¿Qué es una supernova?

Una supernova es el nombre que se le da a la explosión catastrófica de una estrella masiva al final de su vida. Puede emitir más energía en unos pocos segundos de la que irradiará nuestro sol en su vida útil de miles de millones de años.

El cielo sobre nosotros está sembrado de restos de supernovas antiguas, es decir, estrellas que vivieron sus vidas y luego murieron en estas violentas explosiones. En una galaxia como nuestra Vía Láctea, que consta de unos 200 mil millones de estrellas, debería haber una supernova cada 50 años. Sin embargo, las supernovas visibles solo a simple vista son extremadamente raras. Podría, o no, presenciar uno en su vida.

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Lo que sí vemos son remanentes de supernovas, nubes en expansión en el espacio donde solían estar las estrellas. Hay muchosejemplos, tanto dentro como fuera de nuestra galaxia. El remanente de supernova más famoso visible desde el hemisferio norte se llamaNebulosa del Cangrejo. Está ubicado en la dirección de la constelación.Tauro el Toro. Los chinos registraron haber sido testigos de la supernova en el año 1054 d.C. (aunque había ocurrido 6.523 años antes, porque esta estrella tenía tantosaños luzlejos). Lo llamaron unestrella invitaday escribió que fue visible a la luz del día durante tres semanas completas, y finalmente desapareció por completo unos tres meses después.

Más tarde, la Nebulosa del Cangrejo se hizo famosa por albergar la primera conocidapulsar, descubierto en 1967 porJocelyn Bell Burnell, cuando era estudiante de posgrado en la Universidad de Cambridge en Inglaterra. El púlsar del Cangrejo, como se le conoce, es unestrella neutrón, el remanente de la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo. Al igual que los faros cósmicos, los púlsares emiten rayos de ondas de radio a medida que giran. Los rayos del púlsar del Cangrejo apuntan hacia nosotros.

Oblongo multicolor de gases con serpentinas que salen del medio, mucho más brillantes en el centro.

Ver una imagen más grande de la Nebulosa del Cangrejo. | Esta foto muestra una composición de 3 colores de la conocida Nebulosa del Cangrejo (también conocida como Messier 1), observada a través del Telescopio Espacial Hubble en 1999. Es el remanente de una explosión de supernova, observada desde la Tierra en el año 1054. Contiene una estrella de neutrones cerca de su centro que gira 30 veces por segundo alrededor de su eje. Imagen víaHubbleSite.



Entonces sabemos que las supernovas sonexplosiones de estrellas. Vemos ejemplos de sus secuelas en el espacio que nos rodea. Sabemos que, a medida que la estrella explota hacia afuera, tambiénimplosiona, formando un extremadamente densoestrella neutrónque podría parecernos o no en la Tierra como unpulsar.

Pero, ¿qué es exactamente una supernova y qué la hace explotar?

Los astrónomos están despegando lentamente las capas de misterio que rodean a estas estrellas en explosión. Su absoluta imprevisibilidad es emocionante: cada supernova nos enseña algo nuevo. Los astrónomos han aprendido mucho sobre las supernovas en los últimos 50 años. Una supernova brillante en nuestra galaxia, la Vía Láctea, está ahora, estadísticamente, muy atrasada. Esperemos que suceda en nuestras vidas, peropreferiblemente no demasiado cerca!

2 imágenes de coloridas serpentinas de gas en el espacio, con etiquetas en la imagen del lado derecho.

losNebulosa del veloen la constelación Cygnus hay otro remanente de supernova famoso. Es la parte visible de una estructura mucho más grande (laBucle Cygnus) que representa los restos de una estrella con 40 veces la masa de nuestro sol que explotó hace unos 8.000 años. Imagen (izquierda) vía T.A. Rector / University of Alaska Anchorage / WIYN / NOAO / AURA / NSF e imagen (derecha) vía NASA / JPL-Caltech.

Una supernova es una explosión más final y más poderosa que unanuevo, que es el destello temporal de una estrella enana en un sistema binario. En el escenario de la nova, la estrella enana recolecta materia de su estrella compañera. El exceso de masa hace que la estrella enana se encienda repentinamente, de vez en cuando, muchas veces su brillo normal. Luego se desvanece durante meses a su brillo original antes del próximo brote. Asupernova, por otro lado, es un evento mucho más grande e intrínsecamente mucho más brillante (de ahí el prefijosúper) donde las capas externas de una estrella son expulsadas explosivamente al espacio. Una estrella que se convierte en supernova no vuelve a su brillo anterior y puede desaparecer por completo, dejando un remanente de supernova en expansión.

