¿Qué determina el resultado de una supernova?

Las supernovas no producen enanas blancas. Este es un camino evolutivo distinto seguido por estrellas con una masa por debajo de aproximadamente 8 veces la del Sol ($8M_{\odot}$) - sus núcleos están destinados a convertirse en enanas blancas degeneradas de electrones con masas menores que aproximadamente$1.25 M_{\odot}$.

Las estrellas de neutrones y tal vez los agujeros negros se producen en las supernovas, lo que implica el colapso del núcleo de una estrella que es más masiva que$\simeq 8M_{\odot}$.

Si el núcleo colapsado no es particularmente masivo (resultante de un progenitor digamos de$<15M_{\odot}$, aunque el límite no es seguro, y probablemente también depende de la composición inicial de la estrella), entonces es probable que el colapso se detenga por la fuerte repulsión nuclear que se siente entre los neutrones (producida por la captura de electrones en los protones) y a un en menor medida por la presión de degeneración de neutrones. Esto da como resultado un "rebote del núcleo" y, posteriormente, una transferencia de una pequeña fracción de la energía del colapso a la envoltura estelar, lo que provoca una supernova.

Si la estrella de protoneutrones es demasiado masiva ($>2-3M_{\odot}$), o acumula más masa, entonces puede colapsar aún más en un agujero negro. Alternativamente, es posible que el colapso nunca se detenga en primer lugar si el núcleo inicial era demasiado masivo ($>3M_{\odot}$) y puede haber un colapso directo a un agujero negro sin una supernova en absoluto.

Los parámetros clave que determinan el destino de una estrella masiva son la masa progenitora inicial : cuanto más masiva, más probable es que forme un agujero negro. La metalicidad también es importante. Si una estrella nace de un gas que tiene una mayor concentración de elementos más pesados, su envoltura es más opaca y es probable que la progenitora pierda más de su masa inicial a través de un viento impulsado por la radiación. Los progenitores de baja metalicidad probablemente tengan núcleos más masivos en el momento del colapso del núcleo y, por lo tanto, es más probable que formen agujeros negros.

La siguiente gráfica (del trabajo de Heger et al. 2003 ) ilustra el argumento anterior y muestra el remanente probable en función de la masa inicial y la metalicidad.

Vea la segunda mitad de esta respuesta: https://physics.stackexchange.com/a/407833/170832 .

Los estudios teóricos indican que la mayoría de las supernovas se desencadenan por uno de dos mecanismos básicos: el reinicio repentino de la fusión nuclear en una estrella degenerada ( enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ) o el colapso gravitatorio repentino del núcleo de una estrella masiva .

En primera instancia, una enana blanca degenerada puede acumular suficiente material de una compañera binaria, ya sea por acreción o por fusión, para elevar su temperatura central lo suficiente como para desencadenar una fusión nuclear desbocada, alterando completamente la estrella. En el segundo caso, el núcleo de una estrella masiva puede sufrir un colapso gravitatorio repentino, liberando energía potencial gravitatoria como una supernova.

Si bien algunas supernovas observadas son más complejas que estas dos teorías simplificadas, la mayoría de los astrónomos han establecido y aceptado la mecánica del colapso astrofísico durante algún tiempo. Fuente: Wikipedia " Supernova ".

El límite de Chandrasekhar es la masa máxima de una estrella enana blanca estable. El valor actualmente aceptado del límite de Chandrasekhar es de aproximadamente 1,4 M$_{\odot}$($2.765×10^{30}$kg).

Las enanas blancas resisten el colapso gravitatorio principalmente a través de la presión de degeneración de electrones (compárese con las estrellas de secuencia principal, que resisten el colapso a través de la presión térmica). El límite de Chandrasekhar es la masa por encima de la cual la presión de degeneración de electrones en el núcleo de la estrella es insuficiente para equilibrar la propia atracción gravitatoria de la estrella.

En consecuencia, una enana blanca con una masa mayor que el límite está sujeta a un mayor colapso gravitatorio, evolucionando hacia un tipo diferente de remanente estelar, como una estrella de neutrones o un agujero negro . Aquellas con masas por debajo del límite permanecen estables como enanas blancas . El colapso no es inevitable: la mayoría de las enanas blancas explotan en lugar de sufrir un colapso.

A primer orden, solo la masa. Si la masa es menor que el límite de Chandrasekhar (alrededor de 1,4 masas solares), la presión de degeneración de electrones es suficiente para detener el colapso y terminas con una enana blanca. Si la masa del remanente estelar es mayor que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (alrededor de 2 a 3 masas solares), colapsa en un agujero negro.

Tenga en cuenta que estas masas son tanto la masa de lo que queda como la que se está colapsando, que es mucho menor que la masa original de la estrella. El límite para un agujero negro corresponde a algo más como 15 a 20 veces la masa de nuestro sol para la estrella original, y para formar una estrella de neutrones es más como 10 masas solares.

La mayoría de las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell están en la secuencia principal. Cuando las estrellas de la secuencia principal, como el Sol, agotan su fusión de hidrógeno, sus núcleos colapsan y comienzan a fusionar helio. Asimismo, cuando agotan su helio, pueden comenzar a fusionar carbono y oxígeno. Si pueden o no continuar ardiendo depende de su masa.

Cuando la fusión finalmente se detiene, no hay presión térmica o radiativa que sostenga a la estrella contra su propia fuerza gravitatoria. En el caso de estrellas de baja masa ($M < 1.4M_\odot$), la presión de degeneración de electrones puede detener su colapso inminente. Esta presión es producto del principio de exclusión de Pauli, un principio de mecánica cuántica que establece que dos fermiones no pueden ocupar el mismo estado simultáneamente. La mayoría de las enanas blancas están a punto$0.6M_\odot$y tienen radios comparables a la Tierra, alrededor$6000$kilómetros

Si la masa estelar excede$1.4M_\odot$(el límite de Chandrasekhar), la degeneración de electrones se derrumbará en la fuerza de la gravedad. Los electrones serán capturados por los núcleos, produciendo neutrones. Luego, la estrella es sostenida por la presión de degeneración de neutrones, también como resultado del principio de exclusión de Pauli. Estas estrellas se llaman estrellas de neutrones y tienen radios del orden de 10 a 20 kilómetros y masas máximas alrededor de$2M_\odot$.

Más masivo que esto, e incluso la degeneración de neutrones no puede resistir la abrumadora fuerza de la gravedad. En este caso, nada puede detener el colapso gravitatorio y el núcleo estelar se convierte en un agujero negro. Estas estrellas representan una singularidad con densidad infinita, donde toda la densidad estelar ha sido comprimida en un solo punto.

Las supernovas de tipo 1a son generadas por fusiones binarias con enanas blancas cuya masa total supera el límite de Chandrasekhar. Las supernovas de tipo II se generan cuando una estrella masiva, del orden de$10M_\odot$, se derrumba. Expulsa una supernova y el núcleo se convierte en una estrella de neutrones o un agujero negro.