Supernovas..   Leave a comment

Supernova 1987A, situada en la Gran Nebulosa de Magallanes, a unos 180.000 años luz de la Tierra …

Lo Más bello…

Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-».

Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad luminosa hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el resto de la galaxia. Posteriormente su brillo decrece de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba.

La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Un ejemplo es RCW 86.

Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas

 

Clasificación

Imagen del telescopio espacial Hubble mostrando la supernova 1994D abajo a la izquierda y la galaxia NGC 4526

La clasificación de las supernovas tiene razones históricas, y nació de los primeros intentos, por parte de los astrónomos, de comprenderlas; es así como se empezó agrupándolas de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.

La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I; de lo contrario, se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas.

 Índice

Tipo I
Sin líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo Ia
Línea Si II a 615.0 nm
Tipo Ib
Línea He I a 587.6 nm
Tipo Ic
Sin líneas del helio
Tipo II
Con líneas de Balmer del hidrógeno
Tipo II-P
Meseta
Tipo II-L
Decrecimiento lineal

 Tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son, por mucho, las más potentes de todas, pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística).

Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbonooxígeno desde una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva evolucione (abandone la secuencia principal) antes que la estrella de menor masa. Una estrella con menos de 8-9 masas solares evoluciona, al final de su vida, en una enana blanca. Por esto es corriente que, en sus etapas finales, un sistema binario esté constituido por una enana blanca y una gigante roja con sus capas exteriores muy expandidas (ver:Evolución estelar:gigantes rojas).

Esta envoltura, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia, delimitado por una superficie equipotencial llamada lóbulo de Roche, en el que predomina su fuerza de gravedad. Si parte de la envoltura de la gigante roja, que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por ésta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como nova). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la fusión del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie, éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La manera en que propaga la energía de la explosión en el interior de la enana es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía está en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación del frente de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce cómo dicha ignición hace su transición de deflagración subsónica a detonación supersónica.

Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa onda de choque que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas, emitiendo alrededor de 1044 J (1 foe). Normalmente no quedan rastros de la estrella que originó el cataclismo, sino sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del campo gravitatorio de la enana blanca, produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si ésta pudo sobrevivir a la detonación. Al no verse sometida a la fuerza de atracción de la estrella destruida, la otra saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido, como si de una «honda» se tratase. Estas estrellas fugitivas se pueden en principio detectar ya que deberían tener velocidades mucho mayores que las de su entorno.

Vale la pena recalcar nuevamente que el mecanismo que produce las supernovas de tipo Ia es, en cierto modo, similar al de las novas, pero en éstas la enana blanca acreta materia más lentamente, encendiéndose su superficie antes de que la masa total alcance el límite de Chandrasekhar. Este fenómeno en general no causa el colapso de la enana blanca, por lo que puede reiterarse, lo que no es el caso de las supernovas.

La supernovas de tipo Ia son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar, sólo se producirían en sistemas binarios compuestos por estrellas de masa intermedia y baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes, pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor que la masa de Chandrasekhar (1,44 MSol). Han de estar lo suficientemente cerca como para que sus lóbulos de Roche puedan ser invadidos por la envoltura de la gigante roja en expansión. De ser posible, la envoltura de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto cerraría aún más la binaria, lo cual aumentaría el ritmo de la acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, ocurriría el mencionado fenómeno de nova periódica.

También puede existir una supernova tipo Ia generada por la fusión de dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ocurrir que ninguna de las dos logre por sí sola acretar la suficiente masa como para generar una supernova, pero juntas, en cambio, pueden superar la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual a su vez acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Puede llegar un momento en el que una de las dos enanas (la menos masiva), se disgregue y forme un toro (forma de «dónut») alrededor de la otra estrella. Después, el material del disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos se produciría la quema prematura del carbono en la superficie.

Curva de luz de una supernova de tipo Ia. Su máximo de emisión es el mayor entre todos los tipos de supernova. Se aprecia perfectamente la fase de emisión del níquel diferenciada de la del cobalto. Cuanto más rápido decrece la luz menor es el máximo. Este hecho permite la utilización de estos objetos como candelas estándar de precisión.

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el oxígeno hasta el calcio (presentes en las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de los elementos más pesados procedentes del núcleo. En el máximo de emisión se concentra la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo por radiactividad a cobalto-56, también radiactivo. En un momento dado, la emisión de luz es dominada por el cobalto, cuyos fotones de alta energía suavizan la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.

