stringtranslate.com

сверхновая

SN 1994D (яркое пятно внизу слева), сверхновая типа Ia в родительской галактике NGC 4526.

Сверхновая ( мн.: сверхновые или сверхновые ) — мощный и яркий взрыв звезды . Сверхновая возникает на последних стадиях эволюции массивной звезды или когда белый карлик начинает безудержный ядерный синтез . Исходный объект, называемый прародителем , либо коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру , либо полностью разрушается, образуя диффузную туманность . Пиковая оптическая светимость сверхновой может быть сравнима со светимостью всей галактики , прежде чем она исчезнет в течение нескольких недель или месяцев.

Последней сверхновой, непосредственно наблюдаемой в Млечном Пути, была Сверхновая Кеплера в 1604 году, появившаяся вскоре после Сверхновой Тихо в 1572 году, обе из которых были видны невооруженным глазом . Были обнаружены остатки более поздних сверхновых, а наблюдения сверхновых в других галактиках позволяют предположить, что они происходят в Млечном Пути в среднем примерно три раза в столетие . Сверхновую в Млечном Пути почти наверняка можно было бы наблюдать в современные астрономические телескопы. Последней сверхновой, наблюдаемой невооруженным глазом, была SN 1987A , которая представляла собой взрыв голубой звезды-сверхгиганта в Большом Магеллановом Облаке , галактике-спутнике Млечного Пути.

Теоретические исследования показывают, что большинство сверхновых запускается одним из двух основных механизмов: внезапным возобновлением ядерного синтеза в белом карлике или внезапным гравитационным коллапсом ядра массивной звезды .

Сверхновые могут выбрасывать несколько солнечных масс материала 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 являются основным источником элементов в межзвездной среде от кислорода до рубидия . Расширяющиеся ударные волны сверхновых могут спровоцировать образование новых звезд . Сверхновые являются основным источником космических лучей . Они также могут создавать гравитационные волны , хотя до сих пор гравитационные волны были обнаружены только в результате слияния черных дыр и нейтронных звезд.

Этимология

Слово «сверхновая» имеет форму множественного числа «сверхновые» ( /- v iː / ) или «сверхновые» и часто сокращается до SN или SNe. Оно происходит от латинского слова nova , означающего « новая » , которое относится к временной новой яркой звезде. Добавление приставки «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые гораздо менее ярки. Слово «сверхновая» было придумано Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки , которые начали использовать его в лекциях по астрофизике в 1931 году. [1] [2] Его первое использование в журнальной статье произошло в следующем году в публикации Кнута Лундмарка , который, возможно, придумал это независимо. [2] [3]

История наблюдений

По сравнению со всей историей звезды, внешний вид сверхновой очень краток, иногда длится несколько месяцев, так что вероятность увидеть ее невооруженным глазом составляет примерно один раз в жизни. Только небольшая часть из 100  миллиардов звезд в типичной галактике способна стать сверхновой, причем эта способность ограничена звездами с большой массой и звездами в редких видах двойных звездных систем , по крайней мере, с одним белым карликом . [4]

Ранние открытия

Самая ранняя из возможных зарегистрированных сверхновых, известная как HB9, вероятно, была замечена неизвестными доисторическими людьми Индийского субконтинента и зафиксирована на наскальном изображении, которое с тех пор было найдено в районе Бурзахама в Кашмире и датировано4500 ± 1000  г. до н.э. [5] Позже SN 185 была задокументирована китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самой яркой зарегистрированной сверхновой была SN 1006 , которая произошла в 1006 году нашей эры в созвездии Люпус . Об этом событии рассказали наблюдатели в Китае, Японии, Ираке, Египте и Европе. [6] [7] [8] Широко наблюдаемая сверхновая SN 1054 породила Крабовидную туманность . [9]

Сверхновые SN 1572 и SN 1604 , последние сверхновые Млечного Пути, которые можно было наблюдать невооруженным глазом, оказали заметное влияние на развитие астрономии в Европе , поскольку они использовались для аргументации против аристотелевской идеи о том, что Вселенная за пределами Луны и планет представляет собой статична и неизменна. [10] Иоганн Кеплер начал наблюдать SN 1604 на пике 17 октября 1604 года и продолжал оценивать ее яркость, пока год спустя она не исчезла из поля зрения невооруженного глаза. [11] Это была вторая сверхновая, наблюдаемая за поколение, после того, как Тихо Браге наблюдал SN 1572 в Кассиопее . [12]

Есть некоторые свидетельства того, что самая молодая галактическая сверхновая, G1.9+0.3 , произошла в конце 19-го века, значительно позже, чем Кассиопея А , примерно в 1680 году . [13] Ни одна сверхновая в то время не была замечена. В случае G1.9+0.3 сильное поглощение пыли вдоль плоскости Галактики Млечный Путь могло достаточно затемнить событие, чтобы оно осталось незамеченным. Ситуация с Кассиопеей А менее ясна; Было обнаружено эхо инфракрасного света , показывающее, что он не находился в области особенно сильного вымирания. [14]

Результаты телескопа

С развитием астрономического телескопа стало возможным наблюдение и открытие более слабых и далеких сверхновых. Первым таким наблюдением была SN 1885A в Галактике Андромеды . Вторая сверхновая, SN 1895B , была обнаружена в NGC 5253 десять лет спустя. [23] Первые работы над тем, что первоначально считалось просто новой категорией новых звезд, были выполнены в 1920-х годах. Их по-разному называли «новые высшего класса», «гауптновые» или «гигантские новые». [24] Считается, что название «сверхновые» было придумано Вальтером Бааде и 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 больше не использовался и использовалось современное название. [27]

Американские астрономы Рудольф Минковский и Фриц Цвикки разработали современную схему классификации сверхновых, начиная с 1941 года. [28] В 1960-х годах астрономы обнаружили, что сверхновые максимальной интенсивности можно использовать в качестве стандартных свечей , следовательно, индикаторов астрономических расстояний. [29] Некоторые из самых далеких сверхновых, наблюдавшихся в 2003 году, оказались более тусклыми, чем ожидалось. Это подтверждает мнение о том, что расширение Вселенной ускоряется . [30] Были разработаны методы реконструкции событий сверхновых, о наблюдениях которых не имеется письменных свидетельств. Дата события сверхновой Кассиопеи А была определена по световым эхо от туманностей [31] , а возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 был оценен по измерениям температуры [32] и гамма- излучению от радиоактивного распада титана . -44 . [33]

Сверхновая 2015 года в скоплении галактик RXC J0949.8+1707. В 2011 году в одной и той же спиральной галактике, обращенной лицом к лицу, наблюдались две сверхновые. [34]

Самая яркая сверхновая, когда-либо зарегистрированная, — ASASSN-15lh , находится на расстоянии 3,82 гигасветовых года . Впервые она была обнаружена в июне 2015 года и достигла пика в 570 миллиардов  L ☉ , что вдвое превышает болометрическую светимость любой другой известной сверхновой. [35] Природа этой сверхновой обсуждается, и было предложено несколько альтернативных объяснений, таких как приливное разрушение звезды черной дырой. [36]

SN 2013fs была зарегистрирована через три часа после вспышки сверхновой 6 октября 2013 года промежуточной Паломарской переходной фабрикой . Это одна из самых ранних сверхновых, обнаруженных после взрыва, и самая ранняя, для которой были получены спектры, начиная с шести часов после фактического взрыва. Звезда расположена в спиральной галактике NGC 7610 , на расстоянии 160 миллионов световых лет в созвездии Пегаса. [37] [38]

Сверхновая SN 2016gkg была обнаружена астрономом-любителем Виктором Бусо из Росарио , Аргентина, 20 сентября 2016 года. [39] [40] Это был первый случай, когда наблюдался первоначальный «ударный выброс» оптической сверхновой. [39] Звезда-прародитель была идентифицирована на изображениях космического телескопа Хаббла, сделанных до ее коллапса. Астроном Алекс Филиппенко отметил: «Наблюдения за звездами в первые моменты их взрыва дают информацию, которую невозможно напрямую получить каким-либо другим способом». [39]

Программы открытия

Остаток сверхновой SNR E0519-69.0 в Большом Магеллановом Облаке

Поскольку сверхновые являются относительно редкими событиями внутри галактики и происходят в Млечном Пути примерно три раза в столетие, [41] получение хорошей выборки сверхновых для изучения требует регулярного мониторинга многих галактик. Сегодня астрономы-любители и профессиональные астрономы ежегодно находят несколько сотен объектов, некоторые из которых близки к максимальной яркости, другие - на старых астрономических фотографиях или пластинках. Сверхновые в других галактиках невозможно предсказать с сколько-нибудь значимой точностью. Обычно, когда они обнаруживаются, они уже находятся в стадии разработки. [42] Чтобы использовать сверхновые в качестве стандартных свечей для измерения расстояний, необходимо наблюдение за их пиковой светимостью. Поэтому важно обнаружить их задолго до того, как они достигнут максимума. Астрономы-любители , которых значительно больше, чем профессиональных астрономов, сыграли важную роль в обнаружении сверхновых, обычно рассматривая некоторые из более близких галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями. [43]

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 и профессиональные установки, такие как телескоп автоматического формирования изображений Кацмана . [44] Проект системы раннего предупреждения о сверхновой (SNEWS) использует сеть детекторов нейтрино для раннего предупреждения о появлении сверхновой в галактике Млечный Путь. [45] [46] Нейтрино — это субатомные частицы , которые в больших количествах производятся сверхновыми, и они незначительно поглощаются межзвездным газом и пылью галактического диска. [47]

«Звезда, готовая взорваться», туманность SBW1 окружает массивного голубого сверхгиганта в туманности Киля .

Поиски сверхновых 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 путем измерения его доплеровского сдвига (или красного смещения ); в среднем более удаленные объекты удаляются с большей скоростью, чем близлежащие, и поэтому имеют более высокое красное смещение. Таким образом, поиск разделен между высоким красным смещением и низким красным смещением, при этом граница попадает в диапазон красного смещения z = 0,1–0,3, где z - безразмерная мера частотного сдвига спектра. [48]

Поиски сверхновых с высоким красным смещением обычно включают наблюдение кривых блеска сверхновых. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для создания диаграмм Хаббла и космологических прогнозов. Спектроскопия сверхновых, используемая для изучения физики и окружающей среды сверхновых, более практична при низком, чем при высоком красном смещении. [49] [50] Наблюдения с низким красным смещением также закрепляют конец кривой Хаббла на малых расстояниях , которая представляет собой график зависимости расстояния от красного смещения для видимых галактик. [51] [52]

Поскольку программы исследований быстро увеличивают количество обнаруженных сверхновых, были собраны сопоставленные коллекции наблюдений (кривые затухания света, астрометрия, наблюдения перед сверхновыми, спектроскопия). Набор данных Пантеона, собранный в 2018 году, детализировал 1048 сверхновых. [53] В 2021 году этот набор данных был расширен до 1701 кривых блеска для 1550 сверхновых, взятых из 18 различных обзоров, что означает увеличение на 50% менее чем за 3 года. [54]

Соглашение об именовании

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

Об открытиях сверхновых сообщается в Центральное бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза , которое рассылает циркуляр с названием, присвоенным этой сверхновой. [55] Название формируется из префикса SN , за которым следует год открытия, дополненный одно- или двухбуквенным обозначением. Первые 26 сверхновых года обозначаются заглавной буквой от А до Я. Далее используются пары строчных букв: aa , ab и так далее. Следовательно, например, SN 2003C обозначает третью сверхновую, зарегистрированную в 2003 году. [56] Последняя сверхновая 2005 года, SN 2005nc, была 367-й (14 × 26 + 3 = 367). С 2000 года профессиональные астрономы и астрономы-любители ежегодно обнаруживают несколько сотен сверхновых (572 в 2007 году, 261 в 2008 году, 390 в 2009 году, 231 в 2013 году). [57] [58]

Исторические сверхновые известны просто по году их возникновения: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (называемая Новой Тихо ) и SN 1604 ( Звезда Кеплера ). [59] С 1885 г. применяется дополнительное буквенное обозначение, даже если в этом году была открыта только одна сверхновая (например, SN 1885A, SN 1907A и т. д.); Последнее произошло с СН 1947А. SN для SuperNova — это стандартный префикс. До 1987 года двухбуквенные обозначения требовались редко; с 1988 года они нужны каждый год. С 2016 года рост числа открытий регулярно приводил к дополнительному использованию трехбуквенных обозначений. [60] После zz следует aaa, затем aab, aac и так далее. Например, последняя сверхновая, сохранившаяся в Каталоге сверхновых Азиаго на момент его закрытия 31 декабря 2017 года, имеет обозначение SN 2017jzp. [61]

Классификация

Астрономы классифицируют сверхновые по их кривым блеска и линиям поглощения различных химических элементов , которые появляются в их спектрах . Если спектр сверхновой содержит 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 по наличию линий от других элементов или по форме кривой блеска (графика видимой величины сверхновой в зависимости от времени). [62] [63]

Тип I

Кривая блеска для типа Iа СН 2018гв

Сверхновые типа I подразделяются на основе их спектров: тип Ia демонстрирует 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 их лишен. Исторически кривые блеска сверхновых I типа считались во многом схожими, но слишком похожими, чтобы можно было проводить полезные различия. [64] Несмотря на то, что вариации кривых блеска изучаются, классификация по-прежнему производится на основе спектра, а не формы кривой блеска. [63]

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, демонстрирующий подобные особенности. Например, сверхсветовую SN 2008ha часто называют SN 2002cx- подобной или класса Ia-2002cx. [65]

Небольшая часть сверхновых типа Ic демонстрирует сильно расширенные и смешанные эмиссионные линии, которые, как считается, указывают на очень высокие скорости расширения выбросов. Они были классифицированы как тип Ic-BL или Ic-bl. [66]

Сверхновые, богатые кальцием , — это редкий тип очень быстрых сверхновых с необычно сильными линиями кальция в спектрах. [67] [68] Модели предполагают, что они возникают, когда материал аккрецируется из звезды, богатой гелием , а не из звезды, богатой водородом . Из-за линий гелия в их спектрах они могут напоминать сверхновые типа Ib, но считается, что у них совсем другие прародители. [69]

Тип II

Кривые блеска используются для классификации сверхновых типа II-P и типа II-L. [63] [70]

Сверхновые типа II также можно подразделить на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II демонстрируют очень широкие эмиссионные линии , что указывает на скорость расширения во многие тысячи километров в секунду , некоторые, такие как SN 2005gl , имеют относительно узкие особенности в своих спектрах. Они называются типом IIn, где «n» означает «узкий». [63]

Некоторые сверхновые, такие как SN 1987K [71] и SN 1993J , по-видимому, меняют тип: на ранних этапах они показывают линии водорода, но в течение периода от недель до месяцев в них начинают доминировать линии гелия. Термин «тип IIb» используется для описания комбинации признаков, обычно связанных с типами II и Ib. [63]

Сверхновые типа II с нормальными спектрами, в которых преобладают широкие линии водорода, сохраняющиеся на протяжении всего периода спада, классифицируются на основе их кривых блеска. Самый распространенный тип демонстрирует характерное «плато» на кривой блеска вскоре после пика яркости, где визуальная яркость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем возобновится снижение. Их называют типом II-P, что означает плато. Реже встречаются сверхновые типа II-L, у которых нет четко выраженного плато. Буква «L» означает «линейный», хотя кривая блеска на самом деле не является прямой линией. [63]

Сверхновые, не подпадающие под общепринятую классификацию, называются пекулярными, или «печ». [63]

Типы III, IV и V

Цвикки определил дополнительные типы сверхновых на основе очень немногих примеров, которые не полностью соответствовали параметрам сверхновых типа I или типа II. SN 1961i в NGC 4303 была прототипом и единственным членом класса сверхновых III типа, отличавшегося широким максимумом кривой блеска и широкими бальмеровскими линиями водорода, которые медленно развивались в спектре. [64] SN 1961f в NGC 3003 была прототипом и единственным членом класса типа IV, с кривой блеска, аналогичной сверхновой типа II-P, с линиями поглощения водорода , но слабыми линиями излучения водорода . [64] Класс типа V был придуман для сверхновой SN 1961V в NGC 1058 , необычной слабой сверхновой или самозванке сверхновой с медленным ростом яркости, многомесячным максимумом и необычным спектром излучения. Отмечено сходство SN 1961V с Большим взрывом Эта Киля . [72] Сверхновые M101 (1909 г.) и M83 (1923 и 1957 гг.) также считались возможными сверхновыми типа IV или V. [73]

Теперь все эти типы будут рассматриваться как своеобразные сверхновые типа II (IIpec), для которых было обнаружено еще много примеров, хотя до сих пор спорят, была ли SN 1961V настоящей сверхновой после вспышки LBV или самозванцем. [64] [74]

Текущие модели

В галактике NGC 1365 сверхновая (яркая точка чуть выше центра галактики) быстро становится ярче, а затем медленнее гаснет. [75]

Коды типов сверхновых, как показано в таблице выше, являются таксономическими : номер типа основан на свете, наблюдаемом от сверхновой, а не обязательно на его причине. Например, сверхновые типа Ia рождаются в результате безудержного термоядерного синтеза, зажигающегося на выродившихся предшественниках белых карликов, тогда как спектрально подобные сверхновые типа Ib/c образуются из массивных лишенных звезд-прародителей в результате коллапса ядра.

Тепловой побег

Образование сверхновой типа Ia.

Звезда-белый карлик может накопить достаточно материала от звездного компаньона, чтобы поднять температуру своего ядра настолько, чтобы зажечь термоядерный синтез , после чего он подвергается безудержному ядерному синтезу, полностью разрушающему его. Теоретически существует три пути, по которым может произойти эта детонация: стабильная аккреция материала от компаньона, столкновение двух белых карликов или аккреция, вызывающая воспламенение оболочки, которая затем воспламеняет ядро. Доминирующий механизм образования сверхновых типа Ia остается неясным. [76] Несмотря на эту неопределенность в том, как рождаются сверхновые типа Ia, сверхновые типа Ia имеют очень однородные свойства и являются полезными стандартными свечами на межгалактических расстояниях. Некоторые калибровки необходимы для компенсации постепенного изменения свойств или различных частот сверхновых с аномальной светимостью при высоком красном смещении, а также для небольших изменений яркости, определяемых формой или спектром кривой блеска. [77] [78]

Нормальный тип Ia

Есть несколько способов формирования сверхновой этого типа, но у них есть общий основной механизм. Если бы углеродно - кислородный белый карлик аккрецировал достаточно вещества, чтобы достичь предела Чандрасекара примерно в 1,44 солнечной массы [79] (для невращающейся звезды), он больше не смог бы поддерживать основную часть своей массы из-за давления электронного вырождения [79 ]. 80] [81] и начал бы разрушаться. Однако в настоящее время считается, что этот предел обычно не достигается; увеличение температуры и плотности внутри ядра приводит к воспламенению термоядерного синтеза углерода по мере того, как звезда приближается к пределу (с точностью до 1%) [82] перед началом коллапса. [79] Напротив, для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик обычно образует нейтронную звезду . В этом случае при коллапсе будет выброшена лишь часть массы звезды. [81]

Голубое пятно в центре красного кольца — изолированная нейтронная звезда в Малом Магеллановом Облаке .

