Tipos de supernovas

Una supernova Tipo I

Es uno de los dos tipos principales de supernovas. Estas en particular muestran pocas señales de hidrógeno en sus espectros. Después del pico de brillo, caen aproximadamente 0,1magnitudes por día por 20 a 30 días; luego la tasa de disminución se achica hasta unos 0,014 magnitud/día. Las supernova Tipo I se dividen en varios tipos: Ia, Ib, y Ic. Las Ia ocurren cuando una enana blanca esta cerca de una compañera, y le saca material. Eventualmente, al ir creciendo supera el limite de 1,4 masas solares y se transforma espontáneamente en una estrella de neutrones, emitiendo una enorme cantidad de energía que la que produce la explosión de SN. Como la masa de la estrella (llamada límite de Chandrasekhar) es siempre el mismo, las SN Ia explotan siempre igual, por lo que se pueden usar para medición de sus distancias, y de la galaxia que las contiene. Las SN tipo Ib y Ic son probablemente SN Tipo II donde la estrella pariente ha perdido sus capas externas de hidrógeno (para las Ib) o hidrógeno y helio (para las Ic).

Las supernovas de tipo II

Son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y este sucumbe.

Con el colapso del núcleo éste llega a calentarse en torno a los 3.000 millones de grados momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de partir los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración, estas partículas son a su vez destruidas por otros fotones generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

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