Type II supernova (original) (raw)
En supernova typ II, förkortat till SN II, är en supernova som uppkommer vid kollapsen av en mycket massiv stjärna. Stjärnan måste ha åtminstone 8, men högst 40-50 solmassor (M☉) för att denna form av supernovaexplosion ska inträffa. Typ II observeras vanligen i galaxers spiralarmar och i H II-regioner, men inte i elliptiska galaxer.
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | مستعر أعظم 2 أومستعر أعظم من النوع الثاني في الفلك (بالإنجليزية:type II supernova) ينتمي النوع مستعر اعظم إلى أحد تصنيفات نهاية عمر النجوم المتغيرة ويتميز النوع بانهيار قلب النجم الذي ينشأ عن انهيار داخلي في النجم مصحوبا بانفجار عنيف في نجم كبير الكتلة يتعدى كتلة الشمس. ويفرق نوع المستعر أعظم II عن الأنواع الآخرى للمستعرات العظمى وجود طيف الهيدروجين في طيفه. وطبقا لتصنيف الفلكيين فلا بد من أن تزيد كتلة النجم عن 9 أضعاف الكتلة الشمسية لكي ينتهي عمره بذلك النوع من انهيار قلبه المصحوب بالنفجار بالغ العنف. يولد النجم الكبير الطاقة عن طريق الاندماج النووي للعناصر. وهذه النجوم تختلف عن الشمس حيث تكفي كتلتها الكبيرة إلى الاندماج النووي للعناصر ذات كتلة ذرية أكبر من الهيدروجين والهيليوم. ويتطور النجم أثناء عمره في اندماج تلك العناصر المتكونة فيه إلى عناصر ثقيلة في عملية تسمى تخليق العناصر حتى تتكون في باطنه قلب من الحديد (الحديد له كتلة ذرية 56 بينما الهيدروجين كتلته الذرية 1 والهيليوم كتلته الذرية 4). ولكن اندماج الحديد لا يكفي لاستمرار تفاعل الاندماج وإنتاج الطاقة فيكاد يكون النجم خامدا ويوازن قوي الجاذبية التي تحاول جمع كل مادته في المركز يوازنها ضغط انفطار الإلكترونات. وينشأ هذا الضغط عندما يكون أي انضغاط تالي يستلزم الإلكترونات أن تتخذ نفس مستوي الطاقة الكمومية في الذرات، وهي حالة لا تحدث في الطبيعة لجسيمات من نوع الفرميونات (إقرا مبدأ استبعاد باولي). وعندما تزيد متلة الحديد في قلب النجم عن 44و1 من كتلة الشمس (وهو حد شاندراسيخار) يتبعه انهيار في قلب النجم. وترتفع درجة حرارة القلب بسبب التقلص مما يؤدي إلى بدء تفاعلات نووية تتسبب في انطلاق نيوترونات ونيوترينوات من تحلل بيتا المعكوس.وفي هذه المرة يعمل ضغط انفطار النيوترونات على منع الانكماش بل ويحوله إلى انفجار إلى الخارج. وتكفي الطاقة الصادرة من تلك الموجة الضاغطة إلى الخارج لأن تخلع طبقات النجم العلوية، فتتناثر بشدة مكونة انفجار مستعر أعظم. ويصنف المستعر الأعظم من النوع 2 إلى عدة تصنيفات وذلك بحسب منحنى الضوء الصادر منها، وهو رسم بياني يبين تغير القدر الظاهري للمعان مع الزمن بعد حدوث الانفجار. النوع II-L من المستعرات العظمى تبين انخفاضا خطيا مستمرا لمنحنى الضوء بعد الانفجار، بينما يبين نوع المستعر الأعظم II-P مرحلة انخفاض ضعيف للضوء (مستوية Plateau) ثم يتبعها انخفاضا خطيا مستمرا عاديا. أما نوعي المستعرات العظمى Ib و Ic فمنمها نوع ينهار فيه قلب نجم كبير الكتلة مصحوبا بتطاير لطبقته الخارجية من الهيدروجين، والنوع Ic تتطاير طبقة النجم الخارجية النكونة من الهيليوم. ولذلك فيبدو هذان النوعان من المستعرات فاقدة لهذين العنصرين على التوالي. (ar) Las supernovas tipo II se producen una vez una estrella masiva agota su combustible nuclear. Esto ocurre cuando los elementos producidos por la fusión no pueden fusionarse con desprendimiento de energía. Este fenómeno se da en los momentos en que el núcleo de una estrella de entre 8 a 40 o 50 masas solares se ha llenado principalmente con hierro y algo de níquel.Para fusionarse estos elementos requieren del aporte energético. De esta manera el núcleo no puede sostenerse pues la presión de la radiación disminuye drásticamente. Las estrellas se mantienen estables a partir de la compensación entre la fuerza de gravedad, que las intenta comprimir, con la presión de la radiación, que las fuerza a expandirse. Entonces, cuando la estrella se queda sin presión de radiación, el núcleo y las capas exteriores colapsan bajo el peso propio y se precipitan hacia el centro de la estrella.A medida que la estrella llega al final de la secuencia principal, el ritmo de cambio alcanza una velocidad frenética. Las últimas etapas como generadora de energía que finalizan con el desarrollo de un centro de hierro y níquel, duran solamente días. Con las reservas de energía agotadas, la estrella se transforma en una esfera gaseosa con un denso núcleo de hierro y níquel de tamaño algo menor que el de la Tierra pero con una masa mayor que la del Sol. La densidad de este núcleo es enorme y su material está sometido a presiones gigantescas.Alrededor de este núcleo denso hay una delgada capa de silicio, envuelto en escudos de elementos más livianos. La estrella completa tiene un diámetro de entre medio centenar de diámetros solares a varios centenares. El núcleo férrico como se dijo ya no puede producir energía por fusión, pero debe soportar el peso de toda la estrella. (es) La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (type Ia). Les types spectraux correspondants sont le type II, le type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le type Ic (si l'étoile a perdu ses enveloppes d'hydrogène et d'hélium). Ce type de supernova correspond à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de 8 masses solaires) en fin de vie. Juste avant cette explosion, la partie la plus centrale de l'étoile se contracte. Il en résulte la formation d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir. La masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimée à environ 40 masses solaires. Au-delà de cette masse, l'étoile devrait directement former un trou noir sans engendrer de supernova (voir Collapsar). Avant le phénomène de supernova, une étoile massive fusionne des éléments et crée finalement un noyau de fer. La supernova à effondrement de cœur elle-même comporte trois phases : l'effondrement, avec la transformation du noyau de fer en matière neutronique, le rebond des couches