{"id":78593,"date":"2025-07-04T00:35:19","date_gmt":"2025-07-04T05:35:19","guid":{"rendered":"https:\/\/einsteresante.com\/?p=78593"},"modified":"2025-07-04T00:35:21","modified_gmt":"2025-07-04T05:35:21","slug":"estrella-explota-dos-veces-confirma-primera-evidencia-visual","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/einsteresante.com\/index.php\/2025\/07\/04\/estrella-explota-dos-veces-confirma-primera-evidencia-visual\/","title":{"rendered":"Estrella explota dos veces, confirma primera evidencia visual"},"content":{"rendered":"\n

Todas las supernovas son explosiones estelares de gran energ\u00eda. Las supernovas cl\u00e1sicas son estrellas masivas que explotan cerca del final de su vida, dejando tras de s\u00ed una\u00a0estrella de neutrones<\/a>\u00a0o un\u00a0agujero negro<\/a>, y un remanente compuesto de gas y polvo en expansi\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n

Pero no todas las supernovas son iguales. Algunas ocurren en sistemas binarios y se denominan supernovas de tipo 1a. Resulta que algunas de estas supernovas de tipo 1a pueden detonar dos veces.<\/p>\n\n\n\n

Astr\u00f3nomos que trabajan con el Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral (ESO) han detectado patrones que indican que una antigua supernova explot\u00f3 dos veces como supernova de Tipo 1a. El remanente de supernova se denomina SNR 0509-67.5 y se encuentra a unos 160.000 a\u00f1os luz de distancia, en la Gran Nube de Magallanes (LMC).<\/p>\n\n\n\n

El descubrimiento se explica en una nueva investigaci\u00f3n publicada en\u00a0Nature Astronomy, titulada “El calcio en un remanente de supernova como huella de una explosi\u00f3n de masa inferior a la de Chandrasekhar<\/a>“. El autor principal es Priyam Das, estudiante de doctorado de la Universidad de Nueva Gales del Sur en Canberra, Australia.<\/p>\n\n\n\n

Una de las estrellas de una supernova de Tipo 1a siempre es una\u00a0enana blanca<\/a>. Las enanas blancas son los estados finales evolutivos de estrellas que no son lo suficientemente masivas como para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. Nuestro Sol terminar\u00e1 su vida como una enana blanca tras finalizar la fusi\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n

La estrella compa\u00f1era de la enana blanca puede ser desde otra enana blanca hasta una estrella masiva. Las enanas blancas son extremadamente densas y su gravedad atrae el gas de la compa\u00f1era hacia su superficie. Si se acumula suficiente masa, la enana blanca cruza un umbral y puede reencenderse y desencadenar una explosi\u00f3n de supernova.<\/p>\n\n\n\n

Sin embargo, los astr\u00f3nomos desconocen algunos detalles sobre estas supernovas. Las supernovas de tipo 1a desempe\u00f1an un papel importante en la galaxia al crear hierro, y los astr\u00f3nomos desean saber m\u00e1s sobre ellas.<\/p>\n\n\n\n

“Las supernovas de tipo 1a desempe\u00f1an un papel fundamental como sondas cosmol\u00f3gicas de la energ\u00eda oscura<\/a> y producen m\u00e1s de la mitad del hierro de nuestra galaxia”, escriben los investigadores en su art\u00edculo.<\/p>\n\n\n\n

A pesar de su importancia central, la comprensi\u00f3n integral de sus sistemas progenitores y su mecanismo desencadenante sigue siendo un problema fundamental desde hace tiempo.<\/p>\n\n\n\n

“Las explosiones de enanas blancas desempe\u00f1an un papel crucial en la astronom\u00eda”, afirm\u00f3 el autor principal, Das, en un\u00a0comunicado de prensa<\/a>. “Sin embargo, a pesar de su importancia, el antiguo enigma del mecanismo exacto que desencadena su explosi\u00f3n sigue sin resolverse”.<\/p>\n\n\n\n

Los astrof\u00edsicos han tenido dificultades para explicar el funcionamiento de las enanas blancas de tipo 1a. Una explicaci\u00f3n popular es el modelo de explosi\u00f3n de masa de Chandrasekhar. El l\u00edmite de Chandrasekhar es un l\u00edmite de masa para las enanas blancas de aproximadamente 1,4 masas solares.<\/p>\n\n\n\n

