Contenido

1. Introducción
2. ¿Qué son las supernovas?
3. ¿Cuáles son los diferentes tipos de supernovas?
3.1 Supernovas de Tipo I
3.1 Supernovas de Tipo II
4. Ejemplos de supernovas
4.1 Supernovas pasadas
4.2 Candidatos potenciales a supernovas
5. ¿Qué son los restos de supernova?
5.1 El ciclo de vida de un resto de supernova
6. ¿Cuáles son los diferentes tipos de restos de supernova?
7. Ejemplos de restos de supernova
8. Supernovas y nosotros
8.1 ¿Podría nuestro Sol convertirse en una supernova?
8.2 ¿Qué sucedería si una supernova ocurriera cerca de la Tierra?
8.3 ¿Es cierto que la Tierra no existiría si no fuera por las supernovas?
9. ¿Qué son las hipernovas?
10. ¿Son los restos de supernova evidencia de un Universo joven?
10.1 La metodología del YEC
10.2 La tasa de ocurrencia de supernovas
10.3 Número de restos de supernova
10.4 La edad de los restos de supernova
10.5 Restos de supernova de tercera etapa
10.6 La edad de las estrellas
10.7 Distancia a las supernovas y a los restos de supernova
10.8 Referencias obsoletas
10.9 Citas erróneas y parafraseo
10.10 Conclusión
11. Notas
12. Referencias
12.1 Libros
12.2 Papers técnicos
13. Créditos

1. Introducción

A lo largo de los últimos siglos, los científicos han acumulado grandes cantidades de evidencia que les han llevado a concluir que el Universo tiene aproximadamente 12-14 mil millones de años y se formó en el evento primordial que los científicos ahora llaman el Big Bang.

Sin embargo, en los últimos cincuenta años, se ha desarrollado una rama del cristianismo fundamentalista (principalmente en, pero no limitado a, los EE. UU.) llamada creacionismo de la Tierra joven. Los adherentes, llamados creacionistas de la Tierra joven (YECs), rechazan vehementemente la mayor parte de la ciencia moderna, basándose en que contradice su propia versión del cristianismo, la cual se basa en una interpretación literal estricta de la Biblia (y en particular, los primeros capítulos del Génesis). Quizás su oposición más estridente (y famosa) sea a la Teoría de la Evolución de Darwin.

Los creacionistas de la Tierra joven (YEC) creen que el Universo, y por lo tanto la Tierra y todo en ella, incluida la Humanidad, fueron creados por el Dios bíblico, Yahvé, en solo seis días hace aproximadamente 6.000 años.

Aunque la mayoría de los creacionistas de la Tierra joven (YEC) se dedican a refutar los hallazgos de la ciencia moderna en biología y geología, algunos buscan apoyo en astronomía y cosmología para sus creencias. Uno de sus enfoques trata sobre los restos de supernovas, los remanentes de las estrellas explosivas conocidas como supernovas. Los YEC plantean dos afirmaciones sobre los restos de supernovas:

• No hay suficientes restos de supernovas observados en nuestra Galaxia para respaldar un Universo antiguo - los números observados de hecho son indicativos de un Universo joven.
• No hay restos de supernovas antiguos, por lo tanto el Universo es en realidad joven.

This FAQ is written with the dual intention of both providing a general introduction to supernovae and supernova remnants, and addressing the YEC claims. To this end, it is split into six main parts:

1. Las secciones 2 a 4 proporcionan una introducción general a las supernovas, junto con una descripción detallada de lo que ocurre realmente en una supernova, así como algunos ejemplos de supernovas pasadas.
2. Las secciones 5 a 7 proporcionan información sobre los restos de supernovas, los subproductos de las supernovas. Una vez más, se proporcionan ejemplos de restos de supernovas.
3. La sección 8 examina la relación entre las supernovas y nosotros, y los peligros para la Tierra planteados por las supernovas.
4. La sección 9 se adentra brevemente en el extraño mundo de los fenómenos conocidos como hipernovas.
5. La sección 10 trata con las afirmaciones de los YECs.
6. Las secciones 11 a 13 detallan notas, referencias y otros materiales utilizados en la preparación de las preguntas frecuentes.

2. ¿Qué son las supernovas?

Eso es todo. Literalmente, una supernova es una estrella que explota. La estrella explota en una explosión masiva, dando como resultado un objeto extremadamente brillante y de corta duración que emite grandes cantidades de energía, típicamente tanto como una galaxia entera. Además de la luz visible (es decir, radiación óptica), las supernovas emiten grandes cantidades de varios tipos de radiación: rayos X, ultravioleta, infrarrojo, rayos gamma, neutrinos, rayos cósmicos y ondas de radio. Los restos de la materia que es expulsada de la estrella durante la supernova se conoce como remanente de supernova. Las supernovas fueron propuestas por primera vez como una clase distinta de objetos en 1934 por los astrónomos Fritz Zwicky y Walter Baade.

3. ¿Cuáles son los diferentes tipos de supernova?

La taxonomía de las supernovas es bastante complicada. Los astrónomos utilizan criterios observacionales, no criterios teóricos, para clasificar las supernovas. Las supernovas de Tipo I no tienen líneas de hidrógeno en sus espectros¹, pero las de Tipo II sí. Cada Tipo se divide en subclases adicionales, dependiendo de sus curvas de luz (Figura 1), progenitores y ubicación: el Tipo I se divide en Tipos 1a, 1b y 1c, y el Tipo II en Tipos IIL e IIP (Cappellaro & Turatto 2000).

Al igual que con la mayoría de las otras clasificaciones, existen excepciones. Los espectros y/o las curvas de luz de algunas supernovas difieren lo suficiente de los tipos estándar para que los astrónomos sugieran varias nuevas subclases (Panagia et al. 1986; van Dyk et al. 1993; Baron et al. 1995, Benetti et al. 1998; Lentz et al. 2000; Filippenko 2000; Li et al. 2000; Howell 2000).

3.1 Supernovas de Tipo I

Las supernovas de tipo Ia ocurren en un sistema binario, donde un componente es una enana blanca ². La atracción gravitacional de la enana blanca es tan intensa que es capaz de extraer material de su estrella compañera (Hachisu & Kato 2001). Esto provoca que la estrella supere su límite de estabilidad - el límite de Chandrasekhar³ - provocando que entre en inestabilidad termonuclear. En este punto, se produce la incineración termonuclear de la enana blanca, aunque cómo ocurre exactamente esto sigue siendo objeto de debate, ya que la física de la combustión termonuclear en la materia degenerada que compone una enana blanca es compleja y aún no se comprende completamente, aunque hay mucha investigación en curso en este área (por ejemplo, Woosley & Weaver 1994; Branch et al. 1995; Hillebrandt & Niemeyer 2000; Hillebrandt et al. 2000; Branch 2000; Ghezzi et al. 2001). Sea cual sea el mecanismo exacto, sin embargo, el resultado es una explosión masiva que produce un estallido de energía extremadamente masivo, unos 10⁵¹ ergs, con una magnitud absoluta de aproximadamente -19.5 (Sandage et al. 1996; Saha et al. 1996)⁴. La estrella se destruye literalmente en pedazos, dejando nada atrás excepto un remanente en rápida expansión.

Las supernovas de tipo Ib e Ic son en realidad similares a las de tipo II (fueron nombradas antes de que los astrónomos realmente entendieran de qué se trataban). Ocurren cuando una estrella gigante de aproximadamente 20 masas solares evoluciona y pierde su envoltura de hidrógeno (las capas externas de la estrella) ya sea mediante vientos estelares (el flujo extremadamente débil de partículas cargadas, compuesto principalmente de protones y electrones, que fluyen desde la capa más externa de una estrella hacia el espacio interplanetario) o hacia una compañera binaria (van Dyk et al. 1996); luego, el núcleo expuesto de helio explota. Al igual que con las supernovas de tipo II, la explosión es desencadenada por el colapso de su núcleo de hierro. Las supernovas de tipo Ib e Ic son (ligeramente) menos espectaculares que las de tipo Ia. Las supernovas de tipo Ib tienen líneas fuertes de helio en sus espectros, mientras que las de tipo Ic tienen líneas débiles o nulas de helio en sus espectros (Baron et al. 1996). La relación entre las supernovas de tipo Ib e Ic y las de tipo II es tal que se ha observado que varias supernovas de tipo II se han transformado en supernovas de tipo Ib/Ic (por ejemplo, Finn et al. 1995; Matheson et al. 2001).

La curva de luz estándar de las supernovas Tipo Ia muestra un pico temprano seguido de una caída brusca, y luego una disminución lineal después de 50 días a una tasa de 0,015 magnitudes por día. Las curvas de luz de las supernovas Tipo Ib, aunque son más tenues que una Tipo Ia en su máximo, muestran una caída brusca similar. Sin embargo, la posterior disminución exponencial difiere notablemente de la de las supernovas Tipo Ia, con una tasa de disminución menor para las supernovas Tipo Ib que para las Tipo Ia, siendo de aproximadamente 0,010 magnitudes por día. Las curvas de luz de las supernovas Tipo Ic son idénticas a las de las supernovas Tipo Ib.

3.2 Supernovas de Tipo II

Esto ocurre cuando una estrella de alta masa (mayor que aproximadamente 7.6 masas solares) ya no tiene suficiente combustible para el proceso de fusión⁵ en el núcleo de la estrella para crear la presión hacia afuera que contrarresta la atracción gravitacional hacia adentro de la gran masa de la estrella. Cuando esto ocurre, la estrella se hinchará hasta convertirse en una supergigante roja... al menos por fuera. Por dentro, el núcleo cede a la gravedad y comienza a encogerse. A medida que se encoge, se vuelve progresivamente más caliente y denso. Esto permite que ocurra una nueva serie de reacciones nucleares, formando nuevos elementos que a su vez se fusionan para formar aún más nuevos elementos, y así sucesivamente. Esto permite que la estrella continúe brillando temporalmente (Tabla 1). Todas estas reacciones diferentes toman periodos de tiempo cada vez más cortos y liberan cantidades progresivamente menores de energía⁶. A medida que ocurren estas nuevas reacciones, la estructura de la estrella se vuelve similar a una cebolla: hay capas de elementos químicos progresivamente menos pesados que rodean el núcleo.

Una vez que la estrella fusiona silicio en hierro, se encuentra con un obstáculo importante. Como se puede ver, las reacciones anteriores generan energía (una reacción exotérmica). Pero para convertir hierro en elementos más pesados se requiere energía (una reacción endotérmica, que requiere aproximadamente 2 MeV por nucleón). Por lo tanto, la fusión se detiene. A las temperaturas extremadamente altas presentes ahora en el núcleo de la estrella (mucho mayores que 10⁹ K), ocurre un proceso conocido como photodisintegration⁷. Debido a la pérdida de energía que ocurre debido a la fotodesintegración, el núcleo comienza a colapsar rápidamente. Diferentes partes del núcleo colapsan a diferentes velocidades, con el resultado de que el núcleo interno se desacopla del núcleo externo, dejándolo atrás. Durante el colapso, las velocidades pueden alcanzar 7.000 km s^-1 en el núcleo externo, y en aproximadamente un segundo, un volumen del tamaño de la Tierra ha sido comprimido hasta un radio de 50 kilómetros. Como resultado, el resto de la estrella queda en la precaria posición de estar casi suspendido sobre el núcleo que colapsa catastróficamente. Este colapso del núcleo interno de hierro continúa hasta que la densidad allí excede aproximadamente 8 x 10¹⁷ kg m^-3. En este punto, el material que ahora constituye el núcleo interno se endurece (como resultado de que los núcleos de los átomos presentes se repelen entre sí), con el resultado de que el núcleo interno rebota algo, enviando ondas de presión hacia afuera hacia el material que cae del núcleo externo. Estas ondas de presión, cuando alcanzan la velocidad del sonido local, forman una onda de choque que comienza a moverse hacia afuera.

A medida que la onda de choque se propaga hacia afuera, se encuentra con el núcleo interno de hierro que cae. Las temperaturas extremadamente altas que ocurren como resultado de esto causan una mayor fotodisintegración, privando a la onda de choque de la mayor parte de su energía⁸. Si lo que queda del núcleo de hierro no es demasiado masivo (menos de 1.2 masas solares), la onda de choque luchará por atravesar el resto del núcleo externo, lo que toma unos veinte milisegundos, y chocará con el resto de las capas externas de la estrella. Por otro lado, si el núcleo de hierro es lo suficientemente masivo, la onda de choque se detiene, volviéndose casi estacionaria, mientras que el material que cae ahora se acumula sobre ella. En este punto, los neutrinos que ahora fluyen desde el núcleo (debido a la conversión del núcleo de hierro en esencialmente un núcleo de neutrones) sobrecalientan el material debajo de la onda de choque; las resultantes plumas de material caliente empujan la onda de choque hacia afuera y le permiten continuar su marcha hacia la superficie, arrastrando todo a su paso (Janka 2001). A medida que la onda de choque se encuentra con material en las capas externas de la estrella, el material se calienta, fusionándose para formar nuevos elementos e isótopos radiactivos (Meyer et al. 1995; Thielemann et al. 1996). La onda de choque luego propulsa las diversas capas externas de la estrella hacia el espacio, dejando el núcleo interno atrás. La energía total en el material en expansión es del orden de 10⁵¹ ergs (o menos). Se liberan vastas cantidades de fotones, resultando en un espectáculo óptico espectacular, equivalente a 10⁹ soles, dando una magnitud absoluta de aproximadamente -18. Debido a la desintegración radiactiva de los elementos pesados producidos en la explosión (Mochizuki & Kumagai 1998; Hernanz 2000; Wanajo et al. 2001), luego comienza a desvanecerse lentamente, a una tasa de aproximadamente seis a ocho magnitudes por año. Las supernovas de tipo II no son tan luminosas como las supernovas de tipo Ia, por un factor de al menos tres. La mecánica de este tipo de supernovas se trata en detalle por Bethe (1993), Wallerstein et al. (1997), Mezzacappa (2000) y Liebendoerfer et al. (2001).

