stringtranslate.com

Сверхновая II типа

Расширяющийся остаток SN 1987A , необычной сверхновой II типа в Большом Магеллановом Облаке . Изображение НАСА .

Сверхновая типа II или SNII [1] (множественное число: сверхновые ) возникает в результате быстрого коллапса и сильного взрыва массивной звезды . Чтобы претерпеть этот тип взрыва, звезда должна иметь массу, по крайней мере, в восемь раз, но не более, чем в 40-50 раз превышающую массу Солнца ( M ☉ ). [2] Сверхновые типа II отличаются от других типов сверхновых наличием водорода в их спектрах . Обычно они наблюдаются в спиральных рукавах галактик и в областях H II , но не в эллиптических галактиках ; они, как правило , состоят из более старых, маломассивных звезд, с небольшим количеством молодых, очень массивных звезд, необходимых для возникновения сверхновой.

Звезды генерируют энергию путем ядерного синтеза элементов. В отличие от Солнца, массивные звезды обладают массой, необходимой для синтеза элементов, имеющих атомную массу больше, чем у водорода и гелия, хотя и при все более высоких температурах и давлениях , что соответственно сокращает продолжительность жизни звезд. Давление вырождения электронов и энергия, генерируемая этими реакциями синтеза, достаточны для противодействия силе гравитации и предотвращения коллапса звезды, поддерживая звездное равновесие. Звезда синтезирует все более и более массивные элементы, начиная с водорода , а затем гелия , продвигаясь вверх по периодической таблице, пока не образуется ядро ​​из железа и никеля . Синтез железа или никеля не производит чистого выхода энергии, поэтому дальнейший синтез не может происходить, оставляя ядро ​​из никеля и железа инертным. Из-за отсутствия выхода энергии, создающего внешнее тепловое давление, ядро ​​сжимается из-за гравитации до тех пор, пока лежащий выше вес звезды не сможет в значительной степени поддерживаться давлением вырождения электронов.

Когда уплотненная масса инертного ядра превышает предел Чандрасекара около 1,4  M ☉ , вырождения электронов уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катастрофический взрыв ядра происходит в течение нескольких секунд. Без поддержки теперь уже сжавшегося внутреннего ядра внешнее ядро ​​коллапсирует внутрь под действием гравитации и достигает скорости до 23% от скорости света , а внезапное сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвинов . Нейтроны и нейтрино образуются посредством обратного бета-распада , высвобождая около 10 46  джоулей (100  foe ) за десятисекундный всплеск. Коллапс внутреннего ядра останавливается отталкивающей ядерной силой и вырождением нейтронов , заставляя взрыв отскакивать и отскакивать наружу. Энергии этой расширяющейся ударной волны достаточно, чтобы разрушить лежащий выше звездный материал и разогнать его до скорости убегания, образуя взрыв сверхновой. Ударная волна и чрезвычайно высокая температура и давление быстро рассеиваются, но присутствуют достаточно долго, чтобы обеспечить короткий период, в течение которого происходит производство элементов тяжелее железа. [3] В зависимости от начальной массы звезды остатки ядра образуют нейтронную звезду или черную дыру . Из-за лежащего в основе механизма полученная сверхновая также описывается как сверхновая с коллапсом ядра.

Существует несколько категорий взрывов сверхновых типа II, которые классифицируются на основе результирующей кривой блеска — графика светимости в зависимости от времени — после взрыва. Сверхновые типа II-L показывают устойчивый ( линейный ) спад кривой блеска после взрыва, тогда как тип II-P показывают период более медленного спада (плато) в своей кривой блеска, за которым следует нормальный распад. Сверхновые типа Ib и Ic представляют собой тип сверхновых с коллапсом ядра для массивной звезды, которая сбросила свою внешнюю оболочку из водорода и (для типа Ic) гелия. В результате они, по-видимому, испытывают недостаток этих элементов.

Формирование

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра. (Не в масштабе.)

