Información general

Esta investigación utiliza sólo dos tipos comunes de supernovas: el Tipo Ia (de enanas blancas) y el más común de todos, el Tipo IIp (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 quizá no podamos ver, ya que la luz de una supernova en su punto máximo de luminosidad eclipsa con creces la luz de su galaxia anfitriona.

Enlaces a libros de Astronomía de OpenStax:

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 afirmar que las luminosidades máximas de todas las curvas de luz de tipo Ia son exactamente iguales. 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 a las curvas de luz modelo 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.
4. There is a relationship between the peak luminosity and the rate of decline of the supernova. Methods have been developed for fitting the magnitude data to model light curves that correct for these luminosity differences—this technique is known as standardizing the light curve. See this link for more information. In this investigation, g band magnitudes are used to standardize the light curve and determine the peak magnitude.
5. En esta investigación, los estudiantes ajustan una curva de luz modelo para que se ajuste a los datos 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. The equation for calculating the peak absolute magnitude, M=a+b(Δm15), uses two coefficients that are derived from an empirical relationship for the specific telescope and filters used.
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).