stringtranslate.com

предел Чандрасекара

Предел Чандрасекара ( / ˌ tʃ ə n d r ə ˈ ʃ eɪ k ər / ) [1] — максимальная масса стабильной белой карликовой звезды . В настоящее время принятое значение предела Чандрасекара составляет около 1,4  M ☉ (2,765 × 10 30  кг ). [2] [3] [4] Предел был назван в честь Субрахманьяна Чандрасекара . [5]

Белые карлики сопротивляются гравитационному коллапсу в основном за счет давления вырождения электронов , в отличие от звезд главной последовательности , которые сопротивляются коллапсу за счет теплового давления . Предел Чандрасекара — это масса, выше которой давление вырождения электронов в ядре звезды недостаточно для уравновешивания собственного гравитационного притяжения звезды. [6]

Физика

Зависимость радиуса от массы для модели белого карлика.
  Используя общий закон давления для идеального ферми-газа
  Нерелятивистский идеальный ферми-газ
  Ультрарелятивистский предел

Обычные звезды сплавляют гравитационно сжатый водород в гелий, генерируя огромное количество тепла. По мере того, как водород расходуется, ядро ​​звезды сжимается еще больше, позволяя гелию и более тяжелым ядрам в конечном итоге сплавляться, что приводит к образованию стабильных ядер железа, процесс, называемый звездной эволюцией . Следующий шаг зависит от массы звезды. Звезды ниже предела Чандрасекара становятся стабильными белыми карликами , оставаясь такими на протяжении всей остальной истории Вселенной в отсутствие внешних сил. Звезды выше предела могут стать нейтронными звездами или черными дырами . [7] : 74 

Предел Чандрасекара является следствием конкуренции между гравитацией и давлением вырождения электронов. Давление вырождения электронов является квантово-механическим эффектом, вытекающим из принципа исключения Паули . Поскольку электроны являются фермионами , никакие два электрона не могут находиться в одном и том же состоянии, поэтому не все электроны могут находиться на уровне минимальной энергии. Вместо этого электроны должны занимать полосу энергетических уровней . Сжатие электронного газа увеличивает количество электронов в данном объеме и повышает максимальный уровень энергии в занятой полосе. Следовательно, энергия электронов увеличивается при сжатии, поэтому на электронный газ должно быть оказано давление, чтобы сжать его, создавая давление вырождения электронов. При достаточном сжатии электроны вытесняются в ядра в процессе захвата электронов , сбрасывая давление.

В нерелятивистском случае давление вырождения электронов приводит к уравнению состояния вида P = K 1 ρ 5/3 , где P — давление , ρ — плотность массы , а K 1 — константа. Решение гидростатического уравнения приводит к модели белого карлика, которая является политропой индекса ⁠3/2⁠ – и поэтому имеет радиус, обратно пропорциональный кубическому корню его массы, и объем, обратно пропорциональный его массе. [8]

По мере увеличения массы модельного белого карлика типичные энергии, к которым давление вырождения приводит электроны, больше не являются пренебрежимо малыми по сравнению с их массами покоя. Скорости электронов приближаются к скорости света, и необходимо учитывать специальную теорию относительности . В сильно релятивистском пределе уравнение состояния принимает вид P = K 2 ρ 4/3 . Это дает политроп с индексом 3, который имеет полную массу, M limit , зависящую только от K 2 . [9]

Для полностью релятивистского подхода используемое уравнение состояния интерполирует между уравнениями P = K 1 ρ 5/3 для малых ρ и P = K 2 ρ 4/3 для больших ρ . Когда это сделано, радиус модели все еще уменьшается с массой, но становится равным нулю при пределе M . Это предел Чандрасекара. [10] Кривые радиуса против массы для нерелятивистской и релятивистской моделей показаны на графике. Они окрашены в синий и зеленый цвета соответственно. μ e было установлено равным 2. Радиус измеряется в стандартных солнечных радиусах [11] или километрах, а масса — в стандартных солнечных массах.

