Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
→Nukleoaren kolapsoa: irudiak eta interwikiak |
→II mota: →Ib eta Ic motak: azpiatalak sortu Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin |
||
192. lerroa:
Degeneratu gabeko nukleo masiboen kolapsoak fusio gehiago martxan jarriko du. Nukleoaren kolapsoa bikote ezegonkortasunak sortzen duenean, oxigenoaren fusioa hasten da eta kolapsoa gelditu egin daiteke. 40-60 <var>M</var><sub>☉</sub>ko masa duten nukleoen kasuan, kolapsoa gelditu egiten da eta izarra osorik mantentzen da, baina nukleoaren kolapsoa berriz ere gertatuko da nukleo handiagoasortzen denean. 60-130 <var>M</var><sub>☉</sub> inguruko nukleoetan, oxigenoaren eta elementu astunen fusioa hain da energetikoa izar guztia eten egiten dela, supernoba bat sortuz. Masa handienetatik hurbil dauden kasuetan, supernoba ohikoa baino askoz distiratsuagoa eta oso luzea da, botatako eguzki masa askoko [[Nikel|<sup>56</sup>Ni]] material guztiagatik. Nukleo masa handienetan, nukleoaren tenperatura fotodisintegrazioa ahalbidetzeko bezain altua bihurtzen da eta nukleoa zulo beltz bat bihurtzen da zuzenean.<ref>{{Erreferentzia|izena=Daniel|abizena=Kasen|izenburua=Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout|orrialdeak=102|hizkuntza=en|abizena2=Woosley|abizena3=Heger|izena2=S. E.|izena3=Alexander|data=2011|url=http://stacks.iop.org/0004-637X/734/i=2/a=102|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=734|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/734/2/102|sartze-data=2018-10-05}}</ref>
==== II mota ====
Eguzkiaren masa zortzi aldiz baino gutxiago duten izarrek inoiz ez dute kolapsoan sartzeko bezain nukleo handirik garatzen, eta haien atmosfera pixkanaka galtzen joaten dira nano zuri bihurtu arte. Gutxienez 9 M dituzten izarrek (gehienez 12 M☉ arte ziurrenik[88]) modu konplexu batean eboluzionatzen dute, pixkanaka elementu gero eta astunagoaz errez haien nukleoetan gero eta tenperatura altuagoetan. [82] [89] Izarra geruzatua bihurtzen da, tipula bat bezala, eta errazago fusionatzen diren elementuak kanpoko geruzetan erretzen dira. [2] [90] Nahiz eta burdin nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek oxigeno eta neonez osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan magnesioa ere badagoelarik. AGB super izar hauek nukleo kolapsoaren bidez sortzen diren supernoben gehiengoa osatzen dute, baina masa handiagoa duten supernobak bezain argitsuak ez direnez, ez dira hainbestetan behatzen. [88]
Nukleoaren kolapsoa superreraldoi fasean gertatzen bada, izarrak oraindik hidrogeno geruza bat duenean, emaitza II motako supernoba da. Izar distiratsu baten masa galera tasa metaltasunaren eta argitasunaren araberakoa da. Eguzkiaren antzeko metaltasuna duten izar oso distiratsuek hidrogeno guztia galdu egingo dute nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik eta, beraz, ez dute II motako supernoba bat osatuko. Metaltasun baxua badute, izar guztiak iritsiko dira nukleoaren kolapsora hidrogeno geruza batekin, baina masa nahikoa duten izarrak zuzenean zulo beltz bihurtuko dira, supernoba ikusgarririk sortu gabe.
Hasierako masa Eguzkiarena 90 aldiz duten izarrek, edo pixka bat gutxiago eta metaltasun altua, II-P motako supernobak sortu ohi dituzte. Hori baino masa handiagoa izateaz gain metaltasun erdiko eta altuko izarrek, haien hidrogeno gehiena galdu izango dute nukleoaren kolapsoa gertatzen denean eta emaitza II-L motako supernoba bat izango da. Metaltasun oso baxua dutenen artean, 140-250 M inguruko izarrek nukleoaren kolapsoa jasango dute bikote ezegonkortasunagatik. Hidrogeno atmosfera eta oxigeno nukleo bat izango dute oraindik momentu horretan. Honek II motako ezaugarriak dituen supernoba bat eratzea eragingo du, baina kanporatutako 56Ni masa handi eta argitasun handiarekin
==== Ib eta Ic motak ====
Supernoba hauek, II motakoak bezala, nukleoaren kolapsoa jasaten duten izar masiboak dira. Hala eta guztiz ere, Ib eta Ic motako supernoba bihurtzen diren izarrek kanpoko (hidrogeno) geruza gehienak galdu dituzte, bai haize estelar indartsuen eraginez edo bikote baten elkarrekintzarengatik [93]. Izar hauek Wolf-Rayet izar gisa ezagutzen dira, eta metaltasun ertain eta altua dutenean gertatzen dira, non etengabeko haizeek masa galera nahikoak eragiten dituzten. Ib/c supernoben behaketak ez dira Wolf-Rayet izarretan behatutako edo espero diren datuekin bat etortzen. Azalpen alternatiboek hidrogenoa bitarren eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina helioz osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu. [94] Supernoba bat nukleoaren kolapsoaren garaian izarren masa oso handia ez denean gertatzen denez (bestela zulo beltz bat eratuko luke), edozein izar masibok supernoba bat sor dezake nukleoaren kolapsoa gertatzen denerako masa nahikoa galdu badu.
Ib motako supernobak ohikoenak dira, eta WC motako Wolf-Rayet izarrek sortzen dituzte, haien atmosferetan oraindik helioa dagoenean. Masa-sorta estu baterako, izarrak WO mota bihurtu arte garatzen dira nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik. Hauek oso helio gutxi izaten dute eta Ic motako supernobak eratzen dituzte.
Ic motako supernoben ehuneko txiki bat gamma izpien leherketekin (GRB) lotzen da, nahiz eta hidrogenoa galdu duen edozein Ib edo Ic motako supernobak sor ditzakeela uste den. [95] Leherketa hauek magnetarrak eratutako eremu magnetikoak sorturiko jarioekin lotzen dira. Jarioek energia bideratuko dute handitzen ari den kanpoko geruzara, oso distiratsua den supernoba bat sortuz. [96] [97]
Izar bitar batean, eztanda egiten duen izarrak materia gehiena galdu duenean (98) oso material gutxi (0,1 M☉ inguru) kanporatu du. Muturreko kasuetan, supernobak soilik metalezko nukleoa duten izarretan gertatu daitezke, Chandrasekharren muga gutxigatik gainditzen dutenetan. SN 2005ek supernoba izan daiteke honen adibide bat. Argi gutxi eta azkar erortzen den argi kurba sortzen dute.
=== Ihes termikoa ===
| |||