47,696 matches
-
unei stele masive și bătrâne încetează să mai genereze energie prin fuziune nucleară, ea poate suferi un colaps gravitațional brusc devenind stea neutronică sau gaură neagră și eliminând energie potențială gravitațională ce încălzește și împinge în afară straturile exterioare ale stelei. Altfel, o pitică albă poate acumula suficient material de la o stea companion (de regulă prin acreție, rareori prin fuziune) pentru a-și crește temperatura miezului suficient pentru a declanșa fuziunea nucleară a carbonului. Centrele stelare ale căror surse de energie
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
fuziune nucleară, ea poate suferi un colaps gravitațional brusc devenind stea neutronică sau gaură neagră și eliminând energie potențială gravitațională ce încălzește și împinge în afară straturile exterioare ale stelei. Altfel, o pitică albă poate acumula suficient material de la o stea companion (de regulă prin acreție, rareori prin fuziune) pentru a-și crește temperatura miezului suficient pentru a declanșa fuziunea nucleară a carbonului. Centrele stelare ale căror surse de energie se epuizează complet se prăbușesc când limita lor depășește limita Chandrasekhar
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Chandrasekhar, iar piticele albe se aprind atunci când se apropie de această limită (aproximativ 1,38 de mase solare). Piticele albe sunt și supuse unui alt tip, mai mic de explozie termonucleară alimentată de hidrogen la suprafața lor, explozie denumită nova. Stelele solitare cu o masă sub o limită de aproximativ nouă mase solare, cum ar fi chiar Soarele, evoluează în pitice albe fără a deveni supernove. În medie, supernovele apar o dată la fiecare 50 de ani într-o galaxie de dimensiunile
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
apar o dată la fiecare 50 de ani într-o galaxie de dimensiunile Căii Lactee. Ele joacă un rol semnificativ în îmbogățirea mediului interstelar cu elemente de mase mari. Mai mult, undele de șoc propagate după explozie pot declanșa formarea de noi stele. "Nova" înseamnă „nou” în limba latină, o referință la ceea ce pare a fi o nouă stea, foarte strălucitoare pe sfera cerească; Prefixul „super-” face distincția între supernove și nove, obișnuite care implică și ele creșterea în strălucire a unei stele
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
rol semnificativ în îmbogățirea mediului interstelar cu elemente de mase mari. Mai mult, undele de șoc propagate după explozie pot declanșa formarea de noi stele. "Nova" înseamnă „nou” în limba latină, o referință la ceea ce pare a fi o nouă stea, foarte strălucitoare pe sfera cerească; Prefixul „super-” face distincția între supernove și nove, obișnuite care implică și ele creșterea în strălucire a unei stele, dar mai puțin și printr-un cu totul alt mecanism. Prima supernovă atestată istoric, SN 185
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
stele. "Nova" înseamnă „nou” în limba latină, o referință la ceea ce pare a fi o nouă stea, foarte strălucitoare pe sfera cerească; Prefixul „super-” face distincția între supernove și nove, obișnuite care implică și ele creșterea în strălucire a unei stele, dar mai puțin și printr-un cu totul alt mecanism. Prima supernovă atestată istoric, SN 185, a fost văzută de astronomii chinezi în anul 185 e.n. Cea mai strălucitoare supernovă a fost SN 1006, descrisă în detaliu de astronomii chinezi
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Andromedae în galaxia Andromeda. Supernovele aduc informații importante despre distanțele cosmologice. În secolul al XX-lea, s-au dezvoltat modelele de succes pentru fiecare tip de supernovă, și a început să se înțeleagă rolul supernovelor în procesul de formare a stelelor. În anii 1960, astronomii au descoperit că intensitățile maxime ale exploziilor supernovelor pot fi folosite ca indicatori de distanță. Unele dintre cele mai îndepărtate supernove observate recent par mai slabe decât s-ar aștepta. Aceasta este un indiciu ce sugerează
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
SN 2005nc, ceea ce arată că a fost a 367-a supernovă găsită în 2005. Supernovele istorice sunt cunoscute doar după anul în care au avut loc: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Noval lui Tycho) și SN 1604 (Steaua lui Kepler). Din 1885, s-a utilizat notația cu litere, chiar dacă a existat o singură supernova descoperită în acel an (de exemplu, SN 1885A, 1907A etc.)—ultima oară când s-a întâmplat aceasta a fost cu SN 1947A. Abrevierea "SN
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
