Wikipedia

Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Cực siêu tân tinh”

Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
n clean up, replaced: , → , (2) using AWB
Dòng 3:
'''Hypernova''' là một ngôi sao đặc biệt lớn sụp đổ vào cuối tuổi thọ của nó. Cho đến những năm 1990, nó dùng để chỉ một vụ nổ với [[năng lượng]] bằng năng lượng của hơn 100 [[siêu tân tinh]] (trên 10<sup>48</sup>&nbsp;[[Joule|J]]). Vụ nổ như vậy được cho là nguồn gốc của các [[chớp gamma]] thời gian dài.<ref>[http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/why_hyper.html]</ref>
 
Sau những năm 1990, thuật ngữ đã được sử dụng để mô tả các siêu tân tinh của những ngôi sao lớn nhất, các [[sao cực siêu khổng lồ]], có khối lượng từ 100 đến hơn 300 lần so với Mặt Trời. Sự phân rã [[Đồng vị của Nicken|<sup>56</sup>Ni]] , một [[đồng vị]] thời gian tồn tại ngắn của [[niken]], được cho là đã cung cấp hầu hết ánh sáng của hypernova.<ref>[http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/H/Hypernova Hypernova] Accessed 2008-06-23</ref>
 
Bức xạ sinh ra của một hypernova ở cự li gần có thể gây ra thiệt hại nghiêm trọng cho Trái Đất, tuy nhiên không có sao cực siêu khổng lồ nào được biết đủ gần Trái Đất để gây nên mối đe dọa.<ref>[http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html SPACE.com - Possible Hypernova Could Affect Earth<!-- Bot generated title -->]</ref> Nhóm dẫn đầu bởi Brian Thomas, một nhà vật lý thiên văn tại Đại học Washburn ở Kansas, đã phỏng đoán rằng một hypernova có thể đã gây ra [[sự tuyệt chủng hàng loạt kỷ Ordovic-kỷ Silur]] trên [[Trái Đất]] 440 triệu năm trước đây, nhưng không có bằng chứng rõ ràng để chứng minh.<ref>{{chú thích web|url=http://news.nationalgeographic.com/news/2009/04/090403-gamma-ray-extinction.html|title=Gamma-Ray Burst Caused Mass Extinction?|last=Minard|first=Anne|date=April 3, 2009|publisher=National Geographic News|accessdate=16 April 2010}}</ref>
Dòng 15:
Lõi của hypernova sụp đổ trực tiếp thành một [[lỗ đen]], và hai luồng plasma cực mạnh được phóng ra với tốc độ gần bằng [[tốc độ ánh sáng]] từ hai cực quay tròn của nó. Những luồng plasma này phát ra các [[tia gamma]] mãnh liệt và là một lời giải thích có thể đúng cho các chớp gamma thời gian dài. Tuy nhiên, hypernovas không thể dùng để giải thích cho các chớp gamma thời gian ngắn, mà dường như không có liên quan gì với các ngôi sao lớn, vì một số vụ chớp ngắn xuất hiện trong những khu vực không có sự hình thành sao mới - một điều cần thiết bởi vì các ngôi sao khổng lồ có thời gian sống ngắn và do đó chắc phải vừa được sinh ra.
 
Năng lượng sinh ra từ hypernova của một ngôi sao lớn, cùng với hiệu ứng sáng chói, là cần thiết để giải thích độ sáng và khoảng cách cực kì lớn (trên 10 năm ánh sáng, được đo bởi sự chuyển dịch đỏ của afterglow ionization) của những chớp gamma thời gian dài (>2 giây), trong đó cần sự phát xạ gamma trên 10<sup>44</sup> J là cần thiết. Cơ chế chính là khi các luồng năng lượng mạnh mẽ được taọ thành tại trục quay của lỗ đen , các vụ nổ bức xạ năng lượng cao sẽ xuất hiện cho người quan sát trên đường đi của luồng plasma naỳ, thậm chí ở một khoảng cách xa đến phần rìa vũ trụ có thể quan sát được. Đến nay, hypernova và các chớp gamma dài đã được nhìn thấy trong thiên hà khác, nhưng vẫn chưa được quan sát thấy trong thiên hà của chúng ta.
 
Bởi vì các ngôi sao đủ lớn để sụp đổ trực tiếp vào một lỗ đen là khá hiếm, do đó hypernova sẽ rất hiếm gặp, nếu chúng thực sự xảy ra. Ước tính rằng một cứ mỗi 200 triệu năm hypernova sẽ xảy ra trong thiên hà của chúng ta.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/wiki/Cực_siêu_tân_tinh”