Tanto las novas como las supernovas se llamaron una vezNueva estrella('Nuevas estrellas'), término acuñado por el famoso astrónomo danésTycho Braheen 1572. Eso se debe a que tanto las novas como las supernovas pueden hacer que aparezca una 'nueva estrella' en nuestro cielo donde no se había visto antes. Ambos estallan repentinamente y, en el caso de las supernovas, inesperadamente, antes de desaparecer lentamente por completo durante semanas o meses.

Hombre con bigote muy largo y cuello de gorguera.

Astrónomo del siglo XVITycho Braheacuñó el término 'stella nova' o nueva estrella para las estrellas que brillan repentinamente, ahora llamadas novas y supernovas.

Ahora sabemos que una supernova no es unanuevoestrella, pero - todo lo contrario - una existente que ha llegado al final de su vida.

Y sabemos que las novas, los brotes menos poderosos, marcan la ubicación de un sistema estelar que podría estallar nuevamente.

Las supernovas pueden tener diferentes causas, pero todas involucran la detonación repentina de una estrella. Los astrónomos reconocen actualmente dos tipos principales de supernovas, Tipo I y Tipo II, según una forma de clasificarlas ideada por el astrónomo germano-estadounidense.Rudolph Minkowskiy astrónomo suizoFritz Zwicky. Por tanto, el sistema de clasificación se conoce comoSistema de Minkowski-Zwicky. La clasificación se basa en laespectrosde las supernovas: es decir, en su luz cuando se divide en los colores que las componen. Las supernovas de tipo I carecen de la presencia de hidrógeno en sus espectros, mientras que las supernovas de tipo II lo muestran. El tipo I se divide además en tres subtipos, Ia, Ib e Ic, también en función de sus espectros.

Pero tal vez más emocionante sea la diferencia entre los tipos según lo determinado por elporquede la explosión, y aquí, un poco confuso, los Tipos II, Ib e Ic son en realidad el mismo tipo de explosión, mientras que el Tipo Ia es una criatura completamente diferente.

Un caparazón colorido en expansión alrededor de una región interna que parece caótica.

Esta imagen compuesta del remanente de supernova 1E0102.2-7219 contiene emisión de rayos X medida por elChandratelescopio (azul y violeta), datos de luz visible del instrumento óptico MUSE del Very Large Telescope (VLT) (rojo brillante) y datos adicionales del telescopio Hubble (rojo oscuro y verde). En su centro se encuentra una estrella de neutrones, el núcleo ultradenso de una estrella masiva que se ha derrumbado en una explosión de supernova. Imagen a través del Centro Marshall de Vuelos Espaciales de la NASA /Flickr.

Supernovas Tipo II

Comenzaremos con el Tipo II más común, que es lo que la gente suele pensar cuando piensa en una supernova: una estrella que explota debido a la vejez. Las supernovas de tipo II ocurren cuando una estrella grande se queda sin combustible, lo que la lleva a un rápido colapso y explosión. Una estrella así es entre ocho y 40 veces más pesada que nuestro sol. A menudo se las conoce como supernovas de 'colapso del núcleo' porque eso es exactamente lo que sucede. El núcleo de la estrella de repente, en solo unos segundos, colapsa sobre sí mismo.

Pero preparemos el escenario para ese evento cataclísmico. Durante miles de millones de años durante la vida de esta estrella,fusión nuclear- el proceso por el cual el hidrógeno se convierte en helio en el interior de la estrella, en el proceso liberando enormes cantidades de energía, permitiendo así que la estrella brille - había estado librando una batalla congravedad. No estamos hablando aquí de la atracción gravitacional de un objeto hacia otro, sino de la propia estrella.autogravedad. En las estrellas, la radiación que empuja hacia afuera proveniente de las reacciones de fusión en el núcleo de la estrella es continuamente contrarrestada por una inexorable fuerza de gravedad que empuja hacia adentro. Es un duelo de fuerzas en el que ninguno de los dos puede ser el vencedor ... mientras se mantenga la fusión nuclear en el núcleo de la estrella, la estrella permanece en equilibrio.