Расчетные значения предела варьируются в зависимости от ядерного состава массы. [12] Чандрасекар [13] : ур. (36)  [10] : ур. (58)  [14] : ур. (43)  дает следующее выражение, основанное на уравнении состояния идеального ферми-газа : где:

Поскольку √ ħc / G — масса Планка , предел имеет порядок Предельную массу можно формально получить из уравнения белого карлика Чандрасекара , взяв предел большой центральной плотности.

Более точное значение предела, чем то, которое дает эта простая модель, требует корректировки с учетом различных факторов, включая электростатические взаимодействия между электронами и ядрами и эффекты, вызванные ненулевой температурой. [12] Либ и Яу [15] дали строгий вывод предела из релятивистского многочастичного уравнения Шредингера .

История

В 1926 году британский физик Ральф Х. Фаулер заметил, что связь между плотностью, энергией и температурой белых карликов можно объяснить, рассматривая их как газ нерелятивистских, невзаимодействующих электронов и ядер, которые подчиняются статистике Ферми-Дирака . [16] Эта модель ферми-газа затем была использована британским физиком Эдмундом Клифтоном Стоунером в 1929 году для расчета связи между массой, радиусом и плотностью белых карликов, предполагая, что они являются однородными сферами. [17] Вильгельм Андерсон применил релятивистскую поправку к этой модели, что привело к максимально возможной массе приблизительно1,37 × 10 30  кг . [18] В 1930 году Стоунер вывел уравнение состояния внутренней энергии – плотности для газа Ферми, а затем смог трактовать соотношение массы и радиуса полностью релятивистским образом, дав предельную массу приблизительно2,19 × 10 30  кг (для μ e = 2,5 ). [19] Стоунер продолжил выводить уравнение состояния давление - плотность , которое он опубликовал в 1932 году. [20] Эти уравнения состояния были также ранее опубликованы советским физиком Яковом Френкелем в 1928 году вместе с некоторыми другими замечаниями по физике вырожденной материи . [21] Однако работа Френкеля была проигнорирована астрономическим и астрофизическим сообществом. [22]

Серия статей, опубликованных между 1931 и 1935 годами, началась с поездки из Индии в Англию в 1930 году, где индийский физик Субрахманьян Чандрасекар работал над расчетом статистики вырожденного ферми-газа. [23] В этих статьях Чандрасекар решил гидростатическое уравнение вместе с уравнением состояния нерелятивистского ферми-газа , [8] а также рассмотрел случай релятивистского ферми-газа, что привело к значению предела, показанному выше. [9] [10] [13] [24] Чандрасекар рассматривает эту работу в своей лекции по случаю вручения Нобелевской премии. [14]

Существование связанного предела, основанного на концептуальном прорыве в объединении теории относительности с вырождением Ферми, было впервые установлено в отдельных работах, опубликованных Вильгельмом Андерсоном и Э. К. Стоунером для однородной плотности звезды в 1929 году. Эрик Г. Блэкман писал, что роли Стоунера и Андерсона в открытии пределов массы были упущены из виду, когда Фримен Дайсон написал биографию Чандрасекара. [25] Майкл Науэнберг утверждает, что Стоунер первым установил предел массы. [26] Спор о приоритете также подробно обсуждался Вирджинией Тримбл , которая пишет, что: «Чандрасекар, как известно, возможно, даже скандально, провел свои критические вычисления на борту корабля в 1930 году и ... в то время не знал ни о работе Стоунера, ни о работе Андерсона. Поэтому его работа была независимой, но, что более важно, он принял политропы Эддингтона для своих моделей, которые, следовательно, могли находиться в гидростатическом равновесии, чего не могут звезды с постоянной плотностью, а реальные должны быть». [27] Это значение было также вычислено в 1932 году советским физиком Львом Ландау , [28] который, однако, не применил его к белым карликам и пришел к выводу, что квантовые законы могут быть недействительны для звезд тяжелее 1,5 солнечных масс.

