¿Qué se forma después de la explosión de una supernova?
1. Explosión de supernova
Explosión de supernova ¿Se convierte una explosión de supernova en una supernova o en una explosión de supernova?
En primer lugar, cierta estrella explota repentinamente y su brillo aumenta cientos de miles de veces o incluso más (la definición estricta depende de su magnitud absoluta, espectro, etc.). Es una supernova (esta estrella), y el proceso de esta explosión se puede llamar (explosión de supernova). La estrella antes de la explosión no se puede llamar supernova. Después de la explosión, llamamos a la estrella antes de la explosión la estrella precursora. de la supernova, la llamamos supernova (esta estrella la llamamos remanente de supernova (su explosión y los productos restantes, como las nebulosas en erupción, etc.). Las estrellas precursoras de las supernovas y sus mecanismos de explosión pueden. Se puede dividir en dos categorías principales. Un tipo es la supernova de tipo Ia, que es la estrella original (o predecesora) y es una estrella enana blanca. Hay una estrella compañera (otra estrella muy cercana) al lado de la estrella enana blanca. La estrella enana blanca acreta el material de su estrella compañera, alcanza una masa crítica y explota. El otro tipo son las supernovas de tipo Ib, Ic y II, sus estrellas progenitoras son estrellas masivas (más de 8 veces la masa del sol). En sus últimas etapas de evolución, debido a reacciones nucleares descontroladas en sus núcleos, se formarán ondas de choque (ondas de explosión), que también harán que las estrellas sean extremadamente brillantes cuando se transmitan a la superficie. La diferencia entre los dos tipos de mecanismos es relativamente grande. Bueno, la respuesta de Ziyue al registro es un poco problemática.
¿Qué causa las explosiones de supernovas? ¿Qué pasó con la explosión de la supernova?
Explosión de supernova Autor: H.-Th. Janka Traducido por: Shea Cada segundo se produce una explosión de supernova en algún lugar del universo.
Aunque están extremadamente separados, este fenómeno de catástrofe estelar aún puede proporcionarnos información importante sobre la formación estelar. Expulsa fragmentos estelares de varias masas solares que enriquecen el contenido de elementos pesados y radiactivos en el espacio interestelar.
Aunque las supernovas son muy brillantes, la energía de una explosión de supernova es sólo la punta del iceberg de la energía liberada por todo el evento. La teoría predice que cuando el núcleo de hierro de una estrella en explosión colapsa en una estrella de neutrones o un agujero negro, los neutrinos se llevan la mayor parte de la energía gravitacional de enlace.
Las observaciones de neutrinos de la supernova 1987A confirmaron esta predicción. Normalmente, sólo una parte de la energía total se convierte en energía cinética de la eyección, y sólo una pequeña parte se convierte en radiación electromagnética.
¿Cómo se transfiere la energía desde el núcleo denso que colapsa hasta la materia expulsada? Comprender las fuerzas impulsoras de las explosiones de supernovas es fundamental para predecir la masa del remanente de supernova, la energía de la explosión y los productos de la nucleosíntesis. Por tanto, es necesario establecer vínculos teóricos entre las propiedades de las estrellas masivas y las observaciones de supernovas.
Desafortunadamente, las observaciones actuales no pueden explicar los procesos físicos que ocurren en el núcleo colapsado de las estrellas. En el futuro, las observaciones de neutrinos y ondas gravitacionales de supernovas en la Vía Láctea nos proporcionarán los datos necesarios.
Pero ahora nuestra comprensión de las supernovas proviene de simulaciones y análisis numéricos. A pesar de más de 30 años de investigación y de modelos computacionales cada vez más sofisticados, aún no se han logrado resultados satisfactorios.
Cuando los fotones de alta energía rompen el núcleo de hierro en partículas individuales y nucleones (protones y neutrones), el núcleo de hierro de la estrella se vuelve gravitacionalmente inestable. En este momento, los nucleones y los protones libres capturarán electrones, reduciendo así en gran medida la presión y produciendo una gran cantidad de neutrinos.
Este último puede salir de la estrella sin ningún obstáculo hasta que aumenta la densidad. En 1 segundo, el núcleo interno de la estrella colapsará hasta alcanzar la densidad central, pero se evitará un mayor colapso debido a la degeneración nuclear y la repulsión de la fuerza nuclear.
En este punto, se genera una onda de choque hidrodinámica que se propaga hacia afuera a través de la región del núcleo externo, que todavía está cayendo supersónicamente. En general, se cree que esta onda de choque no provoca directamente una explosión de supernova.
Debido a la fotodegradación del núcleo de hierro y la radiación de neutrinos, la onda de choque perderá una gran cantidad de energía, provocando así una pérdida en un radio de 100-200 km. Pero apenas una fracción de segundo después, las cosas cambiaron.
La temperatura después de la onda de choque descenderá tanto que una gran cantidad de neutrinos de alta energía que salen de la estrella de neutrones recién nacida serán absorbidos por los núcleos libres en la capa de réplica. Si esta transferencia de energía alcanza un cierto nivel, se liberará la onda de choque que se ha detenido, lo que provocará una explosión "retardada".
Debido a que el destino final de una onda de choque depende del contraste entre las fortalezas y debilidades de estos procesos físicos, se necesitan modelos computacionales más detallados para determinar si la energía transferida a la onda de choque por los neutrinos es suficiente para provocar una explosión de supernova. Wilson y Mayle simularon con éxito esta explosión impulsada por neutrinos utilizando dos suposiciones que aún no son universalmente aceptadas.
