Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak

[[Eguzki masa|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<ref name=":9">{{Erreferentzia|izena=A. J. T.|abizena=Poelarends|izenburua=The Supernova Channel of Super‐AGB Stars|orrialdeak=614–625|hizkuntza=en|abizena2=Herwig|abizena3=Langer|abizena4=Heger|izena2=F.|izena3=N.|izena4=A.|data=2008-03|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...675..614P|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=675|issn=0004-637X|doi=10.1086/520872|sartze-data=2018-10-09}}</ref>) modu konplexu batean eboluzionatzen dute, pixkanaka elementu gero eta astunagoaz errez haien nukleoetan gero eta tenperatura altuagoetan.<ref name=":7" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Gerry|abizena=Gilmore|izenburua=The Short Spectacular Life of a Superstar|orrialdeak=1915–1916|hizkuntza=en|data=2004-06-25|url=http://science.sciencemag.org/content/304/5679/1915|aldizkaria=Science|alea=5679|zenbakia=304|issn=0036-8075|pmid=15218132|doi=10.1126/science.1100370|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Izarra geruzatua bihurtzen da, tipula bat bezala, eta errazago fusionatzen diren elementuak kanpoko geruzetan erretzen dira.<ref name=":6" /><ref>{{Erreferentzia|izena=Gunter|abizena=Faure|izenburua=Life and Death of Stars|argitaletxea=Springer Netherlands|orrialdeak=35–48|hizkuntza=en|abizena2=Mensing|izena2=Teresa M.|data=2007|url=https://doi.org/10.1007/978-1-4020-5544-7_4|aldizkaria=Introduction to Planetary Science|isbn=9781402052330|doi=10.1007/978-1-4020-5544-7_4|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Nahiz eta [[Burdina|burdin]] nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek [[oxigeno]] eta [[Neon|neonez]] osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan [[Magnesio|magnesioa]] ere badagoelarik. [[Adar asintotiko erraldoi|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.<ref name=":9" />

Nukleoaren kolapsoa [[Supererraldoi|superreraldoi]] fasean gertatzen bada, izarrak oraindik [[hidrogeno]] geruza bat duenean, emaitza II motako supernoba da. Izar distiratsu baten masa galera tasa [[Metaltasun|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 galdugaldua 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 ⁵⁶[[Nikel|Ni]] masa asko eta argitasun handiarekin.

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.<ref>{{Erreferentzia|izena=Pols,|abizena=Onno|izenburua=Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae|hizkuntza=en|data=1997|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ASPC..130..153P|zenbakia=130|issn=1050-3390|sartze-data=2018-10-09}}</ref> 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 [[Izar bitar|bitarren]] eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina [[Helio|helioz]] osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu.<ref name=":11">{{Erreferentzia|izena=J. J.|abizena=Eldridge|izenburua=The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae|orrialdeak=774–795|hizkuntza=en|abizena2=Fraser|abizena3=Smartt|abizena4=Maund|abizena5=Crockett|izena2=M.|izena3=S. J.|izena4=J. R.|izena5=R. M.|data=2013-10-01|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.436..774E|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=1|zenbakia=436|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stt1612|sartze-data=2018-10-09}}</ref> 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.

Ic motako supernoben ehuneko txiki bat [[Gamma izpien eztanda|gamma izpien leherketekineztandekin]] (GRB) lotzen da, nahiz eta hidrogenoa galdu duen edozein Ib edo Ic motako supernobak sor ditzakeela uste den.<ref>{{Erreferentzia|izena=Stuart D.|abizena=Ryder|izenburua=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?|orrialdeak=1093–1100|hizkuntza=en|abizena2=Sadler|abizena3=Subrahmanyan|abizena4=Weiler|abizena5=Panagia|abizena6=Stockdale|izena2=Elaine M.|izena3=Ravi|izena4=Kurt W.|izena5=Nino|izena6=Christopher|data=2004-04|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.349.1093R|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=349|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Leherketa hauek [[Magnetar|magnetarrak]] eratutako eremu magnetikoak sorturiko jarioekin lotzen dira. Jarioek energia bideratuko dute handitzen ari den kanpoko geruzara, [[Hipernoba|oso distiratsua den supernoba bat]] sortuz.<ref>{{Erreferentzia|izena=C.|abizena=Inserra|izenburua=Super-luminous type Ic supernovae: Catching a magnetar by the tail|orrialdeak=128|hizkuntza=en|abizena2=Smartt|abizena3=Jerkstrand|abizena4=Valenti|abizena5=Fraser|abizena6=Wright|abizena7=Smith|abizena8=Chen|abizena9=Kotak|izena2=S. J.|izena3=A.|izena4=S.|izena5=M.|izena6=D.|izena7=K.|izena8=T.-W.|izena9=R.|data=2013-06-04|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...770..128I|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=770|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/770/2/128|sartze-data=2018-10-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=M.|abizena=Nicholl|izenburua=Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions|orrialdeak=346–349|hizkuntza=en|abizena2=Smartt|abizena3=Jerkstrand|abizena4=Inserra|abizena5=McCrum|abizena6=Kotak|abizena7=Fraser|abizena8=Wright|abizena9=Chen|izena2=S. J.|izena3=A.|izena4=C.|izena5=M.|izena6=R.|izena7=M.|izena8=D.|izena9=T.-W.|data=2013-10|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013Natur.502..346N|aldizkaria=Nature|alea=7471|zenbakia=502|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature12569|sartze-data=2018-10-09}}</ref>