В течение нескольких секунд после процесса коллапса значительная часть материи белого карлика подвергается ядерному синтезу, высвобождая достаточно энергии (1–2 × 10 44  Дж ) [83] для раскрепления звезды в сверхновой. [84] Генерируется расширяющаяся наружу ударная волна , скорость материи которой достигает порядка 5 000–20 000 км/с , или примерно 3% от скорости света. Также наблюдается значительное увеличение светимости, достигающей абсолютной величины -19,3 (или в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими изменениями. [85]

Моделью формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Более крупная из двух звезд первой эволюционирует за пределы главной последовательности и расширяется, образуя красный гигант . Две звезды теперь имеют общую оболочку, в результате чего их взаимная орбита сжимается. Затем гигантская звезда теряет большую часть своей оболочки, теряя массу до тех пор, пока не перестанет продолжать ядерный синтез . В этот момент она становится белым карликом, состоящим в основном из углерода и кислорода. [86] В конце концов, вторичная звезда также эволюционирует из главной последовательности, образуя красного гиганта. Материя гиганта аккрецируется белым карликом, в результате чего масса последнего увеличивается. Точные детали инициирования и образования тяжелых элементов в результате катастрофического события остаются неясными. [87]

Сверхновые типа Ia после события образуют характерную кривую блеска — график зависимости светимости от времени. Эта светимость возникает в результате радиоактивного распада никеля - 56 через кобальт -56 на железо -56. [85] Пиковая светимость кривой блеска чрезвычайно постоянна для нормальных сверхновых типа Ia, имея максимальную абсолютную звездную величину около -19,3. Это связано с тем, что типичные сверхновые типа Ia возникают из звезды-прародителя определенного типа путем постепенного набора массы и взрываются, когда они приобретают постоянную типичную массу, что приводит к очень похожим условиям и поведению сверхновых. Это позволяет использовать их в качестве вторичных [88] эталонных свечей для измерения расстояний до родительских галактик. [89]

Вторая модель образования сверхновых типа Ia предполагает слияние двух звезд белых карликов, общая масса которых на мгновение превышает предел Чандрасекара. [90] Иногда ее называют моделью двойного вырождения, поскольку обе звезды являются вырожденными белыми карликами. Из-за возможных комбинаций массы и химического состава пары события этого типа могут сильно различаться [91] , и во многих случаях сверхновая может вообще не возникнуть, и в этом случае их свет будет менее ярким. кривая, чем у более нормального СН типа Ia. [92]

Нестандартный тип Ia

Аномально яркие сверхновые типа Ia возникают, когда белый карлик уже имеет массу, превышающую предел Чандрасекара, [93] возможно, еще больше увеличенную из-за асимметрии, [94] , но выброшенное вещество будет иметь меньшую, чем нормальная кинетическая энергия. Этот сценарий сверхмассы Чандрасекара может произойти, например, когда дополнительная масса поддерживается дифференциальным вращением . [95]

Для нестандартных сверхновых типа Ia формальной подклассификации не существует. Было предложено отнести группу сверхновых сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, к типу Iax . [96] [97] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика и может оставить после себя звезду-зомби . [98]

Один конкретный тип сверхновых возникает в результате взрыва белых карликов, например, типа Ia, но содержит в своих спектрах линии водорода, возможно, потому, что белый карлик окружен оболочкой из околозвездного материала , богатого водородом . Эти сверхновые получили названия типа Ia/IIn , ​​типа Ian , типа IIa и типа IIan . [99]

Четверная звезда HD 74438 , принадлежащая рассеянному скоплению IC 2391 созвездия Вела , по прогнозам, станет нестандартной сверхновой типа Ia. [100] [101]

Коллапс ядра

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

Очень массивные звезды могут подвергнуться коллапсу ядра, когда ядерный синтез становится неспособным поддерживать ядро ​​против собственной гравитации; Прохождение этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать сильное изгнание внешних слоев звезды, что приведет к возникновению сверхновой. Однако, если высвобождение гравитационной потенциальной энергии недостаточно, звезда может вместо этого коллапсировать в черную дыру или нейтронную звезду с небольшой излучаемой энергией. [102]

Коллапс ядра может быть вызван несколькими различными механизмами: превышением предела Чандрасекара ; захват электрона ; парная нестабильность ; или фотораспад . [102] [103] [104]

В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра массивных звезд, типы звезд, в которых они возникают, связанный с ними тип сверхновой и образующиеся остатки. Металличность — это доля элементов, отличных от водорода или гелия, по сравнению с Солнцем . Начальная масса - это масса звезды до вспышки сверхновой, кратная массе Солнца, хотя масса во время вспышки сверхновой может быть намного меньше. [102]

Сверхновые типа IIв в таблице не указаны. Они могут быть произведены 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 светящихся сверхгигантов или гипергигантов (включая LBV). Узкие спектральные линии, в честь которых они названы, возникают из-за того, что сверхновая расширяется в небольшое плотное облако околозвездного материала. [105] Похоже, что значительная часть предполагаемых сверхновых типа IIn — это самозванцы сверхновых, массивные извержения LBV-подобных звезд, подобные Великому извержению Эта Киля . В этих событиях материал, ранее выброшенный из звезды, создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну за счет взаимодействия с недавно выброшенным материалом. [106]

Подробный процесс

Внутри массивной эволюционировавшей звезды (а) луковично-слоистые оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя железное ядро ​​(б), которое достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов (в), в результате чего падающий материал отскакивает (г) и образует распространяющийся наружу ударный фронт (красный). Ударная волна начинает затухать (е), но возобновляется, вероятно, за счет нагрева нейтрино . Окружающий материал взрывается (f), оставляя только выродившийся остаток. [107]

Когда ядро ​​звезды больше не поддерживается гравитацией, оно коллапсирует само по себе со скоростью, достигающей 70 000 км/с (0,23 с ), [108] что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. Дальнейшее зависит от массы и структуры коллапсирующего ядра: вырожденные ядра с малой массой образуют нейтронные звезды, вырожденные ядра с большей массой в основном полностью коллапсируют в черные дыры, а невырожденные ядра подвергаются неуправляемому термоядерному синтезу. [107] [109]

Первоначальный коллапс вырожденных ядер ускоряется бета-распадом , фотораспадом и захватом электронов, что вызывает всплеск электронных нейтрино . По мере увеличения плотности эмиссия нейтрино прекращается, поскольку они попадают в ядро. Внутреннее ядро ​​в конечном итоге достигает обычно 30  км в диаметре [110] с плотностью, сравнимой с плотностью атомного ядра , а давление вырождения нейтронов пытается остановить коллапс. Если масса ядра превышает примерно 15 масс Солнца, то нейтронного вырождения недостаточно, чтобы остановить коллапс, и образуется черная дыра без сверхновой. [103]

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и вновь сформированное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов Кельвинов , что в 6000 раз превышает температуру ядра Солнца . [107] При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются за счет теплового излучения . Этих тепловых нейтрино в несколько раз больше, чем нейтрино электронного захвата. [111] Около 10 46 джоулей, примерно 10% массы покоя звезды, преобразуется в десятисекундную вспышку нейтрино, которая является основным результатом события. [110] [112] Внезапно остановившийся коллапс ядра отскакивает и производит ударную волну, которая останавливается во внешнем ядре в течение миллисекунд [113] , поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжелых элементов. Процесс, который до конца не понятен, необходим для того, чтобы позволить внешним слоям ядра реабсорбировать около 10 44 джоулей [112] (1 противник ) от импульса нейтрино , создавая видимую яркость, хотя существуют и другие теории, которые могли бы привести в действие взрыв. . [110]

Некоторая часть материала из внешней оболочки выпадает обратно на нейтронную звезду, а для ядер размером более 8  M ☉ этого достаточно, чтобы образовать черную дыру. Этот запасной вариант уменьшит создаваемую кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи , которые приводят к гамма-всплеску или исключительно яркой сверхновой. [114]

Коллапс массивного невырожденного ядра спровоцирует дальнейший термоядерный синтез. [109] Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью ( фотоны превращаются в электрон - позитронные пары, тем самым снижая радиационное давление), начинается синтез кислорода и коллапс может быть остановлен. При массе ядра 40–60  M ☉ коллапс останавливается, и звезда остается неповрежденной, но коллапс произойдет снова, когда образуется более крупное ядро. Для ядер размером около 60–130  M ☉ синтез кислорода и более тяжелых элементов настолько энергичен, что вся звезда разрушается, вызывая сверхновую. В верхнем конце диапазона масс сверхновая необычайно ярка и чрезвычайно долговечна из-за большого количества солнечных масс выброшенного 56 Ni. При еще большей массе ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы обеспечить фотораспад, и ядро ​​полностью коллапсирует в черную дыру. [115] [103]

Тип II

Атипичный сверхсветовой тип 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, становясь белыми карликами. Звезды с размером не менее 9  M ☉ (возможно, целых 12  M ☉ [116] ) развиваются сложным образом, постепенно сжигая более тяжелые элементы при более высоких температурах в своих ядрах. [110] [117] Звезда становится слоистой, как луковица, при этом горение более легко сплавляющихся элементов происходит в более крупных оболочках. [102] [118] Хотя в народе их описывают как луковицу с железным ядром, наименее массивные прародители сверхновых имеют только кислородно- неоновые ( -магниевые ) ядра. Эти звезды super-AGB могут образовывать большинство сверхновых с коллапсом ядра, хотя они менее яркие и поэтому наблюдаются реже, чем звезды более массивных прародителей. [116]

Если коллапс ядра происходит во время фазы сверхгиганта, когда у звезды еще есть водородная оболочка, результатом является сверхновая типа II. [119] Скорость потери массы светящихся звезд зависит от металличности и светимости . Чрезвычайно яркие звезды с металличностью, близкой к солнечной, потеряют весь свой водород до того, как достигнут коллапса ядра, и поэтому не образуют сверхновую типа II. [119] При низкой металличности все звезды достигнут коллапса ядра с водородной оболочкой, но достаточно массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру, не создавая видимой сверхновой. [102]

Звезды с начальной массой, примерно в 90 раз превышающей солнечную, или немного меньше при высокой металличности, образуют сверхновую типа II-P, которая является наиболее часто наблюдаемым типом. При умеренной и высокой металличности звезды вблизи верхнего края этого диапазона масс потеряют большую часть своего водорода, когда произойдет коллапс ядра, и в результате возникнет сверхновая типа II-L. [120] При очень низкой металличности звезды размером около 140–250  M ☉ достигнут коллапса ядра из-за парной нестабильности, хотя у них все еще есть водородная атмосфера и кислородное ядро, и в результате получится сверхновая с характеристиками типа II, но с очень большой массой. выброшенного 56 Ni и высокой светимости. [102] [121]

Тип Ib и Ic

SN 2008D типа Ib [122] на дальнем верхнем конце галактики, показанная в рентгеновских лучах (слева) и видимом свете (справа), [123] с более яркой SN 2007uy ближе к центру.

Эти сверхновые, как и сверхновые типа II, представляют собой массивные звезды, претерпевающие коллапс ядра. В отличие от прародителей сверхновых типа II, звезды, ставшие сверхновыми типов Ib и Ic, потеряли большую часть своей внешней (водородной) оболочки из-за сильных звездных ветров или взаимодействия с компаньоном. [124] Эти звезды известны как звезды Вольфа-Райе , и они встречаются с металличностью от умеренной до высокой, где континуальные ветры вызывают достаточно высокие темпы потери массы. Наблюдения сверхновых типа Ib/c не соответствуют наблюдаемому или ожидаемому появлению звезд Вольфа – Райе. Альтернативные объяснения этого типа коллапса ядра сверхновой связаны с тем, что звезды лишились водорода в результате бинарных взаимодействий. Двойные модели лучше соответствуют наблюдаемым сверхновым при условии, что подходящих двойных гелиевых звезд никогда не наблюдалось. [125]

Сверхновые типа Ib являются более распространенными и возникают в результате звезд Вольфа – Райе типа WC , в атмосфере которых все еще есть гелий. В узком диапазоне масс звезды развиваются дальше, прежде чем достигнут коллапса ядра и становятся звездами WO с очень небольшим количеством оставшегося гелия, и это прародители сверхновых типа Ic. [126]

Несколько процентов сверхновых типа Ic связаны с гамма-всплесками (GRB), хотя также считается, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может производить гамма-всплески, в зависимости от обстоятельств геометрии. [127] Механизмом образования этого типа гамма-всплесков являются струи, создаваемые магнитным полем быстро вращающегося магнетара , образующегося в коллапсирующем ядре звезды. Струи также будут передавать энергию расширяющейся внешней оболочке, создавая сверхяркую сверхновую . [114] [128] [129]

Сверхновые с ультра-разделением возникают, когда взрывающаяся звезда была лишена (почти) всего металлического ядра в результате массопереноса в тесной двойной системе. [130] [131] В результате из взрывающейся звезды выбрасывается очень мало материала (около 0,1  M ☉ ). В самых крайних случаях сверхновые могут возникать в обнаженных металлических ядрах, масса которых едва превышает предел Чандрасекара. SN 2005ek [132] может быть первым наблюдательным примером сверхполосовой сверхновой, дающей начало относительно тусклой и быстро затухающей кривой блеска. Природа сверхновых сверхновых может быть как сверхновой с коллапсом железного ядра, так и сверхновой с электронным захватом, в зависимости от массы коллапсирующего ядра. Считается, что сверхновые с ультра-полосками связаны со вторым взрывом сверхновой в двойной системе, в результате которого образуется, например, плотная система двойной нейтронной звезды. [133] [134]

В 2022 году группа астрономов под руководством исследователей из Института науки Вейцмана сообщила о первом взрыве сверхновой, что является прямым доказательством существования звезды-прародителя Вольфа-Райе. SN 2019hgp была сверхновой типа Icn, а также первой, в которой был обнаружен элемент неон. [135] [136]

Сверхновые с электронным захватом

В 1980 году Кеничи Номото из Токийского университета предсказал сверхновую «третьего типа» и назвал ее сверхновой с электронным захватом. Оно могло возникнуть, когда звезда «находящаяся в переходном диапазоне (от ~8 до 10 солнечных масс) между образованием белого карлика и сверхновыми с коллапсом железного ядра» и с вырожденным ядром O+Ne+Mg [137] взорвалась после того, как ее ядро ​​​​исчезло. из ядерного топлива, заставляя гравитацию сжимать электроны в ядре звезды в их атомные ядра, [138] [139] что приводит к взрыву сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду. [102] В июне 2021 года в журнале Nature Astronomy появилась статья, в которой сообщалось, что сверхновая SN 2018zd 2018 года (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) оказалась первым наблюдением сверхновой, захватившей электроны. [137] [138] [139] Взрыв сверхновой 1054 года, создавший Крабовидную туманность в нашей галактике, считался лучшим кандидатом на роль сверхновой с захватом электронов, и статья 2021 года повышает вероятность того, что это было правильно. [138] [139]

Неудачные сверхновые

Коллапс ядра некоторых массивных звезд может не привести к появлению видимой сверхновой. Это происходит, если первоначальный коллапс ядра не может быть обращен вспять механизмом, вызывающим взрыв, обычно из-за того, что ядро ​​слишком массивно. Эти события трудно обнаружить, но крупные опросы выявили возможных кандидатов. [140] [141] Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 претерпел умеренную вспышку в марте 2009 года, прежде чем исчез из поля зрения. На месте звезды остается лишь слабый инфракрасный источник. [142]

Кривые блеска

Типичные кривые блеска нескольких типов сверхновых; на практике масштабы и продолжительность варьируются в пределах каждого типа. См. Карттунен и др. для типов Iа, Iб, II-Л и II-П; [143] Моджаз и др. для типов Iв и IIб; [144] и Найхолм и др. для типа IIIn. [145]

Выбрасываемые газы быстро тускнеют без затрат энергии на поддержание их температуры. Источник этой энергии, которая может поддерживать оптическое свечение сверхновой в течение нескольких месяцев, поначалу был загадкой. Некоторые считали источником вращательную энергию центрального пульсара. [146] Хотя энергия, которая изначально питает каждый тип сверхновых, доставляется быстро, в кривых блеска преобладает последующий радиоактивный нагрев быстро расширяющихся выбросов. Сильно радиоактивная природа выбрасываемых газов была впервые рассчитана на основе звукового нуклеосинтеза в конце 1960-х годов, и с тех пор было продемонстрировано, что это верно для большинства сверхновых. [147] Лишь в SN 1987A прямое наблюдение линий гамма-излучения позволило однозначно идентифицировать основные радиоактивные ядра. [148]

Благодаря прямым наблюдениям теперь известно, что большая часть кривой блеска (графика светимости как функции времени) после появления сверхновой типа II , такой как SN 1987A, объясняется предсказанными радиоактивными распадами. [9] Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно радиоактивная энергия, поглощаемая выбрасываемыми газами, сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Радиоактивный распад 56 Ni через его дочерние элементы 56 Co до 56 Fe приводит к образованию фотонов гамма-излучения , главным образом с энергиями847  кэВ и1238 кэВ , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, следовательно, в светимости выброса в промежуточное время (несколько недель) и в позднее время (несколько месяцев). [149] Энергия 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 полураспаду 77,3 дня. жизнь 56 Co, распадающегося до 56 Fe. Более поздние измерения с помощью космических гамма-телескопов небольшой доли гамма-лучей 56 Co и 57 Co, вышедших из остатка SN 1987A без поглощения, подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источниками энергии. [148]

Мессье 61 со сверхновой SN2020jfo, снимок астронома-любителя в 2020 году.

Фаза позднего затухания визуальных кривых блеска для разных типов сверхновых зависит от радиоактивного нагрева, но они различаются по форме и амплитуде из-за лежащих в основе механизмов, способа образования видимого излучения, эпохи его наблюдения и прозрачности. выбрасываемого материала. [150] Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, в ультрафиолетовых длинах волн имеется ранний чрезвычайно яркий пик продолжительностью всего несколько часов, соответствующий прорыву ударной волны, вызванной начальным событием, но этот прорыв почти не обнаруживается оптически. [151] [152]

Кривые блеска типа Ia в основном очень однородны, с постоянной максимальной абсолютной величиной и относительно крутым спадом светимости. Выход их оптической энергии обусловлен радиоактивным распадом выброшенного никеля-56 (период полураспада 6 дней), который затем распадается на радиоактивный кобальт-56 (период полураспада 77 дней). Эти радиоизотопы возбуждают окружающий материал до накала. [85] Современные исследования космологии опираются на радиоактивность 56 Ni, обеспечивающую энергию для оптической яркости сверхновых типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космологии, но чьи диагностические847 кэВ иГамма-лучи с энергией 1238 кэВ были впервые обнаружены только в 2014 году. [153] Начальные фазы кривой блеска резко падают по мере уменьшения эффективного размера фотосферы и истощения захваченного электромагнитного излучения. Кривая блеска продолжает снижаться в диапазоне B , хотя примерно через 40 дней она может показывать небольшое плечо, но это лишь намек на вторичный максимум, который возникает в инфракрасном диапазоне, когда некоторые ионизированные тяжелые элементы рекомбинируются с образованием инфракрасное излучение и выбросы становятся для него прозрачными. Кривая визуального блеска продолжает снижаться со скоростью, немного превышающей скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует более позднюю кривую), поскольку выброшенный материал становится более рассеянным и менее способным преобразовывать высокую энергию. радиацию в зрительную радиацию. Через несколько месяцев кривая блеска снова меняет скорость снижения, поскольку эмиссия позитронов из оставшегося кобальта-56 становится доминирующей, хотя эта часть кривой блеска мало изучена. [154]

Кривые блеска типов Ib и Ic аналогичны кривым блеска типа Ia, хотя и с более низкой средней пиковой светимостью. Визуальный световой поток снова обусловлен радиоактивным распадом, преобразующимся в визуальное излучение, но масса образовавшегося никеля-56 гораздо меньшая. Пиковая светимость значительно варьируется, и иногда встречаются даже сверхновые типа Ib/c, которые на несколько порядков ярче нормы. Наиболее яркие сверхновые типа Ic называются гиперновыми и имеют тенденцию иметь расширенные кривые 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. [155] [156]

Кривые блеска сверхновых II типа характеризуются гораздо более медленным спадом, чем I типа, порядка 0,05 звездной величины в сутки [70] , исключая фазу плато. В визуальном световом потоке в течение нескольких месяцев преобладает кинетическая энергия, а не радиоактивный распад, в первую очередь из-за существования водорода в выбросах из атмосферы сверхгигантской звезды-прародителя. При первоначальном разрушении этот водород нагревается и ионизируется. Кривые блеска большинства сверхновых типа II демонстрируют продолжительное плато, поскольку водород рекомбинирует, излучая видимый свет и становясь более прозрачным. Затем следует снижение кривой блеска, вызванное радиоактивным распадом, хотя и медленнее, чем в сверхновых типа I, из-за эффективности преобразования в свет всего водорода. [64]

В типе II-L плато отсутствует, поскольку в атмосфере прародителя осталось относительно мало водорода, достаточное для появления в спектре, но недостаточное для создания заметного плато в световом потоке. В сверхновых типа IIb водородная атмосфера прародителя настолько обеднена (предположительно, из-за приливного разрушения звездой-компаньоном), что кривая блеска приближается к сверхновой типа I, а водород даже исчезает из спектра через несколько недель. [64]

Сверхновые типа IIIn характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, образующимися в плотной оболочке околозвездного материала. Их кривые блеска, как правило, очень широкие и протяженные, иногда они также чрезвычайно яркие и называются сверхсветящимися сверхновыми. Эти кривые блеска возникают в результате высокоэффективного преобразования кинетической энергии выбросов 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 возникновения сверхновой. [157] [158]

Большое количество сверхновых было каталогизировано и классифицировано для получения дистанционных свечей и тестовых моделей. [159] [160] Средние характеристики несколько различаются в зависимости от расстояния и типа родительской галактики, но в общих чертах могут быть определены для каждого типа сверхновой.