Pero las estrellas nacen con una cantidad finita de combustible de hidrógeno. Después de miles de millones de años (alrededor de 10 mil millones en el caso de nuestro sol, aunque nuestro sol no es lo suficientemente masivo para producir una supernova), comienzan a producirse cambios a medida que se agota el hidrógeno. Una vez que el núcleo de la estrella se queda sin hidrógeno por completo, cesa la fusión nuclear en el núcleo; a la estrella no le queda nada para 'arder'. En ese punto, la estrella ya no puede mantener su empuje hacia afuera contra la gravedad que tira hacia adentro. La estrella comienza a encogerse lentamente. Esta contracción tiene el efecto de traer más hidrógeno de ubicaciones más alejadas de la estrella a la región previamente ocupada por el núcleo, suficiente hidrógeno, de hecho, para que la fusión nuclear se reanude en una capa alrededor del núcleo interno de la estrella.

Sin embargo, hay algo llamadoprincipio espejo, que tiene que ver con la conservación de la energía gravitacional y térmica, que establece, de manera muy simple, que si el núcleo de una estrella se contrae, sus capas externas deben expandirse. Entonces la estrella comienza a hincharse, expandiéndose masivamente desde su tamaño original. Mientras lo hace, sus capas externas se enfrían, alejándose de la capa de fusión del hidrógeno en el núcleo. Una vez que la temperatura se enfríe lo suficiente,convección en lugar de radiaciónse convierte en la forma dominante en que se calientan las capas externas de la estrella y la estrella deja de expandirse. La estrella se ha convertido en una versión hinchada, más fría y, por tanto, enrojecida de lo que era antes; ahora es ungigante rojoestrella.

Cuando nuestro sol se convierta en un gigante rojo, en unos 5 mil millones de años, se expandirá para consumir y destruir a Mercurio, Venus y posiblemente también a la Tierra. Esto significa que el diámetro del sol aumentará unas 115 veces; también se iluminará quizás3000 veces.

Pero, por dramático que sea su aumento de brillo, todavía no estamos en la etapa de supernova, y llegar a la fase de gigante roja no es el final de la historia. A medida que el núcleo de la estrella continúa encogiéndose, las temperaturas en su interior aumentan a niveles aún más altos que antes, alcanzando la asombrosa cifra de 100 millones de grados Celsius. A esta temperatura extrema, y ​​si la estrella es lo suficientemente masiva, puede comenzar a fusionar el siguiente elemento en eltabla periódica, es decirhelio, en carbono, y la fusión nuclear comienza una vez más en su núcleo. Las temperaturas aumentan aún más, hasta que el helio se agota, dejando un núcleo que consta de carbono y oxígeno.

La quema de helio, sin embargo, no es un proceso rápido: una estrella ocho veces la masa del Sol probablemente tendrá suficiente helio para durar 100 millones de años.

Sin embargo, durante todo ese tiempo, la temperatura del núcleo aumenta lentamente, y cuando alcanza los 500 millones de grados, hace suficiente calor para que el siguiente elemento comience a fusionarse. Los núcleos de carbono se fusionan y producen sodio, neón y magnesio. Todos estos son quemados a su vez por la estrella; el núcleo continúa calentándose, alcanzando los 2 mil millones de grados. A medida que sube la temperatura, se forma primero silicio, seguido de azufre, argón, calcio, cromo, manganeso y níquel.

Cada uno se quema en conchas sucesivas a medida que el núcleo continúa encogiéndose hasta que la estrella se asemeja a una cebolla. Cada elemento creado en estenucleosíntesis estelares progresivamentemas pesadoConsiste en un mayor número de protones, neutrones y electrones, hasta que, finalmente, se produce un elemento que no se puede quemar: el hierro.

Corte de esfera que muestra capas etiquetadas de diferentes colores.

A medida que una estrella envejece, la fusión tiene lugar en elementos cada vez más pesados. Imagen víaUniversidad de Oregon.

