fbpx
Wikipedia

Supernova

’n Supernova is die ontploffing van ’n ster wat vir ’n tyd helderder is as die hele sterrestelsel waarin dit voorkom. Dit straal soveel energie uit as wat die Son, of enige gewone ster, deur sy hele bestaan uitstraal voordat dit oor verskeie weke of maande wegkwyn. Die uiters helder uitbarsting skiet die meeste van die ster, of al die ster, se materiaal weg teen ’n spoed van tot30 000 km/s (10% van die ligsnelheid), en dit veroorsaak ’n skokgolf in die omringende interstellêre medium wat ’n ring van gas en stof laat uitkring, en dit word ’n supernova-oorblyfsel genoem.

SN 1994D (die helder punt links onder), ’n tipe Ia-supernova in die sterrestelsel NGC 4526.
In hierdie hoogs versnelde kunstenaarsvoorstelling word ’n paar supernovas gewys in verafgeleë sterrestelsels. Elk van die ontploffings is vir ’n kort ruk helderder as die hele sterrestelsel waarin dit voorkom.

Supernovas stel meer energie vry as novas. Nova beteken "nuwe" in Latyn en verwys na wat lyk soos ’n helder nuwe ster in die ruimte; die voorvoegsel "super-" onderskei supernovas van gewone novas, wat baie dowwer is.

Supernovas kan op twee maniere gevorm word: deurdat die kern van ’n baie swaar ster inplof onder sy eie swaartekrag, of deurdat ’n witdwergster materiaal van ’n metgeselster aantrek totdat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry en ’n kernontploffing ondergaan. Anders as wat die naam aandui, is ’n nova of supernova dus eintlik die gevolg van ’n dooie ster, en nie ’n nuwe ster nie.

In die eerste geval veroorsaak die inploffing van die kern ’n skokgolf wat die res van die ster laat ontplof; laasgenoemde vorm ’n ring van gas wat ’n supernova-oorblyfsel vorm. ’n Bekende voorbeeld hiervan is die oorblyfsel van die supernova SN 1604. Supernova-ontploffings is die hoofbron van die swaarder elemente in die heelal. ’n Groot deel van die kalsium en yster in ons liggaam is byvoorbeeld miljarde jare gelede deur supernovas vrygestel. Supernovas stuur hierdie swaar elemente in die interstellêre medium in en verryk so die molekulêre wolke, waar stervorming plaasvind. Hierdie verrykingsproses het die samestelling van die Sonnestelsel 4,5 miljard jaar gelede bepaal, en daarmee saam die chemiese boustene vir lewe op aarde.

Die mees onlangse supernova in die Melkweg wat regstreeks waargeneem is, was Kepler se ster van 1604 (SN 1604); die oorblyfsels van twee meer onlangse supernovas is ná die tyd ontdek. Waarnemings in ander sterrestelsels dui daarop dat ’n supernova gemiddeld sowat drie keer per eeu in die Melkweg moet plaasvind, en dat enige sodanige supernova amper vir seker met moderne sterrekundige instrumente sigbaar behoort te wees. Supernovas speel ’n groot rol in die verryking van die interstellêre medium met swaarder elemente. Die skokgolwe wat deur supernovas veroorsaak word, kan ook stervorming aanhelp.

Inhoud

Supernovas word geklassifisseer volgens die spektraallyne van verskillende chemiese elemente wat in hul spektrums voorkom. Die eerste onderskeiding is tussen die teenwoordigheid of afwesigheid van ’n lyn vir waterstof. As ’n supernova se spektrum ’n waterstoflyn bevat, word dit as tipe II geklassifiseer, andersins as tipe I.

Opsomming

Supernovatipes
Tipe I
Geen waterstoflyne
Tipe Ia
Het ’n enkel geïoniseerde silikon (Si II)-lyn by 615,0 nm (nanometer)
Termiese wegholeffek
Tipe Ib/c
Swak of geen silikon-absorpsielyne
Tipe Ib
Het ’n ongeïoniseerde helium (He I)-lyn by 587,6 nm
Kerninploffing
Tipe Ic
Swak of geen heliumlyne
Tipe II
Waterstoflyne
Tipe II-P/L/N
Tipe II-spektrum regdeur
Type II-P/L
Geen smal lyne
Tipe II-P
Bereik ’n "plato" in sy ligkurwe
Tipe II-L
Toon ’n "lineêre" afname in sy ligkurwe (lineêr in magnitude teenoor tyd).
Tipe IIn
’n Paar smal lyne
Tipe IIb
Spektrum verander om soos tipe Ib te word

Tipe Ia

’n Voorstelling van ’n witdwerg (regs) wat die materiaal van 'n rooireus-metgeselster aantrek.