externes de l'étoile sur cette dernière et l'explosion. (fr) Supernova Tipe II adalah bintang masif yang inti besinya runtuh dan kemudian melambung, memanaskan lapisan luar bintang, yang kemudian meledak keluar. Supernova tipe II adalah supernova dengan dalam spektrumnya. Supernova tipe II tidak diamati terjadi di galaksi elips, dan diperkirakan terjadi pada di lengan spiral galaksi. Supernova tipe II memiliki puncak yang kurang tajam pada dan pada puncaknya pada sekitar 1 miliar luminositas matahari. Supernova tipe II melibatkan bintang yang sangat masif di ujung hidupnya. Bintang-bintang ini memadukan inti yang semakin masif dalam inti mereka - C, O, Mg, Ne, Si - dan akhirnya inti besi terbentuk. Karena Fe56 adalah inti paling stabil, tidak mungkin untuk mendapatkan lebih banyak energi dari fusi nuklir dan kematian bintang sudah dekat. Inti Fe menjadi suhu dan tekanan yang sangat tinggi oleh berat bahan di atasnya - sampai pada dasarnya hancur - dan semua lapisan di atasnya "memantul" dari wilayah intinya. Jenis supernova ini ini kurang energik daripada tipe I dan biasanya objek masif seperti bintang neutron atau lubang hitam akan terbentuk. Mereka mati lebih tajam daripada supernova tipe I. (in) A Type II supernova (plural: supernovae or supernovas) results from the rapid collapse and violent explosion of a massive star. A star must have at least 8 times, but no more than 40 to 50 times, the mass of the Sun (M☉) to undergo this type of explosion. Type II supernovae are distinguished from other types of supernovae by the presence of hydrogen in their spectra. They are usually observed in the spiral arms of galaxies and in H II regions, but not in elliptical galaxies; those are generally composed of older, low-mass stars, with few of the young, very massive stars necessary to cause a supernova. Stars generate energy by the nuclear fusion of elements. Unlike the Sun, massive stars possess the mass needed to fuse elements that have an atomic mass greater than hydrogen and helium, albeit at increasingly higher temperatures and pressures, causing correspondingly shorter stellar life spans. The degeneracy pressure of electrons and the energy generated by these fusion reactions are sufficient to counter the force of gravity and prevent the star from collapsing, maintaining stellar equilibrium. The star fuses increasingly higher mass elements, starting with hydrogen and then helium, progressing up through the periodic table until a core of iron and nickel is produced. Fusion of iron or nickel produces no net energy output, so no further fusion can take place, leaving the nickel–iron core inert. Due to the lack of energy output creating outward thermal pressure, the core contracts due to gravity until the overlying weight of the star can be supported largely by electron degeneracy pressure. When the compacted mass of the inert core exceeds the Chandrasekhar limit of about 1.4 M☉, electron degeneracy is no longer sufficient to counter the gravitational compression. A cataclysmic implosion of the core takes place within seconds. Without the support of the now-imploded inner core, the outer core collapses inwards under gravity and reaches a velocity of up to 23% of the speed of light, and the sudden compression increases the temperature of the inner core to up to 100 billion kelvins. Neutrons and neutrinos are formed via reversed beta-decay, releasing about 1046 joules (100 foe) in a ten-second burst. The collapse of the inner core is halted by neutron degeneracy, causing the implosion to rebound and bounce outward. The energy of this expanding shock wave is sufficient to disrupt the overlying stellar material and accelerate it to escape velocity, forming a supernova explosion. The shock wave and extremely high temperature and pressure rapidly dissipate but are present for long enough to allow for a brief period during which theproduction of elements heavier than iron occurs. Depending on initial mass of the star, the remnants of the core form a neutron star or a black hole. Because of the underlying mechanism, the resulting supernova is also described as a core-collapse supernova. There exist several categories of Type II supernova explosions, which are categorized based on the resulting light curve—a graph of luminosity versus time—following the explosion. Type II-L supernovae show a steady (linear) decline of the light curve following the explosion, whereas Type II-P display a period of slower decline (a plateau) in their light curve followed by a normal decay. Type Ib and Ic supernovae are a type of core-collapse supernova for a massive star that has shed its outer envelope of hydrogen and (for Type Ic) helium. As a result, they appear to be lacking in these elements. (en) II형 초신성(영어: Type II supernova)은 무거운 별의 급격한 붕괴와 격렬한 폭발의 결과이다. 이와 같은 유형의 폭발을 겪는 별은 태양의 질량보다 최소한 11배 이상, 45배 이하이다. 이러한 유형의 초신성은 스펙트럼 내의 수소의 존재로 인해 다른 유형의 초신성과 구별된다. II형 초신성은 주로 나선은하의 나선팔과 H II 영역에서 관측되며, 타원은하에서는 발견되지 않는다. 별들은 원소의 핵융합을 통해 에너지를 생성한다. 태양과 달리, 무거운 별들은 수소와 헬륨보다 큰 원자량을 가지는 원소를 융합할 수 있을 만큼의 질량을 가지지만 온도와 내부의 압력이 크게 높아지면서 수명이 급격하게 짧아진다. 그러한 원소들의 핵융합 반응에 의해 생성된 에너지 및 전자의 축퇴압은 중력에 대항하여 별을 붕괴로부터 막고 별의 평형을 유지하는 역할을 한다. 별은 수소에서 시작하여 헬륨을 만들고 점차 더 큰 원소를 합성한다. 그러한 주기율표 상에서의 전진은 철과 니켈이 만들어질 때까지 진행된다. 철 또는 니켈의 융합을 통해서는 에너지가 생산되지 않기 때문에 그 이상의 융합이 일어나지 않아 니켈-철로 이루어진 중심핵은 비활성화가 된다. 그에 따라 별의 외향 압력을 작용하도록 하는 에너지 방출이 부족해지면서, 별의 평형은 무너지게 되며 중심핵은 주변의 껍질에 의해 짓눌려 수축하게 된다. 밀집된 비활성 중심핵의 질량이 약 1.4 M☉에 달하는 찬드라세카르 한계에 이르게 되면 전자축퇴가 더이상 중력에 의한 압축을 대항할 수 없게 된다. 그 결과 중심핵에서 수 초 이내로 격변적인 내파가 일어난다. 