Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
→Egungo modeloak: irudiak |
→Ez-ohiko Ia mota: atala sortu Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin |
||
111. lerroa:
Ia motako supernobek [[argi kurba]] bereizgarria sortzen dute. Argitasun hau [[nikel]]-56 [[Isotopo|isotopoaren]] [[Desintegrazio erradioaktibo|desintegrazio erradioaktiboak]] sortzen du, [[kobalto]]-56tik [[Burdina|burdin]]-56raino.<ref name=":5" /> Argi kurbaren argitasun maximoa oso erregularra da Ia mota tipikoko supernobetan, eta gehienez ere -19.3 inguruko [[Magnitude absolutu|magnitude absolutua]] dauka. Honi esker, bigarren mailako<ref>{{Erreferentzia|izena=L. M.|abizena=Macri|izenburua=A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant|orrialdeak=1133–1149|hizkuntza=en|abizena2=Stanek|abizena3=Bersier|abizena4=Greenhill|abizena5=Reid|izena2=K. Z.|izena3=D.|izena4=L. J.|izena5=M. J.|data=2006-12|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1133M|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=652|issn=0004-637X|doi=10.1086/508530|sartze-data=2018-10-04}}</ref> [[kandela estandar]] gisa erabiltzen dira supernoba geratu den galaxiaraino dagoen distantzia kalkulatzeko.<ref>{{Erreferentzia|izena=S. A.|abizena=Colgate|izenburua=Supernovae as a standard candle for cosmology|orrialdeak=404|hizkuntza=en|data=1979-09|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...232..404C|aldizkaria=The Astrophysical Journal|zenbakia=232|issn=0004-637X|doi=10.1086/157300|sartze-data=2018-10-04}}</ref>
==== Ez-ohiko Ia mota ====
Badago Ia motako supernobak eratzeko beste modu bat. Kasu honetan, bi [[nano zuri]] elkartzen dira, bien masa konbinatuak [[Chandrasekharren muga]] gainditzen duen une batez.<ref>{{Erreferentzia|izena=Ruiz-Lapuente,|abizena=P.|izenburua=Type IA supernova progenitors.|hizkuntza=en|abizena2=S.|abizena3=R.|abizena4=J.|abizena5=E.|abizena6=A.|abizena7=N.|izena2=Blinnikov,|izena3=Canal,|izena4=Mendez,|izena5=Sorokina,|izena6=Visco,|izena7=Walton,|data=2000|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MmSAI..71..435R|aldizkaria=Memorie della Societa Astronomica Italiana|zenbakia=71|issn=0037-8720|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Supernoba mota honetan desberdintasun asko dago<ref>{{Erreferentzia|izena=Marius|abizena=Dan|izenburua=How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: orbital stability and detonations at contact|orrialdeak=2417–2428|hizkuntza=en|abizena2=Rosswog|abizena3=Guillochon|abizena4=Ramirez-Ruiz|izena2=Stephan|izena3=James|izena4=Enrico|data=2012-03-29|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012MNRAS.422.2417D|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=422|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x|sartze-data=2018-10-04}}</ref>, eta, kasu askotan, ez da supernobarik izaten ere. Hala ere, ohikoena Ia motako supernoba ohikoek baino [[argi kurba]] zabalago eta ez hain distiratsua izatea da.
Normalean baino askoz distiratsuagoak diren Ia motako supernobak aurreikusten dira nano zuriak Chandrasekharren mugaren gainetik dagoen masa duenean<ref>{{Erreferentzia|izena=D.|abizena=Andrew Howell|izenburua=The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star|orrialdeak=308–311|hizkuntza=en|abizena2=Sullivan|abizena3=Nugent|abizena4=Ellis|abizena5=Conley|abizena6=Le Borgne|abizena7=Carlberg|abizena8=Guy|abizena9=Balam|izena2=Mark|izena3=Peter E.|izena4=Richard S.|izena5=Alexander J.|izena6=Damien|izena7=Raymond G.|izena8=Julien|izena9=David|data=2006-09|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Natur.443..308H|aldizkaria=Nature|alea=7109|zenbakia=443|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature05103|sartze-data=2018-10-04}}</ref>, seguruenik asimetriaren bidez areagotua<ref>{{Erreferentzia|izena=Masaomi|abizena=Tanaka|izenburua=SPECTROPOLARIMETRY OF EXTREMELY LUMINOUS TYPE Ia SUPERNOVA 2009dc: NEARLY SPHERICAL EXPLOSION OF SUPER-CHANDRASEKHAR MASS WHITE DWARF|orrialdeak=1209–1216|hizkuntza=en|abizena2=Kawabata|abizena3=Yamanaka|abizena4=Maeda|abizena5=Hattori|abizena6=Aoki|abizena7=Nomoto|abizena8=Iye|abizena9=Sasaki|izena2=Koji S.|izena3=Masayuki|izena4=Keiichi|izena5=Takashi|izena6=Kentaro|izena7=Ken'ichi|izena8=Masanori|izena9=Toshiyuki|data=2010-04-16|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...714.1209T|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=714|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/714/2/1209|sartze-data=2018-10-04}}</ref>, baina egotzitako materialak normalean baino energia zinetiko gutxiago izango du.
