| dbo:abstract
|
- مستعر أعظم نوع Ia في علم الفلك (بالإنجليزية: Type Ia supernova) هو أحد أنواع مستعر أعظم حيث ينتهي عمر نجم متغير بحدوث أنفجار ينشأ عنه نجم قزم أبيض. والقزم الأبيض هو ماتخلف عن النجم الأصلي بعد انتهاء عمره واستهلاكه للهيدروجين عن طريق الاندماج النووي. ولكن يوجد نوع من نجوم الأقزام الصغيرة تقوم باندماج نووي للكربون والأكسجين وينتج عنها طاقة كبيرة ترفع من درجة حرارتها. وتكون مدة دورة القزم الأبيض حول محوره منخفضة عندما تقل كتلته عن حد شاندراسيخار الذي يقدر ب 38 .1 كتلة شمسية.وتلك هي أكبر كتلة يمكن لضغط انفطار مستويات الطاقة للإلكترونات فيها إحداث توازن مع قوة الجاذبية التي تدفعه إلى التقلص. فإدا تعدت كتلة القزم الأبيض ذلك الحد فإنه يستمر في التقلص والانكماش. وإذا كان للقزم الأبيض نجم قرين وكان القرين عملاقا أحمرا واسع الانتشار فإن القزم الأبيض يقوم بجذب غاز من العملاق الأحمر ويضيفها إلى كتلته. فترتفع كتلة القزم الأبيض رويدا رويدا حتى تصل إلى حد شاندراسيخار فيبدأ اندماج نووي يندمج فيه الكربون. وعندما يصل إلى كتلة حرجة - وهذا حدث نادر جدا - فإنه يبدأ التقلص، فترتفع درجة حرارته إلى درجة بدء الاندماج النووي فيه من جديد. وخلال عدة ثوان من بدء الاندماج النووي فيه يتفاعل جزء كبير من مادته بما يسمى تفاعل نووي منفلت thermal runaway reaction، مصحوبا بإصدار كمية هائلة من الطاقة (1 –2×1044 جول)مؤدية بانفجار النجم في هيئة مستعر أعظم. ويتميز ذلك النوع من المستعرات العظمى وهو مستعر أعظم من النوع Ia بأن له بريق ثابت حيث أن النجم ينفجر بعد تجميعه لكمية معينة من الوقود النووي. ويستخدم العلماء ذلك الانفجار وما ينشأ عنه من بريق ثابت كمقياس معايرة، تمكنهم من معرفة بعد المجرات التي تحويهم عنا، ذلك لأن القدر الظاهري للمستعرات العظمي يعتمد على بعدها عنا. (ar)
- Una supernova de tipus Ia és una subcategoria de supernoves que resulta de la violenta explosió d'una estrella nana blanca. Una nana blanca és el romanent d'una estrella que ha completat el seu cicle de vida normal i ha deixat de fer fusió nuclear. No obstant això, les nanes blanques de la varietat carboni-oxigen comú són capaços de fer reaccions de fusió, a més, d'alliberar una gran quantitat d'energia si les temperatures pugen prou alt. Físicament, les nanes blanques carboni-oxigen amb una baixa taxa de rotació es limiten a menys d'1,38 masses solars. Més enllà d'això, es tornen a encendre i, en alguns casos, provocar l'explosió d'una supernova. Confusament, aquest límit es refereix sovint com la massa de Chandrasekhar, tot i ser subtilment diferent del límit de Chandrasekhar absolut on la pressió de degeneració d'electrons no és capaç d'evitar el col·lapse catastròfic. Si una nana blanca gradualment acreta massa d'una companya binària, la hipòtesi general és que el seu nucli s'arriba a la temperatura d'ignició per a la a mesura que s'acosta al límit. Si la nana blanca es fusiona amb una altra estrella (un fet molt poc freqüent), en un moment excedirà el límit i començaran a esfondrar-se, en elevar la seva temperatura més enllà del punt de fusió d'ignició nuclear. Al cap de pocs segons de l'inici de la fusió nuclear, una fracció substancial de la matèria a la nana blanca se sotmet a una reacció fora de control, alliberant energia suficient (1-2 × 1044 J) per deslligar l'estrella en una explosió de supernova. Aquesta categoria de supernoves produeixen lluminositat pic consistent a causa de la massa uniforme de les nanes blanques que esclaten a través del mecanisme d'acreció. L'estabilitat d'aquest valor permet que aquestes explosions puguin ser utilitzades com candeles estàndard per mesurar la distància a les seves galàxies amfitriones perquè la magnitud aparent de les supernoves depèn principalment de la distància. (ca)
- Supernovae vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliziums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet. Im Gegensatz zu allen anderen Supernovaarten befindet sich in ihren Supernovaüberresten kein überlebender Zentralstern. Supernovae vom Typ Ia galten lange als die am genauesten bekannten Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung im Bereich kosmologischer Distanzen, neuste Erkenntnisse lassen daran aber Zweifel aufkommen. (de)
