Supernoba: berrikuspenen arteko aldeak
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
→II mota: interwikiak |
→Huts egindakoak: interwikiak eta bideo bat |
||
209. lerroa:
Ic motako supernoben ehuneko txiki bat [[Gamma izpien eztanda|gamma izpien eztandekin]] (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>
Izar bitar batean, eztanda egiten duen izarrak materia gehiena galdu duenean<ref>{{Erreferentzia|izena=T. M.|abizena=Tauris|izenburua=Ultra-stripped type Ic supernova from close binary evolution|orrialdeak=L23|hizkuntza=en|abizena2=Langer|abizena3=Moriya|abizena4=Podsiadlowski|abizena5=Yoon|abizena6=Blinnikov|izena2=N.|izena3=T. J.|izena4=Ph.|izena5=S.-C.|izena6=S. I.|data=2013-11-08|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778L..23T|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=778|issn=2041-8205|doi=10.1088/2041-8205/778/2/L23|sartze-data=2018-10-09}}</ref> 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.<ref>{{Erreferentzia|izena=M. R.|abizena=Drout|izenburua=The fast and furious decay of the peculiar type Ic supernova 2005ek|orrialdeak=58|hizkuntza=en|abizena2=Soderberg|abizena3=Mazzali|abizena4=Parrent|abizena5=Margutti|abizena6=Milisavljevic|abizena7=Sanders|abizena8=Chornock|abizena9=Foley|izena2=A. M.|izena3=P. A.|izena4=J. T.|izena5=R.|izena6=D.|izena7=N. E.|izena8=R.|izena9=R. J.|data=2013-08-16|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...774...58D|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=774|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/774/1/58|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Argi gutxi eta azkar erortzen den [[argi kurba]] sortzen dute.
=== Huts egindakoak ===
Masa handiko zenbait izarren nukleoaren kolapsoak ez du supernoba ikusgarririk sortzen. Azalpen nagusia honakoa da: energia zinetikoak ezin du nukleoaren masa altuak sortzen duen [[grabitazio]] indarra gainditu eta beraz kanpoko geruzak barnera erortzen dira [[zulo beltz]] bat sortuz. Honelako gertakariak zailak dira antzematen, baina behaketa zabalek hainbat hautagai topatu dituzte.<ref>{{Erreferentzia|izena=Thomas M.|abizena=Reynolds|izenburua=Gone without a bang: an archivalHSTsurvey for disappearing massive stars|orrialdeak=2886–2901|hizkuntza=en|abizena2=Fraser|abizena3=Gilmore|izena2=Morgan|izena3=Gerard|data=2015-09-03|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.453.2885R|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=453|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stv1809|sartze-data=2018-10-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=J. R.|abizena=Gerke|izenburua=The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: first candidates|orrialdeak=3289–3305|hizkuntza=en|abizena2=Kochanek|abizena3=Stanek|izena2=C. S.|izena3=K. Z.|data=2015-05-13|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.450.3289G|aldizkaria=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|alea=3|zenbakia=450|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/stv776|sartze-data=2018-10-09}}</ref> N6946-BH1 [[Supererraldoi|superrerraldoiak]] 2009ko martxoan eztanda txiki bat jasan zuen, ikusezin bihurtu aurretik. [[Infragorri|Argi infragorriko]] iturri ahul bat besterik ez da geratzen izarra zegoen lekuan.<ref>{{Erreferentzia|izena=Scott M.|abizena=Adams|izenburua=Observing the next galactic supernova|orrialdeak=164|hizkuntza=en|abizena2=Kochanek|abizena3=Beacom|abizena4=Vagins|abizena5=Stanek|izena2=C. S.|izena3=John F.|izena4=Mark R.|izena5=K. Z.|data=2013-11-13|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...778..164A|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=778|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/778/2/164|sartze-data=2018-10-09}}</ref>
=== Argi kurbak ===
[[Fitxategi:Comparative supernova type light curves.png|alt=Supernoba mota ezberdinen argi kurben konparaketa|thumb|Supernoba mota desberdinen argi kurben konparaketa]]
