Astronomía

¿Qué tan masiva debe ser una estrella de secuencia principal para convertirse en supernova de tipo 1?

¿Qué tan masiva debe ser una estrella de secuencia principal para convertirse en supernova de tipo 1?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Sabemos la masa que debe tener una enana blanca. Eso está bien definido por el límite de Chandrasekhar, pero antes de que una estrella de la secuencia principal se convierta en una enana blanca, tiende a perder una buena parte de su materia en una nebulosa estelar.

Según este sitio, la enana blanca que queda tiene aproximadamente la mitad de la masa de la estrella de la secuencia principal, y las estrellas más grandes pierden un poco más.

Entonces, la pregunta: ¿Es correcto decir que una estrella con una masa de aproximadamente tres masas solares eventualmente se convertirá en supernova, similar a una supernova de tipo 1, incluso cuando no es parte de un sistema binario? ¿Se ha observado alguna vez ese tipo de supernova?

¿O sucede algo más como en las etapas finales de esa estrella? ¿Sigue avanzando a través de ciclos de colapso y expansión, perdiendo suficiente masa como para que cuando finalmente se convierta en una enana blanca esté por debajo del límite de Chandrasekhar en masa?

Principalmente, lo que he leído sobre las supernovas dice que las supernovas de tipo 1 ocurren cuando una enana blanca acumula materia extra y alcanza el límite y las supernovas de tipo 2 son mucho más grandes y requieren alrededor de 8-11 masas solares para generar el núcleo de hierro que desencadena la supernova. . ¿Qué sucede con la muerte de la estrella entre tres masas solares y ocho masas solares?


Este es un terreno que probablemente esté duplicado en una variedad de preguntas aquí y en Physics SE, así que lo haré breve. También ha mezclado varias preguntas diferentes.

La masa de Chandrasekhar ha muy poco que ver con determinar qué masa inicial de objeto terminará como qué tipo particular de remanente estelar (o agujero negro).

El hecho de que una estrella termine explotando como supernova depende principalmente de su masa inicial, pero también de si tiene compañeras binarias. Hay (básicamente) dos rutas hacia la supernova.

  1. Si la estrella tiene más de $ 8M _ { odot} $, pasará por varias etapas de combustión nuclear. El núcleo de la estrella no se degenera y continúa volviéndose más denso y caliente a través de cada etapa de combustión. Termina como hierro. Una vez que la masa del núcleo de hierro excede aproximadamente $ 1.2M _ { odot} $ (que es la masa de Chandrasekhar para una composición de hierro), luego colapsa y obtenemos una supernova de tipo II (colapso del núcleo).

En esta ruta, una estrella de $ 3 M _ { odot} $ no se acerca a ser capaz de convertirse en supernova. Quemará hidrógeno y helio, producirá una degenerar núcleo de carbono y oxígeno. Este núcleo degenerado puede enfriarse manteniendo la misma presión. Las capas externas se desprenden a través de pulsaciones térmicas y un denso viento estelar en la fase de rama gigante asintótica, dejando atrás una enana blanca. La relación entre la masa inicial del progenitor y la masa final de la enana blanca no es una fracción sencilla. Probablemente sea alrededor del 50% para una estrella como el Sol, pero la fracción es más como el 15% para una masa inicial de $ 7M _ { odot} $. La masa máxima de una enana blanca formada de esta manera es probablemente alrededor de $ 1.1-1.2M _ { odot} $ y algo por debajo del límite de Chandrasekhar para una enana blanca C / O ($ simeq 1.39M _ { odot} $).

El párrafo anterior es más o menos lo que debería suceder para todas las estrellas entre aproximadamente $ 0.6 M _ { odot} $ (excepto que aún no han tenido tiempo de hacerlo) y $ 8M _ { odot} $, excepto que hay una pequeña "área gris" en el extremo superior de la masa ($ 7-9M _ { odot} $) donde puede producir levemente enanas blancas O / Ne más masivas.

  1. Una vez que se ha formado una enana blanca y Si está en un sistema binario, entonces la enana blanca podría fusionarse o acumular más masa. En algún momento cercano al límite de Chandrasekhar, se enciende. Esto provoca una explosión de supernova de tipo Ia (detonación o deflagración) (o al menos este es el modelo principal de cómo funciona). Esta es realmente la única ruta por la cual una estrella con masa inicial $ <8M _ { odot} $ podría terminar convirtiéndose en supernova.

