Сверхновая ( мн. ч. : сверхновые или сверхновые ) — мощный и яркий взрыв звезды . Сверхновая возникает на последних стадиях эволюции массивной звезды или когда белый карлик запускается в неуправляемый 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 целой галактики, прежде чем она затухнет в течение нескольких недель или месяцев.
Последней сверхновой, непосредственно наблюдаемой в Млечном Пути, была сверхновая Кеплера в 1604 году, появившаяся вскоре после сверхновой Тихо Браге в 1572 году, обе из которых были видны невооруженным глазом . Были обнаружены остатки более поздних сверхновых, и наблюдения сверхновых в других галактиках показывают, что они происходят в Млечном Пути в среднем около трех раз в столетие. Сверхновая в Млечном Пути почти наверняка будет наблюдаться в современные астрономические телескопы. Самой последней сверхновой, наблюдаемой невооруженным глазом, была SN 1987A , которая была взрывом голубой сверхгигантской звезды в Большом Магеллановом Облаке , галактике-спутнике Млечного Пути.
Теоретические исследования показывают, что большинство сверхновых возникают в результате одного из двух основных механизмов: внезапного возобновления ядерного синтеза в белом карлике или внезапного гравитационного коллапса ядра массивной звезды .
При повторном зажигании белого карлика температура объекта повышается достаточно, чтобы вызвать неконтролируемый ядерный синтез, полностью разрушающий звезду. Возможные причины — накопление материала от двойного компаньона посредством аккреции или звездного слияния .
В случае внезапного взрыва массивной звезды ядро массивной звезды внезапно схлопнется, как только оно перестанет вырабатывать достаточно энергии в результате термоядерного синтеза, чтобы противостоять собственной гравитации звезды. Это должно произойти, как только звезда начнет синтезировать железо , но может произойти и на более ранней стадии синтеза металлов .
Слово «сверхновая» имеет множественную форму supernovae ( /- v iː / ) или сверхновые и часто сокращается до SN или SNe. Оно происходит от латинского слова nova , означающего « новый » , которое относится к тому, что кажется временной новой яркой звездой. Добавление префикса «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые гораздо менее светятся. Слово « сверхновая » было придумано Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки , которые начали использовать его на 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 его независимо. [2] [3]
История наблюдения
По сравнению со всей историей звезды, визуальное появление сверхновой очень кратко, иногда охватывая несколько месяцев, так что шансы наблюдать ее невооруженным глазом составляют примерно один раз в жизни. Только крошечная часть из 100 миллиардов звезд в типичной галактике имеет способность стать сверхновой, способность ограничена теми, которые имеют большую массу и теми, которые находятся в редких типах двойных звездных систем с по крайней мере одним белым карликом . [4]
Ранние открытия
Самая ранняя запись о возможной сверхновой, известной как HB9, вероятно, была замечена неизвестным доисторическим народом индийского субконтинента и зафиксирована на наскальном рисунке в регионе Бурзахама в Кашмире , датируемом4500 ± 1000 до н.э. [5] Позднее, SN 185 была задокументирована китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самой яркой зарегистрированной сверхновой была SN 1006 , которая наблюдалась в 1006 году нашей эры в созвездии Волка . Это событие было описано наблюдателями в Китае, Японии, Ираке, Египте и Европе. [6] [7] [8] Широко наблюдаемая сверхновая SN 1054 создала 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 оспаривания идеи Аристотеля о том, что Вселенная за пределами Луны и планет статична и неизменна. [10] Иоганн Кеплер начал наблюдать SN 1604 на пике ее яркости 17 октября 1604 года и продолжал оценивать ее яркость, пока она не исчезла из виду невооруженным глазом год спустя. [11] Это была вторая сверхновая, которую наблюдали за поколением, после того как Тихо Браге наблюдал SN 1572 в Кассиопее . [12]
