47,696 matches
-
produce energie prin fuziune (deși produce fier-56 prin dezintegrare radioactivă). Ca rezultat, se formează un miez de nichel-fier care nu mai poate produce presiune spre exterior la nivelul necesar pentru a susține restul structurii. Ea poate susține copleșitoarea masă a stelei doar prin presiunea de degenerare a electronilor din miez. Dacă steaua este suficient de mare, atunci miezul de nichel-fier ajunge în cele din urmă să depășească limita Chandrasekhar (1,38 mase solare), punct în care acest mecanism nu mai rezistă
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
rezultat, se formează un miez de nichel-fier care nu mai poate produce presiune spre exterior la nivelul necesar pentru a susține restul structurii. Ea poate susține copleșitoarea masă a stelei doar prin presiunea de degenerare a electronilor din miez. Dacă steaua este suficient de mare, atunci miezul de nichel-fier ajunge în cele din urmă să depășească limita Chandrasekhar (1,38 mase solare), punct în care acest mecanism nu mai rezistă. Forțele care țin nucleele atomice întregi în straturile interioare ale miezului
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
în miez încetează 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 se forma o stea neutronică stabilă, și aceasta se realizează printr-o nouă eliberare de neutrini. Acești neutrini „termici” se formează sub formă de perechi neutrino-antineutrino de toate aromele, și totalizează de câteva ori numărul de neutrini rezultați din capturarea electronilor. Aproximativ 10 jouli
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
de neutrini. Acești neutrini „termici” se formează sub formă de perechi neutrino-antineutrino de toate aromele, și totalizează de câteva ori numărul de neutrini rezultați din capturarea electronilor. Aproximativ 10 jouli de energie gravitațională—aproximativ 10% din masa de repaus a stelei—sunt convertiți într-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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
repaus a stelei—sunt convertiți într-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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
a permite straturilor exterioare ale miezului să reabsoarbă aproximativ 10 jouli de energie, care produce explozia vizibilă. Cercetările actuale se concentrează pe ipoteza unui proces bazat pe o combinație de reîncălzire de neutrini, efecte de rotație și efecte magnetice. Când steaua generatoare are sub aproximativ 20 mase solare (în funcție de tăria exploziei și cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a miezului se transformă într-o stea neutronică. Peste această masă, rămășița formează o gaură neagră. (Acest tip de colaps este
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
pe o combinație de reîncălzire de neutrini, efecte de rotație și efecte magnetice. Când steaua generatoare are sub aproximativ 20 mase solare (în funcție de tăria exploziei și cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a miezului se transformă într-o stea neutronică. Peste această masă, rămășița formează o gaură neagră. (Acest tip de colaps este una din numeroasele explicații pentru exploziile de radiații gamma—ce ar produce, teoretic, o mare cantitate de radiații gamma printr-o explozie hipernova.) Masa-limită, conform teoriei
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
ce ar produce, teoretic, o mare cantitate de radiații gamma printr-o 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
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 negre. Acest rar tip de supernova se formează printr-un mecanism alternativ (parțial analog
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 liniilor de absorbție Balmer ale hidrogenului în spectru. Aceste curbe de lumină au o viteză de degradare de 0,008 magnitudini
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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, ceea ce duce la o creștere a opacității. Aceasta împiedică fotonii din părțile interioare ale exploziei să
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 și lasă să se vadă straturile interioare
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
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 și lasă să se vadă straturile interioare. Magnitudinea absolută maximă a supernovelor de tip II nu este constantă, ele fiind mai
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
prin comparație cu -19,3 cât este pentru cele de tipul Ia. O problemă demult nerezolvată în ce privește supernovele o constă necesitatea unei explicații pentru viteza mare de îndepărtare de centru a obiectului compact rămas după explozie. (s-a observat că stelele neutronice, ca pulsari, au viteze mari; probabil că și găurile negre, dar ele sunt mult mai greu de observat când sunt izolate.) Impulsul inițial poate fi substanțial, propulsând un obiect de mai mult de o masă solară la o viteză
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
km/s sau chiar mai mare. Se crede că aceasta s-ar datora unei asimetrii a expliziei, dar mecanismul prin care acest impuls este transferat obiectului compact rămâne un mister. Printre explicațiile posibile aduse acestui fenomen se numără convecția din steaua în colaps și producerea de jeturi în timpul formării stelei neutronice. Una dintre explicațiile asimetriei exploziei este convecția pe scară largă deasupra centrului. Convecția poate crea variații în distribuția locală a elementelor, ceea ce are ca rezultat o fuziune nucleară neregulată în timpul
