Sebuah supernova merupakan peristiwa astronomi yang terjadi
selama tahap evolusi bintang terakhir kehidupan sebuah bintang raksasa ini,
yang kerusakan yang dramatis dan bencana ditandai dengan satu ledakan titanic
akhir. Untuk waktu yang singkat, ini menyebabkan kemunculan bintang terang
'baru', sebelum perlahan-lahan memudar dari pandangan selama beberapa minggu
atau bulan. Hanya tiga Bima Sakti peristiwa supernova mata telanjang telah
diamati selama seribu tahun terakhir, meskipun telah banyak lewat teleskop
terlihat di galaksi lain. Terbaru supernova langsung diamati di Bima Sakti
adalah Kepler Supernova di 1604, namun sisa-sisa dua supernova baru telah ditemukan
secara retrospektif. Pengamatan statistik supernova di galaksi lain menyarankan
mereka harus terjadi rata-rata sekitar tiga kali setiap abad di Bima Sakti, dan
bahwa setiap supernova galaksi hampir pasti akan diamati dalam peralatan
astronomi modern. Supernova lebih energik daripada nova. Dalam bahasa Latin,
nova berarti "baru", merujuk astronomis untuk apa yang tampaknya
menjadi bintang terang baru sementara. Menambahkan awalan "super"
membedakan supernova dari novae biasa, yang jauh lebih bercahaya. Kata
supernova diciptakan oleh Walter Baade dan Fritz Zwicky pada tahun 1931. Hal
ini diucapkan / ˌsuːpərnoʊvə / dengan jamak supernova / ˌsuːpərnoʊviː / atau
supernova (disingkat SN, jamak SNE setelah "supernova"). Selama
kecerahan maksimum, total energi radiasi setara diproduksi oleh supernova
mungkin sebentar lebih cemerlang dari seluruh output sebuah galaksi yang khas
dan memancarkan energi sama dengan yang dibuat selama masa setiap bintang mirip
matahari. Bencana ekstrim seperti juga mengusir banyak, jika tidak semua, dari
bahan bintang yang jauh dari bintang, dengan kecepatan hingga 30.000 km / s
atau 10% dari kecepatan cahaya. Hal ini mendorong sebuah berkembang dan bergerak
cepat gelombang kejut ke dalam medium antarbintang sekitarnya, dan pada
gilirannya, menyapu sebuah shell memperluas gas dan debu, yang diamati sebagai
sisa-sisa supernova. Supernova membuat, sekering dan mengeluarkan sebagian
besar unsur-unsur kimia yang dihasilkan oleh nukleosintesis. Supernova
memainkan peran penting dalam memperkaya medium antarbintang dengan unsur kimia
massa atom yang lebih berat. Selain itu, gelombang kejut berkembang dari
ledakan supernova dapat memicu pembentukan bintang baru. Sisa-sisa supernova
diharapkan untuk mempercepat sebagian besar sinar kosmik primer galaksi, tetapi
bukti langsung untuk produksi sinar kosmik ditemukan hanya dalam beberapa dari
mereka sejauh ini. Mereka juga sumber galaksi berpotensi kuat dari gelombang
gravitasi. Studi teoritis banyak supernova menunjukkan bahwa sebagian besar
dipicu oleh salah satu dari dua mekanisme dasar: tiba-tiba kembali pengapian
fusi nuklir di bintang merosot atau keruntuhan gravitasi tiba-tiba inti bintang
raksasa ini. Dalam contoh pertama, kerdil putih merosot mungkin menumpuk materi
yang cukup dari teman biner, baik melalui akresi atau melalui merger, untuk
menaikkan suhu inti cukup untuk memicu fusi nuklir pelarian, benar-benar
mengganggu bintang. Dalam kasus kedua, inti dari sebuah bintang masif mungkin
mengalami keruntuhan gravitasi secara tiba-tiba, melepaskan energi potensial
gravitasi sebagai supernova. Sementara beberapa supernova yang diamati lebih
kompleks dari dua teori yang disederhanakan ini, mekanik astrofisika runtuhnya
telah ditetapkan dan diterima oleh sebagian besar para astronom untuk beberapa
waktu. Karena berbagai konsekuensi astrofisika dari peristiwa ini, para astronom
sekarang anggap penelitian supernova, di bidang evolusi bintang dan galaksi,
sebagai daerah sangat penting untuk penyelidikan.
