486 matches
-
atingând viteze de ordinul a , aproximativ 3% din viteza luminii. Apare și o creștere semnificativă de luminozitate, până la magnitudinea absolută de -19.3 (de 5 miliarde de ori mai mare decât Soarele). Un model de formare a acestei categorii de supernove este un sistem solar binar cu două stele apropiate. Cea mai mare dintre cele două stele este prima care iese din secvența principală, și se mărește formând o gigantă roșie. Orbita comună a celor două stele începe acum să se
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
implică fuziunea a două pitice albe, masa combinată depășind pentru scurt timp limita Chandrasekhar. O pitică albă poate prelua materie și de la alte tipuri de stele companion, inclusiv de la o stea din secvența principală (dacă orbita este suficient de mică). Supernovele de tip Ia descrie o curbă de lumină caracteristică după explozie. Luminozitatea este generată de dezintegrarea izotopului radioactiv nichel-56 în cobalt-56 și mai departe în fier-56. Luminozitatea maximă pe curba de lumină era considerată a fi constantă la toate supernovele
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Supernovele de tip Ia descrie o curbă de lumină caracteristică după explozie. Luminozitatea este generată de dezintegrarea izotopului radioactiv nichel-56 în cobalt-56 și mai departe în fier-56. Luminozitatea maximă pe curba de lumină era considerată a fi constantă la toate supernovele de tip Ia (din care marea majoritate se formează cu aceeași masă, prin mecanismul de acreție), cu o magnitudine absolută de aproximativ -19.3. Aceasta le-ar permite să fie folosite ca o unitate standard secundară pentru măsurarea distanței până la
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
de aproximativ -19.3. Aceasta le-ar permite să fie folosite ca o unitate standard secundară pentru măsurarea distanței până la galaxia gazdă. Descoperiri mai recente au arătat, însă, că lungimea acestei curbe standard evoluează, și deci și luminozitatea intrinsecă a supernovelor, dar că această evoluție poate fi găsită doar prin studiul supernovelor pe o gamă largă de valori ale deplasării spre roșu. Aceste evenimente, ca și supernovele de tip II, sunt probabil stele masive care rămân fără material pentru alimentarea centrului
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
ca o unitate standard secundară pentru măsurarea distanței până la galaxia gazdă. Descoperiri mai recente au arătat, însă, că lungimea acestei curbe standard evoluează, și deci și luminozitatea intrinsecă a supernovelor, dar că această evoluție poate fi găsită doar prin studiul supernovelor pe o gamă largă de valori ale deplasării spre roșu. Aceste evenimente, ca și supernovele de tip II, sunt probabil stele masive care rămân fără material pentru alimentarea centrului lor; stelele generatoare de supernove de tipurile Ib și Ic și-
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
arătat, însă, că lungimea acestei curbe standard evoluează, și deci și luminozitatea intrinsecă a supernovelor, dar că această evoluție poate fi găsită doar prin studiul supernovelor pe o gamă largă de valori ale deplasării spre roșu. Aceste evenimente, ca și supernovele de tip II, sunt probabil stele masive care rămân fără material pentru alimentarea centrului lor; stelele generatoare de supernove de tipurile Ib și Ic și-au pierdut, însă, mare parte din coroana exterioară de hidrogen din cauza vânturilor stelare puternice sau
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
poate fi găsită doar prin studiul supernovelor pe o gamă largă de valori ale deplasării spre roșu. Aceste evenimente, ca și supernovele de tip II, sunt probabil stele masive care rămân fără material pentru alimentarea centrului lor; stelele generatoare de supernove de tipurile Ib și Ic și-au pierdut, însă, mare parte din coroana exterioară de hidrogen din cauza vânturilor stelare puternice sau prin interacțiunea cu o stea companion. Supernovele de tip Ib sunt considerate a fi rezultatul unei stele masive de
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
masive care rămân fără material pentru alimentarea centrului lor; stelele generatoare de supernove de tipurile Ib și Ic și-au pierdut, însă, mare parte din coroana exterioară de hidrogen din cauza vânturilor stelare puternice sau prin interacțiunea cu o stea companion. Supernovele de tip Ib sunt considerate a fi rezultatul unei stele masive de tip Wolf-Rayet. Conform câtorva indicii, câteva procente din supernovele de tip Ic ar putea fi surse de explozii de radiații gamma (GRB), dar se crede și că orice
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