Звезды, намного более массивные, чем Солнце, развиваются сложным образом. В ядре звезды водород синтезируется в гелий , выделяя тепловую энергию , которая нагревает ядро ​​звезды и обеспечивает внешнее давление , которое поддерживает слои звезды от коллапса — ситуация, известная как звездное или гидростатическое равновесие . Гелий, произведенный в ядре, накапливается там. Температура в ядре еще недостаточно высока, чтобы вызвать его синтез. В конце концов, по мере истощения водорода в ядре, синтез начинает замедляться, и гравитация заставляет ядро ​​сжиматься. Это сжатие повышает температуру достаточно высоко, чтобы обеспечить более короткую фазу синтеза гелия, в результате которого образуются углерод и кислород , и составляет менее 10% от общего времени жизни звезды.

В звездах с массой менее восьми солнечных углерод , образующийся при слиянии гелия, не синтезируется, и звезда постепенно остывает, превращаясь в белого карлика . [4] [5] Если они накапливают больше массы от другой звезды или какого-либо другого источника, они могут стать сверхновыми типа Ia . Но гораздо более крупная звезда достаточно массивна, чтобы продолжить слияние и после этой точки.

Ядра этих массивных звезд напрямую создают температуры и давления, необходимые для того, чтобы углерод в ядре начал плавиться, когда звезда сжимается в конце стадии горения гелия. Ядро постепенно становится слоистым, как луковица, поскольку все более тяжелые атомные ядра накапливаются в центре, с внешним слоем газообразного водорода, окружающим слой водорода, плавящегося в гелий, окружающим слой гелия, плавящегося в углерод через тройной альфа-процесс , окружающими слоями, которые плавятся в более тяжелые элементы. По мере того, как такая массивная звезда развивается, она проходит повторяющиеся стадии, на которых плавление в ядре останавливается, и ядро ​​коллапсирует, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующей стадии плавления, повторно зажигаясь, чтобы остановить коллапс. [4] [5]

Коллапс ядра

Фактором, ограничивающим этот процесс, является количество энергии, высвобождаемой в результате синтеза, которое зависит от энергии связи , удерживающей вместе эти атомные ядра. Каждый дополнительный шаг производит все более тяжелые ядра, которые выделяют все меньше энергии при синтезе. Кроме того, начиная с сжигания углерода , потери энергии через образование нейтрино становятся значительными, что приводит к более высокой скорости реакции, чем это могло бы иметь место в противном случае. [7] Это продолжается до тех пор, пока не образуется никель-56 , который радиоактивно распадается на кобальт-56 , а затем на железо-56 в течение нескольких месяцев. Поскольку железо и никель имеют самую высокую энергию связи на нуклон из всех элементов, [8] энергия не может быть произведена в ядре путем синтеза, и ядро ​​из никеля и железа растет. [5] [9] Это ядро ​​находится под огромным гравитационным давлением. Поскольку нет никакого синтеза, который мог бы еще больше повысить температуру звезды, чтобы поддержать ее от коллапса, она поддерживается только давлением вырождения электронов . В этом состоянии материя настолько плотная, что дальнейшее уплотнение потребовало бы, чтобы электроны занимали те же энергетические состояния . Однако это запрещено для идентичных фермионных частиц, таких как электрон — явление, называемое принципом исключения Паули .

Когда масса ядра превышает предел Чандрасекара около 1,4  M ☉ , давление вырождения больше не может его поддерживать, и наступает катастрофический коллапс. [10] Внешняя часть ядра достигает скоростей до70 000  км/с (23% скорости света ) по мере того, как оно коллапсирует к центру звезды. [11] Быстро сжимающееся ядро ​​нагревается, производя высокоэнергетические гамма-лучи , которые разлагают ядра железа на ядра гелия и свободные нейтроны посредством фоторасщепления . По мере увеличения плотности ядра становится энергетически выгодным для электронов и протонов объединяться посредством обратного бета-распада , производя нейтроны и элементарные частицы , называемые нейтрино . Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с обычной материей, они могут вырваться из ядра, унося энергию и еще больше ускоряя коллапс, который происходит в течение временного масштаба в миллисекунды. По мере того, как ядро ​​отделяется от внешних слоев звезды, некоторые из этих нейтрино поглощаются внешними слоями звезды, начиная взрыв сверхновой. [12]