중심핵 안쪽이 내파되어 안쪽으로부터 지지를 받을 수 없게 된 중심핵 바깥쪽은 중력에 의해 안쪽으로 붕괴하여 광속의 23%에 이를 만큼 가속된다. 갑작스러운 압축으로 중심핵 안쪽은 1,000억 켈빈까지 가열된다. 10초 동안의 폭발로 역베타붕괴를 통해 중성자와 중성미자가 형성되며 약 1046 줄(100 )의 에너지가 방출된다. 중심핵 안쪽의 붕괴는 에 의해 멈추게 되면서 그 반동으로 내파가 외부로 튀게 된다. 여기서 이 팽창 충격파에 의한 에너지는 중심핵을 덮고 있는 껍질을 그에 대한 탈출 속도로 가속하여 날려버리기에 충분하여 초신성 폭발을 일으킨다. 충격파와 극단적으로 높은 온도 및 압력은 빠르게 소강되지만 철보다 무거운 원소의 합성이 이루어질 만큼의 시간은 존재한다. 중심핵의 잔해는 별의 초기 크기에 따라서 중성자별이나 블랙홀을 형성하게 된다. 이런 유형의 초신성은 그 근본적인 기작으로 때문에 중심핵붕괴 초신성(core-collapse supernova)으로 표현되기도 한다. II형 초신성 폭발은 폭발 이후 시간에 따른 광도의 변화를 보여주는 에 따라 세부적으로 분류된다. II-L형 초신성은 폭발 후 광도 곡선에서 일정한(선형적인) 감소를 보여주는데, 그에 비해 II-P형 초신성은 일반 붕괴 이후 완만 평탄한 감소를 보여준다. Ib형 및 Ic형 초신성은 수소와 (Ic형의 경우)헬륨으로 이루어진 외피층을 날려버린 무거운 별이 일으키는 중심핵붕괴 초신성이다. 이들이 폭발한 결과, 초신성에는 외피층 원소의 스펙트럼이 나타나지 않는다. (ko) Een supernova type II (meervoud: supernovae of supernova's) is een supernova die ontstaat uit de snelle ineenstorting en heftige explosie van een zware ster. Zo'n ster dient ten minste 8, maar niet meer dan 40 tot 50 maal, de zonnemassa (symbool: M☉) te bevatten om dit type explosie te kunnen produceren. Type II supernovae verschillen van andere typen supernovae door de aanwezigheid van waterstof in het spectrum. Ze worden doorgaans aangetroffen in de spiraalarmen van sterrenstelselsels en in H-II-gebieden, maar niet in elliptische sterrenstelsels. Sterren creëren energie door kernfusie. De Zon kan alleen waterstof tot helium fuseren, maar sterren die groter en massiever zijn, kunnen ook elementen met een hogere atoommassa fuseren. Deze sterren hebben een hogere temperatuur en een hogere druk in de sterkern, waardoor hen overigens ook een korter leven beschoren is. Door de tegendruk van ontaarde materie en de energie afkomstig van de kernfusie veroorzaken dat de ster niet door zwaartekracht ineenstort: de sterren zijn in een hydrostatisch evenwicht. In dergelijke sterren ontstaan met het verloop van de tijd steeds zwaardere elementen, naarmate ze in temperatuur en druk toenemen. Sterren beginnen altijd met fusie van waterstof, waarna kernfusie van helium kan volgen. Dit kan zo blijven oplopen, als de ster massief genoeg is, volgens het periodiek systeem, totdat een sterkern van ijzer en nikkel ontstaat. Hier loopt het proces tegen een barrière op: kernfusie van ijzer of nikkel produceert namelijk geen energie meer, maar kost juist energie. Hierdoor valt de kernfusie in de kern stil en zal de naar buiten gerichte thermische stralingsdruk afnemen. De sterkern krimpt nu onder invloed van zwaartekracht ineen, tot het omringende gewicht van de ster gedragen kan worden door tegendruk van de ontaarde materie in de kern. Als de hoeveelheid compacte massa van de niet-fuserende sterkern de Chandrasekhar-limiet van zo'n 1,4 M☉ overstijgt, is de tegendruk van ontaarde materie niet langer voldoende om de zwaartekracht tegen te houden in de ster. In een paar seconden vindt een cataclysmische implosie van de kern plaats. Nu de tegendruk van de binnenste sterkern is weggevallen, implodeert door zwaartekracht ook de buitenste kern en deze bereikt hierbij een snelheid tot 23% van de lichtsnelheid. Door deze plotselinge ineenkrimping stijgt de temperatuur in de binnenste sterkern tot 100 miljard kelvin. Neutronen en neutrino's worden gevormd door het proces van elektronenvangst, waarbij in een uitbarsting van tien seconden ongeveer 1046 joule vrijkomt. Nu wordt de implosie van de binnenste kern stopgezet door degeneratieve neutronendruk, waardoor de implosie afketst en naar buiten knalt. De energie van deze uitzettende schokgolf is voldoende om al de overliggende stermaterie uit elkaar te knallen en te versnellen naar de ontsnappingssnelheid. Dit is de supernova-explosie. De schokgolf, enorme druk en de extreem hoge temperatuur vervliegen snel, maar zijn toch lang genoeg om een korte periode van nucleosynthese plaats te laten vinden. Het is onder andere tijdens deze periode dat elementen met een hogere atoommassa dan ijzer hun oorsprong in het universum vinden. Afhankelijk van de hoeveelheid stermassa zal er ook een neutronenster of een stellair zwart gat gevormd worden samen met de supernovarest. Er zijn een aantal categorieën van type II supernovae, die geïdentificeerd worden aan hand van de resulterende lichtkromme - een grafiek van lichtkracht tegen de tijd - na de explosie. Type II-L supernovae vertonen een vaste lineaire afname van de helderheid na de explosie. Type II-P laat een langzamere afname zien met een stabiele periode, of plateau, in de lichtkromme, waarna weer normale afname volgt. Type Ib en Ic zijn soorten supernovae waarbij de massieve ster haar buitenste sterlagen vol waterstof en helium reeds heeft verloren, waardoor deze primaire elementen niet in het spectrum van deze supernovae te vinden zijn. (nl) II型超新星(Type II supernova)は、大質量の恒星が急速に崩壊して起こす、激しい爆発である。この型の超新星となる恒星の質量は、太陽質量の少なくとも8倍で、40から50倍を超えない範囲である。他の型の超新星とは、スペクトル中の水素の存在で区別される。II型超新星は主に銀河の渦状腕やHII領域で見られるが、楕円銀河では見られない。 恒星は、元素の核融合によってエネルギーを生み出す。太陽と異なり、大質量の恒星は、水素やヘリウムよりも重い元素を使う核融合もでき、温度と圧力がさらに高くなるのと引き換えに寿命は短くなる。元素の縮退圧と融合反応により産み出されるエネルギーは、重力に打ち勝つほど強く、恒星を崩壊させずに平衡を維持している。恒星は水素やヘリウムから始まって、核で鉄やニッケルが作られるまで、徐々に重い元素を融合させるようになる。鉄やニッケルの核融合は正味のエネルギーを生み出さず、そのため融合はこれ以上進行しないため、内部には鉄-ニッケル核が残る。外向きの圧力となるエネルギー放出がなくなるため、平衡は破れる。 核の質量が約1.4太陽質量のチャンドラセカール限界を超えると、電子の縮退圧力だけでは重力に打ち勝つことができず、平衡を維持することができない。数秒以内に激しい爆縮が発生し、外核は光速の23%で内部に落ち込み、内核は1000億Kの温度に達する。逆ベータ崩壊によって中性子とニュートリノが生じ、10秒間の爆発で約1046Jのエネルギーが放出される。崩壊は、中性子縮退によって止まり、反動で外向きの爆発が起こる。この衝撃波のエネルギーは、恒星の周囲の物質を脱出速度以上に加速して超新星爆発が発生し、衝撃波に加え非常に高い温度と圧力によって短時間の間、鉄以上の重さの元素生成が可能となる（宇宙の元素合成）。 II型超新星は、爆発後の光度曲線に基づいていくつかのカテゴリーに分類される。