¿Los elementos más pesados ​​se descomponen durante la supernova?

La respuesta es que en una estrella previa a la supernova, la mayor parte de su masa todavía está en forma de hidrógeno y helio. Es solo el núcleo central donde el H primordial y el He se han fusionado con elementos más pesados.

Esta imagen de capas de cebolla es típicamente lo que ves en los libros de texto de primaria. Es completamente engañoso en un sentido cuantitativo. Representa esquemáticamente lo que hay en el centro de la estrella anterior a la supernova, pero en términos de la masa que hay en cada capa (obviamente es un objeto 3D) tienes una idea completamente equivocada, porque este diagrama tiene solo alrededor de 1 diámetro terrestre. , comparado con el radio estelar real de algo así como la distancia entre la Tierra y el Sol.

Aquí hay una trama más sofisticada tomada de un artículo de Fuller et al. (2015) . Muestra el tiempo hasta la supernova a lo largo del eje x y el eje y representa un ensayo radial de la composición química desde el centro de la estrella hacia el exterior. La masa estelar total inicial es$12M_{\odot}$. A medida que avanza hacia la izquierda hacia la explosión de la supernova, observe cómo cambia lo que está en el núcleo: de estar dominado por H, dominado por He, dominado por C / O, luego Si y finalmente Fe (en realidad, elementos de pico de hierro). Tenga en cuenta cuánta masa está contenida dentro de esta región central para cada etapa de la quema nuclear. El borde del "núcleo de helio" encierra el centro$4M_{\odot}$de la estrella Los núcleos de elementos más pesados ​​posteriores dentro de la estructura del aro de cebolla encierran una masa significativamente menor, hasta que el núcleo de hierro está alrededor$1.3M_{\odot}$justo antes de la explosión. El sombreado azul indica regiones que están completamente mezcladas y homogeneizadas por convección.

Después de la explosión, la estrella de neutrones que se produce también tendrá una masa de alrededor$1.3-1.4M_{\odot}$. En otras palabras, la mayor parte del resto de la estrella (aproximadamente$10M_{\odot}$justo antes de la explosión) estalla en la supernova. pero de la$8.6M_{\odot}$que forma parte del medio interestelar, más de la mitad todavía está en forma de hidrógeno y helio; la minoría será carbono, oxígeno, neón, silicio, hierro, etc., y sólo una fracción muy pequeña de ellos se habrá transformado (mediante el proceso r ) en elementos más pesados ​​que el hierro y el níquel.

Así, aunque el material inyectado de nuevo en el medio interestelar está enriquecido con elementos más pesados, todavía hay mucho hidrógeno para iniciar una nueva generación de estrellas. También se da el caso de que la formación de estrellas es un proceso ineficiente, por lo que el material del que se formó el progenitor de la supernova seguirá estando en su mayor parte en el medio interestelar. La imagen que debería tener es la de un enriquecimiento gradual con elementos pesados, especialmente a medida que el medio interestelar se agita y se mezcla a través de una variedad de procesos (¡incluidas las explosiones de supernovas!).

EDITAR: Aquí hay una imagen aún más impresionante. El gráfico inferior muestra la fracción de masa relativa de cada elemento en función de la masa encerrada a medida que se abre camino desde una estrella de 15 masas solares (ha arrojado 2 masas solares durante su evolución). Lo realmente sorprendente es que está animado, por lo que te muestra los primeros momentos después del colapso del núcleo y cómo las cosas comienzan a cambiar. Tenga en cuenta que el exterior$5M_{\odot}$de la envoltura es aproximadamente la mitad de H y la mitad de He en masa antes del colapso del núcleo. Mucho He y luego O en las capas debajo de eso. El gráfico superior muestra cómo se comportan la temperatura de densidad y la velocidad de salida. La imagen es del sitio web de Woosley y Heger (2007) , un trabajo canónico sobre el tema.

Mmm. No puedo subir el gif animado. Aquí está ; bien vale la pena echarle un vistazo.

Para que una estrella se convierta en nova, debe tener una masa al menos 8 veces mayor que la de nuestro sol. Para una supernova, tiene que ser más grande.

La primera etapa es la fusión del hidrógeno en elementos más pesados. La energía creada empuja el hidrógeno hacia el exterior. Si no hubiera fusión, la estrella sería un poco más pequeña. Cuando la fusión de hidrógeno en el núcleo se ralentiza (debido a la falta de hidrógeno), la estrella se encoge y la fusión de helio se convierte en el proceso principal. En este momento, se cree que el núcleo de la estrella tiene aproximadamente un 25 % de hidrógeno y un 75 % de helio. La capa exterior de hidrógeno no cambia. Eventualmente, la estrella produce hierro como producto de fusión.

La fusión para hacer un elemento más pesado que el hierro consume más energía de la que produce, por lo que cuando el proceso de "fusión de hierro" (creación de hierro) se ralentiza significativamente, la estrella colapsa. Este colapso provoca un aumento masivo de la presión y la temperatura en el núcleo, lo que desencadena la fusión de elementos más pesados; aunque es una pérdida neta de energía. Este estallido de energía hace estallar la estrella. La diferencia entre una nova y una supernova es la cantidad de fusión que ocurre antes de que el núcleo se destruya.

Dado que la fusión solo tiene lugar en el núcleo, y el núcleo es menos de 1/100 del volumen de la estrella, cuando la estrella se convierte en nova (o supernova), la capa exterior de la estrella es expulsada.

Solo una fracción muy pequeña de los elementos del núcleo de la supernova se convierte en elementos más pesados. La mayor parte del asunto permanece sin cambios.

Es porque se necesita más energía para fusionar el hierro en cualquier otra cosa de la que obtienes de la reacción. Toda la vida de una estrella es un delicado equilibrio de la liberación de energía por el proceso de fusión empujando contra la fuerza de la gravedad y manteniendo el comienzo en un equilibrio algo estable. Fusiona hidrógeno en helio, lo que genera energía que genera presión que empuja contra la fuerza de la gravedad. Cada fase sucesiva de fusión libera cada vez menos energía de la fusión, por lo que tiene que trabajar más y más para mantener todo contra la fuerza de la gravedad. Es por eso que cada fusión sucesiva dura cada vez menos tiempo, porque tiene que fusionar mucho más Helio más rápido para obtener la misma cantidad de energía que obtuvo de la fusión de menos Hidrógeno. Volvamos a la supernova. Llega a Hierro, de repente no tiene adónde ir. Nada más que pueda fusionar va a producir energía, boom, toda esa energía que sostenía el núcleo contra la fuerza de la gravedad de repente ya no está allí. La gravedad se queda sola juntando el núcleo y el núcleo colapsa hasta que se vuelve tan denso que ya no se puede empacar en el espacio. Básicamente, todo se convierte en una bola gigante de neutrones presionados lo más cerca posible y las leyes de la física dicen "ALTO". Bueno, todo lo demás todavía se está derrumbando en esta pared de neutrones a, he visto a gente decir 10-20% de la velocidad de la luz. Golpea esa pared y rebota arrasando el resto del gas en la estrella en una onda de choque. Esa onda de choque crea temperaturas y presiones realmente altas en las otras capas de la estrella que también pueden causar fusión.