însă, mare parte din coroana exterioară de hidrogen din cauza vânturilor stelare puternice sau prin interacțiunea cu o stea companion. Supernovele de tip Ib sunt considerate a fi rezultatul unei stele masive de tip Wolf-Rayet. Conform câtorva indicii, câteva procente din supernovele de tip Ic ar putea fi surse de explozii de radiații gamma (GRB), dar se crede și că orice supernovă de tip Ib sau Ic lipsită de hidrogen ar putea fi sursă de GRB, în funcție de geometria exploziei. Stelele cu cel
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
de tip Ib sunt considerate a fi rezultatul unei stele masive de tip Wolf-Rayet. Conform câtorva indicii, câteva procente din supernovele de tip Ic ar putea fi surse de explozii de radiații gamma (GRB), dar se crede și că orice supernovă de tip Ib sau Ic lipsită de hidrogen ar putea fi sursă de GRB, în funcție de geometria exploziei. Stelele cu cel puțin nouă mase solare evoluează într-o manieră complexă. În centrul stelei, hidrogenul se transformă prin fuziune în heliu și
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
să mai fie în echilibru. Prin fotodezintegrare, radiațiile gamma descompun fierul în nuclee de heliu și în neutroni liberi, absorbind energie, în timp ce electronii și protonii fuzionează prin captură de electroni, producând neutroni și neutrini electronici care părăsesc steaua. Într-o supernovă de tip II, miezul de neutroni nou format are o temperatură inițială de aproximativ 100 miliarde de kelvini (100 GK); de 6000 de ori mai mare ca temperatura centrului Soarelui. Mare parte din această energie termică trebuie eliberată pentru a
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
o explozie de neutrini cu durata de zece secunde, principalul produs al evenimentului. Aceștia transportă energie de la miez și accelerează colapsul, deși o parte din ei pot fi reabsorbiți ulterior de straturile exterioare ale stelei pentru a furniza energie exploziei supernova. Miezul interior ajunge în cele din urmă la un diametru de aproximativ 30 km, și o densitate comparabilă cu cea a unui nucleu atomic, iar continuarea colapsului este oprită brusc de forța nucleară tare și de presiunea de degenerare a
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
nucleară tare și de presiunea de degenerare a neutronilor. Materia în prăbușire, oprită brusc, reculează, producând o undă de șoc ce se propagă spre exterior. Simulările computerizate indică faptul că această undă de șoc nu cauzează în mod direct explozia supernova; în schimb, ea se oprește în câteva milisecunde în partea exterioară a miezului pierzând energie prin disocierea de elemente grele, și un proces care nu a fost înțeles încă în mod clar este necesar pentru a permite straturilor exterioare ale
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
explozie hipernova.) Masa-limită, conform teoriei, pentru acest tip de colaps a fost estimată la aproximativ 40-50 de mase solare. La peste 50 de mase solare, se crede că stelele se prăbușesc direct într-o gaură neagră, fără a forma o supernova, deși incertitudinile din modelele supernovelor fac calculele acestor limite extrem de dificile. De fapt, dovezile recente au arătat că stelele de aproximativ 140-250 mase solare, cu o proporție relativ scăzută de elemente mai masive ca heliul, ar putea forma supernove fără
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
pentru acest tip de colaps a fost estimată la aproximativ 40-50 de mase solare. La peste 50 de mase solare, se crede că stelele se prăbușesc direct într-o gaură neagră, fără a forma o supernova, deși incertitudinile din modelele supernovelor fac calculele acestor limite extrem de dificile. De fapt, dovezile recente au arătat că stelele de aproximativ 140-250 mase solare, cu o proporție relativ scăzută de elemente mai masive ca heliul, ar putea forma supernove fără a lăsa în urmă găuri
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
o supernova, deși incertitudinile din modelele supernovelor fac calculele acestor limite extrem de dificile. De fapt, dovezile recente au arătat că stelele de aproximativ 140-250 mase solare, cu o proporție relativ scăzută de elemente mai masive ca heliul, ar putea forma supernove fără a lăsa în urmă găuri negre. Acest rar tip de supernova se formează printr-un mecanism alternativ (parțial analog celui de la exploziile de tip Ia) care nu necesită existența unui miez de fier. Un astfel de exemplu este supernova
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
dificile. De fapt, dovezile recente au arătat că stelele de aproximativ 140-250 mase solare, cu o proporție relativ scăzută de elemente mai masive ca heliul, ar putea forma supernove fără a lăsa în urmă găuri negre. Acest rar tip de supernova se formează printr-un mecanism alternativ (parțial analog celui de la exploziile de tip Ia) care nu necesită existența unui miez de fier. Un astfel de exemplu este supernova de tip II SN 2006gy, estimată la 150 de mase solare, și