- Supernovao de tipo Ia estas kategorio de supernovaoj kiuj rezultas el eksplodo de Blanka nano. Blanka nano estas restaĵo de stelo kiu kompletigis sian en kies eno la nuklea fuzio jam ĉesis; tamen, ĉe la blankaj nanoj de komuna kategorio la karbono-oksigeno daŭrigas produkti fuzion, kiu disvastigas grandan kvanton da energio kiam ilia temperaturo konserviĝas sufiĉe alta. Vidpunkte de fiziko, la blankaj nanoj kun malalta procento de rotacio. estas limigitaj al masoj malpli altaj ol la 1,44 rilate la sunaj masoj. Tiu estas la maksima maso kiu povas esti subtenita de la elektronoj en ; ĉe tiu limo la blankaj nanoj tendencus kolapsi. Se blanka nano iom post iom kreskigas sian mason ĝin forŝirante de stelo kamarada, oni opinias ke ĝia nukleo atingus la temperaturon postulitan por ke la elektrona premo degeneru. Ĉe tiu grando la blankaj nanoj tendencus kolapsi. Se blanka nano atingus la temperaturon postulitan por la fuzio de karbono-oksigeno en la momento de atingo de ĝia limo. Se blanka nano fandiĝas kun kun kararada stelo (evento vere malofta). ĝi povus superi la limon kaj komenci kolapsi, reakirante la temperaturon ĝis fuzipunkto. En la daŭro de kelkaj sekundoj, sufiĉa frakcio de la nana materio vorticas en termika reago sufiĉa por diserigi la stelon per eksplodo simila al tiu de supernovao. Tiu kategorio de supernovaoj produktas rimarkindan pintvaloron de lumeco, por la homogena maso de la blanka nano kiu eksplodus pro la kreska meĥanismo. La stabileco de tiu valoro permesas utiligi tiun tipon de eksplodo kiel por kalkuli la distancon de la gastiganta galaksio, ĉar la videbla magnitudo de la supernovaoj dependas precipe de la distanco. (eo)
- Una supernova Ia es un tipo de supernova que ocurre en sistemas binarios (sistemas de dos estrellas que orbitan entre sí) en los cuales una de las estrellas es una enana blanca. La otra estrella que conforma el sistema puede ser de cualquier tipo, desde una estrella gigante hasta una enana blanca más pequeña. Sin embargo, las enanas blancas comunes de carbono y oxígeno son capaces de reacciones de fusión generadoras de una gran cantidad de energía si alcanzan temperaturas lo suficientemente altas. Físicamente, las enanas blancas de carbono y oxígeno con rotación baja están limitadas a menos de 1.38 masas solares. A pesar de esto, las enanas blancas vuelven a tener combustión y en algunos casos generan una explosión de supernova. Curiosamente, el límite de este fenómeno es comúnmente llamado límite de Chandrasekhar, a pesar de que es bastante diferente del límite absoluto de Chandrasekhar donde la presión degenerativa electrónica no previene los colapsos catastróficos. Si una enana blanca une gradualmente su masa con su compañero binario, la hipótesis general es que el núcleo alcanzara la temperatura necesaria para provocar la fusión del carbono. En el raro caso de que dos enanas blancas se mezclen, esto excederá el límite de Chadrasekhar y empezaran a colapsar, aumentando la temperatura más allá del punto de fusión. En cuestión de segundos después del comienzo de la fusión nuclear, una fracción significativa de la materia que compone la enana blanca pasa por una reacción descontrolada, la cual liberara suficiente energía (1–2×1044 Julios) para provocar el colapso de la estrella en una supernova. Esta categoría de supernova produce luminosidad consistente por la uniformidad de la masa de las enanas blancas que explotan a causa del mecanismo de aceleración. La estabilidad de los valores de luminosidad permite que estas explosiones sean usadas como estándares para medir la distancia de sus galaxias pertenecientes, ya que la magnitud visual de una explosión de supernova depende en gran medida de la distancia. En mayo del año 2015, la NASA reportó que el centro de observación espacial Kepler observó el fenómeno KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en el proceso de explosión. La información acerca de los momentos previos, durante, y después de este fenómeno podrían ser claves para que los investigadores puedan determinar de una mejor manera la naturaleza de la energía oscura. (es)
- Supernova tipe Ia (Ia dibaca "one-a") adalah tipe ledakan supernova yang terjadi karena timbulnya ledakan termonuklir bintang ganda akibat akresi atau penggabungan bintang ganda (dimana salah satu pasangan bintang adalah katai putih). Akresi tersebut menyebabkan bintang mengalami pelanggaran Batas Chandrasekhar dan memicu ledakan. Saat terjadi supernova tipe Ia, tidak ditemukan adanya garis H di Garis spektrum, tetapi ditemukan garis-garis kuat Si, Fe, dan Ca. Mereka paling mudah dicirikan dengan adanya fitur penyerapan Silikon dan kecerahannya yang bisa menyamai kecerahan galaksi. Supernova tipe Ia memiliki peran yang sangat penting dalam mengukur ekspansi alam semesta karena mereka meledak dengan jumlah energi yang hampir sama persis, bersinar dengan kecerahan puncak yang hampir seragam. Sifatnya yang seperti itu bisa dijadikan sebagai apa yang disebut sebagai standard candles (jarak suatu objek akan dikira-kira berdasarkan patokan jarak menurut luminositasnya). Jika magnitudo semu dan magnitudo mutlak dari supernova tersebut terukur, maka jaraknya dapat diketahui. (in)