En este punto, la temperatura en el núcleo de la estrella puede alcanzar3,5 mil millones de gradosCelsius, y sus 'capas de cebolla' consisten en un núcleo de hierro denso, rodeado por capas de silicio y azufre, oxígeno y carbono, helio y una capa exterior de hidrógeno. Es increíble darse cuenta de que, para llegar a esta última etapa de su vida, ¡la estrella podría haber estado en su fase de gigante roja durante mil millones de años! Como el hierro no se puede quemar, ni siquiera a estas temperaturas (fusionar el hierro y los elementos pesados ​​requeriría más energía de la que se generaría), la estrella realmente ha llegado al final del camino.

Una vez que todo el centro del núcleo se ha convertido en hierro, ocurre un evento repentino y dramático. Ahora, sin ninguna presión de radiación hacia el exterior, el núcleo se colapsa completamente sobre sí mismo: después de miles de millones de años, ¡la gravedad finalmente gana el enfrentamiento!

Lo que colapsa el núcleodentrodepende de la masa de la estrella. Una estrella entre ocho y 25 veces más masiva que nuestro sol formará unaestrella neutrón, mientras que los núcleos de las estrellas más masivas, más de 25 veces nuestro sol, probablemente colapsarán enagujeros negros.

El efecto del colapso final del núcleo, que toma quizás solo un segundo más o menos, es enviar una onda de choque directamente al centro, que luego rebota y se propaga hacia afuera a través de las capas externas de la estrella, destruyéndola por completo. Se liberan grandes cantidades de energía: por lo tanto, el evento brillante que conocemos como una explosión de supernova se puede ver en todo el universo.

Esta explosión de supernova es capaz de formar todos los elementos más pesados ​​que el hierro; ¡Ahora hay suficiente energía para eso! Durante un breve período, la estrella puede ser más brillante que el resto de las estrellas de su galaxia juntas, un faro de fuego que significa la muerte de una estrella antigua. Atrás quedará una estrella de neutrones o un agujero negro, una fase totalmente nueva y final en su evolución. Después de semanas o meses, el resplandor de la supernova se desvanece lentamente de la vista y finalmente se apaga por completo.

Entonces, ¿qué sucede con el material arrojado al espacio en una explosión de supernova, los restos de la estrella? Se dispersa suavemente durante eones, y sus elementos van hacia la formación de nuevas estrellas, nuevos planetas, quizás incluso nueva vida. Todos los átomos de su cuerpo se forjaron en los corazones ardientes de estrellas antiguas. El calcio de tus huesos. El hierro en tu sangre. Todos nacieron en una enorme estrella gigante roja y se sembraron en todo el universo en una explosión de supernova, hace miles de millones de años.

Las dos subclases de Tipo I llamadas Ib e Ic son en realidad similares a las supernovas de Tipo II en que todas ellas son producidas por el colapso del núcleo de una estrella masiva. Tienen su propia designación porque, en ambos casos, ya perdieron sus capas externas.antes decolapso del núcleo, en un viento estelar durante sus estados de gigante roja, y por lo tanto generalmente se les conoce comosupernovas despojadas del colapso del núcleo. Al igual que las cebollas ya parcialmente peladas, el Tipo Ib ha perdido su primera capa rica en hidrógeno y el Tipo Ic tanto su hidrógeno como la siguiente capa de helio, revelando la capa rica en carbono que se encuentra debajo.

El enemigo

Los fisicosGerry BrownyHans Betheideó una unidad de medida para cuantificar la cantidad de energía liberada en una supernova típica de Tipo II. La medida se indica enmalo, una unidad de energía igual a 10 ^ -7 julios. Lo crea o no, la ilustración estándar de un ergio es la cantidad de energía consumida por una mosca doméstica haciendo una flexión.

Brown y Bethe llamaron a su unidad de medida FOE, que significa diez elevado a la potencia deFifty-ONacióYrgs; el número 10 seguido de 51 ceros. Durante su vida, el sol emitirá alrededor de 1.2 FOE de energía. En otras palabras, durante 10 mil millones de años, ¡el sol liberará solo un poco más de energía de la que produce una supernova de Tipo II en unos pocos segundos!