Contenido

A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y distancias de las estrellas se volvió más disponible. Se demostró que los espectros de las estrellas tienen características distintivas que les permiten ser categorizados. Annie Jump Cannon y Edward C. Pickering en el Observatorio de la Universidad de Harvard desarrollaron un método de categorización que se conoció como el Esquema de Clasificación de Harvard, publicado en el Anales de Harvard en 1901. [2]

En Potsdam, en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó que las estrellas más rojas, clasificadas como K y M en el esquema de Harvard, podían dividirse en dos grupos distintos. Estas estrellas son mucho más brillantes que el Sol o mucho más tenues. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas "gigantes" y "enanas". Al año siguiente, comenzó a estudiar cúmulos de estrellas grandes agrupaciones de estrellas que se ubican aproximadamente a la misma distancia. Publicó las primeras gráficas de color versus luminosidad para estas estrellas. Estos gráficos mostraban una secuencia de estrellas prominente y continua, a la que llamó Secuencia Principal. [3]

En la Universidad de Princeton, Henry Norris Russell estaba siguiendo un curso de investigación similar. Estaba estudiando la relación entre la clasificación espectral de las estrellas y su brillo real corregido por la distancia, su magnitud absoluta. Para ello utilizó un conjunto de estrellas que tenían paralaje fiables y muchas de las cuales habían sido categorizadas en Harvard. Cuando trazó los tipos espectrales de estas estrellas frente a su magnitud absoluta, descubrió que las estrellas enanas seguían una relación distinta. Esto permitió predecir el brillo real de una estrella enana con una precisión razonable. [4]

De las estrellas rojas observadas por Hertzsprung, las estrellas enanas también siguieron la relación espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las enanas y, por lo tanto, no siguen la misma relación. Russell propuso que "las estrellas gigantes deben tener baja densidad o gran brillo superficial, y lo contrario es cierto para las estrellas enanas". La misma curva también mostró que había muy pocas estrellas blancas tenues. [4]

En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar un diagrama de clases de luminosidad-espectral. [5] Este nombre refleja el desarrollo paralelo de esta técnica tanto por Hertzsprung como por Russell a principios de siglo. [3]

A medida que se desarrollaron modelos evolutivos de estrellas durante la década de 1930, se demostró que, para las estrellas de composición química uniforme, existe una relación entre la masa de una estrella y su luminosidad y radio. Es decir, para una masa y composición determinadas, existe una solución única para determinar el radio y la luminosidad de la estrella. Esto se conoció como el teorema de Vogt-Russell, que lleva el nombre de Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Según este teorema, cuando se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, también se conoce la masa y el radio de la estrella. (Sin embargo, posteriormente se descubrió que el teorema se descompone un poco para las estrellas de composición no uniforme). [6]

Un esquema refinado para la clasificación estelar fue publicado en 1943 por William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan. [7] La ​​clasificación MK asignó a cada estrella un tipo espectral, basado en la clasificación de Harvard, y una clase de luminosidad. La clasificación de Harvard se desarrolló asignando una letra diferente a cada estrella en función de la fuerza de la línea espectral del hidrógeno, antes de que se conociera la relación entre los espectros y la temperatura. Cuando se ordenaron por temperatura y cuando se eliminaron las clases duplicadas, los tipos espectrales de estrellas siguieron, en orden de temperatura decreciente con colores que iban del azul al rojo, la secuencia O, B, A, F, G, K y M. (Un popular El mnemónico para memorizar esta secuencia de clases estelares es "Oh, sé un buen chico / chica, bésame".) La clase de luminosidad varió de I a V, en orden de luminosidad decreciente. Las estrellas de clase de luminosidad V pertenecían a la secuencia principal. [8]

En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, de secuencia principal) más distante, llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1), a 9 mil millones de años luz de distancia de la Tierra. [9] [10]