- Une supernova de type Ia (lire « type 1-a »), ou supernova thermonucléaire, est un type de supernova survenant dans les systèmes binaires contenant au moins une naine blanche, l'autre étoile pouvant être de n'importe quel type, d'une géante à une naine blanche plus petite. La masse des naines blanches constituées de carbone et d'oxygène ayant une faible vitesse de rotation est physiquement limitée à 1,4 masses solaires. Au-delà de cette masse critique, généralement confondue avec la masse de Chandrasekhar, des réactions de fusion nucléaire se déclenchent et s'emballent au point de conduire à une supernova. Cela survient typiquement lorsqu'une naine blanche accrète progressivement de la matière à partir d'un compagnon ou fusionne avec une autre naine blanche, lui faisant atteindre la masse critique, raison pour laquelle ce type de supernova ne s'observe que dans les systèmes binaires. L'hypothèse généralement retenue est que le cœur de la naine blanche atteint les conditions de fusion du carbone et, en quelques secondes, une fraction significative de sa masse subit une fusion nucléaire qui libère suffisamment d'énergie (1–2 × 1044 J) pour la désintégrer complètement en une explosion thermonucléaire. Du fait de la valeur constante de la masse critique déclenchant ces explosions, les supernovae de type Ia présentent une courbe de luminosité relativement constante, ce qui permet de les utiliser comme chandelles standard pour mesurer la distance de leur galaxie hôte à partir de leur magnitude apparente mesurée depuis la Terre. L'observation de telles supernovae au tout début de leur explosion est particulièrement rare, mais permet d'ajuster les modèles et de calibrer les chandelles standard afin, notamment, de mieux évaluer l'expansion de l'Univers et les effets de l'énergie noire. (fr)
- A Type Ia supernova (read: "type one-A") is a type of supernova that occurs in binary systems (two stars orbiting one another) in which one of the stars is a white dwarf. The other star can be anything from a giant star to an even smaller white dwarf. Physically, carbon–oxygen white dwarfs with a low rate of rotation are limited to below 1.44 solar masses (M☉). Beyond this "critical mass", they reignite and in some cases trigger a supernova explosion; this critical mass is often referred to as the Chandrasekhar mass, but is marginally different from the absolute Chandrasekhar limit, where electron degeneracy pressure is unable to prevent catastrophic collapse. If a white dwarf gradually accretes mass from a binary companion, or merges with a second white dwarf, the general hypothesis is that a white dwarf's core will reach the ignition temperature for carbon fusion as it approaches the Chandrasekhar mass. Within a few seconds of initiation of nuclear fusion, a substantial fraction of the matter in the white dwarf undergoes a runaway reaction, releasing enough energy (1–2×1044 J) to unbind the star in a supernova explosion. The type Ia category of supernova produces a fairly consistent peak luminosity because of this fixed critical mass at which a white dwarf will explode. Their consistent peak luminosity allows these explosions to be used as standard candles to measure the distance to their host galaxies: the visual magnitude of a type Ia supernova, as observed from Earth, indicates its distance from Earth. In May 2015, NASA reported that the Kepler space observatory observed KSN 2011b, a type Ia supernova in the process of exploding. Details of the pre-nova moments may help scientists better judge the quality of Type Ia supernovae as standard candles, which is an important link in the argument for dark energy. In September 2021, astronomers reported that the Hubble Space Telescope had taken three images of a Type Ia supernova through a gravitational lens. This supernova appeared at three different times in the evolution of its brightness due to the differing path length of the light in the three images; at −24, 92, and 107 days from peak luminosity. A fourth image will appear in 2037 allowing observation of the entire luminosity cycle of the supernova. (en)
- Ia型超新星(いちえいがたちょうしんせい、Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。 物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される。これは、によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々にが起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044Jものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす。 この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。 (ja)
