Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
→Hondamendi termikoa: interwikiak |
→Egungo modeloak: irudiak |
||
96. lerroa:
== Egungo modeloak ==
{{lanean|Supro23}}
[[Fitxategi:The Rise and Fall of a Supernova.jpg|thumb|Sekuentzia honek [[NGC 1365]] galaxiako supernoba baten argitze azkarra eta itzaltze motelagoa erakusten du (galaxia zentroaren goiko zatiko puntu distiratsua)<ref>{{Erreferentzia|abizena=information@eso.org|izenburua=The rise and fall of a Supernova|hizkuntza=en-GB|url=http://www.eso.org/public/images/potw1323a/|aldizkaria=www.eso.org|sartze-data=2018-10-04}}</ref>]]
Aurreko atalean aipatutako sailkapena, supernoba motak, [[Taxonomia|taxonomikoa]] da: mota bakoitzak supernobaren ikusitako argia deskribatzen du, ez nahitaez kausa. Adibidez, Ia motako supernobak ihes fusioagatik sortzen dira ([[Nano zuri|nano zurietan]]), eta antzeko espektroa duten Ib/c motak Wolf-Rayet masiboen nukleoa kolapsatzean sortzen dira. Ondoren laburbiltzen dira gaur egun supernobak gertatzeko onartuen dauden azalpenak.
103. lerroa:
==== Ia mota tipikoa ====
[[Fitxategi:Progenitor IA supernova.svg|thumb|Ia motako supernoba baten formazio prozesua]]
Mota honetako supernoba bat sortzeko hainbat modu daude, baina denek mekanismo komun bat dute. [[Karbono]]-[[Oxigeno|oxigenodun]] [[nano zuri]] batek 1,44 [[Eguzki masa|Eguzki masako]] ([[Eguzki masa|M☉]]) [[Chandrasekharren muga|Chandrasekharren mugara]] iristeko materia nahikoa bereganatzen badu<ref name=":4">{{Erreferentzia|izena=Paolo A.|abizena=Mazzali|izenburua=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae|orrialdeak=825–828|hizkuntza=en|abizena2=Röpke|abizena3=Benetti|abizena4=Hillebrandt|izena2=Friedrich K.|izena3=Stefano|izena4=Wolfgang|data=2007-02-09|url=http://science.sciencemag.org/content/315/5813/825|aldizkaria=Science|alea=5813|zenbakia=315|issn=0036-8075|pmid=17289993|doi=10.1126/science.1136259|sartze-data=2018-10-04}}</ref>, ezin izango du bere masaren handitzea jasan elektroien endekapenezko presioaren bidez<ref>{{Erreferentzia|izena=Elliott H.|abizena=Lieb|izenburua=A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse|orrialdeak=140|hizkuntza=en|abizena2=Yau|izena2=Horng-Tzer|data=1987-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...323..140L|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=323|issn=0004-637X|doi=10.1086/165813|sartze-data=2018-10-04}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=R.|abizena=Canal|izenburua=The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection|argitaletxea=Springer Netherlands|orrialdeak=49–55|hizkuntza=en|abizena2=Gutierrez|izena2=J.|data=1997|url=https://doi.org/10.1007/978-94-011-5542-7_7|aldizkaria=White Dwarfs|isbn=9789401063340|doi=10.1007/978-94-011-5542-7_7|sartze-data=2018-10-04}}</ref> eta kolapsatzen hasiko da. Hala ere, gaur egungo ikuspegiaren arabera ohikoena muga horretara ez iristea da. Horren ordez, izarra muga horretara iritsi aurretik (%1 inguru falta zaionean<ref>{{Erreferentzia|izena=Wheeler, J.|abizena=Craig.|izenburua=Cosmic catastrophes : supernovae, gamma-ray bursts, and adventures in hyperspace|argitaletxea=Cambridge University Press|data=2000|url=https://www.worldcat.org/oclc/42690140|isbn=0521651956|pmc=42690140|sartze-data=2018-10-04}}</ref>) nukleoaren barneko tenperatura eta dentsitatea igo egiten dira karbono fusioa piztuz, kolapsoa hasi aurretik.<ref name=":4" />
| |||