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
supernove fără a lăsa în urmă găuri negre. Acest rar tip de supernova se formează printr-un mecanism alternativ (parțial analog celui de la exploziile de tip Ia) care nu necesită existența unui miez de fier. Un astfel de exemplu este supernova de tip II SN 2006gy, estimată la 150 de mase solare, și care a demonstrat că explozia unei astfel de stele masive diferă fundamental de predicțiile teoretice fundamentale. Curbele de lumină pentru supernovele de tip II se disting prin prezența
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
de fier. Un astfel de exemplu este supernova de tip II SN 2006gy, estimată la 150 de mase solare, și care a demonstrat că explozia unei astfel de stele masive diferă fundamental de predicțiile teoretice fundamentale. Curbele de lumină pentru supernovele de tip II se disting prin prezența liniilor de absorbție Balmer ale hidrogenului în spectru. Aceste curbe de lumină au o viteză de degradare de 0,008 magnitudini pe zi; mult mai scăzute decât viteza de degradare a supernovelor de
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
pentru supernovele de tip II se disting prin prezența liniilor de absorbție Balmer ale hidrogenului în spectru. Aceste curbe de lumină au o viteză de degradare de 0,008 magnitudini pe zi; mult mai scăzute decât viteza de degradare a supernovelor de tip I. Cele de tip II se subîmpart în două clase, depinzând dacă există un platou pe curba de lumină (tip II-P) sau viteza de degradare evoluează liniar (tipul II-L). Viteza netă de degradare este mai mare, de
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
de degradare este mai mare, de 0,012 magnitudini pe zi la tipul II-L, prin comparație cu 0,0075 magnitudini pe zi la tipul II-P. Se crede că diferența de formă a curbelor de lumină este cauzată, în cazul supernovelor de tip II-L, de expulzarea unei mari părți a stratului exterior de hidrogen a stelei. Faza de platou a supernovelor de tip II-P se datorează unei schimbări a opacității stratului exterior. Unda de șoc ionizează hidrogenul din celelalte straturi
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
pe zi la tipul II-P. Se crede că diferența de formă a curbelor de lumină este cauzată, în cazul supernovelor de tip II-L, de expulzarea unei mari părți a stratului exterior de hidrogen a stelei. Faza de platou a supernovelor de tip II-P se datorează unei schimbări a opacității stratului exterior. Unda de șoc ionizează hidrogenul din celelalte straturi, ceea ce duce la o creștere a opacității. Aceasta împiedică fotonii din părțile interioare ale exploziei să iasă. După ce hidrogenul se răcește
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
exterior. Unda de șoc ionizează hidrogenul din celelalte straturi, ceea ce duce la o creștere a opacității. Aceasta împiedică fotonii din părțile interioare ale exploziei să iasă. După ce hidrogenul se răcește suficient pentru a se recombina, stratul exterior redevine transparent. Din supernovele de tipul II cu trăsături neobișnuite în spectre, cele de tipul IIn ar putea fi produse de interacțiunea materialului expulzat cu materialul circumstelar. Supernovele de tip IIb sunt foarte probabil stele masive care au pierdut mare parte din învelișul de
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
să iasă. După ce hidrogenul se răcește suficient pentru a se recombina, stratul exterior redevine transparent. Din supernovele de tipul II cu trăsături neobișnuite în spectre, cele de tipul IIn ar putea fi produse de interacțiunea materialului expulzat cu materialul circumstelar. Supernovele de tip IIb sunt foarte probabil stele masive care au pierdut mare parte din învelișul de hidrogen din cauza atracției unei stele companion. Pe măsură ce materia expulzată de o supernovă de tip IIb se extinde, stratul de hidrogen devine rapid foarte subțire
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
IIn ar putea fi produse de interacțiunea materialului expulzat cu materialul circumstelar. Supernovele de tip IIb sunt foarte probabil stele masive care au pierdut mare parte din învelișul de hidrogen din cauza atracției unei stele companion. Pe măsură ce materia expulzată de o supernovă de tip IIb se extinde, stratul de hidrogen devine rapid foarte subțire și lasă să se vadă straturile interioare. Magnitudinea absolută maximă a supernovelor de tip II nu este constantă, ele fiind mai slabe decât cele de tipul Ia. De
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]