>>>Klasifikasi
Sebagai bagian dari upaya
untuk memahami supernova, para astronom telah diklasifikasikan mereka sesuai
dengan kurva cahaya dan garis penyerapan unsur kimia yang berbeda yang muncul
dalam spektrum mereka. Elemen pertama untuk divisi adalah ada atau tidak adanya
garis yang disebabkan oleh hidrogen. Jika spektrum supernova mengandung garis
hidrogen (dikenal sebagai deret Balmer di bagian visual spektrum) itu
diklasifikasikan Tipe II; jika tidak Ketik I. Dalam masing-masing dua jenis ada
subdivisi menurut kehadiran baris dari unsur-unsur lain atau bentuk kurva cahaya
(grafik magnitudo tampak supernova sebagai fungsi waktu).
Tipe I Tipe I supernova dibagi atas dasar spektrum mereka,
dengan tipe Ia menunjukkan garis penyerapan silikon terionisasi kuat. Tipe I
supernova tanpa garis yang kuat ini diklasifikasikan sebagai jenis Ib dan Ic,
dengan tipe Ib menunjukkan garis helium netral kuat dan Jenis Ic kurang mereka.
Kurva cahaya semua sama, meskipun Tipe Ia umumnya cerah di puncak luminositas,
tetapi kurva cahaya tidak penting bagi klasifikasi Tipe I supernova. Sejumlah
kecil Jenis supernova Ia menunjukkan fitur yang tidak biasa seperti non-standar
luminositas atau kurva cahaya diperluas, dan ini biasanya diklasifikasikan
dengan mengacu pada contoh awal menunjukkan fitur serupa. Sebagai contoh, SN
2008ha sub-bercahaya sering disebut sebagai SN 2002cx-seperti atau kelas
Ia-2002cx.
Tipe II kurva cahaya digunakan untuk mengklasifikasikan tipe
II-P dan tipe II-L supernova Supernova Tipe II juga dapat dibagi berdasarkan
spektrum mereka. Sementara sebagian besar supernova Tipe II menunjukkan garis
emisi yang sangat luas yang menunjukkan kecepatan perluasan ribuan kilometer
per detik, beberapa, seperti SN 2005gl, memiliki fitur yang relatif sempit
dalam spektrum mereka. Ini disebut Tipe IIn, di mana 'n' singkatan dari
'sempit'. Beberapa supernova, seperti SN 1987K dan SN 1993J, terlihat berubah
jenis: mereka menunjukkan baris hidrogen pada awal kali, tapi, selama minggu ke
bulan, menjadi didominasi oleh garis helium. Istilah "Tipe IIb"
digunakan untuk menggambarkan kombinasi fitur biasanya terkait dengan Tipe II
dan Ib. Supernova tipe II dengan spektrum yang normal didominasi oleh garis
hidrogen yang luas yang tetap untuk kehidupan penurunan diklasifikasikan
berdasarkan kurva cahaya mereka. Jenis yang paling umum menunjukkan khas
"dataran tinggi" dalam kurva cahaya sesaat setelah kecerahan puncak
dimana luminositas visual yang tetap relatif konstan selama beberapa bulan
sebelum penurunan resume. Ini disebut tipe II-P merujuk ke dataran tinggi.
Kurang umum adalah tipe II-L supernova yang tidak memiliki dataran yang
berbeda. "L" berarti "linear" meskipun kurva cahaya tidak
benar-benar garis lurus. Supernova yang tidak cocok dengan klasifikasi normal
ditunjuk aneh, atau 'PEC'.
Jenis III, IV, dan V Fritz Zwicky didefinisikan jenis supernova
tambahan, meskipun didasarkan pada sangat sedikit contoh yang tidak rapi sesuai
dengan parameter untuk Tipe I atau Tipe II supernova. SN 1961i di NGC 4303
adalah prototipe dan hanya anggota dari Type III kelas supernova, terkenal
karena luas kurva cahaya maksimum dan garis hidrogen Balmer luas yang lambat
untuk mengembangkan dalam spektrum. SN 1961f di NGC 3003 adalah prototipe dan
hanya anggota dari kelas Type IV, dengan kurva cahaya mirip dengan Tipe II-P
supernova, dengan garis-garis penyerapan hidrogen tapi garis emisi hidrogen
lemah. Kelas Type V diciptakan untuk SN 1961V di NGC 1058, yang tidak biasa supernova
lemah atau supernova penipu dengan kenaikan lambat untuk kecerahan, maksimal
berlangsung berbulan-bulan, dan spektrum emisi yang tidak biasa. Kesamaan SN
1961V ke Eta Carinae Besar Outburst tercatat. Supernova di M101 (1909) dan M83
(1923 dan 1957) juga menyarankan mungkin tipe IV atau jenis V supernova. Jenis
akan sekarang semua diperlakukan sebagai aneh Type II supernova, yang lebih
banyak contoh telah ditemukan, meskipun masih diperdebatkan apakah SN 1961V
adalah supernova benar mengikuti LBV ledakan atau penipu ulung.
Tidak ada komentar:
Posting Komentar