Supernoba

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu
SN 1604 supernoba

Supernoba noba bat baino indar handiagoz lehertzen den izarra da, eta leherketari berari ere supernoba deritzo. Supernobek hainbat astez edota hilabetez irauten duten oso argi-izpi distiratsuak igortzen dituzte. Fenomeno hori oso masa handiko izarretan sortzen da, gehiago fusionatu ezin dutenean. Hori gertatzen denean, bat-batean uzkurtzen dira, eta ondoren energia handia igortzen dute.

Izar eboluzionatu masibo baten tipula-itxurako geruzak, nukleoaren kolapsoa gertatu aurretxoan (ez dago eskalan marraztua).

Izarrak eztanda egiten duenean, ehun mila edo milioi bat aldiz handitzen da haren argitasuna; hala, izar hil berria egun batzuetan galaxia bat bezain argitsu izaten da, eta kanpoko geruzak segundoko milaka kilometroko abiaduraz jaurtitzen ditu espaziora. Supernoba noba baten antzekoa da: biek ala biek egun gutxi batzuk baino ez dute irauten; hasieran, argitasun bizia eta handia izaten dute, eta gerora jarraian galtzen dute argia. Supernoba-leherketa bat, ordea, izarrarentzat kataklismo-gertaera da, izarraren bizitza aktiboaren amaiera, alegia.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Bost supernoba besterik ez da aztertu, zenbait adituren iritzian, azken mila urteetan: 1006, 1054, 1572, 1604 eta 1987 urteetan, hain zuzen ere. Bestetik, espazioan diren beste 120 gorputzen irrati-igorpenak supernoba-eztandek sorturiko hondartzat hartzen dira. Supernobetan ezagunena 1054. urtean gertatu zen; leherketa hori Taurus konstelazioaren adar batean ikusi zen, eta txinatar eta korear behatzaileek nahiz Amerikako hego-mendebaldeko zenbait indiarrek ere ikusi zuten, idatzi eta pinturetan jasotzen denez. Egun, eztanda horren hondarrak Karramarroaren nebulosan ikus daitezke.

Motak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Astronomoek bitan sailkatzen dituzte supernobak, leherketa motaren arabera: I motakoak eta II motakoak.

II motako supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1987ko supernoba II-P motakoa izan zen. Irudian, supernobaren hondarrak, hedatzen.

II motako supernoben leherketak (duela gutxi arte besterik ezagutzen ez zenez mota klasiko deitu ohi zaio) beren bizitza aktiboaren amaieran dagoen masa handiko izar batean (gutxienez 8 aldiz Eguzkiaren masa) izaten dira. Supernobak izarraren energia-iturria agortzen denean gertatzen dira. Izarrak beharrezkoa du energia, grabitate-indarren eraginaz bere nukleorantz uzkurtu ez dadin; energia horrek ematen dio, halaber, izarrari argitasuna. Energia hori izarraren nukleoaren inguruan sortzen den energia nuklearra da; hidrogenoa edo helioa elementu arinak, fusio nuklearraren bidez, gero eta elementu astunagoak sortuz eraldatzen dira.

Elementu arinetatik elementu astunak sortzeko erreakzioetan eratzen diren elementu astunen nukleoak hasierako elementu arinen nukleoak baino egonkorragoak dira, eta, erreakzio hori gertatzen denean, energia askatzen da. Burdina baino astunagoak diren elementuak sortzerakoan, ordea, beharrezkoa izaten da erreakzioari energia ematea, sortzen diren nukleoak gero eta egongaitzagoak izaten baitira; energia agortzen denean, baina, ezin zaio erreakzio horri energia gehiago eman, eta burdinaz osaturiko nukleo bat sortzen da izarraren gunean. Izar horri masa handiko izarra edo izar pisuduna deritzo: zahartzen ari den izarra da.

Burdinaz osaturiko nukleo horren masa etengabe handitzen da, eta une batean handiegi bilakatzen da: izarrak ezin izaten dio eutsi nukleoan gertatzen diren fusio-erreakzioez lorturiko energiaz bere grabitate-indarrak sortzen dion erakarpen-indar handiari. Izarraren gunean kolapsoa izaten da, segundo bat baino gutxiago irauten duena, eta izarraren materia bere grabitate-zentrorantz uzkurtzen da, diametroa arras txikituz, harik eta haren osagarri diren nukleoiak eta elektroi askeak elkarrekin talka egin eta abiadura handiz jiraka ari den nukleo gogor bat sortzen den arte. Nukleo hori batez ere neutroiz osatua izaten da; 10 km-ko bolumena izaten du, baina pisua hainbat Eguzkiren adinakoa. Dentsitate horretako materialaren koilarakada batek 50.000 milioi tona inguru pisatuko luke Lurrean.

Nukleoaren uzkurtzeak, ordea, amaiera izaten du; nukleoaren materiak dentsitate jakin bat lortzen duenean, bat-batean uzkurtzearen edo barnealderako presioaren kontrako indar handi bat sortzen da: nukleoak erakartzen dituen materialak nukleoarekin jo, eta atzera ateratzen dira bortizki eztanda eginez; kanpora aldera egiten duen eztanda shock-uhin batez gertatzen da, eta uhin horrek izarraren kanpoaldean diren geruzak segundoko milaka kilometroko abiaduraz jaurtitzen ditu espaziora. Eztanda horren ondorioz, neutroi-izar bat sortzen da.

Batzuetan, izarraren nukleoak izaten duen kolapsoa oso handia izaten da, eta horren ondorioz sortzen den izar uzkurtua neutroi-izar bat baino txikiagoa eta dentsitate handikoa izaten da (zulo beltz izena ematen zaio): izar horiek hain dute indartsua grabitate-eremua, non argiak ere ezin baitu indar horren eraginetik ihes egin. Gerora supernoba-leherketen gas-antzeko hondarrak (ikusgai izaten dira; Karramarroaren nebulosa, esaterako) izarren artean den materiaren konposizio kimikoa aberasten dute. Gai horrek garrantzi handia du, izar-belaunaldi berriak handik sortuko baitira, bai eta planetak ere (Lurraren materia guztiak eguzki-sistema sortu aurretik eztanda egin zuen supernoba-leherketa batean duela jatorria uste da).

I motako supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

I motako supernobak orain dela gutxi arte ezin izan dira azaldu, nahiz eta oraindik ere haien gainean badiren hainbat ezjakintasun. I motako leherketetan gertatzen den nukleoaren bat-bateko aldaketa II motakoan izaten denaren antzekoa da, nonbait. Mota horretako supernoba-leherketak, ordea, pisu arina duten izarretan gertatzen dira; Eguzkiaren masa lautik zortzira aldiz handiagoa dutenetan, alegia.

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Supernoba Aldatu lotura Wikidatan

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]