Supernova tipo I: fuga térmica de una enana blanca debido a la acumulación de materia de un compañero
Una supernova de tipo I es iniciada por una enana blanca, que es el núcleo estelar muerto de una estrella que no era lo suficientemente masiva como para convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro. Si la enana blanca tiene un compañero estelar cercano, su gravedad acumulará materia de las capas externas de su compañero en la enana blanca.
A medida que más asuntos caen sobre la enana blanca, se vuelve progresivamente más pesada. Debido al aumento de la gravedad y, por lo tanto, de la presión, la fusión nuclear se iniciará nuevamente. Eventualmente, se arrojará tanto hierro en el núcleo que la enana blanca iniciará una fuga térmica, que es un proceso que se acelera al aumentar la temperatura, liberando a su vez energía que aumenta aún más la temperatura.
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Este circuito de retroalimentación provoca una liberación de una cantidad asombrosa de energía a medida que el material rebota en el núcleo. Esta es la supernova.
A diferencia de la supernova de tipo II, una enana blanca que se convierte en supernova siempre tendrá una masa muy similar, lo que significa que, en particular, cada supernova de tipo Ia (que tiene una luminosidad máxima más brillante) es comparable en brillo y, por lo tanto, puede usarse en astronomía. llama velas estándar
Supernova tipo II: colapso del núcleo de una estrella masiva
Después de que el hidrógeno de una estrella se agota en el proceso de fusión nuclear, el núcleo se contrae porque la disminución de la presión térmica rompe el equilibrio hidrostático entre la gravedad y la presión térmica.
El encogimiento del núcleo aumenta la presión térmica, lo que aumenta la temperatura. En una estrella masiva, los nuevos elementos formados se fusionarán en elementos de orden aún más alto y el proceso se repetirá, fusionando hidrógeno en helio, oxígeno, carbono, etc. hasta que el silicio se fusione en hierro. La fusión del hierro no produce energía neta, por lo que la presión térmica disminuye y ya no es suficiente para contrarrestar la gravedad; se pierde el equilibrio hidrostático y la gravedad se hace cargo.
El núcleo de la estrella se contrae hasta que alcanza la presión de degeneración de electrones, donde los electrones de los diferentes átomos se repelen entre sí para crear una presión que equilibra la gravedad y hace que el núcleo permanezca estable.
Alrededor del núcleo todavía hay capas de elementos de fusión diferentes, que finalmente arrojan más hierro al núcleo. Cuando el núcleo alcanza el llamado límite de Chandrasekhar de 1,4 M☉, la presión de degeneración de electrones no es suficiente para evitar el colapso del núcleo.
Cuando el núcleo se colapsa, formará una estrella de neutrones. El material que rodea el núcleo caerá sobre el núcleo creando enormes cantidades de calor, iniciando una fusión muy rápida que crea mucha energía, eliminando todo el material como la supernova.
En la imagen a continuación puede ver las diferentes subclasificaciones [1]:
Notas al pie
[1] Supernova – Wikipedia