Si la masa del remanente del núcleo está por debajo de aproximadamente tres masas solares, se convertirá en una estrella de neutrones⁹ (las estrellas de neutrones que giran rápidamente se conocen como púlsares¹⁰). Si excede aproximadamente tres masas solares, continúa contrayéndose. El campo gravitatorio de la estrella colapsante es tan poderoso que ni la materia ni la luz pueden escapar de él. La "estrella" entonces colapsa en un agujero negro (Balberg & Shapiro 2001), una singularidad o punto de volumen cero y densidad infinita, oculto por un horizonte de sucesos a una distancia llamada radio de Schwarzschild¹¹. Los cuerpos que cruzan el horizonte de sucesos, o un haz de luz dirigido hacia tal objeto, parecerían simplemente desaparecer —arrastrados hacia un "abismo sin fondo". En cualquiera de los casos, la creación de estos objetos bastante exóticos va acompañada de una tremenda producción de neutrinos, la mayoría de los cuales escapan al espacio con una energía total que se acerca a 3 x 10⁵³ ergs¹².

La mayoría de las supernovas de tipo II se dividen en subclases II-L (lineal) o II-P (meseta), dependiendo de sus curvas de luz: las de tipo II-P muestran una meseta poco después de la luminosidad máxima.

4. Ejemplos de supernovas

4.1 Supernovas pasadas

Desde los primeros días en que la humanidad miraba hacia el cielo, hemos visto muchos puntos brillantes de luz en el cielo que aparecieron de repente y luego se desvanecieron lentamente a lo largo de muchos meses. La mayoría de estas "estrellas invitadas", como los antiguos chinos las llamaron, fueron novas de varios tipos, pero algunas fueron auténticas supernovas. Los registros más fiables provienen de Asia, donde los astrónomos coreanos, japoneses y chinos mantuvieron sorprendentemente precisos registros que se remontan hasta 1400 a. C. Wang (1986) informó que había 90 novas y supernovas probables listadas en los registros chinos entre 1400 a. C. y 1700 d. C. En Europa, por otro lado, la primera observación conocida de lo que ahora sabemos que es una supernova no fue hasta el siglo XI d. C. Como resultado del estudio intensivo de estos registros, y de informes posteriores por parte de astrónomos europeos como Tycho y Kepler, los astrónomos ahora están conscientes de que han ocurrido varias supernovas galácticas en los últimos dos mil años (Tabla 2)¹³.

La primera supernova extragaláctica jamás descubierta fue SN 1885A, cerca del núcleo de M31 (la famosa "Galaxia de Andrómeda"), el 20 de agosto de 1885. SN 1885A tenía una magnitud visual aparente de 5,85; habría sido apenas visible a simple vista si no fuera por el resplandor de M31 que la deslumbraba (de Vaucouleurs & Corwin 1985).

Probablemente la supernova extragaláctica más famosa fue observada el 24 de febrero de 1987 en la Nube Magallánica Grande. Una estrella supergigante azul (de unas 20 masas solares) llamada Sanduleak -69 202 (su magnitud visual aparente previa era modestamente 10.2) explotó en un estallido de luz visible a simple vista (cuando fue descubierta en una placa fotográfica por el astrónomo Ian Shelton de la Universidad de Toronto en el Observatorio Las Campanas en Chile, tenía magnitud 4.5; luego alcanzó un pico de magnitud 2.8 antes de desvanecerse lentamente con el tiempo (Shelton 1993)) —por lo tanto, fue una supernova de tipo II. Fue designada SN 1987A¹⁷. En los años subsiguientes, se observó la formación de un brillante remanente de supernova alrededor de la estrella en forma de una onda de choque expansiva. Solo ahora, años después, la onda de choque está alcanzando anillos de gas previamente existentes que rodean a la ahora muerta estrella (Chu 2000)¹⁸. Esto está causando que los nódulos de gas brillen intensamente. Hay muchas imágenes de SN 1987A disponibles en la WWW. Quizás la revisión definitiva de SN 1987A es Arnett et al. (1989), aunque esto no cubre desarrollos más recientes.

SN 1987A fue extremadamente importante para los astrónomos, ya que fue la primera supernova que los astrónomos pudieron estudiar en gran detalle con instrumentos astronómicos modernos. Confirmó una serie de predicciones que los astrónomos habían formulado sobre las supernovas, incluyendo:

• la producción de isótopos radiactivos, por ejemplo ⁵⁶Ni y ⁵⁷Ni y su posterior desintegración en ^57,56Co y ^57,56Fe, o ⁴⁴Ti que se desintegra en ⁴⁴Sc y luego en ⁴⁴Ca, los cuales son responsables en gran medida de la forma de las curvas de luz de las supernovas (Arnett et al. 1989; Li et al. 1993; Knodlseder 2000; Lundqvist et al. 2001)
• la producción de neutrinos (Bionta et al. 1987; Hirata et al. 1987; Arnett 1988; Burrows 1988; Arnett et al. 1989)

As observing techniques and equipment improve, more and more supernovae are discovered each year (Figura 2). 172 supernovae were discovered in 2000. At the time of writing, 102 supernovae have been discovered in 2001. A lista completa of all supernovae discovered since SN 1885A is maintained by the Central Bureau of Astronomical Telegrams (CBAT).

4.2 Candidatos a Supernovas Potenciales

Los tres candidatos más cercanos para supernovas en algún momento del futuro cercano (en términos astronómicos) son todas gigantes rojas cercanas (de nuevo, en términos astronómicos): Betelgeuse (en Orión) a 430 años luz, Antares (en Escorpio) a 600 años luz, y Rasalgethi (en Hércules), que se encuentra a 380 años luz de la Tierra. Todas estas serán supernovas de Tipo II. Hay una gigante roja más cercana: la estrella Scheat en Pegaso, que está a 200 años luz de distancia y, aunque actualmente es una gigante roja, la estrella progenitora casi con certeza no es lo suficientemente grande para producir una supernova; en su lugar, las capas externas se deslizarán lentamente hacia el espacio formando una nebulosa planetaria, dejando atrás una enana blanca.

Sin embargo, es más probable que la próxima supernova de Tipo II en nuestra Galaxia sea ya sea la supergigante naranja altamente evolucionada HD 179821 (Jura et al. 2001) o la supergigante azul Sher 25. Aunque ambas estrellas son extremadamente luminosas, se encuentran a distancias considerables de la Tierra y, por lo tanto, no son visibles a simple vista.

Sher 25 tiene una edad de aproximadamente tres millones de años, pero tiene una masa de unos 120 masas solares, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas jamás observadas. Al morir, está expulsando partes de su propia envoltura exterior a velocidades de 20-83 km s^-1. Al igual que con Sanduleak -69 202, se ha formado una burbuja de gas que rodea la estrella, la cual se observa como filamentos y una estructura en forma de anillo (Petersen 1999). De hecho, tanto la estrella como el material circundante se asemejan muy estrechamente a Sanduleak -69 202, aunque existen algunas diferencias menores, probablemente debidas a las diferencias en el entorno que rodea la estrella (Brandner et al. 1997b). Los gases y el polvo alrededor de la estrella están enriquecidos en nitrógeno, lo que es indicativo de una estrella evolucionada y muy caliente que quema rápidamente su hidrógeno y helio y forma otros elementos en el proceso (Brandner et al. 1997a). Quizás dentro de unos pocos miles de años, o incluso mañana, Sher 25 explotará como Sanduleak -69 202 y proporcionará otro espectáculo espectacular de fuegos artificiales cósmicos.

Recientemente, los astrónomos han sugerido que la estrella binaria KPD 1930 + 2752 es un candidato futuro para un evento de supernova Tipo Ia. La estrella principal de este sistema es una subenana-B y tiene una estrella compañera invisible que es casi con certeza una enana blanca. El período orbital es de solo 2 horas y 17 minutos. La masa total del sistema es de 1,47 masas solares, por encima del límite de Chandrasekhar. Maxted et al. (2000) propusieron que la binaria se fusionará dentro de aproximadamente 200 millones de años debido a la contracción orbital y la expansión evolutiva de la primaria), y cuando esto ocurra, debido a la acreción de helio y otros elementos más pesados que el hidrógeno sobre la enana blanca, ocurrirá una supernova Tipo Ia. Algunos otros astrónomos han disputado este escenario, alegando que porque la estrella B se convertiría en una enana blanca antes de fusionarse con su compañera, la masa total del sistema estaría por debajo del límite de Chandrasekhar, por lo tanto, no ocurrirían supernovas Tipo 1a (Ergma et al. 2001).

También se ha determinado que las supernovas pueden ser responsables de la producción de estrellas fugitivas (o al menos de una proporción de ellas). Estas son estrellas que originalmente formaban parte de un sistema estelar múltiple. En algún momento del pasado, una de sus compañeras experimentó una supernova, y la fuerza de la explosión empujó la estrella hacia el espacio a una velocidad muy alta (Blaauw 1961; Hills 1983; Stone 1991; Kaper et al. 1997; Hoogerwerf et al. 2000, 2001).

5. ¿Qué son los restos de supernovas?

Un remanente de supernova (usualmente abreviado como SNR) es el resto de la materia que es expulsada de una estrella cuando esta sufre una supernova. Esta eyección de materia es mucho más violenta que la que ocurre en la nebulosa planetaria que marca el final de una estrella de baja masa, dando lugar a velocidades de expansión de 1000-10.000 km s^-1. La materia expulsada barre el gas y el polvo circundantes a medida que se expande, produciendo una onda de choque que excita e ioniza el gas, lo que resulta en la producción de rayos X y ondas de radio en forma de radiación sincrotrón. Este plasma puede alcanzar temperaturas de 1.000-1.000.000 K, pero con densidades de solo aproximadamente un millón de partículas por metro cúbico. Gradualmente, la tasa de expansión se ralentiza, sembrando el vecindario local con elementos pesados, pero no antes de que el remanente ocupe un área de espacio de decenas o cientos de años luz de diámetro.

5.1 El Ciclo de Vida de un Remanente de Supernova

En el modelo clásico de evolución de SNR (Woltjer 1972; Gull 1973; Chevalier 1977), hay cuatro etapas o fases:

• En la primera fase, conocida como expansión libre, el frente de la expansión se forma a partir de la onda de choque interactuando con el medio interestelar (ISM) circundante. Esta fase se caracteriza por una temperatura constante dentro del remanente y una velocidad de expansión constante de la cáscara. Esta fase puede durar desde 90 años hasta más de 300 años.
• Durante la segunda fase, conocida como la fase Sedov o adiabática, el material del remanente comienza lentamente a desacelerarse y enfriarse. En esta fase, la cáscara principal del remanente es inestable y los eyecciones del remanente se mezclan con el gas que fue recién golpeado por la onda de choque inicial. Esta mezcla también intensifica el campo magnético dentro de la cáscara del remanente. Esta fase puede durar desde 100 hasta 100.000 años.
• La tercera fase, la fase Snowplough o radiativa, comienza después de que la cáscara se haya enfriado hasta aproximadamente 1.000.000 K, de modo que la cáscara pueda radiar energía de manera más eficiente. Esto, a su vez, enfría la cáscara más rápido y, por lo tanto, la hace encogerse y volverse más densa. Esto la hace enfriarse aún más rápido. Debido a este efecto bola de nieve, el remanente desarrolla rápidamente una cáscara delgada y radia la mayor parte de su energía en forma de luz. La velocidad ahora disminuye bastante rápidamente. La expansión hacia afuera se detiene y el remanente comienza a colapsar bajo su propia gravedad. Esta fase puede durar cientos de miles de años.
• La cuarta fase, conocida como Dispersión. Aquí la cáscara se desintegra cuando la velocidad del "Snowplough" se vuelve subsónica, y lo que queda del remanente se disipa en el ISM.

This is the theoretical model, in reality astronomers have found that most SNRs do not follow this standard model (Harrus et al. 2001). Some of the reasons for this are:

• El ISM en el que ocurren las supernovas rara vez es isotrópico o de una consistencia y densidad uniforme, lo que conduce a asimetrías y diferencias dentro del remanente (Dohm-Palmer & Jones 1996; Maciejewski & Cox 1999; Slavin et al. 2000).
• Si una supernova ocurre en una burbuja preexistente de material interestelar rodeada por una masa de gas, entonces la fase de Sedov no necesariamente ocurrirá (Wheeler et al. 1980; Franco et al. 1991; Franco 1994; Gvaramadze 2000); de hecho, el SNR puede no ser detectable en absoluto en este escenario a menos que impacte las paredes de la cáscara (Fich 1986; Koo & Heiles 1995; Chu 1997).
• Si la densidad del medio en el que se encuentra el SNR es lo suficientemente baja, es posible que el SNR termine su vida fusionándose con el ISM antes de que el enfriamiento se vuelva importante (Asvarov 2000).
• Diferentes etapas pueden ocurrir simultáneamente en diferentes ubicaciones dentro de un único remanente (Cioffi et al. 1988; Tenorio-Tagle et al. 1990; Franco et al. 1994; Jones et al. 1998; Asvarov 2000; Bykov et al. 2000; Reynoso & Mangum 2001).
• Si el ISM está fuertemente magnetizado, entonces la evolución del SNR diferirá en términos de la duración de las diversas fases y la forma general del remanente (Insertis & Rees 1991).

6. ¿Cuáles son los diferentes tipos de Restos de Supernova?

