12,937 matches
-
se transformă în carbon, și așa mai departe, până la miez fiind mai multe straturi în care fuzionează elemente din ce în ce mai grele. Pe parcursul evoluției unei stele atât de masive, ea trece prin mai multe etape în care fuziunea din miez încetează, și miezul se prăbușește până când presiunea și temperatura sa sunt suficiente pentru a declanșa următoarea etapă de fuziune, care, odată începută, se opune prăbușirii. Factorul limitator al acestui proces este cantitatea de energie eliberată prin fuziune, care depinde de energia de legătură
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
puțină energie prin procesul de fuziune. Aceasta continuă până când se produce nichel-56 (care se dezintegrează formând fier-56). Întrucât fierul și nichelul au cea mai mare energie de legătură per nucleon din toate elementele, nu se mai poate produce energie în miez prin fuziune, și miezul din nichel-fier crește. Acest miez suferă o presiune gravitațională uriașă. Întrucât nu există niciun proces de fuziune care să crească și mai mult temperatura stelei pentru a o împiedica să se prăbușească spre centrul său, ea
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de fuziune. Aceasta continuă până când se produce nichel-56 (care se dezintegrează formând fier-56). Întrucât fierul și nichelul au cea mai mare energie de legătură per nucleon din toate elementele, nu se mai poate produce energie în miez prin fuziune, și miezul din nichel-fier crește. Acest miez suferă o presiune gravitațională uriașă. Întrucât nu există niciun proces de fuziune care să crească și mai mult temperatura stelei pentru a o împiedica să se prăbușească spre centrul său, ea este susținută doar de
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
se produce nichel-56 (care se dezintegrează formând fier-56). Întrucât fierul și nichelul au cea mai mare energie de legătură per nucleon din toate elementele, nu se mai poate produce energie în miez prin fuziune, și miezul din nichel-fier crește. Acest miez suferă o presiune gravitațională uriașă. Întrucât nu există niciun proces de fuziune care să crească și mai mult temperatura stelei pentru a o împiedica să se prăbușească spre centrul său, ea este susținută doar de presiunea de degenerare a electronilor
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
materia este atât de densă încât orice compresie suplimentară ar face ca mai mulți electroni să ocupe aceeași stare cuantică. Principiul de excluziune Pauli împiedică fermionii (clasă de particule din care fac parte și electronii) să facă aceasta. Când masa miezului depășește limita Chandrasekhar, presiunea de degenerare nu o mai poate susține, și are loc un colaps catastrofal. Partea exterioară a miezului ajunge să se prăbușească spre centrul stelei cu viteze de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de excluziune Pauli împiedică fermionii (clasă de particule din care fac parte și electronii) să facă aceasta. Când masa miezului depășește limita Chandrasekhar, presiunea de degenerare nu o mai poate susține, și are loc un colaps catastrofal. Partea exterioară a miezului ajunge să se prăbușească spre centrul stelei cu viteze de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii). Miezul în plină comprimare se încălzește, producând radiații gamma de mari energii care duc la descompunerea nucleelor de fier în nuclee
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
depășește limita Chandrasekhar, presiunea de degenerare nu o mai poate susține, și are loc un colaps catastrofal. Partea exterioară a miezului ajunge să se prăbușească spre centrul stelei cu viteze de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii). Miezul în plină comprimare se încălzește, producând radiații gamma de mari energii care duc la descompunerea nucleelor de fier în nuclee de heliu și neutroni liberi (prin fotodezintegrare). Pe măsură ce densitatea miezului crește, el devine propice din punct de vedere energetic pentru
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii). Miezul în plină comprimare se încălzește, producând radiații gamma de mari energii care duc la descompunerea nucleelor de fier în nuclee de heliu și neutroni liberi (prin fotodezintegrare). Pe măsură ce densitatea miezului crește, el devine propice din punct de vedere energetic pentru fuziunea dintre electroni și protoni (printr-un proces invers dezintegrării beta), care duce la crearea de neutroni și de particule elementare denumite neutrini. Întrucât neutrinii interacționează rareori cu materia normală
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
din punct de vedere energetic pentru fuziunea dintre electroni și protoni (printr-un proces invers dezintegrării beta), care duce la crearea de neutroni și de particule elementare denumite neutrini. Întrucât neutrinii interacționează rareori cu materia normală, ei pot 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
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
la crearea de neutroni și de particule elementare denumite neutrini. Întrucât neutrinii interacționează rareori cu materia normală, ei pot 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
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
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. Odată prăbușirea oprită, materia care cade spre miez ricoșează, producând o undă de șoc ce se propagă spre exterior. Energia acestui șoc disociază elementele grele din miez. Aceasta reduce energia șocului, care poate bloca explozia în partea exterioară a miezului. În faza de prăbușire, miezul are o denistate
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
de degenerare a neutronilor, la o densitate comparabilă cu cea a unui nucleu atomic. Odată prăbușirea oprită, materia care cade spre miez ricoșează, producând o undă de șoc ce se propagă spre exterior. Energia acestui șoc disociază elementele grele din miez. Aceasta reduce energia șocului, care poate 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
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