Para otra demostración de cantidades de energía simplemente incomprensibles, considere esto: una supernova de Tipo II que produce 1 FOE de energía puede parecer una cantidad enorme; indudablemente lo es. Pero ahora compare esto con el agujero negro en el centro de la galaxia.M87, famoso por la imagen deTelescopio del horizonte de sucesosen 2017: el primero de los seres humanosimagen de un agujero negro, lanzado en abril de 2019. Gira al 90% de la velocidad de la luz. Ahora imagina que le colocas una dinamo enorme, como la que alimenta la luz de una bicicleta al convertir la rueda rotacional, ocinético, energía a electricidad. ¿Cuánta energía cinética extraería la dínamo del agujero negro? La respuesta es realmente impactante: 10 billones de enemigos.En otras palabras, la energía cinética del agujero negro M87 esdiez billones de vecesla energía liberada por una supernova de Tipo II.

Supernovas de tipo Ia

De manera muy diferente (pero similar a las explosiones de novas recurrentes más pequeñas), una supernova de Tipo Ia tendrá lugar en unsistema estelar binariodonde una de las estrellas es unenano blanco, y la otra es una estrella compañera de la que la enana blanca está ocupada robando materia. Una enana blanca es el remanente superdenso de una estrella más pequeña (menos de ocho veces la masa del sol) en la última fase de su vida. Es el resultado de la lenta contracción, durante millones de años, de ungigante rojoestrella, comoBetelgeuseen la constelaciónOrión, recientemente objeto de mucha especulación de que estaba a punto de convertirse en supernova (no es). Y una estrella gigante roja, a su vez, es el resultado de una estrella como nuestro sol que se hincha lentamente, durante millones de años, cuando comienza a agotar su suministro de hidrógeno. Por lo tanto, el destino final de nuestro sol es convertirse en una enana blanca, un remanente del núcleo de nuestra estrella que se enfría lentamente y que mide quizás solo el 0,8% de su radio original. En el caso de nuestro sol, esta sería una enana blanca de aproximadamente 11.000 km de diámetro.

Los gases de una estrella se estiraron hacia un disco alrededor de otra estrella.

La impresión de un artista de una supernova de Tipo Ia: una enana blanca que despoja de materia a su estrella compañera hasta que alcanza el límite crítico, el límite de Chandrasekhar, para que ocurra una explosión de supernova. Imagen víaESA/ ATG medialab / C. Carreau.

Una estrella enana blanca es tan densa que una cucharadita de su material pesaría unas 15 toneladas. En su interior han cesado todos los procesos de fusión nuclear. Sin embargo, y esta es la clave de nuestra clasificación de supernova Ia, ¡pueden volver a encenderse! Si la enana blanca adquiere suficiente material para terminar con más de 1,44 veces la masa de nuestro sol, los procesos pueden reiniciarse y provocar una explosión termonuclear descontrolada y la posterior destrucción de la enana blanca: una supernova. Este límite de masa muy claro de una enana blanca se conoce como elLímite de Chandrasekhar, llamado así por el astrofísico indio-americanoSubrahmanyan Chandrasekharquien lo calculó en 1930.

Entonces, ¿cómo puede una enana blanca acumular más masa? Lo que sucede es que el sistema binario contiene la enana blanca y una compañera, que puede ser cualquier tipo de estrella: una estrella 'normal', una gigante roja o incluso otra enana blanca (más pequeña). En los dos primeros casos, la inmensa gravedad de la enana blanca tira lentamente material de la estrella compañera y lo acumula en la superficie de la enana blanca hasta que se alcanza el límite de Chandrasekhar. Casi de inmediato, la reacción de fusión nuclear descontrolada resultante destruye a la enana blanca en unos pocos segundos: la explosión de la supernova. Si la compañera es otra enana blanca, las dos pueden fusionarse violentamente, su masa combinada excede el límite de 1,44 masas solares, lo que nuevamente conduce a una explosión de supernova.

Dentro de la clasificación de Tipo Ia hay varios subtipos cuyos detalles exactos aún son un poco inciertos, pero la idea general de todas las supernovas de Tipo Ia es la misma: una estrella enana blanca acumula suficiente masa para empujarla por encima del límite de Chandrasekhar, lo que resulta en un catastrófico explosión y destrucción de la estrella. La única excepción a esto es una supernova de Tipo Iax recién descubierta, que puede no destruir completamente a la enana blanca, sino convertirla en una supuesta 'estrella zombie”, Manteniendo la mitad de su masa original. Teóricamente, esto podría ser la causa deotroexplosión de supernova en caso de que se fusionara con otra enana blanca. Actualmente hay 30 candidatos para este tipo de supernova que están estudiando los astrónomos.

