Versio 20. heinäkuuta 2013 kello 17.55 muokkaa 188.67.184.30 (keskustelu) →‎Supernovatyyppejä: Fix. ← Vanhempi muutos		Versio 5. elokuuta 2013 kello 13.54 muokkaa kumoa Clamtrox (keskustelu \| muokkaukset) 11 muokkausta →‎Tyypin Ia supernova Uudempi muutos →
Rivi 41: [[Kuva:Supernova Companion Star.jpg\|thumb\|250px\|Nasan piirros tyypin Ia supernovan synnystä]] Elinkaarensa päähän tullut [[valkoinen kääpiö]]tähti voi räjähtää supernovana, mikäli sillä on kumppanitähti josta valuu vetykaasua valkoisen kääpiön pinnalle. Tähden massan lähestyessä [[Chandrasekharin raja]]a (noin 1,444 Auringon massaa), tähden sisuksissa happi- ja hiiliatomit alkavat fuusioitua raskaammiksi alkuaineiksi. Tavallisissa pääsarjan tähdissä tähden keskuksessa tapahtuvat ydinreaktiot tapahtuvat kontrolloidusti, sillä reaktioissa vapautuvan energian säteilypaine estää ketjureaktion syntymisen työntämällä kaasua erilleen. Valkoinen kääpiö on kuitenkin paljon tiheämpi kuin pääsarjan tähti, ja säteilypaineen sijasta sitä kannattelee elektronien [[Paulin kieltosääntö\|Fermi-paine]]. Säteilypaine ei riitä säätelemään ydinreaktioiden määrää. Fuusioliekin sytyttyä se leviää nopeasti turbulenssi-ilmiöiden ja erityisesti Rayleigh-Taylorin epästabiiliuden vuoksi. Pitkän kytemisajan jälkeen, lämpötilan noustessa yli kriittisen rajan, ydinreaktiot kiihtyvät niin, että huomattava osa tähden hiili- ja happivaroista fuusioituu raskaammiksi alkuaineiksi muutaman sekunnin sisällä <ref>http://arxiv.org/abs/astro-ph/0403509</ref>. Tällöin vapautuva energiamäärä on valtava, noin <math>10^{44} J </math>, joka riittää helposti tähden painovoimasidosten rikkomiseen. Tähti räjähtää äkillisesti, synnyttäen shokkiaallon joka puskee ainetta valonnopeuden murto-osalla ulospäin. Vapautuva energia myös aiheuttaa suuren muutoksen tähden luminositeetissa. Tyypillisesti tyypin Ia supernova on noin 5 miljardia kertaa [[Aurinko]]a kirkkaampi.

Ero sivun ”Supernova” versioiden välillä