Примечания:

  1. ^ Слабые типы могут быть отдельным подклассом. Яркие типы могут представлять собой континуум от слегка сверхярких до гиперновых.
  2. ^ Эти величины измерены в диапазоне R. Измерения в диапазонах V или B являются обычными, и для сверхновых они будут примерно на ползвездной величины ярче.
  3. ^ Порядок величины кинетической энергии. Полная энергия электромагнитного излучения обычно ниже, а (теоретическая) энергия нейтрино намного выше.
  4. ^ Вероятно, гетерогенная группа, любой из других типов заключен в туманности.

Асимметрия

Пульсар в Крабовидной туманности движется со скоростью 375 км/с относительно туманности. [163]

Давняя загадка, связанная со сверхновыми типа II, заключается в том, почему оставшийся компактный объект получает большую скорость вдали от эпицентра; [164] Пульсары и, следовательно, нейтронные звезды имеют высокие пекулярные скорости , и черные дыры, по-видимому, тоже имеют высокие пекулярные скорости, хотя их гораздо труднее наблюдать по отдельности. Первоначальный импульс может быть значительным: объект массой более Солнца будет двигаться со скоростью 500 км/с или выше. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм передачи импульса компактному объекту остается загадкой. Предлагаемые объяснения этого удара включают конвекцию в коллапсирующей звезде, асимметричный выброс вещества во время образования нейтронной звезды и асимметричные выбросы нейтрино . [164] [165]

Одним из возможных объяснений этой асимметрии является крупномасштабная конвекция над ядром. Конвекция может создавать изменения в локальном содержании элементов, что приводит к неравномерному горению ядер во время коллапса, отскока и, как следствие, расширения. [166] Другое возможное объяснение заключается в том, что аккреция газа на центральную нейтронную звезду может создать диск , который приводит в движение узконаправленные струи, выбрасывая вещество с высокой скоростью из звезды и вызывая поперечные ударные волны, которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут сыграть решающую роль в возникновении сверхновой. [167] [168] (Аналогичная модель используется для объяснения длинных гамма-всплесков.) Доминирующий механизм может зависеть от массы звезды-прародителя. [165]

Первоначальная асимметрия также была подтверждена наблюдениями в сверхновых типа Ia. Этот результат может означать, что начальная светимость сверхновой этого типа зависит от угла наблюдения. Однако с течением времени расширение становится более симметричным. Ранние асимметрии можно обнаружить путем измерения поляризации излучаемого света. [169]

Выход энергии

Радиоактивные распады никеля-56 и кобальта-56, вызывающие видимую кривую блеска сверхновой [85] [170]

Хотя сверхновые в первую очередь известны как светящиеся явления, испускаемое ими электромагнитное излучение является едва ли не незначительным побочным эффектом. В частности, в случае коллапса ядра сверхновых, испускаемое электромагнитное излучение составляет лишь небольшую часть общей энергии, выделившейся во время события. [171]

Существует фундаментальная разница между балансом производства энергии в разных типах сверхновых. При детонациях белых карликов типа Ia большая часть энергии направляется на синтез тяжелых элементов и кинетическую энергию выбросов. [172] В сверхновых с коллапсом ядра подавляющее большинство энергии направляется на испускание нейтрино , и хотя часть этой энергии, по-видимому, приводит к наблюдаемому разрушению, более 99% нейтрино покидают звезду в первые несколько минут после начала коллапса ядра. крах. [45]

Стандартные сверхновые типа Ia получают свою энергию в результате неуправляемого ядерного синтеза углеродно-кислородного белого карлика. Детали энергетики до сих пор не до конца изучены, но результатом является выброс всей массы исходной звезды с высокой кинетической энергией. Около половины солнечной массы этой массы составляет 56 Ni , образующийся в результате сжигания кремния . 56 Ni радиоактивен и распадается на 56 Co путем бета-распада (с периодом полураспада шесть дней) и гамма-лучей. Сам 56 Co распадается по бета-плюсному ( позитронному ) пути с периодом полураспада 77 дней до стабильного 56 Fe. Эти два процесса ответственны за электромагнитное излучение сверхновых типа Ia. В сочетании с изменением прозрачности выбрасываемого материала они создают быстро уменьшающуюся кривую блеска. [170]

Сверхновые с коллапсом ядра в среднем визуально тусклее, чем сверхновые типа Ia, [143] [144] [145] , но общая высвободившаяся энергия намного выше, как показано в следующей таблице.

В некоторых сверхновых с коллапсом ядра возвращение к черной дыре запускает релятивистские струи , которые могут производить краткий энергичный и направленный всплеск гамма-лучей, а также передавать значительную дополнительную энергию выброшенному материалу. Это один из сценариев образования сверхновых высокой светимости, который считается причиной гиперновых типа Ic и длительных гамма-всплесков. [177] Если релятивистские струи слишком короткие и не могут проникнуть через оболочку звезды, то может возникнуть гамма-всплеск низкой светимости, и сверхновая может оказаться сверхсветящейся. [178]

Когда сверхновая возникает внутри небольшого плотного облака околозвездного материала, она создает ударную волну, которая может эффективно преобразовать большую часть кинетической энергии в электромагнитное излучение. Несмотря на то, что первоначальная энергия была совершенно нормальной, полученная сверхновая будет иметь высокую светимость и большую продолжительность жизни, поскольку она не зависит от экспоненциального радиоактивного распада. Событие такого типа может вызвать гиперновые типа II. [179] [180]

Хотя сверхновые с парной нестабильностью представляют собой сверхновые с коллапсом ядра со спектрами и кривыми блеска, подобными типу II-P, природа после коллапса ядра больше похожа на природу гигантского типа Ia с безудержным синтезом углерода, кислорода и кремния. Общая энергия, выделяемая событиями с самой высокой массой, сравнима с энергией других сверхновых, коллапсирующих 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, а количество радиоактивного никеля и других тяжелых элементов, выброшенных из их ядер, может быть на порядки выше, что приводит к высокой визуальной светимости. [181]

Прародитель

В этом ускоренном изображении далеких галактик, созданном художником, время от времени появляются сверхновые. Каждая взрывающаяся звезда ненадолго соперничает по яркости с родительской галактикой.

Классификационный тип сверхновой тесно связан с типом звезды на момент коллапса. Возникновение каждого типа сверхновых зависит от металличности звезды-прародительницы, поскольку это влияет на силу звездного ветра и, следовательно, на скорость, с которой звезда теряет массу. [182]

Сверхновые типа Ia рождаются из звезд-белых карликов в двойных звездных системах и встречаются во всех типах галактик . [183] ​​Сверхновые с коллапсом ядра встречаются только в галактиках, переживающих нынешнее или очень 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 в неправильных галактиках , особенно в галактиках со звездообразованием . [184] [185] [186]

Предполагается, что сверхновые типа Ib и Ic возникли в результате коллапса ядра массивных звезд, потерявших внешний слой водорода и гелия, либо в результате сильных звездных ветров, либо в результате передачи массы компаньону. [156] Они обычно происходят в областях нового звездообразования и крайне редки в эллиптических галактиках . [69] Прародители сверхновых типа IIn также имеют высокие темпы потери массы в период непосредственно перед взрывом. [187] Сверхновые типа Ic наблюдались в регионах, которые более богаты металлами и имеют более высокие темпы звездообразования, чем в среднем для родительских галактик. [188] В таблице показаны прародители основных типов сверхновых с коллапсом ядра, а также приблизительные пропорции, которые наблюдались в окрестностях.

Типы сверхновых по начальной массе-металличности
Остатки одиночных массивных звезд

Существует ряд трудностей, связанных с согласованием смоделированной и наблюдаемой звездной эволюции, ведущей к коллапсу ядра сверхновой. Красные сверхгиганты являются прародителями подавляющего большинства сверхновых с коллапсом ядра, и они наблюдались, но только при относительно низких массах и светимостях, ниже примерно 18  M ☉ и 100 000  L ☉ соответственно. Большинство предшественников сверхновых типа II не обнаружены и должны быть значительно более тусклыми и, предположительно, менее массивными. Это несоответствие получило название проблемы красных сверхгигантов . [189] Впервые он был описан в 2009 году Стивеном Смарттом, который также придумал этот термин. После выполнения ограниченного по объему поиска сверхновых Смартт и др. обнаружили, что нижний и верхний пределы массы для формирования сверхновых типа II-P составляют8,5+1
−1,5 М ☉ и16,5 ± 1,5  М ☉ соответственно. Первое соответствует ожидаемым верхним пределам массы для формирования предшественников белых карликов, но второе не согласуется с массивным звездным населением в Местной группе. [190] Верхний предел для красных сверхгигантов, которые производят видимый взрыв сверхновой, был рассчитан на уровне19+4
−2 М ☉ . [189]

Считается, что красные сверхгиганты с большей массой не взрываются как сверхновые, а вместо этого эволюционируют обратно в сторону более высоких температур. Было подтверждено несколько прародителей сверхновых типа IIb, и это были сверхгиганты K и G, а также один сверхгигант A. [191] Желтые гипергиганты или LBV предположительно являются прародителями сверхновых типа IIb, и почти все сверхновые типа IIb, достаточно близкие для наблюдения, показали такие прародители. [192] [193]

Голубые сверхгиганты образуют 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. [191] [194] Модели с трудом показывают, как голубые сверхгиганты теряют достаточно массы, чтобы достичь сверхновой, не переходя на другую стадию эволюции. Одно исследование показало возможный путь коллапса светящихся синих переменных после красного сверхгиганта с низкой светимостью, скорее всего, в виде сверхновой типа IIn. [195] Было обнаружено несколько примеров горячих светящихся прародителей сверхновых типа IIn: SN 2005gy и SN 2010jl были явно массивными светящимися звездами, но находились очень далеко; и SN 2009ip имела очень яркий предшественник, вероятно, LBV, но это своеобразная сверхновая, точная природа которой оспаривается. [191]

Прародители сверхновых типа Ib/c вообще не наблюдаются, а ограничения на их возможную светимость часто ниже, чем у известных звезд WC . [191] Звезды WO чрезвычайно редки и визуально относительно слабы, поэтому трудно сказать, отсутствуют ли такие прародители или их еще только предстоит наблюдать. Очень яркие прародители не были надежно идентифицированы, несмотря на то, что многочисленные сверхновые наблюдались достаточно близко, чтобы такие прародители можно было четко отобразить. [194] Популяционное моделирование показывает, что наблюдаемые сверхновые типа Ib/c могут быть воспроизведены смесью одиночных массивных звезд и звезд с «раздетой оболочкой» из взаимодействующих двойных систем. [125] Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения предшественников нормальных сверхновых типа Ib и Ic может быть связано с тем, что большинство массивных звезд коллапсируют непосредственно в черную дыру без вспышки сверхновой . Большинство этих сверхновых затем рождаются из гелиевых звезд меньшей массы и низкой светимости в двойных системах. Небольшое количество будет принадлежать быстро вращающимся массивным звездам, что, вероятно, соответствует высокоэнергетическим событиям типа Ic-BL, которые связаны с длительными гамма-всплесками. [191]

Внешнее воздействие

События сверхновых порождают более тяжелые элементы, которые разбрасываются по окружающей межзвездной среде. Расширяющаяся ударная волна сверхновой может спровоцировать звездообразование. Галактические космические лучи генерируются взрывами сверхновых.

Источник тяжелых элементов

Таблица Менделеева, показывающая источник каждого элемента в межзвездной среде.

Сверхновые являются основным источником элементов в межзвездной среде, от кислорода до рубидия, [196] [197] [198] , хотя теоретическое содержание элементов, образующихся или видимых в спектрах, значительно варьируется в зависимости от различных типов сверхновых. [198] Сверхновые типа Ia производят в основном кремний и элементы железного пика, такие металлы, как никель и железо. [199] [200] 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, а также элементов тяжелее цинка. Последнее особенно верно в отношении сверхновых с захватом электронов. [201] Основная часть материала, выброшенного сверхновыми типа II, представляет собой водород и гелий. [202] Тяжелые элементы производятся путем: ядерного синтеза ядер до 34 S; фотораспад кремния, перестройка и квазиравновесие при горении кремния для ядер между 36 Ar и 56 Ni; и быстрый захват нейтронов ( r-процесс ) во время коллапса сверхновой для элементов тяжелее железа. В результате r-процесса образуются крайне нестабильные ядра, богатые нейтронами и быстро бета-распадающиеся на более стабильные формы. В сверхновых реакции r-процесса ответственны за около половины всех изотопов элементов, помимо железа, [203], хотя слияния нейтронных звезд могут быть основным астрофизическим источником многих из этих элементов. [196] [204]

В современной Вселенной старые звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) являются доминирующим источником пыли из оксидов, углерода и элементов s-процесса . [196] [205] Однако в ранней Вселенной, до образования звезд AGB, сверхновые могли быть основным источником пыли. [206]

Роль в звездной эволюции

Остатки многих сверхновых состоят из компактного объекта и быстро расширяющейся ударной волны материала. 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 , медленно охлаждается и смешивается с окружающей межзвездной средой в течение периода около 10 000 лет. [207]

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

Большой взрыв произвел водород, гелий и следы лития , в то время как все более тяжелые элементы синтезируются в звездах, сверхновых и столкновениях нейтронных звезд (таким образом, косвенно из-за сверхновых). Сверхновые имеют тенденцию обогащать окружающую межзвездную среду элементами, отличными от водорода и гелия, которые астрономы обычно называют «металлами». [208] Эти выброшенные элементы в конечном итоге обогащают молекулярные облака , которые являются местами звездообразования. [209] Таким образом, каждое звездное поколение имеет немного разный состав: от почти чистой смеси водорода и гелия до более богатого металлами состава. Сверхновые являются доминирующим механизмом распределения этих более тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период ее ядерного синтеза. Различное содержание элементов в материале, из которого состоит звезда, оказывает важное влияние на жизнь звезды [208] [210] и может влиять на возможность существования планет , вращающихся вокруг нее: вокруг звезд с более высокой металличностью образуется больше планет-гигантов . [211] [212]

Кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать звездообразование за счет сжатия близлежащих плотных молекулярных облаков в космосе. [213] Увеличение турбулентного давления также может предотвратить звездообразование, если облако не сможет потерять избыточную энергию. [214]

Данные 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. [215]

Быстрые радиовсплески (FRB) — это интенсивные кратковременные импульсы радиоволн, которые обычно длятся не более миллисекунд. Было предложено множество объяснений этих событий; магнетары , образующиеся в результате коллапса ядра сверхновых, являются ведущими кандидатами. [216] [217] [218] [219]

Космические лучи

Считается, что остатки сверхновых 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 в остатках сверхновых IC 443 и W44. Они образуются, когда ускоренные протоны от остатков воздействуют на межзвездный материал. [220]

Гравитационные волны

Сверхновые являются потенциально сильными галактическими источниками гравитационных волн , [221] но ни один из них до сих пор не был обнаружен. Единственные гравитационно-волновые явления, обнаруженные на данный момент, связаны с слиянием черных дыр и нейтронных звезд, вероятных остатков сверхновых. [222] Ожидается, что, как и выбросы нейтрино, гравитационные волны, создаваемые коллапсирующей сверхновой, прибудут без задержки, влияющей на свет. Следовательно, они могут предоставить информацию о процессе коллапса ядра, недоступную другими способами. Большинство сигналов гравитационных волн, предсказываемых моделями сверхновых, кратковременны, длятся менее секунды, и поэтому их трудно обнаружить. Использование сигнала нейтрино может стать триггером, который сможет определить временное окно, в котором следует искать гравитационную волну, помогая отличить ее от фонового шума. [223]

Влияние на Землю

Околоземная сверхновая — это сверхновая, расположенная достаточно близко к Земле, чтобы оказывать заметное воздействие на ее биосферу . В зависимости от типа и энергии сверхновой она может находиться на расстоянии до 3000 световых лет. В 1996 году была выдвинута теория, что следы прошлых сверхновых можно обнаружить на Земле в виде сигнатур изотопов металлов в пластах горных пород . Позже сообщалось об обогащении железом-60 в глубоководных породах Тихого океана . [224] [225] [226] В 2009 году во льдах Антарктики были обнаружены повышенные уровни нитрат-ионов, что совпало со вспышками сверхновых 1006 и 1054. Гамма-лучи этих сверхновых могли повысить уровень оксидов азота в атмосфере, которые застряли во льду. [227]

Исторически сложилось так, что близлежащие сверхновые могли повлиять на биоразнообразие жизни на планете. Геологические данные предполагают, что близлежащие события сверхновых привели к увеличению количества космических лучей, что, в свою очередь, привело к более прохладному климату. Большая разница температур между полюсами и экватором создала более сильные ветры, усилила перемешивание океана и привела к переносу питательных веществ на мелководье вдоль континентальных шельфов . Это привело к увеличению биоразнообразия. [228] [229]

Сверхновые типа Ia считаются потенциально наиболее опасными, если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из тусклых, обычных звезд-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 — IK Pegasi , находящийся примерно в 150 световых годах от нас. [230]

По оценкам 2003 года, сверхновая типа II должна находиться ближе восьми парсеков (26 световых лет), чтобы разрушить половину озонового слоя Земли, а таких кандидатов нет ближе, чем примерно на 500 световых лет. [231]

Кандидаты в Млечный Путь

Туманность вокруг звезды Вольфа–Райе WR124, которая находится на расстоянии около 21 000 световых лет [232]

