¿Puede la fusión nuclear por sí sola explicar la producción de energía de la supernova tipo 1a?

A diferencia de otras supernovas, que pueden variar en tamaño, las supernovas de tipo Ia tienen aproximadamente el mismo tamaño. Esto se debe al hecho de que se producen cuando una estrella enana blanca gana suficiente masa de su compañera binaria para alcanzar el límite de Chandrasekhar de 1,44 masas solares.

Se estima que la energía liberada en una supernova de tipo Ia es 10 44 julios Dado que las explosiones son todas del mismo tamaño, la luminosidad también es la misma y, por esta razón, las supernovas de tipo Ia se utilizan como velas estándar para medir las distancias de los objetos desde nuestro punto de referencia en todo el universo.

Estaba haciendo algunos cálculos aproximados utilizando el porcentaje de masa que en realidad se convierte en energía durante la fusión nuclear y luego inserté esta cifra en mi = metro C 2 y sigo teniendo un déficit incluso cuando conecto cifras extra realistas para la porción de la masa solar de 1,44 que se espera que se fusione.

Como físico aficionado, podría estar cometiendo algunos errores. ¿Cuál sería un cálculo razonable de la producción total de energía de la fusión nuclear para una enana blanca de 1,44 de masa solar que fusiona todo su combustible de fusión de una sola vez?

Por cierto, estoy bastante seguro de que "supernova" es singular y "supernovas" es plural. O "supernovas", claro, que siempre es válido en inglés.
Una buena fracción de la luz liberada por una supernova de Tipo Ia no se produce directamente por fusión. La reacción de fusión produce aproximadamente la mitad de una masa solar de níquel-56, que es inestable a la desintegración beta a cobalto-56 (vida media de una semana), que luego se desintegra beta nuevamente a hierro-56 (vida media de un par de meses). ). Estas reacciones de fisión son responsables de mantener el brillo de la supernova durante semanas o meses después de la explosión inicial.
@calchas Pero no se encarga de desatar la estrella.

Respuestas (1)

Un cálculo de la parte posterior del sobre (y eso es todo esto) iría en la línea de suponer que la enana blanca está hecha completamente de 12 C (no lo es) y se convierte completamente en 56 Ni (no lo es).

La masa adecuada a utilizar sería ∼ 1.4 METRO ⊙ (en realidad, es un poco más bajo: la verdadera "masa de Chandrasekhar" en la que se establece la inestabilidad está determinada por el colapso de GR, o por el decaimiento beta inverso, o por el inicio de reacciones piconucleares, todas las cuales tienen lugar en ρ ∼ 3 × 10 13 kg/m3 3 cuando la enana blanca tiene una masa de alrededor de 1,37-1,38 METRO ⊙ ).

Si la estrella es enteramente 12 C, entonces esto significa 1.40 × 10 56 núcleos de carbono, que contienen 1.68 × 10 57 bariones. Para conservar el número bariónico, el número de 56 Los núcleos de Ni producidos son más pequeños por un factor de 12/56.

La masa de cada núcleo de carbono (por definición) es 12 metro tu , dónde metro tu es la unidad de masa atómica. La masa de cada núcleo de níquel es 55.94 metro tu .

Por tanto, el cambio de masa que convierte todo el carbono en níquel es

Δ METRO ≃ 1.40 × 10 56 × 12 metro tu − 1.40 × 10 56 × ( 12 / 56 ) ∗ 55.94 metro tu
Δ METRO ≃ 1.8 × 10 54 metro tu = 3.0 × 10 27   k gramo

Convertir esto en energía da 2.7 × 10 44 J, que es aproximadamente la energía involucrada en una supernova de tipo Ia. Esto es lo que se encarga de "explotar" la estrella, ya que con un radio inicial de ∼ 1000 km, tiene una energía de enlace gravitacional, ∼ − 3 GRAMO METRO 2 / 5 R = − 3 × 10 44 j

Un poco menos atrás del cálculo de la envolvente incluiría la energía interna de los electrones relativistas, lo que reduce considerablemente la magnitud de la energía de enlace (sería exactamente cero para una estrella completamente gobernada por la presión de degeneración ultrarrelativista ideal y reducida a la mitad para los no-relativistas). presión de degeneración relativista), de modo que una gran fracción de la energía liberada puede convertirse en fotones, neutrinos y la energía cinética de la eyección.

Eso hace que la supernova de tipo Ia sea sorprendentemente eficiente, si es impulsada por fusión; Ingenuamente (no un físico) esperaría que la fusión fuera de control empujaría la gran mayoría de la masa fuera del pozo gravitacional antes de que pudiera fusionarse. En cambio, su estimación (en el reverso del sobre) es que ~ 1/3 de toda la estrella se fusiona. Ese es un acantilado empinado.
@Yakk Hay alguna evidencia de que la fusión procede como una detonación supersónica en lugar de una llama gradual que se propaga "lentamente" a través del remanente. En este caso, en términos generales, el material por delante del frente no estaría "informado" sobre la fusión que se está produciendo en otras partes del remanente hasta que el frente de detonación lo atraviese.
Rob, soy demasiado perezoso para hacer el cálculo sin preguntar... ¿tienes una cifra de la energía de enlace gravitacional liberada? Solo al nivel de "similar", "más pequeño pero comparable", "insignificante" o "conejo tonto, ni siquiera está cerca" estaría bien.
@dmckee R ∼ 1000 kilómetros, entonces 3 GRAMO METRO 2 / 5 R ∼ 3 × 10 44 J...
@Calchas ahora, cómo hacer eso artificialmente...
¿Puede la fusión nuclear por sí sola explicar la producción de energía de la supernova tipo 1a?
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