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 1.289:
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/>
Sao tiền siêu tân tinh loại Ib/c vẫn chưa được phát hiện, và những giới hạn về độ sáng có thể của chúng thường thấp hơn so với của các sao WC.<ref name=smartt/> Các sao WO cực kỳ hiếm và độ sáng biểu kiến tương đối mờ, do vậy khó có thể nói rằng liệu đang thiếu những sao tiền siêu tân tinh loại này hay là chúng vẫn chưa được phát hiện. Sao tiền siêu tân tinh rất sáng vẫn chưa được phát hiện chắc chắn, mặc dù nhiều siêu tân tinh đã được quan sát nằm ở gần giúp cho chụp ảnh rõ hơn những sao tiền khởi này.<ref name=yoon>{{cite journal|bibcode=2012A&A...544L..11Y|title=On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=544|pages=L11|author1=Yoon|first1=S.-C.|year=2012|doi=10.1051/0004-6361/201219790|arxiv=1207.3683 }}</ref> Mô hình phân bố số lượng cho thấy các siêu tân tinh loại Ib/c đã quan sát có thể được tái tạo lại bằng tập hợp các sao với những sao khối lượng lớn và những sao đã bị mất lớp bao ngoài bởi tương tác trong hệ đôi.<ref name=eldridge/> Việc tiếp tục thiếu bằng chứng về sao tiền khởi của siêu tân tinh loại Ib và Ic có thể là do phần lớn các sao khối lượng lớn suy sụp hấp dẫn trực tiếp thành lỗ đen [[siêu tân tinh thất bại|mà không phát sáng ra ngoài]]. Hầu hết những siêu tân tinh này có nguồn gốc từ các sao heli khối lượng nhỏ hơn và độ sáng yếu hơn trong hệ đôi. Một số nhỏ có thể có nguồn gốc từ các sao khối lượng lớn quay rất nhanh, mà dường như là nguồn gốc cho các sự kiện loại Ic-BL năng lượng cao và đi kèm với các chớp gamma dài.<ref name=smartt/>
==Xem thêm==
| |||