Для сверхновых типа II коллапс в конечном итоге останавливается короткодействующими отталкивающими нейтрон-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием , а также давлением вырождения нейтронов, при плотности, сравнимой с плотностью атомного ядра. Когда коллапс останавливается, падающее вещество отскакивает, создавая ударную волну , которая распространяется наружу. Энергия от этого удара диссоциирует тяжелые элементы внутри ядра. Это уменьшает энергию удара, что может остановить взрыв внутри внешнего ядра. [13]

Фаза коллапса ядра настолько плотная и энергичная, что вырваться наружу могут только нейтрино. Когда протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны посредством электронного захвата , образуется электронное нейтрино. В типичной сверхновой II типа новообразованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов , что в 10 4 раз больше температуры ядра Солнца. Большая часть этой тепловой энергии должна быть сброшена для образования стабильной нейтронной звезды, в противном случае нейтроны «выкипят». Это достигается путем дальнейшего высвобождения нейтрино. [14] Эти «тепловые» нейтрино образуются как пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов и в сумме в несколько раз превышают количество нейтрино электронного захвата. [15] Два механизма производства нейтрино преобразуют гравитационную потенциальную энергию коллапса в десятисекундный нейтринный всплеск, высвобождая около 10 46 джоулей (100  foe ). [16]

В результате процесса, который до конца не изучен, около 1% или 10 44  джоулей (1 foe) высвобождаемой энергии (в форме нейтрино ) поглощается заторможенной ударной волной, что приводит к взрыву сверхновой. [13] Нейтрино, генерируемые сверхновой, наблюдались в случае сверхновой 1987A , что привело астрофизиков к выводу, что картина коллапса ядра в основном верна. Приборы Kamiokande II и IMB на основе воды обнаружили антинейтрино теплового происхождения, [14] в то время как прибор Baksan на основе галлия -71 обнаружил нейтрино ( лептонное число = 1) либо теплового, либо электронного захвата.

Внутри массивной, эволюционировавшей звезды (a) слоистая оболочка элементов в виде луковиц подвергается синтезу, образуя ядро ​​из никеля и железа; (b) которое достигает массы Чандрасекара и начинает коллапсировать. (c) Внутренняя часть ядра сжимается в нейтроны, (d) заставляя падающий материал отскакивать и формировать распространяющийся наружу ударный фронт (красный). (e) Ударная волна начинает замедляться, но она вновь активизируется взаимодействием нейтрино. (f) Окружающий материал выбрасывается, оставляя только вырожденный остаток.

Когда масса звезды-прародителя составляет менее 20  M ☉ — в зависимости от силы взрыва и количества материала, который падает обратно — вырожденный остаток коллапса ядра представляет собой нейтронную звезду . [11] При массе выше этой величины остаток коллапсирует, образуя черную дыру . [5] [17] Теоретическая предельная масса для этого типа сценария коллапса ядра составляет около 40–50  M ☉ . Считается, что при массе выше этой величины звезда коллапсирует непосредственно в черную дыру, не образуя взрыва сверхновой, [18] хотя неопределенности в моделях коллапса сверхновой делают расчет этих пределов неопределенным.

Теоретические модели

Стандартная модель физики элементарных частиц — это теория, описывающая три из четырех известных фундаментальных взаимодействий между элементарными частицами , составляющими всю материю . Эта теория позволяет делать прогнозы о том, как частицы будут взаимодействовать при многих условиях. Энергия на частицу в сверхновой обычно составляет 1–150 пикоджоулей (десятки-сотни МэВ ). [19] [ неудачная проверка ] Энергия на частицу, вовлеченная в сверхновую, достаточно мала, чтобы предсказания, полученные из Стандартной модели физики элементарных частиц, вероятно, были в основном правильными. Но высокие плотности могут потребовать поправок к Стандартной модели. [20] В частности, ускорители частиц на Земле могут производить взаимодействия частиц, которые имеют гораздо более высокую энергию, чем те, которые обнаруживаются в сверхновых, [21] но эти эксперименты включают взаимодействие отдельных частиц с отдельными частицами, и вполне вероятно, что высокие плотности внутри сверхновой дадут новые эффекты. Взаимодействия между нейтрино и другими частицами в сверхновой происходят с помощью слабой ядерной силы , которая, как полагают, хорошо изучена. Однако взаимодействие между протонами и нейтронами включает в себя сильное ядерное взаимодействие , которое изучено гораздо меньше. [22]