Existen tres tipos generalmente aceptados de SNRs. Tenga en cuenta que las categorías no están fijadas de antemano: los SNRs han sido observados en el proceso de transformación gradual de un tipo a otro (Sakhibov & Smirnov 1982; Lazendic et al. 2000). Los tres tipos son:

• Remanentes de tipo cáscara: A medida que la onda de choque de la explosión de supernova se abre paso por el espacio, calienta y agita cualquier material interestelar que encuentra, produciendo así una gran cáscara de material caliente en el espacio. Se observa una estructura anular en este tipo de remanente porque, en el borde de la cáscara, hay más gas caliente en nuestra línea de visión que en el centro. Los astrónomos llaman a este fenómeno brillo del borde. La gran mayoría de los remanentes de supernova (SNR) son de este tipo.
• Remanentes tipo Cangrejo: Estos remanentes, también conocidos como "pleriones" (un término sugerido por primera vez por Weiler & Panagia (1978), y del griego que significa "lleno"), son similares a la Nebulosa del Cangrejo. Son similares a los remanentes de tipo cáscara, excepto que contienen un púlsar en el centro que expulsa chorros de material que se mueve muy rápido. Estos remanentes se ven más como un "mancha" que como un "anillo."
• Remanentes Compuestos: Estos remanentes son un cruce entre los remanentes de tipo cáscara y los de tipo cangrejo. Aparecen con forma de cáscara, de cangrejo o ambas, dependiendo de qué parte del espectro electromagnético se esté observando. Existen dos tipos de remanentes compuestos: térmicos y pleriónicos. Los compuestos térmicos aparecen de tipo cáscara en la banda de ondas de radio (radiación sincrotrón). Sin embargo, en longitudes de onda de rayos X, aparecen de tipo cangrejo, pero a diferencia de los verdaderos remanentes de tipo cangrejo, sus espectros de rayos X tienen líneas espectrales, indicativas de gas caliente. Los compuestos pleriónicos aparecen de tipo cangrejo tanto en la banda de radio como en la de rayos X, sin embargo también tienen cáscaras. Sus espectros de rayos X en el centro no muestran líneas espectrales, pero los espectros de rayos X cerca de la cáscara sí tienen líneas espectrales.

Rho & Petre (1998) propusieron una cuarta clase de SNR - los llamados "SNR de morfología mixta". Estos restos se clasifican como restos de tipo cáscara en longitudes de onda de radio, pero la morfología de rayos X está centralmente concentrada. Además, la emisión de rayos X es térmica y proviene del ISM, no de los eyecciones que componen el SNR. Y finalmente, no hay una fuente prominente, central y compacta en bandas de radio o rayos X (es decir, no hay un púlsar).

7. Ejemplos de restos de supernovas

Algunos de los SNR más famosos (fácilmente visibles en pequeños telescopios) incluyen:

• La Nebulosa del Cangrejo en Tauro,
• La Nebulosa del Velo en Cisne,
• La NRC de Vela en Vela,
• La NRC de Puppis A en Puppis.

SNRs are officially designated according to their Galactic coordinates. Thus the SNR at 184.55^o Galactic Longnitude and -5.78^o Galactic Latitude, commonly known as the Crab Nebula, is designated as G184.6 - 5.8.

Existen muchas galerías de imágenes de SNR en la WWW - quizás las dos más extensas son la Galería de satélites de rayos X ROSAT y la Galería de satélites de rayos X Chandra. Según Green (2000), hay 225 SNR confirmados en nuestra Galaxia, con otros 61 posibles o probables restos, y se siguen descubriendo más constantemente (por ejemplo, Bhatnagar 2000; Crawford et al. 2000; Combi et al. 2001; McClure-Griffiths et al. 2001). Hay cientos conocidos en otras galaxias (por ejemplo, Danziger et al. 1979; van den Bergh 1983; Peimbert et al. 1988; Long et al. 1990; Braun & Walterbos 1993; Gordon et al. 1993; Muxlow et al. 1994; Yang et al. 1994; Huang et al. 1994; Cowan et al. 1994; Magnier et al. 1995; Matonick & Fesen 1997; Dunne et al. 2000; Schlegel et al. 2000; Rosado et al. 2001). Hay nueve pleriones conocidos en nuestra Galaxia y veintitrés restos compuestos conocidos; el resto son restos de tipo cáscara (Green 2000), aunque se espera que la proporción de pleriones aumente en el futuro a medida que se examinen más de cerca los SNR que actualmente se clasifican como de tipo cáscara o compuesto (Gaensler 2000). Desde que se propuso la categoría de "morfología mixta", algunos astrónomos han reexaminado los SNR existentes con la intención de reclasificarlos como SNR de morfología mixta; hasta ahora se han identificado aproximadamente nueve (Yoshita et al. 2001).

8. Supernovas y Nosotros

8.1 ¿Podría nuestro Sol convertirse en una supernova?

Relájese, la respuesta es un rotundo no. Nuestro Sol está lejos de ser lo suficientemente masivo para convertirse en una supernova de tipo II y no hay una enana blanca compañera que pueda convertirse en una supernova de tipo Ia. Además, faltan otros cinco mil millones de años antes de que el suministro de hidrógeno de nuestro Sol se agote. En ese momento comenzará su proceso de muerte y eventualmente se convertirá en una enana blanca con una capa circundante de material muy similar a la Nebulosa del Anillo (M57) en la constelación de Lira, es decir, una nebulosa planetaria. Esto sigue siendo un pequeño consuelo para nosotros en la Tierra, sin embargo, ya que dentro de otros mil millones de años aproximadamente el Sol habrá aumentado tanto su luminosidad que la Tierra probablemente se volverá totalmente inhabitable.

8.2 ¿Qué pasaría si una supernova ocurriera cerca de la Tierra?

En resumen, la vida en la Tierra estaría en grandes problemas. Dependiendo de la distancia y el tipo, las cantidades masivas de radiación emitidas por supernovas podrían significar que posiblemente toda o la mayor parte de la vida en la Tierra se quemaría. De un artículo de Michael Richmond sobre los riesgos para la Tierra por restos de supernovas cercanos:

Creo que una explosión de Tipo II debe estar a pocos parsecs de la Tierra, ciertamente menos de 10 parsecs (32.6 años luz), para representar un peligro para la vida en la Tierra. Sospecho que una explosión de Tipo Ia, debido a la mayor cantidad de radiación de alta energía, podría estar a varias veces más distancia. Mi conjetura es que la radiación de rayos X y rayos gamma es la más importante a grandes distancias.

Curiosamente, existe la posibilidad de que una supernova explotara cerca de la Tierra (dentro de 100 años luz) hace aproximadamente cinco millones de años (Ellis et al. 1996; Fields & Ellis 1999). ¿Podría esto haber causado un evento de extinción? Muy posiblemente. ¿Hubo uno que se correlacionara con esta supernova? Probablemente no¹⁹.

También existe alguna evidencia de otra supernova que ocurrió dentro de 600 años luz del Sol en los últimos millones de años y que fue responsable de la cercana capa de gas conocida como la Estela del Polo Norte (Cruddace et al. 1976; Hayakawa et al. 1977; Davelaar et al. 1980; Heiles et al. 1980; Egger & Aschenbach 1995), aunque existen explicaciones alternativas no relacionadas con supernovas (Sofue 1977). Existen otras capas de gas similares y grandes en la vecindad general de la Vía Láctea (Nousek et al. 1981).

El famoso Geminga pulsar (también conocido como 2CG195+4), que se encuentra cerca de la Nebulosa del Cangrejo en el cielo, también ha sido propuesto como los restos de una supernova que ocurrió hace 300.000 años. Gehrels & Chen (1993) propusieron que esta supernova es la causa de la Burbuja Local²⁰, mientras que Cunha & Smith (1996) propusieron que la supernova fue la causa del lazo de gas que rodea a la estrella Lambda Orionis en la constelación de Orión, nuevamente, aproximadamente hace 300.000 años. Innes & Hartquist (1984) también propusieron que la Burbuja Local fue el resultado de una supernova pasada, mientras que Smith & Cox (1998, 2001) han sugerido que en lugar de ser el resultado de una sola supernova, la Burbuja Local es el resultado de repetidas supernovas.

Por cierto, Geminga se encuentra aproximadamente a 510 años luz de la Tierra (Caraveo et al. 1996a; Caraveo et al. 1996b). Aunque fue descubierta en 1975 como una fuente de rayos gamma de alta energía (Thompson et al. 1977; Bennett et al. 1977), no fue hasta 1992 que los astrónomos determinaron de qué se trataba realmente (Bertsch et al. 1992; Halpern & Holt 1992). Esto se refleja en su nombre: "Geminga" es el término milanés para "Lo que no existe".

Como una breve digresión, el creacionista de la Tierra antigua Hugh Ross²¹, ha declarado:

Según Génesis 5 y 6, uno de los muchos cambios que Dios decretó en el tiempo del Diluvio de Génesis fue la reducción de la esperanza de vida humana de un promedio de más de 900 años hasta un máximo de unos 120 años. Además de protegernos de la intensificación del mal, este cambio, que aparentemente implicó una reprogramación de nuestras células, también nos protege de ciertos tipos de cáncer. El cambio también implicó ya sea la eliminación de algún tipo de escudo contra la radiación pre-Diluvio o, más probablemente, un aumento en la cantidad de radiación cósmica que caía sobre la Tierra.

Identifica la supernova responsable del resto de supernova Vela como una posible causa de este cambio en la esperanza de vida. Sin embargo, bajo la suposición de que tal cambio en las esperanzas de vida humanas tuvo lugar como se relata en el Génesis, todavía existen dos problemas principales con esta afirmación:

• La supernova Vela se encontraba entre 800 y 1.600 años luz de distancia (Gvaramadze 2001a); a esta distancia, la radiación que impacta la Tierra desde la propia supernova es despreciable (aproximadamente igual a varias horas de sol normal a la superficie de la Tierra), principalmente debido a la distancia y a los efectos protectores de la atmósfera de la Tierra²².
• De todos modos, una dosis de radiación como la que propone Ross habría dejado rastros de isótopos en diversas capas sedimentarias; no se han encontrado tales rastros en estas capas.

En resumen, no hay evidencia que respalde esta afirmación, y abundante evidencia en contra de ella.

8.3 ¿Es cierto que la Tierra no existiría si no fuera por las supernovas?

El Big Bang produjo muy poco más que hidrógeno y helio, con algo de litio (Thielemann et al. 2001). Varios otros elementos (más pesados que el carbono pero más ligeros que el hierro) se producen por fusión en la etapa de gigante roja de las estrellas (Tabla 3). Los elementos más pesados que el hierro se producen principalmente en supernovas, específicamente en la combustión nuclear explosiva que tiene lugar ya sea durante la fase en la que la onda de choque resultante del colapso del núcleo de la estrella se encuentra con las capas externas de la estrella (para supernovas de tipos Ib, Ic y II), o en la bola de fuego nuclear general en la que se convierten las supernovas de tipo Ia. En el aftermath de un evento de supernova, el ISM local está saturado con estos elementos pesados. Las supernovas y la onda de choque resultante calientan y agitan el ISM. Para las estrellas que no explotan como supernovas, la mayoría de sus elementos pesados quedan atrapados en la enana blanca en la que terminan. Estos elementos se distribuyen lentamente a través del viento estelar y otras formas de pérdida de masa (Vink et al. 2001).

Los astrónomos que investigan una clase de meteoritos conocida como condritas carbonáceas (así llamadas porque contienen carbono y se caracterizan por pequeñas inclusiones o crondules de material fundido dentro de ellas) han encontrado subproductos de isótopos radioactivos de vida corta que se producen ya sea de forma exclusiva o principalmente en supernovas (Lee et al. 1978; McCulloch & Wasserburg 1978; Clark 1979; Arnould et al. 1980; Dearborn et al. 1988; Nittler et al. 1996; Ott 1996; Timmes et al. 1996; Amari et al. 1996; Hernanz 2000). Dado que estos meteoritos se consideran restos primordiales del momento del sistema solar temprano, aproximadamente hace 4.600 millones de años, indica que en algún momento antes de la formación del sistema solar, ocurrió una supernova.

En resumen, la mayoría de los elementos que componen la computadora que estás utilizando para leer este artículo, el mundo que te rodea, el sistema solar y tu cuerpo, fueron originalmente producidos en una supernova (Cameron & Truran 1977; Harper 1996). Como dijo la cantante Joni Mitchell, "Somos polvo de estrellas...". Por lo tanto, la respuesta es sí: sin estas supernovas, es muy probable que nosotros (la humanidad) y todo lo demás en la Tierra (así como la Tierra misma) no existirían.

9. ¿Qué son las hipernovas?

Se ha propuesto que no todas las estrellas masivas logran desencadenar eventos de supernova. Si el núcleo de una progenitora masiva y de rápida rotación colapsa en un agujero negro y absorbe el manto estelar circundante sin producir una explosión impulsada por neutrinos, el resultado es un collapsar, y la liberación masiva de energía producida se denomina hipernova. Las hipernovas son típicamente 150-200 veces más masivas que el Sol y explotan con una salida total de energía superior a 10⁵² ergs (Nakamura et al. 2001) —muchas veces más que la salida de energía de una supernova típica.

Se ha propuesto que las hipernovas sean una forma de explicar la existencia de los estallidos de rayos gamma²³ (Woosley 1993; Paczynski 1997; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen 1999). Estallidos de rayos gamma (GRBs). Los astrónomos han identificado varios eventos de tipo hipernova que parecen estar vinculados a los GRBs observados (Hansen 1999; Bloom et al. 1999; Chu et al. 1999; Filippenko 2000; Iwamoto et al. 2000).