A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobre todo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas de formación estelar reciente (donde se encuentran las gigantes azules), de modo que pueden acontecer en las regiones más viejas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, con una distribución homogénea con probabilidad constante allí donde haya galaxias.

Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, es que son utilizadas como medida estándar de luminosidad en astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar; en este caso, se pueden calibrar con una décima de magnitud. Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cefeidas clásicas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias muy lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular. La razón de la similitud de las curvas de luminosidad es aún cuestión de debate, pero parece estar relacionada, en parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenómenos sean casi idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmología, permitiendo develar la expansión acelerada del universo gracias a su utilización estadística.

En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de supernova es IK Pegasi (HR 8210), localizado a una distancia de tan sólo 150 años luz. Este sistema binario está formado por una estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas únicamente por 31 millones de km. La enana tiene una masa estimada en 1,15 veces la masa solar.

Se piensa que pasaran varios billones de años antes de que la enana blanca llegue a la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.

 Tipos Ib y Ic

Los espectros de las supernovas de tipos Ib y Ic no muestran la línea del silicio presente en los espectros de las Ia; se cree que se trata de estrellas al final de su vida (como las tipo II), pero que perdieron todo su hidrógeno en etapas anteriores, por lo que las líneas de este elemento no aparecen en sus espectros. En particular, se piensa que las supernovas de tipo Ib resultan del colapso de una estrella de Wolf-Rayet que ha expulsado toda su envoltura de hidrógeno por medio de los intensos vientos propios de estas estrellas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios: en este caso, la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente el gas de la envoltura de la otra estrella, la que no necesita ser tan masiva como una Wolf-Rayet aislada. En casos extremos, cuando no sólo escapa el hidrógeno sino también el helio, puede quedar expuesto el núcleo de carbono, y éste sería el escenario de una supernova Ic. El proceso de la explosión de estas supernovas es esencialmente el mismo que el de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

 Tipo II

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez que la estrella ha alcanzado el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía, sino que requieren energía para fusionarse en elementos más pesados. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, lo que normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando su peso vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y éste colapsa. El núcleo llega a calentarse hasta los 3.000 millones de grados, momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de desintegrar los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración; estas partículas son, a su vez, destruidas por otros fotones, generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotérmicas, por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del núcleo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados por medio del fenómeno llamado captura de neutrones, o proceso-r.

El núcleo se contrae tan rápido que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de la estrella. La envoltura, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por un aluvión de fotones de frecuencia extrema, que fotodesintegran las capas más interiores de dicha envoltura. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades enormes que se alcanzan en la «sopa» de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos reaccionando con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captura de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido develado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se puede ver en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos).

Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento enorme de su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es lo suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso; si no, seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos del colapso de una supernova.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas si llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. En las que acaban en agujeros negros, inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de ésta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, aunque este límite tampoco se conoce con exactitud.

Curvas de luz de las SNII-P y SNII-L. Las primeras tienen una fase de «meseta» durante la cual el gas ionizado se enfría al expandirse, recombinándose hasta volverse transparente. Este proceso compensa el decrecimiento de luz y mantiene la luminosidad hasta que se hace neutro, momento en el cual vuelve a decrecer. En el segundo caso, apenas hay capas externas, las que probablemente se perdieron por interacción con alguna estrella vecina. Se observa también que tiene un pico notablemente menos acentuado que las SNIa.

La energía desarrollada por una supernova de tipo II típica es de unos 1046 J (unos 100 foes) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta última es la energía detectable ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que, en este caso, el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro, la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía aún no se entiende bien. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión, o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar puede estar la fuerza centrífuga, que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían contribuir con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas están entre alrededor de las 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente masivas podrían producir hipernovas al extinguirse. El escenario propuesto para semejante fenómeno dice que, tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro, de sus polos brotarán dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

SupernovaII.png

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando así su colapso. Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova

Nombres de supernovas

Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI (Unión Astronómica Internacional), la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El nombre se forma por el año del descubrimiento y la designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab, etc.

Supernovas destacadas

Imagen en Rayos X de la supernova SN 1006, tomada por ASCA, un satélite de la NASA para el estudio de los rayos cósmicos.

A continuación se muestra una lista de las más importantes supernovas vistas desde la Tierra en tiempos históricos. Las fechas que se dan señalan el momento en que fueron observadas. En realidad, las explosiones ocurrieron mucho antes, pues su luz ha tardado cientos o miles de años en llegar hasta la Tierra.

