Tabla de contenido Diferencia entre Nova y Supernova .............................................................................................................. 3 Estrellas Wolf-Rayet ...................................................................................................................................... 3 Magnetar....................................................................................................................................................... 4 Brotes de Rayos Gamma ............................................................................................................................... 5

De brote largo ........................................................................................................................................... 6 De brote corto: .......................................................................................................................................... 6

Bibliografia .................................................................................................................................................... 8

Diferencia entre Nova y Supernova Una Nova comprende un proceso completamente distinto comparado con una supernova. Una Nova es un brillo repentino que surge y se expande sobre la superficie de una estrella del tipo Enana Blanca, el brillo es el resultado del proceso de fusin que se lleva a cabo en la superficie de la estrella, esta fusin es iniciada por la materia que se encuentra gravitando hacia la superficie de la estrella proveniente de su respectiva vecina binaria. Esto no causa mayor impacto en las propiedades de la estrella enana blanca; este proceso puede repetirse muchas veces mientras la estrella vecina se encuentre lo suficientemente cerca como para que el material se acumule en la superficie. Por otra parte una Supernova consiste en la completa destruccin de la estrella la cual no es capaz de soportar su propia gravedad, esto sucede cuando la estrella agota su combustible y alcanza el limite de 1.4 masas solares, este lmite es conocido como "Chandrashekar Limit". Obviamente esto sucede una sola vez, a diferencia de una Nova en donde el proceso puede repetirse indefinidamente. Las supernovas se pueden clasificar en dos tipos dependiente de la forma en que alcancen el limite Chandrasekhar:

Cuando la estrella no tiene ms combustible para quemar y se encuentra en cerca o sobre el limite Chandrasekhar.

Cuando una enana blanca en un sistema binario crece al acretar material proveniente de vecino binario, esta acrecin de materia hace que la estrella alcance el limite Chandrasekhar, este proceso desencadena una explosin devastadora de la cual no quedara estrella, todo se resumir a un remanente de supernova.

En un inicio se creia que una Supernova era un tipo de Nova mucho mas brillante (de ahi el nombre), ahora se sabe que no existe mayor relacin entre ambas ya que una es causada por el colapso gravitacional y la segunda es causada por una reaccin de fusin, lo nico en comn entre ambas es una Enana Blanca.

Estrellas Wolf-Rayet Este tipo de estrellas representan los ltimos momentos de actividad antes de que una estrella comience a morir, esta es al menos 20 veces ms masiva que el sol. El final de estas estrellas es ms conocido, cuando explotan como una supernova y llenan el espacio de colores y elementos; pero conocer el estado antes de la explosin es tambin importante. Una estrella masiva crece a una velocidad muy acelerada y muere a una edad mucho ms temprana de lo que se mantendr activo nuestro sol. las estrellas Wolf-Rayet, han agotado sus reservas de elementos livianos para fusionar entonces fusionan elementos como el Oxigeno para mantener el equilibrio,

debido a que estos elementos tienen mas tomos por unidad esta reaccin genera mas energa especficamente calor y radiacin; debido a esto la estrella empieza a expulsar material a muy altas velocidades. Con el tiempo esta expulsin de material remueve las capas exteriores de la estrella, de estas forma pierde mucha de su masa enviando muchos de sus elementos al universo.

Eventualmente la estrella agota todos sus elementos para fusionar (El proceso de fusin no puede ir ms all del hierro), al detenerse la fusin la presin en el interior de la estrella desaparece y no hay nada que pueda detener a la fuerza de gravedad, las estrellas grandes explotan como una supernova y las mas grandes explotan de tal forma que distorsionan el espacio de tal forma que ni siquiera la luz puede escapar, dando origen a un agujero negro.

Magnetar La palabra es una contraccin de las palabras Estrella Magntica, el magnetar es una estrella de neutrones con un campo magntico ultra fuerte alrededor de 10^15 gauss, el campo magntico es miles de millones de veces ms fuerte que el de la tierra. El campo magnetico va de 100 a 1000 veces ms fuerte que el mostrado en los pulsares de radio, de esta forma son los objetos magnticos mas fuertes conocidos.