Sin embargo, se han propuesto otras explicaciones para los GRB - estas incluyen

• la fusión de dos estrellas de neutrones o la fusión entre una estrella de neutrones y un agujero negro (Narayan et al. 1992).
• una estrella de helio que cae en un agujero negro (Zhang & Fryer 2001).
• la fusión de dos estrellas de helio (Belczynski et al. 2000).
• púlsares que emiten chorros relativistas que precesan más allá de nuestra línea de visión (Blackman et al. 1996).
• las "supernovas", en las que una estrella de neutrones colapsa gravitacionalmente hasta convertirse en un agujero negro (Vietri & Stella 1998).
• chorros relativistas emitidos en supernovas de tipo II (Dar 2000).
• el colapso de una estrella supermasiva (SMS) en un agujero negro supermasivo (SMBH) (Linke et al. 2001)
• una combinación de algunas o todas las anteriores (Chevalier & Li 1999).

Actualmente, ninguna de las hipótesis ha sido confirmada excluyendo a las demás; de hecho, ahora es evidente que existen diferentes tipos de GRB que podrían ser causados por procesos distintos (Piro et al. 2000). Una discusión más detallada de los GRB está fuera del alcance de las preguntas frecuentes, pero Meszaros (1999, 2001), Antonelli et al. (2000) y Piran (2001) ofrecen excelentes resúmenes de nuestro entendimiento actual de los GRB.

10. ¿Son los restos de supernovas evidencia de un Universo joven?

Toda la literatura YEC en la WWW sobre supernovas y restos de supernovas proviene de un artículo escrito en 1994 por un canadiense, Keith Davies, titulado "Distribución de Restos de Supernovas en la Galaxia". Este artículo es parte del Proyecto de Descubrimiento del Creacionismo. Varias versiones y resúmenes de este artículo aparecen en diversos otros sitios web YEC, incluyendo Respuestas en el Génesis (por Jonathan Sarfati), Creación en la Cruzada (por Jon Colley), Creación en Línea y Él Viene....²⁴. Según la Asociación de Ciencias del Creacionismo para Medioamérica, el artículo de Davies se basa en una presentación²⁵ que dio en la Tercera Conferencia Internacional sobre el Creacionismo en 1994.

La primera línea del artículo de Creation Online resume el argumento del YEC de manera excelente:

Los resultados de las observaciones realizadas por los astrónomos indican que no hay suficientes supernovas para justificar una galaxia antigua. Los números observados son consistentes con una galaxia joven de miles de años de antigüedad.

Sarfati elabora más:

...un modelo de universo joven se ajusta a los datos del bajo número de SNR observados. Si el universo realmente tuviera miles de millones de años, habría 7000 SNR faltantes en nuestra Galaxia.

¿Cómo llegan los YEC a esta conclusión? En el artículo original de Davies, estimó el número de SNR visibles en un Universo antiguo (miles de millones de años) y en un Universo joven (miles de años), y comparó ambos valores con el número real de SNR observados (Tabla 4). Utilizó la siguiente metodología:

1. Suponga una tasa de ocurrencia de supernovas en nuestra Galaxia de una cada 25 años.
2. Suponga que la primera etapa de expansión de la SNR termina después de 317 años, la segunda después de 120.000 años y la tercera después de un millón de años.
3. Debido a las limitaciones observacionales de los radiotelescopios, suponga que solo el 19% de las SNR de primera etapa, el 47% de las de segunda etapa y el 14% de las de tercera etapa son observables.
4. Dividiendo las edades de los diversos estados por la tasa de ocurrencia de supernovas, calcule el número de SNR de cada tipo visibles si el universo fuera antiguo.
5. Calcule el número de SNR de cada tipo visibles si el universo tuviera solo 7.000 años.
6. Compare los dos resultados con el número real de SNR observadas.

¿Las afirmaciones de Davies y otros resisten el escrutinio? Como sucede, no muy bien.

10.1 La metodología del YEC

Davies afirma que:

El número de Restos de Supernovas (SNRs) observables en la Galaxia es consistente con el número esperado de formación en un Universo de 7.000 años de antigüedad.

Sin embargo, utilizando la propia metodología de Davies, el número real de remanentes de supernova observables en nuestra galaxia (225 de Green (2000)) da un valor de 11,970 años, no 7,000 años. El 11,970 es el valor mínimo posible para la edad del Universo según se deriva de su metodología. Sin embargo, una lectura estricta de las genealogías en Génesis da la fecha de la creación como el año 4004 a.C., hace aproximadamente 6,000 años (como fue calculado famosamente por el Arzobispo Ussher de Armagh en el siglo XVII).

Sus cálculos se repiten aquí, utilizando sus valores (para facilitar la lectura, cualquier fracción se redondea al número entero más cercano - esto apenas afecta los resultados):

• Número total de SNR de primera etapa = 317 (duración de la primera etapa de la vida de un SNR) / 25 = 13. Por lo tanto, el número de SNR de primera etapa observables es el 19% de 13 = 2. Este valor es el mismo tanto para un universo antiguo como para un universo joven.
• Número total de SNR de segunda etapa con un universo antiguo = 119,683 (duración de la segunda etapa de la vida de un SNR) / 25 = 4,787. Con un universo joven = 6,683 / 25 = 267. Por lo tanto, el número de SNR de primera etapa observables con un universo antiguo es el 47% de 4,800, o 2,250. El número de SNR de segunda etapa observables con un universo joven = 47% de 267 = 126.
• Número total de SNR de tercera etapa con un universo antiguo = 880317 (duración de la tercera etapa de la vida de un SNR) / 25 = 35213. Con un universo joven = 0 / 25 = 0. Por lo tanto, el número de SNR de tercera etapa observables con un universo antiguo es el 14% de 35213, o 4,930. El número de SNR de tercera etapa observables con un universo joven = 14% de 0 = 0.

But if the second calculation is repeated with the actual number of observed SNRs in our Galaxy, 225, then according to his methodology, the result is 479 SNRs in total, and if the rate of supernovae occurrence is one every 25 years, then 25 x 479 is 11,970 years.

Hay un error matemático en el cálculo de Davies. Si solo el 47% de las SNR de segunda etapa son visibles, entonces el número de SNR visibles en un universo joven no es 267/268, sino el 47% de esto = 126. Pero para citar a Davies:

Total [número] de SNRs de Segunda Etapa esperados de ser observados bajo un Universo de 7.000 años de antigüedad con t* =25 aprox. 268.

En nombre de la justicia hacia Davies, esto es más probablemente un simple error matemático, pero tanto Sarfati como el/los autor/es del artículo de Creation Online corrigen este error y dan el valor de 126 para las SNR visibles de segundo orden, sin decirle al lector que lo han hecho y sin señalar el error en el artículo original de Davies. Los otros artículos propagan el valor erróneo de 268.

Davies dedica una gran parte de su artículo a calcular los porcentajes de RNS (restos de supernova) en diferentes etapas de su vida que deberían ser visibles. Obtiene los resultados del 19%, 47% y 14% para las RNS de primera, segunda y tercera etapa, respectivamente). Sin embargo, estos datos son incorrectos. Uno de los componentes que utiliza en el cálculo es la relación conocida como Sigma-D (obtenida de Ilovaisky & Lequeux 1972a), es decir, la relación entre el brillo superficial a una frecuencia de radio específica y el diámetro lineal de una RNS. Aunque puede utilizarse para determinar las distancias a las RNS (Goebel et al. 1981; Huang & Thaddeus 1985; Case & Bhattacharya 1998), solo funciona para RNS de tipo cáscara que tienen la misma energía de explosión de supernova y mecanismo, y que evolucionan en entornos idénticos, mientras que Davies asume que es aplicable a todas las RNS. Más información sobre la medición de distancias a las RNS se proporciona en la Sección 10.7. Como afirma Green (1991),

No es posible citar un único límite de completitud de brillo superficial para los catálogos actuales de restos de supernovas, no solo porque la emisión de fondo varía en diferentes regiones del plano galáctico, sino también porque diferentes regiones han sido exploradas con instrumentos distintos.

Davies también utiliza las limitaciones observacionales por radio de Ilovaisky & Lequeux (1972a) para proporcionar proporciones de SNR en diversas etapas de evolución (19%, 47% y 14%). Existen muchos problemas con el enfoque de Davies:

• Las proporciones de Davies son simplificaciones excesivas; simplemente no es posible calcular cifras precisas para las proporciones de los restos de supernova (SNR) visibles en las diversas etapas de sus vidas, ya que intervienen demasiados factores externos (véase la sección 10.3).
• Otros autores (por ejemplo, Kodaira 1974; Vettolani & Zamorani 1977; Leahy & Wu 1989) han actualizado y corregido los hallazgos originales de Ilovaisky & Lequex; correcciones que Davies no ha tenido en cuenta, a pesar de que sus artículos fueron publicados mucho antes de 1994.
• Los diámetros de los SNR son cruciales para los cálculos de Davies. Pero para calcular el diámetro de un SNR, es necesario conocer la distancia con precisión. Davies da la impresión de que los diámetros y las distancias de los SNR galácticos que utiliza son conocidos con exactitud, cuando esto no es así (véase la sección 10.7 y Green (1984, 1991) para más detalles).
• En radioastronomía, la densidad de flujo se define como la potencia recibida por unidad de área por unidad de frecuencia. La unidad de densidad de flujo es el Jansky (Jy) y es equivalente a 10^-26 W Hz^-1 m^-2. La cantidad de radiación en el espectro de radio emitida por un SNR se mide en Jy, y un radiotelescopio con un límite bajo de densidad de flujo es mucho más sensible a los SNR con bajas densidades de flujo. Davies se ha limitado a los SNR con una densidad de flujo superior a 10 Jy. De los 225 SNR confirmados en nuestra galaxia, solo 90 (40%) tienen densidades de flujo de 10 Jy o más. Cuando Davies escribió su artículo, el número de SNR con densidades de flujo de 10 Jy o más era de 102 de un total de 176. Los otros restos, 74 en 1991 y 135 hoy en día, Davies los ignora por completo. Estos SNR son efectivamente más débiles y más difíciles de detectar, y por lo tanto probablemente estén más lejos o sean más grandes (y por lo tanto más antiguos). Al ignorarlos, Davies afirma que no encuentra restos antiguos, pero lo hace después de eliminar grandes cantidades de posibles restos antiguos de sus cálculos.

10.2 Tasa de ocurrencia de supernovas

La principal fuente para el valor de 25 años de Davies para la tasa de ocurrencia de supernovas en nuestra galaxia es una estimación realizada en 1970 por el astrónomo suizo Gustav Tammann. El valor que dio Tammann fue de 26 ± 10 años, calculado comparando nuestra galaxia con otras galaxias similares (en términos de tamaño y luminosidad) y determinando la tasa de supernovas observándolas (Tammann 1970). Poveda & Woltjer (1968) dieron una estimación aproximada de 60 años, mientras que Chai & van den Bergh (1970) estimaron 100 años, y Ilovaisky & Lequeux (1972b) dieron 50 ± 25 años.

En 1994, Tammann revisó su estimación de 1970 sobre la tasa de ocurrencia de supernovas en nuestra propia Galaxia a 40 ±10 años (Tammann et al. 1994). Cappellaro et al. (1996) sugirieron que para nuestra Galaxia deberían observarse 4 ± 1 supernovas Tipo Ia, 2 ± 1 Tipo Ib/c y 12 ± 6 Tipo II por milenio, lo que resulta en una tasa aproximadamente la mitad que el valor de 1970 de Tammann. Weiler & Sramek (1988) concluyen que el intervalo promedio entre supernovas en nuestra Galaxia está entre 20 y 50 años y van den Bergh & Tammann (1991) y Turatto (1999) ambos dan estimaciones en razonable acuerdo con esto. Los valores dados en Carroll & Ostlie's Introduction to Modern Astrophysics son 36 años para supernovas Tipo I y 44 años para supernovas Tipo II. Folgheraiter et al. (1997) da un intervalo promedio de 30 años como siendo "el valor actualmente aceptado".

En la década de 1940, 1950 y principios de la de 1960, los astrónomos descubrieron que las supernovas ocurren a diferentes ritmos en diferentes tipos de galaxias, y que el ritmo de las supernovas en galaxias espirales depende de la luminosidad de la galaxia involucrada (Tammann et al. 1994). Además, el ritmo al que se observa que ocurren las supernovas en otras galaxias depende de la inclinación de la galaxia: se detectan muchas más supernovas en galaxias que se orientan de polo a nosotros (van den Bergh & McClure 1990; van den Bergh & Tammann 1991). Otro factor determinante en el ritmo de ocurrencia de supernovas es la cantidad de estrellas progenitoras: se requieren sistemas binarios adecuados (para tipo I) o estrellas gigantes masivas (para tipo II).

Dragicevich et al. (1999) han propuesto que la Tierra está situada favorablemente dentro de nuestra Galaxia para observar supernovas, por lo que la tasa calculada de ocurrencia de supernovas es en realidad alta en comparación con la tasa en toda la Galaxia.

Los astrónomos son generalmente bastante cautelosos al inferir las tasas de ocurrencia de supernovas a partir de la cantidad de restos de supernovas. De hecho, para citar a Jones et al. (1998):

Las personas deben ejercer extrema precaución al inferir las tasas de supernovas a partir de los conteos de SNRs maduros y antiguos.

Y según van den Bergh y Tammann (1991):

Dado que las vidas de los restos de supernovas de radio (SNRs) dependen tan críticamente del entorno, será muy difícil obtener información significativa sobre las tasas de supernovas a partir de las estadísticas de los SNRs.

Sin embargo, en balance, Davies utiliza un valor aceptable para la tasa de ocurrencia de supernovas galácticas. De paso, se cree que ocurre una supernova cada segundo en todo el Universo (Burrows 2000).