Спор Чандрасекара-Эддингтона

Работа Чандрасекара о пределе вызвала споры из-за оппозиции британского астрофизика Артура Эддингтона . Эддингтон знал, что существование черных дыр теоретически возможно, и также понимал, что существование предела делает их образование возможным. Однако он не желал признавать, что это может произойти. После выступления Чандрасекара о пределе в 1935 году он ответил:

Звезда должна продолжать излучать и излучать, сжиматься и сжиматься, пока, я полагаю, ее радиус не уменьшится до нескольких километров, когда гравитация станет достаточно сильной, чтобы удерживать излучение, и звезда сможет, наконец, обрести покой. ... Я думаю, должен быть закон природы, который не позволит звезде вести себя таким абсурдным образом! [29]

Предложенное Эддингтоном решение предполагаемой проблемы состояло в том, чтобы модифицировать релятивистскую механику таким образом, чтобы сделать закон P = K 1 ρ 5/3 универсально применимым, даже для больших ρ . [30] Хотя Нильс Бор , Фаулер, Вольфганг Паули и другие физики согласились с анализом Чандрасекара, в то время, из-за статуса Эддингтона, они не желали публично поддерживать Чандрасекара. [31] Всю оставшуюся жизнь Эддингтон придерживался своей позиции в своих трудах, [32] [33] [34] [35] [36] включая его работу над его фундаментальной теорией . [37] Драма, связанная с этим разногласием, является одной из главных тем «Империи звезд» , биографии Чандрасекара , написанной Артуром И. Миллером . [31] По мнению Миллера:

Открытие Чандры вполне могло бы преобразовать и ускорить развитие как физики, так и астрофизики в 1930-х годах. Вместо этого, жесткое вмешательство Эддингтона оказало весомую поддержку консервативному сообществу астрофизиков, которые упорно отказывались даже рассматривать идею о том, что звезды могут коллапсировать в ничто. В результате работа Чандры была почти забыта. [31] : 150 

Однако Чандрасекар решил двигаться дальше, оставив изучение звездной структуры, чтобы сосредоточиться на звездной динамике. [27] : 51  В 1983 году в знак признания его работы Чандрасекар разделил Нобелевскую премию «за теоретические исследования физических процессов, имеющих значение для структуры и эволюции звезд» с Уильямом Альфредом Фаулером . [38]

Приложения

Ядро звезды удерживается от коллапса теплом, выделяемым при слиянии ядер более легких элементов в более тяжелые. На разных стадиях звездной эволюции ядра, необходимые для этого процесса, истощаются, и ядро ​​коллапсирует, становясь плотнее и горячее. Критическая ситуация возникает, когда в ядре накапливается железо , поскольку ядра железа не способны генерировать дополнительную энергию посредством слияния. Если ядро ​​становится достаточно плотным, давление вырождения электронов будет играть значительную роль в его стабилизации против гравитационного коллапса. [39]

Если звезда главной последовательности не слишком массивна (менее примерно 8 солнечных масс ), она в конечном итоге теряет достаточно массы, чтобы сформировать белый карлик с массой ниже предела Чандрасекара, который состоит из бывшего ядра звезды. Для более массивных звезд давление вырождения электронов не удерживает железное ядро ​​от коллапса до очень большой плотности, что приводит к образованию нейтронной звезды , черной дыры или, предположительно, кварковой звезды . (Для очень массивных звезд с низкой металличностью также возможно, что нестабильности полностью разрушают звезду.) [40] [41] [42] [43] Во время коллапса нейтроны образуются путем захвата электронов протонами в процессе электронного захвата , что приводит к испусканию нейтрино . [39] : 1046–1047  Уменьшение гравитационной потенциальной энергии коллапсирующего ядра высвобождает большое количество энергии порядка10 46  Дж (100  foes ). Большая часть этой энергии уносится испускаемыми нейтрино [44] и кинетической энергией расширяющейся оболочки газа; только около 1% испускается в виде оптического света. [45] Считается, что этот процесс ответственен за сверхновые типа Ib, Ic и II . [39]

