Estimador de expansión de supernova

La expansión de un remanente de supernova sigue las rigurosas leyes de escala de Sedov-Taylor, impulsadas por un desequilibrio termodinámico extremo. El frente de choque se propaga esféricamente, caracterizado por R ∝ t^(2/5). Esta disipación determinista de energía a través del medio interestelar representa una limitación fundamental en la dinámica de la evolución estelar. Este comportamiento macroscópico de los fluidos inevitablemente se desacelera, adhiriendo estrictamente a la conservación de la masa, el momento y la energía a través del límite de interacción.

En el fondo esta herramienta usa la fórmula más sencilla de la física: distancia igual a velocidad por tiempo, así que el radio del remanente es R = vt. Lo ingenioso es el último paso: la misma capa parece diminuta o enorme según lo lejos que esté. Como el tamaño angular es aproximadamente θ ≈ 2R/d, alejar el remanente al doble reduce a la mitad el ángulo que el telescopio debe resolver.

Si retrocedes el movimiento de la Nebulosa del Cangrejo a las velocidades actuales, los filamentos convergen hacia el año 1130, unos 90 años después de la supernova que China registró en 1054. El remanente se acelera en lugar de frenar: el viento del púlsar central sigue inyectando energía en la capa. Por eso un R = vt constante fecharía la explosión demasiado tarde, un caso raro en que la realidad adelanta al modelo simple.