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 1.291:
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/>
==Tác đối đến môi trường liên sao==
===Nguồn tổng hợp các nguyên tố nặng===
{{chính|Tổng hợp hạt nhân siêu tân tinh}}
Các sao tiền khởi siêu tân tinh được cho là nguồn chính tổng hợp các [[nguyên tố hóa học|nguyên tố]] nặng hơn [[nitơ]].<ref>
{{Cite journal
|last=François |first=P.
|date=2004
|title=The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis
|journal=Astronomy and Astrophysics
|volume=421 |issue=2 |pages=613–621
|doi=10.1051/0004-6361:20034140
|bibcode=2004A&A...421..613F
|arxiv=astro-ph/0401499
}}</ref> Các nguyên tố này là sản phẩm của các [[phản ứng tổng hợp hạt nhân]] cho các hạt nhân tới <sup>34</sup>S, bằng quá trình xắp xếp lại phân rã quang silic và giả cân bằng trong quá trình đốt cháy silic cho các hạt nhân từ <sup>36</sup>Ar và <sup>56</sup>Ni, và bằng quá trình bắt neutron nhanh trong giai đoạn suy sụp hấp dẫn lõi siêu tân tinh đối với các nguyên tố nặng hơn sắt. Tổng hợp hạt nhân trong quá trình đốt silic cho số lượng hạt nhân sản phẩm cao gấp 1000-100.000 lần nhiều hơn so với các đồng vị nặng hơn sắt được tạo ra từ quá trình bắt neutron nhanh (r-process).<ref>
{{Cite journal
|last=Woosley |first=S. E.
|last2=Arnett |first2=W. D.
|last3=Clayton |first3=D. D.
|date=1973
|title=The Explosive Burning of Oxygen and Silicon
|journal=Astrophysical Journal Supplement
|volume=26 |pages=231–312
|bibcode=1973ApJS...26..231W
|doi=10.1086/190282
}}</ref>
==Xem thêm==
| |||