Plantearon la hipótesis de que los procesos de mezcla convectiva en las estrellas de neutrones aceleran la radiación de neutrinos. Además, creen que para obtener la energía de explosión observada, aparecería una alta densidad de piones (partículas elementales resultantes de la fuerte interacción entre quarks y antiquarks) en el medio de la estrella de neutrones.
Ambas suposiciones son propicias para provocar explosiones de supernova, porque la energía transferida por los neutrinos aumentará a medida que aumente el número de neutrinos y su propia energía. Pero este modelo también ignora algunos procesos físicos importantes, como lo muestran las observaciones espectrales de la supernova 1987A, en las que el elemento radiactivo níquel se movió a velocidades inesperadamente altas durante la explosión.
Esta observación sugiere que chorros a gran escala transportan material desde la estrella de neutrones hasta la capa exterior de la estrella en explosión. De hecho, las simulaciones multidimensionales muestran una fuerte perturbación entre la estrella de neutrones recién nacida y el choque de supernova, donde se forma una capa de inestabilidad convectiva debido al calentamiento de los neutrinos.
Además, la gran cantidad de neutrinos emitidos por la estrella de neutrones y el aumento del material a alta temperatura también ayudan a que la onda de choque se propague más hacia el exterior. Estos dos efectos son críticos para el mecanismo de ráfaga retardada descrito anteriormente.
Recientemente se realizaron los primeros cálculos de un modelo tridimensional, otro hito en el modelado de supernovas. Confirma los resultados del modelo bidimensional anterior.
Empiezan a aparecer estructuras parecidas a hongos (ver imagen) que luego se desarrollan hasta convertirse en estructuras de gran escala. La convección posterior al choque impulsada por neutrinos debido a subperturbaciones puede explicar la anisotropía de las distribuciones de productos de nucleosíntesis en explosiones de supernovas.
Junto con la rotación, también puede dar como resultado la esfera asimétrica y las velocidades de retroceso extremadamente grandes observadas en los púlsares jóvenes. [Pie de imagen]: Simulación tridimensional de una supernova.
Esta vista en perspectiva muestra el proceso de mezcla convectiva en una estrella de neutrones recién nacida. Las inestabilidades hidrodinámicas conducen a la creación de estructuras similares a hongos.
Los diferentes colores representan diferentes valores de entropía de un fluido en una superficie de relación protón-neutrón constante (más bajos en azul, más altos en rojo). De la literatura: E. Muller, H.-T. Janka, Astron. 317, 140 (1997) Sin embargo, actualmente no existen simulaciones que puedan demostrar con precisión que el mecanismo de calentamiento de neutrinos sea completamente correcto.
En los mejores modelos bidimensionales y tridimensionales, los procesos físicos relacionados con los neutrinos siguen estando muy simplificados. La estrella explotará a velocidades extremadamente altas, dejando atrás una estrella de neutrones más pequeña, expulsando grandes cantidades de estroncio, itrio y circonio, pero sus abundancias no coinciden con las observadas en la Vía Láctea.
Los neutrinos dominan la energía de las explosiones de supernovas y determinan el resultado de la nucleosíntesis. Una descripción precisa del transporte y las interacciones de los neutrinos ayudará a resolver estas cuestiones.
Se obtienen nuevos resultados integrando la ecuación de Boltzmann para el transporte de neutrinos en modelos hidrodinámicos newtonianos y relativistas generales. Pero en el modelo esféricamente simétrico (unidimensional) no hay resultado de una explosión de supernova.
El siguiente paso es añadir un método de tratamiento más preciso para este par de neutrinos a los modelos bidimensionales y tridimensionales, y también mejorar aún más las ecuaciones relacionadas con la interacción de neutrinos en alta materia de densidad. El estudio de las estrellas de neutrones de alta temperatura también es muy valioso, y el papel de los campos magnéticos en las explosiones de supernovas también necesita más estudios.
Solo incluyendo todas estas cuestiones podremos obtener el modelo estándar de explosiones estelares masivas.
¿Cómo explotan las supersupernovas?
Explosión de supernova: algunas estrellas masivas tienen una gravedad interna extremadamente fuerte. Cuando el combustible interno se agota y se detiene la combustión, el planeta no se contrae lentamente, sino que colapsa repentinamente. tan grande que la cáscara esférica no puede soportarlo y explota. Justo como sucede cuando un globo se aprieta violentamente. La explosión violenta es como la explosión de una bomba súper atómica. La estrella emite una gran energía hacia afuera y emite una luz inusualmente brillante. Como resultado, una estrella que originalmente era muy tenue o no era visible en absoluto aumentará repentinamente su brillo en más de 17 magnitudes y se convertirá en una estrella brillante: las explosiones de supernova son las más violentas que conocemos. Fenómeno de explosión en el mundo estelar Según los cálculos, la luz emitida por una explosión de supernova es equivalente a la luz de 10 ^ 7-10 ^ 10 soles. Una estrella moribunda se desintegrará por completo después de una explosión de supernova. una nube de humo y muchos fragmentos fueron a la deriva hacia el espacio, y el material restante rápidamente colapsó en una estrella de neutrones muy pequeña o en un agujero negro.