- Ia형 초신성(Ia形超新星, 영어: type Ia supernova)은 초신성의 하위 범주로, 백색 왜성이 격렬하게 폭발한 결과물이다. 백색 왜성이란 핵융합이 끝나 일반적인 삶의 주기가 종료된 항성의 잔해이다. 그런데 백색 왜성 중 온도가 높아지면 엄청난 양의 에너지를 방출하여 핵융합을 다시 시작할 수 있는 것이 있다. 자전 속도가 낮은 백색 왜성의 질량은 찬드라세카르 한계인 약 1.44 태양질량 이하로 물리적으로 제한된다. 이것은 별이 전자 축퇴압으로 유지될 수 있는 최대한의 질량이다. 이 한계를 넘어서면 백색 왜성은 붕괴해 버린다. 만약 백색 왜성이 동반성의 질량을 점차적으로 뺏어온다면, 그 질량이 한계점에 가까워짐에 따라 백색 왜성의 핵이 탄소 연소를 일으킬 수 있는 발화 온도에 도달하게 된다는 것이 통설이다. 만약 백색 왜성이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 경우), 그 온도는 핵융합 발화 온도보다 훨씬 뜨거워지고, 순간적으로 찬드라세카르 한계를 뛰어넘어 붕괴하기 시작한다. 핵융합이 일어나는 찰나의 순간동안 백색 왜성을 이루는 물질의 상당량이 열폭주 반응을 일으켜 1~2×1044 J 상당의 에너지를 방출한다. 이 에너지는 별의 속박을 풀어 버리고 초신성 폭발을 일으키기에 충분한 양이다. 강착 메커니즘을 통해 폭발하는 백색 왜성의 질량이 균일하기에, 이 종류의 초신성은 최고 광도가 일정하다고 알려져 있다. 이 값의 안정성 때문에, Ia형 초신성 폭발은 그 실시 등급이 주로 지구까지의 거리에 의해 결정되므로, 초신성이 속해 있는 모은하까지의 거리를 재는 척도로 사용된다. 하지만 2014년 1월 애리조나 대학의 연구팀에 의해 발견된 M82 은하에서 발견한 초신성은 그 가정을 부정하고 있어서 학계에서 관심을 끌고 있다. 만약 이 광도의 일정성이 부정되면 허블 상수와 암흑 에너지의 양이 달라지고 결국 우주의 나이에 대한 계산까지 바뀌어야 한다. (ko)
- Una supernova di tipo Ia è una tipologia di supernova originata dall'esplosione di una nana bianca. Una nana bianca è ciò che resta di una stella di massa medio-piccola che ha completato il suo ciclo vitale e al cui interno la fusione nucleare è cessata; tuttavia, le nane bianche al carbonio-ossigeno, le più comuni dell'Universo, sono in grado, se le loro temperature salgono a sufficienza, di far perdurare le reazioni di fusione, che rilasciano una gran quantità di energia. Da un punto di vista fisico, le nane bianche a lenta rotazione possiedono una massa limite, definita limite di Chandrasekhar, che equivale a circa 1,44 masse solari (M☉). Questa è la massa più elevata che può essere supportata dalla pressione esercitata dagli elettroni degenerati; oltre questo limite le nane bianche tendono a collassare. Se una nana bianca aumenta gradualmente la propria massa accrescendola da una compagna in un sistema binario, si ritiene che, nel momento in cui si approssima al limite, il suo nucleo possa raggiungere la temperatura richiesta per la fusione del carbonio. Se la nana bianca si fonde poi con un'altra stella (un evento in realtà molto raro), essa potrebbe persino superare il limite e iniziare a collassare, riaumentando la temperatura fino al punto di fusione. Entro pochi secondi dall'inizio della fusione, una sostanziale frazione della materia della nana bianca subisce una reazione termonucleare incontrollata che rilascia un'energia sufficiente (1-2 × 1044 J) a disgregare la stella in una violenta esplosione. Questa categoria di supernovae produce un picco notevole di luminosità assoluta, che si presenta pressoché simile in tutte le esplosioni di questo tipo a causa della relativa uniformità delle masse delle nane bianche che esplodono in seguito ai processi di accrescimento. Per tale ragione le supernovae di tipo Ia sono utilizzate come candele standard per misurare la distanza della loro galassia ospitante, poiché la loro magnitudine apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza a cui si trovano. (it)
- Een supernova type Ia (lees: "type één-a") is een type supernova dat plaatsvindt in een dubbelstersysteem (twee sterren in omloop om elkaar), waarvan ten minste een van beide sterren een witte dwerg is. De andere ster kan verschillende objecten zijn: alles van een reuzenster tot een kleinere witte dwerg behoren tot de mogelijkheden. De fysieke limiet voor een witte dwerg; een 'dode ster' die hoofdzakelijk bestaat uit zuurstof en koolstof en een trage rotatie heeft, is 1,44 zonnemassa (symbool: M☉). Zou de ster nog zwaarder worden, dan zou kernfusie weer kunnen beginnen en zal hij kunnen exploderen in een supernova-explosie. Deze limiet wordt vaak de Chandrasekhar-massa genoemd, wat niet verward moet worden met de Chandrasekhar-limiet, waarbij degeneratieve elektronendruk overwonnen wordt en een catastrofale implosie volgt. Als een witte dwerg langzaam massa opneemt via accretie van een begeleidende ster uit een dubbelstersysteem, is de algemene hypothese dat bij het bereiken van de Chandrasekhar-massa, de kern van de dwerg de druk en temperatuur zal bereiken waardoor kernfusie van koolstof mogelijk wordt. In de zeer zeldzame gebeurtenis dat een witte dwerg zou samensmelten met nóg een witte dwerg, zal deze de limiet plotseling overschrijden en beginnen te imploderen, waarbij de temperatuur opnieuw zo hoog wordt dat kernfusie zal herstarten. Maar luttele seconden nadat deze kernfusie begint ondergaat een substantieel deel van de massa van de witte