Cuando se forma una protoestrella a partir del colapso de una nube molecular gigante de gas y polvo en el medio interestelar local, la composición inicial es homogénea en su totalidad, y consta de aproximadamente 70% de hidrógeno, 28% de helio y trazas de otros elementos, en masa. [11] La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales dentro de la nube. (La distribución de masa de las estrellas recién formadas se describe empíricamente mediante la función de masa inicial). [12] Durante el colapso inicial, esta estrella anterior a la secuencia principal genera energía a través de la contracción gravitacional. Una vez que son lo suficientemente densas, las estrellas comienzan a convertir hidrógeno en helio y emiten energía a través de un proceso de fusión nuclear exotérmica. [8]


Secuencia principal

Las estrellas de la secuencia principal fusionan hidrógeno en helio. Las estrellas viven la mayor parte (alrededor del 90%) de sus vidas en esta etapa de su evolución. Se cree que nuestro Sol tiene unos 5 mil millones de años en su vida de secuencia principal de 10 mil millones de años.

En una estrella de secuencia principal, la fuerza gravitacional hacia adentro (debido a la masa de la estrella) se equilibra con la presión del gas hacia afuera (debido a las reacciones de fusión nuclear en el núcleo). Este equilibrio se llama equilibrio hidrostático.

Figura 1: Equilibrio hidrostático.
Crédito: Brian Woodahl (http://woodahl.physics.iupui.edu/Astro105/)

Si la estrella comienza a liberar menos energía del núcleo, las fuerzas ya no están equilibradas. La fuerza gravitacional hará que la estrella comience a contraerse. Esta contracción aumenta la temperatura y la presión en las profundidades de la estrella. Estas condiciones permiten que el núcleo libere más energía, lo que aumenta la presión del gas hacia el exterior. La estrella vuelve al equilibrio, aunque puede tener un radio ligeramente diferente.

La masa de una estrella controla cuánto tiempo pasa una estrella en la etapa de la secuencia principal. Las estrellas más masivas consumen su combustible más rápidamente que las menos masivas. Cuando las estrellas se quedan sin combustible, no pueden mantener en equilibrio las fuerzas gravitacionales y de presión del gas. Esto da como resultado una estrella que se expande y evoluciona para convertirse en una estrella gigante roja o supergigante.


La secuencia principal

Esta fase es la más larga del ciclo de vida de una estrella masiva, y a menudo continúa durante millones o miles de millones de años. En esta etapa, la atracción gravitacional hacia adentro de la masa de la estrella se equilibra con el empuje hacia afuera del núcleo de fusión. El equilibrio entre la fuerza hacia adentro y hacia afuera mantiene a la estrella estable y brillante durante eones.

La estrella ahora se llama estrella de secuencia principal y proporciona luz y calor de manera estable. Todo el hidrógeno se fusiona y se produce helio. ¡El sol tiene un lapso de secuencia principal de casi 10 mil millones de años! Pero las estrellas masivas tienen menos período, algunas incluso unos pocos millones de años.


La secuencia principal

Además de las pequeñas estrellas rojas, las medianas estrellas blancas y las grandes estrellas azules, hay por supuesto todas las estrellas intermedias y algunas extrañas que son tanto grandes como rojas. Hace cien años, cuando los astrónomos catalogaban estrellas por primera vez, esto era un lío absolutamente confuso, aparentemente sin rima o razón entre el color de una estrella y su brillo y tamaño.

La solución vino con lo que ahora llamamos Diagrama de Hertzsprung-Russell, que es la columna vertebral para comprender cómo viven las estrellas incluso hoy. El diagrama de Hertzsprung-Russell Russell es un gráfico de la temperatura de una estrella (que podemos obtener de su color) y su brillo.

Si toma un montón de estrellas y grafica su temperatura y su brillo, con un punto por cada estrella en el diagrama, encuentra algo sorprendente. Resulta que las estrellas no tienen todo tipo de combinaciones de color y brillo. En cambio, hay una raya que corre en diagonal en la que vive la gran mayoría de las estrellas. Esta franja va desde el extremo rojo oscuro hasta el extremo azul brillante.

Esta raya se conoce como la secuencia principal, y las estrellas que queman hidrógeno en sus núcleos (la principal fuente de combustible para la gran mayoría de la vida de una estrella) vivirán en algún lugar de esta franja. A medida que las estrellas envejecen, se mueven lenta y suavemente por la pista a lo largo de la secuencia principal, volviéndose cada vez más brillantes y azules a medida que pasan los eones.