  • 185SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma. Análisis de datos tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.
  • 1006SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.
  • 1054SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.
  • 1181SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
  • 1572SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y Jerónimo Muñoz, descrita en el libro del primero De Nova Stella donde se usa por primera vez el término “nova”.
  • 1604SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.
  • 1885S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
  • 1987Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.
  • Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio.
  • 20052005ap – Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante jamas observada. Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que la vía láctea. Esto la hace superar en casi dos veces a SN 2006gy.
  • 2006SN 2006gy en el núcleo de la galaxia NGC 1260, es la segunda más grande que se ha podido observar hasta la fecha, cinco veces más luminosa que las supernovas observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000 millones de veces la del Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.

Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotélico imperante en esa época, de que el cielo era inmutable.

Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio de estos objetos ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.

 El papel de las supernovas en la evolución estelar

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, «metal» es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas (y, consecuentemente, de supernovas), la proporción de elementos pesados del medio interestelar aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además, sólo los sistemas estelares con metalicidad lo suficientemente alta pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas, pero también contribuye a formar estrellas de menor masa. Esto es debido a que el gas acretado por la protoestrella es más sensible a los efectos del viento estelar cuanto más elementos pesados posea, pues éstos absorben mejor los fotones.

Alex Filippenko y sus colaboradores postulan que las mayores supernovas (como la SN 2005ap y la SN 2006gy) habrían sido producidas por estrellas muy masivas (de 100 o más masas solares, en los casos citados 150 masas solares), y que estrellas de esas características habrían constituido la primera generación de estrellas en el universo; al estallar como gigantescas supernovas habrían difundido en el universo los elementos químicos a partir de los cuales se generaron las nuevas estrellas (y astros en general). Tales elementos químicos serían en definitiva los que constituyen a cada ente material conocido, incluidos los animales.

 

 

Bonitas nebulosas remanentes de Supernovas..

Eta Carina: ¿Podremos ver cómo se convierte en Supernova?

Al igual que hay seres humanos que viven poco pero intensamente y nos dejan algunos frutos espectaculares de su breve pero relevante paso por este universo, también hay estrellas de corta pero maravillosa existencia. Aunque todavía está viva, se cree que este es el caso de la estrella Eta Carina, una estrella doble en la constelación de La Quilla (Carinae), visible desde el hemisferio Sur, cuya alfa, o estrella más brillante, se llama Canopo. Esta estrella es la más brillante del cielo después de Sirio.

El aspecto actual de Eta Carina es ya realmente impresionante (ver imagen adjunta, cortesía del Hubble Space Telescope, NASA), pero aún podría ser mucho más espectacular.  Los astrónomos sospechan que esta estrella está dando desde hace tiempo claras muestras de estar a punto de convertirse en una Supernova, cuya explosión sería un grandioso espectáculo ya que está a tan sólo 7000 años luz de nosotros.

Las observaciones recientes realizadas (agosto 2009) con el Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo del Hubble, indican que Eta Carina ha aumentado su brillo en los últimos 6 meses.

En 1843, Eta Carina tuvo un aumento repentino de brillo y se hizo tan brillante como su compañera de constelación, Canopo, para disminuir después muy lentamente. Desde ese momento, los investigadores no saben si los aumentos de brillo, como el actual, se deben a algún tipo de explosión interna o a un evento superficial relacionado con el viento estelar, en ambos casos una especie de prolegómeno a la esperada gran explosión.

Se sabe que Eta Carina es una estrella doble y que entre sus dos componentes acumulan entre 90 y 100 veces la masa del Sol. Su brillo es del orden de 5 millones de veces el del Sol. También se sabe que cada 5 años y medio, las dos estrellas se acercan a una distancia de entre 1 y 2 Unidades Astronómicas (1 Unidad Astronómica o UA es la distancia media Tierra-Sol, aprox. 150 Mkm). En este acercamiento se ha detectado emisión de rayos X lo cual indica que los vientos estelares de las dos estrellas, cuya densidad es enormemente superior a la del viento estelar generado por el Sol, chocan entre sí con extraordinaria energía. En las observaciones realizadas recientemente, se ha observado un incremento de esta emisión de rayos X lo cual podría indicar síntomas de inestabilidad en alguna de las dos estrellas, producida por un incremento de pérdida de masa a través del viento estelar.