Ez-ohiko Ia motako supernoben azpi-sailkapenik formalik ez dago. Nano zuri batean [[helio]] [[Akrezio|akrezioa]] dagoenean sortzen diren supernobei, ohikoak baino distira gutxiago dutenak, '''Iax mota''' izena ematea proposatu da.<ref>{{Erreferentzia|izena=B.|abizena=Wang|izenburua=Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae|orrialdeak=442|hizkuntza=en|abizena2=Liu|abizena3=Jia|abizena4=Han|izena2=D.|izena3=S.|izena4=Z.|data=2013-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014IAUS..298..442W|aldizkaria=Proceedings of the International Astronomical Union|alea=S298|zenbakia=9|issn=1743-9213|doi=10.1017/S1743921313007072|sartze-data=2018-10-04}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=Ryan J.|abizena=Foley|izenburua=TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION|orrialdeak=57|hizkuntza=en|abizena2=Challis|abizena3=Chornock|abizena4=Ganeshalingam|abizena5=Li|abizena6=Marion|abizena7=Morrell|abizena8=Pignata|abizena9=Stritzinger|izena2=P. J.|izena3=R.|izena4=M.|izena5=W.|izena6=G. H.|izena7=N. I.|izena8=G.|izena9=M. D.|data=2013-03-25|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...767...57F|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=767|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/767/1/57|sartze-data=2018-10-04}}</ref> Supernoba-mota honek ez du beti guztiz nano zuria suntsitzen eta [[izar zonbi]] bat utzi dezake.<ref>{{Erreferentzia|izena=Curtis|abizena=McCully|izenburua=A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z|orrialdeak=54–56|hizkuntza=En|abizena2=Jha|abizena3=Foley|abizena4=Bildsten|abizena5=Fong|abizena6=Kirshner|abizena7=Marion|abizena8=Riess|abizena9=Stritzinger|izena2=Saurabh W.|izena3=Ryan J.|izena4=Lars|izena5=Wen-fai|izena6=Robert P.|izena7=G. H.|izena8=Adam G.|izena9=Maximilian D.|data=2014-08|url=https://doi.org/10.1038/nature13615|aldizkaria=Nature|alea=7512|zenbakia=512|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature13615|sartze-data=2018-10-04}}</ref>
Ez-ohiko Ia motako supernoba talde espezifiko batek [[Hidrogeno|hidrogenoa]] eta beste emisio lerro batzuk garatzen ditu, eta ohiko Ia motako eta IIn motako supernoba baten nahasketaren itxura ematen dute. Adibideak SN 2002 eta SN 2005gj dira. Supernoba hauei '''Ia / IIn mota''', '''Ian mota''', '''IIi mota '''eta '''IIan''' mota deitzea proposatu da.<ref>{{Erreferentzia|izena=Jeffrey M.|abizena=Silverman|izenburua=TYPE Ia SUPERNOVAE STRONGLY INTERACTING WITH THEIR CIRCUMSTELLAR MEDIUM|orrialdeak=3|hizkuntza=en|abizena2=Nugent|abizena3=Gal-Yam|abizena4=Sullivan|abizena5=Howell|abizena6=Filippenko|abizena7=Arcavi|abizena8=Ben-Ami|abizena9=Bloom|izena2=Peter E.|izena3=Avishay|izena4=Mark|izena5=D. Andrew|izena6=Alexei V.|izena7=Iair|izena8=Sagi|izena9=Joshua S.|data=2013-06-14|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJS..207....3S|aldizkaria=The Astrophysical Journal Supplement Series|alea=1|zenbakia=207|issn=0067-0049|doi=10.1088/0067-0049/207/1/3|sartze-data=2018-10-04}}</ref>
=== Nukleoaren kolapsoa ===
| |||