dwerg een thermisch cascade-effect. Hierdoor zal genoeg energie worden geproduceerd (1-2 x 1044 J) om de ster te doen ontploffen in een supernova-explosie. De type Ia-categorie van supernovae produceert een vaststaande piek in lichtkracht, omdat de massa van witte dwergen ten tijde van de explosie altijd gelijk is, namelijk de Chandrasekhar-massa. Daardoor kunnen deze explosies gebruikt worden als ijkwaarde (standaardkaarsen) om onder andere de afstand te kunnen bepalen van de sterrenstelsels waarin ze plaatsvinden. De schijnbare magnitude wordt namelijk hoofdzakelijk bepaald door de afstand. In mei 2015 rapporteerde NASA dat het Kepler Space Observatory KSN2011b geobserveerd heeft, een type Ia supernova die nog bezig was met exploderen. Dit was een buitenkansje voor de wetenschappers, omdat er nog veel onbekend is over type Ia van vóór de explosie. Met meer van dit soort data zou men het fenomeen supernovae Ia beter kunnen beoordelen. Ze zijn ook nog eens de belangrijkste aanwijzing voor het bestaan van donkere energie. (nl)
- Supernowa typu Ia – odmiana supernowej charakteryzująca się tym, że w jej widmie brak linii wodoru i helu, są natomiast obecne silne linie absorpcyjne krzemu, o długości 615,0 nm W odróżnieniu od innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet w eliptycznych. Nie wykazują związków z obszarami formowania gwiazd. Eksplozje supernowych typu Ia uwalniają najwięcej energii spośród wszystkich znanych rodzajów supernowych. Najdalszy zaobserwowany pojedynczy obiekt (pomijając galaktyki i gromady kuliste) był supernową Ia oddaloną miliardy lat świetlnych od Ziemi. (pl)
- Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se sua temperatura estiver alta o suficiente. Supernovas do tipo Ia ocorrem em sistemas binários de estrelas, sendo uma das estrelas uma anã branca e a outra podendo variar de gigantes vermelhas até outra anã branca de menor massa. Fisicamente, as anãs brancas de baixo índice de rotação são limitadas a massas que estão abaixo do limite de Chandrasekhar, de cerca de 1,44 massas solares. Essa é a massa máxima que pode ser suportada pela pressão de degenerescência dos elétrons. Além desse limite, a anã branca entraria em colapso. Se uma anã branca gradualmente acresce da massa de uma companheira binária, acredita-se que seu núcleo atinge a temperatura de ignição da fusão do carbono, uma vez que esta alcança o limite. Dado que a pressão de degenerescência não depende da temperatura, esta estrela não é capaz de expandir e resfriar-se, como estrelas da sequência principal o fazem. Este processo, portanto, a desestabiliza, gerando uma reação em cadeia que acaba ocasionando a explosão desta anã branca em uma supernova. Outra possibilidade é a fusão da anã branca com outra estrela (um fato muito raro). Neste caso, tal estrela momentaneamente ultrapassará o limite de Chandrasekhar e entrará em colapso, mais uma vez elevando sua temperatura até ponto de ignição de fusão nuclear. Dentro de poucos segundos após o início da fusão nuclear, uma fração substancial de matéria da anã branca sofre uma reação nuclear que libera energia suficiente (1-2 × 1044 joules) para liberar a estrela em uma explosão de supernova. Essa categoria de supernovas produz um consistente pico de luminosidade por causa da massa uniforme das anãs brancas que explodem pelo mecanismo de acresção. A estabilidade desse valor permite que essas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância de suas galáxias hospedeiras, dado que a magnitude aparente das supernovas depende sobretudo da distância. Uma maneira de estudar as explosões de supernovas consiste em avaliar sua curva de luz, ou seja, o gráfico de sua intensidade luminosa através do tempo. Todas as supernovas Ia possuem curvas de luz muito similares, mas com velocidades de evolução distintas, ou seja, o brilho de algumas caindo mais rapidamente e de outras mais lentamente. Por volta de 1970 o astrônomo Yury Pavlovich Pskovskii sugeriu um mecanismo para corrigir o pico máximo de luminosidade de supernovas Ia, propondo que quanto mais rapidamente caísse seu brilho, menor o pico de luminosidade. Por volta de 1980, com o surgimento de câmeras mais avançadas e novas pesquisas sobre supernovas, destacando-se o survey Calán/Totolo, tal relação foi verificada e aprimorada pelo astrônomo Mark M. Phillips, hoje conhecida como relação de Phillips. Esta técnica permite que se nivele o brilho máximo de supernovas, melhorando a precisão de medidas de distâncias extragalácticas, hoje chegando a 7% de precisão através desta técnica. (pt)