Todos estos síntomas parecen indicar que Eta Carina está muy cerca de su final, aunque no se tenga una indicación de cuándo podría ocurrir, tal vez mañana o a la vuelta de unos cuantos cientos o miles de años. Al igual que otras estrellas parecidas, como la Supernova SN 2006jc, antes de convertirse en Supernovas tuvieron episodios similares de incremento del brillo. Tal vez tengamos suerte y podamos asistir en los próximos años al nacimiento de una fantástica Supernova, la cual sería visible a plena luz del día. Mientras tanto, los astrónomos realizan mediciones sistemáticas de su brillo, como por ejemplo la que se realiza en el Observatorio de La Plata, en Argentina. En la gráfica adjunta producida por estos astrónomos (Fernández-Lajús et al, 2009) se puede observar como desde 1960, el brillo de Eta Carina ha aumentado de forma progresiva (haz clic sobre ella para verla ampliada). También se observa cómo las medidas de brillo se remontan al evento de 1843, cuando Eta Carina llamó la atención de los astrónomos por primera vez.

Hipernova?

Una hipernova es un tipo teórico de supernova que se produciría cuando estrellas muy masivas (masas superiores a las 100 masas solares) se colapsan al final de sus vidas. Después de explotar como supernova, el núcleo de la hipernova se colapsaría directamente en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energéticos desde sus polos a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros podrían generar potentes rayos gamma y serían una posible explicación de las erupciones de rayos gamma. Estrellas tan masivas son muy raras, y por lo tanto también serían raras las hipernovas: se estima que un evento de esta naturaleza puede ocurrir en nuestra Galaxia cada 200 millones de años. La estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a hipernova. Otra buena candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1, descubierta en julio de 2010 y con una asombrosa masa de 265 soles; también la Estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser candidatas a producir hipernovas de aquí a decenas o centenas de miles de años.

File:Pistol star and nebula.jpg

La Estrella Pistola (en inglés Pistol Star) es una de las estrellas hipergigantes más luminosas de la Vía Láctea. Su nombre proviene de la forma de la nebulosa que ilumina, la Nebulosa Pistola.

La Estrella Pistola se encuentra a 25.000 años luz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Sagitario, al oeste de Nash (γ Sagittarii) y Kaus Medius (δ Sagittarii) , al noroeste de Kaus Australis (ε Sagittarii), y al sureste de Kaus Borealis (λ Sagittarii) y Nunki (σ Sagittarii). Forma parte del Cúmulo Quíntuple cercano al centro de la galaxia. La estrella es invisible desde la Tierra, ya que se halla oculta detrás de grandes nubes de polvo; si no fuese así, sería visible a simple vista como una estrella de cuarta magnitud pese a la gran distancia que nos separa de ella. Fue descubierta por el Telescopio Espacial Hubble en la década de 1990 utilizando longitudes de onda en el infrarrojo que penetran el polvo interestelar

Con una masa en torno a 150 masas solares, la Estrella Pistola está catalogada como una variable azul luminosa, al igual que Eta Carinae. Brilla con una luminosidad equivalente a 10 millones de soles, siendo una de las estrellas más luminosas del Grupo Local, del que forma parte nuestra galaxia. El hecho de que esté cerca del centro galáctico parece no ser casual, ya que allí se favorece la creación de objetos supermasivos.

A lo largo de su existencia ha ido perdiendo masa estelar, estimándose su masa inicial en torno a las 200 – 250 masas solares. Se piensa que la estrella ha expulsado 10 veces la masa del Sol en forma de material arrojado durante dos gigantescos estallidos hace 4000 y 6000 años. Su viento estelar es 10.000 millones de veces mayor que el solar. Su tiempo de vida es muy corto, aproximadamente unos 3 millones de años, y aunque no se sabe su edad con certeza, ésta puede cifrarse entre 1,7 y 2,1 millones de años. Probablemente explotará como una brillante supernova o hipernova dentro de 1 a 3 millones de años.

LBV 1806-20

LBV 1806-20 es una estrella hipergigante —o posiblemente una estrella binaria— que se encuentra a una distancia estimada entre 30.000 y 49.000 años luz del Sol.

LBV 1806-20 se encuentra en el otro extremo de la galaxia, en el centro de la radio nebulosa G10.0-0.3. Está en el extremo del cúmulo Cl* 1806-20, que forma parte de W31, una de las mayores regiones H II de la Vía Láctea. Este cúmulo contiene otras estrellas supermasivas, como dos estrellas de Wolf-Rayet ricas en carbono (WC9d y WCL), dos hipergigantes azules y un magnetar (SGR 1806-20).

