Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Сверхновая (значения) .
SN 1994D (яркое пятно в нижнем левом углу), сверхновая типа Ia в родительской галактике, NGC 4526

Сверхновой ( / ˌ с ¯u р ər п oʊ против ə / множественного числа: суперновинки / ˌ с ¯u р ər п oʊ V я / или сверхновые , аббревиатуры: SN и Sne ) представляет собой мощный и яркий звездный взрыв . Это переходное астрономическое событие происходит в течение последних этапов эволюции одного массивной звезды или когда белый карликзапускается в безудержный ядерный синтез . Первоначальный объект, называемый прародителем , либо коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру , либо полностью разрушается. Пиковая оптическая светимость сверхновой может быть сравнима со светимостью всей галактики до исчезновения в течение нескольких недель или месяцев.

Сверхновые более энергичны, чем новые . В латинском , сверхновой означает «новый», имея в виду астрономически на то , что кажется временным новой яркой звездой. Добавление приставки «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые имеют гораздо меньшую яркость. Слово сверхновая было придумано Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки в 1929 году .

Самой недавней сверхновой, наблюдаемой непосредственно в Млечном Пути, была сверхновая Кеплера в 1604 году, но были обнаружены остатки более поздних сверхновых. Наблюдения за сверхновыми в других галактиках позволяют предположить, что они встречаются в Млечном Пути в среднем примерно три раза в столетие. Эти сверхновые почти наверняка можно будет наблюдать с помощью современных астрономических телескопов. Самой последней сверхновой , наблюдаемой невооруженным глазом, была SN 1987A , взрыв голубой звезды-сверхгиганта в Большом Магеллановом Облаке , спутнике Млечного Пути.

Теоретические исследования показывают, что большинство сверхновых запускается одним из двух основных механизмов: внезапным повторным возгоранием ядерного синтеза в вырожденной звезде, такой как белый карлик, или внезапным гравитационным коллапсом ядра массивной звезды . В первом классе событий температура объекта повышается настолько, что запускается неуправляемый ядерный синтез, полностью разрушающий звезду. Возможные причины - накопление материала от двойного компаньона в результате аккреции или слияние звезд . В случае массивной звезды ядро массивной звезды может внезапно схлопнуться, высвободивгравитационная потенциальная энергия как сверхновая. Хотя некоторые наблюдаемые сверхновые являются более сложными, чем эти две упрощенные теории, астрофизическая механика была установлена ​​и принята большинством астрономов в течение некоторого времени. [ расплывчато ]

Сверхновые могут вытеснять несколько солнечных масс вещества со скоростью до нескольких процентов от скорости света . Это запускает расширяющуюся ударную волну в окружающую межзвездную среду , сметая расширяющуюся оболочку из газа и пыли, наблюдаемую как остаток сверхновой . Сверхновые - главный источник элементов в межзвездной среде от кислорода до рубидия . Расширяющиеся ударные волны сверхновых могут вызвать образование новых звезд . Остатки сверхновых могут быть основным источником космических лучей . Сверхновые могут создавать гравитационные волны, хотя до сих пор гравитационные волны были обнаружены только от слияния черных дыр и нейтронных звезд.

История наблюдений [ править ]

Основная статья: История наблюдения сверхновых
Выделенные отрывки относятся к китайскому наблюдению SN 1054.

По сравнению со всей историей звезды, сверхновая может появиться очень недолго, возможно, за несколько месяцев, так что шансы увидеть ее невооруженным глазом составляют примерно один раз в жизни. Лишь небольшая часть из 100 миллиардов звезд в типичной галактике способна стать сверхновой, ограничиваясь либо теми, которые имеют большую массу, либо чрезвычайно редкими типами двойных звезд, содержащих белые карлики . [1]

Самая ранняя зарегистрированная сверхновая, известная как HB9, могла быть замечена и зарегистрирована неизвестными индийскими наблюдателями в4500 ± 1000  до н.э. . [2] Позже SN 185 была замечена китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самой яркой из зарегистрированных сверхновых была SN 1006 , которая произошла в 1006 году нашей эры в созвездии Волчанка и была описана наблюдателями в Китае, Японии, Ираке, Египте и Европе. [3] [4] [5] Широко наблюдаемая сверхновая SN 1054 создала Крабовидную туманность . Сверхновые SN 1572 и SN 1604, последние наблюдаемые невооруженным глазом в галактике Млечный Путь, оказали заметное влияние на развитие астрономии в Европе, потому что их использовали для аргументации против аристотелевской идеи о том, что Вселенная за пределами Луны и планет статична и неизменна. [6] Иоганн Кеплер начал наблюдать SN 1604 на пике 17 октября 1604 года и продолжал делать оценки ее яркости, пока через год она не исчезла из поля зрения невооруженного глаза. [7] Это была вторая сверхновая, наблюдаемая в поколении (после SN 1572, которую видел Тихо Браге в Кассиопее). [8]

Есть некоторые свидетельства того, что самая молодая галактическая сверхновая, G1.9 + 0.3 , произошла в конце 19 века, значительно позже, чем Кассиопея А примерно в 1680 году. [9] В то время ни одна из сверхновых не наблюдалась . В случае G1.9 + 0.3 сильное поглощение вдоль плоскости галактики могло бы затемнить событие настолько, чтобы оно осталось незамеченным. Ситуация с Кассиопеей А менее ясна. Было обнаружено инфракрасное световое эхо , показывающее, что это была сверхновая звезда типа IIb и не находилась в области особенно высокой экстинкции . [10]

Наблюдение и открытие внегалактических сверхновых стало теперь гораздо более распространенным явлением. Первое такое наблюдение было SN 1885A в Галактике Андромеды . Сегодня астрономы-любители и профессиональные астрономы находят по несколько сотен в год, некоторые из которых близки к максимальной яркости, другие - на старых астрономических фотографиях или пластинах. Американские астрономы Рудольф Минковски и Фриц Цвикки разработали современную схему классификации сверхновых, начиная с 1941 года. [11] В течение 1960-х годов астрономы обнаружили, что максимальные интенсивности сверхновых могут использоваться в качестве стандартных свечей , следовательно, индикаторов астрономических расстояний. [12]Некоторые из самых далеких сверхновых, наблюдавшихся в 2003 году, казались более тусклыми, чем ожидалось. Это подтверждает мнение о том, что расширение Вселенной ускоряется . [13] Были разработаны методы реконструкции сверхновых, которые не наблюдались в письменной форме. Дата Кассиопея А событий сверхновых определяли из легкого эха - сигналов выходных туманностей , [14] в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 был оценен из измерений температуры [15] и гамма - излучений от радиоактивного распада титана -44 . [16]

SN Antikythera в скоплении галактик RXC J0949.8 + 1707. SN Eleanor и SN Alexander наблюдались в одной и той же галактике в 2011 году [17].

Самая яркая сверхновая из когда-либо зарегистрированных - это ASASSN-15lh на расстоянии 3,82 гигасвета-года . Впервые она была обнаружена в июне 2015 года и достигла пика в 570 миллиардов  L ☉ , что в два раза превышает болометрическую светимость любой другой известной сверхновой. [18] Однако природа этой сверхновой продолжает обсуждаться, и было предложено несколько альтернативных объяснений, например, приливное разрушение звезды черной дырой. [19]

Среди самых ранних обнаруженных с момента взрыва и для которых были получены самые ранние спектры (начиная через 6 часов после фактического взрыва) - это SN 2013fs типа II (iPTF13dqy), который был зарегистрирован через 3 часа после события сверхновой 6 октября. 2013 г. - Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Звезда расположена в спиральной галактике под названием NGC 7610 , в 160 миллионах световых лет от нас в созвездии Пегаса. [20] [21]

20 сентября 2016 года астроном-любитель Виктор Бусо из Росарио , Аргентина, испытывал свой телескоп. [22] [23] Делая несколько фотографий галактики NGC 613 , Бусо случайно наткнулся на сверхновую, которая только что стала видимой на Земле. Изучив изображения, он обратился в Институт астрофизики Ла-Платы. «Это был первый раз, когда кто-либо когда-либо запечатлел начальные моменты« прорыва ударной волны »от оптической сверхновой, не связанной с гамма- или рентгеновской вспышкой». [22]По словам астронома Мелины Берстен из Института астрофизики, шансы запечатлеть такое событие составляли от одного к десяти миллионам до одного на сто миллионов. Наблюдаемая Бусо сверхновая была типа IIb, образованная звездой, в двадцать раз превышающей массу Солнца. [22] Астроном Алекс Филиппенко , из Калифорнийского университета , отметил , что профессиональные астрономы искали такое событие в течение длительного времени. Он заявил: «Наблюдения за звездами в первые моменты их взрыва дают информацию, которую нельзя напрямую получить никаким другим способом». [22]

Открытие [ править ]

Основная статья: История наблюдения сверхновой § Наблюдение телескопом
Остаток сверхновой SNR E0519-69.0 в Большом Магеллановом Облаке

Ранние работы над тем, что первоначально считалось просто новой категорией новых, проводились в 1920-х годах. Их по-разному называли «Новыми высшего класса», «Хауптновыми» или «гигантскими новыми». [24] Считается, что название «сверхновые» было придумано Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки на лекциях в Калифорнийском технологическом институте в 1931 году. Оно использовалось как «сверхновые» в журнальной статье, опубликованной Кнутом Лундмарком в 1933 году [ 25] и в статье Бааде и Цвикки 1934 года. [26] К 1938 году дефис был утерян и использовалось современное название. [27]Поскольку сверхновые - относительно редкие события в галактике, происходящие в Млечном Пути примерно три раза в столетие [28], получение хорошей выборки сверхновых для изучения требует регулярного мониторинга многих галактик.

Сверхновые в других галактиках невозможно предсказать с какой-либо значительной точностью. Обычно, когда они обнаруживаются, они уже выполняются. [29] Чтобы использовать сверхновые в качестве стандартных свечей для измерения расстояния, требуется наблюдение их максимальной яркости. Поэтому важно обнаружить их задолго до того, как они достигнут максимума. Астрономы-любители , которых намного больше, чем профессиональных астрономов, сыграли важную роль в обнаружении сверхновых, обычно рассматривая некоторые из ближайших галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями. [30]

К концу 20-го века астрономы все чаще обращались к телескопам с компьютерным управлением и ПЗС-матрицам для поиска сверхновых. Хотя такие системы популярны среди любителей, существуют также профессиональные установки, такие как автоматический телескоп Кацмана . [31] Supernova система заблаговременного предупреждения проекта (SNEWS) использует сеть нейтринных детекторов , чтобы дать раннее предупреждение о сверхновой в галактике Млечный Путь. [32] [33] Нейтрино - это частицы , которые в больших количествах производятся сверхновой, и они незначительно поглощаются межзвездным газом и пылью галактического диска. [34]

Туманность SBW1, «собирающаяся взорваться», окружает массивный синий сверхгигант в туманности Киля .

Поисковые запросы Supernova делятся на два класса: те, которые сосредоточены на относительно близких событиях, и те, которые смотрят дальше. Из-за расширения Вселенной расстояние до удаленного объекта с известным спектром излучения можно оценить, измерив его доплеровский сдвиг (или красное смещение ); в среднем более далекие объекты удаляются с большей скоростью, чем ближайшие, и поэтому имеют большее красное смещение. Таким образом, поиск разделен на высокое красное смещение и низкое красное смещение, причем граница находится в диапазоне красного смещения z = 0,1–0,3 [35], где z - безразмерная мера частотного сдвига спектра.

Поиски сверхновых с большим красным смещением обычно включают наблюдение кривых блеска сверхновых. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для построения диаграмм Хаббла и космологических предсказаний. Спектроскопия сверхновых, используемая для изучения физики и окружающей среды сверхновых, более практична при низком, чем при большом красном смещении. [36] [37] Наблюдения за малым красным смещением также фиксируют конец кривой Хаббла на малых расстояниях , которая представляет собой график зависимости расстояния от красного смещения для видимых галактик. [38] [39]

Соглашение об именах [ править ]

Многоволновое рентгеновское , инфракрасное и оптическое сводное изображение остатка сверхновой Кеплера , SN 1604

Открытия сверхновые сообщается в Международном астрономическом союзе «s Центрального бюро астрономических телеграмм , который рассылает циркуляр с именем он приписывает к этому сверхновому. Название образовано из префикса SN , за которым следует год открытия с суффиксом с одно- или двухбуквенным обозначением. Первые 26 сверхновых года обозначаются заглавной буквы от A до Z . Затем используются пары строчных букв: aa , ab и так далее. Следовательно, например, SN 2003C обозначает третью сверхновую, зарегистрированную в 2003 году. [40]Последняя сверхновая 2005 года, SN 2005nc, была 367-й (14 × 26 + 3 = 367). Суффикс «nc» действует как биективное кодирование по основанию 26 с a = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26. С 2000 года профессиональные астрономы и астрономы-любители находили несколько сотен сверхновых каждый год. (572 в 2007 году, 261 в 2008 году, 390 в 2009 году, 231 в 2013 году). [41] [42]

Исторические сверхновые известны просто по году их возникновения: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (так называемая Нова Тихо ) и SN 1604 ( Звезда Кеплера ). С 1885 года использовались дополнительные буквенные обозначения, даже если в том году была открыта только одна сверхновая (например, SN 1885A , SN 1907A и т. Д.) - последнее произошло с SN 1947A . SNдля SuperNova - стандартный префикс. До 1987 года двухбуквенные обозначения использовались редко; Однако с 1988 года они необходимы каждый год. С 2016 года рост числа открытий регулярно приводит к дополнительному использованию трехзначных обозначений. [43]

Классификация [ править ]

Впечатление художника от сверхновой 1993J [44]

Астрономы классифицируют сверхновые по кривым блеска и линиям поглощения различных химических элементов, которые появляются в их спектрах . Если в спектре сверхновой есть линии водорода (известные как серия Бальмера в визуальной части спектра), она классифицируется как Тип II ; в противном случае это тип I . В каждом из этих двух типов есть подразделения в соответствии с наличием линий от других элементов или формой кривой блеска (график видимой величины сверхновой как функции времени). [45] [46]

Таксономия сверхновых [45] [46]
Тип I
Без водорода		Тип Ia
представляет собой линию однократно ионизированного кремния (Si II) на длине волны 615,0 нм (нанометров), близкую к пиковому свету.		Тепловой разгон
Тип Ib / c
Слабое поглощение кремния или его отсутствие		Тип Ib
показывает линию неионизированного гелия (He I) при 587,6 нм.		Обрушение ядра
Тип Ic
Слабый гелий или без него
Тип II
показывает водород		Тип II-P / -L / n
Тип II спектр во всем		Тип II-P / L
Без узких линий		Тип II-P
выходит на "плато" кривой блеска.
Тип II-L:
показывает «линейное» уменьшение кривой блеска (линейное по величине в зависимости от времени) [47]
Тип IIn
Некоторые узкие линии
Тип IIb
Спектр меняется, чтобы стать похожим на Тип Ib

Тип I [ править ]

Сверхновые типа I подразделяются на основе их спектров, причем тип Ia показывает сильную линию поглощения ионизированного кремния . Сверхновые типа I без этой сильной линии классифицируются как типы Ib и Ic, при этом тип Ib показывает сильные линии нейтрального гелия, а тип Ic лишен их. Все кривые блеска похожи, хотя тип Ia обычно ярче при максимальной светимости, но кривая блеска не важна для классификации сверхновых типа I.