Tipe Ia-supernovas bevat nie helium nie en toon ’n silikon-absorpsielyn in hul spektrums naby maksimum helderheid. Die mees algemeen aanvaarde teorie oor dié tipe is dat hulle ontstaan weens die aantrekking deur ’n witdwerg van die materiaal van ’n metgeselster, gewoonlik ’n rooireus, totdat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry. Die hoofbestanddele van die witdwerg is gewoonlik suurstof en stikstof. Die toename in druk laat die temperatuur naby die kern styg en ’n tydperk van konveksie begin wat ongeveer 100 jaar duur. In ’n stadium vind ’n opvlamming plaas vanweë kernfusie. Dit neem drasties toe vanweë die Rayleigh-Taylor-onstabiliteit en wisselwerkings met turbulensie. Die energie wat vrygestel word, veroorsaak dat die ster gewelddadig ontplof en ’n skokgolf veroorsaak waarin materie teen snelhede van sowat 10 000 km/s weggeskiet word. Die energie veroorsaak ook ’n geweldige toename in ligsterkte.

Dié soort supernovas is soortgelyk aan novas, waar ’n witdwerg materie stadiger aantrek en nie die Chandrasekhar-limiet oorskry nie. In so ’n geval veroorsaak die versamelde materie ’n kernfusiereaksie naby die oppervlak van die witdwerg, maar dit veroorsaak nie dat die ster ontplof nie.

Tipe Ia-supernovas het ’n kenmerkende ligkurwe. Naby die tydstip van maksimum ligsterkte bevat die spektraallyne elemente van suurstof tot kalsium; dit is die hoofbestanddele van die buitenste lae van die ster. Maande ná die ontploffing, wanneer die buitenste lae uitgekring het totdat dit deursigtig is, word die spektrum oorheers deur lig wat van naby die kern van die ster uitgestraal word, dus van swaarder elemente.

Anders as ander tipes supernovas, word tipe Ia in die algemeen in alle soorte sterrestelsels, insluitende elliptiese sterrestelsels, aangetref. Hulle stel die grootste hoeveelhede energie vry van alle soorte supernovas.

Tipe Ib en Ic

Die vroeë spektrums van tipes Ib en Ic toon nie waterstoflyne nie en ook nie die eienskap van sterk silikonabsorpsie naby 615 nanometer nie. Hierdie verskynsels is, soos tipe II-supernovas, waarskynlik baie swaar sterre waarvan die brandstof in hul kerns opgeraak het. Die sterre wat tipes Ib- en Ic-supernovas tot gevolg het, het die meeste van hul buitenste lae verloor vanweë sterk sterwinde of wisselwerking met ’n metgesel. Tipe Ib-supernovas word gereken as die gevolg van die ineenstorting van ’n Wolf-Rayetster. Daar is aanduidings dat tipe Ic die bron van gammastraaluitbarstings kan wees, hoewel dit ook by ander supernovas kan voorkom.

Tipe II

Die ui-agtige lae van ’n swaar ster net voor die kern inplof (nie volgens skaal nie).

Sterre met ’n baie groter massa as die Son (tussen 8 en 40-50 sonmassas) ontwikkel op baie meer komplekse maniere. In die kern van ons Son ondergaan sowat 589 miljoen ton waterstof elke sekonde kernfusie (samesmelting van atoomkerns) en sit om in 584 miljoen ton helium; die ekstra massa van 5 miljoen ton word in suiwer energie omskep wat na buite uitgestraal word. Die ontaardingsdruk van elektrone en die energie wat vrygestel word deur die kernfusiereaksies is groot genoeg om ’n teenwig te vorm vir swaartekrag. Dit veroorsaak dus ’n ewewig en verhoed dat die ster onder die swaartekrag inplof.

In ’n groot ster wat al ver ontwikkel het (a) ondergaan die ui-agtige lae elemente kernfusie en vorm ’n yster-nikkel-kern (b) waarvan die massa die Chandrasekhar-limiet oorskry en begin inplof. Die binnedeel van die kern word saamgepers in neutrone (c), en dit veroorsaak dat inploffende materiaal terugplof (d) en ’n skokgolf (rooi) na buite skep. Die skokgolf neem af (e), maar word weer geaktiveer deur neutrino-wisselwerking. Die omringende materiaal word weggeskiet (f) sodat net ’n ontaarde kern oorbly.

