Detonación de carbono

La detonación de carbono  es una etapa explosiva de la nucleosíntesis estelar , que lleva a la transición de las estrellas enanas blancas a una supernova de tipo Ia . Acompañado de reacciones termonucleares que involucran carbono y oxígeno en el núcleo degenerado de las estrellas.

Proceso

Común a todos los escenarios de supernova Tipo Ia es que la explosión enana es muy probablemente carbono-oxígeno. En la onda explosiva de la nucleosíntesis, yendo del centro a la superficie, fluyen las reacciones [1] :

Una vez que comienza la reacción, una porción significativa del carbono y el oxígeno en la enana blanca se convierte en elementos más pesados ​​en solo unos segundos [2] , elevando la temperatura interna a miles de millones de kelvins . Tal liberación de energía ((1–2)×10 44 J [3] ) es suficiente para romper la estrella, cuando sus partículas individuales adquieren energía cinética suficiente para vencer la gravedad de la estrella y abandonarla. La estrella explota violentamente y forma una onda de choque en la que la materia se mueve a una velocidad del orden de 5.000 a 20.000 km/s, que es aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz. La energía liberada por la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. Una magnitud absoluta observada típica de una supernova de Tipo Ia es M v = −19,3 (aproximadamente 5 mil millones de veces más brillante que el Sol) [4] , el rango de variación de la luminosidad es muy pequeño.

Mecanismo de origen

Actualmente se cree que la detonación de carbono puede proceder en el caso de la acumulación en enanas blancas con masas cercanas al límite de Chandrasekhar . En este caso, la temperatura y la presión en el núcleo aumentan lo suficiente como para iniciar una reacción de fusión termonuclear de carbono. La acreción es uno de los mecanismos para la formación de supernovas de tipo Ia [5] . La detonación de carbono también puede ocurrir, en algunos casos, en los núcleos degenerados de supergigantes con masas de 8 a 10 masas solares. Sin embargo, la suposición de que la detonación de carbono puede conducir en este caso a la aparición de una supernova de tipo II [6] [7] ahora ha sido cuestionada. Según algunos modelos, durante la detonación del carbono en los núcleos de las supergigantes, es posible una rápida eliminación de la degeneración con la continuación de la evolución de la estrella [8] .

Las estrellas de la secuencia principal se encuentran en un estado de equilibrio térmico, en el que un aumento local de la temperatura (liberación de energía) conduce a un aumento del volumen de la estrella, que a su vez reduce la temperatura y la estrella vuelve al equilibrio. Sin embargo, en las enanas blancas, la presión no se mantiene por un mecanismo térmico, sino por el efecto cuántico de la presión de un gas de electrones degenerados, que no depende de la temperatura. Como resultado, las enanas blancas carecen de un mecanismo de retroalimentación negativa para mantener un estado de equilibrio cuando comienza una reacción de fusión, lo que resulta en una explosión cuando comienza la reacción de fusión, lo que a su vez aumenta la velocidad y la temperatura de la reacción.

Véase también

• Quema nuclear de carbono
• enano blanco
• destello de helio
• supernova

Notas

1. ↑ Ishkhanov B.S., Kapitonov I.M., Tutyn I.A. Nucleosíntesis en el Universo . - M. , 1998.
2. ↑ FK Röpke, W. Hillebrandt. El caso contra la relación carbono-oxígeno del progenitor como fuente de variaciones máximas de luminosidad en supernovas de tipo Ia  // Astronomía y astrofísica  . - Ciencias EDP , 2004-06. — vol. 420 , edición. 1 . - P. L1–L4 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20040135 .
3. ↑ A. Khokhlov, E. Mueller, P. Hoeflich. Curvas de luz de modelos de supernova tipo IA con diferentes mecanismos de explosión  (Inglés)  // A&A. — 1993-03. — vol. 270 . - pág. 223-248 . — ISSN 0004-6361 .
4. ↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Modelos de explosión de supernova tipo Ia  // Revisión  anual de astronomía y astrofísica. — Revisiones anuales , 2000-09. — vol. 38 , edición. 1 . - pág. 191-230 . — ISSN 1545-4282 0066-4146, 1545-4282 . -doi : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 .
5. ↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer . Modelos de explosión de supernova tipo Ia // Revisión anual de astronomía y astrofísica vol. 38:191-230 (septiembre de 2000).
6. ↑ Arnett, W. David.  Un posible modelo de supernovas : detonación de 12 C // Astrofísica y ciencia espacial   : diario. - 1969. - Vol. 5 . - pág. 180-212 .
7. ↑ Fujimoto, MY et al. Inestabilidad dinámica de la envoltura de las supergigantes rojas y el límite de masa inferior para las supernovas de detonación de carbono // Astrofísica y ciencia espacial, vol. 45 de noviembre 1976, pág. 71-77.
8. ↑ V. A. Baturin, I. V. Mironova . Las estrellas: su estructura, vida y muerte .

Enlaces

• JINA:  Modelos de llama de supernova tipo Ia
•  Una simulación por computadora de detonación / deflagración de carbono