Основная нерешенная проблема со сверхновыми типа II заключается в том, что неясно, как взрыв нейтрино передает свою энергию остальной части звезды, создавая ударную волну, которая заставляет звезду взрываться. Из вышеизложенного следует, что для взрыва необходимо передать только один процент энергии, но объяснить, как происходит передача этого одного процента, оказалось чрезвычайно сложно, хотя считается, что вовлеченные взаимодействия частиц хорошо изучены. В 1990-х годах одна из моделей для этого включала конвективный переворот , который предполагает, что конвекция, либо от нейтрино снизу, либо от падающего вещества сверху, завершает процесс разрушения звезды-прародительницы. Более тяжелые элементы, чем железо, образуются во время этого взрыва путем захвата нейтронов и из-за давления нейтрино, давящих на границу «нейтриносферы», засевая окружающее пространство облаком газа и пыли, которое богаче тяжелыми элементами, чем материал, из которого изначально образовалась звезда. [23]

Физика нейтрино , которая моделируется Стандартной моделью , имеет решающее значение для понимания этого процесса. [20] Другая важная область исследования — гидродинамика плазмы, из которой состоит умирающая звезда; то, как она ведет себя во время коллапса ядра, определяет, когда и как формируется ударная волна , а также когда и как она останавливается и снова активизируется. [24]

Фактически, некоторые теоретические модели включают гидродинамическую нестабильность в заторможенной ударной волне, известную как «Standing Accretion Shock Instability» (SASI). Эта нестабильность возникает как следствие несферических возмущений, колеблющих заторможенную ударную волну, тем самым деформируя ее. SASI часто используется в тандеме с теориями нейтрино в компьютерном моделировании для повторного возбуждения заторможенной ударной волны. [25]

Компьютерные модели оказались очень успешными в расчетах поведения сверхновых типа II, когда образовался шок. Игнорируя первую секунду взрыва и предполагая, что взрыв начался, астрофизики смогли сделать подробные прогнозы об элементах, произведенных сверхновой, и ожидаемой кривой блеска от сверхновой. [26] [27] [28]

Кривые блеска сверхновых типа II-L и типа II-P

Этот график светимости как функции времени показывает характерные формы кривых блеска для сверхновых типов II-L и II-P. [ необходимо разъяснение ]

При исследовании спектра сверхновой типа II обычно обнаруживаются линии поглощения Бальмера — пониженный поток на характерных частотах , где атомы водорода поглощают энергию. Наличие этих линий используется для того, чтобы отличить эту категорию сверхновых от сверхновой типа I.

Если нанести на график светимость сверхновой типа II за определенный период времени, то можно увидеть характерный подъем до пиковой яркости, за которым следует спад. Эти кривые блеска имеют среднюю скорость спада 0,008  звездной величины в день; что намного ниже скорости спада для сверхновых типа Ia. Тип II подразделяется на два класса в зависимости от формы кривой блеска. Кривая блеска сверхновой типа II-L показывает устойчивый ( линейный ) спад после пиковой яркости. Напротив, кривая блеска сверхновой типа II-P имеет характерный плоский участок (называемый плато ) во время спада; это период, когда светимость спадает с более медленной скоростью. Чистая скорость спада светимости ниже, на уровне 0,0075 звездной величины в день для типа II-P по сравнению с 0,012 звездной величины в день для типа II-L. [29]

Считается, что разница в форме кривых блеска вызвана, в случае сверхновых типа II-L, выбросом большей части водородной оболочки звезды-прародительницы. [29] Фаза плато в сверхновых типа II-P обусловлена ​​изменением непрозрачности внешнего слоя. Ударная волна ионизирует водород во внешней оболочке, отрывая электрон от атома водорода, что приводит к значительному увеличению непрозрачности . Это предотвращает выход фотонов из внутренних частей взрыва. Когда водород достаточно охлаждается для рекомбинации, внешний слой становится прозрачным. [30]

