¿Por qué ciertas estrellas masivas no dejan restos?

La brecha aparece debido a la inestabilidad del par de supernovas . En resumen, cuando uno observa núcleos estelares tan masivos a temperaturas crecientes, una fracción cada vez mayor de los fotones tiene suficiente energía para formar espontáneamente pares de electrones y positrones. Es cierto que pronto se recombinan, pero, sin embargo, hay una pérdida de presión (de radiación), lo que provoca la contracción y, por lo tanto, un mayor aumento de la temperatura. Si es inestable, como parece ser el caso de estrellas tan masivas, esto conduce a más fotones de alta energía, más pares y una mayor pérdida de presión.

Los modelos de tales objetos sugieren que el colapso conduce a una ignición rápida y repentina de reacciones de combustión de oxígeno y silicio. En un rango de masas entre aproximadamente 150 y 250 masas solares (correspondientes a masas centrales de aproximadamente la mitad), la explosión termonuclear es suficiente para destrozar el núcleo y no queda nada para colapsar. Esto es un poco como el inicio repentino de la quema de carbono destruye las enanas blancas en las supernovas de tipo Ia. Los núcleos más masivos están más fuertemente ligados por la gravedad, y los modelos sugieren que la explosión nuclear no es suficiente para desvincular el núcleo.

Entonces, por debajo de aproximadamente 150 masas solares (y con metalicidades más altas, creo), el núcleo no alcanza condiciones de par inestable. Por encima de unas 250 masas solares, la explosión nuclear inducida no es lo suficientemente potente como para destruir el núcleo.

Las supernovas de captura de electrones ocurren en un régimen estrecho donde las capturas de electrones en productos como Mg y Ne ocurren a un ritmo que elimina el soporte del núcleo contra el colapso "más rápido" (o más eficientemente que) la enana blanca podrá explotar a través de fugitivo termonuclear cuando la enana blanca se acerca al límite de masa de Chandrasekhar. Hay varios factores en juego, pero se cree que estos colapsos de captura de electrones ocurren en enanas blancas que son ricas en oxígeno y neón, en lugar de carbono y oxígeno (que tienen diferentes densidades críticas para la combustión). Estas estrellas aún no eran lo suficientemente masivas para formar estrellas de neutrones "regulares" a través del canal de colapso del núcleo de hierro.