Есть некоторые свидетельства того, что самая молодая известная сверхновая в нашей галактике, G1.9+0.3 , произошла в конце 19-го века, значительно позже, чем Кассиопея A , около 1680 года. [13] Ни то, ни другое не было отмечено в то время. В случае G1.9+0.3 высокое поглощение пыли вдоль плоскости галактического диска могло бы достаточно затемнить событие, чтобы оно осталось незамеченным. Ситуация с Кассиопеей A менее ясна; были обнаружены инфракрасные световые эхо , показывающие, что она не находилась в области особенно высокого поглощения. [14]
Находки 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 десятилетие спустя. [23] Ранние работы над тем, что изначально считалось просто новой категорией новых, были выполнены в 1920-х годах. Их называли по-разному: «Новые высшего класса», «Гауптновые» или «гигантские новые». [24] Считается, что название «сверхновые» было придумано Вальтером Бааде и Цвикки на лекциях в Калтехе 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 максимальные интенсивности сверхновых 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 точку зрения, что расширение Вселенной ускоряется . [30] Были разработаны методы реконструкции событий сверхновых, о наблюдении которых нет письменных свидетельств. Дата события сверхновой Кассиопея А была определена по световому эху от туманностей , [31] в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 был оценен по измерениям температуры [32] и гамма- излучению от радиоактивного распада титана-44 . [33]
Jades Deep Field. Группа астрономов, изучающих данные JADES, выявила около 80 объектов (обведены зеленым), яркость которых менялась с течением времени. Большинство этих объектов, известных как транзиенты, являются результатом взрыва звезд или сверхновых. [34]
Самая яркая сверхновая, когда-либо зарегистрированная, — ASASSN-15lh , на расстоянии 3,82 гигасветовых лет . Впервые она была обнаружена в июне 2015 года и достигла пика в 570 миллиардов L ☉ , что в два раза превышает болометрическую светимость любой другой известной сверхновой. [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 аппаратом Intermediate Palomar Transient Factory . Это одна из самых ранних сверхновых, пойманных после детонации, 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 прорыв» оптической сверхновой. [39] Звезда-прародительница была идентифицирована на снимках космического телескопа Хаббл, сделанных до ее коллапса. Астроном Алекс Филиппенко отметил: «Наблюдения за звездами в первые моменты их взрыва дают информацию, которую невозможно получить напрямую каким-либо другим способом». [39]
Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) значительно продвинул наше понимание сверхновых [41] , определив около 80 новых случаев с помощью своей программы JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES). Это включает в себя самую далекую спектроскопически подтвержденную сверхновую с красным смещением 3,6, что указывает на то, что ее взрыв произошел, когда Вселенной было всего 1,8 миллиарда лет. Эти результаты [42] предлагают важнейшие идеи о звездной эволюции ранней Вселенной и частоте сверхновых в годы ее формирования.
Поскольку сверхновые являются относительно редкими событиями в галактике, происходящими примерно три раза в столетие в Млечном Пути, [43] получение хорошей выборки сверхновых для изучения требует регулярного мониторинга многих галактик. Сегодня любители и профессиональные астрономы находят несколько сотен каждый год, некоторые, когда они близки к максимальной яркости, другие на старых астрономических фотографиях или пластинах. Сверхновые в других галактиках не могут быть предсказаны с какой-либо значимой точностью. Обычно, когда их обнаруживают, они уже находятся в процессе. [44] Чтобы использовать сверхновые в качестве стандартных свечей для измерения расстояния, требуется наблюдение за их пиковой светимостью. Поэтому важно обнаружить их задолго до того, как они достигнут своего максимума. Астрономы-любители , которых значительно больше, чем профессиональных астрономов, сыграли важную роль в обнаружении сверхновых, как правило, рассматривая некоторые из более близких галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями. [45]