- En supernova typ Ia, förkortat till SN Ia eller SNe Ia (plural), ibland skrivet supernova typ 1a tros vara en exploderande vit dvärg i ett dubbelstjärnesystem tillsammans med en röd jätte. En supernova typ Ia uppstår när en vit dvärg drar till sig materia från en närbelägen grannstjärna som svällt upp till en röd jätte. När den vita dvärgens massa växt till 1,3 solmassor och närmar sig Chandrasekhargränsen startar kolförbränning i dess inre. Vita dvärgar från medelstora stjärnor består av mycket kompakt degenererad materia som varken krymper eller sväller vid temperaturförändringar. Kärnreaktionerna i stjärnans inre är starkt temperaturberoende börjar att skena. När omkring 1/4 av den vita dvärgens massa blivit omvandlad till 56Ni exploderar den fullständigt. Mängden energi som frigörs beräknas vara 1-2×1044 J. Ut i rymden kastas hela stjärnans innehåll där omkring 0,3 solmassor är 56Ni som har en halveringstid på 6 dagar. Det radioaktiva sönderfallet lyser med en absolut magnitud av -19, vilket är 5 gånger starkare än en supernova typ II och 3 miljarder gånger starkare än solen. Under de närmaste veckorna och månaderna minskar mängden 56Ni genom radioaktivt sönderfall och ljuset falnar. Astronomer uppskattar att en supernova typ Ia exploderar vart 44:e år i Vintergatan. Endast en bråkdel av dessa är möjliga att observera eftersom stora delar av galaxen inte går att observera från solsystemets position. Det faktum att en supernova typ Ia alltid exploderar vid samma massa och med samma kemiska innehåll gör att de utstrålar samma mängd ljus. De använts för att mäta långa avstånd i rymden genom att man observerar hur mycket ljus som når jorden och räknar ut avståndet med omvända kvadratlagen. Idén föreslogs av Walter Baade år 1938. År 2011 fick Saul Perlmutter, Brian Schmidt och Adam Riess Nobelpriset i fysik för deras upptäckt att universums expansion accelererar istället för, som man tidigare trott, saktar in. Nobelpristagarna gjorde upptäckten när de mätte avståndet till avlägsna galaxer genom att studera ljusstyrkan hos supernova typ Ia-explosioner. Kraften som får universums expansionstakt att öka kallas populärt för mörk energi. (sv)
- Сверхновая типа Ia (англ. Type Ia supernova) — подкатегория сверхновых звёзд. Сверхновая типа Ia является результатом термоядерного взрыва белого карлика. (ru)
- Ia超新星（Type Ia supernova）是一种发生在双星系统（两颗恒星相互绕行）中的超新星，其中一颗恒星是白矮星，而另一颗恒星则大到巨星小到白矮星皆有可能。白矮星是已完成其正常生命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果它們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星的質量會低於1.44太陽質量（M☉）。有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–2×1044 J），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為此型超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 在2015年5月，NASA報告克卜勒太空望遠鏡觀測新發現一顆Ia超新星，KSN 2011b，爆炸的完整過程：爆炸前、爆炸中和爆炸後。前超新星時段的詳細資訊可能可以讓科學家對暗能量有更好的瞭解。 (zh)
- Наднові типу Ia — це тип наднових зір, що спалахують у подвійних системах, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або іншим типом зорі (в тому числі навіть іншим карликом). Наднова є результатом вибуху білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить межу Чандрасекара (~1,4 M☉). Білий карлик є «залишком» зорі, яка завершила свій еволюційний шлях і в якій припинилися термоядерні реакції. Проте, у білих карликів за певних умов можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють велику кількість енергії, якщо температура зростає достатньо високо. Білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за масою межею Чандрасекара (близько 1,38 сонячних мас). Це максимальна маса, яка може утримуватися в рівновазі тиском вироджених електронів. У разі перевищення цієї межі внаслідок акреції речовини від зорі-супутника білий карлик починає стрімко стискатися (відбувається гравітаційний колапс). За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягне температури ядерного горіння вуглецю у міру наближення маси до межі. Якщо білий карлик зливається з іншою зорею (дуже рідкісний випадок), він миттєво перевищує межу Чандрасекара і почне руйнуватися, знову ж таки, піднімаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу. Протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка термоядерна реакція з виділенням величезної кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що призводить до спалаху наднової зорі. Ця категорія наднових має приблизно однакову максимальну світність, а також схожу криву блиску через однорідність маси білих карликів, які спалахують. Сталість світності дозволяє застосовувати ці спалахи як «стандартні свічки» для побудови шкали космічних відстаней, оскільки видима зоряна величина наднових залежить лише від відстані до них. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- Supernovae vom Typ Ia sind eine relativ homogene Gruppe von Supernovae. Beim explosiven Aufleuchten zeigen sie in ihren Spektren keine Anzeichen von Wasserstoff oder Helium. Ihr charakteristisches Merkmal sind starke Absorptionslinien des Siliziums in der Zeit nach dem Maximum. Typ-Ia-Supernovae werden auch nach ihrem vermuteten Explosionsmechanismus als thermonukleare Supernovae bezeichnet. Im Gegensatz zu allen anderen Supernovaarten befindet sich in ihren Supernovaüberresten kein überlebender Zentralstern. Supernovae vom Typ Ia galten lange als die am genauesten bekannten Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung im Bereich kosmologischer Distanzen, neuste Erkenntnisse lassen daran aber Zweifel aufkommen. (de)
- Ia型超新星(いちえいがたちょうしんせい、Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。 物理学的に、自転速度の遅い白色矮星は、太陽質量のおよそ1.38倍のチャンドラセカール限界よりも小さい質量に限定される。これは、によって支えることのできる最大の質量である。この限界を超えると、白色矮星は崩壊を始める。伴星から白色矮星に徐々にが起こり、物質が降着すると、核が炭素燃焼過程を開始する温度に達する。非常に稀ではあるが、白色矮星が別の恒星と融合すると、瞬間的に限界を超えて崩壊を始め、核融合が開始される温度を超える。核融合開始後、数秒の間に、白色矮星を構成する物質のかなりの部分が熱暴走を起こし、1-2×1044Jものエネルギーを放出して、超新星爆発を起こす。 この種類の超新星は、白色矮星の質量が均一であるため、ピークの明るさが一定している。この安定性により、Ia型超新星は、視等級の大きさが距離に依存するため、それが含まれる銀河までの距離を測定する標準光源として用いることができる。 (ja)
- Сверхновая типа Ia (англ. Type Ia supernova) — подкатегория сверхновых звёзд. Сверхновая типа Ia является результатом термоядерного взрыва белого карлика. (ru)
- مستعر أعظم نوع Ia في علم الفلك (بالإنجليزية: Type Ia supernova) هو أحد أنواع مستعر أعظم حيث ينتهي عمر نجم متغير بحدوث أنفجار ينشأ عنه نجم قزم أبيض. والقزم الأبيض هو ماتخلف عن النجم الأصلي بعد انتهاء عمره واستهلاكه للهيدروجين عن طريق الاندماج النووي. ولكن يوجد نوع من نجوم الأقزام الصغيرة تقوم باندماج نووي للكربون والأكسجين وينتج عنها طاقة كبيرة ترفع من درجة حرارتها. (ar)
- Una supernova de tipus Ia és una subcategoria de supernoves que resulta de la violenta explosió d'una estrella nana blanca. Una nana blanca és el romanent d'una estrella que ha completat el seu cicle de vida normal i ha deixat de fer fusió nuclear. No obstant això, les nanes blanques de la varietat carboni-oxigen comú són capaços de fer reaccions de fusió, a més, d'alliberar una gran quantitat d'energia si les temperatures pugen prou alt. (ca)
- Supernovao de tipo Ia estas kategorio de supernovaoj kiuj rezultas el eksplodo de Blanka nano. Blanka nano estas restaĵo de stelo kiu kompletigis sian en kies eno la nuklea fuzio jam ĉesis; tamen, ĉe la blankaj nanoj de komuna kategorio la karbono-oksigeno daŭrigas produkti fuzion, kiu disvastigas grandan kvanton da energio kiam ilia temperaturo konserviĝas sufiĉe alta. (eo)
- Una supernova Ia es un tipo de supernova que ocurre en sistemas binarios (sistemas de dos estrellas que orbitan entre sí) en los cuales una de las estrellas es una enana blanca. La otra estrella que conforma el sistema puede ser de cualquier tipo, desde una estrella gigante hasta una enana blanca más pequeña. Sin embargo, las enanas blancas comunes de carbono y oxígeno son capaces de reacciones de fusión generadoras de una gran cantidad de energía si alcanzan temperaturas lo suficientemente altas. (es)
- Une supernova de type Ia (lire « type 1-a »), ou supernova thermonucléaire, est un type de supernova survenant dans les systèmes binaires contenant au moins une naine blanche, l'autre étoile pouvant être de n'importe quel type, d'une géante à une naine blanche plus petite. (fr)
- Supernova tipe Ia (Ia dibaca "one-a") adalah tipe ledakan supernova yang terjadi karena timbulnya ledakan termonuklir bintang ganda akibat akresi atau penggabungan bintang ganda (dimana salah satu pasangan bintang adalah katai putih). Akresi tersebut menyebabkan bintang mengalami pelanggaran Batas Chandrasekhar dan memicu ledakan. Saat terjadi supernova tipe Ia, tidak ditemukan adanya garis H di Garis spektrum, tetapi ditemukan garis-garis kuat Si, Fe, dan Ca. Mereka paling mudah dicirikan dengan adanya fitur penyerapan Silikon dan kecerahannya yang bisa menyamai kecerahan galaksi. (in)
- Una supernova di tipo Ia è una tipologia di supernova originata dall'esplosione di una nana bianca. Una nana bianca è ciò che resta di una stella di massa medio-piccola che ha completato il suo ciclo vitale e al cui interno la fusione nucleare è cessata; tuttavia, le nane bianche al carbonio-ossigeno, le più comuni dell'Universo, sono in grado, se le loro temperature salgono a sufficienza, di far perdurare le reazioni di fusione, che rilasciano una gran quantità di energia. (it)