Die helium wat in die kern van ’n mediumgrootte-ster soos die Son vervaardig word, versamel daar aangesien temperature nog nie hoog genoeg is vir heliumkernfusie nie. Uiteindelik, wanneer die waterstof in die kern opgebruik is, dus as feitlik alles in helium verander het, begin kernfusie afneem en veroorsaak swaartekrag dat die kern saamgepers word weens die laer kernfusie-energie. Hierdie samepersing laat die temperatuur hoog genoeg styg om ’n kort fase van heliumkernfusie te begin wat minder as 10% van die ster se algehele leeftyd beslaan. In sterre van minder as ongeveer 10 sonmassas ondergaan die koolstof wat deur die heliumkernfusie vervaardig word nie ook kernfusie nie omdat die temperatuur nie hoog genoeg is nie. Wanneer die helium opgebruik is, sal die druk in die kern dus weer toeneem en die buitenste lae van die ster wegstoot totdat net die kern oorbly; dit word ’n witdwerg genoem. Witdwerge kan tipe I-supernovas word soos hierbo beskryf as hulle deel van ’n dubbelster is en dus ’n metgeselster het.

’n Baie swaarder ster het egter genoeg hitte vir die kernfusie van swaarder elemente. Die ster vorm lae soos dié van ’n ui met al hoe swaarder elemente na binne wat kernfusie ondergaan. In dié lae sal waterstof in helium omskep word, helium in koolstof, koolstof in sink ensovoorts, tot waar yster en nikkel in die kern van die ster vervaardig word. Yster en nikkel stel nie energie vry wanneer hulle kernfusie ondergaan nie en daarom vind geen verdere kernfusie in die ster se kern plaas nie. Namate yster en nikkel dus ophoop omdat dit nie verbrand nie, word die kern al hoe swaarder. Weens die verlies van kernfusie-energie in die kern word die ewewig van die ster ook versteur.

Wanneer die kern so swaar word dat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry (sowat 1,4 sonmassas), is elektronontaarding nie meer genoeg om ’n teenwig vir swaartekrag te vorm en die ewewig te handhaaf nie. ’n Kataklismiese inploffing van die kern vind binne sekondes plaas – die buitenste kern bereik ’n inwaartse snelheid van tot 23% dié van die ligsnelheid en die binneste kern se temperatuur styg tot 100 miljard kelvin. Neutrone en neutrino's vorm deur middel van omgekeerde betaverval en stel sowat 1046 joules vry in ’n uitbarsting van 10 sekondes. Die inploffing word stopgesit deur neutronontaarding, en dit veroorsaak dat die inploffing na buite terugplof. Die energie van die skokgolf wat ontstaan, is genoeg om die ster te laat ontplof in ’n supernova.

Die oorblywende kern vorm dan ’n neutronster, of as die ster se aanvanklike massa groot genoeg was, ’n swartkolk. So ’n supernova verskil van ander omdat daar waterstof in die spektrum voorkom. Tipe II-supernovas kom veral voor in die spiraalarms van sterrestelsels en in H II-gebiede, maar nie in elliptiese stelsels nie.

Tipe II-supernovas kan verder in tipe II-P- en tipe II-L geklassifiseer word volgens hul ligkurwes (’n grafiek van ligsterkte teenoor tyd) ná die ontploffing. Tipe II-L toon ’n bestendige (lineêre) afname van die ligkurwe, terwyl tipe II-P ’n stadiger afname (plato) toon, gevolg deur ’n normale afname. Dit is vermoedelik die gevolg van verskille in die buitenste lae van sterre.

Supernovas wat ontdek word, word by die Internasionale Astronomiese Unie (IAU) se Sentale Buro vir Astronomiese Telegramme aangemeld. Die buro stuur dan ’n omsendbrief uit met die naam wat hy aan die supernova toeken.

Die naam bestaan uit die letters SN, gevolg deur die jaar van ontdekking en ’n toevoeging van nog een of twee letters. Die eerste 26 supernovas van die jaar kry ’n hoofletter van A tot Z by. Daarna word pare kleinletters gebruik soos aa, ab ensovoorts. Die naam SN 2003C dui dus op die derde supernova wat in die jaar 2003 aangemeld is. Die laaste supernova wat in 2005 aangemeld is, is SN 2005nc: dit was die 367ste een. Sedert 2000 ontdek professionele en amateursterrekundiges ’n paar honderd supernovas per jaar (byvoorbeeld 572 in 2007, 261 in 2008, 390 in 2009 en 231 in 2013).

Histories het supernovas net die jaartal by die letters SN gekry (byvoorbeeld SN 185, SN 1006 en SN 1604). Die bykomende letters word sedert 1885 gebruik, selfs al is daar net een supernova in dié jaar ontdek (byvoorbeeld SN 1885A en SN 1907A). Voor 1987 was selde twee bykomende letters nodig; sedert 1988 word hulle egter elke jaar gebruik.

Die Krapnewel is ’n uitkringende gaswolk wat deur SN 1054 geskep is.

Die jaartalle in die naam van supernovas verwys na die jaar waarin hulle vir die eerste keer op aarde waargeneem is. Die supernovas self is honderde of duisende ligjare van die aarde af; daarom duur dit weens die beperkte snelheid van lig baie lank voor dit van hier af sigbaar is.