К концу 20-го века астрономы все чаще обращались к управляемым компьютером телескопам и ПЗС для охоты за сверхновыми. Хотя такие системы популярны среди любителей, существуют также профессиональные установки, такие как Katzman Automatic Imaging Telescope . [46] Проект Supernova Early Warning System (SNEWS) использует сеть детекторов нейтрино для раннего оповещения о сверхновой в галактике Млечный Путь. [47] [48] Нейтрино — это субатомные частицы , которые в больших количествах производятся сверхновой, и они не поглощаются в значительной степени межзвездным газом и пылью галактического диска. [49]
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, измерив его доплеровский сдвиг (или красное смещение ); в среднем более удаленные объекты удаляются с большей скоростью, чем близкие, и поэтому имеют большее красное смещение. Таким образом, поиск делится на поиски с высоким красным смещением и низким красным смещением, с границей, лежащей около диапазона красного смещения z = 0,1–0,3, где z — безразмерная мера частотного сдвига спектра. [50]
Поиск сверхновых с высоким красным смещением обычно включает наблюдение кривых блеска сверхновых. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для создания диаграмм Хаббла и космологических предсказаний. Спектроскопия сверхновых, используемая для изучения физики и окружения сверхновых, более практична при низком, чем при высоком красном смещении. [51] [52] Наблюдения при низком красном смещении также фиксируют конец кривой Хаббла с низким расстоянием , которая представляет собой график расстояния в зависимости от красного смещения для видимых галактик. [53] [54]
Поскольку программы обследований быстро увеличивают число обнаруженных сверхновых, были собраны объединенные коллекции наблюдений (кривые затухания света, астрометрия, наблюдения до сверхновых, спектроскопия). Набор данных Pantheon, собранный в 2018 году, содержал сведения о 1048 сверхновых. [55] В 2021 году этот набор данных был расширен до 1701 кривой блеска для 1550 сверхновых, взятых из 18 различных обзоров, что на 50% больше менее чем за 3 года. [56]
Об открытиях сверхновых сообщается в Центральное бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза , которое рассылает циркуляр с названием, которое оно присваивает этой сверхновой. [57] Название формируется из префикса SN , за которым следует год открытия, дополненный одно- или двухбуквенным обозначением. Первые 26 сверхновых года обозначаются заглавной буквой от A до Z. Затем используются пары строчных букв: aa , ab и т. д. Таким образом, например, SN 2003C обозначает третью сверхновую, о которой сообщалось в 2003 году. [58] Последняя сверхновая 2005 года, SN 2005nc, была 367-й (14 × 26 + 3 = 367). Начиная с 2000 года профессиональные астрономы и любители ежегодно обнаруживают несколько сотен сверхновых (572 в 2007, 261 в 2008, 390 в 2009; 231 в 2013). [59] [60]
Исторические сверхновые известны просто по году их появления: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (называемая Новой Тихо ) и SN 1604 ( Звезда Кеплера ). [61] С 1885 года использовалось дополнительное буквенное обозначение, даже если в тот год была открыта только одна сверхновая (например, SN 1885A, SN 1907A и т. д.); последний раз это произошло с SN 1947A. SN , для SuperNova, является стандартным префиксом. До 1987 года двухбуквенные обозначения требовались редко; с 1988 года они требуются каждый год. С 2016 года растущее число открытий регулярно приводило к дополнительному использованию трехбуквенных обозначений. [62] После zz идет aaa, затем aab, aac и так далее. Например, последняя сверхновая, сохраненная в Каталоге сверхновых Азиаго, когда он был прекращен 31 декабря 2017 года, имела обозначение SN 2017jzp. [63]
Классификация
Астрономы классифицируют сверхновые в соответствии с их кривыми блеска и линиями 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 в соответствии с наличием линий от других элементов или формой кривой блеска (график видимой величины сверхновой как функции времени). [64] [65]
Сверхновые типа I подразделяются на основе их спектров, причем тип Ia показывает сильную линию поглощения ионизированного кремния . Сверхновые типа I без этой сильной линии классифицируются как типы Ib и Ic, причем тип Ib показывает сильные линии нейтрального гелия, а тип Ic их не имеет. Исторически кривые блеска сверхновых типа I считались в целом схожими, слишком похожими, чтобы делать полезные различия. [66] Хотя вариации кривых блеска были изучены, классификация по-прежнему проводится на основе спектральных признаков, а не формы кривой блеска. [65]