Estos se forman de la misma manera que las estrellas de neutrones, a travs del colapso del ncleo de una estrella el cual resulta en una explosin de supernova, no se conoce exactamente qu condiciones dan origen a la creacin de un magnetar pero algunas teoras sugieren que despus de convertirse en una estrella de neutrones esta empieza a rotar a velocidades que van de las 100 a 1000 revoluciones por segundo. La idea del magnetar fue propuesta en 1987 y durante aos ayudo a explicar muchos fenmenos relacionados con emisores de rayos gamma. En 2006, los astrnomos descubrieron que el magnetar XTE J1810-197 era visible como un pulsar de radio con un espectro increblemente plano, este era visible desde radio hasta ondas milimtricas, estas seales eran muy inestables y variaban da a da hasta que eventualmente el magnetar XTE J1810-197 desapareci.

Brotes de Rayos Gamma Los brotes de rayos gamma (GRB por sus siglas en ingles) son eventos que representan las explosiones de energa mas poderosas que suceden en el universo desde el mismo big bang, estos corresponden a la energa de varias tierras vaporizadas en energa pura en cuestin de segundos. Un rayo gamma es en esencia un intenso flash de rayos gamma, con una duracin que va desde segundos hasta varios minutos. La energa es distribuida en dos direcciones como explosin de chorro estos son destellos de rayos gamma asociados con explosiones extremadamente energticas en galaxias

distantes, siendo los eventos electromagnticos ms luminosos que ocurren en el universo. Los BRG pueden durar desde unos pocos nanosegundos hasta cerca de una hora, pero (por lo general) un brote tpico suele durar unos pocos segundos. Con frecuencia son seguidos por una luminiscencia residual de larga duracin y de radiacin de longitudes de onda mayor (rayos X, radiacin ultravioleta, luz visible, radiacin infrarroja y/o radiofrecuencia) denominada postluminiscencia.

En base a su duracin, los BRG pueden ser de dos clases: De brote largo: Es la clase ms habitual y, por tanto, la ms estudiada. Los BRG de brote largo (o explosiones largas de rayos gamma) tienen una duracin aproximada de 2 segundos que, excepcionalmente, puede superar esta cantidad. Se cree que muchos de los BRG de brote largo son haces muy colimados (es decir, los rayos de luz son muy paralelos entre s), con radiacin intensa, producidos a causa de una supernova o, incluso, una hipernova, cuando una estrella de rpida rotacin y gran masa colapsa para formar un agujero negro. De brote corto: Los BRG de brote corto (o explosiones breves de rayos gamma) son mucho menos habituales y, debido a ello, son muy poco conocidos. Tienen una duracin inferior a los 2 segundos y, a da de hoy, an se desconoce su origen (aunque la teora actual es que surgen a partir de la fusin de dos estrellas de neutrones). Una gran cantidad de estos BRG han sido localizados, junto con su

postluminiscencia, en regiones con poca o casi ninguna formacin estelar, incluyendo las grandes galaxias elpticas y el medio intracmulo, algo que excluye una posible asociacin con la muerte de estrellas masivas, confirmando que los eventos cortos son fsicamente distintos de los largos. Las fuentes de los BRG se encuentran a miles de millones de aos luz de distancia de la Tierra, lo que implica que las explosiones son extremadamente energticas (se ha comprobado que un brote tpico puede generar la misma energa que el Sol en un periodo de diez mil millones de aos) y extremadamente raras (se producen algunas por galaxia cada milln de aos). Todos los BRG observados se han originado fuera de la Va Lctea, aunque una clase de fenmenos relacionados, las llamaradas de rayos gamma suaves, se asocian con los magnetares dentro de la propia Va Lctea.

Bibliografia http://countinfinity.blogspot.com/2010/12/difference-between-nova-and-supernova.html http://www.universetoday.com/24736/wolf-rayet-star/ http://earthsky.org/space/magnetars-most-powerful-magnets-in-the-universe http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magnetar http://w.astro.berkeley.edu/research/grbs/grbinfo.html