SN 1604 is deur Galileo gebruik as getuienis teen die Aristoteliaanse dogma van sy tyd dat die hemelruim nooit verander nie.

Supernovas verryk die omliggende interstellêre medium met metale (in sterrekunde is metale al die elemente swaarder as helium). Elke stergenerasie het meer metale as vorige generasies. Aanvanklik het sterre net uit waterstof en helium bestaan, maar hulle het oor die bestaan van die heelal al hoe metaalryker geword.

Die verskillende chemiese verspreidings het ’n belangrike invloed op die ster se lewe en speel ook ’n rol in die waarskynlikheid dat dit planete het.

  1. Giacobbe, Frederick W. (2005). "How a Type II Supernova Explodes". Electronic Journal of Theoretical Physics. 2 (6): 30–38. Bibcode:.
  2. Heger, Alexander; Fryer, Chris L.; Woosley, Stanford E.; Langer, Norbert; Hartmann, Dieter H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591: 288. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  3. Schawinski, Kevin; et al. (2008). "Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant". Science. 321 (5886): 223–226. arXiv:. Bibcode:. doi:. PMID .
  4. Reynolds, Stephen P.; et al. (2008). "The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3". The Astrophysical Journal Letters. 680 (1): L41–L44. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  5. Adams, Scott M.; Kochanek, Christopher S.; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, Krzysztof Z. (2013). "Observing the Next Galactic Supernova". The Astrophysical Journal. 778 (2): 164. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  6. Whittet, Doug C. B. (2003). Dust in the Galactic Environment. CRC Press. pp. 45–46. ISBN 0-7503-0624-6.
  7. Krebs, J.; Hillebrandt, Wolfgang (1983). "The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds". Astronomy and Astrophysics. 128: 411. Bibcode:.
  8. Boss, A. P.; Ipatov, S. I.; Keiser, S. A.; Myhill, E. A.; Vanhala, H. A. T. (2008). "Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave". The Astrophysical Journal Letters. 686 (2): L119–L122. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  9. Cappellaro, Enrico (2001). "Supernova Types and Rates". Influence of Binaries on Stellar Population Studies 264, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. doi:.
  10. Turatto, Massimo (2003). "Classification of Supernovae". Supernovae and Gamma-Ray Bursters. Lecture Notes in Physics. 598. p. 21. doi:. ISBN 978-3-540-44053-6.
  11. Doggett, Jesse B.; Branch, David (1985). "A comparative study of supernova light curves". The Astronomical Journal. 90: 2303. Bibcode:. doi:.
  12. Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:. PMID .
  13. Staff (7 September 2006). (in Engels). NASA Goddard/SAO. vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020. Besoek op1 Mei 2007.
  14. Kirshner, Robert P. (1980). "Type I supernovae: An observer's view". AIP Conference Proceedings. 63: 33. Bibcode:. doi:.
  15. (in Engels). IAU se Sentale Buro vir Astronomiese Telegramme. vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op25 Oktober 2010.
  16. . Osservatorio Astronomico di Padova. Geargiveer vanaf op 1 November 2019. Besoek op10 Januarie 2014.
  • Die (Supernova Early Warning System) gebruik neutrino-opspoorders om ’n netwerk op te bou wat hopelik voorafkennisgewing van ’n supernova sal gee
  • ’n op SNEWS
  • ’n Tegniese oor tipe Ia-supernovas
  • ’n oor die ontploffingsmeganisme van tipe Ia-supernovas
  • ’n [dooie skakel] oor supernovas.
  • ’n oor die verband tussen supernovas en neutrino's.

