Ocurren en o después del final de la vida de una estrella, y existe una diversidad considerable en las formas en que ocurren las supernovas. Esas formas dependen en gran medida de que la masa de la estrella se convierta en una supernova. En lugar de tratar directamente con los tipos (que en última instancia son solo categorías espectroscópicas o visuales, no siempre relacionadas con la física de las explosiones), voy a ir por rango de masa (en unidades de la masa del Sol, “masas solares” “, Denotado por [math] M _ {\ odot} [/ math]), e intentará ser lo más detallado posible, con suerte sin ser demasiado técnico (¡avíseme si hay preguntas!). Abróchese, esta será una respuesta larga.
Debajo de ~ 7 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas] :
Las únicas supernovas aquí ocurren en enanas blancas, y corresponden a las supernovas “tipo Ia”. Si una enana blanca logra aumentar su masa sobre la masa de Chandrasekhar (~ 1.44 [matemática] M _ {\ odot} [/ matemática]), alcanzará el punto donde la temperatura interna aumenta lo suficiente como para reactivar la fusión nuclear dentro de la enana blanca. En una estrella normal, la velocidad de reacción nuclear está controlada por la presión del gas, que es muy sensible a la temperatura interna y mantiene estable la velocidad de reacción. Sin embargo, en una enana blanca, la presión del gas es insignificante.
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En cambio, la presión es proporcionada por un efecto mecánico cuántico llamado “presión de degeneración de electrones” (esencialmente, “electrones empaquetados tan apretados como sea físicamente posible, dada la energía total”). La presión de degeneración es altamente sensible a la temperatura interna, por lo que cada reacción aumenta la temperatura, lo que aumenta aún más la velocidad de reacción, y así sucesivamente. La enana blanca sufre una fuga termonuclear, consumiendo toda la estrella como esencialmente una bomba de fusión.
Nota: hay otro tipo de explosivo transitorio en este rango de masa llamado “kilonova” que involucra estrellas de neutrones binarias o sistemas de agujeros negros NS, pero estos generalmente se consideran una categoría separada, y el estudio de las kilonovas todavía está en su infancia.
~ 7–10 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas]:
Aquí es donde comienzan a aparecer los eventos de colapso del núcleo. En este rango, el mecanismo responsable se llama captura de electrones . Algún tiempo después de abandonar la secuencia principal, el núcleo de la estrella se compone de oxígeno degenerado de electrones / neón / magnesio (ONeMg). A medida que continúa la combustión nuclear, la densidad del núcleo degenerado continúa aumentando hasta llegar a lo que llamamos la “densidad crítica”.
A esa densidad crítica, el magnesio y los electrones degenerados comienzan a experimentar un proceso llamado captura de electrones, en el que el magnesio convierte uno de sus protones y el electrón capturado en un neutrón (que permanece en el núcleo) y un electrón neutrino (que escapa ) Este proceso roba el núcleo de su soporte de presión, y la gravedad se hace cargo e induce el colapso del núcleo, lo que lleva a una supernova. La mayoría de los astrónomos esperan que este tipo de supernova forme estrellas de neutrones, y la mayoría del trabajo de simulación indica que deberían expulsar una pequeña cantidad de níquel radiactivo (uno de los principales contribuyentes al brillo de un colapso del núcleo después de ~ 100 días desde la explosión ) Para nombrar un posible ejemplo: SN 1054, que formó la Nebulosa del Cangrejo, a menudo se supone que resultó de una supernova de captura de electrones.
~ 10–30 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas] :
En este rango, las supernovas se producen por un conjunto diferente de procesos nucleares que el anterior. La captura de electrones todavía ocurre, pero hay algunas cosas que suceden primero. En estas estrellas, el núcleo no se degenera hasta que comienza la quema de silicio en hierro, lo que ocurre muy rápidamente (la diferencia de tiempo desde el comienzo de la quema de silicio hasta el inicio del colapso del núcleo no es más que un unos dias ). La temperatura del ahora núcleo de hierro es de varios miles de millones de Kelvin, y se contrae hasta que se degenera electrónicamente. La fusión en elementos más pesados no ocurrirá después de este punto, ya que una mayor fusión absorberá en lugar de liberar energía.
