¿Cómo se convierte una estrella en una supernova?

Las estrellas son sostenidas por las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en sus núcleos. Tal como nuestro propio Sol, implica peinar hidrógeno para formar helio. La energía que produce esta reacción es suficiente para soportar su masa contra su propia gravedad.

Cuando una estrella se queda sin combustible, puede expandirse y comenzar a formar elementos más pesados como el carbono y el hierro. Una vez que finalmente agote todo su combustible, comenzará a colapsar. Entonces las estrellas comienzan a experimentar diferentes destinos.

Nuestro propio sol colapsará hasta convertirse en una enana blanca, en este punto el principio de exclusión de Pauli mantiene a los electrones en la estrella lo suficientemente separados como para resistir un colapso adicional: esta energía se llama ‘ Degeneración de electrones ‘.

Las estrellas de más de 1.4 veces la masa del Sol (llamado Límite Chandrasekhar ) tenderán a explotar en una supernova que desprenderá gran parte de su masa. Quedará un pequeño núcleo central y, como estrellas más pequeñas, colapsará solo que esta vez la degeneración de electrones no será suficiente para soportar la masa de la estrella contra su colapso gravitacional y continuará reduciéndose hasta convertirse en una pequeña, pero enormemente masiva, estrella de neutrones sostenida juntos por degeneración de neutrones.

Si la degeneración de neutrones no es suficiente para resistir el colapso de la estrella, continuará reduciéndose hasta que la materia se comprima en un punto infinitamente pequeño e infinitamente denso llamado singularidad. Este es el centro de un agujero negro.

La vida útil de una estrella y su estado final están determinados por la masa de la estrella. Todas las estrellas, hasta donde sabemos, están bajo dos fuerzas básicas, la de la gravedad y la de la presión interna formada por la fusión del hidrógeno en helio. La gravedad actúa como una fuente de energía que crea un calor y una presión tremendos dentro de una estrella y comienza el proceso de fusión que produce las cantidades masivas de calor y energía que la hacen brillar e intenta alejar los gases de la estrella hasta encontrar el equilibrio.

Cuando la mayor parte del hidrógeno se fusiona en helio, la fusión se detiene y la gravedad vuelve a tomar el control. La estrella comienza a colapsar sin la energía de la fusión. Lo que sucede después en la vida de una estrella depende de su masa. Para una estrella de baja masa (más pequeña que nuestro sol), la gravedad no es lo suficientemente fuerte como para iniciar la fusión nuevamente y la ceniza quemada se convierte en una enana marrón y, finalmente, en un cuerpo frío y muerto en el espacio.

Estrellas mayores de dos veces y media la masa del sol, su destino es aún más exótico. La fuerza de gravedad es lo suficientemente grande como para producir hierro en el centro de la estrella a partir de la fusión. El hierro es la sustancia más pesada que una estrella puede hacer en su vida porque los elementos más pesados requieren más energía para fusionarse de lo que se liberan, por lo que la estrella se derrumba. Para las estrellas masivas, este colapso es tan violento que causa una explosión enorme y catastrófica conocida como Supernova. Es en estas explosiones que se producen todos los elementos más pesados que el hierro. Se ha dicho que estamos hechos de polvo de estrellas. Las supernovas son tan brillantes que se han visto otras cercanas incluso durante el día durante la Edad Media. El destino final de la estrella después de una supernova depende de la cantidad de masa que queda en el núcleo después de la explosión. Algunas de las estrellas todavía son lo suficientemente masivas como para superar la repulsión eléctrica de las capas de electrones y aplastar los electrones en el núcleo de los átomos, cancelando así la carga positiva de los protones hasta que la fuerza de la gravedad se equilibre con la fuerza de los neutrones que presionan uno contra el otro y se forma una estrella de neutrones. El material de esta estrella pesa aún más que el material de una enana blanca. Si una estrella es aún más masiva que la que forma una estrella de neutrones, pasa por el mismo proceso de creación de una supernova, pero la fuerza de gravedad es tan grande debido a la cantidad de masa involucrada, que los neutrones no pueden detener el colapso de la estrella que continúa siendo presionada en un espacio cada vez más pequeño hasta que la gravedad de la estrella es capaz de atrapar la luz dentro de lo que se conoce como el ‘ Horizonte de ventilación ‘ que crea un agujero negro.