Небольшое количество сверхновых типа Ia демонстрирует необычные особенности, такие как нестандартная светимость или расширенные кривые блеска, и их обычно классифицируют, ссылаясь на самый ранний пример, показывающий подобные особенности. Например, суб-световой С.Н. 2008ha часто упоминается как SN 2002cx -подобных или класса Ia-2002cx.

Небольшая часть сверхновых типа Ic показывает сильно уширенные и смешанные эмиссионные линии, которые, как считается, указывают на очень высокие скорости расширения выброса. Они были классифицированы как Ic-BL или Ic-bl. [48]

Тип II [ править ]

Кривые блеска используются для классификации сверхновых типа II-P и типа II-L.

Сверхновые типа II также можно подразделить на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II демонстрируют очень широкие эмиссионные линии, которые указывают на скорости расширения многих тысяч километров в секунду , некоторые, такие как SN 2005gl , имеют относительно узкие детали в своих спектрах. Они называются типом IIn, где «n» означает «узкий».

Некоторые сверхновые, такие как SN 1987K [49] и SN 1993J , по-видимому, меняют тип: в ранние времена они показывают линии водорода, но в течение периода от недель до месяцев в них доминируют линии гелия. Термин «тип IIb» используется для описания комбинации признаков, обычно связанных с типами II и Ib. [46]

Сверхновые типа II с нормальным спектром, в котором преобладают широкие линии водорода, которые остаются на протяжении всего периода спада, классифицируются на основе их кривых блеска. Наиболее распространенный тип показывает характерное «плато» на кривой блеска вскоре после пика яркости, где визуальная светимость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем возобновится снижение. Они называются типом II-P в связи с плато. Реже встречаются сверхновые типа II-L, у которых отсутствует четкое плато. "L" означает "линейный", хотя кривая блеска на самом деле не прямая линия.

Сверхновые, которые не попадают в нормальную классификацию, обозначаются как особые или «пек». [46]

Типы III, IV и V [ править ]

Фриц Цвикки определил дополнительные типы сверхновых на основе очень небольшого числа примеров, которые не совсем соответствовали параметрам сверхновых типа I или типа II. SN 1961i в NGC 4303 была прототипом и единственным представителем класса сверхновых звезд III, отмеченного широким максимумом кривой блеска и широкими водородными бальмеровскими линиями, которые медленно развивались в спектре. SN 1961f в NGC 3003 был прототипом и единственным представителем класса IV, с кривой блеска, подобной сверхновой типа II-P, с линиями поглощения водорода, но слабыми линиями излучения водорода . Класс типа V был придуман для SN 1961V в NGC 1058., необычная слабая сверхновая или самозванец сверхновой с медленным ростом яркости, максимумом для многих месяцев и необычным спектром излучения. Отмечено сходство SN 1961V с Великой вспышкой Eta Carinae . [50] Сверхновые в M101 (1909) и M83 (1923 и 1957) также были предложены как возможные сверхновые типа IV или V. [51]

Теперь все эти типы будут рассматриваться как своеобразные сверхновые типа II (IIpec), из которых было обнаружено гораздо больше примеров, хотя до сих пор ведутся споры о том, была ли SN 1961V настоящей сверхновой после вспышки LBV или самозванцем. [47]

Текущие модели [ править ]

Последовательность показывает быстрое повышение яркости и более медленное затухание сверхновой в галактике NGC 1365 (яркая точка рядом с центром галактики и немного выше него). [52]

Коды типов сверхновых, как описано выше, являются таксономическими : номер типа описывает свет, наблюдаемый от сверхновой, не обязательно его причину. Например, сверхновые типа Ia образуются в результате неуправляемого синтеза, воспламеняемого на вырожденных предшественниках белых карликов , в то время как спектрально подобные типы Ib / c производятся из массивных предшественников Вольфа – Райе в результате коллапса ядра. Следующее суммирует то, что в настоящее время считается наиболее правдоподобным объяснением сверхновых.

Тепловой побег [ править ]

Основная статья: Сверхновая типа Ia
Формирование сверхновой типа Ia

Белый карлик может накапливать достаточно материала от своего звездного компаньона, чтобы поднять температуру своего ядра настолько, чтобы зажечь синтез углерода , после чего он подвергается безудержному ядерному синтезу, полностью разрушая его. Есть три пути, по которым эта детонация может произойти: стабильная аккреция материала от компаньона, столкновение двух белых карликов или аккреция, которая вызывает воспламенение в оболочке, которая затем воспламеняет ядро. Доминирующий механизм образования сверхновых типа Ia остается неясным. [53]Несмотря на эту неопределенность в том, как образуются сверхновые типа Ia, сверхновые типа Ia имеют очень однородные свойства и являются полезными стандартными свечами на межгалактических расстояниях. Некоторые калибровки требуются для компенсации постепенного изменения свойств или различных частот сверхновых с аномальной светимостью при большом красном смещении, а также для небольших изменений яркости, определяемых по форме кривой блеска или спектру. [54] [55]

Нормальный тип Ia [ править ]

Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Если углерод - кислород белый карлик аккрецируется достаточно вещества , чтобы достичь предела Чандрасекара около 1,44 солнечных масс ( M ☉ ) [56] (для не-не вращающейся звезды), она больше не сможет поддерживать большую часть своей массы через давление вырождения электронов [57] [58] и начал бы схлопываться. Однако в настоящее время считается, что этот предел обычно не достигается; повышение температуры и плотности внутри активной зоны зажигает углеродный сплавкогда звезда приближается к пределу (с точностью около 1% [59] ) до начала коллапса. [56] Для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик обычно образует нейтронную звезду . В этом случае только часть массы звезды будет выброшена во время коллапса. [58]

В течение нескольких секунд значительная часть вещества в белом карлике подвергается ядерному синтезу, выделяя достаточно энергии (1–2 × 10 44  Дж ) [60], чтобы развязать звезду в сверхновой. [61] Генерируется расширяющаяся наружу ударная волна , при которой материя достигает скорости порядка 5 000–20 000 км / с , или примерно 3% скорости света. Также наблюдается значительное увеличение светимости, достигающей абсолютной величины -19,3 (или в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [62]

Модель образования этой категории сверхновых - тесная двойная звездная система. Больший из двух звезд является первым эволюционируют от в главной последовательности , и она расширяется , чтобы сформировать красный гигант . Две звезды теперь имеют общую оболочку, что приводит к сокращению их общей орбиты. Затем гигантская звезда сбрасывает большую часть своей оболочки, теряя массу, пока не перестанет продолжать ядерный синтез . В этот момент он становится белым карликом, состоящим в основном из углерода и кислорода. [63]В конце концов, вторичная звезда также эволюционирует от главной последовательности, чтобы сформировать красный гигант. Материя от гиганта накапливается белым карликом, в результате чего его масса увеличивается. Несмотря на широкое признание базовой модели, точные детали инициирования и тяжелых элементов, образовавшихся в результате катастрофы, до сих пор неясны.

Сверхновые типа Ia следуют по характерной кривой блеска - графику светимости как функции времени - после события. Эта светимость порождаются радиоактивным распадом из никеля -56 через кобальт -56 до железа -56. [62] Пиковая светимость кривой блеска очень стабильна для обычных сверхновых типа Ia, имея максимальную абсолютную величину около -19,3. Это связано с тем, что сверхновые типа Ia возникают из постоянного типа звезды-прародителя путем постепенного набора массы и взрываются, когда приобретают постоянную типичную массу, что приводит к очень похожим условиям и поведению сверхновой. Это позволяет использовать их в качестве вторичных [64] стандартная свеча для измерения расстояния до родительских галактик. [65]

Нестандартный тип Ia [ править ]

Другая модель образования сверхновых типа Ia предполагает слияние двух белых карликов, общая масса которых на мгновение превышает предел Чандрасекара . [66] Этот тип событий сильно варьируется, [67] и, во многих случаях, сверхновые могут вообще отсутствовать, и в этом случае они будут иметь более широкую и менее яркую кривую блеска, чем более нормальные сверхновые типа Ia. .

Аномально яркие сверхновые типа Ia возникают, когда белый карлик уже имеет массу, превышающую предел Чандрасекара [68], возможно, усиленную асимметрией [69], но выброшенный материал будет иметь меньшую, чем нормальную кинетическую энергию.

Формальной подклассификации нестандартных сверхновых типа Ia не существует. Было предложено, чтобы группа субсветящихся сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, была классифицирована как тип Iax . [70] [71] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить белого карлика-прародителя и оставить после себя зомби-звезду . [72]

Один конкретный тип нестандартной сверхновой типа Ia образует водород, а другой - эмиссионные линии, что создает видимость смеси между нормальной сверхновой типа Ia и сверхновой типа IIn. Примеры: SN 2002ic и SN 2005gj . Эти сверхновые были названы типом Ia / IIn , типом Ian , типом IIa и типом IIan . [73]

Коллапс ядра [ править ]

Слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра (не в масштабе)

Очень массивные звезды могут испытывать коллапс ядра, когда ядерный синтез становится неспособным выдержать ядро ​​против его собственной гравитации; превышение этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать резкое изгнание внешних слоев звезды, что приведет к возникновению сверхновой, или высвобождение гравитационной потенциальной энергии может оказаться недостаточным, и звезда может схлопнуться в черную дыру или нейтронную звезду с небольшой излучаемой энергией.

Коллапс ядра может быть вызван несколькими различными механизмами: захватом электронов ; превышение лимита Чандрасекара ; парная нестабильность ; или фотораспад . [74] [75]

  • Когда у массивной звезды образуется железное ядро, превышающее массу Чандрасекара, она больше не сможет поддерживать себя за счет давления вырождения электронов и будет коллапсировать дальше в нейтронную звезду или черную дыру.
  • Захват электрона магнием в вырожденном ядре O / Ne / Mg вызывает гравитационный коллапс с последующим взрывным синтезом кислорода с очень похожими результатами.
  • Образование электронно-позитронных пар в большом ядре после горения гелия устраняет термодинамическую поддержку и вызывает начальный коллапс с последующим неуправляемым синтезом, что приводит к возникновению сверхновой с нестабильностью пары.
  • Достаточно большое и горячее ядро звезды может генерировать гамма-излучение, достаточно мощное, чтобы непосредственно инициировать фотораспад, что приведет к полному коллапсу ядра.

В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра массивных звезд, типы звезд, в которых они возникают, связанный с ними тип сверхновой и образовавшийся остаток. Металличность является долей других элементов , чем водород или гелий, по сравнению с Солнцем Начальная масса - это масса звезды до вспышки сверхновой, кратная массе Солнца, хотя масса во время сверхновой может быть намного меньше.

Сверхновые типа IIn в таблице не указаны. Они могут быть вызваны различными типами коллапса ядра в разных звездах-прародителях, возможно, даже в результате воспламенения белых карликов типа Ia, хотя кажется, что большинство из них будет вызвано коллапсом железного ядра в светящихся сверхгигантах или гипергигантах (включая LBV ). Узкие спектральные линии, в честь которых они названы, возникают из-за того, что сверхновая расширяется в небольшое плотное облако околозвездного вещества. [76] Похоже, что значительная часть предполагаемых сверхновых типа IIn - это самозванцы сверхновых , массивные извержения LBV- подобных звезд, похожие на Великое извержение Эта Киля.. В этих случаях материал, ранее выброшенный из звезды, создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну за счет взаимодействия с недавно выброшенным материалом. [77]

Сценарии коллапса ядра по массе и металличности [74]
Причина крахаПриблизительная начальная масса звезды-прародителя ( массы Солнца )Тип сверхновойОстаток
Захват электронов в вырожденном ядре O + Ne + Mg9–10Слабый II-PНейтронная звезда
Обрушение железного ядра10–25Слабый II-PНейтронная звезда
25–40 с низкой или солнечной металличностьюНормальный II-PЧерная дыра после возврата материала на исходную нейтронную звезду
25–40 с очень высокой металличностьюII-L или II-bНейтронная звезда
40–90 с низкой металличностьюНиктоЧерная дыра
≥40 с околосолнечной металличностьюСлабый Ib / c, или гиперновая с гамма-всплеском (GRB)Черная дыра после возврата материала на исходную нейтронную звезду
≥40 с очень высокой металличностьюIb / cНейтронная звезда
≥90 с низкой металличностьюНет, возможен GRBЧерная дыра
Парная нестабильность140–250 с низкой металличностьюII-P, иногда гиперновая, возможно GRBБез остатка
Фотодезинтеграция≥250 с низкой металличностьюНет (или светящаяся сверхновая?), Возможно гамма-всплескМассивная черная дыра
Типы сверхновых по начальной массе-металличности
Остатки одиночных массивных звезд
Внутри массивной, эволюционировавшей звезды (а) многослойные луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя железное ядро ​​(b), которое достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов (c), в результате чего падающий материал отскакивает (d) и образует распространяющийся наружу ударный фронт (красный). Шок начинает срываться (e), но он снова активизируется процессом, который может включать взаимодействие нейтрино. Окружающий материал взрывается (f), оставляя только дегенеративный остаток.

Когда ядро ​​звезды больше не поддерживается против гравитации, оно схлопывается само по себе со скоростью, достигающей 70 000 км / с (0,23 c ) [78], что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. Дальнейшие действия зависят от массы и структуры коллапсирующего ядра, при этом вырожденные ядра с малой массой образуют нейтронные звезды, вырожденные ядра с большей массой в основном полностью схлопываются до черных дыр, а невырожденные ядра подвергаются безудержному слиянию.

Первоначальный коллапс вырожденных ядер ускоряется бета-распадом , фотораспадом и захватом электронов, что вызывает всплеск электронных нейтрино . По мере увеличения плотности испускание нейтрино прекращается, поскольку они оказываются захваченными в активной зоне. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге обычно достигает 30  км в диаметре [79] и плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра , а давление вырождения нейтронов пытается остановить коллапс. Если масса ядра больше, чем примерно 15  M ☉, тогда нейтронного вырождения недостаточно, чтобы остановить коллапс, и черная дыра образуется непосредственно без сверхновой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и новообразованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов , что в 6000 раз превышает температуру ядра Солнца. [80] При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех вкусов эффективно образуются за счет теплового излучения . Этих тепловых нейтрино в несколько раз больше, чем нейтрино с захватом электрона. [81] Около 10 46 джоулей, примерно 10% массы покоя звезды, преобразуется в десятисекундную вспышку нейтрино, которая является основным результатом этого события. [79] [82] Внезапно остановившийся коллапс ядра отскакивает и производит ударную волнукоторый останавливается в течение миллисекунд [83] во внешнем ядре, поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжелых элементов. Процесс, который не совсем понятен , необходим для того, чтобы позволить внешним слоям активной зоны реабсорбировать около 10 44 джоулей [82] (1 противник ) из нейтринного импульса, создавая видимую яркость, хотя есть и другие теории о том, как запитать взрыв. [79]

Некоторая часть материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, и для ядер, превышающих примерно 8  M ☉ , есть достаточный откат, чтобы сформировать черную дыру. Этот откат снизит создаваемую кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи, которые приводят к всплеску гамма-излучения или исключительно яркой сверхновой.

Коллапс массивного невырожденного ядра вызовет дальнейший синтез. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью, начинается синтез кислорода, и коллапс может быть остановлен. При массах ядра 40–60  M ☉ коллапс прекращается, и звезда остается нетронутой, но коллапс произойдет снова, когда образуется более крупное ядро. Для ядер около 60–130  M ☉ слияние кислорода и более тяжелых элементов настолько энергично, что вся звезда разрушается, вызывая сверхновую. В верхней части диапазона масс сверхновая необычно яркая и чрезвычайно долгоживущая из-за множества солнечных масс, выброшенных 56Ni. При еще большей массе ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы позволить фотораспад, и ядро ​​полностью коллапсирует в черную дыру. [84]

Тип II [ править ]

Основная статья: сверхновая типа II
Атипичная дусветка типа II SN 1997D

Звезды с начальной массой менее 8  M ☉ никогда не развивают достаточно большое ядро, чтобы коллапсировать, и в конечном итоге теряют свою атмосферу, чтобы стать белыми карликами. Звезды с , по меньшей мере 9  M ☉ (возможно , так же , как 12  M ☉ [85] ) эволюционируют сложным образом, постепенно сжигая при температурах более горячих тяжелых элементов в их ядрах. [79] [86] Звезда становится слоистой, как лук, с горением более легко сплавленных элементов, происходящих в более крупных оболочках. [74] [87] Хотя в народе их называют луковицей с железным ядром, у наименее массивных предшественников сверхновых есть только кислород - неон (-магний ) сердечники. Эти супер-AGB-звезды могут образовывать большинство сверхновых, образующихся при коллапсе ядра, хотя они менее ярки и поэтому реже наблюдаются, чем звезды из более массивных предков. [85]

Если коллапс ядра происходит во время сверхгигантской фазы, когда звезда все еще имеет водородную оболочку, результатом является сверхновая типа II. Скорость потери массы светящихся звезд зависит от металличности и светимости . Сильно светящиеся звезды с металличностью, близкой к солнечной, потеряют весь водород до того, как достигнут коллапса ядра, и поэтому не сформируют сверхновую типа II. При низкой металличности все звезды достигнут коллапса ядра с водородной оболочкой, но достаточно массивные звезды коллапсируют прямо в черную дыру, не производя видимой сверхновой.

Звезды с начальной массой, примерно в 90 раз превышающей солнечную, или немного меньше при высокой металличности, приводят к сверхновым типа II-P, который является наиболее часто наблюдаемым типом. При средней и высокой металличности звезды около верхнего предела этого диапазона масс будут терять большую часть своего водорода, когда произойдет коллапс ядра, и в результате возникнет сверхновая типа II-L. При очень низкой металличности звезды с размером около 140–250  M ☉ достигнут коллапса ядра из-за парной нестабильности, пока у них все еще есть водородная атмосфера и кислородное ядро, и в результате получится сверхновая с характеристиками типа II, но с очень большой массой выброшенных звезд 56. Ni и высокая светимость.

Типы Ib и Ic [ править ]

Основная статья: сверхновые типа Ib и Ic
SN 2008D, сверхновая типа Ib [88] , показана в рентгеновском (слева) и видимом свете (справа) в дальнем верхнем конце галактики [89]

Эти сверхновые, как и сверхновые типа II, являются массивными звездами, у которых происходит коллапс ядра. Однако звезды, которые становятся сверхновыми типа Ib и Ic, потеряли большую часть своих внешних (водородных) оболочек из-за сильных звездных ветров или взаимодействия с компаньоном. [90] Эти звезды известны как звезды Вольфа – Райе., и они возникают в диапазоне от умеренной до высокой металличности, где ветры, вызываемые непрерывным потоком, вызывают достаточно высокие темпы потери массы. Наблюдения сверхновой типа Ib / c не соответствуют наблюдаемому или ожидаемому появлению звезд Вольфа – Райе, и альтернативные объяснения этого типа сверхновой с коллапсом ядра связаны с звездами, лишенными водорода в результате двойных взаимодействий. Бинарные модели обеспечивают лучшее соответствие наблюдаемым сверхновым, при условии, что подходящие двойные гелиевые звезды никогда не наблюдались. [91] Так как сверхновая может возникнуть всякий раз, когда масса звезды во время коллапса ядра достаточно мала, чтобы не вызвать полного отката к черной дыре, любая массивная звезда может привести к сверхновой, если она потеряет достаточно массы до того, как произойдет коллапс ядра. .

Сверхновые типа Ib являются более распространенными и являются результатом звезд Вольфа – Райе типа WC, в атмосфере которых все еще есть гелий. В узком диапазоне масс звезды эволюционируют дальше, прежде чем достичь коллапса ядра, чтобы стать звездами WO с очень небольшим количеством гелия, и они являются прародителями сверхновых типа Ic.

Несколько процентов сверхновых типа Ic связаны с гамма-всплесками (GRB), хотя также считается, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может давать гамма- всплеск, в зависимости от обстоятельств геометрии. [92] Механизм образования гамма-всплесков этого типа - это струи, создаваемые магнитным полем быстро вращающегося магнетара, образующегося в коллапсирующем ядре звезды. Струи также будут передавать энергию в расширяющуюся внешнюю оболочку, создавая сверхсветовую сверхновую . [93] [94]

Сверхновые с ультрадисперсным слоем возникают, когда взрывающаяся звезда была разделена (почти) полностью до металлического ядра посредством массопереноса в тесной двойной системе. [95] В результате, очень мало материал выбрасывается из взорвавшейся звезды (с. 0,1  М ☉ ). В самых крайних случаях сверхновые сверхновые могут возникать в обнаженных металлических ядрах, едва превышающих предел массы Чандрасекара. SN 2005ek [96] может быть наблюдательным примером сверхновой с полосой сверхновой, дающей начало относительно тусклой и быстро затухающей кривой блеска. Природа сверхновых сверхновых может быть как железным коллапсом ядра, так и сверхновыми с захватом электронов, в зависимости от массы коллапсирующего ядра.

Неудачные сверхновые [ править ]

Основная статья: Неудачная сверхновая

Коллапс ядра некоторых массивных звезд может не привести к появлению видимой сверхновой. Основная модель для этого - достаточно массивное ядро, кинетическая энергия которого недостаточна, чтобы обратить вспять падение внешних слоев на черную дыру. Эти события трудно обнаружить, но крупные опросы выявили возможных кандидатов. [97] [98] Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 претерпел небольшую вспышку в марте 2009 года, после чего исчез из поля зрения. В месте нахождения звезды остается только слабый инфракрасный источник. [99]

Кривые блеска [ править ]

Сравнительные кривые блеска сверхновой

Историческая загадка касалась источника энергии, способного поддерживать свечение оптической сверхновой в течение нескольких месяцев. Хотя энергия, которая разрушает каждый тип сверхновых, доставляется быстро, на кривых блеска доминирует последующий радиоактивный нагрев быстро расширяющегося выброса. Некоторые рассматривали вращательную энергию центрального пульсара. Выбрасываемые газы быстро тускнеют без какой-либо энергии, чтобы поддерживать их в горячем состоянии. Сильно радиоактивная природа выбрасываемых газов, которая, как теперь известно, верна для большинства сверхновых, была впервые рассчитана на основе обоснованного нуклеосинтеза в конце 1960-х годов. [100] Только после SN 1987A прямое наблюдение гамма-линий однозначно идентифицировало основные радиоактивные ядра. [101]

Прямым наблюдением теперь известно, что большая часть кривой блеска (график яркости как функции времени) после появления сверхновой типа II , такой как SN 1987A, объясняется предсказанными радиоактивными распадами . Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно радиоактивная энергия, поглощаемая выбрасываемыми газами, сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Радиоактивный распад из 56 Ni через свои дочь 56 Со до 56 Fe производят гамма- фотоныв основном из 847 кэВ и 1238 кэВ, которые поглощаются и определяют нагрев и, таким образом, светимость выбросов в промежуточное время (несколько недель) и позднее (несколько месяцев). [102] Энергия для пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом 56 Ni до 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствовала 77,3-дневной половине жизнь 56 Co при распаде до 56 Fe. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой части гамма-лучей 56 Co и 57 Co, которые ускользнули от SN 1987AОстаток без поглощения подтвердил более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источниками энергии. [101]

Мессье 61 со сверхновой SN2020jfo, сделанное астрономом-любителем в 2020 году

Визуальные кривые блеска различных типов сверхновых в последнее время зависят от радиоактивного нагрева, но они различаются по форме и амплитуде из-за лежащих в основе механизмов, способа производства видимого излучения, эпохи его наблюдения и прозрачности звезды. выброшенный материал. Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, в ультрафиолетовых длинах волн существует ранний чрезвычайно яркий пик, длящийся всего несколько часов, соответствующий прорыву ударной волны, вызванной начальным событием, но этот прорыв трудно обнаружить оптически.

Кривые блеска для типа Ia в основном очень однородны, с постоянной максимальной абсолютной величиной и относительно резким падением светимости. Их выходная оптическая энергия обусловлена ​​радиоактивным распадом выброшенного никеля-56 (период полураспада 6 дней), который затем распадается до радиоактивного кобальта-56 (период полураспада 77 дней). Эти радиоизотопы возбуждают окружающий материал до накала. Сегодняшние космологические исследования основаны на радиоактивности 56 Ni, обеспечивающей энергию для оптической яркости сверхновых звезд типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космологии, но чьи диагностические гамма-лучи 847 кэВ и 1238 кэВ были впервые обнаружены только в 2014 году [103].Начальные фазы кривой блеска резко снижаются по мере уменьшения эффективного размера фотосферы и истощения захваченного электромагнитного излучения. Кривая блеска продолжает снижаться в полосе B, в то время как она может показывать небольшое плечо в визуальном свете примерно через 40 дней, но это только намек на вторичный максимум, который возникает в инфракрасном диапазоне, поскольку определенные ионизированные тяжелые элементы рекомбинируют с образованием инфракрасное излучение и выбросы становятся прозрачными для него. Кривая визуального блеска продолжает снижаться со скоростью, немного превышающей скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует более позднюю кривую), потому что выброшенный материал становится более рассеянным и менее способным преобразовывать высокую энергию излучение в визуальное излучение. Через несколько месяцев кривая блеска снова меняет скорость спада:Позитронное излучение становится доминирующим из оставшегося кобальта-56, хотя этот участок кривой блеска мало изучен.

Кривые блеска типов Ib и Ic в основном аналогичны кривым блеска типа Ia, но с меньшей средней пиковой светимостью. Визуальный световой поток снова связан с превращением радиоактивного распада в визуальное излучение, но образовавшийся никель-56 имеет гораздо меньшую массу. Пиковая светимость значительно варьируется, и случаются даже случайные сверхновые типа Ib / c, которые на несколько порядков имеют большую или меньшую яркость, чем обычно. Самые яркие сверхновые типа Ic называются гиперновыми и имеют тенденцию к расширенным кривым блеска в дополнение к повышенной пиковой светимости. Считается, что источником дополнительной энергии являются релятивистские струи, вызванные образованием вращающейся черной дыры, которые также производят гамма-всплески .

Кривые блеска сверхновых типа II характеризуются гораздо более медленным спадом, чем тип I, порядка 0,05 звездной величины в день [104].за исключением фазы плато. В визуальном световом потоке в течение нескольких месяцев преобладает кинетическая энергия, а не радиоактивный распад, в первую очередь из-за наличия водорода в выбросах из атмосферы сверхгигантской звезды-прародителя. При первоначальном разрушении этот водород нагревается и ионизируется. Большинство сверхновых типа II демонстрируют длительное плато на кривых блеска, поскольку этот водород рекомбинирует, испуская видимый свет и становясь более прозрачным. Затем следует спадающая кривая блеска, вызванная радиоактивным распадом, хотя и более медленным, чем в сверхновых типа I, из-за эффективности преобразования в свет всего водорода. [47]

В типе II-L плато отсутствует, потому что в атмосфере предшественника оставалось относительно мало водорода, достаточное для появления в спектре, но недостаточное для создания заметного плато в световом выходе. В сверхновых типа IIb водородная атмосфера прародителя настолько истощена (считается, что это происходит из-за приливного разрыва звезды-компаньона), что кривая блеска приближается к сверхновой типа I, а водород даже исчезает из спектра через несколько недель. [47]

Сверхновые типа IIn характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, образованными в плотной оболочке из околозвездного материала. Их кривые блеска, как правило, очень широкие и протяженные, иногда также очень светящиеся, и их называют сверхновыми. Эти кривые блеска создаются за счет высокоэффективного преобразования кинетической энергии выброса в электромагнитное излучение при взаимодействии с плотной оболочкой материала. Это происходит только тогда, когда материал достаточно плотный и компактный, что указывает на то, что он был произведен самой звездой-прародителем незадолго до появления сверхновой.

Большое количество сверхновых было каталогизировано и классифицировано, чтобы получить дальние свечи и испытательные модели. Средние характеристики несколько зависят от расстояния и типа родительской галактики, но могут быть определены для каждого типа сверхновой.

Физические свойства сверхновых по типу [105] [106]
Тип аАбсолютная величина среднего пика bПриблизительная энергия ( противник ) cДни до максимальной яркостиДни от пика до 10% яркости
Я−191ок. 19около 60
Ib / c (слабый)около -150,115–25неизвестный
Ibоколо -17115–2540–100
ICоколо -16115–2540–100
Ic (яркий)до −22выше 5примерно 25примерно 100
II-bоколо -171около 20около 100
II-Lоколо -171около 13около 150
II-P (слабый)около -140,1примерно 15неизвестный
II-Pоколо -161около 15Плато затем около 50
IIn dоколо -17112–30 и более50–150
IIn (яркий)до −22выше 5выше 50выше 100

Примечания:

  • а. ^ Слабые типы могут быть отдельным подклассом. Яркие типы могут быть континуумом от слегка сверхсветового до сверхнового.
  • б. ^ Эти величины измеряются в диапазоне R. Измерения в диапазонах V или B обычны и будут примерно на половину ярче для сверхновых.
  • c. ^ Порядок величины кинетической энергии. Полная энергия электромагнитного излучения обычно ниже, (теоретическая) энергия нейтрино намного выше.
  • d. ^ Вероятно, разнородная группа, любой из других типов, погруженных в туманность.

Асимметрия [ править ]

Пульсар в Крабовидной туманности движется со скоростью 375 км / с относительно туманности. [107]

Давняя загадка, окружающая сверхновые звезды типа II, заключается в том, почему оставшийся компактный объект получает большую скорость от эпицентра; [108] пульсары и, таким образом, нейтронные звезды, по наблюдениям, имеют высокие скорости, и, по-видимому, черные дыры также имеют высокие скорости, хотя их гораздо труднее наблюдать изолированно. Первоначальный толчок может быть значительным: объект с массой больше солнечной может двигаться со скоростью 500 км / с или больше. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм, с помощью которого импульс передается компактному объекту, остается загадкой. Предлагаемые объяснения этого толчка включают конвекцию в коллапсирующей звезде и образование струи во время образования нейтронной звезды .

Одно из возможных объяснений этой асимметрии - крупномасштабная конвекция над ядром. Конвекция может создавать вариации в локальном содержании элементов, что приводит к неравномерному горению ядер во время коллапса, отскока и, как следствие, расширения. [109]

Другое возможное объяснение заключается в том, что аккреция газа на центральной нейтронной звезде может создать диск, который запускает высоконаправленные струи, выталкивая вещество с высокой скоростью из звезды и вызывая поперечные толчки, которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут сыграть решающую роль в образовавшейся сверхновой. [110] [111] (Подобная модель сейчас используется для объяснения длинных гамма-всплесков .)

Первоначальная асимметрия также была подтверждена наблюдениями в сверхновых типа Ia. Этот результат может означать, что начальная светимость этого типа сверхновой зависит от угла обзора. Однако со временем расширение становится более симметричным. Ранние асимметрии обнаруживаются путем измерения поляризации излучаемого света. [112]

Выход энергии [ править ]

Радиоактивные распады никеля-56 и кобальта-56, вызывающие кривую видимого блеска сверхновой

Хотя сверхновые в первую очередь известны как световые явления, испускаемое ими электромагнитное излучение является почти незначительным побочным эффектом. В частности, в случае сверхновых с коллапсом ядра испускаемое электромагнитное излучение составляет крошечную долю от общей энергии, выделяемой во время события.

Существует фундаментальная разница между балансом производства энергии в разных типах сверхновых. При детонации белого карлика типа Ia большая часть энергии направляется на синтез тяжелых элементов и кинетическую энергию выброса. В сверхновых с коллапсом ядра подавляющая часть энергии направляется на испускание нейтрино , и хотя часть этого, по-видимому, приводит к наблюдаемому разрушению, более 99% нейтрино покидают звезду в первые несколько минут после начала коллапса.

Сверхновые типа Ia получают свою энергию в результате безудержного ядерного синтеза углеродно-кислородного белого карлика. Детали энергетики до сих пор полностью не изучены, но конечным результатом является выброс всей массы исходной звезды с высокой кинетической энергией. Около половины солнечной массы составляет 56 Ni, образовавшихся при сгорании кремния . 56 Ni радиоактивен и распадается на 56 Co в результате бета-распада (с периодом полураспада шесть дней) и гамма-излучения. 56 Сама Co распадается по бета-плюс ( позитронному ) пути с периодом полураспада 77 дней до стабильной 56Fe. Эти два процесса ответственны за электромагнитное излучение сверхновых типа Ia. В сочетании с изменяющейся прозрачностью выброшенного материала они создают быстро убывающую кривую блеска. [113]

Сверхновые с коллапсом ядра в среднем визуально слабее, чем сверхновые типа Ia, но общая выделяемая энергия намного выше. В сверхновых такого типа гравитационная потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию, которая сжимает и коллапсирует ядро, вначале производя электронные нейтрино из распадающихся нуклонов, а затем все виды тепловых нейтрино из перегретого ядра нейтронной звезды. Считается, что около 1% этих нейтрино выделяют достаточно энергии во внешние слои звезды, чтобы вызвать катастрофу, но, опять же, детали не могут быть точно воспроизведены в современных моделях. Кинетические энергии и выходы никеля несколько ниже, чем у сверхновых типа Ia, отсюда более низкая пиковая визуальная светимость сверхновых типа II, но энергия от де-ионизация множества солнечных масс оставшегося водорода может способствовать гораздо более медленному снижению светимости и вызвать фазу плато, наблюдаемую в большинстве сверхновых с коллапсом ядра.

Энергетика сверхновых
Сверхновая звездаПриблизительная полная энергия
10 44 джоулей ( фэ ) c		Выброшенный Ni
(солнечные массы)		Энергия нейтрино
(враг)		Кинетическая энергия
(враг)		Электромагнитное излучение
(враг)
Тип Ia [113] [114] [115]1.50,4 - 0,80,11,3 - 1,4~ 0,01
Коллапс ядра [116] [117]100(0,01) - 110010,001 - 0,01
Гипернова100~ 11–1001–100~ 0,1
Парная неустойчивость [84]5–1000,5 - 50низкий?1–1000,01 - 0,1

В некоторых сверхновых с коллапсом ядра возврат к черной дыре вызывает релятивистские струи, которые могут вызвать кратковременный энергетический и направленный всплеск гамма-лучей, а также передать значительную дополнительную энергию выброшенному материалу. Это один из сценариев образования сверхновых с высокой светимостью, который считается причиной гиперновых типа Ic и длительных всплесков гамма-излучения . Если релятивистские струи слишком короткие и не могут проникнуть через оболочку звезды, то может возникнуть гамма-всплеск с низкой светимостью, и сверхновая может быть несветовой.

Когда сверхновая звезда возникает внутри небольшого плотного облака из околозвездного материала, она производит ударную волну, которая может эффективно преобразовывать значительную часть кинетической энергии в электромагнитное излучение. Несмотря на то, что первоначальная энергия была полностью нормальной, полученная сверхновая будет иметь высокую светимость и увеличенную продолжительность, поскольку она не зависит от экспоненциального радиоактивного распада. Этот тип событий может вызвать гиперновые типа IIn.

Хотя сверхновые с парной нестабильностью - это сверхновые с коллапсом ядра со спектрами и кривыми блеска, подобными типу II-P, природа после коллапса ядра больше похожа на гигантский тип Ia с неуправляемым синтезом углерода, кислорода и кремния. Полная энергия, выделяемая событиями с наибольшей массой, сравнима с другими сверхновыми при коллапсе ядра, но производство нейтрино считается очень низким, следовательно, выделяемая кинетическая и электромагнитная энергия очень высока. Ядра этих звезд намного больше, чем у любого белого карлика, и количество радиоактивного никеля и других тяжелых элементов, выброшенных из их ядер, может быть на несколько порядков выше, что обеспечивает высокую визуальную светимость.

Прародитель [ править ]

Воспроизвести медиа
На этом ускоренном изображении художника показано собрание далеких галактик, иногда можно увидеть сверхновые звезды. Каждая из этих взрывающихся звезд ненадолго конкурирует по яркости с родительской галактикой.

Тип классификации сверхновой тесно связан с типом звезды во время коллапса. Возникновение сверхновых каждого типа сильно зависит от металличности и, следовательно, возраста родительской галактики.

Сверхновые типа Ia образуются из белых карликов в двойных системах и встречаются во всех типах галактик . Сверхновые с коллапсом ядра обнаруживаются только в галактиках, в которых происходит текущее или совсем недавнее звездообразование, поскольку они возникают в результате короткоживущих массивных звезд. Чаще всего они встречаются в спиралях типа Sc , а также в рукавах других спиральных галактик и неправильных галактик , особенно галактик со вспышками звездообразования .

Считается, что сверхновые типа Ib / c и II-L и, возможно, большинство типов IIn образуются только из звезд, имеющих близкий к солнечному уровню металличность, что приводит к большой потере массы массивными звездами, поэтому они реже встречаются у более старых, более тяжелых далекие галактики. В таблице показаны прародители основных типов сверхновых с коллапсом ядра и примерные пропорции, которые наблюдались в окрестностях.

Доля типов сверхновых с коллапсом ядра по прародителю [91]
ТипПрародитель звездыДробная часть
IbWC Вольфа – Райе или гелиевая звезда9,0%
ICWO Wolf – Rayet17,0%
II-PСверхгигант55,5%
II-LСверхгигант с обедненной водородной оболочкой3,0%
IInСверхгигант в плотном облаке извергнутого материала (например, LBV )2,4%
IIbСверхгигант с сильно обедненным водородом (лишенный компаньона?)12,1%
IIpecСиний сверхгигант1,0%

Существует ряд трудностей, связанных с согласованием моделируемой и наблюдаемой звездной эволюции, ведущей к коллапсу ядра сверхновой. Красные сверхгиганты являются предшественниками для подавляющего большинства коллапсом ядра сверхновых, и они были обнаружены , но только при относительно низких масс и светимостью, ниже примерно 18  М ☉ и 100000  L ☉ , соответственно. Большинство предшественников сверхновых типа II не обнаруживаются и должны быть значительно слабее и предположительно менее массивными. Теперь предлагается, чтобы красные сверхгиганты большей массы не взрывались как сверхновые, а вместо этого эволюционировали в сторону более высоких температур. Было подтверждено несколько предков сверхновых типа IIb, и это были сверхгиганты K и G, а также один сверхгигант A. [118]Желтые гипергиганты или LBV предполагаются предшественниками сверхновых типа IIb, и почти все сверхновые типа IIb, достаточно близкие для наблюдения, показали такие предшественники. [119] [120]

Изолированная нейтронная звезда в Малом Магеллановом Облаке

Всего несколько десятилетий назад считалось, что горячие сверхгиганты не взорвутся, но наблюдения показали обратное. Голубые сверхгиганты составляют неожиданно высокую долю подтвержденных предшественников сверхновых, отчасти из-за их высокой светимости и легкости обнаружения, в то время как ни один предшественник Вольфа-Райе еще не был четко идентифицирован. [118] [121] Модели не смогли показать, как голубые сверхгиганты теряют достаточно массы, чтобы достичь сверхновой, не переходя на другую стадию эволюции. Одно исследование показало возможный путь коллапса светящихся переменных синего цвета после красных сверхгигантов с низкой светимостью, скорее всего, как сверхновая типа IIn. [122] Было обнаружено несколько примеров горячих светящихся предшественников сверхновых типа IIn: SN 2005gyи SN 2010jl были явно массивными светящимися звездами, но очень далеки; и у SN 2009ip был очень яркий предок, который, вероятно, был LBV , но это своеобразная сверхновая, точная природа которой оспаривается. [118]

Прародители сверхновых типа Ib / c вообще не наблюдаются, и ограничения на их возможную светимость часто ниже, чем у известных звезд WC. [118] Звезды WO чрезвычайно редки и визуально относительно слабы, поэтому трудно сказать, отсутствуют ли такие прародители или их еще предстоит наблюдать. Очень светящиеся предшественники не были надежно идентифицированы, несмотря на то, что многочисленные сверхновые наблюдались достаточно близко, чтобы такие предки могли быть четко отображены. [123] Моделирование населения показывает, что наблюдаемые сверхновые типа Ib / c могут быть воспроизведены смесью одиночных массивных звезд и звезд с разорванной оболочкой из взаимодействующих двойных систем. [91]Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения предшественников нормальных сверхновых типа Ib и Ic может быть связано с тем, что самые массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру без вспышки сверхновой . Большинство этих сверхновых образовываются гелиевыми звездами с меньшей массой и низкой светимостью в двойных системах. Небольшое количество будет от быстро вращающихся массивных звезд, что, вероятно, соответствует высокоэнергетическим событиям типа Ic-BL, связанным с длительными всплесками гамма-излучения . [118]

Другие воздействия [ править ]

Источник тяжелых элементов [ править ]

Основные статьи: Звездный нуклеосинтез и нуклеосинтез сверхновой
Периодическая таблица, показывающая источник каждого элемента в межзвездной среде

Сверхновые - главный источник элементов в межзвездной среде от кислорода до рубидия [124] [125] [126], хотя теоретическое содержание элементов, производимых или видимых в спектрах, значительно варьируется в зависимости от различных типов сверхновых. [126] Сверхновые типа Ia производят в основном кремний и элементы с пиками железа, металлы, такие как никель и железо. [127] [128] Сверхновые с коллапсом ядра выбрасывают гораздо меньшее количество элементов с железным пиком, чем сверхновые типа Ia, но большие массы легких альфа-элементов, таких как кислород и неон, и элементов тяжелее цинка. Последнее особенно верно в отношении сверхновых с электронным захватом. [129]Основная масса вещества, выбрасываемого сверхновыми звездами II типа, - это водород и гелий. [130] Тяжелые элементы производятся: ядерным синтезом ядер до 34 S; перестройка фотораспада кремния и квазиравновесие при горении кремния для ядер от 36 Ar до 56 Ni; и быстрый захват нейтронов ( r-процесс ) во время коллапса сверхновой для элементов тяжелее железа. В результате r-процесса образуются очень нестабильные ядра , богатые нейтронами и быстро распадающиеся на бета.в более стабильные формы. В сверхновых, реакции r-процесса ответственны за примерно половину всех изотопов элементов помимо железа [131], хотя слияния нейтронных звезд могут быть основным астрофизическим источником многих из этих элементов. [124] [132]

В современной Вселенной старые звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) являются основным источником пыли из элементов s-процесса , оксидов и углерода. [124] [133] Однако в ранней Вселенной, до образования звезд AGB, сверхновые, возможно, были основным источником пыли. [134]

Роль в звездной эволюции [ править ]

Основная статья: Остаток сверхновой

Остатки многих сверхновых состоят из компактного объекта и быстро расширяющейся ударной волны вещества. Это облако материала сметает окружающую межзвездную среду во время фазы свободного расширения, которая может длиться до двух столетий. Затем волна постепенно претерпевает период адиабатического расширения и будет медленно охлаждаться и смешиваться с окружающей межзвездной средой в течение примерно 10 000 лет. [135]

Остаток сверхновой N 63A находится в комковатой области газа и пыли в Большом Магеллановом Облаке.

Большой Взрыв произвел водород , гелий и следы лития , тогда как все более тяжелые элементы синтезированы в звездах и сверхновых. Сверхновые, как правило, обогащают окружающую межзвездную среду элементами, отличными от водорода и гелия, которые астрономы обычно называют « металлами ».

Эти введенные элементы в конечном итоге обогащают молекулярные облака, которые являются местами звездообразования. [136] Таким образом, каждое звёздное поколение имеет немного разный состав: от почти чистой смеси водорода и гелия до более богатой металлами. Сверхновые - это основной механизм распределения этих более тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период ее ядерного синтеза. Различное содержание элементов в материале, образующем звезду, оказывает важное влияние на жизнь звезды и может решающим образом влиять на возможность вращения планет вокруг нее.

Кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать образование звезд прессованием рядом, плотные молекулярные облака в пространстве. [137] Увеличение турбулентного давления может также предотвратить образование звезд, если облако не может потерять избыточную энергию. [138]

Доказательства дочерних продуктов короткоживущих радиоактивных изотопов показывают, что близлежащая сверхновая помогла определить состав Солнечной системы 4,5 миллиарда лет назад и, возможно, даже спровоцировала формирование этой системы. [139]

1 июня 2020 года астрономы сообщили о сужении источника быстрых радиовсплесков (FRB), которые теперь правдоподобно могут включать в себя « слияния компактных объектов и магнетары, возникающие в результате обычных сверхновых с коллапсом ядра». [140] [141]

Космические лучи [ править ]

Считается, что остатки сверхновой ускоряют большую часть галактических первичных космических лучей , но прямые доказательства образования космических лучей были обнаружены только в небольшом количестве остатков. Гамма-лучи от распада пиона были обнаружены от остатков сверхновых IC 443 и W44. Они образуются, когда ускоренные протоны от SNR сталкиваются с межзвездным материалом. [142]

Гравитационные волны [ править ]

Сверхновая потенциально сильные галактические источники гравитационных волн , [143] , но ни один из них до сих пор было обнаружено. Единственные зарегистрированные до сих пор гравитационные волновые события связаны с слиянием черных дыр и нейтронных звезд, вероятными остатками сверхновых. [144]

Эффект на Земле [ править ]

Основная статья: околоземная сверхновая

Сверхновой вблизи Земли является сверхновой достаточно близко к Земле , чтобы иметь заметное влияние на ее биосферу . В зависимости от типа и энергии сверхновой она может находиться на расстоянии до 3000 световых лет . В 1996 году было высказано предположение, что следы прошлых сверхновых могут быть обнаружены на Земле в виде сигнатур изотопов металлов в пластах горных пород . Позднее сообщалось об обогащении железом-60 в глубоководных породах Тихого океана . [145] [146] [147]В 2009 году во льдах Антарктики были обнаружены повышенные уровни нитрат-ионов, что совпало со вспышками сверхновых 1006 и 1054. Гамма-лучи от этих сверхновых могли повысить уровень оксидов азота, которые оказались в ловушке льда. [148]

Сверхновые типа Ia считаются потенциально наиболее опасными, если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из-за тусклых обычных белых карликов в двойных системах, вполне вероятно, что сверхновая, которая может повлиять на Землю, произойдет непредсказуемо и в звездной системе, которая недостаточно изучена. Ближайший известный кандидат - И.К. Пегаси (см. Ниже). [149] Недавние оценки предсказывают, что сверхновая типа II должна быть ближе, чем восемь парсеков (26 световых лет), чтобы разрушить половину озонового слоя Земли, и таких кандидатов нет ближе, чем примерно на 500 световых лет. [150]

Кандидаты в Млечный Путь [ править ]

Основная статья: Список кандидатов в сверхновые
Туманность вокруг Вольфа-Райе WR124, который находится на расстоянии около 21 000 световых лет [151]

Следующую сверхновую в Млечном Пути, вероятно, можно будет обнаружить, даже если она произойдет на другой стороне галактики. Вероятно, он образовался в результате коллапса ничем не примечательного красного сверхгиганта, и очень вероятно, что он уже был каталогизирован в инфракрасных обзорах, таких как 2MASS.. Существует меньшая вероятность того, что следующая сверхновая с коллапсом ядра будет создана массивной звездой другого типа, такой как желтый гипергигант, светящаяся синяя переменная или Вольф-Райе. По расчетам, вероятность того, что следующая сверхновая звезда типа Ia будет рождена белым карликом, составляет примерно треть от шансов сверхновой с коллапсом ядра. Опять же, его следует наблюдать, где бы он ни происходил, но маловероятно, что прародитель когда-либо был обнаружен. Неизвестно даже, как выглядит система-предшественник типа Ia, и их трудно обнаружить за пределами нескольких парсеков. Общее количество сверхновых в нашей галактике оценивается от 2 до 12 в столетие, хотя мы фактически не наблюдали ни одного в течение нескольких столетий. [99]

По статистике, следующая сверхновая, вероятно, будет произведена из ничем не примечательного красного сверхгиганта, но трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся на заключительной стадии синтеза тяжелых элементов в своих ядрах, а которым остались миллионы лет. Самые массивные красные сверхгиганты теряют свои атмосферы и эволюционируют в звезды Вольфа – Райе, прежде чем их ядра коллапсируют. Все звезды Вольфа – Райе заканчивают свою жизнь в фазе Вольфа – Райе в течение миллиона лет или около того, но опять же трудно определить те из них, которые ближе всего к коллапсу ядра. Один класс, которому до взрыва осталось не более нескольких тысяч лет, - это звезды WO Wolf – Rayet, которые, как известно, исчерпали свой гелий. [152] Известно только восемь из них, и только четыре из них находятся в Млечном Пути. [153]

Ряд близких или хорошо известных звезд были идентифицированы как возможные кандидаты в сверхновые в коллапс ядра: красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе ; [154] желтый гипергигант Rho Cassiopeiae ; [155] светящаяся синяя переменная Eta Carinae , которая уже породила самозванца сверхновой ; [156] и самый яркий компонент, звезда Вольфа – Райе , в системе Регор или Гамма Велорум . [157] Другие получили известность как возможные, хотя и маловероятные, прародители гамма-всплеска; например WR 104 . [158]

Идентификация кандидатов в сверхновую типа Ia гораздо более умозрительна. Любая двойная система с аккрецирующим белым карликом может породить сверхновую, хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы слабые и их трудно идентифицировать, но новые и повторяющиеся новые - это такие системы, которые удобно рекламируют себя. Один из примеров - U Scorpii . [159] Ближайшим известным кандидатом в сверхновую типа Ia является И.К. Пегаси (HR 8210), расположенный на расстоянии 150 световых лет, [160] но наблюдения показывают, что пройдет несколько миллионов лет, прежде чем белый карлик сможет аккрецировать необходимую критическую массу. стать сверхновой типа Ia. [161]

См. Также [ править ]

  • Килонова  - Сверхновая, образовавшаяся в результате слияния нейтронных звезд
  • Сверхсветовые сверхновые - тип сверхновых со светимостью в 10 раз больше, чем у обычных сверхновых, и другой формой кривой блеска.
  • Список сверхновых
  • Список остатков сверхновой
  • Кварк-нова  - Гипотетический сильный взрыв в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.
  • Сверхновые в художественной литературе  - Список появлений сверхновых в художественных произведениях
  • Хронология белых карликов, нейтронных звезд и сверхновых  - Хронологический список изменений в знаниях и записях

Ссылки [ править ]

  1. ^ Murdin, P .; Мурдин, Л. (1978). Сверхновые . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Пресс-синдикат Кембриджского университета. С.  1–3 . ISBN 978-0521300384.
  2. ^ Joglekar, H .; Вахиа, Миннесота; Суле, А. (2011). "Самая старая карта звездного неба с записью сверхновой (в Кашмире)" (PDF) . Purātattva: Журнал Индийского археологического общества (41): 207–211 . Дата обращения 29 мая 2019 .
  3. ^ Мурдин, Пол; Мердин, Лесли (1985). Сверхновые . Издательство Кембриджского университета . С.  14–16 . ISBN 978-0521300384.
  4. Перейти ↑ Burnham, Robert Jr. (1978). Небесный справочник . Дувр. С.  1117–1122 .
  5. ^ Винклер, П.Ф .; Gupta, G .; Лонг, KS (2003). «Остаток SN 1006: правильные оптические движения, глубокое изображение, расстояние и яркость на максимуме». Астрофизический журнал . 585 (1): 324–335. arXiv : astro-ph / 0208415 . Bibcode : 2003ApJ ... 585..324W . DOI : 10.1086 / 345985 . S2CID 1626564 . 
  6. ^ Кларк, DH; Стефенсон, FR (1982). «Исторические сверхновые». Сверхновые: обзор текущих исследований; Труды Института перспективных исследований, Кембридж, Англия, 29 июня - 10 июля 1981 года . Дордрехт: Д. Рейдел . С. 355–370. Bibcode : 1982ASIC ... 90..355C .
  7. ^ Бааде, W. (1943). "№ 675. Новая Змееносец 1604 года как сверхновая". Вклады Обсерватории Маунт Вильсон / Института Карнеги в Вашингтоне . 675 : 1–9. Bibcode : 1943CMWCI.675 .... 1B .
  8. ^ Motz, L .; Уивер, JH (2001). История астрономии . Основные книги . п. 76. ISBN 978-0-7382-0586-1.
  9. ^ Chakraborti, S .; Чайлдс, Ф .; Содерберг, А. (25 февраля 2016 г.). "Молодые остатки сверхновых звезд типа Ia и их предшественники: исследование SNR G1.9 + 0.3". Астрофизический журнал . 819 (1): 37. arXiv : 1510.08851 . Bibcode : 2016ApJ ... 819 ... 37С . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 819/1/37 . S2CID 119246128 . 
  10. Перейти ↑ Krause, O. (2008). «Сверхновая Кассиопея А была типа IIb». Наука . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Bibcode : 2008Sci ... 320.1195K . DOI : 10.1126 / science.1155788 . PMID 18511684 . S2CID 40884513 .  
  11. ^ да Силва, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Bibcode : 1993Ap и SS.202..215D . DOI : 10.1007 / BF00626878 . S2CID 122727067 . 
  12. ^ Kowal, CT (1968). «Абсолютные звездные величины сверхновых». Астрономический журнал . 73 : 1021–1024. Bibcode : 1968AJ ..... 73.1021K . DOI : 10.1086 / 110763 .
  13. ^ Leibundgut, B. (2003). «Космологический сюрприз: Вселенная ускоряется» . Новости Еврофизики . 32 (4): 121–125. Bibcode : 2001ENews..32..121L . DOI : 10,1051 / EPN: 2001401 .
  14. Перейти ↑ Fabian, AC (2008). "Взрыв из прошлого". Наука . 320 (5880): 1167–1168. DOI : 10.1126 / science.1158538 . PMID 18511676 . S2CID 206513073 .  
  15. ^ Aschenbach, B. (1998). «Обнаружение молодого близлежащего остатка сверхновой». Природа . 396 (6707): 141–142. Bibcode : 1998Natur.396..141A . DOI : 10.1038 / 24103 . S2CID 4426317 . 
  16. ^ Июдин, AF; и другие. (1998). «Излучение 44 Ti, связанное с ранее неизвестной галактической сверхновой». Природа . 396 (6707): 142–144. Bibcode : 1998Natur.396..142I . DOI : 10.1038 / 24106 . S2CID 4430526 . 
  17. ^ "Одна галактика, три сверхновые" . www.spacetelescope.org . Проверено 18 июня 2018 .
  18. ^ Субо Донг, BJ; и другие. (2016). «ASASSN-15lh: сверхновая сверхновая». Наука . 351 (6270): 257–260. arXiv : 1507.03010 . Bibcode : 2016Sci ... 351..257D . DOI : 10.1126 / science.aac9613 . PMID 26816375 . S2CID 31444274 .  
  19. ^ Leloudas, G .; и другие. (2016). «Сверхсветовой транзиент ASASSN-15lh как приливный срыв из-за черной дыры Керра». Природа Астрономия . 1 (2): 0002. arXiv : 1609.02927 . Bibcode : 2016NatAs ... 1E ... 2L . DOI : 10.1038 / s41550-016-0002 . S2CID 73645264 . 
  20. ^ Образец, I. (2017-02-13). «Массивная сверхновая, видимая на расстоянии миллионов световых лет от Земли» . Хранитель . Архивировано 13 февраля 2017 года . Проверено 13 февраля 2017 .
  21. ^ Yaron, O .; Perley, DA; Гал-Ям, А .; Groh, JH; Horesh, A .; Офек, ЭО; Кулкарни, SR; Sollerman, J .; Франссон, К. (13 февраля 2017 г.). «Ограниченный плотный околозвездный материал, окружающий регулярную сверхновую типа II». Физика природы . 13 (5): 510–517. arXiv : 1701.02596 . Bibcode : 2017NatPh..13..510Y . DOI : 10.1038 / nphys4025 . S2CID 29600801 . 
  22. ^ a b c d Журналист Astronomy Now (23 февраля 2018 г.). «Астроном-любитель делает открытие, которое бывает раз в жизни» . Астрономия сейчас . Проверено 15 мая 2018 .
  23. ^ Bersten, MC; Folatelli, G .; García, F .; Ван Дайк, SD; Бенвенуто, О. Г.; Orellana, M .; Бусо, В .; Sánchez, JL; Tanaka, M .; Maeda, K .; Филиппенко, А.В.; Zheng, W .; Brink, TG; Ченко С.Б .; De Jaeger, T .; Kumar, S .; Мория, Т.Дж.; Nomoto, K .; Perley, DA; Шивверс, I .; Смит, Н. (21 февраля 2018 г.). «Вспышка света при рождении сверхновой». Природа . 554 (7693): 497–499. arXiv : 1802.09360 . Bibcode : 2018Natur.554..497B . DOI : 10.1038 / nature25151 . PMID 29469097 . S2CID 4383303 .  
  24. ^ Майкл Ф. Боде; Аньюрин Эванс (7 апреля 2008 г.). Классические новые . Издательство Кембриджского университета. стр. 1–. ISBN 978-1-139-46955-5.
  25. ^ Остерброком, DE (2001). «Кто на самом деле придумал слово« сверхновая »? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Бюллетень Американского астрономического общества . 33 : 1330. Bibcode : 2001AAS ... 199.1501O .
  26. ^ Baade, W .; Цвикки, Ф. (1934). «О сверхновых» . Труды Национальной академии наук . 20 (5): 254–259. Полномочный код : 1934PNAS ... 20..254B . DOI : 10.1073 / pnas.20.5.254 . PMC 1076395 . PMID 16587881 .  
  27. ^ Murdin, P .; Мурдин, Л. (1985). Сверхновые (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 42 . ISBN 978-0-521-30038-4.
  28. ^ Рейнольдс, SP; и другие. (2008). "Самый молодой остаток галактической сверхновой: G1.9 + 0.3". Письма в астрофизический журнал . 680 (1): L41 – L44. arXiv : 0803.1487 . Bibcode : 2008ApJ ... 680L..41R . DOI : 10.1086 / 589570 . S2CID 67766657 . 
  29. ^ Colgate, SA; Макки, К. (1969). "Свечение ранних сверхновых". Астрофизический журнал . 157 : 623. Bibcode : 1969ApJ ... 157..623C . DOI : 10,1086 / 150102 .
  30. ^ Zuckerman, B .; Малкан, Массачусетс (1996). Происхождение и эволюция Вселенной . Джонс и Бартлетт Обучение . п. 68. ISBN 978-0-7637-0030-0. Архивировано 20 августа 2016 года.
  31. ^ Филиппенко, А.В.; Li, W.-D .; Treffers, RR; Модяз, М. (2001). "Поиск сверхновой в обсерватории Лика с помощью телескопа с автоматическим формированием изображений Кацмана". In Paczynski, B .; Chen, W.-P .; Лемм, К. (ред.). Астрономия малых телескопов в глобальном масштабе . Серия конференций ASP . 246 . Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество . п. 121. Bibcode : 2001ASPC..246..121F . ISBN 978-1-58381-084-2.
  32. ^ Антониоли, P .; и другие. (2004). "SNEWS: Система раннего предупреждения о сверхновых". Новый журнал физики . 6 : 114. arXiv : astro-ph / 0406214 . Bibcode : 2004NJPh .... 6..114A . DOI : 10,1088 / 1367-2630 / 6/1/114 . S2CID 119431247 . 
  33. ^ Шольберг, К. (2000). «SNEWS: система раннего предупреждения о сверхновых». Материалы конференции AIP . 523 : 355–361. arXiv : astro-ph / 9911359 . Bibcode : 2000AIPC..523..355S . CiteSeerX 10.1.1.314.8663 . DOI : 10.1063 / 1.1291879 . S2CID 5803494 .  
  34. ^ Бик, JF (1999). "Нейтрино сверхновых и массы нейтрино". Revista Mexicana de Fisica . 45 (2): 36. arXiv : hep-ph / 9901300 . Bibcode : 1999RMxF ... 45 ... 36В .
  35. ^ Frieman, JA; и другие. (2008). "Обзор сверхновой звезды Sloan Digital Sky Survey-II: Техническое резюме". Астрономический журнал . 135 (1): 338–347. arXiv : 0708.2749 . Bibcode : 2008AJ .... 135..338F . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/338 . S2CID 53135988 . 
  36. ^ Перлматтер, SA (1997). «Запланированное открытие 7+ сверхновых с большим красным смещением: первые результаты космологии и оценки q 0 ». In Ruiz-Lapuente, P .; Канал, р .; Изерн, Дж. (Ред.). Термоядерные сверхновые, Труды Института перспективных исследований НАТО . Серия институтов передовой науки НАТО C. 486 . Дордрект: Kluwer Academic Publishers . п. 749. arXiv : astro-ph / 9602122 . Bibcode : 1997ASIC..486..749P . DOI : 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46 .
  37. ^ Линдер, EV; Хутерер, Д. (2003). «Важность сверхновых на z > 1,5 для исследования темной энергии». Physical Review D . 67 (8): 081303. arXiv : astro-ph / 0208138 . Полномочный код : 2003PhRvD..67h1303L . DOI : 10.1103 / PhysRevD.67.081303 . S2CID 8894913 . 
  38. ^ Перлмуттер, SA; и другие. (1997). «Измерения космологических параметров Ω и Λ от первых семи сверхновых на z ≥ 0,35». Астрофизический журнал . 483 (2): 565. arXiv : astro-ph / 9608192 . Полномочный код : 1997ApJ ... 483..565P . DOI : 10.1086 / 304265 . S2CID 118187050 . 
  39. ^ Копин, Y .; и другие. (2006). "Ближайшая фабрика сверхновых" (PDF) . Новые обзоры астрономии . 50 (4–5): 637–640. arXiv : astro-ph / 0401513 . Bibcode : 2006NewAR..50..436C . CiteSeerX 10.1.1.316.4895 . DOI : 10.1016 / j.newar.2006.02.035 .  
  40. ^ Киршнер, RP (1980). «Сверхновые типа I: взгляд наблюдателя» (PDF) . Материалы конференции AIP . 63 : 33–37. Bibcode : 1980AIPC ... 63 ... 33K . DOI : 10.1063 / 1.32212 . ЛВП : 2027,42 / 87614 .
  41. ^ «Список сверхновых» . Центральное бюро астрономических телеграмм МАС . Архивировано 12 ноября 2010 года . Проверено 25 октября 2010 .
  42. ^ "Каталог сверхновых Падуя-Азиаго" . Osservatorio Astronomico di Padova . Архивировано 10 января 2014 года . Проверено 10 января 2014 .
  43. ^ Открыть каталог сверхновых звезд
  44. ^ "Впечатление художника от сверхновой звезды 1993J" . SpaceTelescope.org . Архивировано 13 сентября 2014 года . Проверено 12 сентября 2014 .
  45. ^ a b Cappellaro, E .; Туратто, М. (2001). «Типы и скорости сверхновых». Влияние двойных систем на исследования звездного населения . 264 . Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . п. 199. arXiv : astro-ph / 0012455 . Bibcode : 2001ASSL..264..199C . DOI : 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16 . ISBN 978-0-7923-7104-5.
  46. ^ а б в г Turatto, М. (2003). «Классификация сверхновых». Сверхновые и гамма-разрушители . Конспект лекций по физике . 598 . С. 21–36. arXiv : astro-ph / 0301107 . CiteSeerX 10.1.1.256.2965 . DOI : 10.1007 / 3-540-45863-8_3 . ISBN  978-3-540-44053-6. S2CID  15171296 .
  47. ^ а б в г Доггетт, JB; Бранч, Д. (1985). «Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых». Астрономический журнал . 90 : 2303. Bibcode : 1985AJ ..... 90.2303D . DOI : 10.1086 / 113934 .
  48. ^ Bianco, FB; Модязь, М .; Hicken, M .; Фридман, А .; Киршнер, Р.П .; Блум, JS; Challis, P .; Марион, GH; Вуд-Васей, ВМ; Отдых, А. (2014). "Многоцветные оптические и ближние инфракрасные световые кривые 64 сверхновых с коллапсом ядра и коллапсом ядра". Приложение к астрофизическому журналу . 213 (2): 19. arXiv : 1405.1428 . Bibcode : 2014ApJS..213 ... 19В . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19 . S2CID 119243970 . 
  49. ↑ Филиппенко, А.В. (1988). «Сверхновая 1987K: Тип II в молодости, Тип Ib в старости». Астрономический журнал . 96 : 1941. Bibcode : 1988AJ ..... 96.1941F . DOI : 10.1086 / 114940 .
  50. Перейти ↑ Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 и ее сверхновая звезда 1961". Астрофизический журнал . 139 : 514. Bibcode : 1964ApJ ... 139..514Z . DOI : 10.1086 / 147779 .
  51. Перейти ↑ Zwicky, F. (1962). «Новые наблюдения, важные для космологии». В Маквитти, GC (ред.). Проблемы внегалактических исследований, Материалы симпозиума МАС . 15 . Нью-Йорк: Macmillan Press . п. 347. Bibcode : 1962IAUS ... 15..347Z .
  52. ^ "Взлет и падение сверхновой звезды" . Изображение недели ESO . Архивировано 2 июля 2013 года . Проверено 14 июня 2013 .
  53. ^ Пиро, AL; Томпсон, TA; Кочанек, CS (2014). «Согласование образования 56Ni в сверхновых типа Ia со сценариями двойного вырождения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (4): 3456. arXiv : 1308.0334 . Bibcode : 2014MNRAS.438.3456P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2451 . S2CID 27316605 . 
  54. ^ Chen, W.-C .; Ли, X.-D. (2009). «О прародителях сверхновых супер-Чандрасекара массового типа Ia». Астрофизический журнал . 702 (1): 686–691. arXiv : 0907.0057 . Полномочный код : 2009ApJ ... 702..686C . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 702/1/686 . S2CID 14301164 . 
  55. ^ Хауэлл, DA; Салливан, М .; Конли, AJ; Карлберг, Р.Г. (2007). "Прогнозируемая и наблюдаемая эволюция средних свойств сверхновых типа Ia с красным смещением". Письма в астрофизический журнал . 667 (1): L37 – L40. arXiv : astro-ph / 0701912 . Bibcode : 2007ApJ ... 667L..37H . DOI : 10.1086 / 522030 . S2CID 16667595 . 
  56. ^ a b Маццали, Пенсильвания; Röpke, FK; Benetti, S .; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука . 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph / 0702351 . Bibcode : 2007Sci ... 315..825M . DOI : 10.1126 / science.1136259 . PMID 17289993 . S2CID 16408991 .  
  57. ^ Либ, EH; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое рассмотрение теории звездного коллапса Чандрасекара» . Астрофизический журнал . 323 (1): 140–144. Полномочный код : 1987ApJ ... 323..140L . DOI : 10.1086 / 165813 .
  58. ^ а б канал, р .; Гутьеррес, JL (1997). «Возможная связь белого карлика с нейтронной звездой». In Isern, J .; Hernanz, M .; Грасиа-Берро, Э. (ред.). Белые карлики, Труды 10-го Европейского семинара по белым карликам . 214 . Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . п. 49. arXiv : astro-ph / 9701225 . Bibcode : 1997ASSL..214 ... 49C . DOI : 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7 . ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287 .
  59. ^ Уиллер, JC (2000). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве . Издательство Кембриджского университета . п. 96. ISBN 978-0-521-65195-0. Архивировано 10 сентября 2015 года.
  60. ^ Хохлов, AM; Mueller, E .; Höflich, PA (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Bibcode : 1993A & A ... 270..223K .
  61. ^ Röpke, FK; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против отношения углерода к кислороду у прародителя как источника вариаций пиковой светимости в сверхновых типа Ia». Письма по астрономии и астрофизике . 420 (1): L1 – L4. arXiv : astro-ph / 0403509 . Бибкод : 2004A & A ... 420L ... 1R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040135 . S2CID 2849060 . 
  62. ^ a b Hillebrandt, W .; Нимейер, JC (2000). "Модели взрыва сверхновой звезды типа IA". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph / 0006305 . Bibcode : 2000ARA & A..38..191H . DOI : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 . S2CID 10210550 . 
  63. ^ Пачинский, B. (1976). "Общие двоичные файлы конвертов". In Eggleton, P .; Mitton, S .; Уилан, Дж. (Ред.). Структура и эволюция близких двоичных систем . Симпозиум МАС № 73. Дордрехт: Д. Рейдел . С. 75–80. Bibcode : 1976IAUS ... 73 ... 75P .
  64. ^ Макри, Л. М.; Станек, KZ; Bersier, D .; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). "Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла". Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph / 0608211 . Bibcode : 2006ApJ ... 652.1133M . DOI : 10.1086 / 508530 . S2CID 15728812 . 
  65. Перейти ↑ Colgate, SA (1979). «Сверхновые как стандартная свеча для космологии». Астрофизический журнал . 232 (1): 404–408. Bibcode : 1979ApJ ... 232..404C . DOI : 10.1086 / 157300 .
  66. ^ Ruiz-Lapuente, P .; и другие. (2000). «Предшественники сверхновых типа IA». Memorie della Societa Astronomica Italiana . 71 : 435. Bibcode : 2000MmSAI..71..435R .
  67. ^ Дэн, М .; Rosswog, S .; Guillochon, J .; Рамирес-Руис, Э. (2012). «Как слияние двух белых карликов зависит от соотношения их масс: орбитальной устойчивости и детонации при контакте». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 422 (3): 2417. arXiv : 1201.2406 . Bibcode : 2012MNRAS.422.2417D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x . S2CID 119159904 . 
  68. ^ Хауэлл, DA; и другие. (2006). "Сверхновая типа Ia SNLS-03D3bb от белого карлика сверхмассивной Чандрасекара". Природа . 443 (7109): 308–311. arXiv : astro-ph / 0609616 . Bibcode : 2006Natur.443..308H . DOI : 10,1038 / природа05103 . PMID 16988705 . S2CID 4419069 .  
  69. ^ Танака, М .; и другие. (2010). "Спектрополяриметрия сверхновой сверхновой типа Ia 2009dc: почти сферический взрыв белого карлика массы Супер-Чандрасекара". Астрофизический журнал . 714 (2): 1209. arXiv : 0908.2057 . Bibcode : 2010ApJ ... 714.1209T . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 714/2/1209 . S2CID 13990681 . 
  70. ^ Ван, Б .; Liu, D .; Jia, S .; Хан, З. (2014). «Двухдетонационные гелиевые взрывы для прародителей сверхновых типа Ia». Труды Международного астрономического союза . 9 (S298): 442. arXiv : 1301.1047 . Bibcode : 2014IAUS..298..442W . DOI : 10.1017 / S1743921313007072 . S2CID 118612081 . 
  71. ^ Фоли, RJ; и другие. (2013). «Сверхновые типа Iax: новый класс звездных взрывов». Астрофизический журнал . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . Bibcode : 2013ApJ ... 767 ... 57F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 767/1/57 . S2CID 118603977 . 
  72. ^ Маккалли, C .; и другие. (2014). «Светящаяся голубая система-прародитель сверхновой типа Iax 2012Z». Природа . 512 (7512): 54–56. arXiv : 1408.1089 . Bibcode : 2014Natur.512 ... 54М . DOI : 10,1038 / природа13615 . PMID 25100479 . S2CID 4464556 .  
  73. ^ Сильверман, JM; и другие. (2013). «Сильное взаимодействие сверхновых типа Ia с их околозвездной средой». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 207 (1): 3. arXiv : 1304.0763 . Bibcode : 2013ApJS..207 .... 3S . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 207/1/3 . S2CID 51415846 . 
  74. ^ a b c Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 . 
  75. ^ Nomoto, K .; Tanaka, M .; Томинага, Н .; Маэда, К. (2010). «Гиперновые, гамма-всплески и первые звезды». Новые обзоры астрономии . 54 (3–6): 191. Bibcode : 2010NewAR..54..191N . DOI : 10.1016 / j.newar.2010.09.022 .
  76. Перейти ↑ Moriya, TJ (2012). «Прародители рекомбинирующих остатков сверхновых». Астрофизический журнал . 750 (1): L13. arXiv : 1203,5799 . Bibcode : 2012ApJ ... 750L..13M . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13 . S2CID 119209527 . 
  77. ^ Смит, N .; и другие. (2009). "Sn 2008S: Холодный супер-Эддингтонский ветер в самозванце сверхновой". Астрофизический журнал . 697 (1): L49. arXiv : 0811.3929 . Bibcode : 2009ApJ ... 697L..49S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 697/1 / L49 . S2CID 17627678 . 
  78. ^ Фрайер, CL; Новое, KCB (2003). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса» . Живые обзоры в теории относительности . 6 (1): 2. arXiv : gr-qc / 0206041 . Bibcode : 2003LRR ..... 6 .... 2F . DOI : 10.12942 / lrr-2003-2 . PMC 5253977 . PMID 28163639 .  
  79. ^ a b c d Woosley, SE; Янка, Х.-Т. (2005). "Физика сверхновых звезд с коллапсом ядра". Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph / 0601261 . Bibcode : 2005NatPh ... 1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . DOI : 10.1038 / nphys172 . S2CID 118974639 .  
  80. ^ Janka, H.-T .; Langanke, K .; Марек, А .; Martínez-Pinedo, G .; Мюллер, Б. (2007). «Теория сверхновых с коллапсом ядра». Отчеты по физике . 442 (1–6): 38–74. arXiv : astro-ph / 0612072 . Bibcode : 2007PhR ... 442 ... 38J . DOI : 10.1016 / j.physrep.2007.02.002 . S2CID 15819376 . 
  81. ^ Гриббин, младший; Гриббин М. (2000). Звездная пыль: Сверхновые и жизнь - космическая связь . Издательство Йельского университета . п. 173. ISBN. 978-0-300-09097-0.
  82. ^ а б Барвик, S.W; Beacom, J. F; Cianciolo, V .; Додельсон, С .; Feng, J. L; Фуллер, Г. М.; Kaplinghat, M .; McKay, D.W; Meszaros, P .; Mezzacappa, A .; Murayama, H .; Олив, К. А; Станев, Т .; Уокер, Т. П. (2004). "Исследование нейтрино APS: отчет рабочей группы по нейтринной астрофизике и космологии". arXiv : astro-ph / 0412544 .
  83. ^ Майра, ES; Берроуз, А. (1990). «Нейтрино от сверхновых II типа - первые 100 миллисекунд». Астрофизический журнал . 364 : 222–231. Bibcode : 1990ApJ ... 364..222M . DOI : 10.1086 / 169405 .
  84. ^ a b Kasen, D .; Woosley, SE; Хегер, А. (2011). «Сверхновые с парной нестабильностью: кривые блеска, спектры и ударная волна». Астрофизический журнал . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Bibcode : 2011ApJ ... 734..102K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102 . S2CID 118508934 . 
  85. ^ a b Poelarends, AJT; Herwig, F .; Langer, N .; Хегер, А. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ ... 675..614P . DOI : 10.1086 / 520872 . S2CID 18334243 . 
  86. ^ Гилмор, Г. (2004). «АСТРОНОМИЯ: короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5679): 1915–1916. DOI : 10.1126 / science.1100370 . PMID 15218132 . S2CID 116987470 .  
  87. ^ Фор, G .; Менсинг, TM (2007). «Жизнь и смерть звезд». Введение в планетологию . С. 35–48. DOI : 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4 . ISBN 978-1-4020-5233-0.
  88. ^ Malesani, D .; и другие. (2009). «Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D». Письма в астрофизический журнал . 692 (2): L84. arXiv : 0805.1188 . Bibcode : 2009ApJ ... 692L..84M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84 . S2CID 1435322 . 
  89. ^ Свирский, G .; Накар, Э. (2014). "Sn 2008D: Взрыв Вольфа-Райе сквозь густой ветер". Астрофизический журнал . 788 (1): L14. arXiv : 1403,3400 . Bibcode : 2014ApJ ... 788L..14S . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14 . S2CID 118395580 . 
  90. ^ Pols, О. (1997). "Близкие бинарные предшественники сверхновых типа Ib / Ic и IIb / II-L". In Leung, K.-C. (ред.). Труды Третьей конференции Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследования двойных звезд . Серия конференций ASP . 130 . С. 153–158. Bibcode : 1997ASPC..130..153P .
  91. ^ a b c Элдридж, JJ; Fraser, M .; Smartt, SJ; Маунд, младший; Крокетт, Р. Марк (2013). «Гибель массивных звезд - II. Наблюдательные ограничения на предшественников сверхновых типа Ibc». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 774. arXiv : 1301.1975 . Bibcode : 2013MNRAS.436..774E . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1612 . S2CID 118535155 . 
  92. ^ Райдер, SD; и другие. (2004). "Модуляции кривой блеска сверхновой типа IIb 2001ig: свидетельство двойного прародителя Вольфа-Райе?". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph / 0401135 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1093R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID 18132819 . 
  93. ^ Inserra, C .; и другие. (2013). «Сверхсветовые сверхновые типа Ic: поймать магнетар за хвост». Астрофизический журнал . 770 (2): 28. arXiv : 1304.3320 . Bibcode : 2013ApJ ... 770..128I . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128 . S2CID 13122542 . 
  94. ^ Nicholl, M .; и другие. (2013). «Медленно затухающие сверхсветовые сверхновые, не являющиеся взрывами парной нестабильности». Природа . 502 (7471): 346–349. arXiv : 1310.4446 . Bibcode : 2013Natur.502..346N . DOI : 10,1038 / природа12569 . PMID 24132291 . S2CID 4472977 .  
  95. ^ Таурис, TM; Langer, N .; Мория, Т.Дж.; Подсядловский, П .; Юн, С.-К .; Блинников, С.И. (2013). "Сверхновые сверхновые типа Ic с ультрадисперсными полосами в результате эволюции тесных двойных звезд" Письма в астрофизический журнал . 778 (2): L23. arXiv : 1310.6356 . Bibcode : 2013ApJ ... 778L..23T . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 778/2 / L23 . S2CID 50835291 . 
  96. ^ Drout, MR; Содерберг AM; Маццали, Пенсильвания; Паррент, JT; Margutti, R .; Milisavljevic, D .; Сандерс, NE; Chornock, R .; Фоли, Р.Дж.; Киршнер, Р.П .; Филиппенко, А.В.; Li, W .; Браун, П.Дж.; Ченко С.Б .; Chakraborti, S .; Challis, P .; Фридман, А .; Ganeshalingam, M .; Hicken, M .; Jensen, C .; Модязь, М .; Перец, НВ; Сильверман, JM; Вонг, Д.С. (2013). "Быстрый и неистовый распад необычной сверхновой типа Ic 2005ek". Астрофизический журнал . 774 (58): 44. arXiv : 1306.2337 . Bibcode : 2013ApJ ... 774 ... 58D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 774/1/58 . S2CID 118690361 . 
  97. ^ Рейнольдс, TM; Fraser, M .; Гилмор, Г. (2015). «Унесены без взрыва: архивный HST-обзор исчезающих массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (3): 2886–2901. arXiv : 1507.05823 . Bibcode : 2015MNRAS.453.2885R . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv1809 . S2CID 119116538 . 
  98. ^ Герке, младший; Кочанек, CS; Станек, KZ (2015). «Поиск неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: первые кандидаты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 450 (3): 3289–3305. arXiv : 1411.1761 . Bibcode : 2015MNRAS.450.3289G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv776 . S2CID 119212331 . 
  99. ^ а б Адамс, С.М. Кочанек, CS; Beacom, JF; Вагинс, MR; Станек, KZ (2013). «Наблюдение за следующей галактической сверхновой». Астрофизический журнал . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Bibcode : 2013ApJ ... 778..164A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 778/2/164 . S2CID 119292900 . 
  100. ^ Боданский, Д .; Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния» . Письма с физическим обзором . 20 (4): 161. Bibcode : 1968PhRvL..20..161B . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.20.161 .
  101. ^ а б Мац, СМ; Доля, GH; Leising, MD; Chupp, EL; Вестранд, штат Вашингтон; Перселл, WR; Стрикман, MS; Реппин, К. (1988). «Линия гамма-излучения от SN1987A». Природа . 331 (6155): 416. Bibcode : 1988Natur.331..416M . DOI : 10.1038 / 331416a0 . S2CID 4313713 . 
  102. ^ Kasen, D .; Вусли, SE (2009). «Сверхновые типа Ii: модельные кривые блеска и стандартные отношения свечей». Астрофизический журнал . 703 (2): 2205. arXiv : 0910.1590 . Bibcode : 2009ApJ ... 703.2205K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205 . S2CID 42058638 . 
  103. ^ Чуразов, Э .; Сюняев, Р .; Isern, J .; Knödlseder, J .; Jean, P .; Lebrun, F .; Чугай, Н .; Гребенев, С .; Bravo, E .; Сазонов, С .; Рено, М. (2014). «Линии γ-излучения кобальта-56 от сверхновой типа Ia 2014J». Природа . 512 (7515): 406–8. arXiv : 1405.3332 . Bibcode : 2014Natur.512..406C . DOI : 10,1038 / природа13672 . PMID 25164750 . S2CID 917374 .  
  104. ^ Barbon, R .; Ciatti, F .; Розино, Л. (1979). «Фотометрические свойства сверхновых типа II». Астрономия и астрофизика . 72 : 287. Bibcode : 1979A&A .... 72..287B .
  105. ^ Li, W .; Leaman, J .; Chornock, R .; Филиппенко, А.В.; Познанский, Д .; Ganeshalingam, M .; Ван, X .; Модязь, М .; Jha, S .; Фоли, Р.Дж.; Смит, Н. (2011). «Частоты близких сверхновых по результатам поиска сверхновых в обсерватории Лик - II. Наблюдаемые функции светимости и доли сверхновых в полной выборке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 412 (3) : 1441. arXiv : 1006.4612 . Bibcode : 2011MNRAS.412.1441L . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18160.x . S2CID 59467555 . 
  106. ^ Ричардсон, Д .; Филиал, Д .; Casebeer, D .; Millard, J .; Thomas, RC; Барон, Э. (2002). «Сравнительное исследование распределения абсолютных звездных величин сверхновых». Астрономический журнал . 123 (2): 745–752. arXiv : astro-ph / 0112051 . Bibcode : 2002AJ .... 123..745R . DOI : 10.1086 / 338318 . S2CID 5697964 . 
  107. ^ Хрупкий, DA; Giacani, EB; Госс, В. Миллер; Дубнер, GM (1996). "Туманность Пульсар Ветер вокруг PSR B1853 + 01 в остатке сверхновой W44". Письма в астрофизический журнал . 464 (2): L165 – L168. arXiv : astro-ph / 9604121 . Bibcode : 1996ApJ ... 464L.165F . DOI : 10.1086 / 310103 . S2CID 119392207 . 
  108. ^ Höflich, Пенсильвания; Kumar, P .; Уиллер, Дж. Крейг (2004). «Удары нейтронных звезд и асимметрия сверхновых». Космические взрывы в трех измерениях: асимметрии сверхновых и гамма-всплески . Космические взрывы в трех измерениях . Издательство Кембриджского университета . п. 276. arXiv : astro-ph / 0312542 . Bibcode : 2004cetd.conf..276L .
  109. ^ Фрайер, CL (2004). «Удары нейтронной звезды от асимметричного коллапса». Астрофизический журнал . 601 (2): L175 – L178. arXiv : astro-ph / 0312265 . Bibcode : 2004ApJ ... 601L.175F . DOI : 10.1086 / 382044 . S2CID 1473584 . 
  110. ^ Гилкис, А .; Сокер, Н. (2014). "Последствия турбулентности для струй при взрывах сверхновой с коллапсом ядра". Астрофизический журнал . 806 (1): 28. arXiv : 1412.4984 . Bibcode : 2015ApJ ... 806 ... 28G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 806/1/28 . S2CID 119002386 . 
  111. ^ Хохлов, AM; и другие. (1999). «Джет-индуцированные взрывы сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 524 (2): L107. arXiv : astro-ph / 9904419 . Bibcode : 1999ApJ ... 524L.107K . DOI : 10.1086 / 312305 . S2CID 37572204 . 
  112. ^ Ван, L .; и другие. (2003). «Спектрополяриметрия SN 2001el в NGC 1448: асферичность нормальной сверхновой типа Ia». Астрофизический журнал . 591 (2): 1110–1128. arXiv : astro-ph / 0303397 . Bibcode : 2003ApJ ... 591.1110W . DOI : 10.1086 / 375444 . S2CID 2923640 . 
  113. ^ a b Маццали, Пенсильвания; Номото, штат Кентукки; Cappellaro, E .; Накамура, Т .; Umeda, H .; Ивамото, К. (2001). «Могут ли различия в содержании никеля в моделях Чандрасекара-Масса объяснить связь между яркостью и скоростью падения нормальных сверхновых типа Ia?» . Астрофизический журнал . 547 (2): 988. arXiv : astro-ph / 0009490 . Bibcode : 2001ApJ ... 547..988M . DOI : 10.1086 / 318428 . S2CID 9324294 . 
  114. ^ Ивамото, К. (2006). «Эмиссия нейтрино от сверхновых типа Ia». Материалы конференции AIP . 847 : 406–408. Bibcode : 2006AIPC..847..406I . DOI : 10.1063 / 1.2234440 .
  115. ^ Хайден, BT; Гарнавич, ПМ; Kessler, R .; Frieman, JA; Jha, SW; Bassett, B .; Cinabro, D .; Дилдай, Б .; Kasen, D .; Marriner, J .; Никол, RC; Riess, AG; Сако, М .; Шнайдер, Д.П .; Smith, M .; Соллерман, Дж. (2010). "Взлет и падение кривых блеска сверхновой типа Ia в обзоре сверхновой SDSS-II". Астрофизический журнал . 712 (1): 350–366. arXiv : 1001.3428 . Bibcode : 2010ApJ ... 712..350H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 712/1/350 . S2CID 118463541 . 
  116. ^ Janka, H.-T. (2012). "Механизмы взрыва сверхновых звезд с коллапсом ядра" . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о частицах . 62 (1): 407–451. arXiv : 1206.2503 . Bibcode : 2012ARNPS..62..407J . DOI : 10.1146 / annurev-nucl-102711-094901 . S2CID 118417333 . 
  117. ^ Smartt, Стивен Дж .; Номото, Кеничи; Каппелларо, Энрико; Накамура, Такаяоши; Умеда, Хидеюки; Ивамото, Коичи (2009). «Прародители сверхновых с коллапсом ядра». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode : 2009ARA & A..47 ... 63S . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082708-101737 . S2CID 55900386 . 
  118. ^ a b c d e Смарт, Стивен Дж .; Томпсон, Тодд А .; Кочанек, Кристофер С. (2009). "Прародители сверхновых с коллапсом ядра". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode : 2009ARA & A..47 ... 63S . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082708-101737 . S2CID 55900386 . 
  119. ^ Уолмсвелл, JJ; Элдридж, Дж. Дж. (2012). «Околозвёздная пыль как решение проблемы прародителя красных сверхгигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (3): 2054. arXiv : 1109.4637 . Bibcode : 2012MNRAS.419.2054W . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19860.x . S2CID 118445879 . 
  120. ^ Георгий, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A & A ... 538L ... 8G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118372 . S2CID 55001976 . 
  121. ^ Юн, S. -C .; Gräfener, G .; Винк, JS; Козырева, А .; Иззард, Р.Г. (2012). «О природе и обнаруживаемости предшественников сверхновых типа Ib / c». Астрономия и астрофизика . 544 : L11. arXiv : 1207,3683 . Bibcode : 2012A&A ... 544L..11Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219790 . S2CID 118596795 . 
  122. ^ Groh, JH; Meynet, G .; Экстрём, С. (2013). «Массивная эволюция звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A & A ... 550L ... 7G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220741 . S2CID 119227339 . 
  123. ^ Юн, S.-C .; Gräfener, G .; Винк, JS; Козырева, А .; Иззард, Р.Г. (2012). «О природе и обнаруживаемости предшественников сверхновых типа Ib / c». Астрономия и астрофизика . 544 : L11. arXiv : 1207,3683 . Bibcode : 2012A&A ... 544L..11Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219790 . S2CID 118596795 . 
  124. ^ a b c Джонсон, Дженнифер А. (2019). «Заполнение таблицы Менделеева: нуклеосинтез элементов» . Наука . 363 (6426): 474–478. Bibcode : 2019Sci ... 363..474J . DOI : 10.1126 / science.aau9540 . PMID 30705182 . S2CID 59565697 .  
  125. ^ François, P .; Matteucci, F .; Cayrel, R .; Злоба, М .; Злоба, Ф .; Чиаппини, К. (2004). «Эволюция Млечного Пути с самых ранних этапов: ограничения на звездный нуклеосинтез». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 613–621. arXiv : astro-ph / 0401499 . Бибкод : 2004A & A ... 421..613F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034140 . S2CID 16257700 . 
  126. ^ а б Труран, JW (1977). «Нуклеосинтез сверхновых». В Шрамме, Д. Н. (ред.). Сверхновые . Библиотека астрофизики и космических наук. 66 . Springer . С. 145–158. DOI : 10.1007 / 978-94-010-1229-4_14 . ISBN 978-94-010-1231-7.
  127. ^ Nomoto, Ken'Ichi; Люн, Шинг-Чи (2018). «Единичные вырожденные модели сверхновых типа Ia: эволюция предшественников и выходы нуклеосинтеза». Обзоры космической науки . 214 (4): 67. arXiv : 1805.10811 . Bibcode : 2018SSRv..214 ... 67N . DOI : 10.1007 / s11214-018-0499-0 . S2CID 118951927 . 
  128. ^ Maeda, K .; Röpke, FK; Финк, М .; Hillebrandt, W .; Travaglio, C .; Тилеманн, Ф.-К. (2010). «НУКЛЕОСИНТЕЗ В ДВУМЕРНЫХ МОДЕЛЯХ ЗАДЕРЖАННОЙ ДЕТОНАЦИИ ВЗРЫВОВ ТИПА Ia SUPERNOVA». Астрофизический журнал . 712 (1): 624–638. arXiv : 1002.2153 . Bibcode : 2010ApJ ... 712..624M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 712/1/624 . S2CID 119290875 . 
  129. ^ Ванахо, Шинья; Янка, Ханс-Томас; Мюллер, Бернхард (2011). «Сверхновые с электронным захватом как источник элементов, помимо железа». Астрофизический журнал . 726 (2): L15. arXiv : 1009,1000 . Bibcode : 2011ApJ ... 726L..15W . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 726/2 / L15 . S2CID 119221889 . 
  130. ^ Eichler, M .; Накамура, К .; Takiwaki, T .; Курода, Т .; Kotake, K .; Hempel, M .; Cabezón, R .; Liebendörfer, M .; Тилеманн, ФК (2018). "Нуклеосинтез в двумерных сверхновых с коллапсом ядра предшественников 11,2 и 17,0 M⊙: последствия для производства Mo и Ru". Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 45 (1): 014001. arXiv : 1708.08393 . Bibcode : 2018JPhG ... 45a4001E . DOI : 10.1088 / 1361-6471 / aa8891 . S2CID 118936429 . 
  131. ^ Qian, Y.-Z .; Vogel, P .; Вассербург, GJ (1998). "Разнообразные источники сверхновых для r-процесса". Астрофизический журнал . 494 (1): 285–296. arXiv : astro-ph / 9706120 . Bibcode : 1998ApJ ... 494..285Q . DOI : 10.1086 / 305198 . S2CID 15967473 . 
  132. ^ Сигель, Дэниел М .; Барнс, Дженнифер; Мецгер, Брайан Д. (2019). «Коллапсары как основной источник элементов r-процесса». Природа . 569 (7755): 241–244. arXiv : 1810,00098 . Bibcode : 2019Natur.569..241S . DOI : 10.1038 / s41586-019-1136-0 . PMID 31068724 . S2CID 73612090 .  
  133. ^ Гонсалес, G .; Brownlee, D .; Уорд, П. (2001). «Галактическая обитаемая зона: галактическая химическая эволюция». Икар . 152 (1): 185. arXiv : astro-ph / 0103165 . Bibcode : 2001Icar..152..185G . DOI : 10.1006 / icar.2001.6617 . S2CID 18179704 . 
  134. ^ Ро, Jeonghee; Милисавлевич, Дэнни; Саранги, Аркапрабха; Маргутти, Рафаэлла; Чернок, Райан; Отдыхай, Армин; Грэм, Мелисса; Craig Wheeler, J .; ДеПой, Даррен; Ванга, Лифан; Маршалл, Дженнифер; Уильямс, Грант; Стрит, Рэйчел; Скидмор, Уоррен; Хаоцзин, Ян; Блум, Джошуа; Старрфилд, Самнер; Ли, Цзянь-Сю; Cowperthwaite, Philip S .; Stringfellow, Guy S .; Коппеянс, Динн; Терреран, Джакомо; Шраван, Нихарика; Geballe, Thomas R .; Эванс, Аневрин; Марион, Хауи (2019). "Белая книга Astro2020 Science: Являются ли сверхновые производителями пыли в ранней Вселенной?". Бюллетень Американского астрономического общества . 51 (3): 351. arXiv : 1904.08485 . Bibcode : 2019BAAS ... 51c.351R .
  135. Перейти ↑ Cox, DP (1972). «Охлаждение и эволюция остатка сверхновой». Астрофизический журнал . 178 : 159. Bibcode : 1972ApJ ... 178..159C . DOI : 10.1086 / 151775 .
  136. ^ Сандстрем, км; Bolatto, AD; Stanimirović, S .; Van Loon, J. Th .; Смит, JDT (2009). "Измерение образования пыли в остатке сверхновой звезды-коллапса ядра малого Магелланова облака 1E 0102.2–7219". Астрофизический журнал . 696 (2): 2138–2154. arXiv : 0810.2803 . Bibcode : 2009ApJ ... 696.2138S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 696/2/2138 . S2CID 8703787 . 
  137. ^ Прейбиш, Т .; Зиннекер, Х. (2001). «Триггерное звездообразование в Ассоциации Скорпион-Центавр OB (Sco OB2)». От тьмы к свету: происхождение и эволюция молодых звездных скоплений . 243 : 791. arXiv : astro-ph / 0008013 . Bibcode : 2001ASPC..243..791P .
  138. ^ Krebs, J .; Хиллебрандт, В. (1983). «Взаимодействие ударных фронтов сверхновых и близлежащих межзвездных облаков». Астрономия и астрофизика . 128 (2): 411. Bibcode : 1983A & A ... 128..411K .
  139. ^ Кэмерон, AGW; Труран, Дж. В. (1977). «Триггер сверхновой для образования Солнечной системы». Икар . 30 (3): 447. Bibcode : 1977Icar ... 30..447C . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (77) 90101-4 .
  140. ↑ Старр, Мишель (1 июня 2020 г.). «Астрономы только что выяснили источник этих мощных радиосигналов из космоса» . ScienceAlert.com . Дата обращения 2 июня 2020 .
  141. ^ Bhandan, Шивани (1 июня 2020). "Галактики-хозяева и прародители быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью австралийского квадратного километра массива Pathfinder". Письма в астрофизический журнал . 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . Bibcode : 2020ApJ ... 895L..37B . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab672e . S2CID 218900539 . 
  142. ^ Ackermann, M .; и другие. (2013). "Обнаружение характерной сигнатуры распада пиона в остатках сверхновых". Наука . 339 (6121): 807–11. arXiv : 1302,3307 . Bibcode : 2013Sci ... 339..807A . DOI : 10.1126 / science.1231160 . PMID 23413352 . S2CID 29815601 .  
  143. ^ Отт, CD; и другие. (2012). "Сверхновые звезды с коллапсом ядра, нейтрино и гравитационные волны". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 235 : 381–387. arXiv : 1212.4250 . Bibcode : 2013NuPhS.235..381O . DOI : 10.1016 / j.nuclphysbps.2013.04.036 . S2CID 34040033 . 
  144. ^ Морозова, Виктория; Радис, Дэвид; Берроуз, Адам; Вартанян, Давид (2018). "Гравитационный волновой сигнал от сверхновой звезды с коллапсом ядра". Астрофизический журнал . 861 (1): 10. arXiv : 1801.01914 . Bibcode : 2018ApJ ... 861 ... 10М . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aac5f1 . S2CID 118997362 . 
  145. ^ Поля, BD; Hochmuth, KA; Эллис, Дж. (2005). «Глубоководные корки как телескопы: использование живых радиоизотопов для исследования нуклеосинтеза сверхновых». Астрофизический журнал . 621 (2): 902–907. arXiv : astro-ph / 0410525 . Bibcode : 2005ApJ ... 621..902F . DOI : 10.1086 / 427797 . S2CID 17932224 . 
  146. ^ Knie, K .; и другие. (2004). « Аномалия 60 Fe в глубоководной марганцевой коре и последствия для ближайшего источника сверхновой» . Письма с физическим обзором . 93 (17): 171103–171106. Bibcode : 2004PhRvL..93q1103K . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.93.171103 . PMID 15525065 . S2CID 23162505 .  
  147. ^ Поля, BD; Эллис, Дж. (1999). «О глубоководном океаническом Fe-60 как ископаемом околоземной сверхновой». Новая астрономия . 4 (6): 419–430. arXiv : астро-ph / 9811457 . Bibcode : 1999NewA .... 4..419F . DOI : 10.1016 / S1384-1076 (99) 00034-2 . S2CID 2786806 . 
  148. ^ "Вкратце". Scientific American . 300 (5): 28. 2009. Bibcode : 2009SciAm.300e..28. . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0509-28a .
  149. ^ Горелик, М. (2007). "Угроза сверхновой". Небо и телескоп . 113 (3): 26. Bibcode : 2007S&T ... 113c..26G .
  150. ^ Gehrels, N .; и другие. (2003). «Разрушение озона из-за близлежащих сверхновых». Астрофизический журнал . 585 (2): 1169–1176. arXiv : astro-ph / 0211361 . Bibcode : 2003ApJ ... 585.1169G . DOI : 10.1086 / 346127 . S2CID 15078077 . 
  151. ^ Ван дер Слэйс, MV; Ламерс, HJGLM (2003). «Динамика туманности M1-67 вокруг убегающей звезды Вольфа-Райе WR 124». Астрономия и астрофизика . 398 : 181–194. arXiv : astro-ph / 0211326 . Бибкод : 2003A & A ... 398..181V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021634 . S2CID 6142859 . 
  152. ^ Tramper, F .; Straal, SM; Sanyal, D .; Sana, H .; Де Котер, А .; Gräfener, G .; Langer, N .; Винк, JS; Де Минк, ЮВ ; Капер, Л. (2015). «Массивные звезды на грани взрыва: свойства кислородной последовательности звезд Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 581 : A110. arXiv : 1507.00839 . Bibcode : 2015A & A ... 581A.110T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425390 . S2CID 56093231 . 
  153. ^ Tramper, F .; Gräfener, G .; Hartoog, OE; Sana, H .; Де Котер, А .; Винк, JS; Ellerbroek, LE; Langer, N .; Гарсия, М .; Капер, Л .; Де Минк, SE (2013). «О природе звезд WO: количественный анализ звезды WO3 DR1 в IC 1613». Астрономия и астрофизика . 559 : A72. arXiv : 1310.2849 . Bibcode : 2013A&A ... 559A..72T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322155 . S2CID 216079684 . 
  154. ^ Инглис, М. (2015). «Звездная смерть: сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры». Астрофизика - это просто! . Практическая астрономическая серия Патрика Мура. С. 203–223. DOI : 10.1007 / 978-3-319-11644-0_12 . ISBN 978-3-319-11643-3.
  155. ^ Лобель, А .; и другие. (2004). «Спектроскопия вспышки тысячелетия и недавняя изменчивость желтого гипергиганта Rho Cassiopeiae». Звезды как солнца: активность . 219 : 903. arXiv : astro-ph / 0312074 . Bibcode : 2004IAUS..219..903L .
  156. ^ Van Boekel, R .; и другие. (2003). «Прямое измерение размера и формы современного звездного ветра эта Киля». Астрономия и астрофизика . 410 (3): L37. arXiv : astro-ph / 0310399 . Бибкод : 2003A & A ... 410L..37V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031500 . S2CID 18163131 . 
  157. ^ Тилеманн, Ф.-К .; Hirschi, R .; Liebendörfer, M .; Диль Р. (2011). «Массивные звезды и их сверхновые». Астрономия с радиоактивностью . Конспект лекций по физике. 812 . п. 153. arXiv : 1008.2144 . DOI : 10.1007 / 978-3-642-12698-7_4 . ISBN 978-3-642-12697-0. S2CID  119254840 .
  158. ^ Tuthill, PG; и другие. (2008). "Прототип вертушки встречного ветра WR 104". Астрофизический журнал . 675 (1): 698–710. arXiv : 0712.2111 . Bibcode : 2008ApJ ... 675..698T . DOI : 10.1086 / 527286 . S2CID 119293391 . 
  159. ^ Thoroughgood, TD; и другие. (2002). «Повторяющаяся новая U Scorpii - прародитель сверхновой типа Ia». Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов . 261 . Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество . arXiv : astro-ph / 0109553 . Bibcode : 2002ASPC..261 ... 77T .
  160. ^ Ландсман, В .; Саймон, Т .; Бержерон, П. (1999). «Горячие белые карлики, компаньоны HR 1608, HR 8210 и HD 15638» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 105 (690): 841–847. Bibcode : 1993PASP..105..841L . DOI : 10,1086 / 133242 .
  161. ^ Vennes, S .; Кавка, А. (2008). «Об эмпирических доказательствах существования сверхмассивных белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (3): 1367. arXiv : 0806.4742 . Bibcode : 2008MNRAS.389.1367V . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13652.x . S2CID 15349194 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Филиал, Д .; Уилер, JC (2017). Взрывы сверхновых . [Спрингер]. ISBN 978-3-662-55052-6. Книга исследовательского уровня, 721 страница
  • «Знакомство с остатками сверхновых» . НАСА / GSFC . 2007-10-04 . Проверено 15 марта 2011 .
  • Бете, HA (1990). «Сверхновые». Физика сегодня . 43 (9): 736–739. Bibcode : 1990PhT .... 43i..24B . DOI : 10.1063 / 1.881256 .
  • Кросвелл, К. (1996). Алхимия Небес: поиск смысла в Млечном Пути . Якорные книги . ISBN 978-0-385-47214-2. Научно-популярный отчет.
  • Филиппенко, А.В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 : 309–355. Bibcode : 1997ARA & A..35..309F . DOI : 10.1146 / annurev.astro.35.1.309 . Статья с описанием спектральных классов сверхновых.
  • Takahashi, K .; Sato, K .; Берроуз, А .; Томпсон, Т.А. (2003). "Нейтрино сверхновых, колебания нейтрино и масса звезды-прародителя". Physical Review D . 68 (11): 77–81. arXiv : hep-ph / 0306056 . Bibcode : 2003PhRvD..68k3009T . DOI : 10.1103 / PhysRevD.68.113009 . S2CID  119390151 . Хороший обзор событий сверхновых.
  • Hillebrandt, W .; Janka, H.-T .; Мюллер, Э. (2006). «Как взорвать звезду» . Scientific American . 295 (4): 42–49. Bibcode : 2006SciAm.295d..42H . DOI : 10.1038 / Scientificamerican1006-42 . PMID  16989479 .
  • Woosley, SE; Янка, Х.-Т. (2005). "Физика сверхновых звезд с коллапсом ядра". Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph / 0601261 . Bibcode : 2005NatPh ... 1..147W . CiteSeerX  10.1.1.336.2176 . DOI : 10.1038 / nphys172 . S2CID  118974639 .

Внешние ссылки [ править ]

  • «RSS-лента новостей» (RSS) . Телеграмма астронома . Проверено 28 ноября 2006 .
  • Цветков Д.Ю .; Павлюк Н.Н.; Бартунов, О.С.; Псковский Ю.П. "Каталог сверхновых Астрономического института им. Штернберга" . ГАИШ , Московский университет . Проверено 28 ноября 2006 . Каталог с возможностью поиска.
  • «Открытый каталог сверхновых» . Проверено 2 февраля 2016 . Каталог кривых блеска и спектров сверхновых в открытом доступе.
  • «Список сверхновых с обозначениями МАС» . IAU: Центральное бюро астрономических телеграмм . Проверено 25 октября 2010 .
  • Овербай, Д. (21 мая 2008 г.). «Ученые видят сверхновую в действии» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 21 мая 2008 .
  • «Как взорвать звезду» . Элизабет Гибни . Природа . 2018-04-18 . Проверено 20 апреля 2018 .