Historikoki misterio bat izan da supernoba bat hainbat hilabetez distiratzen mantentzen zuen energiaren iturria. Nahiz eta supernoba mota bakoitza sortzen duen energia azkar desagertzen bada ere, argi kurbak kanporatzen ari den materialaren berotze [[Desintegrazio erradioaktibo|erradioaktiboak]] osatzen dituzte. Batzuen arabera, [[pulsar]] zentraleko energia birakaria litzateke. Kanporatzen diren gasak azkar itzaliko ziren bero mantentzeko [[energia]] ekarpenik gabe. Gaur egun indarrean dagoen azalpena, kanporatzen diren gasen izaera oso erradioaktiboa, supernoba mota gehienentzako egokia da. Lehenengo aldiz 1960ko hamarkadan kalkulatu zen<ref>{{Erreferentzia|izena=David|abizena=Bodansky|izenburua=Nucleosynthesis During Silicon Burning|orrialdeak=161–164|hizkuntza=en|abizena2=Clayton|abizena3=Fowler|izena2=Donald D.|izena3=William A.|data=1968-01-22|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968PhRvL..20..161B|aldizkaria=Physical Review Letters|alea=4|zenbakia=20|issn=0031-9007|doi=10.1103/PhysRevLett.20.161|sartze-data=2018-10-09}}</ref>. SN 1987A supernoban gamma izpien lerroen behaketa zuzena egin zen, eta orduan argi eta garbi ikusi ziren nukleo erradioaktibo nagusiak.<ref name=":10">{{Erreferentzia|izena=S.M.|abizena=Matz|izenburua=Gamma-ray line emission from SN1987A|orrialdeak=416–418|hizkuntza=en|abizena2=Share|abizena3=Leising|abizena4=Chupp|abizena5=Vestrandt|abizena6=Purcell|abizena7=Strickman|abizena8=Reppin|izena2=G.H.|izena3=M.D.|izena4=E.L.|izena5=W.T.|izena6=W.R.|izena7=M.S.|izena8=C.|data=1988-02|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Natur.331..416M|aldizkaria=Nature|alea=6155|zenbakia=331|issn=0028-0836|doi=10.1038/331416a0|sartze-data=2018-10-09}}</ref>
Gaur egun, zuzeneko behaketari esker, badakigu II motako supernoba bat gertatzen deneko argiaren kurba aurreikusitako [[Desintegrazio erradioaktibo|desintegrazio erradioaktiboak]] sortzen duela. Argi emisioa [[fotoi]] optikoek osatzen duten arren, isuritako gasek xurgatzen duten erradiazio indarra da hondarraren berotasuna mantentzen duena. [[SN 1987A|SN1987A]] supernoban ikusi zenez, argi kurbaren maximoa <sup>56</sup>[[Nikel|Ni]] <sup>56</sup>[[Kobalto|Co]] [[Isotopo|isotopoan]] desintegratzean sortu zen (6 eguneko
Supernoba mota desberdinen argi kurba ikusgai guztiak berotze erradioaktiboaren eraginez sortzen dira, baina forma eta anplitudea aldatu egiten dira sortze mekanismoen, erradiazio ikusgarria sortzen duen moduaren, bere behaketa garaiaren eta kanporatutako materialaren gardentasunaren arabera. Argi kurbak desberdinak izan daitezke beste uhin luzeratan. Adibidez, uhin [[Ultramore|ultramorean]] behatu gero, eztanda oso argitsu bat dago ordu batzuk bakarrik irauten dituena, baina oso zaila da begi hutsez ikustea.
[[Fitxategi:Sn2006gy light curve.jpg|alt=SN 2006gy supernobaren argi kurba, ohiko II motakoak baino askoz argitsuagoa.|thumb|SN 2006gy supernobaren argi kurba, ohiko II motakoak baino askoz argitsuagoa.<ref>{{Erreferentzia|izena=E. O.|abizena=Ofek|izenburua=SN 2006gy: An Extremely Luminous Supernova in the Galaxy NGC 1260|orrialdeak=L13–L16|hizkuntza=en|abizena2=Cameron|abizena3=Kasliwal|abizena4=Gal-Yam|abizena5=Rau|abizena6=Kulkarni|abizena7=Frail|abizena8=Chandra|abizena9=Cenko|izena2=P. B.|izena3=M. M.|izena4=A.|izena5=A.|izena6=S. R.|izena7=D. A.|izena8=P.|izena9=S. B.|data=2007-03-06|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...659L..13O|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=659|issn=0004-637X|doi=10.1086/516749|sartze-data=2018-10-09}}</ref>]]
Ia motako supernoben argi kurba gehienak oso uniformeak izaten dira, magnitude absolutu maximo egonkorrarekin eta argitasun beherakada nahiko handiarekin. Ezaugarri hauengatik [[kandela estandar]] gisa erabiltzen dira [[Kosmologia|kosmologian]], nahiz eta aurreikusitako 847keV eta 1238keV gamma izpiak 2014. urteraino ez ziren detektatu.<ref>{{Erreferentzia|izena=E.|abizena=Churazov|izenburua=Cobalt-56 γ-ray emission lines from the type Ia supernova 2014J|orrialdeak=406–408|hizkuntza=en|abizena2=Sunyaev|abizena3=Isern|abizena4=Knödlseder|abizena5=Jean|abizena6=Lebrun|abizena7=Chugai|abizena8=Grebenev|abizena9=Bravo|izena2=R.