La detonación o deflagración de carbono es la reinicialización violenta de la fusión termonuclear en una estrella enana blanca que previamente se estaba enfriando lentamente. Se trata de un proceso termonuclear descontrolado que se propaga por la enana blanca en cuestión de segundos, produciendo una supernova de tipo Ia que libera una inmensa cantidad de energía a medida que la estrella estalla. El proceso de detonación/deflagración de carbono conduce a una supernova por una vía diferente a la más conocida de la supernova de tipo II (colapso del núcleo) (el tipo II es causado por la explosión cataclísmica de las capas externas de una estrella masiva cuando su núcleo implosiona). [1]
Una enana blanca es el remanente de una estrella de tamaño pequeño a mediano (el Sol es un ejemplo de ellas). Al final de su vida, la estrella ha quemado su combustible de hidrógeno y helio , y los procesos de fusión termonuclear cesan. La estrella no tiene suficiente masa para quemar elementos mucho más pesados, ni para implosionar en una estrella de neutrones o una supernova de tipo II como puede hacerlo una estrella más grande, por la fuerza de su propia gravedad, por lo que se encoge gradualmente y se vuelve muy densa a medida que se enfría, brillando de blanco y luego de rojo, durante un período mucho más largo que la edad actual del Universo .
Ocasionalmente, una enana blanca gana masa de otra fuente, por ejemplo, una estrella binaria compañera que está lo suficientemente cerca como para que la estrella enana absorba cantidades suficientes de materia sobre sí misma; o de una colisión con otras estrellas, la materia absorbida que ha sido expulsada durante el proceso de la propia evolución estelar en etapa tardía de la compañera . Si la enana blanca gana suficiente materia, su presión interna y temperatura aumentarán lo suficiente para que el carbono comience a fusionarse en su núcleo. La detonación del carbono generalmente ocurre en el punto en que la materia acretada empuja la masa de la enana blanca cerca del límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 masas solares , la masa en la que la gravedad puede superar la presión de degeneración de electrones que evita que colapse durante su vida. Esto también sucede cuando dos enanas blancas se fusionan si la masa combinada supera el límite de Chandrasekhar, lo que da como resultado una supernova de tipo Ia.
Una estrella de secuencia principal apoyada por la presión térmica se expandiría y enfriaría, lo que contrarresta automáticamente un aumento de la energía térmica. Sin embargo, la presión de degeneración es independiente de la temperatura; la enana blanca no puede regular el proceso de fusión como lo hacen las estrellas normales, por lo que es vulnerable a una reacción de fusión descontrolada .
En el caso de una enana blanca, las reacciones de fusión reiniciadas liberan calor, pero la presión hacia afuera que existe en la estrella y la sostiene contra un mayor colapso se debe inicialmente casi por completo a la presión de degeneración, no a los procesos de fusión o al calor. Por lo tanto, incluso cuando la fusión se reinicia, la presión hacia afuera que es clave para el equilibrio térmico de la estrella no aumenta mucho. Un resultado es que la estrella no se expande mucho para equilibrar sus procesos de fusión y calor con la gravedad y la presión de los electrones, como lo hizo cuando quemó hidrógeno (hasta que fue demasiado tarde). Este aumento de la producción de calor sin un medio de enfriamiento por expansión eleva la temperatura interna drásticamente y, por lo tanto, la tasa de fusión también aumenta extremadamente rápido, una forma de retroalimentación positiva conocida como fuga térmica .
Un análisis de dicho proceso realizado en 2004 afirma que:
Una llama de deflagración que arde desde el centro de la estrella enana blanca hacia afuera deja atrás material quemado caliente y ligero. Sin embargo, el combustible que se encuentra frente a ella es frío y denso. Esto da como resultado una estratificación de densidad inversa al campo gravitatorio de la estrella, que por lo tanto es inestable. De esta manera, se forman manchas de material en llamas que ascienden hacia el combustible. En sus interfases surgen flujos de cizallamiento. Estos efectos dan lugar a fuertes remolinos. Los movimientos turbulentos resultantes deforman la llama y, por lo tanto, agrandan su superficie. Esto aumenta la velocidad neta de combustión de la llama y conduce a la explosión energética. [2]
La llama se acelera drásticamente, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y las interacciones con la turbulencia . La reanudación de la fusión se extiende hacia afuera en una serie de "burbujas" desiguales y en expansión de acuerdo con la inestabilidad de Rayleigh-Taylor. [3] Dentro del área de fusión, el aumento de calor con volumen sin cambios da como resultado un aumento exponencialmente rápido en la tasa de fusión, una especie de evento supercrítico a medida que la presión térmica aumenta sin límites. Como el equilibrio hidrostático no es posible en esta situación, se desencadena una "llama termonuclear" y una erupción explosiva a través de la superficie de la estrella enana que la altera por completo, vista como una supernova de tipo Ia .
Independientemente de los detalles exactos de esta fusión nuclear, se acepta generalmente que una fracción sustancial del carbono y el oxígeno en la enana blanca se convierte en elementos más pesados en un período de sólo unos pocos segundos, [4] elevando la temperatura interna a miles de millones de grados. Esta liberación de energía de la fusión termonuclear (1–2 × 10 44 J [5] ) es más que suficiente para desvincular la estrella; es decir, las partículas individuales que forman la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse unas de otras. La estrella explota violentamente y libera una onda de choque en la que la materia es expulsada a velocidades del orden de 5.000–20 000 km/s , aproximadamente el 6% de la velocidad de la luz . La energía liberada en la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. La magnitud absoluta visual típica de las supernovas de tipo Ia es M v = −19,3 (aproximadamente 5 mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. [6] Este proceso, de un volumen sostenido por la presión de degeneración de electrones en lugar de la presión térmica que alcanza gradualmente condiciones capaces de encender una fusión descontrolada, también se encuentra en una forma menos dramática en un destello de helio en el núcleo de una estrella gigante roja suficientemente masiva .
{{cite web}}: CS1 maint: copia archivada como título ( enlace )