atomic. Odată prăbușirea oprită, materia care cade spre miez ricoșează, producând o undă de șoc ce se propagă spre exterior. Energia acestui șoc disociază elementele grele din miez. Aceasta reduce energia șocului, care poate 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
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
care cade spre miez ricoșează, producând o undă de șoc ce se propagă spre exterior. Energia acestui șoc disociază elementele grele din miez. Aceasta reduce energia șocului, care poate 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
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
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 neutronice stabile (altfel neutronii ar
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
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 neutronice stabile (altfel neutronii ar „fierbe”), ceea ce se realizează printr-o nou degajare de neutrini. Acești neutrini „termici” formează perechi neutrino-antineutrino de toate tipurile, într-un număr
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
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 pe bază de galim-71 Baksan a detectat și neutrini de origine termică. Când steaua generatoare are dimensiunea mai mică de 20
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
în timp ce instrumentul pe bază de galim-71 Baksan a detectat și neutrini de origine termică. Când steaua generatoare are dimensiunea mai mică de 20 mase solare (în funcție de puterea exploziei și de cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a prăbușirii miezului este o stea neutronică. Peste această masă, rămășița se prăbușește formând o gaură neagră. Masa-limită teoretică pentru acest tip de scenariu al prăbușirii miezului este de aproximativ 40-50 mase solare. Dacă masa este mai mare, se crede că o stea
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
solare (în funcție de puterea exploziei și de cantitatea de material care cade înapoi), rămășița degenerată a prăbușirii miezului este o stea neutronică. Peste această masă, rămășița se prăbușește formând o gaură neagră. Masa-limită teoretică pentru acest tip de scenariu al prăbușirii miezului este de aproximativ 40-50 mase solare. Dacă masa este mai mare, se crede că o stea ar putea să devină direct gaură neagră fără faza de supernovă, deși calculele acestor limite sunt nesigure din cauza incertitudinilor modelelor existente pentru supernove. Modelul
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
cel în care s-a format inițial steaua. Fizica neutrinilor, modelată pe baza Modelului Standard, este crucială pentru înțelegerea acestui proces. Cealaltă arie importantă de cercetare este hidrodinamicz plasmei care constituie steaua; felul în care se comportă ea în timpul prăbușirii miezului determină când și cum se formează unda de șoc și cum se frânează și se reactivează ea. Modelele computerizate au reușit să calculeze comportamentul supernovelor de tip II după formarea undei de șoc. Ignorând prima secundă a exploziei, și presupunând
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
gravitației unei stele-companion. Pe măsură ce materia eliminată de o supernovă de tip IIb se îndepărtează, stratul de hidrogen devine rapid mai transparent și încep să se vadă prin el straturile din profunzime. Există stele care sunt atât de mari încât colapsul miezului nu poate fi oprit. Presiunea de degenerare și interacțiunile de respingere neutron-neutron pot susține doar o stea neutronică a cărei masă nu depășește limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff de aproximativ 4 mase solare. Peste această limită, colapsul miezului are ca efect formarea directă
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
atât de mari încât colapsul miezului nu poate fi oprit. Presiunea de degenerare și interacțiunile de respingere neutron-neutron pot susține doar o stea neutronică a cărei masă nu depășește limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff de aproximativ 4 mase solare. Peste această limită, colapsul miezului are ca efect formarea directă a unei găuri negre, probabil producând o (încă teoretică) hipernovă. În mecanismul teoretic al hipernovei, se emit două jeturi de plasmă cu energie extrem de mare din polii de rotație ai stelei la viteză apropiată de
Supernovă de tip II () [Corola-website/Science/317469_a_318798]
-
au fost lovite de un tsunami moderat la 10 aprilie, valul având o înălțime de până la 4 metri, ajungând în Sanggar în jurul orei 10 p.m. Un tsunami de 1-2 m înălțime a fost consemnat în Besuki, Java de Est, înainte de miezul nopții, și unul de 2 metri în înălțime în Insulele Moluce. Totalul morților a fost estimat la aproximativ 4.600. Coloana de erupție a ajuns în stratosferă, la o altitudine de mai mult de 43 km. Particulele mai grosiere de
Muntele Tambora () [Corola-website/Science/321787_a_323116]
-
climatică globală. Masa de sulf ejectată în timpul erupției s-a estimat prin diverse metode: prin metoda petrologică; printr-o măsurare optică a adâncimii bazată pe observații anatomice; și prin metoda determinării concentrației de sulfat din gheața din regiunile polare, folosind miezuri din Groenlanda și Antarctida. Cifrele variază în funcție de metodă, variind de la 10 la 120 milioane de tone de S. În primăvara și vara anului 1816, o „ceață uscată” persistentă a fost observată în nord-estul Statelor Unite. Ceața a înroșit și estompat lumina
Muntele Tambora () [Corola-website/Science/321787_a_323116]
-
anilor 1810 este cel mai rece deceniu înregistrat, acest rezultat este din cauza erupției lui Tambora din 1815 și altor erupții suspectate a fi avut loc undeva între 1809 și 1810 (a se vedea datele din figura concentrației de sulfat din miezuri de gheață). Anomalii ale temperaturii suprafeței în timpul verilor anilor 1816, 1817 și 1818 au fost de −0,51, −0,44 și −0,29 °C. Pe lângă o vară rece, părți din Europa au cunoscut o iarnă grea. Acest model de anomalie
Muntele Tambora () [Corola-website/Science/321787_a_323116]