Следующую сверхновую в Млечном Пути, скорее всего, можно будет обнаружить, даже если она произойдет на дальней стороне галактики. Вероятно, оно образовалось в результате коллапса ничем не примечательного красного сверхгиганта, и весьма вероятно, что оно уже было внесено в каталоги инфракрасных обзоров, таких как 2MASS . Существует меньшая вероятность того, что следующая сверхновая с коллапсом ядра будет произведена другим типом массивной звезды, такой как желтый гипергигант, светящаяся синяя переменная или Вольфа-Райе. Шансы на то, что следующая сверхновая будет типа Ia, произведенная белым карликом, составляют примерно треть шансов для сверхновой с коллапсом ядра. Опять же, это должно быть наблюдаемо, где бы оно ни происходило, но маловероятно, что прародитель когда-либо был замечен. Точно неизвестно даже, как выглядят системы-прародители типа Ia, и их трудно обнаружить за пределами нескольких парсеков. По оценкам, общее количество сверхновых в Млечном Пути составляет от 2 до 12 в столетие, хотя фактически ни одной из них не наблюдалось в течение нескольких столетий. [142]

По статистике, наиболее распространенной разновидностью сверхновых с коллапсом ядра является тип II-P, а прародителями этого типа являются красные сверхгиганты. [233] Трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся на заключительных стадиях синтеза тяжелых элементов в своих ядрах, а каким остались миллионы лет. Самые массивные красные сверхгиганты теряют свою атмосферу и превращаются в звезды Вольфа-Райе, прежде чем их ядра разрушатся. Все звезды Вольфа-Райе заканчивают свою жизнь на фазе Вольфа-Райе примерно через миллион лет, но опять же трудно определить те, которые находятся ближе всего к коллапсу ядра. Один класс, до взрыва которого, как ожидается, останется не более нескольких тысяч лет, — это звезды WO Вольфа-Райе, которые, как известно, исчерпали свое ядро ​​гелия. [234] Из них известны только восемь, и только четыре из них находятся в Млечном Пути. [235]

Ряд близких или хорошо известных звезд был идентифицирован как возможные кандидаты в сверхновые с коллапсом ядра: красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе ; [236] желтый гипергигант Ро Кассиопеи ; [237] светящаяся синяя переменная Эта Киля, которая уже породила самозванца сверхновой; [238] и самый яркий компонент — звезда Вольфа–Райе в системе Регора или Гамма-Велорум . [239] Другие получили известность как возможные, хотя и не очень вероятные, прародители гамма-всплеска; например WR 104 . [240]

