| rdfs:comment
| - المستعر الأعظم مزدوج-عدم الاستقرار يحدث عندما يكون هناك إنتاج زوجي، ناتج عن تكون إلكترونات وبوزيترونات حرة عند اصطدام نواة الذرة بأشعة غاما نشطة للغاية، فيقل الضغط الحراري داخل قلب مستعر أعظم فائق. يؤدي هذا الانخفاض في الضغط إلى انهيار جزئي، ثم تتسارع عمليات الاحتراق بسرعة كبيرة فتؤدي إلى انفجار حراري نووي يفجر النجم تمامًا دون أن يخلّف بقايا ثقب أسود خلفه. لا يحدث المستعر الأعظم مزدوج-عدم الاستقرار إلا في النجوم التي يتراوح حجمها بين حوالي 130 إلى 250 كتلة شمسية والمنخفضة إلى متوسطة المعدنية. الأجسام المكتشفة حديثًا مثل م أ 2006 جي واي من المرجح أنها مستعرات عظمى مزدوجة-عدم الاستقرار. (ar)
- 쌍불안정형 초신성(対不安定型超新星, pair-instability supernova)은 원자핵과 고에너지 감마선 사이의 충돌에서 자유전자와 양전자의 쌍생성이 매우 무거운 별의 핵 내부의 열적 압력을 감소시킬 때 발생하는 초신성 폭발이다. 이 압력 감소는 부분적인 붕괴로 이어지는데, 따라서 엄청나게 가열되어 열핵폭발이 후에 블랙홀조차 남기지 않고 별을 완전히 산산조각 내버린다. 쌍불안정성 초신성은 오직 질량이 태양보다 130~250배 무겁고, 작거나 중간 정도의 금속성(수소와 헬륨보다 무거운 원소가 적은 경우는 항성종족 III에서 흔하다)을 가지는 별에서만 발생할 수 있다. SN 2006gy, , , 과 같이 현재 관측된 천체들은 쌍불안정 초신성일 것으로 추정되고 있다. (ko)
- 対不安定型超新星（ついふあんていがたちょうしんせい）（電子対生成型超新星、pair-instability supernova、pair-creation supernova）とは、太陽の130倍以上250倍以内の質量を持つ恒星で発生すると考えられている超新星爆発の1つである。この爆発は非常に大規模であり、通常の超新星爆発の10倍以上のエネルギーを放出する。 (ja)
- Pair-instability supernova (supernowa powstająca z powodu niestabilności kreacji par) – odmiana supernowej powstająca w wyniku zachwiania równowagi hydrostatycznej gwiazdy wywołanej kreacją par w jej jądrze. W odróżnieniu od klasycznych supernowych, w wyniku których powstaje pozostałość po supernowej zawierająca w centrum czarną dziurę albo gwiazdę neutronową, gwiazda rozerwana wybuchem typu pair instability całkowicie rozrzuca swoją materię, nie pozostawiając po sobie nic poza mgławicą. Aby mogło dojść do wybuchu tego typu, masa gwiazdy musi wynosić pomiędzy 130 a 250M☉, a także gwiazda musi mieć niską metaliczność (np. gwiazda III populacji). Dobrymi kandydatami na supernowe pair instability są zauważone w latach 2006 i 2007 – odpowiednio SN 2006gy i SN 2007bi. (pl)
- 不穩定對超新星發生於正負電子對產生時，在原子核和高能的伽瑪射線碰撞下生產出自由電子和正子，減弱了在超巨星核心內部產生的熱壓力。這種壓力的減弱導致局部的崩潰，然後大量快速的燃燒造成熱失衡的熱核爆炸，將恆星完全的吹散而無需留下黑洞的殘骸。不穩定對超新星只會發生在質量介於130至250太陽質量間，並且擁有低至中等金屬量的恆星（除了氫和氦之外其他元素的豐度都很低，是第三族恆星最常見的狀況）。SN 2006gy曾被假設是不穩定對超新星，但没有得到证实。SN 2007bi是第一颗被证实的不稳定对超新星。而2007年11月发现的Y-155则是又一颗被证实的这种类型的超新星。 (zh)
- Une supernova par production de paires est une théorie établie à la fin des années 1960 par Z. Barkat et ses collaborateurs, ainsi que Gary S. Fraley. Elle concernerait les étoiles particulièrement massives, excédant au moins 140 masses solaires. (fr)
- A pair-instability supernova is a type of supernova predicted to occur when pair production, the production of free electrons and positrons in the collision between atomic nuclei and energetic gamma rays, temporarily reduces the internal radiation pressure supporting a supermassive star's core against gravitational collapse. This pressure drop leads to a partial collapse, which in turn causes greatly accelerated burning in a runaway thermonuclear explosion, resulting in the star being blown completely apart without leaving a stellar remnant behind. (en)
- Una supernova a instabilità di coppia (pair instability supernova) è un particolare tipo di supernova che si verifica quando la produzione di coppia (ovvero la produzione di elettroni liberi e positroni in seguito alle collisioni tra i nuclei atomici e i raggi gamma) determina una riduzione della pressione termica all'interno del nucleo di una stella molto massiccia. La caduta di pressione conduce ad un parziale collasso e all'innesco di un imponente runaway termonucleare che smembra completamente la stella senza lasciare un residuo compatto (come un buco nero). (it)
- Парно-нестабильная сверхновая (англ. pair instability supernovae) — редкий тип исключительно ярких сверхновых звёзд. 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 звёзды не образуют какой-либо остаток сверхновой, а лишь рассеивают в окружающее пространство железо в количестве до 10 солнечных масс. (ru)
- Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар, трапляється, коли народження електрон-позитронних пар завдяки взаємодії високоенергетичних гамма-променів з атомними ядрами зменшує тиск світла в ядрі надмасивної зорі. Якщо тиск випромінювання в зоряному ядрі зменшується, немає іншої сили, здатної протидіяти силі гравітації, тому ядро частково стискається. Це стискання прискорює ядерні реакції горіння важких елементів у зоряному ядрі, що призводить до потужного термоядерного вибуху, який викидає весь зоряний матеріал у навколишній простір, не залишаючи жодного залишку (ніякої чорної діри), окрім викинутого вибухом газу. Явище вибуху наднової цього типу може мати місце лише у випадку надмасивних зір із масами у проміжку від 130 до 250 мас Сонця, які мають низ (uk)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)