10.3 Número de restos de supernovas

Los creacionistas de la Tierra joven (YEC) afirman que no se observan tantos restos de supernovas (SNRs) como se esperaría en un universo antiguo. Davies utiliza un valor de un millón de años para el límite inferior de la vida visible típica de un SNR y asume que todos los SNR duran tanto tiempo. Obtiene esta cifra de Ilovaisky & Lequeux (1972b). Sin embargo, al leer el artículo original, se nota que este valor es en realidad para la vida teórica del remanente, no para la vida observable del remanente. ¿Por qué existe una diferencia? Muy simplemente, los SNR son difíciles de detectar. Factores que obstaculizan seriamente nuestra capacidad para detectar SNR (y que Davies casi ignora por completo) son:

• Los SNR solo pueden observarse en una pequeña proporción de nuestra Galaxia - nuestra visión de la mayor parte de la Galaxia está bloqueada por grandes cantidades de polvo y materia interestelar. Solo algunos SNR más jóvenes, emisores de radio, serían visibles a través de este polvo (Sramek et al. 1992; Gray 1994). Esto explica en gran parte por qué no se han observado supernovas galácticas en los últimos 300 años aproximadamente (Clark et al. 1981; Dawson & Johnson 1994; Hatano et al. 1997), aunque habríamos esperado que ocurrieran quizás 5-10 (McKee 2000).
• También es difícil identificar restos mucho más antiguos ya que ya sea que se hayan desvanecido más allá de nuestra capacidad para detectarlos (podrían haberse fusionado con el MCI), se hayan fusionado con otros restos, o se hayan desvanecido en el fondo general de "ruido" (Nousek et al. 1981; Matthews et al. 1998; Braun et al. 1989; Landecker et al. 1990; Normandeau et al. 2000). Los SNR más jóvenes, o SNR que aún interactúan con gas expulsado por sus progenitores, son mucho más propensos a ser detectados (Jones et al. 1998; Slavin & Cox 1992). Shull et al. (1989) realizaron un análisis estadístico de SNR, y encontraron que con SNR aislados, menos del 1% duran más de 100.000 años, y solo el 20% siguen intactos después de 50.000 años.
• La composición del MCI local en el que ocurre la supernova es crítica para la observabilidad del SNR resultante (Dohm-Palmer & Jones 1996). Los SNR en regiones donde la densidad del MCI es baja (Henning & Wendker 1975; Gaensler & Johnson 1995b) o hay poco gas ionizado presente (Heiles et al. 1980) pueden no ser fácilmente visibles. De hecho, puede ser el caso de que tan solo el 15-20% de los eventos de supernova causen SNR observables (Clark & Stephenson 1977; Clark 1979; Kafatos et al. 1980).
• Algunos SNR jóvenes pueden ser intrínsecamente débiles en longitudes de onda de radio y por lo tanto inusualmente difíciles de detectar (Gray 1994; Duncan & Green 2000).
• Los SNR están oscurecidos por y pueden ser indistinguibles de otras nebulosas de emisión interestelar, y sus espectros pueden ser similares a potentes galaxias de radio distantes y cuásares (White & Becker 1990; Inglis & Kitchin 1990; Caswell & Stewart 1991, 1992; Williams et al. 2000). En otras palabras, hay mucha desordenación ahí fuera, y encontrar SNR es a menudo una tarea complicada y difícil. De hecho, solo una minoría de SNR son visibles en longitudes de onda ópticas (Long et al. 1990).
• Los límites del equipo utilizado para detectar SNR (normalmente radiotelescopios) afectan a nuestra capacidad para observar restos de supernova (Green 1991; Kassim 1992; Frail et al. 1994). A medida que esto mejora en el futuro, el número de SNR detectados aumentará. Esto puede ilustrarse con la forma en que los astrónomos han detectado más y más SNR en nuestra propia galaxia durante las últimas décadas - en 1984, solo se conocían 174 SNR galácticos, y en 1971, solo 113 (Downes 1971).
• No todo el cielo ha sido explorado al mismo grado - aún hay grandes áreas del cielo (principalmente en el hemisferio celeste sur) esperando ser exploradas con instrumentos más potentes (Case & Bhattacharya 1998).

As a result, Davies vastly overestimates the actual number of observable SNRs. Berkhuijsen (1984) suggested that there might be 1,000 to 10,000 SNRs in our Galaxy (depending on the lifetime of SNRs), but this is the only estimate I'm aware of that provides a figure anywhere near Davies', but even then, Berkhuijsen's estimate is for the total number of SNRs, and not for the observable SNRs.

Sin embargo, el valor de Berkhuijsen es una excepción muy notable. La mayoría de las otras estimaciones para el número total de SNR en la Galaxia se sitúan alrededor de 1.000 (por ejemplo, Minkowski 1964; Caswell 1970; Li et al. 1991). Leahy & Wu (1989) dan una cifra para el número total posible de SNR observables por radio en nuestra Galaxia dentro de 50.000 años luz de la Tierra de 485 ± 60/f₁, donde f₁ es el factor de completitud para las observaciones de SNR dentro de 6.000 años luz del Sol (es decir, si solo hemos detectado el 75% de los SNR cercanos, entonces la estimación es 486 / 0.75 o 648). Case & Bhattacharya (1996) dieron 486 ± 42 como un límite superior, mientras que Trushkin (1999) da 300-1000 SNR potencialmente detectables en nuestra Galaxia.

Los YEC también han invocado el número de SNR en la Nube Magallánica Grande para respaldar sus afirmaciones. Del artículo de Sarfati:

No solo eso, sino que las predicciones para la galaxia satélite de la Vía Láctea, la Nube Magallánica Grande, también son consistentes con un universo joven. La teoría predice 340 remanentes de supernova observables si la NMG tuviera miles de millones de años, y 24 si tuviera 7000 años. El número de remanentes de supernova realmente observados en la NMG es 29.

El número de SNR observados en la Nube Magallánica Grande en 1999 es en realidad 37 (Williams et al. 1999), aunque se siguen descubriendo más constantemente; de hecho, se reconoce que, al igual que nuestra propia galaxia, hay muchos más SNR por descubrir en la NLM (Milne et al. 1980; Dickel & Milne 1988; Chu & Kennicutt 1988). La discrepancia en las cifras de Sarfati probablemente se puede explicar con referencias desactualizadas y, por lo tanto, no debería contarse en su contra.

Sin embargo, tanto Davies como Sarfati cometen un error más grave. La estimación de 340 para el número total de SNR en la Nube Magallánica Grande proviene de Mathewson & Clarke (1973). Sin embargo, Clark & Caswell (1976), Clarke (1976) y Milne et al. (1980) señalan todos los problemas importantes con la estimación de Mathewson & Clarke - básicamente, debido a observaciones mejoradas de SNR en la Nube Magallánica Grande, la estimación de Mathewson & Clarke ya no es válida. El número real de SNR en la Nube Magallánica Grande es mucho, mucho menor.

Ahora, Davies ha leído al menos uno de estos artículos (el de Clark & Caswell), por lo que debe estar consciente del estado de la estimación de Mathewson & Clarke. Sin embargo, él utiliza esto como uno de los principales apoyos de su teoría, sabiendo que está, como mínimo, en serio debate. Cuando se combina con la citación deliberadamente incorrecta del artículo de Clark & Caswell (detallado en la Sección 10.9), la única conclusión lógica es que o bien Davies es seriamente incompetente o ha deliberado intentar engañar (y Sarfati parece haber copiado ciegamente del artículo original de Davies, sin verificar el cálculo original).

10.4 La Edad de los Restos de Supernovas

El otro pilar principal del argumento del YEC es la afirmación de que todos los SNR tienen menos de 10.000 años. Esto se puede resumir mejor con una sección del artículo de Sarfati:

Según su modelo [de los Astrónomos], la SNR debería alcanzar un diámetro de aproximadamente 300 años luz después de 120,000 años. Por lo tanto, si nuestra galaxia tuviera miles de millones de años de antigüedad, deberíamos ser capaces de observar muchas SNRs de este tamaño. Pero si nuestra galaxia tiene entre 6,000 y 10,000 años de antigüedad, ninguna SNR habría tenido tiempo de alcanzar este tamaño. Por lo tanto, el número de SNR observadas de un tamaño particular es una excelente prueba de si la galaxia es antigua o joven. De hecho, los resultados son consistentes con un universo de miles de años de antigüedad, pero constituyen un enigma si el universo ha existido durante miles de millones de años.

Además, del artículo He Comes...:

...Y si calculas, usando las tasas de expansión observadas y los radios actuales, hace cuánto tiempo ocurrieron las explosiones de supernovas de tipo cáscara, todas las fechas son menores a 10.000 años. Por el contrario, si el universo realmente fuera antiguo, uno esperaría una distribución de edades, que iría desde apenas unos pocos años hasta más de un millón de años, que es lo que calculamos que los restos de supernovas esperados seguirían siendo lo suficientemente fuertes como para ser detectados mediante los radiotelescopios de hoy.

Esta afirmación se propaga ampliamente en la literatura del creacionismo de la Tierra joven²⁶. Sin embargo, es completamente falsa. Si bien una forma de medir la edad de las SNR es efectivamente observar los radios y la tasa de expansión, y por lo tanto calcular la edad, esto solo puede hacerse para SNR más jóvenes; no es aplicable a las SNR más antiguas y evolucionadas, cuyas edades se miden de diferentes maneras. De hecho, la población de SNR observadas muestra una amplia distribución de edades, desde las más jóvenes hasta las realmente antiguas.

Por ejemplo, una de las más famosas NRC, la celebrada Nebulosa Velo en la constelación de Cisne, tiene aproximadamente 14.000 años (Levenson et al. 1998). G89.0 + 4.7 tiene 19.000 años (Leahy & Aschenbach 1996); G6.4 - 0.1 tiene entre 58.000 y 110.000 años (Kaspi et al. 1993). El remanente G69.0 + 2.7 tiene al menos 77.000 años (Koo et al. 1990) y G166.2 + 2.5 tiene 150.000 años (Kim et al. 1988). Existen muchos otros remanentes antiguos (Woltjer 1972; Fich 1986; Storey et al. 1992). Duncan et al. (1995) informan sobre G279.0 + 1.1, que estiman podría tener medio millón de años (es un remanente extremadamente grande y tenue). Y las NRC más antiguas no se limitan a nuestra propia Galaxia. El remanente NRC 0450-709 en la Nube Magallánica Grande, que mide 340 x 245 años luz, tiene varios cientos de miles de años (Jones et al. 1998). Y con equipos y técnicas de detección más nuevos y mejorados, los astrónomos están encontrando cada vez más NRC antiguas. Incluso se ha sugerido que la estructura a gran escala conocida como el Bucle Origem es una NRC antigua en una etapa muy avanzada de evolución, y que tiene aproximadamente un millón de años (Hanbury Brown et al. 1960; Berkhuijsen 1974; Kahn 1976).

Como se mencionó anteriormente, con el paso del tiempo, una RNS se vuelve más difícil de detectar, ya que aumenta en tamaño y el material en el remanente se vuelve más delgado y se dispersa más, y se distorsiona por el ISM - Davies ignora completamente esto. Los valores típicamente aceptados por los astrónomos para la vida media máxima visible promedio de una RNS oscilan entre 60.000 años y más de 500.000 años (Cox 1972; Jones 1975; McCray & Kafatos 1987; Leahy & Wu 1989; Dorfi 1994; de Grijs et al. 2000). De Clark (1979):

...dentro de unos pocos decenas de miles de años, la mayoría de los restos extendidos que han sobrevivido hasta la 'fase intermedia-borde' se espera que se fusionen con el medio interestelar y sean irreconocibles.

Quizás dos de los púlsares más famosos son los que se encuentran dentro de la Nebulosa del Cangrejo y el resto de supernova Vela (Lorimer & Ramachandran 1999). Los astrónomos también intentan relacionar otros púlsares con diversos restos de supernova. Dado que la edad de un púlsar puede calcularse con precisión en general²⁷, si puede asociarse con un resto de supernova, entonces la edad del resto de supernova también puede calcularse (Furst et al. 1993; Caraveo 1993; Gaensler & Johnson 1995b).

10.5 Restos de supernovas de la tercera etapa

Una de las afirmaciones más importantes que hacen los YECs es que no existen SNRs de tercera etapa, es decir, SNRs en la etapa radiativa. De hecho, la mera presencia de un solo SNR de tercera etapa destruiría completamente el argumento YEC de un Universo joven, ya que la cantidad de tiempo que tarda un SNR en alcanzar esta etapa está muy por encima de lo que permite la escala de tiempo YEC.

Entonces, ¿existen realmente algunos SNRs de tercera etapa? Se han publicado docenas de artículos en las últimas décadas examinando y discutiendo SNRs radiativos reales —un logro considerable considerando que, según los YEC, no existen realmente. A pesar de lo que digan los YEC, los SNRs radiativos sí existen realmente. Una breve lectura de la literatura relevante revela los siguientes SNRs galácticos que están en la fase radiativa (y hay otros):

• G69.0 + 2.7 (Sarfi-Harb & Ogelman 1995).
• G166.2 + 2.5 (Routledge et al. 1986).
• G180.0 - 1.7 (Furst & Reich 1986).
• G189.1 + 3.0 (Oliva et al. 1999).
• G279.0 + 1.1 (Duncan et al. 1995).
• G290.1 - 0.8 (Rosado et al. 1996)²⁸.

In addition, Matthews et al. (1998) reported on an extremely faint SNR called G55.0 + 0.3:

G55.0+0.3 es uno de los restos de supernova (SNR) más débiles conocidos. Este SNR podría ser solo un miembro de una población más grande de restos débiles y antiguos que actualmente no son detectables en frecuencias de radio. Si una fracción significativa de los SNR sobreviven más de 50.000 años, una mayor imagen del plano galáctico con alta sensibilidad superficial y alta resolución angular debería revelar más SNRs antiguos.