Идентификация кандидатов на сверхновую типа Ia гораздо более умозрительна. Любая двойная система с аккрецирующим белым карликом может произвести сверхновую, хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы слабы и их трудно идентифицировать, но новые и повторяющиеся новые являются такими системами, которые удобно рекламируют себя. Одним из примеров является U Скорпиона . [241] Ближайшим известным кандидатом в сверхновую типа Ia является IK Pegasi (HR 8210), расположенная на расстоянии 150 световых лет, [242] но наблюдения показывают, что может пройти целых 1,9 миллиарда лет, прежде чем белый карлик сможет аккрецировать критическая масса, необходимая для того, чтобы стать сверхновой типа Ia. [243]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ↑ Цвикки, Фриц (1 января 1940 г.). «Типы новых». Обзоры современной физики . 12 (1): 66–85. Бибкод : 1940RvMP...12...66Z. doi : 10.1103/RevModPhys.12.66. ISSN  0034-6861.
  2. ^ аб Остерброк, Делавэр (1 декабря 2001 г.). «Кто на самом деле придумал слово сверхновая? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Тезисы докладов о заседании Американского астрономического общества . 199 : 15.01. Бибкод : 2001AAS...199.1501O.
  3. ^ "Сверхновая" . Оксфордский словарь английского языка (онлайн-изд.). Издательство Оксфордского университета . (Требуется подписка или членство участвующей организации.)
  4. ^ Мурдин, П.; Мурдин, Л. (1978). Сверхновые. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Пресс-синдикат Кембриджского университета. стр. 1–3. ISBN 978-0521300384.
  5. ^ Джоглекар, Х.; Вахия, Миннесота; Суле, А. (2011). «Самая старая карта неба с записью сверхновой звезды (в Кашмире)» (PDF) . Пурататтва: Журнал Индийского археологического общества (41): 207–211. Архивировано (PDF) из оригинала 10 мая 2019 года . Проверено 29 мая 2019 г.
  6. ^ Мёрдин, Пол; Мердин, Лесли (1985). Сверхновые . Издательство Кембриджского университета . стр. 14–16. ISBN 978-0521300384.
  7. ^ Бернэм, Роберт младший (1978). Небесный справочник . Дувр. стр. 1117–1122.
  8. ^ Винклер, П.Ф.; Гупта, Г.; Лонг, КС (2003). «Остаток SN 1006: собственные оптические движения, глубокая визуализация, расстояние и максимальная яркость». Астрофизический журнал . 585 (1): 324–335. arXiv : astro-ph/0208415 . Бибкод : 2003ApJ...585..324W. дои : 10.1086/345985. S2CID  1626564.
  9. ^ аб Фракной, Эндрю; и другие. (2022). Астрономия 2е. ОпенСтакс. п. 767. ИСБН 978-1-951-69350-3.
  10. ^ Кларк, Д.Х.; Стивенсон, Франция (1982). «Исторические сверхновые». Сверхновые: обзор текущих исследований; Труды Института перспективных исследований, Кембридж, Англия, 29 июня – 10 июля 1981 г. Дордрехт: Д. Рейдель . стр. 355–370. Бибкод : 1982ASIC...90..355C.
  11. ^ Бааде, В. (1943). «№ 675. Новая Змееносца 1604 года как сверхновая». Материалы Обсерватории Маунт-Вилсон/Института Карнеги в Вашингтоне . 675 : 1–9. Бибкод : 1943CMWCI.675....1B.
  12. ^ Моц, Л.; Уивер, Дж. Х. (2001). История астрономии. Основные книги . п. 76. ИСБН 978-0-7382-0586-1.
  13. ^ Чакраборти, С.; Чайлдс, Ф.; Содерберг, А. (25 февраля 2016 г.). «Молодые остатки сверхновых типа Ia и их прародители: исследование SNR G1.9 + 0,3». Астрофизический журнал . 819 (1): 37. arXiv : 1510.08851 . Бибкод : 2016ApJ...819...37C. дои : 10.3847/0004-637X/819/1/37 . S2CID  119246128.
  14. ^ Краузе, О. (2008). «Сверхновая Кассиопея А имела тип IIb». Наука . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Бибкод : 2008Sci...320.1195K. дои : 10.1126/science.1155788. PMID  18511684. S2CID  40884513.
  15. ^ Панкеньер, Дэвид В. (2006). «Заметки о переводах восточноазиатских записей, касающихся сверхновой 1054 года нашей эры». Журнал астрономической истории и наследия . 9 (1): 77. Бибкод : 2006JAHH....9...77P. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2006.01.06. S2CID  54914821.
  16. ^ "SNRcat - Высокоэнергетические наблюдения остатков галактических сверхновых" . Университет Манитобы . Проверено 16 октября 2020 г.
  17. ^ Чин, Ю.-Н.; Хуанг, Ю.-Л. (сентябрь 1994 г.). «Идентификация приглашенной звезды 185 года нашей эры как кометы, а не сверхновой». Природа (на немецком языке). 371 (6496): 398–399. Бибкод : 1994Natur.371..398C. дои : 10.1038/371398a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4240119 . Проверено 8 ноября 2021 г.
  18. ^ Чжао, Фу-Юань; Стром, Р.Г.; Цзян, Ши-Ян (октябрь 2006 г.). «Приглашенная звезда AD185, должно быть, была сверхновой». Китайский журнал астрономии и астрофизики (на немецком языке). 6 (5): 635–640. Бибкод : 2006ЧЯАА...6..635З. дои : 10.1088/1009-9271/6/5/17 . ISSN  1009-9271.
  19. ^ Мур, Патрик (2000). Книга данных по астрономии. ЦРК Пресс. стр. 295–296. ISBN 978-1-4200-3344-1.
  20. ^ Аб Хоффманн, Сюзанна М.; Фогт, Николаус (1 июля 2020 г.). «Поиски современных аналогов дальневосточных приглашенных звезд 369 г. н.э., 386 г. н.э. и 393 г. н.э.». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества (на немецком языке). 497 (2): 1419–1433. arXiv : 2007.01013 . Бибкод : 2020MNRAS.497.1419H. doi : 10.1093/mnras/staa1970.
  21. ^ Винклер, П. Франк; Гупта, Г. (2003), «Остаток SN 1006: собственные оптические движения, глубокие изображения, расстояние и максимальная яркость», The Astrophysical Journal (на немецком языке), 585 (1): 324–335, arXiv : astro- тел./0208415 , Bibcode : 2003ApJ...585..324W, номер doi : 10.1086/345985, S2CID  1626564
  22. ^ Риттер, Андреас; Паркер, Квентин А.; Лику, Фотейни; Зийлстра, Альберт А.; Герреро, Мартин А. (1 сентября 2021 г.), «Остаток и происхождение исторической сверхновой 1181 года нашей эры», The Astrophysical Journal Letters (на немецком языке), 918 (2): L33, arXiv : 2105.12384 , Bibcode : 2021ApJ ... 918L..33R, doi : 10.3847/2041-8213/ac2253 , hdl : 10261/255617, ISSN  2041-8205, S2CID  235195784
  23. ^ Шефер, Брэдли Э. (июль 1995 г.). «Пиковая яркость SN 1895B в NGC 5253 и постоянная Хаббла». Письма астрофизического журнала . 447 : Л13. Бибкод : 1995ApJ...447L..13S. дои : 10.1086/309549 . S2CID  227285055.
  24. ^ Дик, Стивен Дж. (2019). Классификация космоса: как мы можем понять небесный ландшафт. Международное издательство Спрингер. п. 191. ИСБН 9783030103804.
  25. ^ Остерброк, Делавэр (2001). «Кто придумал слово сверхновая? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Бюллетень Американского астрономического общества . 33 : 1330. Бибкод : 2001AAS...199.1501O.
  26. ^ Бааде, Уолтер; Цвики, Фриц (1934). «О сверхновых». Труды Национальной академии наук . 20 (5): 254–259. Бибкод : 1934PNAS...20..254B. дои : 10.1073/pnas.20.5.254 . ПМЦ 1076395 . ПМИД  16587881. 
  27. ^ Мурдин, П.; Мурдин, Л. (1985). Сверхновые (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета . п. 42. ИСБН 978-0-521-30038-4.
  28. ^ да Силва, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Бибкод : 1993Ap&SS.202..215D. дои : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  29. ^ Коваль, Коннектикут (1968). «Абсолютные величины сверхновых». Астрономический журнал . 73 : 1021–1024. Бибкод : 1968AJ.....73.1021K. дои : 10.1086/110763 .
  30. ^ Лейбундгут, Б. (2003). «Космологический сюрприз: Вселенная ускоряется». Новости еврофизики . 32 (4): 121–125. Бибкод : 2001ENews..32..121L. дои : 10.1051/epn:2001401 .
  31. ^ Фабиан, AC (2008). "Взрыв из прошлого". Наука . 320 (5880): 1167–1168. дои : 10.1126/science.1158538. PMID  18511676. S2CID  206513073.
  32. ^ Ашенбах, Б. (1998). «Открытие молодого остатка сверхновой». Природа . 396 (6707): 141–142. Бибкод : 1998Natur.396..141A. дои : 10.1038/24103. S2CID  4426317.
  33. ^ Июдин, А.Ф.; Шенфельдер, В.; Беннетт, К.; Блумен, Х.; Диль, Р.; Хермсен, В.; Личти, Г.Г.; Ван дер Мюлен, доктор медицинских наук; Райан, Дж.; Винклер, К. (1998). «Излучение 44 Ti, связанное с ранее неизвестной галактической сверхновой». Природа . 396 (6707): 142–144. Бибкод : 1998Natur.396..142I. дои : 10.1038/24106. S2CID  4430526.
  34. ^ «Одна галактика, три сверхновые». spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 18 июня 2018 года . Проверено 18 июня 2018 г.
  35. ^ Донг, Субо; Шаппи, Би Джей; Прието, Дж.Л.; Джа, Юго-Запад; Станек, Казахстан; Холойен, TW-S.; Кочанек, CS; Томпсон, штат Техас; Моррелл, Н.; Томпсон, IB; Басу, У.; Биком, Дж. Ф.; Берсье, Д.; Бримакомб, Дж.; Браун, Дж. С.; Буфано, Ф.; Чен, Пин; Консель, Э.; Данилет, АБ; Фалько, Э.; Групе, Д.; Киёта, С.; Маси, Г.; Николлс, Б.; Оливарес Э., Ф.; Пиньята, Г.; Поймански, Г.; Симонян, Г.В.; Щигель, Д.М.; Возняк, PR (2016). «ASASSN-15lh: сверхяркая сверхновая». Наука . 351 (6270): 257–260. arXiv : 1507.03010 . Бибкод : 2016Sci...351..257D. doi : 10.1126/science.aac9613. PMID  26816375. S2CID  31444274.
  36. ^ Лелудас, Г.; и другие. (2016). «Сверхсветовой переходный процесс ASASSN-15lh как приливное разрушение черной дыры Керра». Природная астрономия . 1 (2): 0002. arXiv : 1609.02927 . Бибкод : 2016NatAs...1E...2L. дои : 10.1038/s41550-016-0002. S2CID  73645264.
  37. ↑ Образец, I. (13 февраля 2017 г.). «Массивная сверхновая, видимая на расстоянии миллионов световых лет от Земли». Хранитель . Архивировано из оригинала 13 февраля 2017 года . Проверено 13 февраля 2017 г.
  38. ^ Ярон, О.; Перли, Д.А.; Гал-Ям, А.; Гро, Дж. Х.; Хореш, А.; Офек, Е.О.; Кулкарни, СР; Соллерман, Дж.; Франссон, К. (13 февраля 2017 г.). «Ограниченное плотное околозвездное вещество, окружающее обычную сверхновую типа II». Физика природы . 13 (5): 510–517. arXiv : 1701.02596 . Бибкод : 2017NatPh..13..510Y. дои : 10.1038/nphys4025. S2CID  29600801.
  39. ↑ Журналист abc Astronomy Now (23 февраля 2018 г.). «Астроном-любитель делает открытие, которое бывает раз в жизни». Астрономия сейчас . Архивировано из оригинала 16 мая 2018 года . Проверено 15 мая 2018 г.
  40. ^ Берстен, MC; Фолателли, Г.; Гарсиа, Ф.; Ван Дайк, SD; Бенвенуто, Огайо; Орельяна, М.; Бусо, В.; Санчес, JL; Танака, М.; Маэда, К.; Филиппенко А.В.; Чжэн, В.; Бринк, Т.Г.; Ценко, С.Б.; Де Джагер, Т.; Кумар, С.; Мория, Ти Джей; Номото, К.; Перли, Д.А.; Шивверс, И.; Смит, Н. (21 февраля 2018 г.). «Всплеск света при рождении сверхновой». Природа . 554 (7693): 497–499. arXiv : 1802.09360 . Бибкод : 2018Natur.554..497B. дои : 10.1038/nature25151. PMID  29469097. S2CID  4383303.
  41. ^ Рейнольдс, СП; Борковски, К.Дж.; Грин, округ Колумбия; Хван, Ю.; Харрус, И.М.; Петре, Р. (2008). «Самый молодой остаток галактической сверхновой: G1,9 + 0,3». Письма астрофизического журнала . 680 (1): L41–L44. arXiv : 0803.1487 . Бибкод : 2008ApJ...680L..41R. дои : 10.1086/589570. S2CID  67766657.
  42. ^ Колгейт, ЮАР; Макки, К. (1969). «Ранняя светимость сверхновой». Астрофизический журнал . 157 : 623. Бибкод : 1969ApJ...157..623C. дои : 10.1086/150102.
  43. ^ Цукерман, Б.; Малкан, Массачусетс (1996). Происхождение и эволюция Вселенной. Джонс и Бартлетт Обучение . п. 68. ИСБН 978-0-7637-0030-0. Архивировано из оригинала 20 августа 2016 года.
  44. ^ Филиппенко, А.В.; Ли, В.-Д.; Трефферс, Р.Р.; Моджаз, М. (2001). «Поиск сверхновой Ликской обсерватории с помощью автоматического телескопа Кацмана». В Пачински, Б.; Чен, В.-П.; Лемм, К. (ред.). Астрономия малых телескопов в глобальном масштабе . Серия конференций ASP . Том. 246. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество . п. 121. Бибкод : 2001ASPC..246..121F. ISBN 978-1-58381-084-2.
  45. ^ аб Антониоли, П.; Финберг, RT; Флёро, Ф.; Фукуда, Ю.; Фульдионе, В.; Хабиг, А.; Хейзе, Дж.; Макдональд, AB; Миллс, К.; Намба, Т.; Робинсон, LJ; Шольберг, К .; Швенденер, М.; Синнотт, RW; Стейси, Б.; Сузуки, Ю.; Тафирут, Р.; Вигорито, К.; Вирен, Б.; Добродетель, К.; Зичичи, А. (2004). «SNEWS: Система раннего предупреждения SuperNova». Новый журнал физики . 6 : 114. arXiv : astro-ph/0406214 . Бибкод : 2004NJPh....6..114A. дои : 10.1088/1367-2630/6/1/114. S2CID  119431247.
  46. ^ Шольберг, К. (2000). «SNEWS: Система раннего предупреждения о сверхновой». Материалы конференции AIP . 523 : 355–361. arXiv : astro-ph/9911359 . Бибкод : 2000AIPC..523..355S. CiteSeerX 10.1.1.314.8663 . дои : 10.1063/1.1291879. S2CID  5803494. 
  47. ^ Биком, JF (1999). «Нейтрино сверхновых и массы нейтрино». Мексиканская физика . 45 (2): 36. arXiv : hep-ph/9901300 . Бибкод : 1999RMxF...45...36B.
  48. ^ Фриман, Дж. А.; и другие. (2008). «Sloan Digital Sky Survey-Ii Survey Supernova: Техническое резюме». Астрономический журнал . 135 (1): 338–347. arXiv : 0708.2749 . Бибкод : 2008AJ....135..338F. дои : 10.1088/0004-6256/135/1/338. S2CID  53135988.
  49. ^ Перлмуттер, SA (1997). «Запланированное открытие SNe с большим красным смещением 7+: первые космологические результаты и границы q 0 ». В Руис-Лапуэнте, П.; Канал, Р.; Изерн, Дж. (ред.). Термоядерные сверхновые, Труды Института перспективных исследований НАТО . Институты передовых научных исследований НАТО. Серия C. Том. 486. Дордрект: Kluwer Academic Publishers . п. 749. arXiv : astro-ph/9602122 . Бибкод : 1997ASIC..486..749P. дои : 10.1007/978-94-011-5710-0_46.
  50. ^ Линдер, Э.В.; Хутерер, Д. (2003). «Важность сверхновых с z > 1,5 для исследования темной энергии». Физический обзор D . 67 (8): 081303. arXiv : astro-ph/0208138 . Бибкод : 2003PhRvD..67h1303L. doi : 10.1103/PhysRevD.67.081303. S2CID  8894913.
  51. ^ Перлмуттер, SA; Габи, С.; Гольдхабер, Г.; Губар, А.; Грум, Делавэр; Хук, И.М.; Ким, АГ; Ким, МОЙ; Ли, Джей Си; Боль, Р.; Пеннипакер, Чехия; Смолл, Айова; Эллис, РС; МакМахон, Р.Г.; Бойл, Би Джей; Банкларк, PS; Картер, Д.; Ирвин, MJ; Глейзбрук, К.; Ньюберг, HJM; Филиппенко А.В.; Мэтисон, Т.; Допита, М.; Коуч, WJ (1997). «Измерения космологических параметров Ω и Λ первых семи сверхновых при z ≥ 0,35». Астрофизический журнал . 483 (2): 565. arXiv : astro-ph/9608192 . Бибкод : 1997ApJ...483..565P. дои : 10.1086/304265. S2CID  118187050.
  52. ^ Копин, Ю.; Блан, Н.; Бонгард, С.; Ганглер, Э.; Соже, Л.; Смаджа, Г.; Антилогус, П.; Гаравини, Г.; Жиль, С.; Боль, Р.; Олдеринг, Г.; Бейли, С.; Ли, Британская Колумбия; Локен, С.; Ньюджент, ЧП; Перлмуттер, ЮАР; Скальцо, Р.; Томас, RC; Ван, Л.; Уивер, бакалавр искусств; Пеконталь, Э.; Кесслер, Р.; Балтай, Ц.; Рабиновиц, Д.; Бауэр, А. (2006). «Близлежащая фабрика сверхновых» (PDF) . Новые обзоры астрономии . 50 (4–5): 637–640. arXiv : astro-ph/0401513 . Бибкод : 2006НовыйAR..50..436C. CiteSeerX 10.1.1.316.4895 . дои : 10.1016/j.newar.2006.02.035. Архивировано (PDF) из оригинала 22 сентября 2017 года . Проверено 25 октября 2017 г. 
  53. ^ Сколник, DM; Джонс, DO; Рест, А. (2018). «Полный образец кривой блеска спектроскопически подтвержденной SNe Ia из Pan-STARRS1 и космологические ограничения из объединенного образца пантеона». Астрофизический журнал . 859 (2): 101. arXiv : 1710.00845 . Бибкод : 2018ApJ...859..101S. дои : 10.3847/1538-4357/aab9bb . S2CID  54676349.
  54. ^ Сколник, DM; Браут, Д.; Карр, А. (2021). «Анализ Пантеона +: полный набор данных и кривая блеска». Письма астрофизического журнала . 938 (2): 113. arXiv : 2112.03863 . Бибкод : 2022ApJ...938..113S. дои : 10.3847/1538-4357/ac8b7a . S2CID  246652657.
  55. ^ «О каких видах обнаруженных объектов сообщать для публикации IAUC» . cbat.eps.harvard.edu . Проверено 8 марта 2023 г.
  56. ^ Киршнер, Р.П. (1980). «Сверхновые типа I: взгляд наблюдателя» (PDF) . Материалы конференции AIP . 63 : 33–37. Бибкод : 1980AIPC...63...33K. дои : 10.1063/1.32212. hdl : 2027.42/87614 . Архивировано (PDF) из оригинала 7 августа 2020 г. Проверено 20 марта 2020 г.
  57. ^ «Список сверхновых». Центральное бюро астрономических телеграмм МАС . Архивировано из оригинала 12 ноября 2010 года . Проверено 25 октября 2010 г.
  58. ^ "Каталог сверхновых Падуя-Азиаго" . Астрономическая обсерватория Падуи . Архивировано из оригинала 10 января 2014 года . Проверено 10 января 2014 г.
  59. ^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2002). Исторические сверхновые и их остатки. Оксфорд: Кларендон Пресс. стр. 1–5, 60, 82. ISBN. 0-19-850766-6. ОСЛК  50403827.
  60. ^ "Открытый каталог сверхновых" . Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года . Проверено 5 февраля 2020 г.
  61. ^ Padova-Asiago Supernova Group, Каталог сверхновых Asiago, по состоянию на 27 декабря 2023 г.
  62. ^ Аб Каппелларо, Э.; Туратто, М. (2001). «Влияние двойных звезд на исследования звездного населения». Влияние двойных звезд на исследования звездного населения . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 264. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . п. 199. arXiv : astro-ph/0012455 . Бибкод : 2001ASSL..264..199C. дои : 10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN 978-0-7923-7104-5.
  63. ^ abcdefgh Туратто, М. (2003). «Классификация сверхновых». Сверхновые и гамма-всплески . Конспект лекций по физике . Том. 598. стр. 21–36. arXiv : astro-ph/0301107 . CiteSeerX 10.1.1.256.2965 . дои : 10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN  978-3-540-44053-6. S2CID  15171296.
  64. ^ abcdefg Доггетт, Дж.Б.; Бранч, Д. (1985). «Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых». Астрономический журнал . 90 : 2303. Бибкод : 1985AJ.....90.2303D. дои : 10.1086/113934 .
  65. ^ Фоли, Райан Дж.; Чорнок, Райан; Филиппенко Алексей Владимирович; Ганешалингам, Мохан; Киршнер, Роберт П.; Ли, Вэйдун; Ценко, С. Брэдли; Чаллис, Питер Дж.; Фридман, Эндрю С.; Моджаз, Марьям; Сильверман, Джеффри М.; Вуд-Васи, В. Майкл (2009). «SN 2008ha: сверхновая чрезвычайно низкой светимости и исключительно низкой энергии». Астрономический журнал . 138 (2): 376. arXiv : 0902.2794 . Бибкод : 2009AJ....138..376F. дои : 10.1088/0004-6256/138/2/376. S2CID  13855329.
  66. ^ Бьянко, ФБ; Моджаз, М.; Хикен, М.; Фридман, А.; Киршнер, Р.П.; Блум, Дж.С.; Чаллис, П.; Мэрион, GH; Вуд-Вэйси, В.М.; Рест, А. (2014). «Многоцветные оптические и ближние инфракрасные кривые блеска 64 сверхновых с коллапсом ядра с разрезанной оболочкой». Приложение к астрофизическому журналу . 213 (2): 19. arXiv : 1405.1428 . Бибкод : 2014ApJS..213...19B. дои : 10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID  119243970.
  67. ^ Лайман, доктор медицинских наук; Леван, Эй Джей; Джеймс, Пенсильвания; Ангус, ЧР; Церковь, РП; Дэвис, МБ; Танвир, Северная Каролина (11 мая 2016 г.). «Наблюдения космическим телескопом Хаббла родительских галактик и окружения сверхновых, богатых кальцием». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (2): 1768–1777. arXiv : 1602.08098 . дои : 10.1093/mnras/stw477 . ISSN  0035-8711.
  68. ↑ Ньюджент, Питер (2 июня 2017 г.). «Сверхновые: взрыв в пузыре». Природная астрономия . 1 (6): 0140. Бибкод : 2017NatAs...1E.140N. дои : 10.1038/s41550-017-0140. ISSN  2397-3366. ОСТИ  1456969. S2CID  125998037.
