ESTRELLAS: SUPERNOVA TIPO II.
Supernova de tipo II
Una supernova de tipo II o SNII [ 1 ] (plural: supernovas ) resulta del colapso rápido y la explosión violenta de una estrella masiva . Una estrella debe tener al menos ocho veces, pero no más de 40 a 50 veces, la masa del Sol ( M ☉ ) para experimentar este tipo de explosión. [ 2 ] Las supernovas de tipo II se distinguen de otros tipos de supernovas por la presencia de hidrógeno en sus espectros . Por lo general, se observan en los brazos espirales de las galaxias y en las regiones H II , pero no en las galaxias elípticas ; estas generalmente están compuestas de estrellas más viejas y de baja masa, con pocas de las estrellas jóvenes y muy masivas necesarias para causar una supernova.
Las estrellas generan energía mediante la fusión nuclear de elementos. A diferencia del Sol, las estrellas masivas poseen la masa necesaria para fusionar elementos que tienen una masa atómica mayor que el hidrógeno y el helio, aunque a temperaturas y presiones cada vez más altas , lo que provoca una vida estelar correspondientemente más corta. La presión de degeneración de los electrones y la energía generada por estas reacciones de fusión son suficientes para contrarrestar la fuerza de la gravedad y evitar que la estrella colapse, manteniendo el equilibrio estelar. La estrella fusiona elementos cada vez de mayor masa, comenzando con el hidrógeno y luego el helio , progresando hacia arriba a través de la tabla periódica hasta que se produce un núcleo de hierro y níquel . La fusión de hierro o níquel no produce una salida de energía neta, por lo que no puede tener lugar más fusiones, dejando inerte el núcleo de níquel-hierro. Debido a la falta de salida de energía que crea presión térmica hacia afuera, el núcleo se contrae debido a la gravedad hasta que el peso suprayacente de la estrella puede ser soportado en gran parte por la presión de degeneración de electrones.
Cuando la masa compactada del núcleo inerte excede el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M ☉ , la degeneración de electrones ya no es suficiente para contrarrestar la compresión gravitacional. Una implosión cataclísmica del núcleo tiene lugar en cuestión de segundos. Sin el apoyo del núcleo interno ahora implosionado, el núcleo externo colapsa hacia adentro bajo la gravedad y alcanza una velocidad de hasta el 23% de la velocidad de la luz , y la compresión repentina aumenta la temperatura del núcleo interno hasta 100 mil millones de kelvin . Los neutrones y neutrinos se forman a través de la desintegración beta inversa , liberando alrededor de 10 46 julios (100 foe ) en una ráfaga de diez segundos. El colapso del núcleo interno se detiene por la fuerza nuclear repulsiva y la degeneración de neutrones , lo que hace que la implosión rebote y rebote hacia afuera. La energía de esta onda de choque en expansión es suficiente para romper el material estelar suprayacente y acelerarlo hasta alcanzar la velocidad de escape, formando una explosión de supernova. La onda de choque y la temperatura y presión extremadamente altas se disipan rápidamente, pero permanecen presentes durante el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la producción de elementos más pesados que el hierro. [ 3 ] Dependiendo de la masa inicial de la estrella, los restos del núcleo forman una estrella de neutrones o un agujero negro . Debido al mecanismo subyacente, la supernova resultante también se describe como una supernova de colapso del núcleo.
Existen varias categorías de explosiones de supernovas de tipo II, que se clasifican en función de la curva de luz resultante (un gráfico de luminosidad en función del tiempo) tras la explosión. Las supernovas de tipo II-L muestran un declive constante ( lineal ) de la curva de luz tras la explosión, mientras que las de tipo II-P muestran un período de declive más lento (una meseta) en su curva de luz seguido de un decaimiento normal. Las supernovas de tipo Ib y Ic son un tipo de supernova de colapso del núcleo de una estrella masiva que se ha desprendido de su envoltura exterior de hidrógeno y (en el caso del tipo Ic) de helio. Como resultado, parecen carecer de estos elementos.
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