210 ]} Los elementos pesados ​​se producen por: fusión nuclear para núcleos de hasta ³⁴S ; reordenamiento de la fotodesintegración del silicio y cuasiequilibrio durante la combustión del silicio para núcleos entre ³⁶Ar y ⁵⁶Ni ; y captura rápida de neutrones ( proceso r ) durante el colapso de la supernova para elementos más pesados ​​que el hierro. El proceso r produce núcleos altamente inestables ricos en neutrones que se desintegran rápidamente en forma beta, transformándose en formas más estables. En las supernovas, las reacciones del proceso r son responsables de aproximadamente la mitad de todos los isótopos de elementos más allá del hierro, ^{[ 211 ]} aunque las fusiones de estrellas de neutrones pueden ser la principal fuente astrofísica de muchos de estos elementos. ^{[ 204 ] [ 212 ]}

En el universo moderno, las estrellas antiguas de la rama asintótica de gigantes (AGB) son la fuente dominante de polvo proveniente de óxidos, carbono y elementos del proceso s . ^{[ 204 ] [ 213 ]} Sin embargo, en el universo primitivo, antes de la formación de las estrellas AGB, las supernovas podrían haber sido la principal fuente de polvo. ^{[ 214 ]}

Los restos de muchas supernovas consisten en un objeto compacto y una onda de choque de material que se expande rápidamente. Esta nube de material barre el medio interestelar circundante durante una fase de expansión libre, que puede durar hasta dos siglos. Posteriormente, la onda experimenta gradualmente un período de expansión adiabática y se enfría y mezcla lentamente con el medio interestelar circundante durante un período de aproximadamente 10 000 años. ^{[ 215 ]}

El Big Bang produjo hidrógeno, helio y trazas de litio , mientras que todos los elementos más pesados ​​se sintetizan en estrellas, supernovas y colisiones entre estrellas de neutrones (debido indirectamente a las supernovas). Las supernovas tienden a enriquecer el medio interestelar circundante con elementos distintos del hidrógeno y el helio, a los que los astrónomos suelen referirse como "metales". ^{[ 216 ]} Estos elementos eyectados enriquecen finalmente las nubes moleculares que son los lugares de formación estelar. ^{[ 217 ]} Así, cada generación estelar tiene una composición ligeramente diferente, que va desde una mezcla casi pura de hidrógeno y helio hasta una composición más rica en metales. Las supernovas son el mecanismo dominante para distribuir estos elementos más pesados, que se forman en una estrella durante su período de fusión nuclear. Las diferentes abundancias de elementos en el material que forma una estrella tienen influencias importantes en la vida de la estrella, ^{[ 216 ] [ 218 ]} y pueden influir en la posibilidad de que haya planetas orbitándola: se forman más planetas gigantes alrededor de estrellas de mayor metalicidad. ^{[ 219 ] [ 220 ]}

La energía cinética de un remanente de supernova en expansión puede desencadenar la formación estelar al comprimir nubes moleculares densas cercanas en el espacio. ^{[ 221 ]} El aumento de la presión turbulenta también puede impedir la formación estelar si la nube no puede perder el exceso de energía. ^{[ 222 ]}

La evidencia proveniente de los productos de desintegración de isótopos radiactivos de corta duración muestra que una supernova cercana ayudó a determinar la composición del Sistema Solar hace 4.500  millones de años, e incluso pudo haber desencadenado la formación de este sistema. ^{[ 223 ]}

Las ráfagas de radio rápidas (FRB, por sus siglas en inglés) son pulsos intensos y transitorios de ondas de radio que generalmente no duran más de milisegundos. Se han propuesto muchas explicaciones para estos eventos; los magnetares producidos por supernovas de colapso de núcleo son los principales candidatos. ^{[ 224 ] [ 225 ] [ 226 ] [ 227 ]}

Se cree que los remanentes de supernova aceleran una gran fracción de los rayos cósmicos primarios galácticos , pero solo se ha encontrado evidencia directa de la producción de rayos cósmicos en un pequeño número de remanentes. Se han detectado rayos gamma provenientes de la desintegración de piones en los remanentes de supernova IC 443 y W44. Estos se producen cuando los protones acelerados del remanente impactan contra material interestelar. ^{[ 228 ]}

Las supernovas son fuentes galácticas potencialmente fuertes de ondas gravitacionales , ^{[ 229 ]} pero hasta ahora no se ha detectado ninguna. Los únicos eventos de ondas gravitacionales detectados hasta el momento provienen de fusiones de agujeros negros y estrellas de neutrones, probables remanentes de supernovas. ^{[ 230 ]} Al igual que las emisiones de neutrinos, se espera que las ondas gravitacionales producidas por una supernova de colapso de núcleo lleguen antes que la luz generada por la explosión subsiguiente. En consecuencia, pueden proporcionar información sobre el proceso de colapso de núcleo que no está disponible por otros medios. La mayoría de las señales de ondas gravitacionales predichas por los modelos de supernovas son de corta duración, duran menos de un segundo y, por lo tanto, son difíciles de detectar. El uso de la llegada de una señal de neutrino puede proporcionar un disparador que puede identificar la ventana de tiempo en la que buscar la onda gravitacional, ayudando a distinguirla del ruido de fondo. ^{[ 231 ]}

Una supernova cercana a la Tierra es una supernova lo suficientemente próxima a la Tierra como para tener efectos perceptibles en su biosfera . Dependiendo del tipo y la energía de la supernova, podría estar a una distancia de hasta 3000 años luz. En 1996 se teorizó que podrían detectarse rastros de supernovas pasadas en la Tierra en forma de firmas de isótopos metálicos en estratos rocosos . Posteriormente se informó de un enriquecimiento de hierro-60 en rocas de aguas profundas del Océano Pacífico . ^{[ 232 ] [ 233 ] [ 234 ]} En 2009, se encontraron niveles elevados de iones nitrato en el hielo antártico, lo que coincidió con las supernovas 1006 y 1054. Los rayos gamma de estas supernovas podrían haber aumentado los niveles atmosféricos de óxidos de nitrógeno, que quedaron atrapados en el hielo. ^{[ 235 ]}

Históricamente, las supernovas cercanas podrían haber influido en la biodiversidad del planeta. Los registros geológicos sugieren que los eventos de supernovas cercanas provocaron un aumento de los rayos cósmicos, lo que a su vez produjo un clima más frío. Una mayor diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador generó vientos más fuertes, aumentó la mezcla oceánica y facilitó el transporte de nutrientes a las aguas poco profundas a lo largo de las plataformas continentales . Esto condujo a una mayor biodiversidad. ^{[ 236 ] [ 237 ]}

Se cree que las supernovas de tipo Ia son potencialmente las más peligrosas si ocurren lo suficientemente cerca de la Tierra. Debido a que estas supernovas se originan a partir de estrellas enanas blancas tenues y comunes en sistemas binarios, es probable que una supernova que pueda afectar a la Tierra ocurra de forma impredecible y en un sistema estelar poco estudiado. El candidato conocido más cercano es IK Pegasi (HR 8210), a unos 150 años luz de distancia, ^{[ 238 ] [ 239 ]} pero las observaciones sugieren que podrían pasar hasta 1900  millones de años antes de que la enana blanca pueda acumular la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia. ^{[ 240 ]}

Según una estimación de 2003, una supernova de tipo II tendría que estar a menos de 8 pársecs (26 años luz) para destruir la mitad de la capa de ozono de la Tierra, y no hay candidatos de ese tipo a menos de unos 500 años luz. ^{[ 241 ]}