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TIPOS DE SUPERNOVAS: CLASIFICACIÓN Y ORÍGENES

Existen dos grandes categorías físicas con múltiples subtipos observacionales, totalizando más de 10 tipos distintos . La clasificación moderna se basa en el mecanismo de explosión y las características espectrales. Clasificación General Categoría Mecanismo Tipos Observacionales Masa Progenitora Supernovas Termonucleares (Tipo Ia) Explosión de enana blanca Ia, Iax Sistema binario Supernovas de Colapso de Núcleo Colapso gravitacional de estrella masiva II, Ib, Ic, IIn, IIb, etc. >8 M ☉ 1. SUPERNOVAS TERMONUCLEARES (Tipo Ia) Origen y Mecanismo: Progenitor : Sistema binario donde una enana blanca de carbono-oxígeno acreta masa de su compañera. Desencadenante : Cuando la enana blanca se acerca...
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PÉRDIDA DE MASA ESTELAR POR METALICIDAD Y MASA INICIAL

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La pérdida de masa durante la evolución estelar depende críticamente de dos factores: la masa inicial y la metalicidad. Los mecanismos principales son vientos estelares, erupciones y eyección de envolturas. A mayor metalicidad, más eficientes son los vientos (los metales aumentan la opacidad y el acoplamiento con la radiación). Aquí se presentan las estimaciones basadas en modelos evolutivos actuales: Tabla de porcentajes de masa perdida Masa inicial (M ☉ ) Población III (Z ≈ 0) Población II (Z ≈ 0.001) Población I (Z ≈ 0.02) Mecanismos dominantes 1 M ☉ 5-15% 15-30% 40-60% Vientos en fase AGB 10 M ☉ 15-30% 40-60% 70-85% Vientos en supergigante + posible fase WR 100 M...
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SOLUCIONES BÁSICAS DE LAS ECUACIONES DE FRIEDMANN

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Ecuaciones con MathJax Las ecuaciones de Friedmann son el corazón del modelo del Big Bang. Describen cómo el factor de escala a(t) (que representa el tamaño relativo del universo) evoluciona con el tiempo. Para un universo plano (la curvatura espacial total es cero, k=0 ), las ecuaciones de Friedmann se simplifican considerablemente. Vamos a ver las dos soluciones que pides, que son los casos clásicos de los universos de Einstein-de Sitter (materia) y de radiación. Primero, recordemos la primera ecuación de Friedmann para un universo plano: $$\left( \frac{\dot{a}}{a} \right)^2 = \frac{8\pi G}{3} \rho$$ donde ȧ es la derivada temporal de a (la velocidad de expansión), G es la constante de gravitación universal, y ρ es la densidad de energía del universo. La clave es que ρ cambia con a de manera diferente según lo que domine: materia o radiación.   1. Universo Plano Dominado por Radiación En un universo dominado por radiación (fotones y partícula...
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