Las estrellas más masivas (las más propensas a terminar como supernovas de tipo II) se encuentran en cúmulos. Por lo tanto, la mayoría de las supernovas de tipo II no serán la primera en ocurrir en la vecindad, sino que es más probable que ocurran en un medio que ha sido perturbado por la acción de supernovas anteriores (Chu 1997). La vida típica de una estrella masiva que probablemente termine en una supernova (unos pocos 10⁶ años) no es lo suficientemente larga para que el ISM rellene la cavidad dejada por supernovas anteriores (Jones et al. 1998). Supernovas individuales o múltiples (en este último caso, en la misma vecindad general) pueden resultar en la formación de una superburbuja, de hasta cientos de años luz de ancho a lo largo de una escala de tiempo de uno a veinte millones de años (Heiles 1984; McCray & Kafatos 1987; Oey & Clarke 1997; Ehlerova et al. 2001). Hay muchos ejemplos de estas superburbujas tanto en nuestra propia Galaxia como en otras galaxias (por ejemplo, Blades et al. 1980; Fich 1986; Meaburn & Laspias 1991; Hunter 1994; Bomans & Chu 1997; McClure-Griffiths et al. 2000; Bond et al. 2001). De hecho, es probable que el Sol esté ubicado en una de ellas (Hughes & Routledge 1972). Maciejewski et al. (1996) describen una estructura que han nombrado la supersúpercapa "Aquila", que se encuentra a unos 8.500 años luz de la Tierra, con un radio de más de 520 años luz, que calculan que tiene unos diez millones de años de antigüedad y es el resultado de 10-100 supernovas. Contiene varias regiones de formación estelar. Por cierto, hay un resto de supernova asociado con esta estructura, G34.7 - 0.4, con una edad calculada de aproximadamente 20.000 años (Wolszczan et al. 1991; Shelton et al. 1999).

Además, la suposición de Davies de que la fase adiabática de la evolución de los SNR (es decir, la "segunda etapa") siempre dura 120.000 años y que la fase radiativa siempre dura 880.000 años también es completamente incorrecta. Como se mencionó en la Sección 5.1, la evolución de los SNR varía enormemente.

10.6 Las edades de las estrellas

Los creacionistas de la Tierra joven (YEC) como Davies afirman que el universo tiene aproximadamente 6.000 a 7.000 años de antigüedad. Sin embargo, el ciclo de vida de las estrellas que se convierten en supernovas es del orden de unos cuantos decenas de millones de años para estrellas de alta masa (supernovas de tipo II) y al menos mil millones de años (y usualmente mucho, mucho más) para estrellas de baja masa (supernovas de tipo I). Las estrellas más antiguas conocidas tienen aproximadamente 12.5 mil millones de años (Cayrel et al. 2001; Qian & Wasserburg 2001), lo cual es consistente con la estimación más reciente de la edad del Universo en su conjunto, de aproximadamente 13.5 a 14 mil millones de años (Lahav 2001; Ferreras et al. 2001).

De hecho, las supernovas desempeñan un papel importante en el nacimiento de nuevas estrellas: cuando una supernova explota cerca de una nube de gas molecular, la expansión del frente de choque en la nube puede:

• acelerar partículas relativistas
• calentar y comprimir el gas molecular
• cambiar su química
• producir mezcla turbulenta.

Los grumos condensados de gas interestelar creados por este mecanismo eventualmente terminan convirtiéndose en nuevas estrellas (Assousa et al. 1977; Huang & Thaddeus 1986). El ejemplo clásico de esto sucediendo es un grupo de estrellas incrustado en una nebulosa de reflexión a aproximadamente 3.000 años luz de distancia en la constelación de Canis Major, llamado CMa R1, en el cual hay dos estrellas muy jóvenes (Z CMa y HD 53367) que tienen la misma edad (aproximadamente 300.000 años) que un anillo expansivo de gas que parece ser un resto de supernova (Herbst & Assousa 1977; Shevchenko et al. 1999). Este escenario ha sido cuestionado por algunos astrónomos, sin embargo, ya que la identificación del anillo de gas como un resto de supernova no está confirmada completamente. Un caso mucho más fuerte para la formación de estrellas inducida por supernova es el remanente G349.2 + 0.7, que está interactuando con una cáscara más grande de gas molecular, que probablemente sea un resto de supernova extremadamente antiguo (de cuatro millones de años). Esta hipótesis es apoyada por la presencia de IRAS 17147-3725, un grumo de polvo con características similares al resto de supernova propuesto, siendo ionizado por un objeto con las características espectrales de una estrella recién formada (Reynoso & Mangum 2001)

10.7 Distancia a supernovas y restos de supernovas

¿Cómo se miden las distancias a las supernovas y los restos de supernovas (SNR)? Bueno, existen varios métodos disponibles para los astrónomos. Dado que la cantidad de energía liberada por una supernova de tipo Ia es conocida con bastante precisión, muchos astrónomos han sugerido que pueden ser útiles para medir distancias en el espacio, algo similar a una vara cósmica (Riess et al. 1996; Saha 1997; Riess et al. 1998; Perlmutter et al. 1998a; Regnault 2000). Sin embargo, se ha descubierto que no todas las supernovas de tipo Ia son idénticas y, por lo tanto, no todas tienen el mismo brillo intrínseco (Cappellaro et al. 1997; Filippenko & Riess 1999; Canal et al. 2000; Hatano et al. 2000; Howell et al. 2001; Howell 2001; Garnavich et al. 2001), y algunos astrónomos han cuestionado el uso completo de las supernovas de tipo Ia como velas estándar (Drell et al. 2000), aunque otros sostienen que las diferencias involucradas no son suficientes para descartar su uso en la medición del universo (Gibson & Brook 2000; Gibson & Stetson 2001; Richtler et al. 2001).

La relación Sigma-D (ya mencionada en la Sección 10.3) puede utilizarse para determinar la luminosidad real (y por tanto la distancia) de algunas SNR de tipo cáscara. Las emisiones de los filamentos ópticos en el frente de choque de una SNR pueden examinarse para obtener la velocidad real a la que se desplazan, y de ahí se puede calcular la distancia. La emisión de rayos X de una SNR en la fase adiabática puede medirse, y a partir de ello se puede determinar el diámetro real, y por tanto la distancia. Existen otros métodos además, incluyendo la medición del corrimiento al rojo de supernovas distantes, la localización de objetos conocidos adyacentes cuyas distancias ya se conocen, y muchos más. Para una descripción detallada de estos métodos, véase Green (1984)²⁹. Aunque estos métodos no pueden darnos las distancias exactas —de hecho, no conocemos las distancias exactas a la mayoría de las SNR (de hecho, Green (2000) solo proporciona distancias a una cuarta parte de las SNR galácticas)—, todos ellos nos indican que, aparte de unas pocas cercanas a la Tierra, cada supernova y SNR conocida está a más de 7.000 años luz de distancia. De hecho, los astrónomos han podido medir directamente la distancia a la SN 1987A mediante trigonometría. El resultado es de aproximadamente 167.000 ± 4.000 años luz (Panagia et al. 1991; Panagia 1999)³⁰. Los astrónomos también han detectado recientemente trazas de supernovas a miles de millones de años luz (Perlmutter et al. 1998b, Riess et al. 1998, Riess et al. 2000). El hecho de que haya tardado aproximadamente 167.000 años en llegar a la Tierra la luz de la SN 1987A invalida cualquier idea de un Universo de 7.000 años de antigüedad.

¿Cómo responden los YEC a esto? Bueno, se ha propuesto que toda la luz de objetos supuestamente distantes no proviene de esos objetos, sino que fue creada por Yahvé en el momento de la Creación durante el tránsito; en otras palabras, esos objetos distantes no existen realmente y son solo ilusiones. Esto es una extensión del argumento Omphalos (el argumento Omphalos, expuesto por primera vez en un libro de ese nombre por Philip Henry Gosse (1857), sostiene que el universo fue creado joven pero con la apariencia de antigüedad). Omphalos es infalsificable, no comprobable y totalmente no científico. Además, relegaría a Yahvé al papel de un engañador cósmico: creando objetos y eventos que observamos (por ejemplo, SN 1987A) que en realidad no existen. Debido a las evidentes dificultades teológicas de este argumento, muchos YEC lo han abandonado (aunque muchos no lo han hecho) y han propuesto hipótesis basadas en cosmologías alternativas que permiten que la luz viaje miles de millones de años luz en un período corto de tiempo³¹, o una velocidad de la luz variable. Quizás el principal exponente de esta última idea sea el YEC Barry Setterfield, quien ha postulado que la tasa de la velocidad de la luz es variable y fue mucho mayor en el pasado (justo después de la Creación), permitiendo así que los objetos parezcan más lejanos de lo que realmente son.

Sin embargo, toda la evidencia indica que la velocidad de la luz no ha cambiado de esta manera (Goldstein et al. 1973; Baum & Florentin-Nielsen 1976; Tubbs & Wolfe 1980; Gruber et al. 1981; Ellis et al. 2000)³². Las supernovas más distantes (y por lo tanto las más antiguas) muestran la misma escala de tiempo de desintegración radiactiva de los elementos producidos (teniendo en cuenta la dilatación del tiempo relativista observada causada por la velocidad de la expansión del Universo). Esto confirma que no ha habido cambios notables en las tasas de desintegración entre entonces y ahora, lo cual es consistente con la idea de un Universo antiguo, en expansión y de vastas dimensiones (Leibundgut et al. 1996; Riess et al. 1997; Pranztos 1998; Filippenko & Riess 1999; Riess et al. 2000; Ellis & Sullivan 2000; Filippenko & Riess 2000; Turner & Riess 2001)³³.

10.8 Referencias desactualizadas

Aunque el artículo de Davies fue escrito en 1994, la gran mayoría de sus referencias son de la década de 1970, con algunas que se remontan a la década de 1960, y solo unas pocas de las décadas de 1980 y 1990. Aquí hay algunos ejemplos:

• Utiliza la estimación de Mathewson & Clarke de 1973 para el número de SNR en la Nube Magallánica Grande, la cual fue posteriormente cuestionada en 1976 y luego demostrada como incorrecta para 1980.
• Utiliza la estimación de Tammann de 1970 para la tasa de ocurrencia de supernovas (esto es ligeramente irrelevante, ya que las estimaciones más recientes no son tan diferentes)
• Se refiere constantemente a los artículos de Illovaisky & Lequeux de 1972, excluyendo muchos otros artículos más recientes que han actualizado y corregido este artículo.

This reliance on old references in itself is somewhat forgivable on its own, but a quick search on the WWW reveals hundreds of scientific papers written before 1994 (the year of publication of Davies' article), which directamente contradict Davies' findings (e.g. Leahy & Wu de 1989 paper on the total number of SNRs in our Galaxy).

Para empeorar las cosas, los artículos de resumen fueron escritos aún más recientemente (el de Sarfati fue originalmente escrito en 1997), por lo que realmente no hay excusa para que otros repitan los errores de Davies.

10.9 Citas y paráfrasis incorrectas

Davies cita mal a varios astrónomos. Por ejemplo, cita a Cox (1986) diciendo (en referencia a una supuesta falta de SNRs en la Nube Magallánica Grande):

El último ejemplo es la población SNR de la Nube Magallánica Grande. Las observaciones han causado considerable sorpresa y pérdida de confianza.

Sin embargo, Cox estaba discutiendo posibles modelos de evolución de restos de supernova en la fase adiabática, y el párrafo relevante del artículo original es en realidad:

El último ejemplo es la población de SNR de la Nube Magallánica Grande. Las observaciones (muchas recopiladas en Mathewson et al. 1983) han causado considerable sorpresa y pérdida de confianza en modelos simples como los de este artículo.

Lo cual en realidad dice algo completamente diferente de lo que Davies afirma que dice. También cita incorrectamente a Clark & Caswell (1976) dos veces. La primera:

¿Por qué no se han detectado el gran número de restos esperados?

es citado por Davies de tal manera que hace pensar al lector que su estimación del número de SNR galácticos es correcta. Pero en el artículo original, esto era una pregunta retórica, en el contexto de discutir la estimación de 1973 de Mathewson & Clarke de que deberían existir 340 restos visibles en la Nube Magallánica Mayor. Clark & Caswell siguen inmediatamente esto dando varias razones por las cuales la estimación de 1973 es poco fiable (la estimación de Mathewson & Clarke ha sido discutida anteriormente, en la Sección 10.3). El párrafo relevante del artículo original es:

Por lo tanto, dos anomalías requieren explicación. ¿Por qué no se han detectado el gran número de restos esperados? ¿Es razonable que E₀/n difiera tanto de nuestra estimación para la Galaxia? Ambas anomalías se eliminan si asumimos que la relación N(D)-D se ha estimado incorrectamente debido al pequeño número de restos (4) utilizados.

Como ya se mencionó en la Sección 10.3, la sospecha de Clark & Caswell resultó posteriormente ser correcta. Pero Davies ignora totalmente esto. La segunda cita de este documento que Davies utiliza:

El misterio de los restos de supernovas desaparecidos

en realidad se extrae de esta frase en el artículo original:

Parece que con la explicación anterior no es necesario postular valores de E_o/n que difieran significativamente de los de la Vía Láctea, y también se resuelve el misterio de los restos de supernovas desaparecidos.

Ambas citas han sido sacadas de contexto y significan algo completamente diferente a lo que Davies dice que significan. Sarfati utiliza estas dos citas en, lo que parece a primera vista, una manera aún más deshonesta. Él dice:

Como dicen los astrónomos evolucionistas Clark y Caswell: '¿Por qué no se han detectado el gran número de restos esperados?' y estos autores se refieren a 'El misterio de los restos ausentes'.

Aunque se podría decir que esto parece ser un intento deliberado de engañar, podría ser el caso que Sarfati sea simplemente un mal parafraseador. Sin embargo, por lo menos Sarfati es culpable de incompetencia y también de no verificar las fuentes de Davies. Davies, sin embargo, no puede escapar tan fácilmente. La única conclusión lógica de la anterior serie de citas erróneas es que Davies parece ser deliberadamente engañoso.