Сверхновые типа Ia получают свою энергию из неконтролируемого слияния ядер внутри белого карлика . Такая судьба может постичь углеродно - кислородные белые карлики, которые аккрецируют вещество от сопутствующей гигантской звезды , что приводит к постоянному увеличению массы. По мере того, как масса белого карлика приближается к пределу Чандрасекара, его центральная плотность увеличивается, и в результате компрессионного нагрева его температура также увеличивается. Это в конечном итоге зажигает реакции ядерного синтеза , что приводит к немедленной детонации углерода , которая разрушает звезду и вызывает сверхновую. [46] : §5.1.2 

Сильным показателем надежности формулы Чандрасекара является то, что абсолютные величины сверхновых типа Ia все приблизительно одинаковы; при максимальной светимости M V приблизительно равен −19,3, со стандартным отклонением не более 0,3. [46] : ур. (1)  Таким образом, интервал в 1 сигма представляет собой фактор менее 2 в светимости. Это, по-видимому, указывает на то, что все сверхновые типа Ia преобразуют приблизительно одинаковое количество массы в энергию.

Сверхновые массы супер-Чандрасекара

В апреле 2003 года Supernova Legacy Survey наблюдал сверхновую типа Ia, обозначенную SNLS-03D3bb , в галактике примерно в 4 миллиардах световых лет от нас. По мнению группы астрономов из Университета Торонто и других мест, наблюдения этой сверхновой лучше всего объясняются предположением, что она возникла из белого карлика, который вырос до массы, вдвое превышающей массу Солнца , перед взрывом. Они полагают, что звезда, названная « Шампанской сверхновой » [47], могла вращаться так быстро, что центробежная тенденция позволила ей превысить предел. В качестве альтернативы сверхновая могла возникнуть в результате слияния двух белых карликов, так что предел был нарушен лишь на мгновение. Тем не менее, они указывают, что это наблюдение ставит под сомнение использование сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей . [48] [49] [50]

После наблюдения сверхновой Шампанского в 2003 году было обнаружено еще несколько сверхновых типа Ia , которые очень яркие и, как полагают, произошли от белых карликов , массы которых превышали предел Чандрасекара. К ним относятся SN 2006gz, SN 2007if и SN 2009dc. [51] Считается, что белые карлики с массой сверх Чандрасекара, которые дали начало этим сверхновым, имели массы до 2,4–2,8  солнечных масс . [51] Одним из возможных способов объяснения проблемы сверхновой Шампанского было рассмотрение ее как результата асферического взрыва белого карлика. Однако спектрополяриметрические наблюдения SN 2009dc показали, что ее поляризация была меньше 0,3, что делает теорию большой асферичности маловероятной. [51]

Предел Толмена–Оппенгеймера–Волкова

Звезды, достаточно массивные, чтобы преодолеть предел Чандрасекара, обеспечиваемый давлением вырождения электронов, не становятся белыми карликами. Вместо этого они взрываются как сверхновые . Если конечная масса ниже предела Толмена-Оппенгеймера-Волкова , то давление вырождения нейтронов способствует балансу против гравитации, и результатом будет нейтронная звезда ; но если общая масса выше предела Толмена-Оппенгеймера-Волкова, результатом будет черная дыра . [7] : 74 

