Supernova: razlika između inačica

Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
m Bot: brisanje 1 međuwiki poveznica premještenih u stranicu d:Q3937 na Wikidati
Razdvojbe
Redak 17:
Ta se supernova pojavila kao nova zvijezda, blješteći u [[Bik (zviježđe)|zviježđu Bika]] žestinom koja je nadmašila sjaj [[Venera (planet)|Venere]]. Ništa na nebu nije bilo sjajnije od nove zvijezde, osim [[Sunce|Sunca]] i [[Mjesec]]a. Bila je tako blistava da se mogla vidjeti danju — i to ne samo kratkotrajno, već dan za danom u razdoblju od tri tjedna. Tada je polako počela blijediti; ali prošle su skoro dvije godine prije no što je postala suviše blijedom da bi se mogla vidjeti golim [[oko]]m.
 
Na mjestu koje su [[Stara Grčka|stari grčki]] astronomi označili kao područje toga neobičnog pomola zvijezde, danas se nalazi nemiran oblak plina nazvan "[[Rakovica]]" ili "Rakova maglica", promjera oko 13 [[svjetlosna godina|svjetlosnih godina]]. Švedski astronom [[Knut Emil Lundmark|Knut Lundmark]] prvi je [[1921]]. napomenuo da bi to mogao biti preživjeli ostatak supernove iz [[1054.]]. Plinovi Rakove [[NebulaMessier 1|nebuleRakove maglice]] još se kreću prema van brzinom koja, izračunata unatrag, pokazuje da se eksplozija koja ih pokreće dogodila otprilike baš u vrijeme pojave nove zvijezde.
 
Sjajna kakva je bila na nebu 1054. godine, ta supernova nije odaslala na Zemlju više od stomilijuntog dijela [[svjetlost]]i Sunca, a to teško da je dovoljno za ma kakvo djelovanje na ljudska bića, osobito stoga jer je na toj razini ostala samo nekoliko tjedana.
Redak 33:
Nekoliko snopića plina otkrivenih emitiranjem [[mikrovalovi|mikrovalova]] i nazvanih [[Kasiopeja A]] čini se da označava supernovu koja je eksplodirala potkraj 1600-tih godina. Ako je tako, tada je to posljednja supernova za koju se zna da je eksplodirala u našoj galaksiji, iako se u ono doba nije mogla vidjeti. Ta je eksplozija mogla biti znatno spektakularnija od supernove iz 1054. promatrana iz iste udaljenosti, ako se prosuđuje prema zračenju što ga sada emitira njezin ostatak. Ona je, međutim, bila udaljena 10000 svjetlosnih godina, tako da vjerojatno ne bi bila mnogo sjajnija od prethodne — da se je mogla vidjeti.
 
Jedna supernova spektakularnija od svih koje su se vidjele u povijesnim vremenima bljesnula je na nebu možda prije 11000 godina, u vrijeme kad su, u nekim dijelovima svijeta, ljudska bića bila pred skorim otkrivanjem [[ratarstvo|ratarstva]]. Danas je od te supernove ostao [[plašt]] plina u [[Jedro (zviježđe)|zviježđu Jedro]] kojega je 1939. prvi otkrio astronom [[Otto Struve]] (1897—19631897.-1963.)|Otto Struve]]. Taj je plašt nazvan [[Gumova maglica|Gumovom maglicom]] (prema australskom astronomu Colinu S. Gumu koji ga je prvi podrobno proučavao u 1950-im godinama).
 