Небольшое количество сверхновых типа Ia демонстрируют необычные особенности, такие как нестандартная светимость или расширенные кривые блеска, и они обычно классифицируются по самому раннему примеру, показывающему подобные особенности. Например, суб-яркую SN 2008ha часто называют SN 2002cx -like или классом Ia-2002cx. [67]
Небольшая часть сверхновых типа Ic показывает сильно расширенные и смешанные линии излучения, которые считаются признаком очень высоких скоростей расширения для выбросов. Они были классифицированы как тип Ic-BL или Ic-bl. [68]
Богатые кальцием сверхновые — редкий тип очень быстрых сверхновых с необычно сильными линиями кальция в спектрах. [69] [70] Модели предполагают, что они возникают, когда материал аккрецируется от богатого гелием компаньона, а не от богатой водородом звезды. Из-за линий гелия в спектрах они могут напоминать сверхновые типа Ib, но считается, что у них совершенно другие предшественники. [71]
Тип II
Кривые блеска используются для классификации сверхновых типа II-P и типа II-L. [65] [72]
Сверхновые типа II также могут быть подразделены на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II показывают очень широкие линии излучения , которые указывают на скорости расширения во многие тысячи километров в секунду , некоторые, такие как SN 2005gl , имеют относительно узкие черты в своих спектрах. Они называются типом IIn, где «n» означает «узкий». [65]
Несколько сверхновых, таких как SN 1987K [73] и SN 1993J , по-видимому, меняют тип: они показывают линии водорода в ранние времена, но в течение периода от недель до месяцев, начинают доминировать линии гелия. Термин «тип IIb» используется для описания комбинации особенностей, обычно связанных с типами II и Ib. [65]
Сверхновые типа II с нормальными спектрами, в которых доминируют широкие водородные линии, которые сохраняются в течение всего периода спада, классифицируются на основе их кривых блеска. Наиболее распространенный тип показывает характерное «плато» на кривой блеска вскоре после пиковой яркости, где визуальная светимость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем спад возобновится. Они называются сверхновыми типа II-P, ссылаясь на плато. Менее распространены сверхновые типа II-L, у которых нет отчетливого плато. «L» означает «линейный», хотя кривая блеска на самом деле не является прямой линией. [65]
Сверхновые, которые не вписываются в обычные классификации, называются пекулярными, или «pec». [65]
Типы III, IV и V
Цвикки определил дополнительные типы сверхновых на основе очень немногих примеров, которые не соответствовали параметрам сверхновых типа I или типа II. SN 1961i в NGC 4303 была прототипом и единственным членом класса сверхновых типа III, известной своим широким максимумом кривой блеска и широкими водородными бальмеровскими линиями, которые медленно развивались в спектре. [66] SN 1961f в NGC 3003 была прототипом и единственным членом класса типа IV с кривой блеска, похожей на сверхновую типа II-P, с линиями поглощения водорода , но слабыми линиями испускания водорода . [66] Класс типа V был придуман для SN 1961V в NGC 1058 , необычной слабой сверхновой или самозванца сверхновой с медленным ростом яркости, максимумом, длившимся много месяцев, и необычным спектром испускания. Было отмечено сходство SN 1961V с Великой вспышкой Эты Киля . [74] Сверхновые в M101 (1909) и M83 (1923 и 1957) также были предложены как возможные сверхновые типа IV или типа V. [75]
Все эти типы теперь будут рассматриваться как пекулярные сверхновые II типа (IIpec), которых было обнаружено гораздо больше, хотя до сих пор ведутся споры о том, была ли SN 1961V настоящей сверхновой после вспышки LBV или самозванкой. [66] [76]
Текущие модели
В галактике NGC 1365 сверхновая (яркая точка чуть выше центра галактики) быстро становится ярче, а затем медленно тускнеет. [77]
Коды типов сверхновых, как показано в таблице выше, являются таксономическими : номер типа основан на свете, наблюдаемом от сверхновой, а не обязательно на ее причине. Например, сверхновые типа Ia образуются в результате неконтролируемого слияния, зажигаемого на вырожденных белых карликах-прародителях, в то время как спектрально похожий тип Ib/c образуется из массивных раздетых прародительских звезд в результате коллапса ядра.