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Pregunta original: “¿Cómo sabemos que el hierro en una estrella es la causa de una supernova”

Las estrellas varían en tamaño, masa y temperatura, algunas son más pequeñas que el Sol, mientras que otras son miles de veces más grandes; las temperaturas pueden variar de 3,000 ° C a 50,000 ° C.

La energía producida por las estrellas es por fusión nuclear en el núcleo de las estrellas. Las estrellas que fusionan hidrógeno en helio, se conocen como estrellas de ‘secuencia principal’ . Los astrónomos creen que más del 90% de las estrellas en el universo observable están en secuencia principal. El sol es un ejemplo. Las estrellas más masivas tienden a tener temperaturas centrales más altas que las estrellas más pequeñas, como consecuencia de lo cual las estrellas grandes agotan el combustible de hidrógeno en el núcleo rápidamente, mientras que las estrellas pequeñas lo queman más lentamente.

Cuando una pequeña estrella finalmente agota todo el combustible de hidrógeno, la fusión se detiene, pero hay una gran cantidad de helio en el núcleo; la temperatura central desciende, por lo que se expande y comienza a fusionar helio en carbono a pesar de que este proceso genera un poco menos de energía que la fusión de hidrógeno a helio. Debido a que la temperatura es baja, aparece de color rojo, y de ahí el término ‘gigante rojo’. Eventualmente, cuando el combustible de helio también se agota, solo queda un núcleo de carbono, pero no es lo suficientemente masivo como para comenzar la fusión, por lo que permanece como una esfera de carbón al rojo vivo, una ‘enana blanca’. Las estrellas que tienen menos de una masa solar son demasiado pequeñas y frías incluso para fusionar helio con carbono, por lo que terminarán como una enana blanca hecha de helio.

Las estrellas más masivas son diferentes. Si una estrella de 8 a 10 veces más grande que el Sol agota el hidrógeno, continúa fusionando helio en carbono y luego carbono a neón, neón a oxígeno, oxígeno a silicio y finalmente silicio a hierro.

Imagen cortesía de: google images

Una vez que la estrella alcanza la etapa de hierro, está condenada. La estrella ha llegado al final de su vida. El hierro no puede fusionarse en nada más pesado debido a las enormes cantidades de energía y presión requeridas para fusionar los átomos de hierro.

De repente, ya no está en equilibrio, se vuelve inestable y se derrumba sobre sí mismo y arroja sus capas exteriores gaseosas en una gran explosión, provocando una supernova. Lo que queda después de una explosión de supernova puede ser una (1) estrella de neutrones, si la masa del núcleo está entre 1,4 y 3 masas solares, o (2) un agujero negro, si la masa es de 3 o más masas solares.

Según la NASA, las supernovas son “la explosión más grande que tiene lugar en el espacio”. En promedio, una supernova ocurre aproximadamente una vez cada 50 años en una galaxia como la Vía Láctea. ¡Tomado el universo observable como un todo, una estrella explota cada segundo en algún lugar del universo!

Khatarnak Khiladi

En una supernova de colapso del núcleo, no es solo que la estrella se condensa y comprime. El núcleo se vuelve incapaz de sostenerse a sí mismo. Imagina un gran sumidero, como los que ves en los noticieros. En el caso de una estrella, el colapso del núcleo produce algo así como un “sumidero estelar”. Las capas externas de la estrella se estrellan contra el “sumidero” con una velocidad y fuerza increíbles.

A medida que las capas externas de la estrella chocan entre sí, toda su energía potencial gravitacional se convierte en energía cinética y, por lo tanto, en calor. Muy pronto, las capas que caen se vuelven increíblemente densas e increíblemente calientes. Esto es plasma, pero tan denso que un bloque de plomo parecería tan insustancial como el aire en el globo de un niño.

