Diferencia entre revisiones de «Supernova»
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Esta envoltura, básicamente de [[hidrógeno]] y [[helio]], está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia, delimitado por una [[superficie equipotencial]] llamada [[lóbulo de Roche]], en el que predomina su [[fuerza de gravedad]]. Si parte de la envoltura de la gigante roja, que siempre está tendiendo a aumentar de volumen, invade el lóbulo de la enana blanca, será atraída por esta.
El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno (si esto ocurre, el fenómeno se conoce como [[nova]]). Si el ritmo de acreción es el adecuado, la masa de la enana blanca pronto alcanza el [[límite de Chandrasekhar]], momento en el cual los electrones [[materia degenerada|degenerados]] ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella, cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a iniciar la [[fusión nuclear|fusión]] del carbono en su núcleo. Esta ignición alcanza toda la estrella, empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie, este se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La manera en que propaga la energía de la explosión en el interior de la enana es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía está en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas de choque convergentes que potencien el rendimiento de la explosión. Las [[turbulencia]]s generadas por la [[inestabilidad de Rayleigh-Taylor]] parecen ser causa de una rápida propagación del frente de ignición en todo el volumen de la estrella. Se desconoce cómo dicha ignición hace su transición de [[deflagración]] subsónica a [[detonación]] supersónica. y chevere
Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría siglos. Esta enorme energía libera una poderosa [[onda de choque]] que destruye la estrella, expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de los 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en la luminosidad, por lo que estas supernovas llegan a ser las más luminosas de todas, emitiendo alrededor de 10<sup>44</sup> [[julio (unidad)|J]] (1 [[foe]]). Normalmente no quedan rastros de la estrella que originó el cataclismo, sino solo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del [[campo gravitatorio]] de la enana blanca, produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si esta pudo sobrevivir a la detonación. Al no verse sometida a la fuerza de atracción de la estrella destruida, la otra saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido, como si de una «onda» se tratase. Estas [[estrella fugitiva|estrellas fugitivas]] se pueden en principio detectar ya que deberían tener velocidades mucho mayores que las de su entorno.
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