Сверхновые типа IIn

«n» обозначает узкий, что указывает на наличие узких или промежуточной ширины линий излучения водорода в спектрах. В случае промежуточной ширины выбросы от взрыва могут сильно взаимодействовать с газом вокруг звезды – околозвездной средой. [31] [32] Оценочная околозвездная плотность, необходимая для объяснения наблюдаемых свойств, намного выше ожидаемой из стандартной теории звездной эволюции. [33] Обычно предполагается, что высокая околозвездная плотность обусловлена ​​высокими скоростями потери массы предшественниками типа IIn. Оценочные скорости потери массы обычно выше, чем10 −3  M ☉ в год. Есть указания на то, что они возникают как звезды, похожие на яркие голубые переменные с большими потерями массы перед взрывом. [34] SN 1998S и SN 2005gl являются примерами сверхновых типа IIn; SN 2006gy , чрезвычайно энергичная сверхновая, может быть другим примером. [35]

Некоторые сверхновые типа IIn взаимодействуют с околозвездной средой, что приводит к повышению температуры околозвездной пыли . Эту теплую пыль можно наблюдать как яркость в среднем инфракрасном свете. Если околозвездная среда простирается дальше от сверхновой, яркость в среднем инфракрасном диапазоне может вызвать инфракрасное эхо , в результате чего яркость длится более 1000 дней. Эти виды сверхновых относятся к редким сверхновым типа 2010jl, названным в честь архетипической SN 2010jl . Большинство сверхновых типа 2010jl были обнаружены с помощью выведенного из эксплуатации космического телескопа Spitzer и широкоугольного инфракрасного обзорного исследователя (например, SN 2014ab, SN 2017hcc). [36] [37] [38] [39]