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ «Великие индийцы: профессор Субрахманьян Чандрасекар». 26 января 2014 г. – через NDTV .
  2. ^ Хокинг, SW ; Израиль, W. , ред. (1989). Триста лет гравитации (1-е изд., исправленное). Кембридж: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-37976-2.
  3. ^ Бете, Ханс А.; Браун, Джеральд (2003). «Как взрывается сверхновая». В Бете, Ханс А.; Браун, Джеральд; Ли, Чан-Хван (ред.). Формирование и эволюция черных дыр в Галактике: избранные статьи с комментариями . River Edge, NJ: World Scientific. стр. 55. Bibcode : 2003febh.book.....B. ISBN 978-981-238-250-4.
  4. ^ Mazzali, PA; Röpke, FK; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Science (PDF). 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph/0702351v1 . Bibcode :2007Sci...315..825M. doi :10.1126/science.1136259. PMID  17289993. S2CID  16408991.
  5. ^ "Предел Чандрасекара | Белый карлик, нейтронная звезда и сверхновая | Britannica". www.britannica.com . Получено 2024-07-13 .
  6. ^ Шон Кэрролл, доктор философии, Калтех, 2007, The Teaching Company, Темная материя, Темная энергия: Темная сторона Вселенной , Руководство, часть 2, стр. 44, доступ 7 октября 2013 г., «...предел Чандрасекара: максимальная масса белой карликовой звезды, примерно в 1,4 раза превышающая массу Солнца. Выше этой массы гравитационное притяжение становится слишком большим, и звезда должна коллапсировать в нейтронную звезду или черную дыру...»
  7. ^ ab Illari, Phyllis (2019). «Механизмы, модели и законы в понимании сверхновых». Журнал общей философии науки . 50 (1): 63–84. doi : 10.1007/s10838-018-9435-y . ISSN  0925-4560.
  8. ^ ab Чандрасекар, С. (1931). «Плотность белых карликовых звезд». Philosophical Magazine . 11 (70): 592–596. doi :10.1080/14786443109461710. S2CID  119906976.
  9. ^ ab Chandrasekhar, S. (1931). «Максимальная масса идеальных белых карликов». Astrophysical Journal . 74 : 81–82. Bibcode :1931ApJ....74...81C. doi : 10.1086/143324 .
  10. ^ abc Chandrasekhar, S. (1935). "Сильно сжатые конфигурации звездной массы (вторая статья)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 95 (3): 207–225. Bibcode : 1935MNRAS..95..207C. doi : 10.1093/mnras/95.3.207 .
  11. ^ Стандарты для астрономических каталогов, версия 2.0. Архивировано 08.05.2017 на Wayback Machine , раздел 3.2.2, веб-страница, дата обращения 12-I-2007.
  12. ^ ab Timmes, FX; Woosley, SE; Weaver, Thomas A. (1996). "The Neutron Star and Black Hole Initial Mass Function". Astrophysical Journal . 457 : 834–843. arXiv : astro-ph/9510136 . Bibcode : 1996ApJ...457..834T. doi : 10.1086/176778. S2CID  12451588.
  13. ^ ab Chandrasekhar, S. (1931). "Сильно сжатые конфигурации звездной массы". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 91 (5): 456–466. Bibcode :1931MNRAS..91..456C. doi : 10.1093/mnras/91.5.456 .
  14. ^ ab О звездах, их эволюции и стабильности. Архивировано 15 декабря 2010 г. в Wayback Machine , лекция по случаю вручения Нобелевской премии, Субрахманьян Чандрасекар, 8 декабря 1983 г.
  15. ^ Либ, Эллиотт Х.; Яу, Хорнг-Тзер (1987). «Строгое исследование теории звездного коллапса Чандрасекара» (PDF) . Astrophysical Journal . 323 : 140–144. Bibcode :1987ApJ...323..140L. doi :10.1086/165813. Архивировано из оригинала 2022-01-25 . Получено 2019-09-04 .
  16. ^ Фаулер, Р. Х. (1926). «О плотной материи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 87 (2): 114–122. Bibcode : 1926MNRAS..87..114F. doi : 10.1093/mnras/87.2.114 .