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
aceasta s-ar datora unei asimetrii a expliziei, dar mecanismul prin care acest impuls este transferat obiectului compact rămâne un mister. Printre explicațiile posibile aduse acestui fenomen se numără convecția din steaua în colaps și producerea de jeturi în timpul formării stelei neutronice. Una dintre explicațiile asimetriei exploziei este convecția pe scară largă deasupra centrului. Convecția poate crea variații în distribuția locală a elementelor, ceea ce are ca rezultat o fuziune nucleară neregulată în timpul colapsului și a exploziei ce-i urmează. O altă
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
pe scară largă deasupra centrului. Convecția poate crea variații în distribuția locală a elementelor, ceea ce are ca rezultat o fuziune nucleară neregulată în timpul colapsului și a exploziei ce-i urmează. O altă explicație posibilă o constituie acreția de gaz înspre steaua neutronică centrală ce poate crea un disc ce generează jeturi direcționate, propulsând materie la viteze mari, și generând șocuri. Aceste jeturi ar putea juca un rol crucial în supernova rezultată. Asimetrii în fazele incipiente ale exploziilor au fost confirmate și
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
supernove de tipul II sunt denumite împreună supernove cu colaps al miezului. O diferență fundamentală între supernovele de tip Ia și cele cu colaps al miezului îl constituie sursa de energie pentru radiația emisă în apropierea maximului curbei de lumină. Stelele ce produc supernove cu colaps al miezului sunt stele cu straturi exterioare extinse și care pot atinge un grad de transparență cu o expansiune relativ redusă. Mare parte din energia care alimentează emisia la maximul de luminozitate provine din unda
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
colaps al miezului. O diferență fundamentală între supernovele de tip Ia și cele cu colaps al miezului îl constituie sursa de energie pentru radiația emisă în apropierea maximului curbei de lumină. Stelele ce produc supernove cu colaps al miezului sunt stele cu straturi exterioare extinse și care pot atinge un grad de transparență cu o expansiune relativ redusă. Mare parte din energia care alimentează emisia la maximul de luminozitate provine din unda de șoc ce încălzește și împinge straturile exterioare. Stelele
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
stele cu straturi exterioare extinse și care pot atinge un grad de transparență cu o expansiune relativ redusă. Mare parte din energia care alimentează emisia la maximul de luminozitate provine din unda de șoc ce încălzește și împinge straturile exterioare. Stelele ce generează supernove de tipul Ia, pe de altă parte, sunt obiecte compacte, mult mai mici (dar mai masive) decât Soarele, care trebuie să se expandeze (astfel răcindu-se) enorm înainte de a deveni transparente. Căldura din explozie se disipă în
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
că are loc în supernovele de tipul II, produce aproximativ jumătate din toate celelalte elemente existente în univers dincolo de fier, inclusiv plutoniu, uraniu și californiu. Singurul alt proces major ce produce elemente mai grele decât fierul este s-procesul din stelele gigante roșii, mari și vechi, unde se produc aceste elemente mult mai lent, și oricum nu elemente mai grele decât plumbul. Rămășița unei supernove constă dintr-un obiect compact și o undă de șoc de material ce se extinde rapid
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
va amesteca încet cu mediul interstelar înconjurător de-a lungul unei perioade de aproximativ 10.000 de ani. În astronomia standard, Big Bangul a produs hidrogen, heliu și puțin litiu, pe când toate celelalte elemente mai grele au fost sintetizate în stele și supernove. Supernovele tind să îmbogățească mediul interstelar cu "metal"e, termen ce înseamnă, pentru astronomi, toate elementele în afara hidrogenului și heliului, definiție diferită de cea din chimie. Aceste elemente injectate îmbogățesc în cele din urmă norii moleculari în care
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Supernovele tind să îmbogățească mediul interstelar cu "metal"e, termen ce înseamnă, pentru astronomi, toate elementele în afara hidrogenului și heliului, definiție diferită de cea din chimie. Aceste elemente injectate îmbogățesc în cele din urmă norii moleculari în care se formează stelele. Astfel, fiecare generație stelară are o compoziție ușor diferită, de la un amestec aproape pur de hidrogen și heliu până la o compoziție mai bogată în metale. Supernovele sunt mecanismul principal de distribuție în spațiu al acestor elemente grele, formate într-o
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]
-
Astfel, fiecare generație stelară are o compoziție ușor diferită, de la un amestec aproape pur de hidrogen și heliu până la o compoziție mai bogată în metale. Supernovele sunt mecanismul principal de distribuție în spațiu al acestor elemente grele, formate într-o stea în perioada sa de fuziune nucleară. Abundența diferită de elemente în materialul ce formează o stea are o importantă influență asupra vieții stelei, și ar putea influența decisiv posibilitatea existenței de planete pe orbita acesteia. Energia cinetică a unei rămășițe
Supernovă () [Corola-website/Science/304000_a_305329]