El sistema tiene una masa entre 130 y 200 masas solares[3] y una luminosidad variable entre 5 y 40 millones de soles, comparable a la de Eta Carinae o Estrella Pistola, todas ellas estrellas variables azules luminosas. Actualmente su tipo espectral se halla entre O9 y B2.[4]

A pesar de su luminosidad, LBV 1806-20 es virtualmente invisible desde la Tierra porque nos llega menos de una milmillonésima parte de su luz, quedando el resto absorbida por gas y polvo interestelar. Tiene magnitud aparente 35 en el espectro visible y magnitud 8 en longitud de onda de 2 μm en el infrarrojo cercano

Las teorías actuales de formación estelar indican que una estrella debe tener como máximo unas 120 masas solares, inferior a la masa mínima estimada de 130 masas solares para LBV 1806-20. Recientes estudios de espectroscopia de alta resolución sugieren que LBV 1806-20 no es una única estrella sino un sistema binario masivo, siendo en este caso la masa de cada una de las estrellas considerablemente inferior al límite máximo para la formación estelar.

Verdaderos gigantes…….

File:Star-sizes.jpg

La siguiente es una lista de las estrellas más grandes conocidas hasta el momento; los tamaños están expresados en unidades del diámetro solar.

El orden exacto de esta lista no es definitivo ni completo. Además, hay que apuntar lo siguiente:

  • Las componentes de algunas estrellas dobles son tratadas individualmente, mientras que en otras ocasiones se da información combinada.
  • Hay variaciones estadísticas según el criterio de determinación del tamaño.
  • El diámetro del Sol es de aproximadamente 1 392 000 km (1,392 × 109 m).

Hay que tener en cuenta que no siempre las estrellas más grandes son muy masivas, ni viceversa. R136a1 es un ejemplo, dado que es la estrella más masiva (es una hipergigante), pero su radio es de 36,4 radios solares

Lista de estrellas más grandes

Nombre de la estrella Diámetro
(Sol = 1)
NML Cygni 1650
V838 Monocerotis 1170 – 1970
VV Cephei 1000 – 2200
Mu Cephei (la «Estrella Granate» de Herschel) 1450 – 1650
WOH G64 1540
V354 Cephei 1520
VY Canis Majoris 1300 – 1540
VX Sagittarii 1500
RW Cephei 1410 – 1500
KW Sagittarii 1460
KY Cygni 1420
BC Cygni 1140 – 1230
S Persei 780 – 1230 [1]
PZ Cassiopeiae 1190
RT Carinae 1090
CK Carinae 1060
HV 11423 1000
Betelgeuse (Alfa Orionis) 880 – 950
S Cassiopeiae 930 [2]
W Aquilae 870
BO Carinae 790 [3]
TV Geminorum 623 – 770
V382 Carinae 747
Antares (Alfa Scorpii) 700 [4]
RW Cygni 680
BU Geminorum 670
V509 Cassiopeiae 400 – 650
TZ Cassiopeiae 645 [5]
W Persei 620
BU Persei 620
V419 Cephei 590 [6]
S Pegasi 580 [7]
NO Aurigae 560 [8]
T Cephei 540 [9]
YZ Persei 540
R Leporis 480 – 535 [10]
119 Tauri 510 – 525 [11]
W Hydrae 520 [12]
R Cassiopeiae 500 [13]
S Orionis 400 – 500 [14]
Rho Cassiopeiae 450
Mira A (Ómicron Ceti) 332 – 402
Ras Algethi (Alfa Herculis) 400
S Doradus 380
R Doradus 370
R Leonis 320 – 350
HR Carinae 350 [15]
Estrella Pistola 340
Ji Cygni 300 – 316 [16]
V424 Lacertae 260
Y Canum Venaticorum (La Superba de Secchi) 215
Wezen (Delta Canis Majoris) 200
RS Puppis 198 [17]
l Carinae 184 [18]
Eta Carinae 80 – 180 [19]
Épsilon Aurigae A 175
Zeta Aurigae 160 [20]
LBV 1806-20 150
Enif (Épsilon Pegasi) 150
Épsilon Aurigae B 100 – 135
Deneb (Alfa Cygni) 108 – 114
Gacrux (Gamma Crucis) 113
Ni Aquilae 104
Alamak (Gamma Andromedae) 80
Arneb (Alfa Leporis) 75
Rígel (Beta Orionis) 70
Épsilon Carinae 70
R Coronae Borealis 65
Canopus (Alfa Carinae) 65
Mintaka (Delta Orionis) 60
Alnitak (Zeta Orionis) 60
Mirfak (Alfa Persei) 60
Mekbuda (Zeta Geminorum) 60
Eta Aquilae 60
Etamin (Gamma Draconis) 50
Beta Cygni A1 50
Aldebarán (Alfa Tauri) 43 [21]
Kochab (Beta Ursae Minoris) 41