Тепловой разгон
Образование сверхновой типа Ia
Белый карлик может накопить достаточно материала от звездного компаньона, чтобы поднять температуру своего ядра достаточно для воспламенения реакции синтеза углерода , после чего он подвергается неуправляемому ядерному синтезу, полностью разрушая его. Существует три пути, по которым теоретически может произойти эта детонация: стабильная аккреция материала от компаньона, столкновение двух белых карликов или аккреция, которая вызывает воспламенение в оболочке, которая затем воспламеняет ядро. Доминирующий механизм, посредством которого образуются сверхновые типа Ia, остается неясным. [78] Несмотря на эту неопределенность в том, как образуются сверхновые типа Ia, сверхновые типа Ia обладают очень однородными свойствами и являются полезными стандартными свечами на межгалактических расстояниях. Некоторые калибровки требуются для компенсации постепенного изменения свойств или различных частот сверхновых с аномальной светимостью при высоком красном смещении, а также для небольших изменений яркости, определяемых формой кривой блеска или спектром. [79] [80]
Нормальный тип Ia
Существует несколько способов, с помощью которых может образоваться сверхновая такого типа, но они имеют общий базовый механизм. Если углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует достаточно материи, чтобы достичь предела Чандрасекара около 1,44 солнечных масс [81] (для невращающейся звезды), он больше не сможет поддерживать большую часть своей массы за счет давления вырождения электронов [82] [83] и начнет коллапсировать. Однако в настоящее время считается, что этот предел обычно не достигается; повышение температуры и плотности внутри ядра зажигает термоядерный синтез углерода по мере того, как звезда приближается к пределу (в пределах около 1%) [84] до начала коллапса. [81] Напротив, для ядра, в основном состоящего из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик обычно образует нейтронную звезду . В этом случае только часть массы звезды будет выброшена во время коллапса. [83]
Синее пятно в центре красного кольца — изолированная нейтронная звезда в Малом Магеллановом Облаке .
В течение нескольких секунд процесса коллапса значительная часть материи в белом карлике подвергается ядерному синтезу, выделяя достаточно энергии (1–2 × 10 44 Дж ) [85] для отделения звезды в сверхновую. [86] Генерируется внешне расширяющаяся ударная волна , при этом материя достигает скоростей порядка 5000–20 000 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. [87]
Моделью образования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Большая из двух звезд первой эволюционирует вне главной последовательности , и она расширяется, образуя красного гиганта . Теперь две звезды имеют общую оболочку, в результате чего их общая орбита сокращается. Затем гигантская звезда сбрасывает большую часть своей оболочки, теряя массу до тех пор, пока она больше не может продолжать ядерный синтез . В этот момент она становится белой карликовой звездой, состоящей в основном из углерода и кислорода. [88] В конце концов, вторичная звезда также эволюционирует вне главной последовательности, образуя красного гиганта. Материя из гиганта аккрецируется белым карликом, в результате чего последний увеличивается в массе. Точные детали инициирования и тяжелых элементов, произведенных в катастрофическом событии, остаются неясными. [89]
Сверхновые типа Ia создают характерную кривую блеска — график светимости как функции времени — после события. Эта светимость генерируется радиоактивным распадом никеля -56 через кобальт -56 до железа -56. [87] Пиковая светимость кривой блеска чрезвычайно постоянна среди обычных сверхновых типа Ia, имея максимальную абсолютную величину около −19,3. Это происходит потому, что типичные сверхновые типа Ia возникают из постоянного типа звезды-прародителя путем постепенного приобретения массы и взрываются, когда они приобретают постоянную типичную массу, что приводит к очень похожим условиям и поведению сверхновых. Это позволяет использовать их в качестве вторичной [90] стандартной свечи для измерения расстояния до их родительских галактик. [91]
Вторая модель образования сверхновых типа Ia включает слияние двух белых карликов, с общей массой, на мгновение превышающей предел Чандрасекара. [92] Иногда это называют моделью двойного вырождения, поскольку обе звезды являются вырожденными белыми карликами. Из-за возможных комбинаций массы и химического состава пары существует много вариаций в этом типе событий, [93] и, во многих случаях, сверхновых может вообще не быть, в этом случае они будут иметь менее яркую кривую блеска, чем более нормальный тип SN Ia. [94]
