Supernova de tipo Ia

Una supernova de tipo Ia es una subcategoría de estrellas variables que se producen después de la violenta explosión de una enana blanca. Las enanas blancas son los restos de estrellas que han completado su ciclo normal de vida y han cesado su fusión nuclear. Sin embargo, las enanas blancas de oxígeno y carbono común son capaces de desencadenar fusiones adicionales que liberan una gran cantidad de energía si su temperatura es lo suficientemente alta.

Físicamente, las enanas blancas con una tasa baja de rotación^[1] están limitadas a una masa que está por debajo del límite de Chandrasekhar alrededor de 1.38^[2] masas solares. Esta es la masa máxima que puede ser soportada por la presión degenerada de electrones. Más allá de estos límites, la enana blanca comenzará a colapsarse. Si una enana blanca acrecenta poco a poco la masa de una compañera binaria, se cree que su núcleo puede alcanzar la temperatura de ignición por la fusión del carbono al acercarse a los límites. Si la enana blanca se junta con otra estrella (algo muy extraño), momentáneamente excederá los límites y empezará a colapsarse, aumentando nuevamente su temperatura más allá del punto de ignición de la fusión nuclear. A los pocos segundos del comienzo de la fusión nuclear, una parte considerable de la materia de la enana blanca es sometida a una reacción térmica, liberando bastante energía (1-2 × 10⁴⁴ julios)^[3] para separarla de la estrella en una explosión de supernova.^[4]

Esta categoría de supernovas produce picos coherentes de luminosidad a causa de la masa uniforme de las enanas blancas que explotan a través del mecanismo de acreción. La estabilidad de su valor permite que estas explosiones se usen como medidas para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas porque la magnitud aparente de las supernovas depende principalmente de la distancia.

Véase también

• Explosión de carbono
• Historia de la observación de supernovas
• Resto de supernova
• Escalera de distancias cósmicas

Referencias

1. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). «Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation». Astronomy and Astrophysics 419 (2):  pp. 623. doi:10.1051/0004-6361:20035822. http://www.citebase.org/fulltext?formato=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F0402287. 
2. ↑ Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae». Science 315 (5813):  pp. 825–828. doi:10.1126/science.1136259. 
3. ↑ Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P. (1993). «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms». Astronomy and Astrophysics 270 (1-2):  pp. 223–248. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993A%26A...270..223K. 
4. ↑ Staff (07-09-2006). «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO. Consultado el 01-05-2007.

Enlaces externos

• Falck, Bridget (2006). «Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT». Johns Hopkins University. Consultado el 20-05-2007.
• Staff (February 27, 2007). «Sloan Supernova Survey». Sloan Digital Sky Survey. Consultado el 25-05-2007.
• «Novas y Supernovas». peripatus.gen.nz. Consultado el 25-05-2007.
• «Source for major type of supernova». Pole Star Publications Ltd (August 6, 2003). Consultado el 25-11-2007.
• «Novae and Supernovae explosions found». peripatus.gen.nz. Consultado el 25-05-2007.