II-L型超新星は爆発後の光度が線形(line)に減少し、II-P型超新星はしばらくは光度の減少が緩やか(plateau)である。Ib・Ic型超新星は、水素（とヘリウム）の外層を失った大質量恒星による核崩壊型の超新星である。 (ja) Una supernova di tipo II (o supernova a collasso nucleare, dall'inglese core-collapse supernova) è un tipo di supernova che si forma a partire dal collasso interno e dalla conseguente violenta esplosione di una stella di massa superiore ad almeno 9 volte la massa del Sole (stella massiccia). Le stelle massicce, come d'altronde tutte le stelle, generano energia tramite la fusione nucleare, nei loro nuclei, dell'idrogeno in elio. Tuttavia, a differenza del Sole, queste stelle, giunte ad una fase avanzata del proprio ciclo vitale, non si limitano a fondere l'elio in carbonio, ma, in virtù della loro massa sufficientemente elevata, sono in grado di attuare dei cicli di fusione che, dal carbonio, portano alla produzione di elementi sempre più pesanti. Il prodotto finale di questi cicli di nucleosintesi è il ferro-56, un isotopo del ferro di peso atomico 56 uma che, a causa dell'eccessivo dispendio energetico necessario per fonderlo, si accumula inerte al centro dell'astro. Quando il nucleo ferroso raggiunge e supera una massa limite, detta limite di Chandrasekhar ed equivalente a 1,44 masse solari, va incontro ad un'implosione; il nucleo collassante si scalda, causando una serie di rapide reazioni nucleari che risultano nella formazione di neutroni e neutrini. Il collasso viene arrestato da varie interazioni su piccola scala tra i neutroni neoformati, che fanno sì che l'implosione "rimbalzi": si crea così un'onda d'urto che causa la violenta espulsione nello spazio circostante degli strati esterni della stella. Sarebbe questa, secondo i modelli, la sequenza di eventi che conduce all'esplosione di una supernova di tipo II. Le supernovae di tipo II sono classificate in due sottotipi principali a seconda della curva di luce cui danno luogo: le supernovae di tipo II-L, che danno luogo ad una curva che mostra una costante (Lineare) diminuzione di luminosità con l'avanzare del tempo, e le supernovae di tipo II-P, che danno luogo ad una curva che mostra un appiattimento (Plateau, che indica un periodo in cui la luminosità si mantiene costante) seguito poi da una diminuzione di luminosità simile a quella del tipo L. Normalmente le supernovae di tipo II manifestano nei loro spettri la presenza di idrogeno. Le supernovae di tipo II si differenziano dalle supernovae di tipo Ib e Ic, anch'esse a collasso nucleare, per il fatto che queste ultime derivano da stelle massicce prive del loro strato esterno di idrogeno (per il tipo Ib) ed elio (per il tipo Ic); di conseguenza, i loro spettri appaiono privi di questi elementi. (it) Uma supernova tipo II é uma categoria de estrelas variáveis cataclísmicas conhecidas como supernovas de colapso do núcleo, que resultam de um colapso gravitacional e de uma violenta explosão de uma estrela massiva. A presença de hidrogênio, identificado através de seu espectro eletromagnético, é o que distingue supernovas tipo II de outras classes de supernova. Uma estrela deve ter pelo menos dez massas solares para que sofra este tipo de colapso. Estrelas massivas geram energia através da fusão nuclear de elementos químicos. Diferentemente do Sol, essas estrelas possuem massa suficiente para efetuar a fusão nuclear de elementos com massa atômica superior à massa atômica do hidrogênio e do hélio. Com o passar do tempo, átomos de massa superior são formados no núcleo da estrela, até que finalmente um núcleo composto por ferro é produzido. Entretanto, a fusão nuclear do ferro não provê energia para a sustentação da estrela, e o núcleo torna-se, então, uma massa inerte que é suportado apenas por pressão degenerada de elétrons. Esta pressão é criada quando já não há mais espaço para os elétrons se comprimirem, sendo que uma pressão maior requeria que os elétrons ocupassem o mesmo estado de energia, uma condição não suportada para este tipo de partícula devido ao princípio de exclusão de Pauli. Quando a massa do núcleo de ferro excede a 1,38 massas solares (limite de Chandrasekhar), segue-se uma implosão. O núcleo em processo de encolhimento rapidamente se aquece, causando uma rápida reação nuclear que resulta na formação de nêutrons e neutrinos através do processo de decaimento beta inversa. O colapso é interrompido pela degeneração de nêutrons, causando transformação da implosão para uma explosão. A energia da onda de choque em expansão é suficiente para retirar o material em torno do núcleo da estrela, formando uma explosão de supernova. Existem várias categorias de explosões de supernovas Tipo II, que são classificadas com base na curva de luz resultante, um gráfico de luminosidade contra o tempo após a explosão. Supernovas tipo II mostram um declínio constante da curva de luz após a explosão, enquanto supernovas tipo II-P mostram um período de declínio mais lento na sua curva de luz seguida de uma queda normal. As supernovas tipo Ib e Ic são um tipo de supernova de colapso de núcleo de uma estrela massiva que expulsou seu invólucro externo de hidrogênio (e de hélio para supernovas tipo Ic). Como resultado, não se encontram esses elementos nessas supernovas, embora as tivessem. (pt) Наднові типу II утворюються в результаті швидкого колапсу ядра та різкого подальшого вибуху масивної зорі масою не менше 8 і не більше 40-50 мас Сонця (M☉) . Цей тип вирізняють від інших типів наднових за наявністю водню у її спектрі. Наднові типу II переважно спостерігаються у спіральних рукавах галактик та у регіонах H II, але не в еліптичних галактиках. Зорі генерують енергію завдяки