Supernova
supernova, sterontploffing, taal, wysig, ontploffing, ster, helderder, hele, sterrestelsel, waarin, voorkom, straal, soveel, energie, enige, gewone, ster, deur, hele, bestaan, uitstraal, voordat, verskeie, weke, maande, wegkwyn, uiters, helder, uitbarsting, sk. Supernova sterontploffing Taal Hou dop Wysig n Supernova is die ontploffing van n ster wat vir n tyd helderder is as die hele sterrestelsel waarin dit voorkom Dit straal soveel energie uit as wat die Son of enige gewone ster deur sy hele bestaan uitstraal voordat dit oor verskeie weke of maande wegkwyn 1 Die uiters helder uitbarsting skiet die meeste van die ster of al die ster se materiaal weg 2 teen n spoed van tot 30 000 km s 10 van die ligsnelheid en dit veroorsaak n skokgolf 3 in die omringende interstellere medium wat n ring van gas en stof laat uitkring en dit word n supernova oorblyfsel genoem SN 1994D die helder punt links onder n tipe Ia supernova in die sterrestelsel NGC 4526 Play media In hierdie hoogs versnelde kunstenaarsvoorstelling word n paar supernovas gewys in verafgelee sterrestelsels Elk van die ontploffings is vir n kort ruk helderder as die hele sterrestelsel waarin dit voorkom Supernovas stel meer energie vry as novas Nova beteken nuwe in Latyn en verwys na wat lyk soos n helder nuwe ster in die ruimte die voorvoegsel super onderskei supernovas van gewone novas wat baie dowwer is Supernovas kan op twee maniere gevorm word deurdat die kern van n baie swaar ster inplof onder sy eie swaartekrag of deurdat n witdwergster materiaal van n metgeselster aantrek totdat dit die Chandrasekhar limiet oorskry en n kernontploffing ondergaan Anders as wat die naam aandui is n nova of supernova dus eintlik die gevolg van n dooie ster en nie n nuwe ster nie In die eerste geval veroorsaak die inploffing van die kern n skokgolf wat die res van die ster laat ontplof laasgenoemde vorm n ring van gas wat n supernova oorblyfsel vorm n Bekende voorbeeld hiervan is die oorblyfsel van die supernova SN 1604 Supernova ontploffings is die hoofbron van die swaarder elemente in die heelal n Groot deel van die kalsium en yster in ons liggaam is byvoorbeeld miljarde jare gelede deur supernovas vrygestel Supernovas stuur hierdie swaar elemente in die interstellere medium in en verryk so die molekulere wolke waar stervorming plaasvind Hierdie verrykingsproses het die samestelling van die Sonnestelsel 4 5 miljard jaar gelede bepaal en daarmee saam die chemiese boustene vir lewe op aarde Die mees onlangse supernova in die Melkweg wat regstreeks waargeneem is was Kepler se ster van 1604 SN 1604 die oorblyfsels van twee meer onlangse supernovas is na die tyd ontdek 4 Waarnemings in ander sterrestelsels dui daarop dat n supernova gemiddeld sowat drie keer per eeu in die Melkweg moet plaasvind en dat enige sodanige supernova amper vir seker met moderne sterrekundige instrumente sigbaar behoort te wees 5 Supernovas speel n groot rol in die verryking van die interstellere medium met swaarder elemente 6 Die skokgolwe wat deur supernovas veroorsaak word kan ook stervorming aanhelp 7 8 Inhoud 1 Klassifikasie 1 1 Opsomming 1 2 Tipe Ia 1 3 Tipe Ib en Ic 1 4 Tipe II 2 Benaming van supernovas 3 Noemenswaardige supernovas 4 Rol van supernovas in sterevolusie 5 Verwysings 6 Eksterne skakelsKlassifikasie WysigSupernovas word geklassifisseer volgens die spektraallyne van verskillende chemiese elemente wat in hul spektrums voorkom Die eerste onderskeiding is tussen die teenwoordigheid of afwesigheid van n lyn vir waterstof As n supernova se spektrum n waterstoflyn bevat word dit as tipe II geklassifiseer andersins as tipe I Opsomming Wysig Supernovatipes 9 10 Tipe I Geen waterstoflyne Tipe Ia Het n enkel geioniseerde silikon Si II lyn by 615 0 nm nanometer Termiese wegholeffekTipe Ib c Swak of geen silikon absorpsielyne Tipe Ib Het n ongeioniseerde helium He I lyn by 587 6 nm KerninploffingTipe Ic Swak of geen heliumlyneTipe II Waterstoflyne Tipe II P L N Tipe II spektrum regdeur Type II P L Geen smal lyne Tipe II P Bereik n plato in sy ligkurweTipe II L Toon n lineere afname in sy ligkurwe lineer in magnitude teenoor tyd 11 Tipe IIn n Paar smal lyneTipe IIb Spektrum verander om soos tipe Ib te wordTipe Ia Wysig n Voorstelling van n witdwerg regs wat die materiaal van n rooireus metgeselster aantrek Tipe Ia supernovas bevat nie helium nie en toon n silikon absorpsielyn in hul spektrums naby maksimum helderheid Die mees algemeen aanvaarde teorie oor die tipe is dat hulle ontstaan weens die aantrekking deur n witdwerg van die materiaal