10.10 Conclusión

Resumamos brevemente cómo los YEC como Davies y Sarfati tienen razón y se equivocan. Primero, a su favor, tienen razón en:

• La frecuencia de ocurrencia de supernovas en nuestra Galaxia

However, that's actually it. This is the only point in their favour. In contrast, they are completely incorrect about the following:

• El número de SNRs reales y observables en nuestra Galaxia.
• La vida útil observable típica de los SNRs.
• Las escalas de tiempo evolutivas de los SNRs.
• La uniformidad (o falta de ella) de las características de los SNRs.
• La presencia de SNRs radiativos.
• La dificultad de encontrar SNRs.
• La distancia a los SNRs.

In others words, just about everything. In addition, the methodology that they use to calculate the numbers of SNRs they claim should be present is hopelessly wrong. They have also engaged in repeated misquotation, selective interpretation of the data and indeed, selective ignorance of data which disagrees with their conclusions. They are quick to assert that astronomers are confused and bewildered about the so-called "mystery of the missing supernova remnants". This however, is an assertion completely without foundation. There is no mystery. The YECs are making the mystery up themselves. They are completely wrong:

11. Notas

1. Los espectros de las supernovas de tipo I no contienen líneas de hidrógeno prominentes, mientras que los espectros de las supernovas de tipo II sí lo hacen.

2. Una enana blanca es la forma diminuta, extremadamente pesada y densa de una estrella cerca del final de su vida. La densidad típica de una enana blanca está en el rango de 10¹⁰ kg m^-3. La materia en una enana blanca se encuentra en forma de un gas degenerado de electrones, en el que los electrones han sido arrancados de sus átomos padres. El gas en este estado peculiar es un casi perfecto conductor de calor y no obedece las leyes ordinarias de los gases. Una enana blanca de este tipo ya no tiene ninguna fuente de energía y simplemente se enfría para siempre, convirtiéndose eventualmente en una enana negra: un frío y muerto coágulo de materia colgando en el espacio.

3. Nombrado en honor al astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo calculó por primera vez en 1930 como un medio de pasar el tiempo durante un aburrido viaje en barco de 18 días desde India hasta Inglaterra. Es la masa máxima posible estable para una estrella enana blanca. Es igual a 1,44 masas solares; la masa del Sol es aproximadamente 1,9891 x 10³⁰ kg.

4. Para ilustrar las vastas cantidades de energía emitidas por las supernovas, nuestro Sol tiene una magnitud absoluta (cómo aparecería si estuviera a 10 parsecs, o 32,616 años luz de distancia) de solo +4,7; por lo tanto, aparecería al ojo desnudo como una estrella tenue, apenas visible a simple vista. La magnitud aparente del Sol es -26,8. Incluso así, excluyendo los neutrinos, la radiación óptica solo representa el 1% de la emisión total de energía (van den Bergh 1988).

5. El combustible normal de las estrellas es el hidrógeno. A lo largo de la vida de la estrella, este hidrógeno se convierte gradualmente (a través de reacciones de fusión termonuclear) en helio mediante un proceso llamado nucleosíntesis. En la nucleosíntesis, los núcleos atómicos ligeros (como el hidrógeno) colisionan con tal violencia y frecuencia en el interior de alta temperatura y alta densidad de la estrella que se fusionan en núcleos más pesados (como el helio) y liberan vastas cantidades de energía (como en una bomba H). En efecto, los elementos más ligeros "arden" para formar elementos más pesados.

6. Según Arnett et al. (1989), para una estrella de 20 Masas Solares, se requieren aproximadamente diez millones de años para completar el estado de quema de hidrógeno. La quema de helio requiere aproximadamente una décima parte de este tiempo, 950.000 años. La quema de carbono dura 300 años, y la quema de neón y oxígeno duran 180 y 140 días, respectivamente. La quema de silicio se completa en dos días. En este momento, la temperatura en el núcleo es de unos 3,7 x 10⁹ K.

7. La fotodesintegración es la descomposición de núcleos por fotones en protones y neutrones individuales. Este proceso es altamente endotérmico (es decir, requiere más energía de la que genera). Fue identificado por primera vez por Willy Fowler y Sir Fred Hoyle en la década de 1960. La fotodesintegración también puede ocurrir en la fase de quema de silicio.

8. Por cada 0.1 masas solares de hierro que se descompone mediante fotodesintegración en protones y neutrones, el choque pierde 1.7 x 10⁵¹ ergs.

9. Una estrella de neutrones es una estrella compuesta casi enteramente de neutrones, con una densidad equivalente a la de un núcleo atómico (Horowitz & Piekarewicz 2001). Tales estrellas contienen típicamente la misma cantidad de materia que nuestro Sol, pero comprimida en una esfera de aproximadamente 10 km de diámetro. La masa máxima para una estrella de neutrones es aproximadamente tres masas solares, el llamado límite de Oppenheimer-Volkoff (postulado por primera vez en 1939 por Robert Oppenheimer, famoso por la bomba A, y su estudiante, George Volkoff), y la masa mínima es aproximadamente 0,1 masas solares (cualquier estrella de neutrones más ligera que intentara formarse se convertiría en una enana blanca pequeña, ya que algunos de los neutrones se convertirían en protones mediante un proceso llamado desintegración beta). La densidad de la materia en una estrella de neutrones es mucho mayor que en una enana blanca: aproximadamente 10¹⁷ kg m^-3.

10. Un púlsar es una estrella de neutrones en rotación, con una masa similar a la del Sol pero un diámetro de solo unos 10 kilómetros. Los púlsos ocurren porque la estrella de neutrones gira muy rápidamente: un haz de emisión de radio producido por emisión sincrotrón de electrones moviéndose en el campo magnético extremadamente fuerte (aproximadamente 10⁸ teslas, o mil veces la intensidad del campo magnético en la superficie de la Tierra) de la estrella de neutrones en rotación barre frente a un observador una vez por rotación. Los púlsos son muy regulares, aparte de los ocasionales glitch, y todos los púlsares individuales se están desacelerando gradualmente a medida que pierden energía rotacional (van der Swaluw & Wu 2001). El tiempo entre púlsos sucesivos varía desde 1,558 milisegundos para el púlsar más rápido conocido, PSR 1937 + 21 (Xu et al. 2001), hasta 8,5 segundos para el púlsar más lento observado (Young et al. 1999). El primer púlsar fue descubierto en 1967 por Jocelyn Bell Burnell en Cambridge, Inglaterra. Se conocen más de 1300 púlsares (Gotthelf et al. 2000; Lorimer 2001), aunque se están descubriendo muchos más constantemente (D'Amico et al. 2000; Edwards et al. 2001; McLaughlin et al. 2001), siendo el más famoso el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, que tiene un periodo de rotación de 50 milisegundos (Wang et al. 2001). Aunque durante mucho tiempo se pensó que los púlsares son la forma más común de estrellas de neutrones jóvenes, han habido descubrimientos recientes de otras clases de objetos (Gaensler et al. 2001). Estos incluyen: Magnetares - estrellas de neutrones jóvenes aisladas con campos magnéticos extremadamente altos (Duncan & Thompson 1992; Paczynski 1992), Repetidores de Rayos Gamma Suaves (SGRs), fuentes de rayos X pulsantes con actividad intensa de rayos gamma ocasional pero sin pulsaciones de radio detectables (Hurley 1999) y Púlsares de Rayos X Anómalos, fuentes de rayos X pulsantes que giran lentamente (Mereghetti 1999). Puede ser el caso que tanto los SGRs como los AXPs sean tipos de magnetares (Thompson & Duncan 1996; Frail et al. 1997; Vasisht & Gotthelf 1997; Kouveliotou et al. 1998) o púlsares inusuales (Marsden et al. 2001b) e incluso algún otro tipo exótico de estrella (Xu et al. 2000). La mayoría de los SGRs/AXPs parecen estar físicamente asociados con restos de supernovas (Gaensler et al. 2001).

11. Nombrado en honor al astrónomo y físico alemán Karl Schwarzschild, quien investigó el concepto a principios del siglo XX. Es el radio por debajo del cual la atracción gravitatoria entre las partículas de un cuerpo debe provocar su colapso gravitatorio irreversible. Es igual a 2.95 x (Masa_Cuerpo/Masa_Sol) kilómetros.

12. Los neutrinos son partículas elementales sin carga eléctrica y con una masa casi nula, e interactúan muy débilmente con la materia. Debido a que apenas interactúan con la materia, los neutrinos son muy difíciles de detectar. En un tipo de detector de neutrinos que ha demostrado funcionar con éxito, los detectores situados en una gran piscina de agua (ubicada lo más posible bajo tierra para bloquear los rayos cósmicos que interfieren con el proceso de detección) captan la radiación Cherenkov generada por la interacción de electrones con neutrinos solares. Los detectores de este tipo realizaron la primera observación de neutrinos provenientes de una supernova —los de SN 1987A— el 23 de febrero de 1987 a las 7.36 GMT (antes de que la luz óptica llegara a la Tierra). El detector Kamiokande II en Japón registró 9 neutrinos en 2 segundos, seguidos de 3 más en 13 segundos; el detector IMB en Ohio, en Estados Unidos, detectó 8 neutrinos en 6 segundos, y el detector Baksan en la entonces Unión Soviética registró la llegada de 5 neutrinos en 5 segundos.

13. New Scientist La revista del 18 de septiembre de 1999 informó sobre una supernova que aparentemente ocurrió en 1320, pero que pasó extraordinariamente sin ser observada en ese momento. El satélite de rayos X ROSAT imágenes de un remanente de supernova en la constelación de Vela, a solo 640 años luz de distancia, y los científicos han observado un pico en la concentración de nitratos en los núcleos de hielo antárticos correspondiente al año 1320 - picos similares fueron observados en 1572 y 1604, cuando ocurrieron supernovas conocidas (Aschenbach 1998; Aschenbach et al. 1999; Robinson 1999; Burgess & Zuber 2000). Recientemente, sin embargo, se han expresado dudas sobre la datación reciente de este RNS, y se ha propuesto que el RNS es en realidad miles de años más antiguo (Mereghetti 2001; Slane et al. 2001).

14. Chin & Huang (1994) & Schaefer (1995, 1996) han cuestionado que esto fuera una auténtica supernova, sugiriendo en su lugar que se trataba de un cometa o una nova, o incluso una combinación de ambos; incluso se ha sugerido que un halo luminoso de gas expulsado de la nebulosa planetaria He 2-111 fue el culpable (Webster 1978), pero Trimble & Clark (1985), Strom (1988) y Thorsett (1992) la tratan como una auténtica supernova. Hay un resto de supernova (SNR) cercano, pero esto no ha sido confirmado autoritariamente como asociado con la supernova original; Rosado et al. (1996) afirmaron que el SNR estaba demasiado lejos y, por lo tanto, demasiado viejo, mientras que Smith (1997) encontró una distancia mucho menor, y por lo tanto una edad mucho más joven para el SNR.

15. Los astrónomos no están 100% seguros de qué resto de supernova es el resultado de esta supernova - hay tres candidatos, que todos están en el Área de la Cola de Escorpio, aunque tanto Green et al. (1988) como Reynolds et al. (1994) han sugerido el SNR G11.2 - 0.3, y la distancia dada es de Strom (1994).

16. Esta supernova fue inexplicablemente pasada por alto por los astrónomos en ese momento. Esto fue probablemente debido a su débil magnitud visual, que probablemente se debió a nubes de polvo y gas interestelar opacantes situadas entre nosotros y ella (Searle 1971) - pero el resto de supernova resultante, conocido como Cassiopeia A (que es el resto de supernova más joven conocido), es la fuente de radio más fuerte en el cielo aparte del Sol. Su brillo está disminuyendo aproximadamente un 1-2% por año (Dickel & Greisen 1979; Raymond 1984).

En ausencia de cualquier avistamiento confirmado, la fecha exacta en que ocurrió la supernova no puede conocerse con certeza completa, aunque la fecha indicada en la tabla (1671) proviene de Thorstensen et al. (2001). Otras sugerencias incluyen 1658 (Kamper & van den Bergh 1976b; van den Bergh & Kamper 1983) y 1667 (Kamper & van den Bergh 1976a). Estas fechas generalmente se han calculado midiendo el movimiento propio de varios nódulos de gas eyectado durante varias décadas, lo que permite determinar la tasa de expansión del remanente y, a partir de ello, extrapolar la fecha y posición de convergencia.

En 1680, el famoso astrónomo inglés Sir John Flamsteed observó un objeto de magnitud 6 en Casiopea, cuya posición (A.R. 23h 21m 55s; Dec +58^o 32'.3) casi coincide con la de Casiopea A (A.R. 23h 21m 11s; Dec +58^o 32'.3). El catálogo estelar de 1725 de Flamsteed etiquetó este objeto como la estrella 3 Casiopeiae. Sin embargo, esta estrella no ha sido vista por nadie desde Flamsteed, y no aparece en los mapas modernos; cuando Francis Bally estaba preparando su edición corregida de 1835 del catálogo de Flamsteed, notó que 3 Casiopeiae faltaba en el cielo, y no pudo encontrar ninguna observación de ella en los registros del astrónomo de Greenwich. Se ha especulado que este objeto fue de hecho la supernova responsable de Casiopea A (Ashworth et al. 1980), lo que colocaría la fecha de la supernova en los años 1677-1680. Aunque la asociación entre ambas es algo especulativa, y de hecho muchos han argumentado en contra de ella (por ejemplo, Kamper 1980, Hughes 1980), todavía se considera una posibilidad, ya que una fecha de explosión alrededor de 1680 no es en absoluto imposible (Thorstensen et al. 2001), ya que solo requeriría una ligera desaceleración en la tasa de expansión (aproximadamente 1%), como es el caso del remanente resultante de la supernova de 1592 (Raymond 1984).