ядерному синтезу елементів. На відміну від Сонця, масивні зорі мають достатньо маси для синтезу елементів з атомною масою, більшою за масу водню та гелію, хоча і при все вищих температурах та тиску, що веде до значно короткої тривалості зоряного життя. Тиск виродженого електроного газу та енергія, створена такими реакціями ядерного синтезу достатні для протидії силі гравітації та утримують зорю від колапсу, підтримуючи зоряну рівновагу. Зоря в ядерному синтезу утворює все важчі елементи, починаючи з гелію і аж до утворення залізно-нікелевого ядра. Ядерний синтез нікелю та заліза не має додаткової енергії, тому подальший ядерний синтез припиняється і залізно-нікелеве ядро стає інертним. Внаслідок відсутності витоку енергії, який протидіє тиску зовні, рівновага порушується. Коли маса інертного ядра перевищує межу Чандрасекара (бл.1,4 M☉), самої дегенерації електронів недостатньо для протидії гравітації і підтримки зоряної рівноваги. За секунди відбувається катаклізмічна імплозія, коли зовнішні шари падають на ядро на швидкості до 23% швидкості світла, а ядро досягає температури до 100 мільярдів К. Нейтрони і нейтрино формуються завдяки зворотному бета-розпаду, вивільняючи до 1046 джоулів (100 foe) за десятисекундний спалах. Колапс зупиняється виродженням нейтронів, що зупиняє імплозію та відкидає її назовні. Енергія такої спрямованої назовні ударної хвилі достатня для того, щоб прискорити оточуючу речовину зорі до другої космічної швидкості, що створює вибух наднової, а ударна хвиля та надзвичайно високі температури на короткий час дозволяють синтез елементів, важчих від заліза Залежно від початкового розміру зорі, залишок ядра утворює або нейтронну зорю або чорну діру. Існують декілька підтипів наднових типу II, які класифікують за виглядом кривої блиску після спалаху. Так, наднові типу II-L демонструють стабільне (лінійне) зниження яскравості після вибуху, а наднові типу II-P мають на кривій період повільнішого зниження (плато) яскравості, після чого йде лінійне зниження. Через зазначений механізм, цей тип також називають наднова колапсу ядра. Наднові типу Ib та Ic є також типом наднових колапсу ядра, але для масивних зір, які скинули зовнішні оболонки з водню та (для типу Ic) гелію, в результаті в їх спектрі ці елементи відсутні. (uk) En supernova typ II, förkortat till SN II, är en supernova som uppkommer vid kollapsen av en mycket massiv stjärna. Stjärnan måste ha åtminstone 8, men högst 40-50 solmassor (M☉) för att denna form av supernovaexplosion ska inträffa. Typ II observeras vanligen i galaxers spiralarmar och i H II-regioner, men inte i elliptiska galaxer. (sv) Сверхновая II типа (англ. Type II supernova) — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца (Mʘ) по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной серии водорода. Такие сверхновые, как правило, наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях Н II, но не в эллиптических галактиках. Энергия в звёздах выделяется в результате реакций термоядерного синтеза элементов. В отличие от Солнца, большие звёзды обладают массой, необходимой для термоядерного синтеза элементов с атомной массой, большей, чем водород и гелий. Так как температура и давление внутри звезды при этом гораздо выше, жизненный цикл таких звёзд короче. Давление отталкивания электронов и энергия, генерируемая реакциями синтеза, являются достаточными для поддержания равновесия звезды, — когда эти процессы противостоят силе сжатия и удерживают звезду от коллапса. Звезда синтезирует элементы со всё более высокими массами, начиная с водорода и гелия, а затем двигаясь через периодическую таблицу до тех пор, пока не будет образовано железо и никель. Термоядерный синтез железа и никеля не даёт выхода энергии, достаточного для синтеза более тяжёлых элементов, поэтому никель и железо постепенно накапливаются в центральной зоне звезды, образуя ядро с пониженным содержанием лёгких элементов, участвующих в термоядерном синтезе. Из-за нехватки энерги снижается противодействие внешнему давлению, равновесие нарушается, и центральное ядро сжимается массой внешних оболочек звезды. Когда масса сжатого центрального ядра превышает предел Чандрасекара (около 1,4 Mʘ), энергии отталкивания электронов уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катастрофическая имплозия ядра происходит в течение нескольких секунд. Без противодействия схлопнувшегося внутреннего ядра, внешнее вещество коллапсирует под действием силы тяжести и достигает скорости до 23 % от скорости света, а стремительное сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвинов. В результате начинают протекать реакции нейтронизации, образуя при этом нейтроны и нейтрино. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино, высвобождая около 1046 Дж (100 foe) в десятисекундном взрыве. Коллапс внутреннего ядра останавливается нейтронным вырождением — начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами), заставляя имплозию развернуться и направиться наружу. Энергии этой расширяющейся ударной волны достаточно, чтобы разрушить внешние слои звезды и увеличить их скорость, образуя взрыв сверхновой. Взрыв оказывается настолько мощным что позволяет синтезировать элементы, более тяжёлые, чем железо. В зависимости от начального размера звезды остатки ядра образуют нейтронную звезду или чёрную дыру. Из-за основного механизма образовавшаяся сверхновая звезда также называется сверхновой с коллапсирующим ядром. Существует несколько категорий взрывов сверхновой II типа, которые классифицируются на основе полученной кривой блеска (графика блеска в зависимости от времени) после взрыва. В сверхновых типа II-L наблюдается устойчивое линейное снижение кривой блеска после взрыва, тогда как тип II-P наблюдается период более медленного снижения (плато) их кривой блеска, за которым следует нормальное снижение. Сверхновые типа Ib и Ic — это массивные звёзды с коллапсирующим ядром, которые сбросили водородную и (для типа Ic) гелиевую оболочку. В результате в их спектре отсутствуют эти элементы. (ru) Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。 (zh) |
