supernova de inestabilidad de pares pulsante

_Los rayos gamma térmicos en los núcleos de estrellas de menos de 100 M☉ no tienen la energía suficiente para producir pares electrón-positrón. Algunas de estas estrellas se convertirán en supernovas al final de su vida, pero los mecanismos que las originan no están relacionados con la inestabilidad de pares. 

En estrellas de 100–130 M☉ , puede ocurrir una supernova _de inestabilidad de pares pulsacional. Estas estrellas son lo suficientemente masivas como para que los rayos gamma tengan la energía suficiente para producir pares electrón-positrón, pero generalmente no es suficiente para destruirlas por completo. El núcleo de combustión de carbono se comprime y calienta a medida que los pares electrón-positrón eliminan la presión de los fotones que se dirigen hacia afuera, hasta que el oxígeno almacenado en el núcleo se enciende repentinamente en una reacción térmica descontrolada que ejerce un pulso hacia afuera y luego se estabiliza. Como resultado, el desenlace probable será una supernova de inestabilidad de pares pulsacional, en la que la estrella expulsará una gran cantidad de su masa, lo que generalmente la llevará por debajo de 100 M☉ _, donde normalmente experimentará una supernova de colapso de núcleo. ^[2][1]  

Las estrellas de más de 130 M☉ tendrán suficiente masa para crear pares de electrones y positrones; en estas estrellas habrá mayor producción de pares que en las estrellas de menos de ₁₃₀ M☉ . _Las estrellas de 130 a 150 M☉ _a menudo experimentarán supernovas de inestabilidad de pares pulsacional y potencialmente experimentarán más de una pulsación para llevar su masa por debajo de 100 M☉ aunque potencialmente pueden convertirse en una supernova completa. Las estrellas de más de 150 M☉ generalmente producirán niveles mucho mayores de pares _de electrones-positrones y generalmente producirán más de lo requerido para una supernova de inestabilidad de pares pulsacional. La estrella se calentará más que en las estrellas _de 100–130 M☉ y la reacción de fuga térmica cuando el combustible de oxígeno se enciende será mucho mayor. Como resultado, la mayoría de las estrellas de más de ₁₅₀ M☉ _{experimentarán} una supernova de inestabilidad de pares completa ^[2][1] .       

La luz en equilibrio térmico tiene un espectro de cuerpo negro con una densidad de energía proporcional a la cuarta potencia de la temperatura (de ahí la ley de Stefan-Boltzmann ). La longitud de onda de máxima emisión de un cuerpo negro es inversamente proporcional a su temperatura. Es decir, la frecuencia y la energía de la mayor población de fotones de radiación de cuerpo negro son directamente proporcionales a la temperatura y alcanzan el rango de energía de los rayos gamma a temperaturas superiores a 200 °C.3 × 10 ⁸ K.

En las estrellas calientes de gran tamaño, la presión de los rayos gamma en el núcleo estelar mantiene las capas superiores de la estrella sostenidas frente a la atracción gravitatoria del núcleo. Si la densidad de energía de los rayos gamma disminuye repentinamente, las capas exteriores de la estrella colapsarán hacia adentro. El calentamiento y la compresión repentinos del núcleo generan rayos gamma con la energía suficiente para convertirse en una avalancha de pares electrón-positrón, lo que reduce aún más la presión. Cuando el colapso cesa, los positrones encuentran electrones y la presión de los rayos gamma vuelve a aumentar.

Los rayos gamma con suficiente energía pueden interactuar con núcleos, electrones o entre sí para producir pares electrón-positrón, y estos pares pueden aniquilarse, generando rayos gamma. Según la ecuación de Einstein ^E = mc² , los rayos gamma deben tener más energía que la masa de los pares electrón-positrón para producirlos.

En las altas densidades del núcleo estelar, la producción y aniquilación de pares ocurren rápidamente, manteniendo así los rayos gamma, los electrones y los positrones en equilibrio térmico. Cuanto mayor sea la temperatura, mayores serán las energías de los rayos gamma y mayor la cantidad de energía transferida.

A medida que aumentan la temperatura y la energía de los rayos gamma, se absorbe cada vez más energía de estos rayos en la formación de pares electrón-positrón. Esta disminución en la densidad de energía de los rayos gamma reduce la presión de radiación que sostiene las capas exteriores de la estrella. La estrella se contrae, comprimiendo y calentando el núcleo, lo que incrementa la proporción de energía absorbida por la formación de pares. La presión, no obstante, aumenta, pero en un colapso por inestabilidad de pares, este aumento no es suficiente para contrarrestar el incremento de las fuerzas gravitatorias a medida que la estrella se vuelve más densa.