  17. ^ Стоунер, Эдмунд К. (1929). «Предельная плотность белых карликовых звезд». Philosophical Magazine . 7 (41): 63–70. doi :10.1080/14786440108564713.
  18. ^ Андерсон, Вильгельм (1929). «Uber die Grenzdichte der Materie und der Energie». Zeitschrift für Physik . 56 (11–12): 851–856. Бибкод : 1929ZPhy...56..851A. дои : 10.1007/BF01340146. S2CID  122576829.
  19. ^ Стоунер, Эдмунд К. (1930). «Равновесие плотных звезд». Philosophical Magazine . 9 : 944–963.
  20. ^ Стоунер, EC (1932). «Минимальное давление вырожденного электронного газа». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 92 (7): 651–661. Bibcode : 1932MNRAS..92..651S. doi : 10.1093/mnras/92.7.651 .
  21. ^ Френкель, Дж. (1928). «Anwendung der Pauli-Fermischen Elektronengastheorie auf das Issue der Kohäsionskräfte». Zeitschrift für Physik . 50 (3–4): 234–248. Бибкод : 1928ZPhy...50..234F. дои : 10.1007/BF01328867. S2CID  120252049..
  22. ^ Яковлев, Д.Г. (1994). «Статья Я.И. Френкеля о «связующих силах» и теории белых карликов». Успехи физических наук . 37 (6): 609–612. Bibcode :1994PhyU...37..609Y. doi :10.1070/pu1994v037n06abeh000031. S2CID  122454024.
  23. ↑ Биографические мемуары Чандрасекара в Национальной академии наук. Архивировано 08.10.1999 на веб-странице Wayback Machine , дата обращения 01.12.2007.
  24. ^ Чандрасекар, С. (1934). «Звездные конфигурации с вырожденными ядрами». Обсерватория . 57 : 373–377. Bibcode : 1934Obs....57..373C.
  25. ^ Эрик Г. Блэкман, «Гиганты физики обнаружили пределы масс белых карликов», Nature 440, 148 (2006)
  26. ^ Майкл Науэнберг, «Эдмунд С. Стоунер и открытие максимальной массы белых карликов», Журнал истории астрономии, т. 39, стр. 297-312, (2008) Архивировано 25 января 2022 г. на Wayback Machine
  27. ^ Вирджиния Тримбл, «Чандрасекар и история астрономии», Потоки жидкости в черные дыры, стр. 49-50 (2011)
  28. ↑ О теории звезд, в сборнике трудов Л. Д. Ландау , под ред. и с введением Д. тер Хаара, Нью-Йорк: Гордон и Брич, 1965; первоначально опубликовано в Phys. Z. Sowjet. 1 (1932), 285.
  29. ^ «Заседание Королевского астрономического общества, пятница, 11 января 1935 г.». Обсерватория . 58 : 33–41. 1935. Bibcode : 1935Obs....58...33.
  30. ^ Эддингтон, А.С. (1935). «О «релятивистском вырождении»». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 95 (3): 194–206. Bibcode : 1935MNRAS..95..194E. doi : 10.1093/mnras/95.3.194a .
  31. ^ abc Empire of the Stars: Obsession, Friendship, and Betrayal in the Quest for Black Holes , Arthur I. Miller, Бостон, Нью-Йорк: Houghton Mifflin, 2005, ISBN 0-618-34151-X ; рецензия в The Guardian : The battle of black holes. Архивировано 11 октября 2006 г. на Wayback Machine . 
  32. ^ «Заседание Международного астрономического союза в Париже, 1935 г.». Обсерватория . 58 : 257–265 [259]. 1935. Bibcode : 1935Obs....58..257.
  33. ^ Эддингтон, А.С. (1935). «Заметка о «релятивистском вырождении»». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 96 : 20–21. Bibcode :1935MNRAS..96...20E. doi : 10.1093/mnras/96.1.20 .
  34. ^ Эддингтон, Артур (1935). «Давление вырожденного электронного газа и связанные с ним проблемы». Труды Лондонского королевского общества. Серия A, Математические и физические науки . 152 (876): 253–272. Bibcode : 1935RSPSA.152..253E. doi : 10.1098/rspa.1935.0190 . JSTOR  96515.
