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Una supernova por inestabilidad de pares es un tipo de supernova que se predice que ocurre cuando la producción de pares, la producción de electrones libres y positrones en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos, reduce temporalmente la presión de radiación interna que soporta el núcleo de una estrella supermasiva contra el colapso gravitacional.[1] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez provoca una combustión muy acelerada en una explosión termonuclear descontrolada, lo que hace que la estrella explote por completo sin dejar un remanente estelar.[2]
Las supernovas de inestabilidad de pares solo pueden ocurrir en estrellas con un rango de masa de alrededor de 130 a 250 masas solares y una metalicidad baja a moderada (baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, una situación común en las estrellas de Población III ).
- ↑ Rakavy, G.; Shaviv, G. (June 1967). «Instabilities in Highly Evolved Stellar Models». The Astrophysical Journal 148: 803. Bibcode:1967ApJ...148..803R. doi:10.1086/149204.
- ↑ Fraley, Gary S. (1968). «Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability». Astrophysics and Space Science 2 (1): 96-114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498.