Información general

Esta investigación utiliza sólo dos tipos comunes de supernovas: el Tipo Ia (explosión de una enana blanca) y el más común de todos, el Tipo IIp (explosión de estrellas de secuencia principal de gran masa). Existen muchos otros tipos, que se distinguen por sus emisiones de líneas espectrales. Las supernovas de Tipo IIp superan en número a las de Tipo Ia en una proporción de 2:1. Pero como las supernovas de Tipo Ia son más luminosas, pueden detectarse a mayores distancias, por lo que las observaciones revelan aproximadamente el mismo número de ambos tipos.

Las supernovas de Tipo Ia pueden utilizarse para medir distancias, éstas surgen de enanas blancas en sistemas binarios, en los que la enana blanca absorbe materia de su estrella compañera. Existe un límite de masa para las enanas blancas estables, denominado límite de Chandrasekhar, que se sitúa en torno a 1,4 masas solares. Si la masa supera esta cifra, la estrella reinicia la fusión nuclear y se convierte en supernova. Dado que todas las enanas blancas explotan aproximadamente en el mismo umbral de masa, el brillo máximo de sus explosiones puede utilizarse como una candela estándar. Esto no aplica para otros tipos de supernovas, conocidas colectivamente como supernovas de colapso de núcleo, que se producen al final de la vida de las estrellas masivas, porque estas estrellas pueden variar en masa.

Las supernovas de Tipo Ia pueden utilizarse para mapear la ubicación de galaxias que de otra forma no podemos ver, y es posible detectarlas ya que la luz de una supernova en su punto máximo de luminosidad en algunas ocasiones supera con creces la luz de su galaxia anfitriona.

Enlaces a libros de Astronomía de OpenStax (en inglés):

The explosion of massive stars
The explosion of white dwarf stars in binary systems
Standard candles and Type Ia supernovae

Notas para los profesores

1. La baja calidad de las imágenes de galaxias/supernovas utilizadas en esta investigación se debe a que las imágenes están muy aumentadas al extraerlas de una imagen más grande (de campo amplio). (Piensen en lo que ocurriría si ampliaran al máximo una pequeña característica de una imagen).
2. Esta investigación limita los datos a supernovas relativamente cercanas, donde los efectos cosmológicos (dilatación del tiempo debido a la expansión cosmológica o al desplazamiento al rojo) son insignificantes.
3. Aunque se hace referencia a las supernovas de Tipo Ia como "candelas estándar", no sería exacto decir que las luminosidades máximas de todas las curvas de luz de Tipo Ia sean exactamente iguales. Una enana blanca explota cuando alcanza la masa del límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares), por lo que cabría esperar que todas las supernovas de Tipo Ia alcanzaran la misma luminosidad máxima. Sin embargo, la luminosidad de la supernova se alimenta del decaimiento radiactivo de 56Ni a 56Co a 56Fe. La cantidad de níquel que se sintetiza en la explosión varía de un objeto a otro. Depende de factores como la edad de la enana blanca, la masa de las eyecciones, la metalicidad, la densidad del entorno local y el mecanismo de la explosión (por ejemplo, detonación retardada versus deflagración).
4. Existe una relación entre la luminosidad máxima y la velocidad de decaimiento de la supernova. Se han desarrollado métodos para ajustar los datos de magnitud de los modelos de curvas de luz que corrigen estas diferencias de luminosidad; esta técnica se conoce como estandarización de la curva de luz. Revisa este enlace para obtener más información. En esta investigación, las magnitudes de la banda g se utilizan para estandarizar la curva de luz y determinar la magnitud máxima.
5. En esta investigación, los estudiantes ajustan un modelo de curva de luz para que se ajuste a la de magnitud de la supernova. La parte más importante de la curva que hay que ajustar con precisión es la que va desde el brillo máximo hasta 15 días después del máximo. Esta interacción refuerza la idea de que es necesario ajustar los datos a un modelo para estandarizarlos.
6. La ecuación para calcular la magnitud absoluta máxima, M=a+b(Δm15), utiliza dos coeficientes que provienen de una relación empírica entre el telescopio específico y los filtros utilizados.
7. Esta investigación no toma en cuenta los cambios en la magnitud aparente de la supernova debido a la extinción por polvo. Esto puede hacer que la distancia calculada esté más cerca que su distancia real.
8. El histograma que muestra la distribución de supernovas a diferentes distancias sugiere que se producen más supernovas cerca de la Tierra. En realidad, dado que hay muchas más galaxias a distancias cada vez mayores de la Tierra, la tendencia debería ser la contraria. Esta distribución se debe a un sesgo observacional (es más fácil detectar supernovas más brillantes).