  69. ^ аб Перец, Х.Б.; Гал-Ям, А.; Маццали, Пенсильвания; Арнетт, Д.; Каган, Д.; Филиппенко А.В.; Ли, В.; Аркави, И.; Ценко, С.Б.; Фокс, Д.Б.; Леонард, округ Колумбия; Мун, Д.-С.; Сэнд, диджей; Содерберг, AM; Андерсон, JP; Джеймс, Пенсильвания; Фоли, Р.Дж.; Ганешалингам, М.; Офек, Е.О.; Билдстен, Л.; Нелеманс, Г.; Шен, К.Дж.; Вайнберг, Нью-Йорк; Мецгер, Б.Д.; Пиро, Алабама; Куватерт, Э.; Киве, М.; Познанский, Д. (2010). «Слабая сверхновая от белого карлика с спутником, богатым гелием». Природа . 465 (7296): 322–325. arXiv : 0906.2003 . Бибкод : 2010Natur.465..322P. дои : 10.1038/nature09056. PMID  20485429. S2CID  4368207.
  70. ^ Аб Барбон, Р.; Чиатти, Ф.; Розино, Л. (1979). «Фотометрические свойства сверхновых II типа». Астрономия и астрофизика . 72 : 287. Бибкод : 1979A&A....72..287B.
  71. ^ Филиппенко, А.В. (1988). «Сверхновая 1987K: тип II в молодости, тип Ib в старости». Астрономический журнал . 96 : 1941. Бибкод : 1988AJ.....96.1941F. дои : 10.1086/114940.
  72. ^ Цвикки, Ф. (1964). «NGC 1058 и ее сверхновая 1961». Астрофизический журнал . 139 : 514. Бибкод : 1964ApJ...139..514Z. дои : 10.1086/147779 .
  73. ^ Цвикки, Ф. (1962). «Новые наблюдения, важные для космологии». В МакВитти, GC (ред.). Проблемы внегалактических исследований, Материалы симпозиума МАС . Том. 15. Нью-Йорк: Макмиллан Пресс . п. 347. Бибкод : 1962IAUS...15..347Z.
  74. ^ Филиппенко, Алексей В. (сентябрь 1997 г.). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 (1): 309–355. Бибкод : 1997ARA&A..35..309F. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.309. ISSN  0066-4146. SN 1961V в NGC 1058 (Тип V) имела самую причудливую кривую блеска, когда-либо зарегистрированную.
  75. ^ «Взлет и падение сверхновой». Картинка недели ESO . Архивировано из оригинала 2 июля 2013 года . Проверено 14 июня 2013 г.
  76. ^ Пиро, Алабама; Томпсон, штат Техас; Кочанек, CS (2014). «Согласование производства 56Ni в сверхновых типа Ia со сценариями двойного вырождения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (4): 3456. arXiv : 1308.0334 . Бибкод : 2014MNRAS.438.3456P. doi : 10.1093/mnras/stt2451. S2CID  27316605.
  77. ^ Чен, W.-C.; Ли, Х.-Д. (2009). «О прародителях сверхновых супер-Чандрасекара массы типа Ia». Астрофизический журнал . 702 (1): 686–691. arXiv : 0907.0057 . Бибкод : 2009ApJ...702..686C. дои : 10.1088/0004-637X/702/1/686. S2CID  14301164.
  78. ^ Хауэлл, Д.А.; Салливан, М.; Конли, Эй Джей; Карлберг, Р.Г. (2007). «Предсказанная и наблюдаемая эволюция средних свойств сверхновых типа Ia с красным смещением». Письма астрофизического журнала . 667 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0701912 . Бибкод : 2007ApJ...667L..37H. дои : 10.1086/522030. S2CID  16667595.
  79. ^ Аб Маццали, Пенсильвания; Рёпке, ФК; Бенетти, С.; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука . 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph/0702351 . Бибкод : 2007Sci...315..825M. дои : 10.1126/science.1136259. PMID  17289993. S2CID  16408991.
  80. ^ Либ, Э.Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Тщательное исследование теории звездного коллапса Чандрасекара». Астрофизический журнал . 323 (1): 140–144. Бибкод : 1987ApJ...323..140L. дои : 10.1086/165813. Архивировано из оригинала 3 марта 2020 года . Проверено 20 марта 2020 г.
  81. ^ ab Канал, Р.; Гутьеррес, JL (1997). «Возможное соединение белого карлика и нейтронной звезды». В Изерне, Дж.; Эрнанц, М.; Грасия-Берро, Э. (ред.). Белые карлики: материалы 10-го Европейского семинара по белым карликам . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 214. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . п. 49. arXiv : astro-ph/9701225 . Бибкод : 1997ASSL..214...49C. дои : 10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287.
  82. ^ Уилер, JC (2000). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве. Издательство Кембриджского университета . п. 96. ИСБН 978-0-521-65195-0. Архивировано из оригинала 10 сентября 2015 года.
  83. ^ Хохлов, А.М.; Мюллер, Э.; Хёфлих, Пенсильвания (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с разными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A&A...270..223K.
  84. ^ Репке, ФК; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против соотношения углерода и кислорода в прародителе как источника пиковых изменений светимости сверхновых типа Ia». Письма по астрономии и астрофизике . 420 (1): Л1–Л4. arXiv : astro-ph/0403509 . Бибкод : 2004A&A...420L...1R. дои : 10.1051/0004-6361:20040135. S2CID  2849060.
  85. ^ abcd Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа IA». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Бибкод : 2000ARA&A..38..191H. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  86. ^ Пачиньски, Б. (1976). «Двоичные файлы общего конверта». В Эгглтоне, П.; Миттон, С.; Уилан, Дж. (ред.). Строение и эволюция тесных двойных систем . Симпозиум МАС № 73. Дордрехт: Д. Рейдель . стр. 75–80. Бибкод : 1976IAUS...73...75P.
  87. ^ Полудненко, Алексей Юрьевич; Чемберс, Джессика; Ахмед, Карим; Гамезо, Вадим Н.; Тейлор, Брайан Д. (ноябрь 2019 г.). «Единый механизм неограниченного перехода от горения к детонации в земных химических системах и сверхновых типа Ia». Наука . 366 (6465): eaau7365. arXiv : 1911.00050 . Бибкод : 2019Sci...366.7365P. doi : 10.1126/science.aau7365. ISSN  0036-8075. PMID  31672866. S2CID  207817150. Теоретические модели SNIa остаются ограниченными из-за неопределенности в механизмах взрыва. [...] Взрывы SNIa вызываются быстрым термоядерным горением в звездах белых карликов (WD) 12 C / 16 O с массой, близкой к пределу массы Чандрасекара или ниже него, составляющему ≈ 1,4 солнечных массы [...] За пределами этого В целом, однако, точные механизмы SNIa остаются неясными, и существует ряд возможных сценариев.
  88. ^ Макри, LM; Станек, Казахстан; Берсье, Д.; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его влияние на постоянную Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Бибкод : 2006ApJ...652.1133M. дои : 10.1086/508530. S2CID  15728812.
  89. ^ Колгейт, ЮАР (1979). «Сверхновые как стандартная свеча космологии». Астрофизический журнал . 232 (1): 404–408. Бибкод : 1979ApJ...232..404C. дои : 10.1086/157300.
  90. ^ Руис-Лапуэнте, П.; Блинников С.; Канал, Р.; Мендес, Дж.; Сорокина Е.; Виско, А.; Уолтон, Н. (2000). «Прародители сверхновых типа IA». Memorie della Societa Astronomica Italiana . 71 : 435. Бибкод : 2000MmSAI..71..435R.
  91. ^ Дэн, М.; Россвог, С.; Гийошон, Ж.; Рамирес-Руис, Э. (2012). «Как слияние двух белых карликов зависит от соотношения их масс: стабильность орбит и взрывы при контакте». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 422 (3): 2417. arXiv : 1201.2406 . Бибкод : 2012MNRAS.422.2417D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID  119159904.
  92. ^ Маоз, Дэн; Маннуччи, Филиппо; Нелеманс, Гийс (18 августа 2014 г.). «Наблюдательные подсказки к прародителям сверхновых типа Ia». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 52 (1): 107–170. arXiv : 1312.0628 . Бибкод : 2014ARA&A..52..107M. doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN  0066-4146. S2CID  55533680.
  93. ^ Хауэлл, Д.А.; Салливан, М.; Ньюджент, ЧП; Эллис, РС; Конли, Эй Джей; Ле Борнь, Д.; Карлберг, Р.Г.; Гай, Дж.; Балам, Д.; Баса, С.; Фуше, Д.; Хук, И.М.; Сяо, EY; Нил, доктор медицинских наук; Боль, Р.; Перретт, КМ; Притчет, CJ (2006). «Сверхновая SNLS-03D3bb типа Ia от звезды белого карлика сверхмассы Чандрасекара». Природа . 443 (7109): 308–311. arXiv : astro-ph/0609616 . Бибкод : 2006Natur.443..308H. дои : 10.1038/nature05103. PMID  16988705. S2CID  4419069.
  94. ^ Танака, М.; Кавабата, Канзас; Яманака, М.; Маэда, К.; Хаттори, Т.; Аоки, К.; Номото, К.И.; Айе, М.; Сасаки, Т.; Маццали, Пенсильвания; Пиан, Э. (2010). «Спектрополяриметрия чрезвычайно яркой сверхновой типа Ia 2009dc: почти сферический взрыв белого карлика сверх-Чандрасекара массы». Астрофизический журнал . 714 (2): 1209. arXiv : 0908.2057 . Бибкод : 2010ApJ...714.1209T. дои : 10.1088/0004-637X/714/2/1209. S2CID  13990681.
  95. ^ Финк, М.; Кромер, М.; Хиллебрандт, В.; Рёпке, ФК; Пакмор, Р.; Зайтенцаль, ИК; Сим, ЮАР (октябрь 2018 г.). «Термоядерные взрывы быстро дифференциально вращающихся белых карликов: кандидаты в сверхсветящиеся сверхновые типа Ia?». Астрономия и астрофизика . 618 : А124. arXiv : 1807.10199 . Бибкод : 2018A&A...618A.124F. дои : 10.1051/0004-6361/201833475. S2CID  118965737. А124.
  96. ^ Ван, Б.; Лю, Д.; Цзя, С.; Хан, З. (2014). «Двойные гелиевые взрывы прародителей сверхновых типа Ia». Труды Международного астрономического союза . 9 (S298): 442. arXiv : 1301.1047 . Бибкод : 2014IAUS..298..442W. дои : 10.1017/S1743921313007072. S2CID  118612081.
  97. ^ Фоли, Р.Дж.; Чаллис, П.Дж.; Чорнок, Р.; Ганешалингам, М.; Ли, В.; Мэрион, GH; Моррелл, Нью-Йорк; Пиньята, Г.; Стритцингер, доктор медицины; Сильверман, Дж. М.; Ван, X.; Андерсон, JP; Филиппенко А.В.; Фридман, WL; Хамуи, М.; Джа, Юго-Запад; Киршнер, Р.П.; Маккалли, К.; Перссон, SE; Филлипс, ММ; Райхарт, Делавэр; Содерберг, AM (2013). «Сверхновые типа Iax: новый класс звездного взрыва». Астрофизический журнал . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . Бибкод : 2013ApJ...767...57F. дои : 10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID  118603977.
  98. ^ Маккалли, К.; Джа, Юго-Запад; Фоли, Р.Дж.; Билдстен, Л.; Фонг, В.-Ф.; Киршнер, Р.П.; Мэрион, GH; Рисс, АГ; Стритцингер, доктор медицины (2014). «Светящаяся синяя система-прародитель сверхновой типа Iax 2012Z». Природа . 512 (7512): 54–56. arXiv : 1408.1089 . Бибкод :2014Natur.512...54M. дои : 10.1038/nature13615. PMID  25100479. S2CID  4464556.
  99. ^ Сильверман, Дж. М.; Ньюджент, ЧП; Гал-Ям, А.; Салливан, М.; Хауэлл, округ Колумбия; Филиппенко А.В.; Аркави, И.; Бен-Ами, С.; Блум, Дж.С.; Ценко, С.Б.; Цао, Ю.; Чорнок, Р.; Клубб, К.И.; Катушка, АЛ; Фоли, Р.Дж.; Грэм, ML; Гриффит, резюме; Хореш, А.; Касливал, ММ; Кулкарни, СР; Леонард, округ Колумбия; Ли, В.; Мэтисон, Т.; Миллер, А.А.; Моджаз, М.; Офек, Е.О.; Пан, Ю.-К.; Перли, Д.А.; Познанский, Д.; Куимби, РМ (2013). «Сверхновые типа Ia сильно взаимодействуют со своей околозвездной средой». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 207 (1): 3. arXiv : 1304.0763 . Бибкод : 2013ApJS..207....3S. дои : 10.1088/0067-0049/207/1/3. S2CID  51415846.
  100. ^ Гилмор, Джерри; Рандич, София (март 2012 г.). «Общественное спектроскопическое исследование Gaia-ESO». Мессенджер . Гархинг, Германия: Европейская южная обсерватория. 147 (147): 25–31. Бибкод : 2012Msngr.147...25G.
  101. ^ Мерль, Тибо; Хамерс, Адриан С.; Ван Эк, Софи; Йориссен, Ален; Ван дер Свальмен, Матье; Поллард, Карен; Смильянич, Родольфо; Пурбе, Дмитрий; Цвиттер, Томаж; Травен, Грегор; Гилмор, Джерри; Рандич, София; Гонно, Анаис; Хурихан, Анна; Сакко, Джермано; Уорли, К. Клэр (12 мая 2022 г.). «Спектроскопическая четверка как возможный прародитель сверхновых сверхновых типа Ia субЧандрасекара». Природная астрономия . 6 (6): 681–688. arXiv : 2205.05045 . Бибкод : 2022NatAs...6..681M. дои : 10.1038/s41550-022-01664-5. S2CID  248665714.
  102. ^ abcdefgh Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H. дои : 10.1086/375341. S2CID  59065632.
  103. ^ abc Ренцо, М.; Фармер, Р.; Джастэм, С.; Гетберг, Ю.; Де Минк, SE; Сапартас, Э.; Маршан, П.; Смит, Н. (2020). «Прогнозы безводородных выбросов сверхновых с пульсационной парной нестабильностью». Астрономия и астрофизика . 640 : А56. arXiv : 2002.05077 . Бибкод : 2020A&A...640A..56R. дои : 10.1051/0004-6361/202037710. S2CID  211082844.
  104. ^ Номото, К.; Танака, М.; Томинага, Н.; Маэда, К. (2010). «Гиперновые, гамма-всплески и первые звезды». Новые обзоры астрономии . 54 (3–6): 191. Бибкод : 2010NewAR..54..191N. дои : 10.1016/j.newar.2010.09.022.
  105. ^ Мория, TJ (2012). «Прародители рекомбинирующих остатков сверхновых». Астрофизический журнал . 750 (1): Л13. arXiv : 1203.5799 . Бибкод : 2012ApJ...750L..13M. дои : 10.1088/2041-8205/750/1/L13. S2CID  119209527.
  106. ^ Смит, Н.; Ганешалингам, М.; Чорнок, Р.; Филиппенко А.В.; Ли, В.; Сильверман, Дж. М.; Стил, Теннесси; Гриффит, резюме; Жубер, Н.; Ли, Нью-Йорк; Лоу, ТБ; Мобберли, член парламента; Уинслоу, DM (2009). «Sn 2008S: Крутой супер-Эддингтонский ветер в самозванце сверхновой». Астрофизический журнал . 697 (1): Л49. arXiv : 0811.3929 . Бибкод : 2009ApJ...697L..49S. дои : 10.1088/0004-637X/697/1/L49. S2CID  17627678.
  107. ^ abc Янка, HT; Ланганке, К.; Марек, А.; Мартинес-Пинедо, Г.; Мюллер, Б. (2007). «Теория сверхновых с коллапсом ядра». Отчеты по физике . 442 (1–6): 38–74. arXiv : astro-ph/0612072 . Бибкод : 2007PhR...442...38J. doi :10.1016/j.physrep.2007.02.002. S2CID  15819376.
  108. ^ Фрайер, CL; Новое, ККБ (2003). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса». Живые обзоры в теории относительности . 6 (1): 2. arXiv : gr-qc/0206041 . Бибкод : 2003LRR.....6....2F. дои : 10.12942/lrr-2003-2. ПМЦ 5253977 . ПМИД  28163639. 
  109. ^ Аб Херли, младший; Полс, Орегон; Тут, Калифорния (1 июля 2000 г.). «Комплексные аналитические формулы звездной эволюции в зависимости от массы и металличности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 315 (3): 543–569. arXiv : astro-ph/0001295 . Бибкод : 2000MNRAS.315..543H. дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . ISSN  0035-8711.
  110. ^ abcd Вусли, SE; Янка, Х.-Т. (2005). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Бибкод : 2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . дои : 10.1038/nphys172. S2CID  118974639. 
  111. ^ Гриббин, младший; Гриббин, М. (2000). Звездная пыль: сверхновые и жизнь – космическая связь . Издательство Йельского университета . п. 173. Бибкод : 2000sslc.book.....G. ISBN 978-0-300-09097-0.
  112. ^ аб Барвик, SW; Биком, Дж. Ф.; Чианчоло, В.; Додельсон, С.; Фэн, Дж. Л.; Фуллер, Г.М.; Каплингхат, М.; Маккей, Д.В.; Месарош, П.; Меззакаппа, А.; Мураяма, Х.; Олив, К.А.; Станев Т.; Уокер, Т.П. (2004). «Исследование нейтрино APS: отчет Рабочей группы по нейтринной астрофизике и космологии». arXiv : astro-ph/0412544 .
  113. ^ Майра, ES; Берроуз, А. (1990). «Нейтрино от сверхновых типа II. Первые 100 миллисекунд». Астрофизический журнал . 364 : 222–231. Бибкод : 1990ApJ...364..222M. дои : 10.1086/169405 .
  114. ^ аб Пиран, Цви; Накар, Эхуд; Маццали, Паоло; Пиан, Елена (2019). «Релятивистские джеты в сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 871 (2): Л25. arXiv : 1704.08298 . Бибкод : 2019ApJ...871L..25P. doi : 10.3847/2041-8213/aaffce . S2CID  19266567.
  115. ^ Аб Касен, Д.; Вусли, ЮВ; Хегер, А. (2011). «Парная нестабильность сверхновых: кривые блеска, спектры и ударный прорыв». Астрофизический журнал . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Бибкод : 2011ApJ...734..102K. дои : 10.1088/0004-637X/734/2/102. S2CID  118508934.
  116. ^ аб Поеларендс, AJT; Хервиг, Ф.; Лангер, Н.; Хегер, А. (2008). «Канал Supernova звезд Super-AGB». Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Бибкод : 2008ApJ...675..614P. дои : 10.1086/520872. S2CID  18334243.
  117. ^ Гилмор, Г. (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5679): 1915–1916. дои : 10.1126/science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  118. ^ Фор, Г.; Менсинг, ТМ (2007). «Жизнь и смерть звезд». Введение в планетологию . стр. 35–48. дои : 10.1007/978-1-4020-5544-7_4. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  119. ^ аб Хориучи, С.; Накамура, К.; Такиваки, Т.; Котаке, К.; Танака, М. (2014). «Проблемы красных сверхгигантов и скорости сверхновых: последствия для физики сверхновых с коллапсом ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 445 : L99–L103. arXiv : 1409.0006 . Бибкод : 2014MNRAS.445L..99H. дои : 10.1093/mnrasl/slu146 .
  120. ^ Фаран, Т.; Познанский, Д.; Филиппенко А.В.; Чорнок, Р.; Фоли, Р.Дж.; Ганешалингам, М.; Леонард, округ Колумбия; Ли, В.; Моджаз, М.; Сердюк, ФЖД; Сильверман, Дж. М. (2014). «Образец сверхновых типа II-L». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1): 554–569. arXiv : 1409.1536 . Бибкод : 2014MNRAS.445..554F. дои : 10.1093/mnras/stu1760 .
  121. ^ Фармер, Р.; Ренцо, М.; де Минк, SE; Маршан, П.; Джастэм, С. (2019). «Не забывайте о разрыве: расположение нижнего края разрыва в массах черной дыры сверхновой с парной нестабильностью». Астрофизический журнал . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Бибкод : 2019ApJ...887...53F. дои : 10.3847/1538-4357/ab518b .
  122. ^ Малесани, Д.; Финбо, JPU; Хьорт, Дж.; Лелудас, Г.; Соллерман, Дж.; Стритцингер, доктор медицины; Вресвейк, премьер-министр; Уотсон, диджей; Горосабель, Дж.; Михаловский, МЮ; Тён, CC; Огюстейн, Т.; Берсье, Д.; Якобссон, П.; Яунсен, АО; Леду, К.; Леван, Эй Джей; Милванг-Йенсен, Б.; Рол, Э.; Танвир, Северная Каролина; Виерсма, К.; Сюй, Д.; Альберт, Л.; Бэйлисс, МБ; Галл, К.; Гроув, LF; Кестер, BP; Лейтет, Э.; Пурсимо, Т.; Скиллен, И. (2009). «Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D». Письма астрофизического журнала . 692 (2): Л84. arXiv : 0805.1188 . Бибкод : 2009ApJ...692L..84M. дои : 10.1088/0004-637X/692/2/L84. S2CID  1435322.
  123. ^ Свирский, Г.; Накар, Э. (2014). «Sn 2008D: Взрыв Вольфа-Райе на сильном ветру». Астрофизический журнал . 788 (1): Л14. arXiv : 1403.3400 . Бибкод : 2014ApJ...788L..14S. дои : 10.1088/2041-8205/788/1/L14. S2CID  118395580.
  124. ^ Полс, О. (1997). «Тесные двойные прародители сверхновых типов Ib/Ic и IIb/II-L». В Люнге К.-К. (ред.). Материалы Третьей конференции Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследований двойных звезд . Серия конференций ASP . Том. 130. стр. 153–158. Бибкод : 1997ASPC..130..153P.
  125. ^ abc Элдридж, Джей-Джей; Фрейзер, М.; Смартт, С.Дж.; Маунд, младший; Крокетт, Р. Марк (2013). «Гибель массивных звезд - II. Ограничения наблюдения за прародителями сверхновых типа Ibc». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 774. arXiv : 1301.1975 . Бибкод : 2013MNRAS.436..774E. doi : 10.1093/mnras/stt1612. S2CID  118535155.
  126. ^ Юн, Сон-Чоль (2017). «На пути к лучшему пониманию эволюции звезд Вольфа – Райе и прародителей сверхновых типа Ib/Ic». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 470 (4): 3970–3980. arXiv : 1706.04716 . Бибкод : 2017MNRAS.470.3970Y. doi : 10.1093/mnras/stx1496.
  127. ^ Райдер, SD; Сэдлер, Э.М.; Субраманян Р.; Вейлер, КВ; Панагия, Н.; Стокдейл, CJ (2004). «Модуляции кривой радиоблеска сверхновой типа IIb 2001ig: свидетельства существования двойной прародительницы Вольфа-Райе?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph/0401135 . Бибкод : 2004MNRAS.349.1093R. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID  18132819.