Središte plašta udaljeno je od nas samo 1 500 svjetlosnih godina; to znači da je, od svih poznatih supernova, ta eksplodirala najbliže nama. Jedan rub toga plinovitog plašta koji se još širi i stanjuje udaljen je od nas samo 300 svjetlosnih godina. Do nas bi mogao doći za otprilike 4000 godina, ali tada će to biti tako rijetko raspršena materija da nas neće moći pogoditi ni na koji značajniji način. Kad je ta obližnja supernova eksplodirala, na svojem je vrhuncu nekoliko dana mogla biti tako sjajna kao puni Mjesec, pa možemo zavidjeti onim prethistorijskim ljudskim bićima koja su bila svjedocima tog veličanstvenog prizora.
Redak 47:
Proces nastanka supernove Tip Ia je sljedeći: bijeli patuljak mase veće od 1.38 masa Sunca kruži blizu zvijezde u završnom stadiju evoluciju, najčešće crvenog diva. Zbog niskog ubrzanja sile teže na površini crvenog diva, bijeli patuljak svojom gravitacijom uspijeva polagano "krasti" materiju crvenog divu. Pritom dolazi do gubitka kutnog momenta i dvije zvijezde se polagano spiralno približavaju jedna drugoj što kao posljedicu dovodi do ubrzanja prenosa mase na bijelog patuljka. Kada masa bijelog patuljka naraste unutar 1% od [[Chandrasekharova granice|Chandrasekharove granice]] od 1.44 solarne mase, počinje proces sabijanja bijelog patuljka. Taj bi proces završio pretvaranjem bijelog patuljka u [[neutronska zvijezda|neutronsku zvijezdu]], kao što se događa s bijelim patuljcinma koji se sastoje uglavnom od magnezije, neona i argona. U slučajevima kada je bijeli patuljak od [[ugljik|ugljika]] i [[kisik|kisika]] zbog rasta temperature i tlaka uzrokovanih urušavanjem u veoma kratkom roku u bijelom patuljku se počnu odigravati fuzioniranje ugljika i kisika. Fuzijski procesi naglo podižu temperaturu u središtu patuljka na više od milijardu stupnjeva celzijevih, ali kako se patuljak sastoji od degeneririrane materije koja ne prenosi dobro toplinu patuljak se ne može polagano proširiti (kao crveni div), već se ta energija naglo oslobađa u eksploziji koja uništava zvijezdu kada ona pređe kritičnu granicu od 1 - 2x10<sup>44</sup> [[džul|J]]. Prilikom eksplozije materija koja je sačinjavala zvijezdu biva izbačena brzinama do 20,000 km/s.
 
Eksplozije bijelog patuljka su zbog navedenih ograničenja (Chandrasekharova granica i svojstva degenerirane tvari) poprilično uniformne. Maksimalni apsolutni sjaj eksplozije je uvijek - 19.3 [[magnituda (astronomija)|magnituda]] (oko 5 milijardi puta sjajnije od Sunca) s malo varijacija. Upravo zbog ovog svojstva Tip Ia supernove su postale tzv. [[standardna svijeća|standardne svijeće]] u astronomiji i veoma su korisne za određivanje udaljenosti drugih galaksija. Činjenica da su jedne od najsjajnijih pojava u Svemiru samo nadograđuje njihovu korisnost jer se mogu promatrati na velikim udaljenostima.
 
Otkrivene su i supernove tip Ia koje nastaju prilikom sudara bijelog patuljka s drugom zvijezdom. Iako su takvi slučajevi rijetki, ipak je primjećeno kako trenutne teorije ne objašnjavaju pojave uočene kod nekih Tip Ia supernova. Mogućnost nastanka supernova iz sudara bijelog patuljka s drugom zvijezdom ili drugim bijelim patuljkom dovodi u pitanje njihovu upotrebu kao standardne svijeće.
Redak 82:
Najbliži crveni div je [[Scheat]] u zviježđu [[Pegaz (zviježđe)|Pegaz]]. Udaljen je samo oko 160 svjetlosnih godina, a promjer mu je oko 110 puta veći od Sunčeva. Ne znamo kolika je njegova masa, ali ako je to njegov najveći opseg, masa je samo nešto malo veća od Sunčeve te neće prijeći u fazu supernove. Ako je, s druge strane, masivniji od Sunca i ako se još širi, njegova faza supernove još je odgođena za dugo vremena.
 
Najbliži doista veliki [[crveni div]] je [[Mira Ceti|Mira]] u zviježđu Cetus ([[Kit (zviježđe)|Kit]]). Njegov je promjer 420 puta veći od Sunčeva; ako bismo zamislili da se nalazi na mjestu Sunca, njegova bi površina bila smještena u najdaljem dosegu asteroidnog pojasa. Njegova masa mora da je znatno veća od Sunčeve, a udaljen je od nas oko 230 svjetlosnih godina.
 
Postoje još tri crvena diva koja su veća od toga, a uz to nisu mnogo udaljeniji. To su [[Betelgeuse]] u [[Orion (zviježđe)|Orion]]u, [[Antares]] u [[Škorpion (zviježđe)|Škorpion]]u i [[Ras Algethi]] u [[Herkul (zviježđe)|Herkul]]u. Svi su oni udaljeni oko 500 svjetlosnih godina.