Supernova tipo Ia

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Este vídeo artístico mostra a parte central da nebulosa planetária Henize 2-428. O núcleo deste objeto único consiste em duas estrelas anãs brancas, cada uma com uma massa um pouco menor que a do Sol. Espera-se que elas se aproximem lentamente uma da outra e se fundam em cerca de 700 milhões de anos. Este evento provavelmente criará uma supernova Tipo Ia e destruirá ambas as estrelas.

Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se sua temperatura estiver alta o suficiente.

Fisicamente, as anãs brancas de baixo índice de rotação[1] são limitadas a massas que estão abaixo do limite de Chandrasekhar, de cerca de 1,38 massas solares.[2] Essa é a massa máxima que pode ser suportada pela pressão de degenerescência dos elétrons. Além desse limite, a anã branca entraria em colapso. Se uma anã branca gradualmente acresce da massa de uma companheira binária, acredita-se que seu núcleo atinge a temperatura de ignição da fusão do carbono, uma vez que esta alcança o limite. Se a anã branca fundir-se com outra estrela (um fato muito raro), ela irá momentaneamente ultrapassar o limite e entrar em colapso, mais uma vez elevando sua temperatura anterior ao ponto de ignição de fusão nuclear. Dentro de poucos segundos após o início da fusão nuclear, uma fração substancial de matéria da anã branca sofre uma reação nuclear que libera energia suficiente (1-2 × 1044 joules)[3] para liberar a estrela em uma explosão de supernova.[4]

Essa categoria de supernovas produz um consistente pico de luminosidade por causa da massa uniforme das anãs brancas que explodem pelo mecanismo de acresção. A estabilidade desse valor permite que essas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância de suas galáxias hospedeiras porque a magnitude aparente das supernovas depende sobretudo da distância.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation. Astronomy and Astrophysics. p. 623. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Consultado em 30 de maio de 2007 
  2. Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae. Science. 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. pp. 223–248. Consultado em 22 de maio de 2007 
  4. Staff (September 7, 2006). «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO. Consultado em 1 de maio de 2007  Verifique data em: |date= (ajuda)
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