van n metgeselster gewoonlik n rooireus totdat dit die Chandrasekhar limiet oorskry Die hoofbestanddele van die witdwerg is gewoonlik suurstof en stikstof Die toename in druk laat die temperatuur naby die kern styg en n tydperk van konveksie begin wat ongeveer 100 jaar duur In n stadium vind n opvlamming plaas vanwee kernfusie Dit neem drasties toe vanwee die Rayleigh Taylor onstabiliteit en wisselwerkings met turbulensie Die energie wat vrygestel word veroorsaak dat die ster gewelddadig ontplof en n skokgolf veroorsaak waarin materie teen snelhede van sowat 10 000 km s weggeskiet word Die energie veroorsaak ook n geweldige toename in ligsterkte Die soort supernovas is soortgelyk aan novas waar n witdwerg materie stadiger aantrek en nie die Chandrasekhar limiet oorskry nie In so n geval veroorsaak die versamelde materie n kernfusiereaksie naby die oppervlak van die witdwerg maar dit veroorsaak nie dat die ster ontplof nie Tipe Ia supernovas het n kenmerkende ligkurwe Naby die tydstip van maksimum ligsterkte bevat die spektraallyne elemente van suurstof tot kalsium dit is die hoofbestanddele van die buitenste lae van die ster Maande na die ontploffing wanneer die buitenste lae uitgekring het totdat dit deursigtig is word die spektrum oorheers deur lig wat van naby die kern van die ster uitgestraal word dus van swaarder elemente Anders as ander tipes supernovas word tipe Ia in die algemeen in alle soorte sterrestelsels insluitende elliptiese sterrestelsels aangetref Hulle stel die grootste hoeveelhede energie vry van alle soorte supernovas Tipe Ib en Ic Wysig Die vroee spektrums van tipes Ib en Ic toon nie waterstoflyne nie en ook nie die eienskap van sterk silikonabsorpsie naby 615 nanometer nie Hierdie verskynsels is soos tipe II supernovas waarskynlik baie swaar sterre waarvan die brandstof in hul kerns opgeraak het Die sterre wat tipes Ib en Ic supernovas tot gevolg het het die meeste van hul buitenste lae verloor vanwee sterk sterwinde of wisselwerking met n metgesel Tipe Ib supernovas word gereken as die gevolg van die ineenstorting van n Wolf Rayetster Daar is aanduidings dat tipe Ic die bron van gammastraaluitbarstings kan wees hoewel dit ook by ander supernovas kan voorkom Tipe II Wysig Die ui agtige lae van n swaar ster net voor die kern inplof nie volgens skaal nie Sterre met n baie groter massa as die Son tussen 8 en 40 50 sonmassas 12 ontwikkel op baie meer komplekse maniere In die kern van ons Son ondergaan sowat 589 miljoen ton waterstof elke sekonde kernfusie samesmelting van atoomkerns en sit om in 584 miljoen ton helium die ekstra massa van 5 miljoen ton word in suiwer energie omskep wat na buite uitgestraal word Die ontaardingsdruk van elektrone en die energie wat vrygestel word deur die kernfusiereaksies is groot genoeg om n teenwig te vorm vir swaartekrag Dit veroorsaak dus n ewewig en verhoed dat die ster onder die swaartekrag inplof In n groot ster wat al ver ontwikkel het a ondergaan die ui agtige lae elemente kernfusie en vorm n yster nikkel kern b waarvan die massa die Chandrasekhar limiet oorskry en begin inplof Die binnedeel van die kern word saamgepers in neutrone c en dit veroorsaak dat inploffende materiaal terugplof d en n skokgolf rooi na buite skep Die skokgolf neem af e maar word weer geaktiveer deur neutrino wisselwerking Die omringende materiaal word weggeskiet f sodat net n ontaarde kern oorbly Die helium wat in die kern van n mediumgrootte ster soos die Son vervaardig word versamel daar aangesien temperature nog nie hoog genoeg is vir heliumkernfusie nie Uiteindelik wanneer die waterstof in die kern opgebruik is dus as feitlik alles in helium verander het begin kernfusie afneem en veroorsaak swaartekrag dat die kern saamgepers word weens die laer kernfusie energie Hierdie samepersing laat die temperatuur hoog genoeg styg om n kort fase van heliumkernfusie te begin wat minder as 10 van die ster se algehele leeftyd beslaan In sterre van minder as ongeveer 10 sonmassas ondergaan die koolstof wat deur die heliumkernfusie vervaardig word nie ook kernfusie nie omdat die temperatuur nie hoog genoeg is nie Wanneer die helium opgebruik is sal die druk in die kern dus weer toeneem en die buitenste lae van die ster wegstoot totdat net die kern oorbly dit word n witdwerg genoem Witdwerge kan tipe I supernovas word soos hierbo beskryf as hulle deel van n dubbelster is en dus n metgeselster het n Baie swaarder ster het egter genoeg hitte vir die kernfusie van swaarder elemente Die ster vorm lae soos die van n ui met al hoe swaarder elemente