Нестандартный тип Ia
Аномально яркие сверхновые типа Ia возникают, когда белый карлик уже имеет массу выше предела Чандрасекара, [95] возможно, дополнительно усиленную асимметрией, [96] но выброшенный материал будет иметь меньшую, чем нормальная, кинетическую энергию. Этот сценарий сверхмассы Чандрасекара может возникнуть, например, когда дополнительная масса поддерживается дифференциальным вращением . [97]
Не существует формальной подклассификации для нестандартных сверхновых типа Ia. Было предложено, что группа сверхновых с низкой светимостью, которые возникают, когда гелий аккрецирует на белый карлик, должна быть классифицирована как тип Iax . [98] [99] Этот тип сверхновых не всегда может полностью уничтожить белого карлика-прародителя и может оставить после себя зомби-звезду . [100]
Один конкретный тип сверхновых возникает из взрывающихся белых карликов, таких как тип Ia, но содержит водородные линии в своих спектрах, возможно, потому, что белый карлик окружен оболочкой богатого водородом околозвездного материала . Эти сверхновые были названы типами Ia/IIn , типами Ian , типами IIa и типами IIan . [101]
Четверная звезда HD 74438 , принадлежащая к открытому скоплению IC 2391 в созвездии Паруса , по прогнозам может стать сверхновой нестандартного типа Ia. [102] [103]
Коллапс ядра
Слои массивной, эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра (не в масштабе)
Очень массивные звезды могут претерпеть коллапс ядра, когда ядерный синтез становится неспособным поддерживать ядро против его собственной гравитации; прохождение этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать сильный выброс внешних слоев звезды, что приведет к сверхновой. Однако, если высвобождение гравитационной потенциальной энергии недостаточно, звезда может вместо этого коллапсировать в черную дыру или нейтронную звезду с небольшим количеством излучаемой энергии. [104]
Когда массивная звезда образует железное ядро, превышающее массу Чандрасекара, она больше не сможет поддерживать себя за счет давления вырождения электронов и будет коллапсировать дальше, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру.
Захват электронов магнием в вырожденном ядре O/Ne/Mg (звезда-прародительница с массой 8–10 солнечных масс) лишает ее поддержки и вызывает гравитационный коллапс , за которым следует взрывной кислородный синтез с очень похожими результатами.
Образование пар электронов и позитронов в крупном постгелиевом горящем ядре лишает его термодинамической поддержки и вызывает первоначальный коллапс, за которым следует неуправляемый синтез, что приводит к образованию сверхновой с нестабильной парой.
Достаточно большое и горячее ядро звезды может генерировать гамма-лучи, обладающие достаточной энергией, чтобы напрямую инициировать фотораспад, что приведет к полному коллапсу ядра.
В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра массивных звезд, типы звезд, в которых они происходят, их связанный тип сверхновой и произведенный остаток. Металличность — это доля элементов, отличных от водорода или гелия, по сравнению с Солнцем. Начальная масса — это масса звезды до взрыва сверхновой, заданная в кратных массах Солнца, хотя масса во время взрыва сверхновой может быть намного меньше. [104]
Сверхновые типа IIn не перечислены в таблице. Они могут быть созданы различными типами коллапса ядра в разных звездах-прародителях, возможно, даже возгоранием белых карликов типа Ia, хотя, по-видимому, большинство из них будет вызвано коллапсом железного ядра в светящихся сверхгигантах или гипергигантах (включая LBV). Узкие спектральные линии, по которым они названы, возникают из-за того, что сверхновая расширяется в небольшое плотное облако околозвездного материала. [107] Похоже, что значительная часть предполагаемых сверхновых типа IIn являются самозванцами сверхновых, массивными извержениями звезд, подобных LBV, похожих на Великое извержение Эта Киля . В этих событиях материал, ранее выброшенный из звезды, создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну посредством взаимодействия с недавно выброшенным материалом. [108]
Подробный процесс
Внутри массивной, эволюционировавшей звезды (a) слоистая оболочка из элементов подвергается слиянию, образуя железное ядро (b), которое достигает массы Чандрасекара и начинает коллапсировать. Внутренняя часть ядра сжимается в нейтроны (c), заставляя падающий материал отскакивать (d) и формировать распространяющийся наружу ударный фронт (красный). Ударная волна начинает останавливаться (e), но она снова активизируется, вероятно, за счет нагрева нейтрино . Окружающий материал взрывается (f), оставляя только вырожденный остаток. [109]