La temperatura se eleva lo suficiente como para que comience a ocurrir una nueva reacción nuclear, llamada integración de fotodist hierro. La reacción se ve así:
[matemáticas] ^ {56} Fe + \ gamma \ rightarrow 13 ^ {4} Él + 4n [/ matemáticas]
Lo que dice esta ecuación es: un núcleo de hierro absorbe un fotón de muy alta energía (un rayo gamma de alta energía, a estas temperaturas centrales), que reacciona al desintegrarse en 13 núcleos de helio y 4 neutrones. La reacción absorbe una gran cantidad de energía, y esa pérdida de energía ayuda a disminuir la presión del núcleo, elevando la contracción lenta del núcleo al colapso del núcleo casi en caída libre. Esta es una inversión completa de los últimos cientos de miles de años de fusión en el núcleo de las estrellas, que ocurre en solo unos momentos.
A medida que esto continúa, la temperatura continúa aumentando rápidamente, y una vez que supera los 7 mil millones de grados Kelvin, el núcleo tiene más helio que hierro. En este punto, ni siquiera los núcleos de helio excepcionalmente estables pueden resistir los rayos gamma muy enérgicos en el núcleo, y se someten a la neutronación :
[matemáticas] ^ {4} Él + \ gamma \ flecha derecha 2p + 2n [/ matemáticas]
El rayo gamma separa el núcleo de helio en sus partes: dos protones, dos neutrones. Así que ahora el núcleo es una sopa de protones libres, neutrones libres y electrones degenerados. Esta es la etapa donde comienzan las capturas de electrones, esta vez entre protones libres y electrones libres. Para aquellos que han leído sobre supernovas antes, aquí es donde se produce la explosión de neutrinos:
[matemáticas] p + e \ rightarrow n + \ nu_ {e} [/ matemáticas]
El núcleo está debilitado por los electrones que proporcionan los últimos vestigios de soporte de presión, y ahora es un paquete de neutrones colapsantes. El colapso está en caída libre en este punto. Finalmente, llega al punto donde el núcleo se degenera con neutrones , y la presión proporcionada aquí es suficiente para detener el colapso. El colapso se detiene un poco más allá del tamaño de equilibrio de la estrella, y cuando se recupera, emite una onda de choque muy poderosa a través de las capas superiores de la estrella. Una combinación de esta onda de choque y la presión de radiación del estallido de neutrinos (los detalles exactos de este proceso siguen siendo objeto de una intensa investigación, e incluso las supercomputadoras modernas y de vanguardia generalmente no pueden manejar simulaciones tridimensionales completas de Estos eventos, que a menudo limitan a los astrofísicos a modelos de una o dos dimensiones, proporcionan energía suficiente para desenredar por completo las capas externas de la estrella y acelerarlas a velocidades muy altas.
Por encima de 30 [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas] y por debajo de [matemáticas] ~ 150 [/ matemáticas] [matemáticas] M _ {\ odot} [/ matemáticas] :
Por encima de [matemáticas] ~ 30 M _ {\ odot} [/ matemáticas] (esto puede aumentar alrededor de un 25% si el contenido de metal de la estrella es muy bajo), el evento de colapso del núcleo anterior todavía ocurre, pero cuando el núcleo de neutrones se vuelve degenerar, está más allá del ahorro. Incluso la presión de degeneración de neutrones no puede competir con la gravedad, y el núcleo continúa colapsándose hasta que se forma un agujero negro. Si la estrella no estaba rotando sustancialmente, entonces el resto de la estrella que cae nuevamente en el nuevo agujero negro será absorbido por el agujero negro con el tiempo, sin producir una cantidad sustancial de luz. Este escenario se llama una supernova fallida .