- A Type Ia supernova (read: "type one-A") is a type of supernova that occurs in binary systems (two stars orbiting one another) in which one of the stars is a white dwarf. The other star can be anything from a giant star to an even smaller white dwarf. In May 2015, NASA reported that the Kepler space observatory observed KSN 2011b, a type Ia supernova in the process of exploding. Details of the pre-nova moments may help scientists better judge the quality of Type Ia supernovae as standard candles, which is an important link in the argument for dark energy. (en)
- Ia형 초신성(Ia形超新星, 영어: type Ia supernova)은 초신성의 하위 범주로, 백색 왜성이 격렬하게 폭발한 결과물이다. 백색 왜성이란 핵융합이 끝나 일반적인 삶의 주기가 종료된 항성의 잔해이다. 그런데 백색 왜성 중 온도가 높아지면 엄청난 양의 에너지를 방출하여 핵융합을 다시 시작할 수 있는 것이 있다. 자전 속도가 낮은 백색 왜성의 질량은 찬드라세카르 한계인 약 1.44 태양질량 이하로 물리적으로 제한된다. 이것은 별이 전자 축퇴압으로 유지될 수 있는 최대한의 질량이다. 이 한계를 넘어서면 백색 왜성은 붕괴해 버린다. 만약 백색 왜성이 동반성의 질량을 점차적으로 뺏어온다면, 그 질량이 한계점에 가까워짐에 따라 백색 왜성의 핵이 탄소 연소를 일으킬 수 있는 발화 온도에 도달하게 된다는 것이 통설이다. 만약 백색 왜성이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 경우), 그 온도는 핵융합 발화 온도보다 훨씬 뜨거워지고, 순간적으로 찬드라세카르 한계를 뛰어넘어 붕괴하기 시작한다. 핵융합이 일어나는 찰나의 순간동안 백색 왜성을 이루는 물질의 상당량이 열폭주 반응을 일으켜 1~2×1044 J 상당의 에너지를 방출한다. 이 에너지는 별의 속박을 풀어 버리고 초신성 폭발을 일으키기에 충분한 양이다. (ko)
- Een supernova type Ia (lees: "type één-a") is een type supernova dat plaatsvindt in een dubbelstersysteem (twee sterren in omloop om elkaar), waarvan ten minste een van beide sterren een witte dwerg is. De andere ster kan verschillende objecten zijn: alles van een reuzenster tot een kleinere witte dwerg behoren tot de mogelijkheden. (nl)
- Uma supernova tipo Ia é uma sub-categoria das estrelas variáveis cataclísmicas, resultado de uma violenta explosão de uma estrela anã branca. Uma anã branca é o resíduo de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear. Entretanto, anãs brancas do tipo comum de carbono-oxigênio são capazes de futuras reações de fusão, que liberam uma grande quantidade de energia se sua temperatura estiver alta o suficiente. Supernovas do tipo Ia ocorrem em sistemas binários de estrelas, sendo uma das estrelas uma anã branca e a outra podendo variar de gigantes vermelhas até outra anã branca de menor massa. (pt)
- Supernowa typu Ia – odmiana supernowej charakteryzująca się tym, że w jej widmie brak linii wodoru i helu, są natomiast obecne silne linie absorpcyjne krzemu, o długości 615,0 nm W odróżnieniu od innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet w eliptycznych. Nie wykazują związków z obszarami formowania gwiazd. (pl)
- En supernova typ Ia, förkortat till SN Ia eller SNe Ia (plural), ibland skrivet supernova typ 1a tros vara en exploderande vit dvärg i ett dubbelstjärnesystem tillsammans med en röd jätte. En supernova typ Ia uppstår när en vit dvärg drar till sig materia från en närbelägen grannstjärna som svällt upp till en röd jätte. När den vita dvärgens massa växt till 1,3 solmassor och närmar sig Chandrasekhargränsen startar kolförbränning i dess inre. Vita dvärgar från medelstora stjärnor består av mycket kompakt degenererad materia som varken krymper eller sväller vid temperaturförändringar. Kärnreaktionerna i stjärnans inre är starkt temperaturberoende börjar att skena. När omkring 1/4 av den vita dvärgens massa blivit omvandlad till 56Ni exploderar den fullständigt. (sv)
- Ia超新星（Type Ia supernova）是一种发生在双星系统（两颗恒星相互绕行）中的超新星，其中一颗恒星是白矮星，而另一颗恒星则大到巨星小到白矮星皆有可能。白矮星是已完成其正常生命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果它們的溫度上升得足夠高，仍有進行核融合反應，進一步釋放大量能量的能力。物理上，低自轉速率的碳-氧白矮星的質量會低於1.44太陽質量（M☉）。有點令人費解的是，儘管與電子簡併壓力無法阻擋災難性坍縮的錢德拉塞卡質量（Chandrasekhar mass）有所不同，這個限制通常被稱為錢德拉塞卡極限。如果一顆白矮星可以從其聯星系統的伴星逐漸吸積質量，一般假設當其接近此一質量極限時，核心將達到碳融合的點火溫度。如果白矮星與另一顆恆星合併（極為罕見的事件），它將在瞬間就超越了質量限制並開始坍縮，也會再次提升溫度超越核融合的燃點。在啟動核融合之後幾秒鐘，白矮星絕大部分的質量會經歷熱失控反應，釋放出極為巨大的能量（1–2×1044 J），在超新星爆炸中解除恆星的束縛。 這種類型的超新星由於爆炸的白矮星通過吸積的機制使質量幾乎一致，因此產生一致的峰值光度。因為此型超新星的視星等隨著距離而改變，這種穩定的最大光度使它們的爆發可以做為標準燭光，用來測量宿主星系的距離。 (zh)
- Наднові типу Ia — це тип наднових зір, що спалахують у подвійних системах, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або іншим типом зорі (в тому числі навіть іншим карликом). Наднова є результатом вибуху білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить межу Чандрасекара (~1,4 M☉). Білий карлик є «залишком» зорі, яка завершила свій еволюційний шлях і в якій припинилися термоядерні реакції. Проте, у білих карликів за певних умов можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють велику кількість енергії, якщо температура зростає достатньо високо. (uk)
|