Сверхновые типа IIb

Сверхновая типа IIb имеет слабую линию водорода в своем начальном спектре, поэтому она классифицируется как тип II. Однако позже эмиссия H становится необнаружимой, и на кривой блеска также появляется второй пик, имеющий спектр, который больше напоминает сверхновую типа Ib . Прародительницей могла быть массивная звезда, которая выбросила большую часть своих внешних слоев, или звезда, которая потеряла большую часть своей водородной оболочки из-за взаимодействия со спутником в двойной системе, оставив после себя ядро, состоящее почти полностью из гелия. [40] По мере расширения выброса типа IIb водородный слой быстро становится более прозрачным и обнажает более глубокие слои. [40] Классический пример сверхновой типа IIb — SN 1993J , [41] [42], а другой пример — Кассиопея A. [ 43] Класс IIb был впервые введен (как теоретическая концепция) Вусли и др. в 1987 году [44], и вскоре этот класс был применен к SN 1987K [45] и SN 1993J . [46]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Prantzos, N (1996). «Звездный нуклеосинтез и γ-лучевая линейчатая астрономия». Серия Astronomy & Astrophysics Supplement . 120 : 330–310. Bibcode :1996A&AS..120C.303P – через SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS).
  2. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая захватывающая жизнь суперзвезды». Science . 304 (5697): 1915–1916. doi :10.1126/science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  3. ^ "Введение в остатки сверхновых". NASA Goddard/SAO. 2006-09-07. Архивировано из оригинала 2020-05-28 . Получено 2007-05-01 .
  4. ^ ab Richmond, Michael. "Поздние стадии эволюции маломассивных звезд". Рочестерский технологический институт . Архивировано из оригинала 2020-06-11 . Получено 2006-08-04 .
  5. ^ abcd Хиншоу, Гэри (2006-08-23). ​​"Жизнь и смерть звезд". Миссия NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Архивировано из оригинала 2013-06-03 . Получено 2006-09-01 .
  6. ^ Вусли, С.; Янка, Х.-Т. (декабрь 2005 г.). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Nature Physics . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode : 2005NatPh...1..147W. doi : 10.1038/nphys172. S2CID  118974639.
  7. ^ Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  8. ^ Fewell, MP (1995). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». American Journal of Physics . 63 (7): 653–658. Bibcode : 1995AmJPh..63..653F. doi : 10.1119/1.17828.
  9. ^ Флеро, Фабрис. «Эволюция массивных звезд». Университет Лаврентия. Архивировано из оригинала 21-05-2017 . Получено 13-08-2007 .
  10. ^ Либ, Э. Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое исследование теории звездного коллапса Чандрасекара». Astrophysical Journal . 323 (1): 140–144. Bibcode :1987ApJ...323..140L. doi :10.1086/165813. Архивировано из оригинала 25.01.2022 . Получено 18.03.2020 .
  11. ^ ab Fryer, CL; New, KCB (2006-01-24). "Гравитационные волны от гравитационного коллапса". Институт гравитационной физики Макса Планка . Архивировано из оригинала 2006-12-13 . Получено 2006-12-14 .
  12. ^ Хаякава, Т.; Ивамото, Н.; Каджино, Т.; Шизума, Т.; Умеда, Х.; Номото, К. (2006). «Принцип универсальности гамма-процесса нуклеосинтеза при взрывах сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 648 (1): L47–L50. Бибкод : 2006ApJ...648L..47H. дои : 10.1086/507703 .
  13. ^ ab Fryer, CL; New, KBC (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1". Los Alamos National Laboratory . Архивировано из оригинала 2006-10-13 . Получено 2006-12-09 .
  14. ^ ab Mann, Alfred K. (1997). Тень звезды: Нейтринная история сверхновой 1987A. Нью-Йорк: WH Freeman. стр. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2. Архивировано из оригинала 2008-05-05 . Получено 2007-11-19 .
  15. ^ Гриббин, Джон Р.; Гриббин, Мэри (2000). Звездная пыль: сверхновые и жизнь – космическая связь. Нью-Хейвен: Yale University Press . стр. 173. ISBN 978-0-300-09097-0. Архивировано из оригинала 2014-12-10 . Получено 2007-11-19 .
  16. ^ Barwick, S.; Beacom, J.; et al. (2004-10-29). "Исследование нейтрино APS: Отчет рабочей группы по нейтринной астрофизике и космологии" (PDF) . Американское физическое общество . Архивировано (PDF) из оригинала 2018-12-16 . Получено 2006-12-12 .