  128. ^ Инсерра, К.; Смартт, С.Дж.; Джеркстранд, А.; Валенти, С.; Фрейзер, М.; Райт, Д.; Смит, К.; Чен, Т.-В.; Котак, Р.; Пасторелло, А.; Николл, М.; Бресолин, Сан-Франциско; Кудрицкий, Р.П.; Бенетти, С.; Боттичелла, Монтана; Бергетт, штат Вашингтон; Чемберс, КК; Эргон, М.; Флюэллинг, Х.; Финбо, JPU; Гейер, С.; Ходапп, КВ; Хауэлл, округ Колумбия; Хубер, М.; Кайзер, Н.; Лелудас, Г.; Мэгилл, Л.; Магнье, Э.А.; Маккрам, Миннесота; Меткалф, Н.; Цена, Пенсильвания; Рест, А.; Соллерман, Дж.; Суини, В.; Таддия, Ф.; Таубенбергер, С.; Тонри, Дж.Л.; Вейнскот, Р.Дж.; Уотерс, К.; Янг, Д. (2013). «Сверхяркие сверхновые типа Ic: ловля магнетара за хвост». Астрофизический журнал . 770 (2): 28. arXiv : 1304.3320 . Бибкод : 2013ApJ...770..128I. дои : 10.1088/0004-637X/770/2/128. S2CID  13122542.
  129. ^ Николл, М.; Смартт, С.Дж.; Джеркстранд, А.; Инсерра, К.; Маккрам, М.; Котак, Р.; Фрейзер, М.; Райт, Д.; Чен, ТВ; Смит, К.; Янг, Д.Р.; Сим, ЮАР; Валенти, С.; Хауэлл, округ Колумбия; Бресолин, Ф.; Кудрицкий, Р.П.; Тонри, Дж.Л.; Хубер, Мэн; Рест, А.; Пасторелло, А.; Томаселла, Л.; Каппелларо, Э.; Бенетти, С.; Маттила, С.; Канкаре, Э.; Кангас, Т.; Лелудас, Г.; Соллерман, Дж.; Таддия, Ф.; Бергер, Э. (2013). «Медленно затухающие сверхяркие сверхновые, не являющиеся взрывами парной нестабильности». Природа . 502 (7471): 346–349. arXiv : 1310.4446 . Бибкод : 2013Natur.502..346N. дои : 10.1038/nature12569. PMID  24132291. S2CID  4472977.
  130. ^ Таурис, ТМ; Лангер, Н.; Мория, Ти Джей; Подсядловский, П.; Юн, Южная Каролина; Блинников, С.И. (2013). «Ультра-полосатые сверхновые типа Ic в результате тесной двойной эволюции». Письма астрофизического журнала . 778 (2): Л23. arXiv : 1310.6356 . Бибкод : 2013ApJ...778L..23T. дои : 10.1088/2041-8205/778/2/L23. S2CID  50835291.
  131. ^ Таурис, Томас М.; Лангер, Норберт; Подсядловский, Филипп (11 июня 2015 г.). «Ультраполосатые сверхновые: прародители и судьба». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (2): 2123–2144. arXiv : 1505.00270 . Бибкод : 2015MNRAS.451.2123T. дои : 10.1093/mnras/stv990 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  132. ^ Драут, MR; Содерберг, AM; Маццали, Пенсильвания; Паррент, Джей Ти; Маргутти, Р.; Милисавлевич, Д.; Сандерс, штат Невада; Чорнок, Р.; Фоли, Р.Дж.; Киршнер, Р.П.; Филиппенко А.В.; Ли, В.; Браун, ПиДжей; Ценко, С.Б.; Чакраборти, С.; Чаллис, П.; Фридман, А.; Ганешалингам, М.; Хикен, М.; Дженсен, К.; Моджаз, М.; Перец, Х.Б.; Сильверман, Дж. М.; Вонг, Д.С. (2013). «Быстрый и яростный распад необычной сверхновой типа Ic 2005ek». Астрофизический журнал . 774 (58): 44. arXiv : 1306.2337 . Бибкод : 2013ApJ...774...58D. дои : 10.1088/0004-637X/774/1/58. S2CID  118690361.
  133. ^ Таурис, ТМ; Крамер, М.; Фрейре, PCC; Векс, Н.; Янка, Х.-Т.; Лангер, Н.; Подсядловский, доктор философии; Боззо, Э.; Чатый, С.; Круков, МЮ; Хеувел, EPJ ван ден; Антониадис, Дж.; Бретон, РП; Чемпион, DJ (13 сентября 2017 г.). «Формирование двойных нейтронных звездных систем». Астрофизический журнал . 846 (2): 170. arXiv : 1706.09438 . Бибкод : 2017ApJ...846..170T. дои : 10.3847/1538-4357/aa7e89 . eISSN  1538-4357. S2CID  119471204.
  134. ^ Де, К.; Касливал, ММ; Офек, Е.О.; Мория, Ти Джей; Берк, Дж.; Цао, Ю.; Ценко, С.Б.; Доран, Великобритания; Дагган, GE; Фендер, РП; Франссон, К.; Гал-Ям, А.; Хореш, А.; Кулкарни, СР; Лахер, Р.Р.; Луннан, Р.; Манулис, И.; Маски, Ф.; Маццали, Пенсильвания; Ньюджент, ЧП; Перли, Д.А.; Петрушевская Т.; Пиро, Алабама; Рамси, К.; Соллерман, Дж.; Салливан, М.; Таддиа, Ф. (12 октября 2018 г.). «Горячая и быстрая сверхновая, которая, вероятно, образовала компактную двойную нейтронную звезду». Наука . 362 (6411): 201–206. arXiv : 1810.05181 . Бибкод : 2018Sci...362..201D. doi : 10.1126/science.aas8693. eISSN  1095-9203. ISSN  0036-8075. PMID  30309948. S2CID  52961306.
  135. ^ Гал-Ям, А.; Брух, Р.; Шульце, С.; Ян, Ю.; Перли, Д.А.; Ирани, И.; Соллерман, Дж.; Кул, ЕС; Суманьяк, Монтана; Ярон, О.; Стротьоханн, Нидерланды; Циммерман, Э.; Барбарино, К.; Кулкарни, СР; Касливал, ММ; Де, К.; Яо, Ю.; Фремлинг, К.; Ян, Л.; Офек, Е.О.; Франссон, К.; Филиппенко А.В.; Чжэн, В.; Бринк, Т.Г.; Медная крупа, СМ; Фоли, Р.Дж.; Браун, Дж.; Зиберт, М.; Лелудас, Г.; Кабрера-Лаверс, Алабама (2022 г.). «Звезда WC/WO, взрывающаяся внутри расширяющейся углеродно-кислородно-неоновой туманности». Природа . 601 (7892): 201–204. arXiv : 2111.12435 . Бибкод : 2022Natur.601..201G. дои : 10.1038/s41586-021-04155-1. PMID  35022591. S2CID  244527654.
  136. ^ «Астрономы обнаруживают первый взрыв сверхновой звезды Вольфа-Райе» . Канарский институт астрофизики • IAC . 12 января 2022 г. Проверено 9 февраля 2022 г.
  137. ^ аб Хирамацу Д; Хауэлл Д; Ван С; и другие. (28 июня 2021 г.). «Происхождение сверхновой 2018zd в результате электронного захвата». Нат Астрон . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Бибкод : 2021NatAs...5..903H. дои : 10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID  226246044. Архивировано из оригинала 30 июня 2021 года . Проверено 1 июля 2021 г.
  138. ^ abc «Наблюдается новый, третий тип сверхновой». Обсерватория В.М.Кека . 28 июня 2021 года. Архивировано из оригинала 29 июня 2021 года . Проверено 1 июля 2021 г.
  139. ^ abc «Астрономы открывают новый тип сверхновой». Новости РТЕ . ПА . 28 июня 2021 года. Архивировано из оригинала 30 июня 2021 года . Проверено 1 июля 2021 г. В 1980 году Кеничи Номото из Токийского университета предсказал третий тип, названный сверхновой с захватом электрона. ... При взрыве сверхновой с захватом электронов, когда в ядре заканчивается топливо, гравитация заставляет электроны в ядре проникать в их атомные ядра, в результате чего звезда коллапсирует сама на себя.
  140. ^ Рейнольдс, ТМ; Фрейзер, М.; Гилмор, Г. (2015). «Прошло без шума: архивный обзор HST по исчезающим массивным звездам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (3): 2886–2901. arXiv : 1507.05823 . Бибкод : 2015MNRAS.453.2885R. дои : 10.1093/mnras/stv1809. S2CID  119116538.
  141. ^ Герке, младший; Кочанек, CS; Станек, Казахстан (2015). «Поиски неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: первые кандидаты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 450 (3): 3289–3305. arXiv : 1411.1761 . Бибкод : 2015MNRAS.450.3289G. дои : 10.1093/mnras/stv776. S2CID  119212331.
  142. ^ Аб Адамс, С.М.; Кочанек, CS; Биком, Дж. Ф.; Вагинс, М.Р.; Станек, Казахстан (2013). «Наблюдение следующей галактической сверхновой». Астрофизический журнал . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Бибкод : 2013ApJ...778..164A. дои : 10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID  119292900.
  143. ^ Аб Карттунен, Х.; Крегер, П.; Оджа, Х.; Путанен, М.; Доннер, К.Дж., ред. (2016). Фундаментальная астрономия . Спрингер. п. 309. ИСБН 978-3-662-53044-3.
  144. ^ Аб Моджаз, М.; Гутьеррес, CP; Аркави, И. (август 2019 г.). «Новые режимы наблюдения сверхновых с коллапсом ядра». Природная астрономия . 3 (8): 717–724. arXiv : 1908.02476 . Бибкод : 2019NatAs...3..717M. дои : 10.1038/s41550-019-0856-2. S2CID  199472802.
  145. ^ аб Нихолм, А.; и другие. (2020). «Свойства кривой блеска сверхновой типа II, измеренные на основе нецелевой исследовательской выборки». Астрономия и астрофизика . 637 : А73. arXiv : 1906.05812 . Бибкод : 2020A&A...637A..73N. дои : 10.1051/0004-6361/201936097. S2CID  189762490.
  146. ^ Мишель, Ф. Кертис; Питомник, Калифорния; Фаулер, Уильям А. (13 ноября 1987 г.). «Когда будет виден пульсар в сверхновой 1987a?». Наука . 238 (4829): 938–940. Бибкод : 1987Sci...238..938M. дои : 10.1126/science.238.4829.938. PMID  17829358. S2CID  46408677.
  147. ^ Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния». Письма о физических отзывах . 20 (4): 161. Бибкод : 1968PhRvL..20..161B. doi :10.1103/PhysRevLett.20.161. Архивировано из оригинала 13 февраля 2020 года . Проверено 16 июня 2019 г.
  148. ^ аб Мац, С.М.; Поделись, ГХ; Лейзинг, доктор медицины; Чупп, Эл.; Вестранд, WT; Перселл, WR; Стрикман, М.С.; Реппин, К. (1988). «Излучение гамма-лучей от SN1987A». Природа . 331 (6155): 416. Бибкод : 1988Natur.331..416M. дои : 10.1038/331416a0. S2CID  4313713.
  149. ^ Касен, Д.; Вусли, SE (2009). «Сверхновые типа II: модельные кривые блеска и стандартные свечные отношения». Астрофизический журнал . 703 (2): 2205. arXiv : 0910.1590 . Бибкод : 2009ApJ...703.2205K. дои : 10.1088/0004-637X/703/2/2205. S2CID  42058638.
  150. ^ Надь, AP; Винко, Дж. (2016). «Двухкомпонентная модель для подбора кривых блеска сверхновых с коллапсом ядра». Астрономия и астрофизика . 589 : А53. arXiv : 1602.04001 . Бибкод : 2016A&A...589A..53N. дои : 10.1051/0004-6361/201527931. S2CID  53380594.
  151. ^ Томинага, Н.; Блинников С.; Бакланов П.; Морокума, Т.; Номото, К.; Сузуки, Т. (1 ноября 2009 г.). «Свойства плато сверхновой типа II SNLS-04D2dc: многоцветные кривые блеска ударного прорыва и плато». Астрофизический журнал . 705 (1): Л10–Л14. arXiv : 0908.2162 . Бибкод : 2009ApJ...705L..10T. дои : 10.1088/0004-637X/705/1/L10 . ISSN  0004-637X.
  152. ^ де ла Роза, Джени; Роминг, Пит; Причард, Тайлер; Фрайер, Крис (22 марта 2016 г.). «Характеристика кривых блеска от среднего ультрафиолета до оптического света близлежащих сверхновых типа II». Астрофизический журнал . 820 (1): 74. Бибкод : 2016ApJ...820...74D. дои : 10.3847/0004-637X/820/1/74 . ISSN  1538-4357.
  153. ^ Чуразов, Е.; Сюняев Р.; Изерн, Дж.; Кнёдльседер, Дж.; Жан, П.; Лебрен, Ф.; Чугай, Н.; Гребенев С.; Браво, Э.; Сазонов С.; Рено, М. (2014). «Линии гамма-излучения кобальта-56 от сверхновой типа Ia 2014J». Природа . 512 (7515): 406–8. arXiv : 1405.3332 . Бибкод : 2014Natur.512..406C. дои : 10.1038/nature13672. PMID  25164750. S2CID  917374.
  154. ^ Зайтенцаль, ИК; Таубенбергер, С.; Сим, SA (2009). «Кривые блеска сверхновых позднего времени: эффект внутренней конверсии и оже-электронов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (1): 531–535. arXiv : 0908.0247 . Бибкод : 2009MNRAS.400..531S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15478.x. S2CID  10283901.
  155. ^ Цветков, Д.Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Советские астрономические письма . 13 : 376–378. Бибкод : 1987СвАЛ...13..376Т.
  156. ^ аб Филиппенко, А.В. (2004). «Сверхновые и их массивные звездные прародители». Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Бибкод : 2005ASPC..332...33F.
  157. ^ Филиппенко, А.В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 : 309–355. Бибкод : 1997ARA&A..35..309F. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  158. ^ 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.
  159. ^ Хауре, С; Магейн, П; Бьерно, Дж. (21 сентября 2018 г.). «Независимая от космологии калибровка данных о сверхновых типа Ia». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 479 (3): 3996–4003. arXiv : 1806.10900 . Бибкод : 2018MNRAS.479.3996H. дои : 10.1093/mnras/sty1715 . ISSN  0035-8711.
  160. ^ де Джагер, Т.; Гэлбани, Л.; Гонсалес-Гайтан, С.; Кесслер, Р.; Филиппенко А.В.; Ферстер, Ф.; Хамуи, М.; Браун, ПиДжей; Дэвис, ТМ; Гутьеррес, CP; Инсерра, К.; Льюис, ГФ; Мёллер, А.; Сколник, Д.; Смит, М. (11 июля 2020 г.). «Изучение сверхновых типа II как космологических стандартных свечей с использованием Обзора темной энергии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 495 (4): 4860–4892. arXiv : 1806.10900 . Бибкод : 2018MNRAS.479.3996H. дои : 10.1093/mnras/staa1402 . ISSN  0035-8711.
  161. ^ Ли, В.; Лиман, Дж.; Чорнок, Р.; Филиппенко А.В.; Познанский, Д.; Ганешалингам, М.; Ван, X.; Моджаз, М.; Джа, С.; Фоли, Р.Дж.; Смит, Н. (2011). «Ближайшие частоты сверхновых по результатам поиска сверхновых Ликской обсерватории - II. Наблюдаемые функции светимости и доли сверхновых в полной выборке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 412 (3): 1441. arXiv : 1006.4612 . Бибкод : 2011MNRAS.412.1441L. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x. S2CID  59467555.
  162. ^ Ричардсон, Д.; Бранч, Д.; Кейсбир, Д.; Миллард, Дж.; Томас, RC; Барон, Э. (2002). «Сравнительное исследование распределения сверхновых по абсолютным величинам». Астрономический журнал . 123 (2): 745–752. arXiv : astro-ph/0112051 . Бибкод : 2002AJ....123..745R. дои : 10.1086/338318. S2CID  5697964.
  163. ^ Фрайл, Д.А.; Джакани, Е.Б.; Госс, В. Миллер; Дубнер, генеральный менеджер (1996). «Туманность Пульсар Ветер вокруг PSR B1853 + 01 в остатке сверхновой W44». Письма астрофизического журнала . 464 (2): Л165–Л168. arXiv : astro-ph/9604121 . Бибкод : 1996ApJ...464L.165F. дои : 10.1086/310103. S2CID  119392207.
  164. ^ Аб Хёфлих, Пенсильвания; Кумар, П.; Уилер, Дж. Крейг (2004). «Удар нейтронной звезды и асимметрия сверхновой». Космические взрывы в трех измерениях: асимметрия сверхновых и гамма-всплески . Издательство Кембриджского университета . п. 276. arXiv : astro-ph/0312542 . Бибкод : 2004cetd.conf..276L. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  165. ^ аб Янка, Ханс-Томас; Вонгватанарат, Анноп; Крамер, Майкл (1 февраля 2022 г.). «Откат сверхновой как происхождение вращений нейтронных звезд и выравнивания спин-удара». Астрофизический журнал . 926 (1): 9. arXiv : 2104.07493 . Бибкод : 2022ApJ...926....9J. дои : 10.3847/1538-4357/ac403c . ISSN  0004-637X.
  166. ^ Фрайер, CL (2004). «Удар нейтронной звезды в результате асимметричного коллапса». Астрофизический журнал . 601 (2): L175–L178. arXiv : astro-ph/0312265 . Бибкод : 2004ApJ...601L.175F. дои : 10.1086/382044. S2CID  1473584.
  167. ^ Гилкис, А.; Сокер, Н. (2014). «Последствия турбулентности для струй при взрывах сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 806 (1): 28. arXiv : 1412.4984 . Бибкод : 2015ApJ...806...28G. дои : 10.1088/0004-637X/806/1/28. S2CID  119002386.
  168. ^ Хохлов, А.М.; Хёфлих, Пенсильвания; Оран, ES; Уиллер, Дж. Крейг; Ван, Л.; Ччелканова, А.Ю. (1999). «Джет-индуцированные взрывы сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 524 (2): L107. arXiv : astro-ph/9904419 . Бибкод : 1999ApJ...524L.107K. дои : 10.1086/312305. S2CID  37572204.
  169. ^ Ван, Л.; Бааде, Д.; Хёфлих, Пенсильвания; Хохлов А.М.; Уиллер, Дж. К.; Касен, Д.; Ньюджент, ЧП; Перлмуттер, ЮАР; Франссон, К.; Лундквист, П. (2003). «Спектрополяриметрия SN 2001el в NGC 1448: асферичность нормальной сверхновой типа Ia». Астрофизический журнал . 591 (2): 1110–1128. arXiv : astro-ph/0303397 . Бибкод : 2003ApJ...591.1110W. дои : 10.1086/375444. S2CID  2923640.
  170. ^ abc Маццали, Пенсильвания; Номото, К.И.; Каппелларо, Э.; Накамура, Т.; Умеда, Х.; Ивамото, К. (2001). «Могут ли различия в содержании никеля в моделях массы Чандрасекара объяснить связь между яркостью и скоростью снижения нормальных сверхновых типа Ia?». Астрофизический журнал . 547 (2): 988. arXiv : astro-ph/0009490 . Бибкод : 2001ApJ...547..988M. дои : 10.1086/318428 . S2CID  9324294.
  171. ^ Янка, Х.-Т. (2002). «Тайны сверхновых». Наука . 297 (5584): 1134–1135. дои : 10.1126/science.1075935. PMID  12183617. S2CID  34349443.
  172. ^ Номото, Кен'Ичи; Ивамото, Коичи; Кисимото, Нобухиро (1997). «Сверхновые типа Ia: их происхождение и возможные применения в космологии». Наука . 276 (5317): 1378–1382. arXiv : astro-ph/9706007 . Бибкод : 1997Sci...276.1378N. дои : 10.1126/science.276.5317.1378. PMID  9190677. S2CID  2502919.
  173. ^ Ивамото, К. (2006). «Нейтринное излучение сверхновых типа Ia». Материалы конференции AIP . 847 : 406–408. Бибкод : 2006AIPC..847..406I. дои : 10.1063/1.2234440.
  174. ^ Хайден, Британская Колумбия; Гарнавич, премьер-министр; Кесслер, Р.; Фриман, Дж.А.; Джа, Юго-Запад; Бассетт, Б.; Чинабро, Д.; Дилдей, Б.; Касен, Д.; Марринер, Дж.; Никол, RC; Рисс, АГ; Сако, М.; Шнайдер, ДП; Смит, М.; Соллерман, Дж. (2010). «Взлет и падение кривых блеска сверхновых типа Ia в обзоре сверхновых SDSS-II». Астрофизический журнал . 712 (1): 350–366. arXiv : 1001.3428 . Бибкод : 2010ApJ...712..350H. дои : 10.1088/0004-637X/712/1/350. S2CID  118463541.
  175. ^ Янка, Х.-Т. (2012). «Механизмы взрыва сверхновых с коллапсом ядра». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 62 (1): 407–451. arXiv : 1206.2503 . Бибкод : 2012ARNPS..62..407J. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-094901 . S2CID  118417333.
  176. ^ Смартт, Стивен Дж.; Номото, Кеничи; Каппелларо, Энрико; Накамура, Такаёси; Умеда, Хидеюки; Ивамото, Коичи (2009). «Прародители сверхновых с коллапсом ядра». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Бибкод : 2009ARA&A..47...63S. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID  55900386.
  177. ^ Дессар, Л.; Берроуз, А.; Ливне, Э.; Отт, CD (20 января 2008 г.). «Фаза протонейтронной звезды модели коллапсара и путь к длинным мягким гамма-всплескам и гиперновым». Астрофизический журнал . 673 (1): L43–L46. arXiv : 0710.5789 . Бибкод : 2008ApJ...673L..43D. дои : 10.1086/527519 . ISSN  0004-637X.
  178. ^ Сенно, Николай; Мурасе, Кохта; Месарош, Питер (8 апреля 2016 г.). «Задушенные джеты и гамма-всплески низкой светимости как скрытые источники нейтрино». Физический обзор D . 93 (8): 083003. arXiv : 1512.08513 . Бибкод : 2016PhRvD..93h3003S. doi : 10.1103/PhysRevD.93.083003. ISSN  2470-0010. S2CID  16452722.
  179. ^ Вусли, SE; Блинников С.; Хегер, Александр (15 ноября 2007 г.). «Пульсационная парная нестабильность как объяснение самых ярких сверхновых». Природа . 450 (7168): 390–392. arXiv : 0710.3314 . Бибкод : 2007Natur.450..390W. дои : 10.1038/nature06333. ISSN  0028-0836. PMID  18004378. S2CID  2925738.
  180. ^ Барков, Максим В.; Комиссаров, Сергей С. (21 июля 2011 г.). «Переработка нейтронных звезд в обычных оболочках и взрывы гиперновых: Переработка нейтронных звезд и гиперновых». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (1): 944–958. arXiv : 1012.4565 . Бибкод : 2011MNRAS.415..944B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18762.x .
  181. ^ Райт, Уоррен П.; Гилмер, Мэтью С.; Фрелих, Карла; Неллер, Джеймс П. (13 ноября 2017 г.). «Нейтринный сигнал от сверхновых с парной нестабильностью». Физический обзор D . 96 (10): 103008. arXiv : 1706.08410 . Бибкод : 2017PhRvD..96j3008W. doi : 10.1103/PhysRevD.96.103008. ISSN  2470-0010. S2CID  119487775.
  182. ^ Гансс, Р; Залогодатель, Дж.Л.; Сансом, А.Е.; Джеймс, Пенсильвания; Пульс, Дж; Хабергем-Моусон, С.М. (22 марта 2022 г.). «Оценка металличности областей коллапса ядра сверхновой H ii в галактиках в пределах 30 Мпк». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 512 (1): 1541–1556. arXiv : 2203.03308 . Бибкод : 2022MNRAS.512.1541G. дои : 10.1093/mnras/stac625 . ISSN  0035-8711.