|izena3=J.|izena4=J.|izena5=P.|izena6=F.|izena7=N.|izena8=S.|izena9=E.|data=2014-08|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2014Natur.512..406C|aldizkaria=Nature|alea=7515|zenbakia=512|issn=0028-0836|doi=10.1038/nature13672|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Ib eta Ic supernoben argi kurbak Ia motakoen antzekoan dira, nahiz eta bataz besteko argitasun maximo txikiagoa duten. Hala ere, Ic motako supernoba argitsuenei [[hipernoba]] deitzen zaie, eta argitasun maximoa altuagoa izateaz gain argi kurba zabalagoak ere badituzte. Energia gehigarriaren iturriak sortzen ari den zulo beltz birakari baten isurketak direla uste da, eta [[Gamma izpien eztanda|gamma izpien
II motako supernoben argi kurbak I motakoena baino gainbehera askoz motelagoa du, eguneko 0,05 [[Magnitude absolutu|magnitude]] bataz beste,<ref>{{Erreferentzia|izena=Barbon,|abizena=R.|izenburua=Photometric properties of type II supernovae|hizkuntza=en|abizena2=F.|abizena3=L.|izena2=Ciatti,|izena3=Rosino,|data=1979-2|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A&A....72..287B|aldizkaria=Astronomy and Astrophysics|zenbakia=72|issn=0004-6361|sartze-data=2018-10-09}}</ref> meseta-fasean izan ezik. Desintegrazio erradioaktiboak beharrean, argi ikusgarria [[Energia zinetiko|energia zinetikoak]] sortzen du hainbat hilabetez, nagusiki [[Supererraldoi|superrerraldoi]] sortzailean dagoen hidrogenoa dela eta. Hasierako suntsipenean hidrogenoa berotzen eta ionizatzen da. II motako supernoben gehiengoak argi kurban meseta luzeak erakusten ditu, hidrogeno hau birkonbinatzen denean argia igorri eta gardenagoa bihurtzen baita. Ondoren, desintegrazio erradioaktiboak eragindako gainbehera hasten da, baina I motako supernobetan baino geldoagoa.<ref name=":3" />
II-L motako supernobetan, mesetarik ez dago izar sortzaileak hidrogeno gutxi zuelako. Hidrogeno hau [[Espektro elektromagnetiko|espektroan]] agertzeko nahikoa da, baina ez meseta sortzeko. IIb motako supernobetan aldiz, hidrogenoa hain dago agortua sortzen duten argi kurba I motakoen antzekoa dela.<ref name=":3" />
Supernoba kopuru handiak katalogatu eta sailkatu dira, kandela estandar gisa erabili ahal izateko. Batez besteko ezaugarriak zertxobait aldatzen badira ere supernoba gertatu den [[Galaxia|galaxiaren]] distantzia eta motaren arabera, oro har, supernoba mota bakoitzerako zehaztu daitezke:
{|class="wikitable"
259. lerroa:
<small>Oharrak:
# Ahulak azpi-mota ezberdin bat izan daitezke. Argitsuak ohikoak baino distiratsuagoetatik hipernobara doan continuum batean daude.
# Magnitude hauek R bandan neurtuak daude.
265 ⟶ 266 lerroa:
=== Asimetria ===
[[Fitxategi:Chandra-crab.jpg|alt=Karramarroaren nebulosako pulsarra 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.|thumb|[[Karramarroaren nebulosa|Karramarroaren nebulosako]] [[Pulsar|pulsarra]] 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.]]II motako supernobetan, geratzen den objektua abiadura handiaz urruntzen ari da leherketaren epizentrotik.<ref>{{Erreferentzia|izena=Dong|abizena=Lai|izenburua=Neutron Star Kicks and Supernova Asymmetry|data=2003-12-19|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0312542|aldizkaria=arXiv:astro-ph/0312542|sartze-data=2018-10-09}}</ref> Honen zergatiaren azalpen zehatzik ez dago gaur egun, hainbat teoria baldin badaude ere. [[Pulsar|Pulsarrek]], eta, beraz, [[Neutroi-izar|neutroi izarrek]], abiadura handiak izan ohi dituzte eta [[Zulo beltz|zulo beltzek]] ustez baita ere, nahiz eta hauek isolaturik behatzea oso zaila den. Hasierako bultzada handia izan daiteke, [[eguzki masa]] baino gehiagoko objektu bat 500 km/s abiadura edo handiagoarekin kanporatuz. Honek hedapena asimetrikoa dela adierazten du, baina abiadura hau objektu trinkora zergatik hedatzen den ez dago argi. Bultzada honen azalpen proposamenak kolapsatzen ari den izarrean sorturiko [[Konbekzio|konbekzioa]] da eta