  17. ^ Fryer, Chris L. (2003). "Образование черной дыры в результате звездного коллапса". Classical and Quantum Gravity . 20 (10): S73–S80. Bibcode : 2003CQGra..20S..73F. doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID  122297043. Архивировано из оригинала 2020-10-31 . Получено 2019-11-29 .
  18. ^ Фрайер, Крис Л. (1999). «Массовые ограничения для образования черных дыр». The Astrophysical Journal . 522 (1): 413–418. arXiv : astro-ph/9902315 . Bibcode : 1999ApJ...522..413F. doi : 10.1086/307647. S2CID  14227409.
  19. ^ Izzard, RG; Ramírez Ruiz, E.; Tout, CA (2004). "Скорости образования сверхновых с коллапсом ядра и гамма-всплески". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 348 (4): 1215. arXiv : astro-ph/0311463 . Bibcode : 2004MNRAS.348.1215I. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x . S2CID  119447717.
  20. ^ ab Rampp, M.; Buras, R.; Janka, H.-T.; Raffelt, G. (11–16 февраля 2002 г.). «Моделирование коллапса ядра сверхновой: вариации входной физики». Труды 11-го семинара «Ядерная астрофизика» . Замок Рингберг, Тегернзее, Германия. стр. 119–125. arXiv : astro-ph/0203493 . Bibcode :2002nuas.conf..119R.
  21. ^ Ackerstaff, K.; et al. (The OPAL Collaboration) (1998). "Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair Production at 189 GeV at LEP". The European Physical Journal C . 2 (3): 441–472. arXiv : hep-ex/9708024 . doi :10.1007/s100529800851. S2CID  195313000. Архивировано из оригинала 21.03.2007 . Получено 18.03.2007 .
  22. ^ "Нобелевская премия по физике 2004 года". Нобелевский фонд. 2004-10-05. Архивировано из оригинала 2007-05-03 . Получено 2007-05-30 .
  23. ^ Стовер, Дон (2006). «Жизнь в пузыре». Popular Science . 269 (6): 16.
  24. ^ Janka, H.-T.; Langanke, K.; Marek, A.; Martínez Pinedo, G.; Mueller, B. (2007). "Теория коллапса ядра сверхновых". Bethe Centennial Volume of Physics Reports . 142 (1–4): 38–74. arXiv : astro-ph/0612072 . Bibcode :1993JHyd..142..229H. doi :10.1016/0022-1694(93)90012-X.
  25. ^ Иваками, Вакана; Котаке, Кей; Охниши, Наофуми; Ямада, Сёичи; Савада, Кейсуке (10–15 марта 2008 г.). «3D-моделирование нестабильности стоячей аккреционной ударной волны в сверхновых с коллапсом ядра» (PDF) . 14-й семинар по ядерной астрофизике. Архивировано из оригинала (PDF) 15 марта 2011 г. Получено 30 января 2013 г.
  26. ^ Блинников, СИ; Репке, ФК; Сорокина, ЕИ; Гизелер, М.; Рейнеке, М.; Травальо, К.; Хиллебрандт, В.; Стритцингер, М. (2006). «Теоретические кривые блеска для моделей дефлаграции сверхновой типа Ia». Астрономия и астрофизика . 453 (1): 229–240. arXiv : astro-ph/0603036 . Bibcode : 2006A&A...453..229B. doi : 10.1051/0004-6361:20054594. S2CID  15493284.
  27. ^ Янг, Тимоти Р. (2004). «Исследование параметров кривых блеска сверхновых типа II с использованием ядер 6 M He». The Astrophysical Journal . 617 (2): 1233–1250. arXiv : astro-ph/0409284 . Bibcode : 2004ApJ...617.1233Y. doi : 10.1086/425675. S2CID  16722121.
  28. ^ Раушер, Т.; Хегер, А.; Хоффман, РД; Вусли, С.Е. (2002). «Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой». The Astrophysical Journal . 576 (1): 323–348. arXiv : astro-ph/0112478 . Bibcode : 2002ApJ...576..323R. doi : 10.1086/341728. S2CID  59039933.
  29. ^ ab Доггетт, Дж. Б.; Бранч, Д. (1985). "Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых". Astronomical Journal . 90 : 2303–2311. Bibcode : 1985AJ.....90.2303D. doi : 10.1086/113934 .
  30. ^ "Кривые блеска сверхновых типа II". Технологический университет Суинберна . Архивировано из оригинала 2019-10-17 . Получено 2007-03-17 .
  31. ^ Филиппенко, А. В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 35 : 309–330. Bibcode :1997ARA&A..35..309F. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.309. S2CID  25194088.
  32. ^ Пасторелло, А.; Туратто, М.; Бенетти, С.; Каппелларо, Э.; Данцигер, Эй-Джей; Маццали, Пенсильвания; Патат, Ф.; Филиппенко А.В.; Шлегель, диджей; Мэтисон, Т. (2002). «Сверхновая типа IIIn 1995G: взаимодействие с околозвездной средой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 333 (1): 27–38. arXiv : astro-ph/0201483 . Бибкод : 2002MNRAS.333...27P. дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . S2CID  119347211.
  33. ^ Лангер, Н. (22 сентября 2012 г.). «Предсверхновая эволюция массивных одиночных и двойных звезд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 50 (1): 107–164. arXiv : 1206.5443 . Bibcode : 2012ARA&A..50..107L. doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534. S2CID  119288581.