  35. ↑ Теория относительности протонов и электронов , сэр Артур Эддингтон, Кембридж: Cambridge University Press, 1936, глава 13.
  36. ^ Эддингтон, А.С. (1940). «Физика материи белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 100 (8): 582–594. Bibcode : 1940MNRAS.100..582E. doi : 10.1093/mnras/100.8.582 .
  37. ↑ Фундаментальная теория , сэр А. С. Эддингтон, Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 1946, §43–45.
  38. ^ "Нобелевская премия по физике 1983 года". NobelPrize.org . Получено 2023-10-03 .
  39. ^ abc Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/revmodphys.74.1015. S2CID  55932331.
  40. ^ Koester, D.; Reimers, D. (1996). "Белые карлики в открытых скоплениях. VIII. NGC 2516: тест для массы-радиуса и начальных-конечных массовых соотношений". Astronomy and Astrophysics . 313 : 810–814. Bibcode : 1996A&A...313..810K.
  41. ^ Куртис А. Уильямс, М. Болте и Детлев Кёстер 2004 Эмпирическое начальное-конечное соотношение масс для горячих массивных белых карликов в NGC 2168 (M35) Архивировано 19 августа 2007 г. на Wayback Machine , Astrophysical Journal 615 , стр. L49–L52 arXiv astro-ph/0409447 Архивировано 19 августа 2007 г. на Wayback Machine .
  42. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, SE; Лангер, Н.; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  43. ^ Шаффнер-Билих, Юрген (2005). «Странная кварковая материя в звездах: общий обзор]». Журнал физики G: Ядерная и элементарная физика . 31 (6): S651–S657. arXiv : astro-ph/0412215 . Bibcode : 2005JPhG...31S.651S. doi : 10.1088/0954-3899/31/6/004. S2CID  118886040.
  44. ^ Латтимер, Джеймс М.; Пракаш, Мадаппа (2004). «Физика нейтронных звезд». Science . 304 (5670): 536–542. arXiv : astro-ph/0405262 . Bibcode :2004Sci...304..536L. doi :10.1126/science.1090720. PMID  15105490. S2CID  10769030.
  45. ^ Шнайдер, Стивен Э.; и Арни, Томас Т.; Чтения: Раздел 66: Конец жизни звезды Архивировано 14.02.2020 в Wayback Machine , Астрономия 122: Рождение и смерть звезд , Университет Орегона
  46. ^ ab Hillebrandt, Wolfgang; Niemeyer, Jens C. (2000). "Модели взрыва сверхновой типа IA". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 : 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Bibcode :2000ARA&A..38..191H. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  47. ↑ Бранч, Дэвид (21 сентября 2006 г.). «Астрономия: Сверхновая в Шампани». Nature . 443 (7109): 283–284. Bibcode :2006Natur.443..283B. doi : 10.1038/443283a . PMID  1698869.
  48. ^ "Самая странная сверхновая типа Ia" (пресс-релиз). LBL. Архивировано из оригинала 6 июля 2017 года . Получено 13 января 2007 года .
  49. ^ "Шампанская сверхновая бросает вызов идеям о том, как работают сверхновые". spacedaily.com (пресс-релиз). Архивировано из оригинала 1 июля 2017 года . Получено 13 января 2007 года .
  50. ^ Хауэлл, Д. Эндрю (2006). «Сверхновая типа Ia SNLS-03D3bb от белого карлика с массой сверх Чандрасекара». Nature . 443 (7109): 308–311. arXiv : astro-ph/0609616 . Bibcode :2006Natur.443..308H. doi :10.1038/nature05103. PMID  16988705. S2CID  4419069.
  51. ^ abc Hachisu, Izumi; Kato, M.; et al. (2012). «Модель единственного вырожденного предшественника для сверхновых типа Ia, значительно превышающих предел массы Чандрасекара». The Astrophysical Journal . 744 (1): 76–79. arXiv : 1106.3510 . Bibcode :2012ApJ...744...69H. doi :10.1088/0004-637X/744/1/69. S2CID  119264873. Статья 69.

Дальнейшее чтение