Arquivo do trabalho - IAG - USP

APÊNDICE A - Supernovas e seus remanescentesde sua vida, colapsando e ejetando seus envelopes externos em uma explosão. Quandoa sequência do processo de queima nuclear produz um núcleo de ferro, como não háliberação de energia com a fusão termonuclear deste, o núcleo central contrai. Quandoa massa deste núcleo atinge o limite de Chandrasekhar, 1.44 M ⊙ , os elétrons tornam-seultra relativísticos e não mais suportam o núcleo auto-gravitante. A contração produzuma fotodissociação do ferro (γ + 56 Fe → 13 4 He + 4n), processo que consome energia.Esta perda de energia reduz a contribuição térmica da pressão de elétrons, iniciando ocolapso.Apartirdoprocesso decapturadenêutronspornúcleospesados, neutrinossãogeradose escapam da estrela carregando energia. Durante o colapso o núcleo se divide em umnúcleo interno aproximadamente homogêneo (M ≈ 0.6 M ⊙ ) e um externo que colapsasupersonicamente com um perfil de velocidade, v ∝ r −1/2 . Em questão de uma fraçãode segundo o caroço interno colapsante atinge densidades núcleos atômicos. Na bordaexterna deste gera-se uma onda de choque devido à queda de material do núcleo externoa velocidades supersônicas. Quanto mais matéria cai no caroço interno, mais energia éadicionada ao choque que então começa a se propagar para fora através do núcleo externo.Este choque ejetará o manto estelar para fora do que era o núcleo de ferro, esta reaçãoao colapso gera a explosão de supernova (Raffelt, 1996).Baseados em suas curvas de luz podemos separá-las em duas subclasses, tipo II-Pque apresentam um platô em sua curva de luz e tipo II-L, que apresentam decaimentolinear. A diferença na forma da curva de luz acredita-se ser causada, no caso do tipo II-L,pela expulsão da maior parte do envelope de hidrogênio da estrela progenitora. No tipoII-P, o platô é gerado pela mudança de opacidade nas camadas exteriores. O choque queatravessa o gás ioniza o hidrogênio que é opaco aos fótons que saem do interior. Quandoo hidrogênio esfria e recombina as camadas tornam-se transparentes. O máximo de brilhodestas SNs émaisfracoque dasSNstipo Ia. SNstipoII-Papresentam maior dispersão emseu máximo enquanto que as de tipo II-L tem um pico uniforme de 2.5 magnitudes maisfraca que as de tipo Ia. Apesar destas diferenças todas SNs liberam aproximadamente10 51 erg de energia no meio interestelar, além de matéria enriquecida de metais (Doggett& Branch, 1985).127