El tiempo que vivan en esa pista, quemando hidrógeno en sus núcleos, depende de cuán masivos sean. Una enana roja de baja masa puede pasar billones de años en la secuencia principal, mientras que una estrella gigante más grande que nuestro sol puede durar solo unos pocos millones de años en el mejor de los casos.

Una vez que la fusión de hidrógeno termina dentro del núcleo de una estrella, se sale de la secuencia principal y evoluciona en diferentes direcciones. Las grandes estrellas se vuelven gigantes rojas, que ocupan sus propias posiciones en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Otras estrellas pueden zigzaguear hacia adelante y hacia atrás, alternando entre el azul y el enrojecimiento mientras los elementos pesados ​​intentan fusionarse en lo profundo de sus corazones.


De la protoestrella a la secuencia principal:

--- después del colapso inicial, es probable que la protoestrella todavía esté rodeada por el remanente de la nube a partir de la cual se formó (es necesario observar en longitudes de onda largas para ver a través del polvo)

  • - Se observa con frecuencia que las protoestrellas tienen discos circunestelares (¿son estos donde se forman los planetas?) y 'chorros' o salidas de sus polos.

  • - finalmente, la estrella completa su colapso y comienza a quemar H, expulsa el material circundante y luego se observa como una estrella de secuencia principal normal

¿Qué sucede si la nube que colapsa es demasiado grande?

Si la masa de la nube supera los 100 M, se colapsará y se calentará muy rápidamente. Las reacciones nucleares ocurren tan rápidamente que la estrella se vuelve muy luminosa y estalla en pedazos, ya sea catastróficamente o de manera más suave al volar solo las capas externas.


Contenido

El sistema Yerkes Atlas revisado (Johnson & amp Morgan 1953) [4] enumeró una rejilla densa de estrellas estándar espectrales enanas de tipo F; sin embargo, no todas han sobrevivido hasta el día de hoy como estándares. La puntos de anclaje del sistema de clasificación espectral MK entre las estrellas enanas de secuencia principal de tipo F, es decir, aquellas estrellas estándar que han permanecido sin cambios durante años y pueden usarse para definir el sistema, se consideran 78 Ursae Majoris (F2 V) y pi3 Orionis (F6 V). [5] Además de esos dos estándares, Morgan & amp Keenan (1973) [6] consideraron que las siguientes estrellas eran daga estándares: HR 1279 (F3 V), HD 27524 (F5 V), HD 27808 (F8 V), HD 27383 (F9 V) y Beta Virginis (F9 V). Otras estrellas estándar principales de MK incluyen HD 23585 (F0 V), HD 26015 (F3 V) y HD 27534 (F5 V). [7] Tenga en cuenta que dos miembros de Hyades con nombres HD casi idénticos (HD 27524 y HD 27534) se consideran estrellas estándar F5 V fuertes y, de hecho, comparten colores y magnitudes casi idénticos. Gray & amp Garrison (1989) [8] proporcionan una tabla moderna de estándares enanos para las estrellas de tipo F más calientes. Las estrellas estándar enanas F1 y F7 rara vez se enumeran, pero han cambiado ligeramente a lo largo de los años entre los clasificadores expertos. Las estrellas estándar de uso frecuente incluyen 37 Ursae Majoris (F1 V) e Iota Piscium (F7 V). No se han publicado estrellas estándar F4 V. Desafortunadamente, F9 V define el límite entre las estrellas calientes clasificadas por Morgan y las estrellas más frías clasificadas por Keenan, y existen discrepancias en la literatura sobre qué estrellas definen el límite enano F / G. Morgan & amp Keenan (1973) [6] enumeraron Beta Virginis y HD 27383 como estándares F9 V, pero Keenan & amp McNeil (1989) [9] enumeraron HD 10647 como su estándar F9 V. Eta Cassiopeiae A probablemente debería evitarse como estrella estándar porque a menudo se la consideraba F9 V en las publicaciones de Keenan, [9] pero G0 V en las publicaciones de Morgan. [7]

Algunas de las estrellas de tipo F más cercanas que se sabe que tienen planetas incluyen Upsilon Andromedae, Tau Boötis, HD 10647, HD 33564, HD 142, HD 60532 y KOI-3010.