  183. ^ Прочаска, JX; Блум, Дж.С.; Чен, Х.-В.; Фоли, Р.Дж.; Перли, Д.А.; Рамирес-Руис, Э.; Гранот, Дж.; Ли, Вашингтон; Пули, Д.; Алатало, К.; Херли, К.; Купер, MC; Дюпри, АК; Герке, Б.Ф.; Хансен, BMS (10 мая 2006 г.). «Галактические хозяева и крупномасштабные среды коротких жестких гамма-всплесков». Астрофизический журнал . 642 (2): 989–994. arXiv : astro-ph/0510022 . Бибкод : 2006ApJ...642..989P. дои : 10.1086/501160 . ISSN  0004-637X.
  184. ^ Петросян, Арташес; Навасардян, Рипсиме; Каппелларо, Энрико; Маклин, Брайан; Аллен, Рон; Панагия, Нино; Лейтерер, Клаус; МакКенти, Джон; Туратто, Массимо (март 2005 г.). «Активные и звездообразующие галактики и их сверхновые». Астрономический журнал . 129 (3): 1369–1380. Бибкод : 2005AJ....129.1369P. дои : 10.1086/427712 . ISSN  0004-6256.
  185. ^ Шао, X.; Лян, ЮК; Деннефельд, М.; Чен, XY; Чжун, GH; Хаммер, Ф.; Дэн, LC; Флорес, Х.; Чжан, Б.; Ши, ВБ; Чжоу, Л. (25 июля 2014 г.). «Сравнение родительских галактик сверхновых типов Ia, II и Ibc». Астрофизический журнал . 791 (1): 57. arXiv : 1407.0483 . Бибкод : 2014ApJ...791...57S. дои : 10.1088/0004-637X/791/1/57 . ISSN  0004-637X.
  186. ^ Таггарт, К; Перли, Д.А. (5 апреля 2021 г.). «Популяции галактик-хозяев сверхновых с коллапсом ядра, сверхяркостью и гамма-всплесками при низком красном смещении: важность карликовых галактик и галактик со звездообразованием». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 503 (3): 3931–3952. arXiv : 1911.09112 . Бибкод : 2021MNRAS.503.3931T. дои : 10.1093/mnras/stab174 . ISSN  0035-8711.
  187. ^ Мория, Такаши Дж.; Маэда, Кейичи; Таддия, Франческо; Соллерман, Йеспер; Блинников Сергей Игоревич; Сорокина, Елена Ивановна (11 апреля 2014 г.). «История потери массы прародителей сверхновых типа II за десятилетия до их взрыва». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 439 (3): 2917–2926. arXiv : 1401.4893 . Бибкод : 2014MNRAS.439.2917M. дои : 10.1093/mnras/stu163 . ISSN  1365-2966.
  188. ^ Гальбани, Л.; Андерсон, JP; Санчес, Сан-Франциско; Кунчараякти, Х.; Педраш, С.; Гонсалес-Гайтан, С.; Станишев, В.; Домингес, И.; Морено-Райя, Мэн; Вуд-Вэйси, В.М.; Мурао, AM; Вдумайтесь, К.А.; Баденес, К.; Молла, М.; Лопес-Санчес, Арканзас (13 марта 2018 г.). «ПИСКО: Сборник хозяев сверхновых интегрального поля PMAS / PPak». Астрофизический журнал . 855 (2): 107. arXiv : 1802.01589 . Бибкод : 2018ApJ...855..107G. дои : 10.3847/1538-4357/aaaf20 . ISSN  1538-4357.
  189. ^ Аб Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (2020). «'О проблеме красных сверхгигантов': опровержение и консенсус относительно верхнего предела массы для предшественников II-P». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 496 (1): Л142–Л146. arXiv : 2005.13855 . Бибкод : 2020MNRAS.496L.142D. дои : 10.1093/mnrasl/slaa102 .
  190. ^ Смартт, SJ; Элдридж, Джей-Джей; Крокетт, РМ; Маунд, младший (май 2009 г.). «Гибель массивных звезд - I. Ограничения наблюдения за прародителями сверхновых типа II-P». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 395 (3): 1409–1437. arXiv : 0809.0403 . Бибкод : 2009MNRAS.395.1409S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14506.x. ISSN  0035-8711. S2CID  3228766.
  191. ^ abcde Smartt, 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 . Бибкод : 2009ARA&A..47...63S. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID  55900386.
  192. ^ Уолмсвелл, Джей-Джей; Элдридж, Джей-Джей (2012). «Околозвездная пыль как решение проблемы прародителя сверхновой красного сверхгиганта». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (3): 2054. arXiv : 1109.4637 . Бибкод : 2012MNRAS.419.2054W. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID  118445879.
  193. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как прародители сверхновых: признак сильной потери массы красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A&A...538L...8G. дои : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  194. ^ Аб Юн, Южная Каролина; Грефенер, Г.; Винк, Дж.С.; Козырева А.; Иззард, Р.Г. (2012). «О природе и обнаруживаемости прародителей сверхновых типа Ib/c». Астрономия и астрофизика . 544 : Л11. arXiv : 1207.3683 . Бибкод : 2012A&A...544L..11Y. дои : 10.1051/0004-6361/201219790. S2CID  118596795.
  195. ^ Гро, Дж. Х.; Мейне, Г.; Экстрем, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: светящиеся синие переменные как неожиданные прародители сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Бибкод : 2013A&A...550L...7G. дои : 10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  196. ^ abc Джонсон, Дженнифер А. (2019). «Заполнение таблицы Менделеева: нуклеосинтез элементов». Наука . 363 (6426): 474–478. Бибкод : 2019Sci...363..474J. дои : 10.1126/science.aau9540 . PMID  30705182. S2CID  59565697.
  197. ^ Франсуа, П.; Маттеуччи, Ф.; Кайрел, Р.; Злоба, М.; Злоба, Ф.; Кьяппини, К. (2004). «Эволюция Млечного Пути с самых ранних этапов: ограничения звездного нуклеосинтеза». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 613–621. arXiv : astro-ph/0401499 . Бибкод : 2004A&A...421..613F. дои : 10.1051/0004-6361:20034140. S2CID  16257700.
  198. ^ аб Труран, JW (1977). «Нуклеосинтез сверхновой». В Шрамме, Д.Н. (ред.). Сверхновые . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 66. Спрингер . стр. 145–158. Бибкод : 1977ASSL...66..145T. дои : 10.1007/978-94-010-1229-4_14. ISBN 978-94-010-1231-7.
  199. ^ Номото, Кен'Ичи; Люн, Шинг-Чи (2018). «Одиночные вырожденные модели сверхновых типа Ia: эволюция прародителей и результаты нуклеосинтеза». Обзоры космической науки . 214 (4): 67. arXiv : 1805.10811 . Бибкод :2018ССРв..214...67Н. дои : 10.1007/s11214-018-0499-0. S2CID  118951927.
  200. ^ Маэда, К.; Рёпке, ФК; Финк, М.; Хиллебрандт, В.; Травальо, К.; Тилеманн, Ф.-К. (2010). «Нуклеосинтез в двумерных моделях замедленной детонации взрывов сверхновых типа Ia». Астрофизический журнал . 712 (1): 624–638. arXiv : 1002.2153 . Бибкод : 2010ApJ...712..624M. дои : 10.1088/0004-637X/712/1/624. S2CID  119290875.
  201. ^ Ванахо, Шинья; Янка, Ханс-Томас; Мюллер, Бернхард (2011). «Сверхновые с электрозахватом как происхождение элементов за пределами железа». Астрофизический журнал . 726 (2): Л15. arXiv : 1009.1000 . Бибкод : 2011ApJ...726L..15W. дои : 10.1088/2041-8205/726/2/L15. S2CID  119221889.
  202. ^ Эйхлер, М.; Накамура, К.; Такиваки, Т.; Курода, Т.; Котаке, К.; Хемпель, М.; Кабесон, Р.; Либендорфер, М.; Тилеманн, ФК (2018). «Нуклеосинтез в двумерных сверхновых с коллапсом ядра прародителей 11,2 и 17,0 M⊙: значение для производства Mo и Ru». Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 45 (1): 014001. arXiv : 1708.08393 . Бибкод : 2018JPhG...45a4001E. дои : 10.1088/1361-6471/aa8891. S2CID  118936429.
  203. ^ Цянь, Ю.-З.; Фогель, П.; Вассербург, Дж.Дж. (1998). «Разнообразные источники сверхновых для r-процесса». Астрофизический журнал . 494 (1): 285–296. arXiv : astro-ph/9706120 . Бибкод : 1998ApJ...494..285Q. дои : 10.1086/305198. S2CID  15967473.
  204. ^ Сигел, Дэниел М.; Барнс, Дженнифер; Мецгер, Брайан Д. (2019). «Коллапсары как основной источник элементов r-процесса». Природа . 569 (7755): 241–244. arXiv : 1810.00098 . Бибкод : 2019Natur.569..241S. дои : 10.1038/s41586-019-1136-0. PMID  31068724. S2CID  73612090.
  205. ^ Гонсалес, Г.; Браунли, Д.; Уорд, П. (2001). «Галактическая обитаемая зона: галактическая химическая эволюция». Икар . 152 (1): 185. arXiv : astro-ph/0103165 . Бибкод : 2001Icar..152..185G. дои : 10.1006/icar.2001.6617. S2CID  18179704.
  206. ^ Ро, Чонхи; Милисавлевич, Дэнни; Саранги, Аркапрабха; Маргутти, Рафаэлла; Чорнок, Райан; Отдыхай, Армин; Грэм, Мелисса; Крейг Уиллер, Дж.; ДеПой, Даррен; Ван, Лифан; Маршалл, Дженнифер; Уильямс, Грант; Стрит, Рэйчел; Скидмор, Уоррен; Хаоцзин, Ян; Блум, Джошуа; Старрфилд, Самнер ; Ли, Цзянь-Сю; Каупертуэйт, Филип С.; Стрингфеллоу, Гай С.; Коппеянс, Динн; Терреран, Джакомо; Шраван, Нихарика; Гебалле, Томас Р.; Эванс, Аневрин; Мэрион, Хоуи (2019). «Научный доклад Astro2020: Являются ли сверхновые производителем пыли в ранней Вселенной?». Бюллетень Американского астрономического общества . 51 (3): 351. arXiv : 1904.08485 . Бибкод : 2019BAAS...51c.351R.
  207. ^ Кокс, ДП (1972). «Охлаждение и эволюция остатка сверхновой». Астрофизический журнал . 178 : 159. Бибкод : 1972ApJ...178..159C. дои : 10.1086/151775 .
  208. ^ Аб Джонсон, Дженнифер А. (февраль 2019 г.). «Заполнение таблицы Менделеева: нуклеосинтез элементов». Наука . 363 (6426): 474–478. Бибкод : 2019Sci...363..474J. дои : 10.1126/science.aau9540 . ISSN  0036-8075. PMID  30705182. S2CID  59565697.
  209. ^ Сандстрем, КМ; Болатто, AD; Станимирович, С.; Ван Лун, Дж. Т.; Смит, JDT (2009). «Измерение образования пыли в остатке сверхновой 1E 0102.2–7219, коллапсирующего ядра малого Магелланова облака». Астрофизический журнал . 696 (2): 2138–2154. arXiv : 0810.2803 . Бибкод : 2009ApJ...696.2138S. дои : 10.1088/0004-637X/696/2/2138. S2CID  8703787.
  210. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (август 2017 г.). «Перенос химических элементов в моделях звездной эволюции». Королевское общество открытой науки . 4 (8): 170192. arXiv : 1707.07454 . Бибкод : 2017RSOS....470192S. дои : 10.1098/rsos.170192 . ISSN  2054-5703. ПМК 5579087 . ПМИД  28878972. 
  211. ^ Фишер, Дебра А.; Валенти, Джефф (2005). «Корреляция планеты и металличности». Астрофизический журнал . 622 (2): 1102–1117. Бибкод : 2005ApJ...622.1102F. дои : 10.1086/428383 . S2CID  121872365.
  212. ^ Чжу, Вэй; Донг, Субо (2021). «Статистика экзопланет и теоретические последствия». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 59 : 291–336. arXiv : 2103.02127 . Бибкод : 2021ARA&A..59..291Z. doi : 10.1146/annurev-astro-112420-020055. S2CID  232105177.
  213. ^ Прейбиш, Т.; Зиннекер, Х. (2001). «Запуск звездообразования в ассоциации OB Скорпиона-Центавра (Sco OB2)». От тьмы к свету: происхождение и эволюция молодых звездных скоплений . 243 : 791. arXiv : astro-ph/0008013 . Бибкод : 2001ASPC..243..791P.
  214. ^ Кребс, Дж.; Хиллебрандт, В. (1983). «Взаимодействие фронтов ударных сверхновых и близлежащих межзвездных облаков». Астрономия и астрофизика . 128 (2): 411. Бибкод : 1983A&A...128..411K.
  215. ^ Кэмерон, AGW; Труран, JW (1977). «Триггер сверхновой для формирования Солнечной системы». Икар . 30 (3): 447. Бибкод : 1977Icar...30..447C. дои : 10.1016/0019-1035(77)90101-4.
  216. ↑ Бхандан, Шивани (1 июня 2020 г.). «Галактики-хозяева и прародители быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью австралийского следопыта с массивом квадратных километров». Письма астрофизического журнала . 895 (2): Л37. arXiv : 2005.13160 . Бибкод : 2020ApJ...895L..37B. дои : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID  218900539.
  217. ↑ Чжан, Бин (5 ноября 2020 г.). «Физические механизмы быстрых радиовсплесков». Природа . 587 (7832): 45–53. arXiv : 2011.03500 . Бибкод : 2020Natur.587...45Z. дои : 10.1038/s41586-020-2828-1. ISSN  0028-0836. PMID  33149290. S2CID  226259246.
  218. ↑ Чу, Дженнифер (13 июля 2022 г.). «Астрономы обнаружили радио «сердцебиение» в миллиардах световых лет от Земли». Новости МТИ . Массачусетский Институт Технологий . Проверено 19 марта 2023 г.
  219. ^ Петров, Э.; Хессельс, JWT; Лоример, ДР (29 марта 2022 г.). «Быстрые радиовсплески на заре 2020-х годов». Обзор астрономии и астрофизики . 30 (1): 2. arXiv : 2107.10113 . Бибкод : 2022A&ARv..30....2P. doi : 10.1007/s00159-022-00139-w. ISSN  1432-0754. S2CID  253690001.
  220. ^ Акерманн, М.; и другие. (2013). «Обнаружение характерных признаков пионного распада в остатках сверхновых». Наука . 339 (6121): 807–11. arXiv : 1302.3307 . Бибкод : 2013Sci...339..807A. дои : 10.1126/science.1231160. PMID  23413352. S2CID  29815601.
  221. ^ Отт, компакт-диск; О'Коннор, EP; Госсан, SE; Абдикамалов Э.; Гамма, UCT; Драско, С. (2012). «Сверхновые с коллапсом ядра, нейтрино и гравитационные волны». Ядерная физика Б: Приложения к сборнику трудов . 235 : 381–387. arXiv : 1212.4250 . Бибкод : 2013NuPhS.235..381O. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID  34040033.
  222. ^ Морозова, Виктория; Радиче, Дэвид; Берроуз, Адам; Вартанян, Давид (2018). «Сигнал гравитационной волны от сверхновых с коллапсом ядра». Астрофизический журнал . 861 (1): 10. arXiv : 1801.01914 . Бибкод : 2018ApJ...861...10M. дои : 10.3847/1538-4357/aac5f1 . S2CID  118997362.
  223. ^ Аль Харуси, С.; БенЦви, Ю.Ю.; Бобовски, Дж. С.; Бонивенто, В.; Брдар, В.; Бруннер, Т.; Каден, Э.; Кларк, М.; Колейро, А.; Коломер-Молла, М.; Креспо-Анадон, Дж.И.; Депоян, А.; Дорник, Д.; Фишер, В.; и другие. (1 марта 2021 г.). «SNEWS 2.0: система раннего предупреждения о сверхновых нового поколения для мультимессенджерной астрономии». Новый журнал физики . 23 (3): 031201. arXiv : 2011.00035 . Бибкод : 2021NJPh...23c1201A. дои : 10.1088/1367-2630/abde33. ISSN  1367-2630. S2CID  226227393.
  224. ^ Филдс, Б.Д.; Хохмут, Калифорния; Эллис, Дж. (2005). «Глубоководные океанические коры как телескопы: использование живых радиоизотопов для исследования нуклеосинтеза сверхновых». Астрофизический журнал . 621 (2): 902–907. arXiv : astro-ph/0410525 . Бибкод : 2005ApJ...621..902F. дои : 10.1086/427797. S2CID  17932224.
  225. ^ Кни, К.; Корщинек, Г.; Фастерманн, Т.; Дорфи, Э.; Ругель, Г.; Валлнер, А. (2004). « Аномалия 60 Fe в глубоководной марганцевой коре и последствия для близлежащего источника сверхновой». Письма о физических отзывах . 93 (17): 171103–171106. Бибкод : 2004PhRvL..93q1103K. doi : 10.1103/PhysRevLett.93.171103. PMID  15525065. S2CID  23162505.
  226. ^ Филдс, Б.Д.; Эллис, Дж. (1999). «О глубоководном Fe-60 как окаменелости околоземной сверхновой». Новая астрономия . 4 (6): 419–430. arXiv : astro-ph/9811457 . Бибкод : 1999NewA....4..419F. дои : 10.1016/S1384-1076(99)00034-2. S2CID  2786806.
  227. ^ «Коротко». Научный американец . 300 (5): 28. 2009. Бибкод : 2009SciAm.300e..28.. doi : 10.1038/scientificamerican0509-28a.
  228. ↑ Петерсен, Кэролайн Коллинз (22 марта 2023 г.). «Помогли ли сверхновые сделать жизнь более разнообразной?». Вселенная сегодня . Проверено 23 марта 2023 г.
  229. ↑ Свенсмарк, Хенрик (16 марта 2023 г.). «Постоянное влияние сверхновых на биоразнообразие в фанерозое». Экология и эволюция . Интернет-библиотека Уайли. 13 (3): e9898. Бибкод : 2023EcoEv..13E9898S. дои : 10.1002/ece3.9898. ПМК 10019915 . PMID  36937070. e9898. 
  230. ^ Горелик, М. (2007). «Угроза сверхновой». Небо и телескоп . 113 (3): 26. Бибкод : 2007S&T...113c..26G.
  231. ^ Герелс, Н.; Лэрд, CM; Джекман, Швейцария; Канниццо, Дж. К.; Мэттсон, Би Джей; Чен, В. (2003). «Разрушение озона из-за близлежащих сверхновых». Астрофизический журнал . 585 (2): 1169–1176. arXiv : astro-ph/0211361 . Бибкод : 2003ApJ...585.1169G. дои : 10.1086/346127. S2CID  15078077.
  232. ^ Ван дер Слейс, MV; Ламерс, HJGLM (2003). «Динамика туманности М1-67 вокруг убегающей звезды Вольфа-Райе WR 124». Астрономия и астрофизика . 398 : 181–194. arXiv : astro-ph/0211326 . Бибкод : 2003A&A...398..181В. дои : 10.1051/0004-6361:20021634. S2CID  6142859.
  233. ^ Кристофари, П; Марковит, А; Рено, М; Дваркадас, В.В.; Татищев, В; Джачинти, Дж; Перетти, Э; Сол, Х (18 февраля 2022 г.). «Первые дни коллапса ядра сверхновых типа II-P в гамма-диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 511 (3): 3321–3329. arXiv : 2201.09583 . doi : 10.1093/mnras/stac217. ISSN  0035-8711.
  234. ^ Трампер, Ф.; Страал, С.М.; Саньял, Д.; Сана, Х.; Де Котер, А.; Грефенер, Г.; Лангер, Н.; Винк, Дж.С.; Де Минк, SE ; Капер, Л. (2015). «Массивные звезды на грани взрыва: свойства кислородной последовательности звезд Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 581 : А110. arXiv : 1507.00839 . Бибкод : 2015A&A...581A.110T. дои : 10.1051/0004-6361/201425390. S2CID  56093231.
  235. ^ Трампер, Ф.; Грефенер, Г.; Хартуг, Огайо; Сана, Х.; Де Котер, А.; Винк, Дж.С.; Эллербрук, Луизиана; Лангер, Н.; Гарсия, М.; Капер, Л.; Де Минк, SE (2013). «О природе звезд WO: количественный анализ звезды WO3 DR1 в IC 1613». Астрономия и астрофизика . 559 : А72. arXiv : 1310.2849 . Бибкод : 2013A&A...559A..72T. дои : 10.1051/0004-6361/201322155. S2CID  216079684.
  236. ^ Инглис, М. (2015). «Звездная смерть: сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры». Астрофизика – это просто! . Серия Патрика Мура по практической астрономии. стр. 203–223. дои : 10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN 978-3-319-11643-3.
  237. ^ Лобель, А.; Стефаник, Р.П.; Торрес, Г.; Дэвис, Р.Дж.; Ильин И.; Розенбуш, А.Е. (2004). «Спектроскопия тысячелетней вспышки и современная изменчивость желтого гипергиганта Ро Кассиопеи». Звезды как Солнца: Деятельность . 219 : 903. arXiv : astro-ph/0312074 . Бибкод : 2004IAUS..219..903L.
  238. ^ Ван Букель, Р.; Кервелла, П.; Шеллер, М.; Хербст, Т.; Бранднер, В.; Де Котер, А.; Уотерс, LBFM; Хиллиер, диджей; Пареске, Ф.; Ленцен, Р.; Лагранж, А.-М. (2003). «Прямое измерение размера и формы современного звездного ветра Эта Киля». Астрономия и астрофизика . 410 (3): Л37. arXiv : astro-ph/0310399 . Бибкод : 2003A&A...410L..37V. дои : 10.1051/0004-6361:20031500. S2CID  18163131.
  239. ^ Тилеманн, Ф.-К.; Хирши, Р.; Либендорфер, М.; Диль, Р. (2011). «Массивные звезды и их сверхновые». Астрономия с радиоактивностью . Конспект лекций по физике. Том. 812. стр. 153–231. arXiv : 1008.2144 . Бибкод : 2011LNP...812..153T. дои : 10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 978-3-642-12697-0. S2CID  119254840.
  240. ^ Тутилл, PG; Моннье, доктор медицинских наук; Лоуренс, Н.; Данчи, туалет; Овоцкий, СП; Гейли, КГ (2008). «Прототип вертушки со встречным ветром WR 104». Астрофизический журнал . 675 (1): 698–710. arXiv : 0712.2111 . Бибкод : 2008ApJ...675..698T. дои : 10.1086/527286. S2CID  119293391.
  241. ^ Торугуд, Т.Д.; Диллон, В.С.; Литтлфэр, SP; Марш, ТР; Смит, Д.А. (2002). «Рекуррентная новая U Скорпиона - прародитель сверхновой типа Ia». Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов . Том. 261. Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество . arXiv : astro-ph/0109553 . Бибкод : 2002ASPC..261...77T.
  242. ^ Ландсман, В.; Саймон, Т.; Бержерон, П. (1999). «Горячие белые карлики-спутники HR 1608, HR 8210 и HD 15638». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 105 (690): 841–847. Бибкод : 1993PASP..105..841L. дои : 10.1086/133242 .
  243. ^ Бич, Мартин (декабрь 2011 г.). «Прошлое, настоящее и будущее угроза сверхновой биосфере Земли». Астрофизика и космическая наука . 336 (2): 287–302. Бибкод : 2011Ap&SS.336..287B. дои : 10.1007/s10509-011-0873-9. ISSN  0004-640X. S2CID  119803426.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме сверхновых .