na binne wat kernfusie ondergaan In die lae sal waterstof in helium omskep word helium in koolstof koolstof in sink ensovoorts tot waar yster en nikkel in die kern van die ster vervaardig word Yster en nikkel stel nie energie vry wanneer hulle kernfusie ondergaan nie en daarom vind geen verdere kernfusie in die ster se kern plaas nie Namate yster en nikkel dus ophoop omdat dit nie verbrand nie word die kern al hoe swaarder Weens die verlies van kernfusie energie in die kern word die ewewig van die ster ook versteur Wanneer die kern so swaar word dat dit die Chandrasekhar limiet oorskry sowat 1 4 sonmassas is elektronontaarding nie meer genoeg om n teenwig vir swaartekrag te vorm en die ewewig te handhaaf nie n Kataklismiese inploffing van die kern vind binne sekondes plaas die buitenste kern bereik n inwaartse snelheid van tot 23 die van die ligsnelheid en die binneste kern se temperatuur styg tot 100 miljard kelvin Neutrone en neutrino s vorm deur middel van omgekeerde betaverval en stel sowat 1046 joules vry in n uitbarsting van 10 sekondes Die inploffing word stopgesit deur neutronontaarding en dit veroorsaak dat die inploffing na buite terugplof Die energie van die skokgolf wat ontstaan is genoeg om die ster te laat ontplof in n supernova 13 Die oorblywende kern vorm dan n neutronster of as die ster se aanvanklike massa groot genoeg was n swartkolk So n supernova verskil van ander omdat daar waterstof in die spektrum voorkom Tipe II supernovas kom veral voor in die spiraalarms van sterrestelsels en in H II gebiede maar nie in elliptiese stelsels nie Tipe II supernovas kan verder in tipe II P en tipe II L geklassifiseer word volgens hul ligkurwes n grafiek van ligsterkte teenoor tyd na die ontploffing Tipe II L toon n bestendige lineere afname van die ligkurwe terwyl tipe II P n stadiger afname plato toon gevolg deur n normale afname Dit is vermoedelik die gevolg van verskille in die buitenste lae van sterre Benaming van supernovas WysigSupernovas wat ontdek word word by die Internasionale Astronomiese Unie IAU se Sentale Buro vir Astronomiese Telegramme aangemeld Die buro stuur dan n omsendbrief uit met die naam wat hy aan die supernova toeken Die naam bestaan uit die letters SN gevolg deur die jaar van ontdekking en n toevoeging van nog een of twee letters Die eerste 26 supernovas van die jaar kry n hoofletter van A tot Z by Daarna word pare kleinletters gebruik soos aa ab ensovoorts Die naam SN 2003C dui dus op die derde supernova wat in die jaar 2003 aangemeld is 14 Die laaste supernova wat in 2005 aangemeld is is SN 2005nc dit was die 367ste een Sedert 2000 ontdek professionele en amateursterrekundiges n paar honderd supernovas per jaar byvoorbeeld 572 in 2007 261 in 2008 390 in 2009 en 231 in 2013 15 16 Histories het supernovas net die jaartal by die letters SN gekry byvoorbeeld SN 185 SN 1006 en SN 1604 Die bykomende letters word sedert 1885 gebruik selfs al is daar net een supernova in die jaar ontdek byvoorbeeld SN 1885A en SN 1907A Voor 1987 was selde twee bykomende letters nodig sedert 1988 word hulle egter elke jaar gebruik Noemenswaardige supernovas Wysig Die Krapnewel is n uitkringende gaswolk wat deur SN 1054 geskep is Die jaartalle in die naam van supernovas verwys na die jaar waarin hulle vir die eerste keer op aarde waargeneem is Die supernovas self is honderde of duisende ligjare van die aarde af daarom duur dit weens die beperkte snelheid van lig baie lank voor dit van hier af sigbaar is 1006 SN 1006 Baie helder supernova berigte in Egipte Irak Italie Switserland China Japan en moontlik Frankryk en Sirie 1054 SN 1054 Die vorming van die Krapnewel aangeteken deur Sjinese sterrekundiges en moontlik deur inheemse Amerikaners 1181 SN 1181 Aangeteken deur Sjinese en Japanse sterrekundiges in die sterrebeeld Kassiopeia waarskynlik n oorblyfsel van die vreemde ster 3C 58 1572 SN 1572 Supernova in Kassiopeia waargeneem deur Tycho Brahe uit wie se boek De Nova Stella die woord nova kom 1604 SN 1604 Supernova in die Slangdraer waargeneem deur Johannes Kepler die mees onlangse supernova wat met die blote oog in die Melkweg waargeneem kon word 1885 NS 1885A of S Andromedae In die Andromeda sterrestelsel ontdek deur Ernst Hartwig 1987 SN 1987A In die Groot Magellaanse Wolk waargeneem binne ure na die aanvang daarvan Dit was die eerste geleentheid waarop moderne teoriee oor supernova vorming getoets kon word met behulp van waarnemings 2007 SN 2006gy Die helderste sterontploffing tot dusver is deur die Chandra X straalsterrewag waargeneem en dit het tot die