Estrellas más luminosas:

Es importante tener en cuenta que las distancias a las estrellas mencionadas abajo en la mayoría de los casos no se conocen con exactitud, y además diferentes modelos dan diferentes luminosidades -por ejemplo, algunas estimaciones de brillo de Cyg OB2-12 la hacen casi seis veces menos brillante-. Para terminar de complicar la situación, algunas de las estrellas de abajo -cómo Eta Carinae– están rodeadas por nebulosidades ricas en polvo que absorbe su luz y hace más difícil su estudio y/o pueden ser estrellas dobles.

Nombre de la estrella Magnitud aparente Magnitud absoluta
bolométrica
Luminosidad en unidades solares
R136a1 (en LMC)   −12.5 8,700,000
Cyg OB2-12   −12.2 6,000,000
HD 93129A 6.97 −12.1 5,500,000
Eta Carinae 3.9 a 10.5 −12.1 5,500,000
LBV 1806-20 (modelo medio)   −12.0 5,000,000 [1]
QPM-241   −11.9 4,500,000
HDE 319718   −11.8 4,200,000
WR 102ka   −11.6 3,200,000 [2]
HD 5980   −11.5 3,000,000
HDE 269810   −11.1 2,200,000[3]
Var 83 (en M33)   −11.1 2,200,000[4]
Wray 17-96   −10.9 1,800,000[5]
Estrella Pistola   −10.8 1,700,000
AF And (en M31)   −10.8 1,600,000[6]
Var B (en M33)   −10.4 1,100,000[7]
AG Carinae 7.1 a 9.0 −10.3 1,000,000[8]
S Doradus 8.6 a 11.8 −10.1 870,000
Zeta Puppis 2.21 −10 790,000
IRC+10420   −9.7 670,000
Var C (en M33)   −9.8 660,000[9]
Rho Cassiopeiae 4.4 −9.6 550,000
HR Carinae 7.6 −9.5 500,000[10]
AE And (en M31)   −9.4 450,000[11]
VY Canis Majoris 7.95 −9.4 450,000[12]
Chi2 Orionis 4.65 −9.3 420,000
HDE 226868 8.9 −9.25 390,000
Alnilam 1.70 −9.2 380,000
KW Sagittarii   −9.17 370,000
V354 Cephei   −9.15 360,000
Mu Cephei 4.04 −9.08 340,000
VV Cephei A   −9.0 315,000
KY Cygni   −8.84 270,000
Deneb 1.25 −8.73 250,000
Theta1 Orionis C 5.13 −8.6 220,000
Alnitak 1.79 −7.8 100,000
VV Cephei B   −7.8 100,000
Mintaka 2.23 −7.6 87,000
Eta Canis Majoris 2.45 −7.51 80,000
Rigel 0.12 −7.3 66,000
Saiph 2.07 −7.3 66,000
Meissa 3.39 −7.3 66,000
Ómicron1 Canis Majoris 3.83 −7.3 66,000
Betelgeuse 0.58 −7.2 60,000
Antares 0.92 −7.2 60,000
Psi1 Aurigae 4.92 −6.95 47,000
Delta Canis Majoris 1.83 −6.87 44,000
Sigma Orionis A 4.2 −6.6 35,000
Beta Crucis 1.25 −6.6 35,000
Eta Orionis 3.38 −6.5 32,000
Ómicron2 Canis Majoris 3.02 −6.46 30,000
Alfa Crucis 0.76 −6.25 25,000
Gamma Cygni 2.23 −6.12 22,000
Alfa Herculis 3.48 −5.97 19,400
Epsilon Aurigae 3.04 −5.95 19,000
Pi4 Orionis 3.67 −5.8 17,000
Iota1 Scorpii 2.99 −5.71 15,000
Eta Leonis 3.48 −5.60 14,000
Spica 1.00 −5.6 14,000
Upsilon Carinae 2.92 −5.56 13,300
Canopus −0.62 −5.53 12,900
Iota Orionis 2.77 −5.5 12,600
Beta Centauri 0.61 −5.42 11,700
Alfa Leporis 2.58 −5.40 11,500
Phi Velorum 3.52 −5.34 10,900
Gamma Velorum 1.75 −5.31 10,600
VV Orionis 5.34 −5.2 9,600
Lambda Scorpii 1.62 −5.05 8,400
Pi Puppis 2.71 −4.92 7,400
Epsilon Pegasi 2.38 −4.8 6,600
Epsilon Canis Majoris 1.50 −4.8 6,600
Bellatrix 1.64 −4.75 6,300
Xi Puppis 3.34 −4.74 6,250
Epsilon Carinae 1.86 −4.58 5,400
W Orionis 5.88 −4.4 4,600
Achernar 0.46 −4.05 3,300[13]
Beta Lyrae 3.52 −3.91 2,900
Polaris 1.97 −3.6 2,200
Gamma Crucis 1.63 −3.2 1,500
Regulus 1.35 −1.6 350[14]
Aldebarán 0.85 −0.63 140
Arcturus −0.04 −0.31 110
Capella 0.08 0.4 55
Castor 1.98 0.5 50
Vega 0.00 0.58 47
Pollux 1.14 0.7 42
Sirio −1.46 1.4 22
HD 38529 5.94 2.7 6.6
Tabit 3.19 3.7 2.6
Alpha Centauri A −0.01 4.38 1.4
Chi1 Orionis 4.41 4.7 1.05
Sol −26.8 4.75 1.00 

