¿Cómo se ve una supernova en su pico de luminosidad?

Sé que en algunos tipos de supernovas, la causa del aumento de la luminosidad es la desintegración radiactiva de ciertos elementos expulsados ​​durante la explosión, por lo que me vino a la mente una pregunta. Si el material eyectado que transporta los isótopos que se desintegran para dar la radiación electromagnética se expulsa a una velocidad de, digamos, un 5 % de la velocidad de la luz, y dado que algunas supernovas permanecen extremadamente luminosas durante más de 4 semanas, entonces, para ese momento, los isótopos radiactivos habrá viajado más de 30 mil millones de kilómetros desde la estrella que explotó. Entonces, ¿eso significa que se puede esperar que una supernova a las 4 semanas se vea como una estrella con un radio de 30 mil millones de kilómetros y una luminosidad de 10 8 - 10 9 veces la luminosidad solar? ¿O me estoy dando cuenta de que la desintegración radiactiva es la fuente de la luminosidad de la supernova?

@KyleKanos, sí. Pero lo que me confunde es si la desintegración radiactiva es la única fuente de luminosidad, porque todavía siento (sin saber cómo probarlo) que el núcleo en sí es muy luminoso. Quiero decir, ¿los restos de supernova son la única parte luminosa de la supernova? porque tarde o temprano este caparazón remanente se habrá expandido tanto que es casi transparente, ¿entonces el núcleo no es también una fuente de luminosidad al menos en los primeros días?
@AbanobEbrahim: ¡Puede que no quede ningún remanente si el núcleo de la supernova colapsa en un agujero negro! E incluso si no es así, el remanente es un objeto muy pequeño y muy denso. Simplemente no hay suficiente área de superficie para emitir una cantidad significativa de radiación en comparación con la mayor parte del caparazón en expansión. El estallido de radiación inicial de la supernova es, por supuesto, enorme y parte de esa energía se la llevan los neutrinos, que pueden abandonar el núcleo y la capa.
@CuriousOne Bueno, si se forma un púlsar, los chorros de radiación iluminarán su área particular y los restos que golpeen. Como otra nota, en las supernovas de inestabilidad de pares no hay remanente en absoluto, ya que la estrella está completamente rota.

Respuestas (1)

Tus matemáticas verifican:

r = v t = 0.05 ⋅ 2.9979 × 10 10 C metro s ⋅ 4 ⋅ 604800 s = 3.63 × 10 15 C metro = 36.3 × 10 9 k metro = 0.012 pag C

Cuando una supernova explota, entra en la fase de expansión libre, su posición es lineal en el tiempo ( r = v t , como se usó anteriormente). Permanece en esta fase durante unos cientos de años (depende en gran medida de la densidad ambiental); suponiendo 200 años, entonces

r F mi = 9.45 × 10 18 C metro = 3 pag C

Después de este punto, el Remanente de Supernova (técnicamente hablando, SNe es la explosión mientras que SNR es el resultado del material después de dicha explosión) continúa expandiéndose, aunque a un ritmo reducido (porque ha barrido material ambiental todo este tiempo, acumulando una capa gruesa de espesor w ∼ 0.1 pag C ) durante muchos miles de años.

La teoría SNe dice que un Tipo Ia normal produce alrededor de 0.5 METRO ⊙ de níquel-56 que luego decae a un estado excitado de cobalto-56, que luego emite un fotón de rayos X:

56 norte i + mi − → 56 C o ∗ + v mi 56 C o ∗ → 56 C o + γ
El cobalto-56 (vida útil de alrededor de 100 días) luego se descompone en hierro-56, que también se descompone con algunos fotones de rayos X. Hasta SN 2014J , solo habíamos observado la línea de desintegración del hierro-56 debido al hecho de que la vida útil de la reacción anterior es de aproximadamente 9 días y los eyectados son opacos a estas líneas debido a la dispersión de Compton en este mismo marco de tiempo. SN 2014J proporcionado γ -emisiones de rayos X y de rayos X debidas al cobalto-56, lo que demuestra que la teoría es correcta.

Tenga en cuenta que la cáscara permanece muy gruesa durante todo este tiempo. Wikipedia proporciona una imagen de SN 1006 (explotada en el año 1006, por lo que ahora tiene 1008 años) que muestra la expansión del caparazón:ingrese la descripción de la imagen aquí

Este caparazón se mide entre 0,04 y 0,2 pc, que son aproximadamente 1.2 ⋅ 10 12 kilómetros y 6.2 ⋅ 10 12 km de espesor, que está apenas por debajo de 1 año luz. Y después de todo este tiempo, es fuerte en radio, rayos X y γ -emisiones de rayos (desde este sitio ):ingrese la descripción de la imagen aquí

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