o supernovă de acest tip, dar aceste moduri au toate un mecanism de bază comun. Dacă o pitică albă cu miezul de carbon-oxigen a adunat suficientă materie pentru a atinge limita Chandrasekhar de aproximativ 1,38 mase solare (pentru o stea fără mișcare de rotație), ea nu va mai putea susține cantitatea mare de plasmă cu ajutorul presiunii de degenerare a electronilor și va începe să se contracte. Opinia actuală este aceeea că limita aceasta nu este atinsă în mod normal; creșterea
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
plasmă cu ajutorul presiunii de degenerare a electronilor și va începe să se contracte. Opinia actuală este aceeea că limita aceasta nu este atinsă în mod normal; creșterea temperaturii și a densității din interiorul miezului duc la declanșarea fuziunii carbonului pe măsură ce steaua se apropie de limită (la o distanță de aproximativ 1%), înainte de declanșarea colapsului. În câteva secunde, o porțiune substanțială din materia piticei albe intră în fuziune nucleară, eliberând suficientă energie (1-2 × 10 jouli) pentru a dezlega steaua într-o explozie
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
fuziunii carbonului pe măsură ce steaua se apropie de limită (la o distanță de aproximativ 1%), înainte de declanșarea colapsului. În câteva secunde, o porțiune substanțială din materia piticei albe intră în fuziune nucleară, eliberând suficientă energie (1-2 × 10 jouli) pentru a dezlega steaua într-o explozie supernova. Se generează o undă de șoc, materia 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 micșoreze, întrucât cele două stele ajung să aibă
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 micșoreze, întrucât cele două stele ajung să aibă o coroană comună. Giganta își expulzează apoi propria
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 micșoreze, întrucât cele două stele ajung să aibă o coroană comună. Giganta își expulzează apoi propria coroană, pierzând masă până în momentul în care nu mai poate continua fuziunea nucleară. În acest punct, ea devine o pitică
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 micșoreze, întrucât cele două stele ajung să aibă o coroană comună. Giganta își expulzează apoi propria coroană, pierzând masă până în momentul în care nu mai poate continua fuziunea nucleară. În acest punct, ea devine o pitică albă, compusă mai ales din carbon și oxigen. În
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
expulzează apoi propria coroană, pierzând masă până în momentul în care nu mai poate continua fuziunea nucleară. În acest punct, ea devine o pitică albă, compusă mai ales din carbon și oxigen. În cele din urmă, și cea de-a doua stea iese de pe secvența principală, devenind gigantă roșie. Materia expulzată de giganta roșie este însă adunată prin acreție de pitica albă, ceea ce cauzează creșterea masei celei din urmă. Un alt model de formare a exploziilor de tip Ia implică fuziunea a
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
creșterea masei celei din urmă. Un alt model de formare a exploziilor de tip Ia 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Un alt model de formare a exploziilor de tip Ia 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 prin interacțiunea cu o stea companion
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 prin interacțiunea cu o stea companion. Supernovele de tip Ib sunt considerate a fi rezultatul unei
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 de tip Ib sau Ic lipsită de hidrogen ar
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 energia termică eliberată creează o presiune îndreptată spre exterior, ceea ce menține miezul în echilibru hidrostatic și previne colapsul
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 energia termică eliberată creează o presiune îndreptată spre exterior, ceea ce menține miezul în echilibru hidrostatic și previne colapsul. Când rezerva de hidrogen din miez se epuizează, această presiune spre exterior nu se
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
din stratul de sub el; reacția din fiecare strat are loc la temperaturi mai mari și într-un timp mai scurt decât cel anterior—fuziunea finală a siliciului cu producere de nichel își consumă resursele într-un timp de ordinul zilelor. Steaua ajunge să aibă o structură stratificată, în cele exterioare consumându-se elemente ce fuzionează mai ușor. În ultimele etape, elemente din ce în ce mai grele suferă fuziune nucleară, și energia de legătură a nucleelor relevante crește. Fuziunea produce niveluri de energie din ce în ce mai joase
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]