Estrellas más masivas:

En la siguiente lista se recogen las estrellas más masivas que se conocen, ordenadas de acuerdo a su masa, expresada como número de masas solares.

La masa estelar es el atributo más importante de una estrella. Junto a la composición química, la masa determina su luminosidad, su tamaño y, en última instancia, su destino.

Las estrellas conocidas con una masa estimada igual o superior a 25 masas solares son:

Nombre Otra denominación Masa (MSol)
R136a1 R136a1 265
Estrella de la Nebulosa Peonía WR 102ka 150
Estrella Pistola V4647 Sagittarii 150
LBV 1806-20   130
HD 93129 A + B[1] [2] CPD-58 2618 A:120, B:80
HD 93250[3] HIP 52558 118
A1 en NGC 3603[4] NGC 3603 A1 A:116, B:89
Pismis 24-1 A + B[5] [6] HD 319718 A:100-120, B:100
Cúmulo Arches[7] [8] [9]   Muchas estrellas: 100 a 130
S Doradus HD 35343 100
Cygnus OB2 12   92
Eta Carinae[10] HD 93308 90-100/150
WR20 a + b[11]   A:83, B:82
Melnick 42[12] [13] [14]   80-100
HD 97950[15] [16] HIP 54948 80
Sk-71 51[17]   80
WR 22 A + B[18] HD 92740 A:72, B:26
R 66   70
Compañera de M33 X-7[19]   70
LH54-425 A + B[20]   A:62, B:37
Var 83 en M33[21]   60-85
Sher 25 en NGC 3603[22] NGC 3603 25 60
Zeta1 Scorpii[23] HD 152236 60
WR 22[24] V429 Carinae 55-74
V1687 Cygni[25] HD 193793 A:54, B:20
Estrella de Plaskett A + B[26] [27] HD 47129 A:43, B:51
AG Carinae HD 94910 50
WR 102c[28]   45-55
IRS-8*[29]   44,5
HD 5980 A + B[30] [31] [32] RMC 14 A:40-62, B:30
Naos[33] Zeta Puppis 40
Alnilam Épsilon Orionis 40
HD 148937[34] [35] HIP 81100 40
IRAS 05423-7120[17]   40
Rho Cassiopeiae HD 224014 40
Theta1 Orionis C HD 37022 40
Menchib[36] Xi Persei 40
HR Carinae[37] HD 90177 40
A11[38]   38,9
Compañera de NGC300 X-1[39]   38
Cúmulo R136a   12 estrellas: 37 a 76
Ji2 Orionis[40] HD 41117 35-40
Compañera de IC10 X-1[41]   35
Lambda Cephei[42] 22 Cephei 33-62
Sigma Orionis AB[43] HD 37468 32
HR 4908[44] HD 112244 31,8
14 Cephei[45] HD 209481 30,4
VY Canis Majoris[46] [47] HD 58061 30-40
Gamma Velorum A HD 68273 30
P Cygni HD 193237 30
R 126   30
Alnitak Zeta Orionis 28
V3903 Sagittarii[48] HD 165921 A:27, B:19
IRS 15[49]   26
VV Cephei HD 208816 25-40
Alfa Camelopardalis[50] [51] HD 30614 25-30
6 Cassiopeiae[52] [53] HD 223385 25
WR 6 EZ Canis Majoris 25
KY Cygni[54] RAFGL 2575 25
Mu Cephei HD 206936 25
V509 Cassiopeiae HD 217476 25
NGC 7538 S[55]   20-40
S Monocerotis A[56] HD 47839 18-30
WR 47 CD Crucis 8-48