Algunos estudios muestran que existe la posibilidad de que la vida también se desarrolle en planetas que orbitan una estrella de tipo F. [10] Se estima que la zona habitable de una estrella F0 relativamente caliente se extendería desde aproximadamente 2,0 AU a 3,7 AU y entre 1,1 y 2,2 AU para una estrella F8 relativamente fría. [10] Sin embargo, en relación con una estrella de tipo G, los principales problemas para una forma de vida hipotética en este escenario particular serían la luz más intensa y la vida estelar más corta de la estrella local. [10]

Se sabe que las estrellas de tipo F emiten formas de luz de energía mucho más alta, como la radiación UV, que a largo plazo puede tener un efecto profundamente negativo en las moléculas de ADN. [10] Los estudios han demostrado que, para un planeta hipotético ubicado a una distancia habitable equivalente de una estrella de tipo F a la Tierra del Sol (esto está más lejos de la estrella de tipo F, dentro de la zona habitable), y con una atmósfera similar, la vida en su superficie recibiría entre 2,5 y 7,1 veces más daño de la luz ultravioleta en comparación con la de la Tierra. [11] Por lo tanto, para que sus formas de vida nativas sobrevivan, el hipotético planeta necesitaría tener suficiente protección atmosférica, como una capa de ozono en la atmósfera superior. [10] Sin una capa de ozono robusta, la vida podría teóricamente desarrollarse en la superficie del planeta, pero probablemente estaría confinada a regiones submarinas o subterráneas. [10]


¿Cuál es la diferencia entre supernovas tipo I y tipo II?

Una supernova de tipo I es causada por una enana blanca y una supernova de tipo II es causada por una estrella masiva.

Explicación:

Ambos tipos de supernova son causados ​​por el colapso del núcleo de una estrella bajo la gravedad. Cuando esto sucede, las temperaturas y presiones aumentan hasta el punto en el que comienzan nuevas reacciones de fusión. Estas reacciones de fusión pueden consumir grandes cantidades de material en poco tiempo, lo que hace que la estrella explote violentamente.

Una supernova de tipo I ocurre en sistemas binarios cerrados donde dos estrellas promedio orbitan una alrededor de la otra bastante cerca. Cuando una de las estrellas agota su hidrógeno, entrará en la etapa de gigante roja y luego colapsará en una enana blanca.

Cuando la segunda estrella se convierte en una gigante roja, si las estrellas están muy juntas, la enana blanca acumulará (= capturará) material de la gigante roja aumentando su masa. Cuando la masa de la enana blanca llegue al límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares, su núcleo colapsará. El colapso eleva la temperatura y la presión hasta el punto en que comienza la fusión del carbono. Una gran cantidad de material de la enana blanca se fusiona en un corto período de tiempo la estrella explota.

Una supernova de tipo II ocurre en estrellas más grandes de alrededor de 10 masas solares. Después de que abandona la secuencia principal, comienza a fusionar elementos cada vez más pesados ​​en conchas alrededor del núcleo. En algún momento, la energía producida por el proceso de fusión en el núcleo no es suficiente para vencer la gravedad y el núcleo colapsa. Si la estrella todavía tiene una envoltura exterior de hidrógeno, el colapso del núcleo iniciará un proceso de fusión en la capa de hidrógeno que desencadenará la explosión de la supernova.


Púlsares

Los astrónomos sospechan que todas las estrellas de neutrones giran y lo hacen con bastante rapidez. Como resultado, algunas observaciones de estrellas de neutrones producen una firma de emisión "pulsada". Por lo tanto, las estrellas de neutrones a menudo se denominan ESTRELLAS PULSANTES (o PULSARS), pero difieren de otras estrellas que tienen emisión variable. La pulsación de las estrellas de neutrones se debe a su rotación, mientras que otras estrellas que pulsan (como las estrellas cefidas) pulsan a medida que la estrella se expande y contrae.

Las estrellas de neutrones, los púlsares y los agujeros negros son algunos de los objetos estelares más exóticos del universo. Comprenderlos es solo una parte del aprendizaje sobre la física de las estrellas gigantes y cómo nacen, viven y mueren.