  34. ^ Kiewe, Michael; Gal-Yam, Avishay; Arcavi, Iair; Leonard, Douglas C.; Enríquez, J. Emilio; Cenko, S. Bradley; Fox4, Derek B.; Moon, Dae-Sik; Sand, David J.; Soderberg, Alicia M. (2011). "Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: Typical Properties and Symptoms for their progenitor stars". The Astrophysical Journal . 744 (10): 10. arXiv : 1010.2689 . Bibcode :2012ApJ...744...10K. doi :10.1088/0004-637X/744/1/10. S2CID  119267259.{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  35. ^ Смит, Н.; Чорнок, Р.; Сильверман, Дж. М.; Филиппенко, А. В.; Фоли, Р. Дж. (2010). «Спектральная эволюция необычайной сверхновой типа IIn 2006gy». The Astrophysical Journal . 709 (2): 856–883 . arXiv : 0906.2200 . Bibcode :2010ApJ...709..856S. doi :10.1088/0004-637X/709/2/856. S2CID  16959330.
  36. ^ Bevan, AM; Krafton, K.; Wesson, R.; Andrews, JE; Montiel, E.; Niculescu-Duvaz, M.; Barlow, MJ; De Looze, I.; Clayton, GC (2020-05-01). "Распутывание пылевых компонентов в SN 2010jl: первые 1400 дней". The Astrophysical Journal . 894 (2): 111. arXiv : 2004.01503 . Bibcode : 2020ApJ...894..111B. doi : 10.3847/1538-4357/ab86a2 . ISSN  0004-637X.
  37. ^ Moriya, TJ; Stritzinger, MD; Taddia, F.; Morrell, N.; Suntzeff, NB; Contreras, C.; Gall, C.; Hjorth, J.; Ashall, C.; Burns, CR; Busta, L.; Campillay, A.; Castellón, S.; Corco, C.; Davis, S. (2020-09-01). "Проект сверхновых Карнеги II. Наблюдения за SN 2014ab, возможно, обнаруживающие SN IIn, похожую на 2010jl, с уже существующей пылью". Астрономия и астрофизика . 641 : A148. arXiv : 2006.10198 . Bibcode : 2020A&A...641A.148M. doi : 10.1051/0004-6361/202038118. ISSN  0004-6361. S2CID  237554659.
  38. ^ Thévenot, Melina (2020-12-01). "Mid-Infrared Detections of SNe II with NEOWISE". Research Notes of the American Astronomical Society . 4 (12): 243. Bibcode : 2020RNAAS...4..243T. doi : 10.3847/2515-5172/abd415 . ISSN  2515-5172. 2017hcc впервые упоминается в этой исследовательской заметке как 2010jl-like, но, к сожалению, Моран и др. пропустили эту исследовательскую заметку.
  39. ^ Moran, S.; Fraser, M.; Kotak, R.; Pastorello, A.; Benetti, S.; Brennan, SJ; Gutiérrez, CP; Kankare, E.; Kuncarayakti, H.; Mattila, S.; Reynolds, TM; Anderson, JP; Brown, PJ; Campana, S.; Chambers, KC (2023-01-01). "Долгая жизнь избытка: взаимодействующая транзитная SN 2017hcc". Астрономия и астрофизика . 669 : A51. arXiv : 2210.14076 . Bibcode : 2023A&A...669A..51M. doi : 10.1051/0004-6361/202244565. ISSN  0004-6361. S2CID  253107572.
  40. ^ ab Utrobin, VP (1996). "Нетепловая ионизация и возбуждение в сверхновой типа IIb 1993J". Астрономия и астрофизика . 306 (5940): 219–231. Bibcode :1996A&A...306..219U.
  41. ^ Номото, К.; Сузуки, Т.; Сигэяма, Т.; Кумагай, С.; Ямаока, Х.; Сайо, Х. (1993). «Модель типа IIb сверхновой 1993J». Природа . 364 (6437): 507. Бибкод : 1993Natur.364..507N. дои : 10.1038/364507a0. S2CID  4363061.
  42. ^ Шевалье, РА; Содерберг, АМ (2010). «Сверхновые типа IIb с компактными и протяженными предшественниками». The Astrophysical Journal . 711 (1): L40–L43. arXiv : 0911.3408 . Bibcode : 2010ApJ...711L..40C. doi : 10.1088/2041-8205/711/1/L40. S2CID  118321359.
  43. ^ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. (2008). «Сверхновая Кассиопея А была типа IIb». Science . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Bibcode :2008Sci...320.1195K. doi :10.1126/science.1155788. PMID  18511684. S2CID  40884513.
  44. ^ Вусли, SE; Пинто, PA; Мартин, PG; Уивер, Томас А. (1987). «Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке — взрыв звезды массой около 20 солнечных, которая испытала потерю массы?». The Astrophysical Journal . 318 : 664. Bibcode : 1987ApJ...318..664W. doi : 10.1086/165402.
  45. ^ Филиппенко, Алексей В. (1988). "Сверхновая 1987K - Тип II в молодости, тип Ib в старости". Astronomical Journal . 96 : 1941. Bibcode : 1988AJ.....96.1941F. doi : 10.1086/114940.
  46. ^ Филиппенко, Алексей В.; Матесон, Томас; Хо, Луис К. (1993). "Сверхновая типа IIb 1993J в M81: близкий родственник сверхновых типа Ib". Astrophysical Journal Letters . 415 : L103. Bibcode : 1993ApJ...415L.103F. doi : 10.1086/187043 .

Внешние ссылки