Supernova , plural supernovor eller supernovor , någon av en klass av våldsamt exploderande stjärnor vars ljusstyrka efter utbrott plötsligt ökar många miljoner gånger sin normala nivå.
Keplers Nova Sammansatt bild av Keplers Nova, eller Keplers Supernova, tagen av röntgenobservatoriet Chandra. NASA, ESA, R. Sankrit och W. Blair, Johns Hopkins University
Visa en animering för att förstå skillnaden mellan supernovor och neutronstjärnor En översikt över supernovor och neutronstjärnor. Open University (En Britannica Publishing Partner) Se alla videor för den här artikeln
Termen supernova härleds från ny (Latin: ny), namnet på en annan typ av exploderande stjärna. Supernovaer liknar novaer i flera avseenden. Båda kännetecknas av en enorm, snabb ljusning som varar i några veckor, följt av en långsam nedtoning. Spektroskopiskt visar de blåförskjutna utsläppslinjer, vilket antyder att heta gaser blåses utåt. Men en supernovaexplosion, till skillnad från en novautbrott, är en katastrofal händelse för en stjärna, en som i huvudsak avslutar sin aktiva (dvs energiproducerande) livstid. När en stjärna går till supernova kan avsevärda mängder av dess materia, som motsvarar materialet från flera solar, sprängas ut i rymden med en sådan explosion av energi att göra det möjligt för den exploderande stjärnan att stråla över hela sin hemgalax.
Supernovaexplosioner släpper inte bara enorma mängder radiovågor och Röntgenstrålar men också kosmiska strålar. Vissa gammastrålningsskurar har associerats med supernovor. Supernovaer släpper också många av de tyngre elementen som utgör komponenterna i solsystem , inklusive jorden, in i interstellärt medium . Spektralanalyser visar att överflödet av de tyngre elementen är större än normalt, vilket indikerar att dessa element verkligen bildas under explosionens gång. Skalet av en supernovarester fortsätter att expandera tills det på ett mycket avancerat stadium löser sig upp i det interstellära mediet.
vad är mitokondriernas funktion
Snabb satellit; Supernova 2007uy En röntgenbild (vänster) och en synlig ljusbild (höger) av Supernova 2007uy i galaxen NGC 2770 innan Supernova 2008D exploderade, bilden fångades av Swift-satelliten, januari 2008. NASA — Swift Science Team / Stefan Immler
Snabb satellit; Supernova 2008D En röntgenbild (till vänster) av den exploderande stjärnan i galaxen NGC 2770 som blev Supernova 2008D och en bild med synligt ljus (till höger) av Supernova 2008D fångad av Swift-satelliten, januari 2008. Stefan Immler — NASA / Swift Science Team
vad är baal i bibeln
Lär känna de olika historiska supernovorna - GRB 111209A, V838 Monocerotis, N 63A och SN 1006 En diskussion om olika historiska supernovaer. Open University (En Britannica Publishing Partner) Se alla videor för den här artikeln
Historiskt sett är det bara känt att bara sju supernovar har spelats in före början av 1600-talet. De mest kända av dem inträffade 1054 och sågs i ett av Hornens horn konstellation Oxen. Resterna av denna explosion är idag synliga som Krabbanebulosan, som består av glödande utkast av gaser som flyger utåt på ett oregelbundet sätt och en snabbt snurrande, pulserande neutronstjärna , kallas en Tryck , i mitten. Supernovan från 1054 spelades in av kinesiska och koreanska observatörer; det kan också ha sett av sydvästra amerikanska indianer, som föreslagits av vissa klippmålningar som upptäcktes i Arizona och New Mexico . Det var tillräckligt ljust för att ses under dagen, och dess stora ljusstyrka varade i flera veckor. Andra framstående supernovaer är kända för att ha observerats från jorden 185, 393, 1006, 1181, 1572 och 1604.