Si estaba girando, entonces algo nuevo puede suceder. A medida que la estrella de neutrones condenada excede el límite de masa de TOV y se derrumba en un agujero negro, una enorme cantidad de energía de explosión del horizonte de eventos escapa del sistema en forma de rayos gamma energéticos a lo largo del eje de rotación del agujero negro. La física que causa la conversión de energía explosiva en rayos gamma es otra área de trabajo intensivo, con un modelo de consenso único aún acordado. Sabemos que sea cual sea el proceso, es uno de los mecanismos de conversión de energía más eficientes en el universo conocido, ¡con eficiencias que a veces superan el 50%! Este escenario crea ráfagas largas de rayos gamma (parte de la envoltura también logra escapar del sistema en otras direcciones, lo que lleva a una supernova de tipo Ib o tipo Ic simultánea con el GRB).
Arriba [matemáticas] ~ 150 M _ {\ odot}: [/ matemáticas]
Una vez que hemos llegado aquí, estamos viendo estrellas que no existen en grandes cantidades en el universo hoy. Solo hay un puñado de candidatos conocidos que pueden alcanzar masas tan altas, y la forma en que se forman no se conoce con gran precisión.
Sin embargo, es probable que tales estrellas masivas hayan sido mucho más comunes en el universo hace miles de millones de años, y muchos teóricos creen que la mayoría de las primeras estrellas en el universo habrían sido tan masivas o más.
Para estrellas tan masivas, la supernova ocurre debido a la inestabilidad del núcleo causada por la producción de pares . En este caso, la temperatura central una vez que el núcleo de las estrellas está compuesto de carbono y oxígeno se calienta lo suficiente como para que los rayos gamma puedan exceder las energías de 1.022 MeV, lo que les permite dividirse espontáneamente en pares de electrones-positrones. El desplazamiento de la radiación (fotones) a la materia (pares de electrones-positrones) reduce la presión de radiación de la estrella, lo que la lleva a contraerse. A medida que se contrae, la temperatura (y, por lo tanto, la energía promedio de los rayos gamma) aumenta, lo que hace que la energía de radiación sea aún más susceptible al cambio espontáneo en energía de masa. Como la fusión nuclear está en curso aquí, el aumento de la temperatura aumenta la velocidad de fusión. ¿Te suena familiar?
Debido a un mecanismo totalmente diferente, volvemos al mismo lugar que estábamos para las enanas blancas de baja masa: fugitivo termonuclear. Excepto esta vez, está en una estrella hasta 100 veces más grande que la enana blanca, pero incluso en este caso el núcleo de la estrella es consumido por la fusión desbocada en segundos. Es probable que estas explosiones sean extremadamente brillantes, con energías de explosión decenas a miles de veces las de las supernovas normales. Es por esto que se han propuesto varias supernovas superluminosas de energía extremadamente alta (SN 2006gy, SN 2007bi, por nombrar dos ejemplos) como resultado de explosiones de inestabilidad en pares. Hasta ahora, ninguno de los propuestos parece ajustarse muy bien a los resultados esperados de la inestabilidad del par (SN 2007bi estuvo cerca, pero sus espectros posteriores no coincidieron con lo que esperamos de un evento de inestabilidad del par). Es poco probable que se descubran estas explosiones hasta la próxima generación de telescopios o tal vez la siguiente, cuando tengamos la capacidad de mirar hacia atrás al universo muy temprano con detalles lo suficientemente grandes como para ver las explosiones de las primeras estrellas, que probablemente nacieron y murieron dentro de los primeros mil millones de años después del Big Bang.
Conclusión:
Todo esto cubre solo las formas en que las supernovas pueden suceder; después de sus explosivos nacimientos, hay una diversidad aún mayor en cómo las cosas pueden proceder desde allí. Con una gran venta de una nueva encuesta sobre supernovas del hemisferio norte en línea este año (Zwicky Transient Facility; ZTF), y una encuesta aún más grande del hemisferio sur en la próxima década (LSST), los próximos diez años de investigación de supernovas se ven muy, muy brillantes.
