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Realizado por: Alba Carrillo y Jose Antonio Martínez 
6ºD
1 ¿Qué es una supernova?..............................página 1
2 Origen..................................................páginas 2,3
3 Clasificación y tipos...................................páginas 4-6
4 Supernovas destacas..................................páginas 7,8
5 El papel de las supernovas en la evolución estelar..página 9
6 Opinión.................................................página 10
7 Bibliografía.............................................página 11
Índice
Una supernova 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 hasta 
alcanzar un máximo, para luego 
decrecer en brillo de forma más o 
menos suave hasta desaparecer 
completamente. Dado que la mayoría de 
las supernovas ocurren en muy distantes 
galaxias, son demasiado tenues, incluso 
para los grandes telescopios, como para 
poder estudiarlas en gran detalle. 
Ocasionalmente ocurren en galaxias 
cercanas, y entonces es posible un 
estudio detallado en muchas diferentes 
bandas de ondas. Las supernovas, al 
igual que las novas, se ven con más 
frecuencia en otras galaxias. Así pues, 
la supernova más reciente, que apareció 
en el hemisferio sur el 24 de febrero de 
1987, surgió en una galaxia satélite, la 
Gran Nube de Magallanes. Esta 
supernova, que tiene rasgos insólitos, es 
objeto de un intenso estudio 
astronómico.
¿Qué es una supernova?
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Las supernovas han sido 
catalogadas como posible origen de 
lo que conocemos y como el 
nacimiento de los agujeros negros.
Pero, ¿cómo se descubrieron y se 
empezaron a estudiar? Vayamos 
unos 50-60 años atrás, a la 
Segunda Guerra Mundial y más 
concretamente a 1967. Por aquél 
entonces todo el mundo estaba en 
guerra y alerta ante la posible 
utilización de armas nucleares, los 
satélites espía norteamericanos 
Vela, diseñados para verificar que 
la URSS cumplía los tratados de no 
proliferación de armas nucleares, 
registró una serie de explosiones 
de rayos gamma que procedían del 
espacio, al principio se creyó que la 
URSS estaba haciendo pruebas de 
armamento en la cara oculta de la 
Luna, pero después de varias 
investigaciones se dieron cuenta de 
que lo que habían encontrado no 
podía ser una bomba nuclear, debía 
de ser algo mucho más grande y 
hasta entonces desconocido.
Se dedujo que el “fenómeno” tenía 
que ver con las estrellas, lo único 
que podría generar tal cantidad de 
energía. Las primeras sospechosas 
fueron las estrellas de neutrones, 
muy pequeñas y muy densas, se 
creía que algo había colisionado con 
ellas y que por su gravedad tan 
descomunal se había producido una 
explosión en la que se liberaba tal 
ingente cantidad de energía.
Se creía que “este fenómeno” se 
originaba en la Vía Lactea, porque 
según la famosa ecuación E=m•c2 
una estrella que no estuviese en 
nuestra galaxia no podría crear 
tanta cantidad de materia. Pero se 
descubrió que estas explosiones se 
daban lugar por toda la galaxia, 
entonces , ¿cómo las habíamos 
captado? Nada podía tener tanta 
cantidad de materia como para 
producir esa cantidad de energía. 
Los científicos no lo podían 
aceptar, iría contra el principio de 
E=m•c2 y si esta ecuación era 
errónea la mayoría de lo que se 
daba por descubierto sería 
mentira. 
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Origen
Pero fue entonces cuando este 
fenómeno llamado Supernova se marcó 
de origen de los agujeros negros, los 
cuales se forman cuando las estrellas 
se agotan energéticamente y se 
contraen, la gravedad es enorme y 
emiten energía en dos chorros 
opuestos, lo que demostraría que no se 
viola E=m•c2, esto se denominó 
“emisión de ondas dirigidas”. Esta 
explosión libera energía constante, no 
como las explosiones normales que 
disminuyen progresivamente, este 
fenómeno solo se había visto en las 
matrices de estrellas o nebulosas, 
lugar de nacimiento de las estrellas. Si 
el origen de la muerte de las estrellas 
ocurre en el lugar de nacimiento de las 
estrellas, ¿cómo era posible creación y 
destrucción tan cerca y en tan poco 
tiempo para las estrellas? Esto se 
explicaba porque las estrellas que 
explotaban eran estrellas de origen 
muy masivo lo que hacía que se 
agotasen mucho antes que sus 
hermanas hasta llegar al punto de 
explotar al poco de su nacimiento 
(para la vida de una estrella). Se puede 
resumir en el siguiente esquema:
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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.
: Sin líneas de Balmer del 
hidrógeno. Clases de Tipo I: Tipo Ia: Línea 
Si II a 615.0 nm, Tipo Ib: Línea He I a 
587.6 nm, Tipo Ic: Sin líneas del helio
: Con líneas de Balmer del 
hidrógeno. Clases de tipo II: Tipo II-P: 
Meseta, Tipo II-L: Decrecimiento lineal
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 carbono-oxígeno 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 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.
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.
Clasificacón y tipos
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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.
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. 
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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.
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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.
* 185 – SN 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.
* 1006 – SN 1006 – Supernova muy 
brillante; referencias encontradas en Egipto, 
Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , 
posiblemente, Francia y Siria.
* 1054 – SN 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.
* 1181 – SN 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.
* 1572 – SN 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".
* 1604 – SN 1604 – Supernova en 
Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; 
es la última supernova vista en la Vía Láctea.
* 1885 – S Andromedae en la Galaxia de 
Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
* 1987 – Supernova 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.
* 2005 - SN 2005ap - 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. 
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Supernovas destacadas
* 2006 – SN 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.
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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 seres 
humanos.
El papel de las supernovas en la evolución estelar
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Opinión
La astronomía siempre ha sido un tema que ha atraído a la 
humanidad, ¿a quién no le gustan las estrellas o mirar a la Luna? Es 
un tema interesante del cual siempre se están descubriendo nuevas 
cosas y nunca se sabe lo suficiente ni lo mínimo, nos hemos dado 
cuenta de que un día se puede afirmar una cosa y al siguiente decir 
que es absurdo y poner miles de pruebas en contra, así es la ciencia. 
Lo más bonito de este trabajo ha sido ver que de la acción más 
destructiva se puede dar lugar al nacimiento de algo nuevo y bello a 
su vez. Nos hemos dado cuenta que el Universo es enorme y que 
sabemos tan poco que se podría decir que no sabemos nada, además 
de que el tiempo de vida de nuestro conocimiento, en general, no 
solo el astronómico, es pequeñísimo comparado con la vida del 
Universo.
Ya hemos tenido que hacer trabajos como este antes, todos 
aportan algo, por poco que sea, siempre terminas acordándote de 
algún detalle que cuando oyes en cualquier parte dices “Eso me lo 
se.”
El encontrar la información ha sido relativamente fácil porque había 
mucha, pero la mayoría estaba desfasada y no servía de mucho, 
aunque hemos optado por contarte un poco la historia de su 
descubrimiento y su estudio aprovechando este hecho.
Página 10
•http://es.wikipedia.org
•http://www.oarval.org
•http://www.astromia.com
•http://es.encarta.msn.com
•"Un viaje al Cosmos en 52 semanas" por CSIC
•"Claroscuro del Universo" por CSIC
•Documental "Horizon: La muerte de las estrellas" BBC
Bibliografía
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