El colapso se detiene, y el material que cae rebota como una pelota de squash que se estrella contra un piso de concreto. Una onda expansiva se propaga hacia afuera, y las inestabilidades desgarran a la estrella. Las reacciones termonucleares liberan aún más energía, además de producir todos los elementos pesados de la tabla periódica, y probablemente una serie de elementos exóticos de corta duración que nunca hemos visto.

Con todo esto sucediendo, la liberación de energía es aproximadamente equivalente a la energía producida por el Sol durante toda su vida útil. Incluso hay una unidad especial para medir esas enormes energías: el enemigo : 10 ^ 51 ergios. (El nombre es un acrónimo: f ifty- o ne e rgs).

Esta es una descripción muy informal, por supuesto. Tómelo como un bosquejo rápido y conceptual, hecho con un pincel muy amplio.

Khatarnak Khiladi

Supernova es un evento que conduce a la explosión de una estrella. Una estrella está hecha de abundantes átomos de hidrógeno y funciona debido a la reacción de fusión nuclear entre los átomos de hidrógeno. Esta reacción de fusión produce helio y energía que eventualmente hace que la estrella brille. Durante la vida útil de una estrella, se mantiene un equilibrio entre la enorme cantidad de presión generada por el núcleo de hidrógeno repleto que empuja la estrella hacia afuera y la gravedad que intenta desmenuzar el núcleo. Pero, cuando el átomo de hidrógeno se vacía dentro de la estrella, la reacción de fusión se detiene, la presión en el núcleo se debilita, el equilibrio se altera y la alta temperatura conduce a la producción de elementos más pesados en el núcleo en el siguiente orden,

Carbón
Neón
Oxígeno
Silicio
Hierro ferroso)

Finalmente, cuando se forma el hierro, Gravitu toma el control, aplasta el núcleo y explota, lo que se llama supernova.

Ganesh Subramaniam

Cuando la presión en el núcleo de una estrella se vuelve demasiado grande para que la soporten incluso los átomos, la fusión nuclear se dispara y todos los átomos se juntan a la vez, liberando enormes cantidades de energía. Parte de esta energía se absorbe creando átomos más pesados que el hierro, que no se fusionarán en condiciones normales, y el resto de la energía se dispara hacia el exterior a casi la velocidad de la luz, creando una detonación estelar que apenas podemos concebir.

La presión puede alcanzar la cantidad crítica de varias maneras; a través de un impacto con otro cuerpo celeste, al acumular demasiada masa o al enfriar hasta el punto en que la presión interna de la gravedad no está lo suficientemente equilibrada por la presión de calor externa del núcleo, por nombrar algunos.

Michael Barrabas

Que yo sepa, hay dos fuerzas principales en una estrella. Uno apuntando hacia adentro (gravedad) y el otro apuntando hacia afuera (fusión nuclear).
El final de la vida de una estrella se marca cuando la estrella comienza a producir Hierro y usa energía. Entonces la fuerza interna cae y la gravedad se hace cargo.

Sí, exactamente, y ahí es cuando la estrella se vuelve inestable.

Es entonces cuando la estrella se derrumba bajo su propia gravedad y pierde la mayor parte de su masa.

La trituración de masa no es un proceso fácil para pasar desapercibido. La trituración tiene lugar a una velocidad de 30,000 km / s, que es el 10% de la velocidad de la luz. Esto impulsa una onda expansiva y de rápido movimiento hacia el medio interestelar y expulsa los elementos producidos durante la nucleosíntesis (proceso que crea nuevos núcleos atómicos a partir de nucleones preexistentes). Suena dramático, ¿no?

(Una supernova en la parte inferior izquierda de la galaxia)

Khatarnak Khiladi

Podría intentar explicarlo con mis propias palabras, pero ciertamente no sería mejor, y lo más probable es que ni siquiera sea tan bueno como la explicación en Wikipedia: Supernova

Y aquí hay una, digamos, una foto de una estrella que se derrumba, incluidos los chorros de rayos gamma, ¡así que no puedes decir que solo cité wikipedia!