OBJETIVO
Determinar los tipos de supernovas conocidos examinando imágenes de remanentes de supernovas tomadas por el telescopio espacial de Rayos X Chandra e identificando sus elementos constituyentes a partir de su espectro energético.
PREGUNTAS GUÍA- ¿Qué entendemos por Supernova?
- ¿Qué es un Remanente de Supernova?
- ¿Son frecuentes los eventos conocidos como Supernovas?¿Podrías poner algunos ejemplos?¿Se ha producido alguno hace poco?
- ¿Cuántos tipos de Remanentes de Supernovas existen?
- ¿Cómo se produce cada tipo de Remanente de Supernova?
- ¿En qué se parecen y en qué se diferencian los diferentes tipos de Remanentes de Supernovas?
- ¿Cómo podemos saber de qué tipo de Remanente de Supernova se trata?¿Qué observaciones y medidas utilizan los astrofísicos para ello?
- ¿Por qué es importante estudiar los Remanentes de Supernovas?
- ¿Podemos determinar la edad del Remanente de una Supernova
- ¿Puede utilizarse la curva de luz de algún tipo de Supernova para determinar distancias en el Universo?¿Cómo?¿Hasta qué distancia podemos llegar con este método?
- ¿Qué es Chandra?
- ¿En qué región del espectro opera Chandra?
- ¿Qué son los Rayos X?¿Qué características tienen?
- Comienza documentándote acerca de los Remanentes de Supernovas que vas a investigar:El Remanente de Supernova de TychoEl Remanente deSupernova SNR G292.0+1.8
- Después prepara tus observaciones.Crea dos tablas en una hoja de cálculo con 4 columnas cada unaNombra cada columna según lo siguiente:Id Línea de emisiónDistancia de 1 KeV (cm)Energía de la línea de emisión (KeV)Símbolo del elemento químico
- Medida y toma de datos: Examina la figura correspondiente al espectro de emisión de cada Remanente de Supernova e identifica las líneas que vayas a estudiar. Numéralas ( el número corresponde al Id de la línea ). Nombra cada tabla según los datos de la Supernova elegida e introduce los Id de las líneas de emisión que vas a estudiar para cada caso.Desde el centro de cada línea, traza una vertical hasta la intersección con el eje horizontal. La lectura de los valores sobre ese eje corresponden a la energía de los fotones detectados. Identifica el elemento correspondiente a cada línea de emisión en Rayos X. Para obtener la energía de cada línea de emisión (abundancia de cada elemento): Mide la diferencia en cm entre las emisiones a 1KeV y a 2 KeV con una precisión de décima de cm. De esta forma obtienes un factor de escala en cm/KeV.Mide la diferencia en cm con tanta precisión como puedas desde la emisión en 1keV y la emisión en el centro de la línea de emisión que vayas a estudiar.Toma esta diferencia negativa si la línea está por debajo de la emisión a 1 keV y positiva si es superior.Anota tu medida en la segunda columna de la tabla.Divide la diferencia obtenida para cada línea (cm) por el factor de escala cm/keV del paso A y súmale 1 keV para obtener la energía de cada línea de emisión.
- ¿En qué se parecen y en qué se diferencian los espectros obtenidos?
- Del análisis de los Remanentes de Supernovas de Tycho y de G292.0+1.8 , ¿qué elementos son más abundantes en las Supernovas de Tipo Ia y en las Supernovas Tipo II? ¿Hay algún elemento presente en un tipo y que no aparezca en el otro?
- De acuerdo con tus observaciones, cómo podríamos determinar si un evento de Supernova es de Tipo Ia o II utilizando su espectro de emisión en Rayos X.
- Remanentes de Supernovas en Chandra X-Ray Observatory. Pincha aquí.
- Remanente de Supernova de Tycho. Chandra X-Ray Observatory. Pincha aquí.
- Remanente de Supernova SNR G292.0+1.8. Chandra X-Ray Observatory. Pincha aquí.
- Ramanentes de Supernovas. NASA. Pincha aquí
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