Supernova tipo II
Una supernova Tipo II (plural: supernovas o supernovas ) resulta del rápido colapso y violenta explosión de una estrella masiva . Una estrella debe tener al menos 8 veces, pero no más de 40 a 50 veces, la masa del Sol ( M ☉ ) para sufrir este tipo de explosión. [1] Las supernovas de tipo II se distinguen de otros tipos de supernovas por la presencia de hidrógeno en sus espectros . Suelen observarse en los brazos espirales de las galaxias y en las regiones H II , pero no en las galaxias elípticas .; generalmente están compuestos por 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 por 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 el colapso de la estrella, manteniendo el equilibrio estelar. La estrella fusiona elementos de masa cada vez más alta, comenzando con hidrógeno y luego helio ., progresando 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 se puede producir más fusión, lo que deja inerte el núcleo de níquel-hierro. Debido a la falta de producción de energía que crea presión térmica hacia el exterior, el núcleo se contrae debido a la gravedad hasta que el peso superior de la estrella puede ser soportado en gran medida por la presión de degeneración de electrones.
Cuando la masa compactada del núcleo inerte supera el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 M ☉ , la degeneración de electrones ya no es suficiente para contrarrestar la compresión gravitatoria. Una implosión catastrófica del núcleo tiene lugar en cuestión de segundos. Sin el apoyo del núcleo interno ahora implosionado, el núcleo externo colapsa hacia adentro por 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 los neutrinos se forman a través de la desintegración beta inversa , liberando alrededor de 10 46 julios (100 enemigos ) en una ráfaga de diez segundos. El colapso del núcleo interno se detiene por la degeneración de neutrones , lo que hace que la implosión rebote y rebote hacia el exterior. La energía de esta onda de choque en expansión es suficiente para romper el material estelar suprayacente y acelerarlo hasta la velocidad de escape, formando una explosión de supernova. La onda de choque y la temperatura y presión extremadamente altas se disipan rápidamente, pero están presentes durante el tiempo suficiente para permitir un breve período durante el cual se produce la producción de elementos más pesados que el hierro. [2] Según 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 supernova Tipo II, que se clasifican en función de la curva de luz resultante (un gráfico de luminosidad frente al tiempo) después de la explosión. Las supernovas de tipo II-L muestran un declive constante ( lineal ) de la curva de luz después de 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 e 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 (para el tipo Ic) de helio. Como resultado, parecen carecer de estos elementos.
