484 matches
-
Stabilitatea acestei valori permite acestor explozii să fie utile ca reper pentru măsurarea distanței până la galaxiile lor deoarece magnitudinea vizuală a supernovelor de acest tip depinde mai ales de distanță. Există mai multe mijloace prin care se poate forma o supernovă de acest tip, dar toate au un mecanism similar. Când o pitică albă cu viteză de rotație mică, și din carbon-oxigen adună prin acreție materie de la o stea-companion, ea nu poate depăși limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
colapsul. În absența unui proces de contrabalansare, pitica albă intră în colaps pentru a forma o stea neutronică, așa cum se întâmplă în mod normal în cazul unei pitice albe compusă mai ales din magneziu, neon și oxigen. Astronomii care modelează supernove de tipul Ia consideră că această limită nu este, însă, atinsă, și deci acel colaps nu se declanșează. În schimb, creșterea presiunii și densității din cauza creșterii greutății ridică temperatura miezului, iar pitica albă se apropie la aproximativ 1% de acea
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
unei unde de șoc în care materia este de regulă împrăștiată cu viteze de ordinul a 5-20.000 km/s, aproximativ 3% din viteza luminii. Energia eliberată în explozie cauzează o creștere extremă de luminozitate. Magnitudinea absolută vizuală a unei supernove de tip Ia este de regulă M = −19,3 (de aproximativ 5 miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele), cu variații mici. Dacă rămășița supernovei rămâne legată de steaua sa companion depinde de cantitatea de masă împrăștiată. Teoria acestui tip
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
Energia eliberată în explozie cauzează o creștere extremă de luminozitate. Magnitudinea absolută vizuală a unei supernove de tip Ia este de regulă M = −19,3 (de aproximativ 5 miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele), cu variații mici. Dacă rămășița supernovei rămâne legată de steaua sa companion depinde de cantitatea de masă împrăștiată. Teoria acestui tip de supernove este similară cu cea a novelor, în care o pitică albă adună materie mai încet și nu se apropie de limita Chandrasekhar. În
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
tip Ia este de regulă M = −19,3 (de aproximativ 5 miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele), cu variații mici. Dacă rămășița supernovei rămâne legată de steaua sa companion depinde de cantitatea de masă împrăștiată. Teoria acestui tip de supernove este similară cu cea a novelor, în care o pitică albă adună materie mai încet și nu se apropie de limita Chandrasekhar. În cazul unei nove, materia căzută cauzează o explozie superficială prin fuziunea hidrogenului, explozie ce nu perturbă steaua
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
cea a novelor, în care o pitică albă adună materie mai încet și nu se apropie de limita Chandrasekhar. În cazul unei nove, materia căzută cauzează o explozie superficială prin fuziunea hidrogenului, explozie ce nu perturbă steaua. Acest tip de supernovă diferă de o supernovă cu colaps al miezului, cauzată de explozia cataclismică a straturilor exterioare ale unei stele masive în timp ce miezul implodează. Un model de formare a acestei categorii de supernove este un sistem binar cu stele apropiate. Sistemul constă
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
care o pitică albă adună materie mai încet și nu se apropie de limita Chandrasekhar. În cazul unei nove, materia căzută cauzează o explozie superficială prin fuziunea hidrogenului, explozie ce nu perturbă steaua. Acest tip de supernovă diferă de o supernovă cu colaps al miezului, cauzată de explozia cataclismică a straturilor exterioare ale unei stele masive în timp ce miezul implodează. Un model de formare a acestei categorii de supernove este un sistem binar cu stele apropiate. Sistemul constă din stele din secvența
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
hidrogenului, explozie ce nu perturbă steaua. Acest tip de supernovă diferă de o supernovă cu colaps al miezului, cauzată de explozia cataclismică a straturilor exterioare ale unei stele masive în timp ce miezul implodează. Un model de formare a acestei categorii de supernove este un sistem binar cu stele apropiate. Sistemul constă din stele din secvența principală, cea primară având masă mai mare decât cea secundară. Fiind de masă mai mare, cea primară este prima dintre cele două care evoluează în ramura asimptotică
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
Orbita rezultată poate avea o perioadă de doar câteva ore. Dacă acreția continuă suficient de mult, pitica albă poate ajunge în cele din urmă aproape de limita Chandrasekhar. Un al doilea mecanism posibil, dar mai puțin probabil, de declanștare a unei supernove de tip Ia este fuziunea a două pitice albe, a căror masă combinată depășește limita Chandrasekhar. Într-un astfel de caz, masa totală nu ar fi constrânsă de limita Chandrasekhar. Aceasta este una dintre mai multe propuenri de explicații avansate
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
stea din secvența principală. Detaliile exacte ale procesului evolutiv din această etapă de acreție rămân incerte, întrucât ele pot depinde atât de viteza de acreție cât și de transferul de moment cinetic spre companioana pitică albă. Spre deosebire de alte tipuri de supernove, cele de tip Ia au loc în general în toate tipurile de galaxii, inclusiv în cele eliptice. Nu se observă nicio predilecție pentru regiunile de formare de stele. Întrucât piticele albe se formează la sfârșitul perioadei de evoluție a unei
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
regiunea în care s-a format. Astfel, un sistem binar cu stele apropiate poate rămâne în etapa de transfer de masă timp de încă un milion de ani (formând, eventual, explozii nova persistente) înainte ca situația să devină favorabilă unei supernove de tip Ia. Supernovele de tip Ia au o curbă luminoasă caracteristică. În apropierea momentului de luminozitate maximă, spectrul conține linii ale elementelor de masă intermediară între oxigen și calciu; acestea sunt principalele componente ale straturilor exterioare ale stelei. La
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
a format. Astfel, un sistem binar cu stele apropiate poate rămâne în etapa de transfer de masă timp de încă un milion de ani (formând, eventual, explozii nova persistente) înainte ca situația să devină favorabilă unei supernove de tip Ia. Supernovele de tip Ia au o curbă luminoasă caracteristică. În apropierea momentului de luminozitate maximă, spectrul conține linii ale elementelor de masă intermediară între oxigen și calciu; acestea sunt principalele componente ale straturilor exterioare ale stelei. La câteva luni după explozie
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
sintetizate în timpul exploziei; majoritatea mai ales izotopi apropiați de masa fierului. Dezintegrarea radioactivă a nichelului-56 prin cobalt-56 până la fier-56 produce fotoni de energie mare care domină producția de energie în perioada ulterioară. Similaritățile profilelor de luminozitate absolută ale aproape tuturor supernovelor de tip Ia cunoscute au dus la folosirea acestora ca reper standard secundar în astronomia extragalactică. Cauza acestei uniformități a curbelor luminoase este încă o întrebare deschisă. În 1998, observațiile unor supernove de tip Ia îndepărtate au indicat un rezultat
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
Similaritățile profilelor de luminozitate absolută ale aproape tuturor supernovelor de tip Ia cunoscute au dus la folosirea acestora ca reper standard secundar în astronomia extragalactică. Cauza acestei uniformități a curbelor luminoase este încă o întrebare deschisă. În 1998, observațiile unor supernove de tip Ia îndepărtate au indicat un rezultat neașteptat, acela că universul pare să sufere o expansiune accelerată.