Asimetriaren azalpen posible bat nukleoaren gaineko eskala handiko konbekzioa da. Konbekzioak elementuen tokiko ugaritasunen aldaerak sor ditzake, kolapsoaren, erreboteen eta sortutako hedapenean erreakzio nuklear irregularrak eraginez.<ref>{{Erreferentzia|izena=Chris L.|abizena=Fryer|izenburua=Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse|orrialdeak=L175–L178|data=2004-02-01|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0312265|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=601|issn=0004-637X|doi=10.1086/382044|sartze-data=2018-10-09}}</ref>
Beste azalpen posible baten arabera, erdiko neutroi izarrera doan gas [[Akrezio|akrezioak]] disko bat sortuko luke, zehazki bideratutako zurrustak bidaltzen dituena. Horrela, materia izarretik abiadura handiz kanporatua izango litzateke eta izarra guztiz hondatuko luketen astinaldiak eragin. Zurrusta hauek ezinbesteko eragina lukete supernoban.<ref>{{Erreferentzia|izena=Avishai|abizena=Gilkis|izenburua=IMPLICATIONS OF TURBULENCE FOR JETS IN CORE-COLLAPSE SUPERNOVA EXPLOSIONS|orrialdeak=28|hizkuntza=en|abizena2=Soker|izena2=Noam|data=2015-06-05|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...28G|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=1|zenbakia=806|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/806/1/28|sartze-data=2018-10-09}}</ref><ref>{{Erreferentzia|izena=A. M.|abizena=Khokhlov|izenburua=Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae|orrialdeak=L107–L110|hizkuntza=en|abizena2=Höflich|abizena3=Oran|abizena4=Wheeler|abizena5=Wang|abizena6=Chtchelkanova|izena2=P. A.|izena3=E. S.|izena4=J. C.|izena5=L.|izena6=A. Yu.|data=1999-10-20|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...524L.107K|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=524|issn=0004-637X|doi=10.1086/312305|sartze-data=2018-10-09}}</ref> (Antzeko eredu bat onartuagoa dago gaur egun, [[Gamma izpien eztanda|gamma-izpien
Hasierako asimetriak Ia motako supernobetan ere baieztatu dira behaketa bidez. Emaitza honek esan nahi du supernoba mota honen hasierako argitasuna ikusmen angeluaren araberakoa izan daitekeela. Hala eta guztiz ere, hedapena geroz eta simetrikoagoa bilakatzen da, denbora igaro ahala. Hasierako asimetriak detektagarriak dira argi emisioaren [[Polarizazio (argipena)|polarizazioa]] neurtuz.<ref>{{Erreferentzia|izena=Lifan|abizena=Wang|izenburua=Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova|orrialdeak=1110–1128|hizkuntza=en|abizena2=Baade|abizena3=Hoflich|abizena4=Khokhlov|abizena5=Wheeler|abizena6=Kasen|abizena7=Nugent|abizena8=Perlmutter|abizena9=Fransson|izena2=Dietrich|izena3=Peter|izena4=Alexei|izena5=J. Craig|izena6=D.|izena7=Peter E.|izena8=Saul|izena9=Claes|data=2003-07-10|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591.1110W|aldizkaria=The Astrophysical Journal|alea=2|zenbakia=591|issn=0004-637X|doi=10.1086/375444|sartze-data=2018-10-09}}</ref>
=== Izar sortzailea ===
[[Fitxategi:Artist's impression time-lapse of distant supernovae.webm|alt=Abiadura azkartua duen errepresentazio honetan, hainbat supernoba ikus daitezke. Momentu batez, ostatu galaxiaren argitasuna gainditzen dute.|thumb|Abiadura azkartua duen errepresentazio honetan, hainbat supernoba ikus daitezke. Momentu batez, ostatu galaxiaren argitasuna gainditzen dute.]]
Supernoba moten sailkapena estuki lotuta dago kolapsoaren garaian izarra den motarekin. Supernobako mota bakoitzaren gertakaria [[Metaltasun|metaltasunaren]] araberakoa da, eta, ondorioz, galaxia ostalariaren adinaren araberakoa baita ere.
Ia motako supernobak sistema bitarretako [[Nano zuri|nano zuriek]] sortzen dituzte eta galaxia mota guztietan gertatzen dira. Nukleo kolapsoaren bidez gertatzen diren supernobak duela gutxi edo gaur egun izarren eraketa jasaten ari diren galaxietan bakarrik aurkitzen dira dira, bizitza laburreko izar masiboetan gertatzen direlako. Sc motako [[Galaxia kiribil|galaxia
Ib/c eta II-L motak, eta seguruenik IIn motako gehienak galaxia urrun eta zaharretan ez dira hain ohikoak. Ondorengo taulak nukleoaren kolapsoagatik sortu diren supernoba mota bakoitzaren izar sortzailea erakusten du, auzune lokalean geratu diren proportzioarekin batera.
| |||