Det närmaste och lättast observerade av hundratals supernovaer som har spelats in sedan 1604 sågs först på morgonen den 24 februari 1987 av den kanadensiska astronomen Ian K. Shelton när han arbetade vid Las Campanas Observatory i Chile. Betecknad SN 1987A uppnådde detta tidigare extremt svaga föremål en magnitud 4,5 på bara några timmar, vilket blir synligt för det blotta ögat. Den nyligen framträdande supernova var belägen i det stora magellanska molnet på ett avstånd av cirka 160 000 ljusår . Det blev genast föremål för intensiv observation av astronomer över hela södra halvklotet och observerades av Hubble Space Telescope. SN 1987As ljusstyrka nådde sin topp i maj 1987, med en storlek på cirka 2,9, och sjönk långsamt under de följande månaderna.
supernova 1987A i det stora magellanska molnet Den här bilden visar de svaga yttre ringarna och den ljusa inre ringen som är karakteristisk för en timglasnebulosa. Foto AURA / STScI / NASA / JPL (NASA foto # STScI-PRC98-08d)
En knut i den centrala ringen av Supernova 1987A, som observerades av Hubble-rymdteleskopet 1994 (vänster) och 1997 (höger). Knuten orsakas av kollisionen mellan supernovas sprängvåg med en långsammare rörelse av materia den hade matas ut tidigare. Ljuspunkten längst ner till vänster är en orelaterad stjärna. Foto AURA / STScI / NASA / JPL (NASA foto # STScI-PRC98-08b)
Supernovaer kan delas in i två breda klasser, typ I och typ II, beroende på hur de detonerar. Typ I-supernovor kan vara upp till tre gånger ljusare än typ II; de skiljer sig också från supernovar av typ II genom att deras spektra inte innehåller väteledningar och de expanderar ungefär dubbelt så snabbt.
vilken nationalitet var peter paul rubens
Den så kallade klassiska explosionen, associerad med typ II-supernovor, har som stamfader en mycket massiv stjärna (en Population I-stjärna) med minst åtta solmassor som är i slutet av sin aktiva livstid. (Dessa ses bara i spiralgalaxer, oftast nära armarna.) Fram till detta stadium av sin utveckling har stjärnan lysit med hjälp av kärnenergin som släppts ut vid och nära sin kärna i processen att pressa och värma lättare element som väte eller helium till successivt tyngre grundämnen - dvs i fusionsprocessen. Att bilda element som är tyngre än järn absorberar snarare än att producera energi, och eftersom energi inte längre är tillgänglig byggs en järnkärna upp i mitten av den åldrande tungviktsstjärnan. När järnkärnan blir för massiv, motverkar dess förmåga att stödja sig själv med hjälp av den yttre explosiva kraften av interna fusionsreaktioner den enorma dragningen av sin egen gravitation. Följaktligen kollapsar kärnan. Om kärnans massa är mindre än cirka tre solmassor fortsätter kollapsen tills kärnan når en punkt där dess utgör kärnor och fria elektroner krossas ihop till en hård, snabbt snurrande kärna. Denna kärna består nästan helt av neutroner , som komprimeras i en volym endast 20 km (12 miles) över men vars sammanlagda vikt är lika med den för flera solar. En tesked full av detta utomordentligt täta material skulle väga 50 miljarder ton på jorden. Ett sådant objekt kallas a neutronstjärna .
Supernova-detonationen inträffar när materialet faller in från stjärnans yttre lager och sedan sprider sig från kärnan, som har slutat kollapsa och plötsligt presenterar en hård yta för de fallande gaserna. Chockvågen som genererades av denna kollision förökar sig utåt och blåser av stjärnans yttre gaslager. Mängden material som sprängs utåt beror på stjärnans ursprungliga massa.
Om kärnmassan överstiger tre solmassor är kärnkollapsen för stor för att producera en neutronstjärna; den imploderande stjärnan komprimeras till en ännu mindre och tätare kropp - nämligen en svart hål . Fallande material försvinner i det svarta hålet, vars gravitationsfält är så intensivt att inte ens ljus kan fly. Hela stjärnan tas inte in av det svarta hålet, eftersom mycket av stjärnans fallande hölje antingen tar sig tillbaka från den tillfälliga bildandet av en snurrande neutronkärna eller missar att passera genom mitten av kärnan och snurras av istället.
Copyright © Alla Rättigheter Förbehållna | asayamind.com