Supernovă de tip Ia () [Corola-website/Science/317408_a_318737]
-
O supernovă de tip II aparține unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
O supernovă de tip II aparține unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
tip II aparține unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbușirea internă și explozia violentă a unei stele masive. Prezența hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puțin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps. Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, aceste stele posedă masa
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de forțele pe distanțe mici ce acționează între acești neutroni, ceea ce face forța imploziei să se îndrepte spre exterior. Energia acestei unde de șoc în expansiune este suficientă pentru a detașa materialul stelar din jurul miezului. Există mai multe categorii de supernove de tip II, categorisite pe baza curbelor luminoase—grafice ale luminozității în raport cu timpul—din urma exploziei. Supernovele de tip II-L prezintă o scădere liniară a curbei luminoase, pe când cele de tip II-P prezintă o perioadă de scădere lentă (un
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
spre exterior. Energia acestei unde de șoc în expansiune este suficientă pentru a detașa materialul stelar din jurul miezului. Există mai multe categorii de supernove de tip II, categorisite pe baza curbelor luminoase—grafice ale luminozității în raport cu timpul—din urma exploziei. Supernovele de tip II-L prezintă o scădere liniară a curbei luminoase, pe când cele de tip II-P prezintă o perioadă de scădere lentă (un „platou”), urmată de o scădere normală. Stelele mult mai masive decât soarele evoluează în moduri mai complexe
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
viață a unei stele. În stelele mai mici de opt mase solare, carbonul produs de fuziunea heliului nu fuzionează mai departe, iar steaua se răcește treptat, devenind o pitică albă. Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia. O stea mult mai mare, însă, poate crea temperaturi și presiuni suficiente pentru a determina declanșarea fuziunii carbonului în miez odată ce steaua începe să se contracte din nou la sfârșitul etapei de fuziune a heliului. Miezurile acestor
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
ieși din miez, transportând energie și accelerând și mai mult prăbușirea, care are loc pe o durată de câteva milisecunde. Pe măsură ce miezul se detașează de stratele exterioare ale stelei, unii dintre acești neutrini sunt absorbiți de aceste straturi exterioare, declanșând supernova. La supernovele de tip II, prăbușirea este în cele din urmă oprită de interacțiunile de respingere neutron-neutron la nivel micro (intermediate de forța nucleară tare), precum și de presiunea de degenerare a neutronilor, la o densitate comparabilă cu cea a unui
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
miez, transportând energie și accelerând și mai mult prăbușirea, care are loc pe o durată de câteva milisecunde. Pe măsură ce miezul se detașează de stratele exterioare ale stelei, unii dintre acești neutrini sunt absorbiți de aceste straturi exterioare, declanșând supernova. La supernovele de tip II, prăbușirea este în cele din urmă oprită de interacțiunile de respingere neutron-neutron la nivel micro (intermediate de forța nucleară tare), precum și de presiunea de degenerare a neutronilor, la o densitate comparabilă cu cea a unui nucleu atomic
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
bloca explozia în partea exterioară a miezului. În faza de prăbușire, miezul are o denistate și o energie atât de mare încât doar neutrinii pot ieși. Pe măsură ce protonii și electronii se combină formând neutroni, se produc neutrini electronici. Într-o supernovă tipică de tip II, miezul de neutroni format are o temperatură inițială de aproximativ 100 de miliarde de kelvini; de 10 ori mai mare decât temperatura miezului soarelui. Mare parte din această energie termică trebuie disipată pentru formarea unei stele
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
emisie de neutrini cu durata de zece secunde, prin care se eliberează 10 jouli. Printr-un proces care nu este încă bine înțeles, aproximativ 10 jouli sunt reabsorbiți de șocul blocat, ducând la producerea unei explozii. Neutrinii generați de o supernovă au fost observați în cazul supernovei 1987A, ceea ce i-a făcut pe astronomi să concluzioneze că această imagine a prăbușirii miezului este, în esență, corectă. Instrumentele cu apă Kamiokande II și IMB au detectat antineutrini de origine termică, în timp ce instrumentul
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]