| dbo:thumbnail | wiki-commons:Special:FilePath/HST_SN_1987A_20th_anniversary.jpg?width=300 |
| dbo:wikiPageExternalLink | https://sne.space/%3Fclaimedtype=ii https://www.nature.com/articles/d41586-018-04601-7 http://www.sixtysymbols.com/videos/supernova.htm%7Cwork=Sixty https://sne.space |
| dbo:wikiPageID | 11009033 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 45981 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 1121291602 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbr:Calcium dbr:Carbon dbr:Cassiopeia_A dbr:Pressure dbr:Proton dbr:Energy_level dbr:Neon dbr:Beta_decay dbr:Black_hole dbr:Brady_Haran dbr:Argon dbr:Hydrogen dbr:University_of_Nottingham dbr:Velocity dbr:Elliptical_galaxies dbr:Particle_accelerator dbr:Light_curve dbr:SN_1993J dbr:SN_2005gl dbr:SN_2006gy dbr:Opacity_(optics) dbr:Thermonuclear_fusion dbr:Cobalt dbr:Electron dbr:Electron_capture dbr:Electrons dbr:Elementary_particle dbr:Elementary_particles dbr:Frequency dbr:Galaxies dbr:Gallium dbr:Gamma_rays dbr:Gravitation dbr:Convective_overturn dbr:Lepton_number dbr:Magnesium dbr:Shock_wave dbr:Standard_Model dbr:Star dbr:Stellar_spectrum dbr:Density dbr:Fundamental_interaction dbr:Particle_physics dbr:Picojoule dbr:Plateau dbr:Spectrum dbr:Thermal_energy dbr:Baksan_Neutrino_Observatory dbr:Balmer_series dbr:Weak_interaction dbr:White_dwarf dbr:H_II_region dbr:Helium dbr:File:HST_SN_1987A_20th_anniversary.jpg dbr:Absolute_magnitude dbr:Aluminium dbr:Nickel dbr:Nuclear_fusion dbr:Oxygen dbr:Carbon-burning_process dbr:Foe_(unit) dbr:Gravitational_energy dbr:History_of_supernova_observation dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Supernova_remnant dbr:Astrophysicist dbr:Atomic_nucleus dbr:Iron dbr:Temperature dbr:Hydrostatic_equilibrium dbr:Atomic_mass dbc:Supernovae dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Kamioka_Observatory dbr:Kelvin dbr:Binding_energy dbr:Sulfur dbr:Supernova dbr:Supernova_nucleosynthesis dbr:Optical_thickness dbr:Sodium dbr:Solar_mass dbr:Speed_of_light dbr:Spiral_arm dbr:Fermion dbr:Hydrodynamics dbr:MeV dbr:Neutrino dbr:Neutrino_oscillation dbr:Neutron dbr:Neutron_star dbr:Irvine-Michigan-Brookhaven_(detector) dbr:Type_Ia_supernova dbr:Type_Ib_and_Ic_supernovae dbr:Matter dbr:Silicon dbr:Implosion_(mechanical_process) dbr:Linear dbr:Luminous_blue_variable dbr:SN_1998S dbr:Photodisintegration dbr:Ionize dbr:Triple-alpha_process dbr:Supernova_neutrinos dbr:Hydrogen_burning_process dbr:Silicon_burning_process dbr:Supernova_1987A dbr:Degeneracy_pressure dbr:Shockwave dbr:Computer_model dbr:Carbon_burning_process dbr:Neon_burning_process dbr:Neutron_degeneracy dbr:Oxygen_burning_process dbr:Strong_force dbr:Strong_nuclear_force dbr:Weak_nuclear_force dbr:SN_1987K dbr:File:Core_collapse_scenario.svg dbr:File:Evolved_star_fusion_shells.svg dbr:File:SNIIcurva.png |
| dbp:e | 6 (xsd:integer) 7 (xsd:integer) |
| dbp:u | years (en) |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Cite_journal dbt:Cite_web dbt:Clarify dbt:Clear dbt:Failed_verification dbt:Good_article dbt:Portal_bar dbt:Ref_label dbt:Reflist dbt:Short_description dbt:Solar_mass dbt:Val dbt:Supernovae |
| dcterms:subject | dbc:Supernovae |
| rdf:type | yago:WikicatNebulae yago:WikicatSpacePlasmas yago:Abstraction100002137 yago:BodySubstance105263850 yago:Chemical114806838 yago:Collection107951464 yago:Compound114818238 yago:ExtracellularFluid105398023 yago:Formulation114873641 yago:Galaxy108270938 yago:Group100031264 yago:LiquidBodySubstance105397468 yago:Material114580897 yago:Matter100020827 yago:Nebula114960606 yago:Part113809207 yago:PhysicalEntity100001930 yago:Plasma105403427 yago:Relation100031921 yago:Substance100019613 yago:WikicatActiveGalaxies |
| rdfs:comment | En supernova typ II, förkortat till SN II, är en supernova som uppkommer vid kollapsen av en mycket massiv stjärna. Stjärnan måste ha åtminstone 8, men högst 40-50 solmassor (M☉) för att denna form av supernovaexplosion ska inträffa. Typ II observeras vanligen i galaxers spiralarmar och i H II-regioner, men inte i elliptiska galaxer. (sv) Ⅱ型超新星（罗马数字2），也稱為核塌縮超新星，是大質量恆星由內部塌縮引發劇烈爆炸的的結果，在分類上是激變變星的一個分支。能造成內部塌縮的恆星，質量至少是太陽質量的9倍。 大質量恆星由核融合產生能量，與太陽不同的是，這些恆星的質量能夠合成原子量比氫和氦更重的元素，恆星的演化供應和儲存質量更大的核融合燃料，直到鐵元素被製造出來。但是鐵的核融合不能產生能量來支撐恆星，所以核心的質量改由電子簡併壓力來支撐。這種壓力來自屬於費米子的電子，在恆星被壓縮時不能在原子核內擁有相同的能量狀態。（參考泡利不相容原理） 當鐵核的質量大於1.44太陽質量（錢德拉塞卡極限），接著就會發生內爆。快速的收縮使核心被加熱，導致快速的核反應形成大量的中子和微中子。塌縮被中子的短距力阻止，造成內爆轉而向外。向外傳遞的震波有足夠的能量將環繞在周圍的物質推擠掉，形成超新星的爆炸。 Ⅱ型超新星的爆炸有幾種不同的類型，可以依據爆炸後的光度曲線－光度對爆炸後的時間變化圖－來分類。Ⅱ-L超新星顯示出穩定的線性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之後，呈現出平緩的下降（高原），才會再持續正常的下降曲線。通常這些塌縮超新星的光譜中也會出現氫的光譜，雖然Ib和Ic超新星也是將氫和氦（Ic超新星）的殼層拋出的核心塌縮大質量恆星，但它們的光譜看起來卻缺乏這些元素。 (zh) مستعر أعظم 2 أومستعر أعظم من النوع الثاني في الفلك (بالإنجليزية:type II supernova) ينتمي النوع مستعر اعظم إلى أحد تصنيفات نهاية عمر النجوم المتغيرة ويتميز النوع بانهيار قلب النجم الذي ينشأ عن انهيار داخلي في النجم مصحوبا بانفجار عنيف في نجم كبير الكتلة يتعدى كتلة الشمس. ويفرق نوع المستعر أعظم II عن الأنواع الآخرى للمستعرات العظمى وجود طيف الهيدروجين في طيفه. وطبقا لتصنيف الفلكيين فلا بد من أن تزيد كتلة النجم عن 9 أضعاف الكتلة الشمسية لكي ينتهي عمره بذلك النوع من انهيار قلبه المصحوب بالنفجار بالغ العنف. (ar) Las supernovas tipo II se producen una vez una estrella masiva agota su combustible nuclear. Esto ocurre cuando los elementos producidos por la fusión no pueden fusionarse con desprendimiento de energía. Este fenómeno se da en los momentos en que el núcleo de una estrella de entre 8 a 40 o 50 masas solares se ha llenado principalmente con hierro y algo de níquel.Para fusionarse estos elementos requieren del aporte energético. De esta manera el núcleo no puede sostenerse pues la presión de la radiación disminuye drásticamente. Las estrellas se mantienen estables a partir de la compensación entre la fuerza de gravedad, que las intenta comprimir, con la presión de la radiación, que las fuerza a expandirse. Entonces, cuando la estrella se queda sin presión de radiación, el núcleo y las capas (es) Supernova Tipe II adalah bintang masif yang inti besinya runtuh dan kemudian melambung, memanaskan lapisan luar bintang, yang kemudian meledak keluar. Supernova tipe II adalah supernova dengan dalam spektrumnya. Supernova tipe II tidak diamati terjadi di galaksi elips, dan diperkirakan terjadi pada di lengan spiral galaksi. (in) La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (type Ia). Les types spectraux correspondants sont le type II, le type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le type Ic (si l'étoile a perdu ses enveloppes d'hydrogène et d'hélium). La masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimée à environ 40 masses solaires. Au-delà de cette masse, l'étoile devrait directement former un trou noir sans engendrer de supernova (voir Collapsar). (fr) A Type II supernova (plural: supernovae or supernovas) results from the rapid collapse and violent explosion of a massive star. A star must have at least 8 times, but no more than 40 to 50 times, the mass of the Sun (M☉) to undergo this type of explosion. Type II supernovae are distinguished from other types of supernovae by the presence of hydrogen in their spectra. They are usually observed in the spiral arms of galaxies and in H II regions, but not in elliptical galaxies; those are generally composed of older, low-mass stars, with few of the young, very massive stars necessary to cause a supernova. (en) Una supernova di tipo II (o supernova a collasso nucleare, dall'inglese core-collapse supernova) è un tipo di supernova che si forma a partire dal collasso interno e dalla conseguente violenta esplosione di una stella di massa superiore ad almeno 9 volte la massa del Sole (stella massiccia). (it) II형 초신성(영어: Type II supernova)은 무거운 별의 급격한 붕괴와 격렬한 폭발의 결과이다. 이와 같은 유형의 폭발을 겪는 별은 태양의 질량보다 최소한 11배 이상, 45배 이하이다. 이러한 유형의 초신성은 스펙트럼 내의 수소의 존재로 인해 다른 유형의 초신성과 구별된다. II형 초신성은 주로 나선은하의 나선팔과 H II 영역에서 관측되며, 타원은하에서는 발견되지 않는다. II형 초신성 폭발은 폭발 이후 시간에 따른 광도의 변화를 보여주는 에 따라 세부적으로 분류된다. II-L형 초신성은 폭발 후 광도 곡선에서 일정한(선형적인) 감소를 보여주는데, 그에 비해 II-P형 초신성은 일반 붕괴 이후 완만 평탄한 감소를 보여준다. Ib형 및 Ic형 초신성은 수소와 (Ic형의 경우)헬륨으로 이루어진 외피층을 날려버린 무거운 별이 일으키는 중심핵붕괴 초신성이다. 이들이 폭발한 결과, 초신성에는 외피층 원소의 스펙트럼이 나타나지 않는다. (ko) II型超新星(Type II supernova)は、大質量の恒星が急速に崩壊して起こす、激しい爆発である。この型の超新星となる恒星の質量は、太陽質量の少なくとも8倍で、40から50倍を超えない範囲である。他の型の超新星とは、スペクトル中の水素の存在で区別される。II型超新星は主に銀河の渦状腕やHII領域で見られるが、楕円銀河では見られない。 恒星は、元素の核融合によってエネルギーを生み出す。太陽と異なり、大質量の恒星は、水素やヘリウムよりも重い元素を使う核融合もでき、温度と圧力がさらに高くなるのと引き換えに寿命は短くなる。元素の縮退圧と融合反応により産み出されるエネルギーは、重力に打ち勝つほど強く、恒星を崩壊させずに平衡を維持している。恒星は水素やヘリウムから始まって、核で鉄やニッケルが作られるまで、徐々に重い元素を融合させるようになる。鉄やニッケルの核融合は正味のエネルギーを生み出さず、そのため融合はこれ以上進行しないため、内部には鉄-ニッケル核が残る。外向きの圧力となるエネルギー放出がなくなるため、平衡は破れる。 (ja) Uma supernova tipo II é uma categoria de estrelas variáveis cataclísmicas conhecidas como supernovas de colapso do núcleo, que resultam de um colapso gravitacional e de uma violenta explosão de uma estrela massiva. A presença de hidrogênio, identificado através de seu espectro eletromagnético, é o que distingue supernovas tipo II de outras classes de supernova. Uma estrela deve ter pelo menos dez massas solares para que sofra este tipo de colapso. (pt) Een supernova type II (meervoud: supernovae of supernova's) is een supernova die ontstaat uit de snelle ineenstorting en heftige explosie van een zware ster. Zo'n ster dient ten minste 8, maar niet meer dan 40 tot 50 maal, de zonnemassa (symbool: M☉) te bevatten om dit type explosie te kunnen produceren. Type II supernovae verschillen van andere typen supernovae door de aanwezigheid van waterstof in het spectrum. Ze worden doorgaans aangetroffen in de spiraalarmen van sterrenstelselsels en in H-II-gebieden, maar niet in elliptische sterrenstelsels. (nl) Сверхновая II типа (англ. Type II supernova) — тип сверхновой звезды с коллапсирующим ядром, в которой в результате быстрого сжатия и последующего мощного взрыва массивной звезды происходит резкий (в 108 — 1010 раз) рост светимости звезды. Чтобы такой взрыв стал возможен, масса звезды должна превышать массу Солнца (Mʘ) по крайней мере в 8 раз, но не более чем в 40-50 раз. Классификация сверхновых основана на различии в их спектрах, и сверхновые типа II можно определить по характерной спектральной серии водорода. Такие сверхновые, как правило, наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях Н II, но не в эллиптических галактиках. (ru) Наднові типу II утворюються в результаті швидкого колапсу ядра та різкого подальшого вибуху масивної зорі масою не менше 8 і не більше 40-50 мас Сонця (M☉) . Цей тип вирізняють від інших типів наднових за наявністю водню у її спектрі. Наднові типу II переважно спостерігаються у спіральних рукавах галактик та у регіонах H II, але не в еліптичних галактиках. (uk) |