erkenning van n nuwe soort supernova gelei Die ontploffing is beskryf as die koning van ontploffings met n massa van 150 keer die van die Son Dit het 100 keer soveel energie vrygestel as n tipiese supernova Cassiopeia A Supernova oorblyfsel in Kassiopeia geen rekords bestaan dat die supernova op aarde waargeneem is nie maar lig van daar af het ons na raming sowat 300 jaar gelede vir die eerste keer bereik Dit is die helderste radiobron bekend buite die Melkweg SN 1604 is deur Galileo gebruik as getuienis teen die Aristoteliaanse dogma van sy tyd dat die hemelruim nooit verander nie Rol van supernovas in sterevolusie WysigSupernovas verryk die omliggende interstellere medium met metale in sterrekunde is metale al die elemente swaarder as helium Elke stergenerasie het meer metale as vorige generasies Aanvanklik het sterre net uit waterstof en helium bestaan maar hulle het oor die bestaan van die heelal al hoe metaalryker geword Die verskillende chemiese verspreidings het n belangrike invloed op die ster se lewe en speel ook n rol in die waarskynlikheid dat dit planete het Verwysings Wysig Giacobbe Frederick W 2005 How a Type II Supernova Explodes Electronic Journal of Theoretical Physics 2 6 30 38 Bibcode 2005EJTP 2f 30G Heger Alexander Fryer Chris L Woosley Stanford E Langer Norbert Hartmann Dieter H 2003 How Massive Single Stars End Their Life Astrophysical Journal 591 288 arXiv astro ph 0212469 Bibcode 2003ApJ 591 288H doi 10 1086 375341 Schawinski Kevin et al 2008 Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant Science 321 5886 223 226 arXiv 0803 3596 Bibcode 2008Sci 321 223S doi 10 1126 science 1160456 PMID 18556514 Reynolds Stephen P et al 2008 The Youngest Galactic Supernova Remnant G1 9 0 3 The Astrophysical Journal Letters 680 1 L41 L44 arXiv 0803 1487 Bibcode 2008ApJ 680L 41R doi 10 1086 589570 Adams Scott M Kochanek Christopher S Beacom John F Vagins Mark R Stanek Krzysztof Z 2013 Observing the Next Galactic Supernova The Astrophysical Journal 778 2 164 arXiv 1306 0559 Bibcode 2013ApJ 778 164A doi 10 1088 0004 637X 778 2 164 Whittet Doug C B 2003 Dust in the Galactic Environment CRC Press pp 45 46 ISBN 0 7503 0624 6 Krebs J Hillebrandt Wolfgang 1983 The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds Astronomy and Astrophysics 128 411 Bibcode 1983A amp A 128 411K Boss A P Ipatov S I Keiser S A Myhill E A Vanhala H A T 2008 Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave The Astrophysical Journal Letters 686 2 L119 L122 arXiv 0809 3045 Bibcode 2008ApJ 686L 119B doi 10 1086 593057 Cappellaro Enrico 2001 Supernova Types and Rates Influence of Binaries on Stellar Population Studies 264 Dordrecht Kluwer Academic Publishers doi 10 1007 978 94 015 9723 4 16 Turatto Massimo 2003 Classification of Supernovae Supernovae and Gamma Ray Bursters Lecture Notes in Physics 598 p 21 doi 10 1007 3 540 45863 8 3 ISBN 978 3 540 44053 6 Doggett Jesse B Branch David 1985 A comparative study of supernova light curves The Astronomical Journal 90 2303 Bibcode 1985AJ 90 2303D doi 10 1086 113934 Gilmore Gerry 2004 The Short Spectacular Life of a Superstar Science 304 5697 1915 1916 doi 10 1126 science 1100370 PMID 15218132 Staff 7 September 2006 Introduction to Supernova Remnants in Engels NASA Goddard SAO Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020 Besoek op 1 Mei 2007 Kirshner Robert P 1980 Type I supernovae An observer s view AIP Conference Proceedings 63 33 Bibcode 1980AIPC 63 33K doi 10 1063 1 32212 List of Supernovae in Engels IAU se Sentale Buro vir Astronomiese Telegramme Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020 Besoek op 25 Oktober 2010 The Padova Asiago supernova catalogue Osservatorio Astronomico di Padova Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 November 2019 Besoek op 10 Januarie 2014 Eksterne skakels WysigSupernova produseer kosmiese strale Lys van onlangse supernovas Die projek SNEWS Supernova Early Warning System gebruik neutrino opspoorders om n netwerk op te bou wat hopelik voorafkennisgewing van n supernova sal gee n Oorsigartikel op SNEWS n Tegniese oorsigartikel oor tipe Ia supernovas n Artikel oor die ontploffingsmeganisme van tipe Ia supernovas n Goeie oorsigartikel dooie skakel oor supernovas n Artikel oor die verband tussen supernovas en neutrino s Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Supernova Wikiwoordeboek het n inskrywing vir supernova Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse WikipediaOntsluit van https af wikipedia org w index php title Supernova amp oldid 2446943,