Por debajo de este l\u00edmite, la presi\u00f3n de degeneraci\u00f3n electr\u00f3nica de la enana blanca protege a la estrella contra el colapso gravitacional. Cuando la enana blanca supera este l\u00edmite de masa absorbiendo materia de su compa\u00f1era, se produce una fusi\u00f3n de carbono a trav\u00e9s de la estrella y explota como una SN de Tipo 1a.<\/p>\n\n\n\n

A medida que los investigadores han observado cada vez m\u00e1s enanas blancas, este modelo se ha puesto en duda. No puede explicar la cantidad de supernovas de tipo 1a, y muchas de ellas parecen estar explotando por debajo del l\u00edmite de masa de Chandrasekhar. Estas son supernovas de tipo 1a con masa inferior a la de Chandrasekhar.<\/p>\n\n\n\n

Surgi\u00f3 un nuevo modelo para explicar estas supernovas de masa inferior a la de Chandrasekhar, denominado modelo de doble detonaci\u00f3n. En este modelo, la enana blanca acrecienta helio sobre su superficie hasta que explota. La explosi\u00f3n env\u00eda ondas de choque tanto hacia adentro como hacia afuera.<\/p>\n\n\n\n

Las enanas blancas tienen n\u00facleos de carbono y ox\u00edgeno, y el choque que se desplaza hacia el interior comprime dicho n\u00facleo. Si el choque es lo suficientemente potente, desencadena una segunda detonaci\u00f3n en el n\u00facleo, de ah\u00ed el t\u00e9rmino “doble detonaci\u00f3n”.<\/p>\n\n\n\n

Aunque los astrof\u00edsicos hab\u00edan predicho estas supernovas de doble detonaci\u00f3n, no exist\u00eda evidencia visual clara. A medida que los investigadores trabajaban en el problema, predijeron la huella qu\u00edmica que estas supernovas dejar\u00edan. Descubrieron que dos capas separadas de calcio ser\u00edan el resultado de una supernova de tipo 1a de doble detonaci\u00f3n.<\/p>\n\n\n\n

El equipo de investigaci\u00f3n utiliz\u00f3 el VLT y su instrumento Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE) para examinar SNR 0509-67.5 y encontr\u00f3 dos capas de calcio distintas. “Descubrimos una morfolog\u00eda de doble capa de calcio altamente ionizado [Ca XV] y una capa \u00fanica de azufre [S XII], observada en la eyecci\u00f3n de choque inverso”, escriben los autores.<\/p>\n\n\n\n

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Distribuci\u00f3n del calcio en el remanente de supernova SNR 0509-67.5. Las curvas superpuestas representan dos capas conc\u00e9ntricas de calcio que fueron expulsadas en dos detonaciones separadas cuando la estrella muri\u00f3 hace varios cientos de a\u00f1os. ESO\/P. Das et al.,\u00a0Nature Astronomy,\u00a02025.<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Los resultados muestran “una clara indicaci\u00f3n de que las enanas blancas pueden explotar mucho antes de alcanzar el famoso l\u00edmite de masa de Chandrasekhar, y que el mecanismo de ‘doble detonaci\u00f3n’ efectivamente ocurre en la naturaleza”, seg\u00fan el coautor de la investigaci\u00f3n, Ivo Seitenzahl.<\/p>\n\n\n\n

Seitenzahl dirigi\u00f3 las observaciones y estaba en el Instituto de Estudios Te\u00f3ricos de Heidelberg, Alemania, cuando se realiz\u00f3 el estudio. Estas SN de Tipo 1a de doble detonaci\u00f3n explican algunos de los fen\u00f3menos observados por los astrof\u00edsicos. Pueden explicar la diversidad de brillo y perfiles espectrales de las SN de Tipo 1a, y la combusti\u00f3n de helio puede producir elementos de masa intermedia que se observan en sus firmas espectrales. Tambi\u00e9n puede explicar las SN de Tipo 1a que los astr\u00f3nomos observan con diferentes masas de enanas blancas y tipos de acompa\u00f1antes. Los autores explican que una SN de cu\u00e1druple detonaci\u00f3n tambi\u00e9n es posible cuando un par binario de enanas blancas se fusiona.<\/p>\n\n\n\n

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