| rdfs:label | مستعر أعظم نوع 2 (ar) Supernova de tipo II (es) Supernova à effondrement de cœur (fr) Supernova tipe II (in) Supernova di tipo II (it) II형 초신성 (ko) II型超新星 (ja) Supernova type II (nl) Supernova tipo II (pt) Type II supernova (en) Сверхновая типа II (ru) Supernova typ II (sv) II型超新星 (zh) Наднові типу II (uk) |
| owl:sameAs | freebase:Type II supernova yago-res:Type II supernova wikidata:Type II supernova dbpedia-ar:Type II supernova http://bn.dbpedia.org/resource/টাইপ-২_সুপারনোভা dbpedia-es:Type II supernova dbpedia-fa:Type II supernova dbpedia-fr:Type II supernova dbpedia-hu:Type II supernova dbpedia-id:Type II supernova dbpedia-it:Type II supernova dbpedia-ja:Type II supernova dbpedia-ko:Type II supernova dbpedia-nl:Type II supernova dbpedia-pt:Type II supernova dbpedia-ro:Type II supernova dbpedia-ru:Type II supernova dbpedia-sv:Type II supernova dbpedia-tr:Type II supernova dbpedia-uk:Type II supernova dbpedia-zh:Type II supernova https://global.dbpedia.org/id/8XTc |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Type_II_supernova?oldid=1121291602&ns=0 |
| foaf:depiction | wiki-commons:Special:FilePath/Core_collapse_scenario.svg wiki-commons:Special:FilePath/Evolved_star_fusion_shells.svg wiki-commons:Special:FilePath/HST_SN_1987A_20th_anniversary.jpg wiki-commons:Special:FilePath/SNIIcurva.png |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Type_II_supernova |
| is dbo:wikiPageDisambiguates of | dbr:Supernova_(disambiguation) |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Type_II_supernovae dbr:Type_IIb dbr:Type_IIb_supernova dbr:Type_IIn dbr:Type_IIn_supernova dbr:Type_ii_supernova dbr:Type_2_Supernova dbr:Type_II_Supernova dbr:Type_2_supernova dbr:Type_2_supernovae dbr:Type_II-P_supernova |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Cartwheel_Galaxy dbr:Energy_transformation dbr:Megamaser dbr:SCP_06F6 dbr:Beta_Lupi dbr:Black_hole dbr:Bouncing_ball dbr:Deneb dbr:Rigel dbr:UY_Scuti dbr:Vela_Pulsar dbr:Vela_Supernova_Remnant dbr:Index_of_physics_articles_(T) dbr:Light_curve dbr:List_of_most_distant_supernovae dbr:Presolar_grains dbr:139_Tauri dbr:Coma_Berenices dbr:Crab_Nebula dbr:Maryam_Modjaz dbr:Meissa dbr:SN_1572 dbr:SN_1917A dbr:SN_1940B dbr:SN_1987A dbr:SN_1992bd dbr:SN_1993J dbr:SN_1994I dbr:SN_2002bj dbr:SN_2005gl dbr:SN_2006gy dbr:SN_2009ip dbr:SN_2011dh dbr:SN_2020fqv dbr:SN_2020jfo dbr:SN_2020tlf dbr:SN_393 dbr:Elizabeth_Blanton dbr:Silicon-burning_process dbr:Quark_star dbr:GRB_090423 dbr:N6946-BH1 dbr:NGC_10 dbr:NGC_1087 dbr:NGC_124 dbr:NGC_1255 dbr:NGC_1325 dbr:NGC_150 dbr:NGC_180 dbr:NGC_2280 dbr:NGC_2397 dbr:NGC_2770 dbr:NGC_2906 dbr:NGC_3003 dbr:NGC_3169 dbr:NGC_3184 dbr:NGC_3198 dbr:NGC_3294 dbr:NGC_3367 dbr:NGC_3631 dbr:NGC_3859 dbr:NGC_4030 dbr:NGC_4041 dbr:NGC_4242 dbr:NGC_4302 dbr:NGC_4316 dbr:NGC_4523 dbr:NGC_4559 dbr:NGC_4603 dbr:NGC_4699 dbr:NGC_4725 dbr:NGC_4939 dbr:NGC_5468 dbr:NGC_5668 dbr:NGC_5806 dbr:NGC_5837 dbr:NGC_606 dbr:NGC_613 dbr:NGC_634 dbr:NGC_655 dbr:NGC_6801 dbr:NGC_6845 dbr:NGC_6907 dbr:NGC_694 dbr:NGC_6946 dbr:NGC_6951 dbr:NGC_7003 dbr:NGC_7038 dbr:NGC_7047 dbr:NGC_7051 dbr:NGC_710 dbr:NGC_7130 dbr:NGC_7259 dbr:NGC_7331 dbr:NGC_7424 dbr:NGC_7469 dbr:NGC_7537 dbr:NGC_772 dbr:NGC_7742 dbr:NGC_7752_and_NGC_7753 dbr:NGC_819 dbr:NGC_877 dbr:NGC_931 dbr:NGC_941 dbr:NGC_988 dbr:Calán/Tololo_Survey dbr:Stellar_population dbr:Stephenson_2 dbr:Zeta_Ophiuchi dbr:SuperNova_2 dbr:Supergiant dbr:Supernova_(disambiguation) dbr:Texas_Supernova_Search dbr:SN_1997D dbr:BD+17°3248 dbr:Triangulum_Galaxy dbr:Type_II_supernovae dbr:Type_IIb dbr:Type_IIb_supernova dbr:Type_IIn dbr:Type_IIn_supernova dbr:Type_ii_supernova dbr:UGC_2885 dbr:UGC_8335 dbr:Whirlpool_Galaxy dbr:Wild_Duck_Cluster dbr:Iron_group dbr:Alicante_10 dbr:Alicante_8 dbr:Alpha_process dbr:Aluminium dbr:Fluorine dbr:Nicholas_U._Mayall dbr:P-nuclei dbr:PSR_B1937+21 dbr:PSR_J0348+0432 dbr:PSR_J1614−2230 dbr:Carbon_detonation dbr:Gravitational_collapse dbr:History_of_supernova_observation dbr:Rao_(comics) dbr:Mario_Hamuy dbr:Gum_Nebula dbr:HD_168625 dbr:January–March_2022_in_science dbr:Baade-Wesselink_method dbr:Taurus_(constellation) dbr:Telescopium dbr:Astronomical_object dbr:Large_Magellanic_Cloud dbr:Blue_supergiant dbr:Supernova dbr:Supernova_nucleosynthesis dbr:R-process dbr:Red_supergiant dbr:Xeelee_Sequence dbr:2B dbr:CONUS-Experiment dbr:Spica dbr:IC_5201 dbr:IC_755 dbr:IPTF14hls dbr:Messier_10 dbr:Messier_100 dbr:Messier_106 dbr:Messier_108 dbr:Messier_58 dbr:Messier_82 dbr:Messier_95 dbr:Neutrino dbr:Neutron_star dbr:Omicron1_Canis_Majoris dbr:Omicron2_Canis_Majoris dbr:Origin_and_occurrence_of_fluorine dbr:RSGC1 dbr:RSGC3 dbr:Serpens dbr:IIA dbr:IIB dbr:IIL dbr:IIN dbr:IIP dbr:Type_Ia_supernova dbr:Type_Ib_and_Ic_supernovae dbr:Thermal_runaway dbr:Silicon dbr:Type_2 dbr:Near-Earth_supernova dbr:IC_443 dbr:Implosion_(mechanical_process) dbr:List_of_stellar_explosion_types dbr:List_of_supernova_candidates dbr:List_of_supernova_remnants dbr:Nuclear_binding_energy dbr:SN_1999eu dbr:Outline_of_astronomy dbr:P-process dbr:SN_1961I dbr:SN_1979C dbr:SN_2009gj dbr:Superluminous_supernova dbr:Supernova_neutrinos dbr:Type_2_Supernova dbr:Type_II_Supernova dbr:Type_2_supernova dbr:Type_2_supernovae dbr:Type_II-P_supernova |
| is dbp:class of | dbr:SN_1917A |
| is dbp:sntype of | dbr:Gum_Nebula |
| is dbp:type of | dbr:SN_2011dh dbr:IC_443 dbr:SN_1979C dbr:SN_2009gj |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Type_II_supernova |
