Парно-нестабильная сверхновая: различия между версиями
Перейти к навигации
Перейти к поиску
| [отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Leogorgon (обсуждение | вклад) Нет описания правки Метка: визуальный редактор отключён |
Leogorgon (обсуждение | вклад) |
||
| Строка 1: | Строка 1: | ||
[[Файл:Sn2006gy_collapse_ill.jpg|справа|мини|400x400пкс|Иллюстрация процесса образования парно-нестабильной сверхновой]] |
[[Файл:Sn2006gy_collapse_ill.jpg|справа|мини|400x400пкс|Иллюстрация процесса образования парно-нестабильной сверхновой]] |
||
'''Парно-нестабильная сверхновая'''<ref>{{Cite web|url=http://www.membrana.ru/particle/14439|title=Объяснён взрыв крупнейшей сверхновой редчайшего типа|publisher=www.membrana.ru|accessdate=2017-03-19}}</ref> — это редкий тип исключительно ярких сверхновых звезд. Взрыв такой звезды происходит, когда сильное гамма-излучение в её недрах начинает порождать электрон-позитронные пары. Это сокращает световое давление на внешние слои, что нарушает баланс между ним и силой тяжести. Далее следует частичный коллапс, а затем мощный взрыв. Такие звезды не образуют какой-либо остаток сверхновой, а лишь рассеивают в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс<ref name="eso_300">{{cite web|url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/|title=A 300 Solar Mass Star Uncovered|date=21 июля 2010|publisher=European Southern Observatory|lang=en|accessdate=2010-07-22|archiveurl=http://www.webcitation.org/67OTXhKeU|archivedate=2012-05-04}}</ref>. |
'''Парно-нестабильная сверхновая'''<ref>{{Cite web|url=http://www.membrana.ru/particle/14439|title=Объяснён взрыв крупнейшей сверхновой редчайшего типа|publisher=www.membrana.ru|accessdate=2017-03-19}}</ref> — это редкий тип исключительно ярких сверхновых звезд. Взрыв такой звезды происходит, когда сильное гамма-излучение в её недрах начинает порождать электрон-позитронные пары. Это сокращает световое давление на внешние слои, что нарушает баланс между ним и силой тяжести. Далее следует частичный коллапс, а затем мощный взрыв<ref>{{cite journal|last=Fraley|first=Gary S.|title=Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability|journal=[[Astrophysics and Space Science]]|date=1968|volume=2|issue=1|pages=96–114|doi=10.1007/BF00651498|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968Ap%26SS...2...96F|bibcode = 1968Ap&SS...2...96F }}</ref>. Такие звезды не образуют какой-либо остаток сверхновой, а лишь рассеивают в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс<ref name="eso_300">{{cite web|url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/|title=A 300 Solar Mass Star Uncovered|date=21 июля 2010|publisher=European Southern Observatory|lang=en|accessdate=2010-07-22|archiveurl=http://www.webcitation.org/67OTXhKeU|archivedate=2012-05-04}}</ref>. |
||
== Примечания == |
== Примечания == |
||
Версия от 08:40, 19 марта 2017
Парно-нестабильная сверхновая[1] — это редкий тип исключительно ярких сверхновых звезд. Взрыв такой звезды происходит, когда сильное гамма-излучение в её недрах начинает порождать электрон-позитронные пары. Это сокращает световое давление на внешние слои, что нарушает баланс между ним и силой тяжести. Далее следует частичный коллапс, а затем мощный взрыв[2]. Такие звезды не образуют какой-либо остаток сверхновой, а лишь рассеивают в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс[3].
Примечания
- ↑ Объяснён взрыв крупнейшей сверхновой редчайшего типа. www.membrana.ru. Дата обращения: 19 марта 2017.
- ↑ Fraley, Gary S. (1968). "Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability". Astrophysics and Space Science. 2 (1): 96—114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498.
- ↑ A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). European Southern Observatory (21 июля 2010). Дата обращения: 22 июля 2010. Архивировано 4 мая 2012 года.