Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Siêu tân tinh”
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Không có tóm lược sửa đổi |
Không có tóm lược sửa đổi |
||
Dòng 1.287:
Có một số khó khăn trong việc tương thích giữa mô hình và quan sát tiến hóa sao dẫn đến siêu tân tinh suy sụp lõi. Các sao siêu khổng lồ đỏ được cho là sao tiền siêu tân tinh ở hầu hết các vụ nổ siêu tân tinh suy sụp lõi, và chúng đã được quan sát nhưng với khối lượng và độ sáng tương đối thấp, nhỏ hơn tương ứng {{solar mass|18}} và 100.000 ''L<sub>[[Tập tin:Sun symbol.svg|14px]]</sub>''. Đa phần không phát hiện được sao tiền siêu tân tinh loại II và phải coi là tương đối mờ, và có lẽ khối lượng thấp hơn. Hiện nay có đề xuất cho rằng sao siêu khổng lồ đỏ với khối lượng cao hơn sẽ không phát nổ thành siêu tân tinh, nhưng tiến triển ngược lại thành sao có nhiệt độ nóng hơn. Một vài sao tiền siêu tân tinh loại IIb đã được xác nhận, và chúng là các sao siêu khổng lồ loại K và loại G, và một sao siêu khổng lồ loại A.<ref name=smartt/> Sao siêu khổng lồ vàng hoặc LBV cũng được cho là sao tiền siêu tân tinh loại IIb, và hầu hết các loại siêu tân tinh loại IIb đủ gần đã chỉ ra dấu hiệu của các sao tiền siêu tân tinh.<ref name=problem>{{Cite journal |last1=Walmswell |first1=J. J. |last2=Eldridge |first2=J. J. |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x |title=Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=419 |issue=3 |pages=2054 |year=2012 |pmid=|pmc=|arxiv=1109.4637 |bibcode=2012MNRAS.419.2054W }}</ref><ref name=ysg>{{Cite journal |last1=Georgy |first1=C. |doi=10.1051/0004-6361/201118372 |title=Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants? |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=538 |pages=L8–L2 |year=2012 |pmid=|pmc=|arxiv=1111.7003 |bibcode=2012A&A...538L...8G }}</ref>
Chỉ cho đến vài thập kỷ trước, các sao siêu khổng lồ không được xem là sẽ phát nổ, nhưng nhờ các quan sát mà đã làm thay đổi quan điểm. Sao siêu khổng lồ xanh lam chiếm tỷ lệ cao ngoài mong đợi về số lượng các sao tiền khởi được xác nhận, một phần vì độ sáng cao của nó và dễ dàng phát hiện, trong khi chưa có một sao Wolf–Rayet từng được xác nhận.<ref name=smartt>{{cite journal|bibcode=2009ARA&A..47...63S|title=Progenitors of Core-Collapse Supernovae|journal=Annual Review of Astronomy & Astrophysics|volume=47|pages=63|author1=Smartt|first1=S. J.|year=2009|doi=10.1146/annurev-astro-082708-101737|arxiv=0908.0700 }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Yoon |first1=S. -C. et al |title=On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors |doi=10.1051/0004-6361/201219790 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=544 |pages=L11 |year=2012 |pmid=|pmc=|arxiv=1207.3683 |bibcode=2012A&A...544L..11Y }}</ref> Các mô hình đã gặp phải khó khăn trong việc giải thích cách mà sao siêu khổng lồ xanh lam mất đủ khối lượng để đạt tới suy sụp lõi mà không tiến triển sang giai đoạn tiến hóa khác. Một nghiên cứu đã chỉ ra một lộ trình có thể xảy ra đối với sao biến đổi xanh lam sáng mà tiến triển thành sao siêu khổng lồ độ sáng thấp rồi tiến tới suy sụp lõi, mà phần lớn trở thành siêu tân tinh loại IIn.<ref name=lbv>{{Cite journal |last1=Groh |first1=J. H. et al |title=Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors |doi=10.1051/0004-6361/201220741 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=550 |pages=L7 |year=2013 |pmid=|pmc=|arxiv=1301.1519 |bibcode=2013A&A...550L...7G }}</ref> Một vài ví dụ cho các sao tiền khởi nóng sáng của siêu tân tinh loại IIn đã được phát hiện: [[SN 2005gy]] và [[SN 2010jl]] dường như phát nổ từ những sao khối lượng lớn và sáng, nhưng nằm ở rất xa; và [[SN 2009ip]] có sao tiền khởi với độ sáng rất cao mà dường như là một sao biến đổi xanh lam (LBV), nhưng hiện lên là siêu tân tinh bất thường mà bản chất chính xác của nó vẫn gây tranh cãi.<ref name=smartt/>
==Xem thêm==
| |||