¡Gracias Anónimo por el A2A!
Las estrellas tienen algunos mecanismos diferentes para explotar. Uno de ellos es el flash de núcleo de helio . Esto le sucede a las estrellas de baja masa, menos de aproximadamente 1,8 veces la masa solar, en las últimas etapas de su evolución.
Las estrellas generalmente tienen un núcleo de helio debido al hidrógeno que se quema durante su etapa de secuencia principal “brillante”. Este núcleo se colapsa a medida que la estrella envejece, y debido a esto, los electrones en el centro de la estrella se degeneran mucho, es decir, hay muy pocos estados electrónicos posibles que no estén ocupados. Aquí, recuerde el principio de exclusión de Pauli: solo un electrón puede ocupar un estado dado. Se emiten muchos neutrinos desde el centro de la estrella, enfriando el centro lo suficiente como para que la capa externa esté más caliente que el núcleo interno. Cuando la temperatura es lo suficientemente alta como para que se pueda producir carbono (consulte el proceso Triple alfa), se libera mucha energía y se enciende el helio (es decir, se quema) alrededor del centro de la estrella, que finalmente comienza a arder también. Esta explosión dura solo unos segundos y generalmente no abandona la estrella: las capas suprayacentes absorben la mayor parte de la energía, pero se pierde algo de masa de la superficie de la estrella.
Para las estrellas masivas, el proceso es más intenso. En lugar de ir desde el flash de helio a la nebulosa planetaria, las estrellas masivas mueren de una manera diferente. El helio sigue ardiendo, y se produce más y más carbono. Finalmente, el carbono también se quema, produciendo subproductos como oxígeno, neón, sodio y magnesio. Estos elementos también se queman, creando silicio, que también se quema, creando finalmente elementos cercanos al hierro y al níquel. Estos son algunos de los átomos más estables y ya no se pueden fusionar: para que el hierro se convierta en un núcleo más masivo, se debe introducir energía en el sistema. El núcleo de la estrella ahora es principalmente hierro, mientras que hay capas de elementos más ligeros y algunas envolturas no tienen proceso de combustión: no hay suficiente energía o densidad para que los elementos reaccionen.
Sin embargo, el núcleo está lo suficientemente caliente como para destruir núcleos pesados. Por ejemplo, un núcleo de hierro puede desintegrarse en helio y neutrones libres. Por lo tanto, los elementos más pesados se descomponen en los más ligeros, lo que hace que se pierda mucha energía térmica. Ahora se producen muchos protones libres, y estos protones capturan los electrones libres que existían en la capa: estos electrones son responsables de ayudar a la estrella a no colapsar. Por lo tanto, se pierde mucha presión y el núcleo se colapsa extremadamente rápido: se pueden alcanzar velocidades de más de 70,000 kilómetros por segundo.
Los sobres exteriores se encuentran en una situación precaria: no reciben información de lo que está sucediendo en el núcleo, por lo que están casi suspendidos por encima del núcleo colapsando.
Por otro lado, el núcleo de las estrellas alcanza densidades más altas que las presentes en el núcleo atómico y el principio de exclusión de Pauli hace su trabajo nuevamente, esta vez con neutrones. De repente, ocurre una fuerte fuerza repulsiva y una onda de choque se acumula hacia afuera. La estrella acaba de pasar por un proceso de supernova de colapso del núcleo .
- Si el universo se define como 'toda la materia y el espacio existente', ¿no debería ser infinito?
- Estoy en la clase 11 y quiero ser astrofísico. Estoy realmente confundido acerca de los exámenes, las universidades. ¿Puede algún astrofísico ponerse en contacto conmigo?
- ¿Cómo se convierte una estrella en una supernova?
- ¿Podemos llegar al espacio intergaláctico?
- En su novela de ciencia ficción de 1966 The Moon is a Harsh Mistress, Robert Heinlein afirma que una roca de 100 toneladas lanzada desde la luna golpearía la tierra con una energía de 6250 GJ. ¿Cómo llegó a este número?
También hay otro tipo de explosiones de supernovas: las supernovas de tipo Ia . Si un sistema binario (es decir, dos estrellas que orbitan un centro de masa común) tiene una enana blanca que “absorbe” la masa de la segunda estrella y se vuelve más masiva que 1,4 veces la masa solar (valor conocido como el límite de Chandrasekhar), el La estrella explota catastróficamente. El mecanismo de estas explosiones aún se desconoce. Sin embargo, una posible explicación es que la enana blanca sigue un proceso similar al destello de helio, enciende el núcleo y provoca la explosión.
Esta es solo una versión corta de la historia y, si el tema le interesa lo suficiente, consulte la Introducción a la astrofísica moderna de Carroll y Ostlie , mi referencia a esta respuesta.