Las supernovas como herramientas útiles

Una característica interesante de las supernovas de Tipo Ia es que debido al límite de masa de las enanas blancas, todas explotan con la misma cantidad de energía y, por lo tanto, con aproximadamente el mismo brillo.

Esta consistencia de brillo es una forma extremadamente útil de medir distancias a través del universo cercano y se conoce comovela estándar. Si sabe cuán intrínsecamente brillante es una supernova de Tipo Ia, puede medir su brillo tal como aparece desde la Tierra y así calcular con precisión su distancia. Es como ver los faros de un coche a lo lejos por la noche: sabes cuánta luz emite un faro, así que lo brillante que te parezca te dirá qué tan lejos está. Si bien solíamos pensar que todas las supernovas de Tipo Ia teníanexactamenteel mismo brillo intrínseco, ahora sabemos que el brillo puede variar ligeramente. Sin embargo, existe una correlación entre la luminosidad de una supernova y la cantidad de tiempo que tarda en desaparecer de la vista, por lo que su brillo exacto y, por lo tanto, la distancia se pueden calcular con precisión.

Fueron las mediciones del brillo de supernovas distantes las que, en 1998, llevaron aequipode los astrónomos en los Estados Unidos, Europa, Australia y Chile a un descubrimiento impactante: las supernovas de Tipo Ia más distantes están más lejos de lo que deberían, dado lo que se sabía sobre la edad y la tasa de expansión del universo. Esto resultó en una realización completamente inesperada: la expansión del universo es en realidadacelerador, sin desacelerar con el tiempo como siempre habíamos asumido y que los modelos predijeron. Más tarde, confirmado por varios estudios posteriores, los astrónomos no pudieron explicar la aceleración del universo y se les ocurrió el términoenergía oscurapara describir lo que sea que lo está causando. Esto no debe confundirse conmateria oscura; el epíteto 'oscuro' simplemente significa 'desconocido'.

Hasta el día de hoy, la naturaleza de la energía oscura sigue siendo un completo misterio, aunque sabemos que hasta alrededor de 6 mil millones de años después del Big Bang, la expansión del universo se estaba desacelerando. Luego,algo pasólo que revirtió la desaceleración y provocó que la expansión se acelerara. No tenemos idea de qué fue ese evento. Es extremadamente misterioso: algo de repente, por lo que podemos ver, cambió elnaturaleza de todo el universo. La mejor suposición que tienen los cosmólogos en este momento es que se trataba de una especie detransición de fase, un ejemplo de lo cual es el agua que se congela en hielo y se convierte en algo completamente diferente en estructura y apariencia. En el caso del agua, el evento que desencadena la transición, el congelamiento, se relaciona con su temperatura: en el caso de la energía oscura, el evento debe haber sido algo en la estructura misma del espacio-tiempo, algún límite crítico que se había alcanzado. En cuanto a cuál era ese límite, no tenemos idea. Puede haber sido algo completamente más allá de nuestra comprensión.

Es posible que estemos a décadas de comprender la energía oscura, aunque una gran cantidad de nuevostelescopiosy los programas de observación buscarán desentrañar el misterio en los próximos años. Como en el caso de la búsqueda de unteoría cuántica de la gravedad, bien puede ser necesario alguien del intelecto de Einstein para unir todos los hilos y finalmente comprender la energía oscura. Sin embargo, hablando de Einstein, la energía oscura parece parecerse a su infame 'constante cosmológica', que fue básicamente un truco matemático que Einstein utilizó para eliminar el Universo en expansión, que Einstein no aceptó, de sus ecuaciones. Más tarde, al darse cuenta de su error, Einstein lo llamó el mayor error de su vida.

Por su papel en la conducción de las observaciones de supernovas de Tipo Ia que resultaron en el descubrimiento de la energía oscura, los astrónomosSaul Perlmutter,Brian P. SchmidtyAdam G. Riessfueron galardonados con el Premio Nobel de Física en 2011.

En pocas palabras: una supernova es la explosión catastrófica de una estrella al final de su vida. Las explosiones de supernovas son de diferentes tipos, pero todas pueden emitir más energía en unos pocos segundos que nuestro sol durante toda su vida. Algunas supernovas eclipsan a toda una galaxia durante un breve período.