Año luz:

Un año luz es la distancia que recorre la luz en un año. Equivale aproximadamente a 9,460728 × 1012 km = 9.460.730.000.000 km.[1] [2]

Más específicamente, un año luz es la distancia que recorrería un fotón en el vacío durante un año Juliano (365,25 días de 86.400 s) a la velocidad de la luz (299.792.458 m/s), a una distancia infinita de cualquier campo gravitacional o campo magnético.[1]

Un año luz es una unidad de longitud, (es una medida de la longitud del espaciotiempo absoluto einsteniano). En campos especializados y científicos se prefiere el pársec (unos 3,26 años luz) y sus múltiplos para las distancias astronómicas, mientras que el año luz sigue siendo habitual en ciencia popular y divulgación.[1] También hay unidades de longitud basadas en otros períodos, como el segundo luz y el minuto luz, utilizadas especialmente para describir distancias dentro del Sistema Solar, pero también se suelen restringir a trabajos de divulgación, ya que en contextos especializados se prefiere la unidad astronómica (unos 8,32 minutos luz).

Un año luz equivale a :

  • Exactamente 9.460.730.472.580,8 km
  • Aproximadamente 9,4607 × 1015 m (unidades del SI)
  • Aproximadamente 5,8786 × 1012 mi
  • Aproximadamente 5,1084 × 1012 nmi
  • Aproximadamente 63.241,0 ua
  • Aproximadamente 0,3066 pc

El pársec o parsec (símbolo pc) es una unidad de longitud utilizada en astronomía. Su nombre se deriva del inglés parallax of one arc second (paralaje de un segundo de arco o arcosegundo).

En sentido estricto pársec se define como la distancia a la que una unidad astronómica (ua) subtiende un ángulo de un segundo de arco (1″). En otras palabras, una estrella dista un pársec si su paralaje es igual a 1 segundo de arco.

De la definición resulta que:

1 pársec = 206.265 ua = 3,2616 años luz = 3,0857 × 1016 m
 
kilopársec (kpc): mil pársecs, 3.262 años luz.
megapársec (Mpc): un millón de pársecs, distancia equivalente a unos 3,26 millones de años luz.

Ejemplos de distancias en pársecs:

La unidad astronómica (abreviada ua, au, UA o AU ) es una unidad de longitud igual por definición a 149.597.870.700 metros,[1] y que equivale aproximadamente a la distancia media entre el planeta Tierra y el Sol. Esta definición está en vigor desde la asamblea general de la Unión Astronómica Internacional del 31 de agosto de 2012, en la cual se dejó sin efecto la definición gaussiana usada desde 1976, que era «el radio de una órbita circular newtoniana y libre de perturbaciones alrededor del Sol descrita por una partícula de masa infinitesimal que se desplaza en promedio a 0,01720209895 radianes por día».[2]

El símbolo ua es el recomendado por la Oficina Internacional de Pesas y Medidas y por la norma internacional ISO 80000, mientras que au es el único considerado válido por la Unión Astronómica Internacional,[1] y el más común en los países angloparlantes. También es frecuente ver el símbolo escrito en mayúsculas, UA o AU, a pesar de que el Sistema Internacional de unidades utiliza letras mayúsculas solo para los símbolos de las unidades que llevan el nombre de una persona.

El nombre proviene de los siglos XVI y XVII, cuando aún no se calculaban con precisión las distancias absolutas entre los cuerpos del Sistema Solar, y solo se conocían las distancias relativas tomando como patrón la distancia media entre la Tierra y el Sol, que fue denominada unidad astronómica. Se llegó a afirmar que el día en que se midiera este valor, «se conocería el tamaño del Universo».

Algunos factores de conversión:

Espero que os guste…otro dia más..

Publicado octubre 25, 2012 por astroblogspain en Uncategorized

Deja tu comentario

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Cerrar sesión / Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Cerrar sesión / Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Cerrar sesión / Cambiar )

Google+ photo

Estás comentando usando tu cuenta de Google+. Cerrar sesión / Cambiar )

Conectando a %s

A %d blogueros les gusta esto: