Сверхновая типа Ia

Типа Ia сверхновой (следующим образом: «типа один-А») представляет собой тип сверхновой , что происходит в двойных системах (две звезды на орбите друг друга) , в которой одна из звезд является белым карликом . Другая звезда может быть чем угодно, от звезды-гиганта до белого карлика еще меньшего размера. [1]

"> Файл: Впечатление художника о слиянии двух белых карликов и образовании сверхновой типа Ia.ogvВоспроизвести медиа
Художник запечатлел центральную часть планетарной туманности Henize 2-428 , уникальный объект, ядро ​​которого состоит из двух белых карликов , каждая из которых немного меньше одной солнечной массы . Ожидается, что они будут медленно приближаться, сливаясь примерно через 700 миллионов лет, чтобы создать сверхновую типа Ia, уничтожившую обе звезды.

Физически, углерод-кислородных белых карликов с низкой скоростью вращения ограничивается ниже 1,44 солнечных масс ( M ☉ ). [2] [3] За пределами этой « критической массы » они снова воспламеняются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой. Несколько сбивает с толку эту критическую массу, которую часто называют массой Чандрасекара, несмотря на то, что она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара, где давление вырождения электронов не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от двойного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза заключается в том, что его ядро ​​достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества в белом карлике подвергается неконтролируемой реакции, высвобождая достаточно энергии (1–2 × 10 44  Дж ) [4], чтобы развязать звезду при взрыве сверхновой. [5]

Категория сверхновых типа Ia дает довольно стабильную пиковую светимость из-за этой фиксированной критической массы, при которой белый карлик взорвется. Их постоянная пиковая светимость позволяет использовать эти взрывы в качестве стандартных свечей для измерения расстояния до их родительских галактик: визуальная величина сверхновой типа Ia, наблюдаемая с Земли, указывает ее расстояние от Земли.

В мае 2015 года НАСА сообщило, что космическая обсерватория Кеплер наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia в процессе взрыва. Подробная информация о предновых моментах может помочь ученым лучше судить о качестве сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументах в пользу темной энергии . [6]

Спектр SN 1998aq , сверхновой типа Ia, через сутки после максимума света в полосе B [7]

Сверхновая типа Ia является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского – Цвикки, разработанной немецко-американским астрономом Рудольфом Минковски и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . [8] Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Теоретические астрономы долгое время считали, что звездой-прародительницей этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были обнаружены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 наблюдалась сверхновая типа Ia . [9] Когда медленно вращающийся [2] углерод - кислород , белый карликовых аккрецирует веществ из компаньона, он может превышать предел Чандрасекара около 1,44  М ☉ , за которой он больше не может поддерживать свой вес с давлением электронов вырождения. [10] В отсутствие уравновешивающего процесса белый карлик коллапсирует, образуя нейтронную звезду , в вызванном аккрецией неэективном процессе [11], как обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магний , неон и кислород. [12]

Однако современные астрономы, моделирующие взрывы сверхновых типа Ia, считают, что этот предел никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра [3], и когда белый карлик приближается примерно к 99% предела [13], наступает период конвекции , продолжающийся приблизительно 1000 лет. [14] В какой-то момент на этой фазе кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый плавлением углерода . Детали возгорания до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя. [15] Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо не расходуется так же полно, как углерод. [16]

Остаток сверхновой звезды G299 типа Ia .

Как только начинается синтез, температура белого карлика повышается. Главная последовательность звезд поддерживается тепловым давлением можно расширить и охладить , которое автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не могут регулировать температуру так, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для реакций неконтролируемого синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея – Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор остается предметом серьезных споров, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию от дозвуковой горения. [14] [17]

Независимо от точных деталей того, как воспламеняется сверхновая, общепринято считать, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике расплавляется на более тяжелые элементы в течение всего нескольких секунд [16] с сопутствующим высвобождением энергии. повышение внутренней температуры до миллиардов градусов. Выделенная энергия (1–2 × 10 44  Дж ) [4] более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда яростно взрывается и выпускает ударную волну, в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5 000–20 000 км / с , примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение яркости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v  = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [14]

Теория сверхновых этого типа аналогична теории новых звезд , в которых белый карлик срастает материю медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв с синтезом водорода, который не разрушает звезду. [14]

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванном высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством излучения нейтрино . [18]

Вокруг компактного тела (например, белого карлика) образуется аккреционный диск, отводящий газ от звезды-компаньона-гиганта. Изображение НАСА
Суперкомпьютерное моделирование фазы взрыва дефлаграционно-детонационной модели образования сверхновых.

Единичные вырожденные предшественники

Одной из моделей образования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем первичная имеет большую массу, чем вторичная. Обладая большей массой, главная звезда первой из пары эволюционирует на асимптотическую гигантскую ветвь , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, система может потерять значительное количество массы, уменьшая угловой момент , радиус орбиты и период . После того, как первичная звезда выродилась в белого карлика, вторичная звезда позже эволюционирует в красного гиганта, и все готово для аккреции массы на первичную звезду. Во время этой заключительной фазы с общей оболочкой две звезды сближаются по спирали, так как угловой момент теряется. В результате орбита может иметь период всего в несколько часов. [19] [20] Если аккреция будет продолжаться достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

Белый карлик-компаньон может также накапливать материю от других типов спутников, включая субгигант или (если орбита достаточно близка) даже звезду главной последовательности. Фактический эволюционный процесс на этой стадии аккреции остается неопределенным, поскольку он может зависеть как от скорости аккреции, так и от передачи углового момента компаньону - белому карлику. [21]

Было подсчитано, что единичные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia. [22]

Двойные вырожденные предки

Второй возможный механизм запуска сверхновой типа Ia - это слияние двух белых карликов, совокупная масса которых превышает предел Чандрасекара. Получившееся слияние называется массовым белым карликом супер-Чандрасекара. [23] [24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в пределах Млечного Пути происходят только один раз в 10 7 к10 13  лет ; гораздо реже, чем появление новых звезд. [25] Столкновения происходят с большей частотой в плотных областях ядра шаровых скоплений [26] ( ср. Синие отставшие ). Вероятный сценарий - столкновение с двойной звездной системой или между двумя двойными системами, содержащими белые карлики. Это столкновение может оставить после себя тесную двойную систему из двух белых карликов. Их орбита распадается, и они сливаются через общую оболочку. [27] Исследование, основанное на спектрах SDSS, обнаружило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает слияние двойных белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: эта частота соответствует количеству сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе. [28]

Сценарий двойного вырождения - одно из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2  M ☉ ) предка SN 2003fg . [29] [30] Это единственное возможное объяснение SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. [31] Это также было настоятельно рекомендовано для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. [22] Наблюдения , проведенные с НАСА «s Swift космический телескоп исключил существующий сверхгигант или гигантские компаньона звезды каждого типа Ia сверхновой изученной. Взорванная внешняя оболочка сверхгиганта должна излучать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено рентгеновским телескопом Свифта в 53 ближайших остатках сверхновой. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдаемых в течение 10 дней после взрыва, спутник UVOT (ультрафиолетовый / оптический телескоп) не показал ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, пораженной ударной волной сверхновой, что означает, что вокруг не было красных гигантов или более крупных звезд. те прародители сверхновых. В случае SN 2011fe звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если она существовала. [32] Чандра показали , что рентгеновское излучение из пяти эллиптических галактик и выпуклость Андромеды 30-50 раз слабее , чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно исходить от аккреционных дисков предшественников сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что несколько белых карликов обладают аккреционными дисками , что исключает обычную, основанную на аккреции модель сверхновых Ia. [33] Спирающиеся внутрь пары белых карликов являются предполагаемыми источниками гравитационных волн , хотя они не наблюдались напрямую.

Сценарии с двойным вырождением вызывают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, а это означает, что яркость также меняется.

Тип Iax

Было предложено, чтобы группа субсветящихся сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, была отнесена к типу Iax . [34] [35] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, но вместо этого оставит после себя зомби-звезду . [36]

Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббла. [37]

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно встречаются во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения регионам нынешнего звездообразования. [38] Поскольку белые карлики формируются в конце периода эволюции звезды на главной последовательности, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии массопереноса (возможно, образуя стойкие вспышки новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia. [39]

Давней проблемой в астрономии была идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем может дать полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя велся более века. [40] Наблюдение за сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла не показали звезд на месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, поэтому вероятно, что ее прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов. [41] Аналогичным образом, наблюдения близлежащей SN PTF 11kx, [42] обнаруженной 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв является результатом единственного вырожденного предшественника с красным гигантский компаньон, таким образом предполагая, что не существует единственного пути-предшественника к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новых до появления сверхновой - еще одно удивительное открытие. [42] [43] Однако более поздний анализ показал, что околозвездное вещество слишком массивно для сценария однократного вырождения и лучше соответствует сценарию вырождения ядра. [44]

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L 0 ) от времени показывает характерную кривую блеска для сверхновой типа Ia. Пик в первую очередь связан с распадом никеля (Ni), а на более поздней стадии - кобальтом (Co).

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функцию времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости в спектре присутствуют линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя месяцы после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый веществом около ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад из никеля-56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют выходную энергию эжекта на среднем до позднего времени. [14]

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые предложено чилийскими и американскими астрономами в Обзоре сверхновых звезд Калана / Тололо . [45] В серии работ, проведенных в 1990-х годах, обзор показал, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой светимости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки неокрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечей. Первоначальная поправка к стандартному значению свечи известна как соотношение Филлипса [46] и, как показала эта группа, может измерять относительные расстояния с точностью до 7%. [47] Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, производимого в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара. [48]

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичных стандартных свечей во внегалактической астрономии. [49] Усовершенствованная калибровка шкалы переменных расстояний до цефеид [50] и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 на основе динамики мазерного излучения [51] в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянная Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат, заключающийся в том, что Вселенная, похоже, подвергается ускоренному расширению . [52] [53] Три члена из двух команд впоследствии были удостоены Нобелевских премий за это открытие. [54]

Остаток сверхновой SNR 0454-67.2, вероятно, является результатом взрыва сверхновой типа Ia. [55]

В классе сверхновых типа Ia наблюдается значительное разнообразие. Отражая это, было определено множество подклассов. Два ярких и хорошо изученных примера включают в себя очень светлые трюки 1991 года.подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально маленькие элементы кремния, [56] и 1991bg-like исключительно тусклыйподкласс, характеризующийся сильными ранними характеристиками поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. [57] Несмотря на их аномальную светимость , члены обеих особенных групп могут быть стандартизированы с помощью отношения Филлипса для определения расстояния . [58]

  • Углеродная детонация
  • Лестница космических расстояний
  • История наблюдений сверхновых
  • Остаток сверхновой

  1. ^ HubbleSite - Темная энергия - Сверхновые типа Ia
  2. ^ a b Yoon, S.-C .; Лангер, Л. (2004). "Presupernova Эволюция аккреции белых карликов с вращением" . Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph / 0402287 . Бибкод : 2004A & A ... 419..623Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035822 . S2CID 2963085 . Архивировано из оригинала на 2007-10-25 . Проверено 30 мая 2007 .  
  3. ^ а б Mazzali, PA; 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 .
  4. ^ а б Хохлов, А .; Müller, E .; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа Ia с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A & A ... 270..223K .
  5. ^ «Знакомство с остатками сверхновых» . НАСА Годдард / SAO. 2006-09-07 . Проверено 1 мая 2007 .
  6. ^ Джонсон, Мишель; Чендлер, Линн (20 мая 2015 г.). «Космический корабль НАСА захватывает редкие, ранние моменты появления сверхновых» . НАСА . Проверено 21 мая 2015 года .
  7. ^ Мэтисон, Томас; Киршнер, Роберт; Чаллис, Пит; Джха, Саураб; и другие. (2008). "Оптическая спектроскопия сверхновых типа Ia". Астрономический журнал . 135 (4): 1598–1615. arXiv : 0803.1705 . Bibcode : 2008AJ .... 135.1598M . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 135/4/1598 . S2CID  33156459 .
  8. ^ 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 .
  9. ^ Сверхновые типа 1a: почему наша стандартная свеча не совсем стандартная
  10. ^ Lieb, EH; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое рассмотрение теории звездного коллапса Чандрасекара» . Астрофизический журнал . 323 (1): 140–144. Bibcode : 1987ApJ ... 323..140L . DOI : 10.1086 / 165813 .
  11. ^ Канал, р .; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика с нейтронной звездой». Белые карлики . Библиотека астрофизики и космической науки. 214 . С. 49–55. 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 .
  12. ^ Фритюрница, CL; Новый, KCB (24 января 2006 г.). «2.1 Сценарий обвала» . Гравитационные волны от гравитационного коллапса . Max-Planck-Gesellschaft . Проверено 7 июня 2007 .
  13. ^ Уилер, Дж. Крейг (2000-01-15). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . п. 96. ISBN 978-0-521-65195-0.
  14. ^ а б в г д 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 .
  15. ^ «Научное резюме» . Центр астрофизических термоядерных вспышек ASC / Alliances. 2004 . Проверено 25 апреля 2017 .
  16. ^ а б Röpke, FK; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против отношения углерода к кислороду предшественника как источника пикового изменения яркости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 420 (1): L1 – L4. arXiv : astro-ph / 0403509 . Бибкод : 2004A & A ... 420L ... 1R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040135 . S2CID  2849060 .
  17. ^ Гамезо, ВН; Хохлов А.М.; Оран, ES; Ччелканова, А.Ю .; Розенберг, РО (2003-01-03). «Термоядерные сверхновые: моделирование стадии дефлаграции и их последствия». Наука . 299 (5603): 77–81. arXiv : astro-ph / 0212054 . Bibcode : 2003Sci ... 299 ... 77G . CiteSeerX  10.1.1.257.3251 . DOI : 10.1126 / science.1078129 . PMID  12446871 . S2CID  6111616 .
  18. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5697): 1915–1916. DOI : 10.1126 / science.1100370 . PMID  15218132 . S2CID  116987470 .
  19. ^ Пачинский, Б. (28 июля - 1 августа 1975 г.). "Общие двоичные файлы конвертов". Структура и эволюция близких двоичных систем . Кембридж, Англия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 75–80. Bibcode : 1976IAUS ... 73 ... 75P .
  20. ^ Постнов К.А.; Юнгельсон, Л.Р. (2006). «Эволюция компактных двойных звездных систем» . Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 6. DOI : 10,12942 / LRR-2006-6 . PMC  5253975 . PMID  28163653 . Архивировано из оригинала на 2007-09-26 . Проверено 8 января 2007 .
  21. ^ Langer, N .; Юн, С.-К .; Wellstein, S .; Шайтхауэр, С. (2002). «Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик». В Gänsicke, BT; Beuermann, K .; Рейн, К. (ред.). Физика катаклизмических переменных и связанных объектов, Материалы конференции ASP . Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 252. Bibcode : 2002ASPC..261..252L .
  22. ^ а б Гонсалес Эрнандес, ДИ; Ruiz-Lapuente, P .; Табернеро, HM; Montes, D .; Канал, р .; Méndez, J .; Бедин, Л.Р. (2012). «Нет выживших эволюционировавших товарищей прародителя SN 1006». Природа . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210,1948 . Bibcode : 2012Natur.489..533G . DOI : 10.1038 / nature11447 . hdl : 10261/56885 . PMID  23018963 . S2CID  4431391 . См. Также ссылку на публикацию: Матсон, Джон (декабрь 2012 г.). «Ни одна звезда не оставлена ​​позади». Scientific American . 307 (6). п. 16.
  23. ^ «Прародители сверхновых типа Ia» . Суинбернский университет . Проверено 20 мая 2007 .
  24. ^ «Ярчайшее открытие сверхновой намекает на столкновение звезд» . Новый ученый . 2007-01-03 . Проверено 6 января 2007 .
  25. ^ Уиппл, Фред Л. (1939). «Сверхновые и столкновения звезд» . Труды Национальной академии наук . 25 (3): 118–125. Bibcode : 1939PNAS ... 25..118W . DOI : 10.1073 / pnas.25.3.118 . PMC  1077725 . PMID  16577876 .
  26. ^ Рубин, ВК; Форд, WKJ (1999). «Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений» . Меркурий . 28 (4): 26. Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . Проверено 2 июня 2006 .
  27. ^ Мидлдич, Дж. (2004). «Парадигма слияния белых карликов для сверхновых и гамма-всплесков». Астрофизический журнал . 601 (2): L167 – L170. arXiv : astro-ph / 0311484 . Bibcode : 2004ApJ ... 601L.167M . DOI : 10,1086 / 382074 . S2CID  15092837 .
  28. ^ «Важный ключ к разгадке происхождения взрыва сверхновой звезды был обнаружен благодаря исследовательской группе из Университета Питтсбурга» . Университет Питтсбурга . Проверено 23 марта 2012 года .
  29. ^ «Самая странная сверхновая типа Ia» . Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 2006-09-20 . Проверено 2 ноября 2006 .
  30. ^ «Причудливая сверхновая звезда нарушает все правила» . Новый ученый. 2006-09-20 . Проверено 8 января 2007 .
  31. ^ Шефер, Брэдли Э .; Пагнотта, Эшли (2012). «Отсутствие бывших звезд-компаньонов в остатке сверхновой типа Ia SNR 0509-67.5». Природа . 481 (7380): 164–166. Bibcode : 2012Natur.481..164S . DOI : 10,1038 / природа10692 . PMID  22237107 . S2CID  4362865 .
  32. ^ «НАСА Swift сужает вопрос о происхождении важного класса сверхновых» . НАСА . Проверено 24 марта 2012 года .
  33. ^ «Чандра НАСА показывает происхождение ключевых космических взрывов» . Веб-сайт рентгеновской обсерватории Чандра . Проверено 28 марта 2012 года .
  34. ^ Ван, Бо; Джастхэм, Стивен; Хан, Чжанвэнь (2013). «Двойные взрывы как предшественники сверхновых типа Iax». arXiv : 1301.1047v1 [ astro-ph.SR ].
  35. ^ Фоли, Райан Дж .; Challis, PJ; Chornock, R .; Ganeshalingam, M .; Li, W .; Марион, GH; Моррелл, штат Нью-Йорк; Pignata, G .; Стритцингер, доктор медицины; Сильверман, JM; Ван, X .; Андерсон, JP; Филиппенко, А.В.; Freedman, WL; Hamuy, M .; Jha, SW; Киршнер, Р.П .; McCully, C .; Persson, SE; Филлипс, ММ; Reichart, DE; Содерберг AM (2012). «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 .
  36. ^ «Хаббл обнаружил, что звездная система сверхновых связана с потенциальной« звездой-зомби » » . SpaceDaily. 6 августа 2014 г.
  37. ^ «Поиски звезд, переживших взрыв сверхновой» . www.spacetelescope.org . Проверено 30 марта 2017 года .
  38. ^ ван Дайк, Шайлер Д. (1992). «Связь сверхновых с недавними областями звездообразования в галактиках поздних типов». Астрономический журнал . 103 (6): 1788–1803. Bibcode : 1992AJ .... 103.1788V . DOI : 10.1086 / 116195 .
  39. ^ Hoeflich, N .; Deutschmann, A .; Wellstein, S .; Хёфлих, П. (1999). «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белые карлики в направлении сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 362 : 1046–1064. arXiv : astro-ph / 0008444 . Бибкод : 2000A & A ... 362.1046L .
  40. ^ Котак Р. (декабрь 2008 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». В Evans, A .; Боде, М.Ф .; О'Брайен, Т.Дж.; Дарнли, MJ (ред.). RS Ophiuchi (2006) и феномен повторяющейся Новой . Серия конференций ASP. 401 . Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 150. Bibcode : 2008ASPC..401..150K . Материалы конференции, проходившей 12–14 июня 2007 г. в Кильском университете, Кил, Соединенное Королевство.
  41. ^ Ньюджент, Питер Э .; Салливан, Марк; Ченко, С. Брэдли; Thomas, Rollin C .; Касен, Дэниел; Хауэлл, Д. Эндрю; Берсер, Дэвид; Блум, Джошуа С .; Кулкарни, SR; Кандрашофф, Майкл Т .; Филиппенко, Алексей В .; Сильверман, Джеффри М .; Марси, Джеффри В .; Ховард, Эндрю В .; Isaacson, Howard T .; Магуайр, Кейт; Сузуки, Нао; Тарлтон, Джеймс Э .; Пан, Йен-Чен; Бильдстен, Ларс; Фултон, Бенджамин Дж .; Паррент, Джерод Т .; Сэнд, Дэвид; Подсядловский, Филипп; Bianco, Federica B .; Дилдей, Бенджамин; Грэм, Мелисса Л .; Лайман, Джо; Джеймс, Фил; и другие. (Декабрь 2011 г.). «Сверхновая 2011fe от взрывающейся углерод-кислородной звезды белого карлика». Природа . 480 (7377): 344–347. arXiv : 1110.6201 . Bibcode : 2011Natur.480..344N . DOI : 10,1038 / природа10644 . PMID  22170680 . S2CID  205227021 .
  42. ^ а б Дилдай, Б .; Хауэлл, Д.А.; Ченко С.Б .; Сильверман, JM; Ньюджент, ЧП; Салливан, М .; Бен-Ами, С .; Bildsten, L .; Bolte, M .; Endl, M .; Филиппенко, А.В.; Gnat, O .; Horesh, A .; Hsiao, E .; Касливал, ММ; Киркман, Д .; Maguire, K .; Марси, GW; Мур, К .; Pan, Y .; Паррент, JT; Podsiadlowski, P .; Куимби, РМ; Штернберг, А .; Suzuki, N .; Tytler, DR; Xu, D .; Блум, JS; Гал-Ям, А .; и другие. (2012). «PTF11kx: сверхновая типа Ia с симбиотическим предшественником новой звезды». Наука . 337 (6097): 942–945. arXiv : 1207.1306 . Bibcode : 2012Sci ... 337..942D . DOI : 10.1126 / science.1219164 . PMID  22923575 . S2CID  38997016 .
  43. ^ "Первые в истории прямые наблюдения системы-предшественника сверхновой типа 1a" . Scitech Daily . 2012-08-24.
  44. ^ Сокер, Ноам; Каши, Амит; Гарсиа Берро, Энрике; Торрес, Сантьяго; Камачо, Юдит (2013). «Объяснение сверхновой типа Ia PTF 11kx со сценарием насильственного быстрого слияния». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 431 (2): 1541–1546. arXiv : 1207,5770 . Bibcode : 2013MNRAS.431.1541S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt271 . S2CID  7846647 .
  45. ^ Hamuy, M .; и другие. (1993). "Поиск сверхновой звезды Калана / Тололо 1990 г." (PDF) . Астрономический журнал . 106 (6): 2392. Bibcode : 1993AJ .... 106.2392H . DOI : 10.1086 / 116811 .
  46. ^ Филлипс, ММ (1993). «Абсолютные звездные величины сверхновых типа Ia». Письма в астрофизический журнал . 413 (2): L105. Bibcode : 1993ApJ ... 413L.105P . DOI : 10.1086 / 186970 .
  47. ^ Hamuy, M .; Филлипс, ММ; Suntzeff, Николай Б .; Шоммер, Роберт А .; Маза, Хосе; Авилес, Р. (1996). "Абсолютные светимости сверхновых типа IA Калан / Тололо". Астрономический журнал . 112 : 2391. arXiv : astro-ph / 9609059 . Bibcode : 1996AJ .... 112.2391H . DOI : 10.1086 / 118190 . S2CID  15157846 .
  48. ^ Колгейт, С.А. (1979). «Сверхновые как стандартная свеча для космологии». Астрофизический журнал . 232 (1): 404–408. Bibcode : 1979ApJ ... 232..404C . DOI : 10.1086 / 157300 .
  49. ^ Hamuy, M .; Филлипс, ММ; Маза, Хосе; Suntzeff, Николай Б .; Шоммер, РА; Авилес, Р. (1996). "Диаграмма Хаббла далеких сверхновых типа IA". Астрономический журнал . 109 : 1. Bibcode : 1995AJ .... 109 .... 1H . DOI : 10.1086 / 117251 .
  50. ^ Freedman, W .; и другие. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph / 0012376 . Bibcode : 2001ApJ ... 553 ... 47F . DOI : 10.1086 / 320638 . S2CID  119097691 .
  51. ^ Macri, LM; 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 .
  52. ^ Перлмуттер, С .; Проект космологии сверхновых звезд ; и другие. (1999). «Измерения Омега и Лямбды от 42 сверхновых с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–86. arXiv : astro-ph / 9812133 . Bibcode : 1999ApJ ... 517..565P . DOI : 10.1086 / 307221 . S2CID  118910636 .
  53. ^ Рис, Адам Г .; Команда поиска сверхновой звезды ; и другие. (1998). «Наблюдательные свидетельства от сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph / 9805201 . Bibcode : 1998AJ .... 116.1009R . DOI : 10.1086 / 300499 . S2CID  15640044 .
  54. ^ Космология , Стивен Вайнберг, Oxford University Press, 2008.
  55. ^ «Запутанная история - космическое издание» . www.spacetelescope.org . Проверено 26 ноября 2018 года .
  56. ^ Сасделли, Микеле; Mazzali, PA; Pian, E .; Nomoto, K .; Hachinger, S .; Cappellaro, E .; Бенетти, С. (30 сентября 2014 г.). «Стратификация численности в сверхновых типа Ia - IV. Светящаяся пекулярная SN 1991T» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1): 711–725. arXiv : 1409.0116 . Bibcode : 2014MNRAS.445..711S . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu1777 . ISSN  0035-8711 . S2CID  59067792 .
  57. ^ Mazzali, Paolo A .; Хачингер, Стефан (21 августа 2012 г.). «Небулярные спектры сверхновой типа Ia 1991bg: еще одно свидетельство нестандартного взрыва: небулярные спектры SN 1991bg» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 424 (4): 2926–2935. DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21433.x .
  58. ^ Taubenberger, S .; Hachinger, S .; Pignata, G .; Mazzali, PA; Contreras, C .; Valenti, S .; Пасторелло, А .; Elias-Rosa, N .; Bärnbantner, O .; Barwig, H .; Бенетти, С. (2008-03-01). «Подсветившаяся сверхновая типа Ia 2005bl и класс объектов, подобных SN 1991bg». MNRAS . 385 (1): 75–96. arXiv : 0711.4548 . Bibcode : 2008MNRAS.385 ... 75T . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.12843.x . ISSN  0035-8711 . S2CID  18434976 .

  • Список всех известных сверхновых типа Ia в Открытом каталоге сверхновых .
  • Фальк, Бриджит (2006). "Космология сверхновых типа Ia с ADEPT" . Университет Джона Хопкинса. Архивировано из оригинала на 2007-10-30 . Проверено 20 мая 2007 .
  • "Обзор сверхновых звезд Слоана" . Sloan Digital Sky Survey. 27 февраля 2007 . Проверено 25 мая 2007 .
  • «Новые и сверхновые» . перипатус.gen.nz. Архивировано из оригинала на 2007-08-15 . Проверено 25 мая 2007 .
  • «Источник сверхновой звезды основного типа» . Полярная Звезда Публикация ООО 6 августа 2003 . Проверено 25 ноября 2007 . (Найден прародитель типа Ia)
  • «Обнаружены взрывы Новых и Сверхновых звезд» . перипатус.gen.nz. Архивировано из оригинала на 2007-08-15 . Проверено 25 мая 2007 .
  • SNFactory показывает, что стандартные свечи типа Ia имеют много масс (4 марта 2014 г.)