17. Las supernovas se nombran según el año en que se descubren y en el orden de su descubrimiento; por lo tanto, SN 1987A fue la primera supernova observada de ese año. Si se descubren más de 26 supernovas cada año (como ha ocurrido desde mediados de los ochenta), la 27ª recibe el sufijo "aa". La 28ª es, por tanto, "ab". Una vez agotadas todas las "a", se utilizan las "b", es decir, "ba", "bb", y así sucesivamente. La última supernova descubierta en 1999 se conocía como SN 1999gv.

18. Que la estrella progenitora de la supernova SN 1987A fuera una supergigante azul (Arnett 1987; Podsiadlowski 1992) fue, en ese momento, algo desconcertante para los astrónomos: los modelos estándar de evolución estelar indicaban que eran las supergigantes rojas las que se convierten en supernovas, aunque previamente se había teorizado que las supergigantes azules eran capaces de explotar como supernovas (Lamb et al. 1976; Brunish & Truran 1982a, 1982b). Ahora se sabe que, hace unos 40.000 años, la estrella progenitora era en realidad una supergigante roja, que luego evolucionó hacia su forma pre-supernova de supergigante azul, perdiendo masa mediante el proceso de viento estelar (Weiler & Sramek 1988; Woosley et al. 1988; Woosley 1988; Saio et al. 1988a, 1988b; Dar 1997). Se cree que esta pérdida de masa es responsable del anillo interior (Masai et al. 1988; Luo & McCray 1991; Chevalier & Dwarkadas 1995; Panagia et al. 1996). Lo que causó los anillos exteriores sigue siendo objeto de disputa y se han propuesto diversas explicaciones para describir su origen (Blondin & Lundqvist 1993; Martin & Arnett 1995; Burderi & King 1995; Burrows et al. 1995; Meyer 1997; Soker 1999). Durante años, los astrónomos buscaron (sin éxito) la estrella de neutrones o el agujero negro que la teoría predeciría que se formaría en los restos de la SN 1987A (Chevalier 1992; Apparao 1993; Percival et al. 1995). En 1997, finalmente se encontró un candidato a púlsar óptico (Middleditch et al. 1997; Nagataki & Sato 2001). Los escombros de la supernova se están moviendo actualmente hacia el exterior a una velocidad de varios miles de km s^-1 (Jansen & Jakobsen 2001).

19. Aunque según Dr Fields:

Hay evidencia fósil de un par de mini-extinciones durante la Era Cenozoica", dijo Fields. "Una ocurrió hace aproximadamente 13 millones de años; la otra ocurrió hace aproximadamente 3 millones de años. Las familias de animales marinos cerca de la base de la cadena alimentaria —como el zooplancton y los equinodermos— fueron las más afectadas. El patrón de extinción es consistente con una reducción importante en la fotosíntesis marina.

Hughes y Routledge (1972), y Russell (1979) se pronunciaron a favor de que una supernova cercana fuera la causa de la extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años. Todo esto, por supuesto, fue antes del descubrimiento en 1980 por parte del geólogo Walter Alvarez de que un asteroide fue el probable culpable (Alvarez et al. 1980; Russell 1982). En general, hay poca o ninguna evidencia que vincule directamente las supernovas cercanas con las extinciones a lo largo de la historia de la Tierra (van den Bergh 1994).

20. La Burbuja Local es una región caliente de baja densidad (en comparación con sus alrededores) del espacio interestelar, en la que se encuentra el Sol y algunas otras estrellas cercanas. La ubicación precisa del Sol está en una pequeña condensación irregular, o nube, dentro de la burbuja. La burbuja tiene varios cientos de años luz de diámetro (Frisch 1998, 2000).

21. A diferencia de los YEC, Ross acepta el Big Bang y la antigüedad del Universo y de la Tierra (era astrofísico antes de dedicarse a la teología), pero acepta en gran medida los puntos de vista YEC sobre la validez de la Teoría de la Evolución y los orígenes de la Humanidad.

22. Para los cálculos exactos, véase este mensaje al grupo de noticias talk.origins de Sverker Johansson el 18 de diciembre de 2000.

23. Los estallidos de rayos gamma son los eventos más energéticos conocidos en el Universo (aparte del Big Bang, por supuesto). Un estallido de rayos gamma (GRB) toma la forma de un estallido ocasional de rayos gamma que proviene de una dirección aparentemente aleatoria en el espacio (Fishman 1995), durando variadas longitudes de tiempo, desde una fracción de segundo hasta muchos minutos. Fueron descubiertos inicialmente por accidente. A finales de la década de 1960, Ray Klebesadel del Laboratorio de Los Alamos en EE. UU. trabajaba en un proyecto para monitorear el cumplimiento de un tratado de prohibición de pruebas nucleares utilizando una serie de satélites militares estadounidenses designados "Vela". Durante 1969, estaba revisando datos de rayos gamma registrados el 2 de julio de 1967 cuando notó un pico inusual. En los siguientes tres años hasta julio de 1972, se registraron aproximadamente 16 estallidos de rayos gamma (Klebesadel, Strong & Olson 1973). Al principio, los GRB, de los cuales se han observado varios miles (Lu 2000), se pensaba que originaban en el Sistema Solar o en la zona local de nuestra propia Galaxia, pero no fue hasta 1991 que los instrumentos a bordo del Observatorio de Rayos Gamma Compton en órbita confirmaron que eran de origen extragaláctico (Burrows 2000). El 28 de febrero de 1997, un satélite llamado BeppoSAX logró detectar un resplandor óptico posterior de un GRB. En años recientes, los astrónomos han detectado con éxito muchos de estos resplandores ópticos posteriores; típicamente tienen una magnitud visual en el rango de 18 a 20 (Jha et al. 2001). Se estima que podría haber hasta 1.000 GRB ocurriendo cada año (Cheng & Lu 2001). Por cierto, la cantidad de energía liberada en un GRB es tal que si ocurriera a una distancia de 1.500 años luz, la Tierra estaría bañada con una cantidad de energía aproximadamente equivalente a 10.000 megatones de TNT (aproximadamente equivalente al arsenal mundial de armas nucleares)! Esto destruiría esencialmente la capa de ozono, la cual, aunque no amenazaría la existencia de la civilización humana, tendría efectos secundarios masivos en el medio ambiente (Thorsett 1995).

24. Davies ha escrito dos artículos más sobre cómo diversos aspectos de la astronomía apoyan un Universo joven. Ambos estos artículos han sido desacreditados y muestran un patrón de malas citas y una ignorancia deliberada de datos contradictorios. Un artículo trata sobre la población de enanas rojas en Cúmulos Globulares (artículo original y refutación) y el otro trata sobre la Edad del Sol (artículo original y refutación).

25. Las afirmaciones de Davies también se encuentran en una amplia gama de literatura YEC; por ejemplo, el "FAQ de la Ciencia Creacionista" de Darren Gordon y "El Estado Actual de la Astronomía Creacionista" de Danny Faulkner.

26. Por ejemplo, en un artículo titulado " ¿No es el Universo de miles de millones de años de antigüedad?" por el bien conocido YEC Walt Brown. Su artículo contiene la completamente falsa afirmación:

...Además, todos los restos de supernovas que vemos en nuestra galaxia parecen tener menos de 10.000 años de antigüedad. Esto se basa en el patrón de desintegración bien establecido de la intensidad de la luz de una supernova en el rango de frecuencias de ondas de radio. [Keith Davies, comunicación personal.]

27. Sin embargo, recientemente se han expresado algunas dudas sobre las técnicas utilizadas para medir las edades de los púlsares. En un reciente artículo publicado en Nature, los astrónomos Bryan Gaensler y Dale Frail reexaminaron el púlsar PSR B1757 - 24, que está asociado con el resto de supernova G5.4 - 1.2, y que anteriormente se pensaba que tenía una edad de 16.000 años (Manchester et al. 1991; Lyne et al. 1996). Sin embargo, recalcularon el movimiento propio del púlsar y encontraron que, si está asociado con el resto, entonces debe tener al menos 39.000 años de antigüedad, y más probablemente 170.000 años. Si Gaensler y Frail tienen razón, entonces es más mala noticia para los creacionistas de la Tierra joven (YEC), ya que significa que las edades de los púlsares, y por lo tanto, sus restos de supernova asociados, están siendo seriamente subestimadas (Gaensler & Frail 2000; Marsden et al. 2001a; Gvaramadze 2001b). Incluso con la datación convencional, la mayoría de los púlsares son muy antiguos (Kijak 2001), con una vida típica de alrededor de 10 millones de años (McLaughlin et al. 2001).

28. Gaensler y Frail han sostenido que G5.4 - 1.2, con la datación revisada de PSR B1757 - 24, se encuentra así en la fase radiativa (Gaensler & Frail 2000).

29. Green (1984) es muy despectivo respecto al uso de la relación Sigma-D para medir distancias a SNRs.

30. Los mecanismos exactos de cómo se midió la distancia a SN 1987A se explican en un artículo exhaustivo de Todd S Green.

31. La cosmología alternativa que ha tenido mayor acogida en los círculos del creacionismo de la Tierra joven es la de un físico nuclear estadounidense, el Dr. Russell Humphreys, y fue publicada en 1994 en un libro titulado "Starlight and Time". Ha sido desmentida de manera exhaustiva en múltiples ocasiones por muchos astrónomos y cosmólogos. Irónicamente, en la vanguardia de este esfuerzo se encuentra Hugh Ross, quien ha declarado que es "irremediablemente defectuoso" y que el libro en sí "exhibe profundas malentendidos de la teoría de la relatividad y la cosmología".

32. La afirmación de Setterfield ha sido demostrada que se basaba en un análisis estadístico defectuoso de las mediciones de la velocidad de la luz durante los últimos trescientos años, y de hecho ha sido rechazada por algunos creacionistas de la Tierra joven.

33. Más información sobre esto puede encontrarse en el sitio web de Dave Matson. Por cierto, el astrónomo estadounidense Halton Arp ha hipotetizado en muchos artículos durante las últimas décadas que el corrimiento al rojo no es realmente una función de la velocidad de recesión debido a la expansión del Universo: que las galaxias de bajo corrimiento al rojo y los cuásares de alto corrimiento al rojo, que aparecen juntos desde la Tierra, están físicamente conectados por puentes gaseosos, lo cual es obviamente imposible si los cuásares están miles de millones de años luz más lejos. Sin embargo, se ha demostrado que los puentes de Arp son casi con certeza nada más que artefactos fotográficos o anomalías estadísticas (por ejemplo, Sharp 1985, 1986; Newman & Terzian 1995; Wehrle et al. 1997; Hardcastle et al. 1998; Crawford et al. 1999; Hardcastle 2000).

12. Referencias

12.1 Libros

Los siguientes libros se utilizaron para preparar esta FAQ. Zelik & Gregory's Introductory Astronomy & Astrophysics (4ta Edición) es un buen libro de texto para personas que deseen adentrarse en los aspectos más detallados de la astrofísica. Contiene algunas ecuaciones, por lo que un conocimiento razonable de matemáticas y física sería útil.

1. Bradley W. Carroll & Dale A. Ostlie, "Introducción a la Astrofísica Moderna", Addison-Wesley Publishing Company 1996, ISBN 0-201-54730-9.
2. David H. Clark, "Superestrellas: Las explosiones estelares dan forma al destino del Universo", J.M. Dent & Sons Ltd 1979, ISBN-0-460-04384-6.
3. Ken Croswell, "Alquimia de los Cielos", Doubleday 1996, ISBN 0-385-47214-5.
4. John Gribbin, "Compañero del Cosmos", Little Brown Company 1996, ISBN 0-316-32835-9.
5. Michael Hoskin (Editor), "La Historia Concisa de Cambridge de la Astronomía", Cambridge University Press 1999, ISBN 0-521-57291-6.
6. David H. Levy, "Observando Estrellas Variables: Una Guía para Principiantes", Cambridge University Press 1998, ISBN 0-521-62755-9.
7. Dina Prialnik, "Introducción a la Teoría de la Estructura y Evolución Estelar", Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65937-X.
8. Christopher Walker (Editor), "Astronomía Antes del Telescopio", British Museum Press 1996, ISBN 0-312-15407-0.
9. Michael Zelik & Stephen A. Gregory, "Astronomía e Astrofísica Introductorias (4ª Edición)", Saunders College Publishing 1998, ISBN 0-030-06228-4.

12.2 Papeles técnicos

La gran mayoría de estos están disponibles en línea, ya sea desde el Archivo de E-Prints de Los Alamos (LANL) o desde el Sistema de Datos de Astrofísica de la NASA (ADS). Los artículos de LANL están en formato Adobe Acrobat o Postscript, y los de ADS están en formato GIF. Los artículos de cualquier otra parte de Internet se indican con WWW.

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3. L.A. Antonelli, L. Piro, M. Vietri, E. Costa, P. Soffitta, M. Feroci, L. Amati, F. Frontera, E. Pian, J.J. Zand, J. Heise, E. Kuulkers, L. Nicastro, R.C. Butler, L. Stella & G.C. Perola, "Descubrimiento de una línea K de hierro desplazada al rojo en el resplandor X de GRB 000214", Astrophysical Journal 545, diciembre 2000. (LANL)
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13. Créditos

Gracias a Grant Bazan, John Boggan, Bobby Byrant, Robert Carroll, Dave Chapman, Sarah Clarke, Mike Dworetsky, Manny Edwards, Bryan Gaensler, Dave Green, George Greene, Todd Greene, Martin Hardcastle, Richard Harter, Mike Hopkins, Mark Issak, Sverker Johansson, Joseph Lazio, Andrew MacRae, Bill McHale, Kevin O'Brien, Marshall Perrin, Phil Plait, Ezra Poetker, Michael Richmond, Matt Silberstein, Michael Thorsley y Stuart Weinstein por la información, y también por revisar y comentar las versiones preliminares de este FAQ. Este artículo no habría sido posible sin el uso de los Servicios Bibliográficos del Sistema de Astrofísica de la NASA.