Mi libro de texto sobre astronomía dice lo siguiente.
Las estrellas más viejas parecen tener una mayor abundancia de oxígeno que el hierro. La explicación es que en los días en que estas estrellas más viejas se estaban formando, las supernovas de tipo II eran comunes, mientras que las de tipo Ia no lo eran. Entonces, más tarde, cuando el tipo Ia se volvió más común, las estrellas, ahora más jóvenes, se formaron con una mayor abundancia de hierro.
¿Por qué las supernovas de tipo Ia son mejores para el enriquecimiento de hierro que las de tipo II, y estas supernovas de tipo II fueron de alguna manera mejores para una mayor abundancia de oxígeno, o simplemente menos buenas para producir hierro (y por qué)?
Contexto
El hierro tiene la energía de enlace nuclear por nucleón más alta de todos los elementos (no del todo cierto, pero suficientemente preciso en un contexto astronómico). Entonces, la fusión de elementos livianos en hierro o algo más liviano es un proceso exotérmico: al hacerlo, obtienes energía, lo que permite que la estrella funcione. Esto es lo que sucede en las últimas etapas de una supernova tipo II. El núcleo de una estrella masiva en sus últimos momentos de vida es lo suficientemente caliente y denso como para fusionar el silicio en hierro. Justo antes de la explosión de la supernova, hay una bola de hierro de aproximadamente 1,4 masas solares en el centro.
El progenitor de una supernova tipo Ia es un sistema binario en el que una estrella "normal" pierde masa y se convierte en un remanente estelar compacto (una enana blanca). Una vez que la enana blanca ha acumulado suficiente masa para estar por encima del límite de 1,4 masas solares, la fusión comienza de nuevo, desintegrando por completo el objeto compacto.
Explosión
Una SN Ia destruye por completo al progenitor de la enana blanca en un proceso de fusión fuera de control.
En un SN II, la presión sobre la bola de hierro central excede la presión de degeneración ejercida por los electrones en la capa de electrones de los átomos de hierro. El principio de Fermi en mecánica cuántica establece que ningún fermión (como un electrón) puede ocupar el mismo estado mecánico cuántico que otro. La presión ejercida aquí es tan grande que los electrones de los átomos de hierro ya no pueden obedecerla y son empujados hacia el núcleo, donde reaccionan con los protones para formar neutrones.
Abundancia de hierro
¿Por qué los SN Ia enriquecen su entorno con más hierro que los SN II? No se trata tanto de una cuestión de producción de hierro, sino de cuánto de ese hierro termina en el espacio interestelar donde puede ser parte de una nueva generación de estrellas. En un SN Ia, el progenitor se destruye por completo, dispersando todos sus átomos constituyentes en su galaxia anfitriona. Un SN II forma un remanente compacto, ya sea una estrella de neutrones o un agujero negro. Muchos de los productos de fusión posteriores y más pesados no terminan siendo transportados hacia el exterior en la explosión de la supernova, sino que se convierten en parte del remanente compacto.
Tenga en cuenta que muchos de los elementos pesados dispersos por una supernova de la "estrella masiva en explosión" son el resultado de una gran cantidad de neutrinos que escapan de la explosión central y reaccionan con la capa exterior de elementos más ligeros que se dispara.
ProfRob