Когда ядро звезды больше не поддерживается гравитацией, оно коллапсирует само в себя со скоростью, достигающей 70 000 км/с (0,23 c ), [110] что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. Дальнейшие события зависят от массы и структуры коллапсирующего ядра, при этом вырожденные ядра с малой массой образуют нейтронные звезды, вырожденные ядра с большей массой в основном полностью коллапсируют в черные дыры, а невырожденные ядра подвергаются неуправляемому синтезу. [109] [111]
Первоначальный коллапс вырожденных ядер ускоряется бета-распадом , фотораспадом и электронным захватом, что вызывает всплеск электронных нейтрино . По мере увеличения плотности испускание нейтрино прекращается, поскольку они оказываются запертыми в ядре. Внутреннее ядро в конечном итоге достигает обычно 30 км в диаметре [112] с плотностью, сравнимой с плотностью атомного ядра , и давление вырождения нейтронов пытается остановить коллапс. Если масса ядра больше примерно 15 солнечных масс, то вырождения нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс, и черная дыра образуется напрямую, без сверхновой. [105]
В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и новообразованное нейтронное ядро имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвинов , что в 6000 раз превышает температуру ядра Солнца . [109] При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются путем теплового излучения . Эти тепловые нейтрино в несколько раз более распространены, чем нейтрино электронного захвата. [113] Около 10 46 джоулей, примерно 10% массы покоя звезды, преобразуется в десятисекундный всплеск нейтрино, который является основным результатом события. [112] [114] Внезапно остановленный коллапс ядра отскакивает и производит ударную волну, которая останавливается во внешнем ядре в течение миллисекунд [115], поскольку энергия теряется из-за диссоциации тяжелых элементов. Необходим процесс, который пока не до конца понятен, [обновлять]чтобы внешние слои ядра могли поглотить около 10 44 джоулей [114] (1 foe ) из нейтринного импульса , создавая видимую яркость, хотя существуют и другие теории, которые могли бы обеспечить взрыв. [112]
Часть материала из внешней оболочки падает обратно на нейтронную звезду, и для ядер за пределами примерно 8 M ☉ , существует достаточный откат, чтобы сформировать черную дыру. Этот откат уменьшит созданную кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он может также генерировать релятивистские струи , которые приводят к гамма-всплеску или исключительно яркой сверхновой. [116]
Коллапс массивного невырожденного ядра запустит дальнейший синтез. [111] Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью ( фотоны превращаются в пары электрон - позитрон , тем самым уменьшая давление излучения), начинается кислородный синтез, и коллапс может быть остановлен. Для масс ядра 40–60 M ☉ коллапс останавливается, и звезда остается нетронутой, но коллапс произойдет снова, когда сформируется большее ядро. Для ядер около 60–130 M ☉ синтез кислорода и более тяжелых элементов настолько энергичен, что вся звезда разрушается, вызывая сверхновую. В верхнем конце диапазона масс сверхновая необычно яркая и чрезвычайно долгоживущая из-за многих солнечных масс выброшенного 56 Ni. Для еще больших масс ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы обеспечить фотораспад, и ядро полностью коллапсирует в черную дыру. [117] [105]
Звезды с начальной массой менее 8 M ☉ никогда не развивают ядро, достаточно большое для коллапса, и в конечном итоге теряют свои атмосферы, становясь белыми карликами. Звезды с массой не менее 9 M ☉ (возможно, даже 12 M ☉ [118] ) развиваются сложным образом, постепенно сжигая более тяжелые элементы при более высоких температурах в своих ядрах. [112] [119] Звезда становится слоистой, как луковица, при этом сжигание более легко синтезируемых элементов происходит в более крупных оболочках. [104] [120] Хотя обычно ее описывают как луковицу с железным ядром, наименее массивные предшественники сверхновых имеют только кислородно- неоновые (- магниевые ) ядра. Эти сверх-AGB звезды могут образовывать большинство сверхновых с коллапсом ядра, хотя они менее яркие и поэтому реже наблюдаются, чем те, что возникают из более массивных предшественников. [118]
Если коллапс ядра происходит во время фазы сверхгиганта, когда звезда все еще имеет водородную оболочку, результатом является сверхновая типа II. [121] Скорость потери массы для ярких 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 сформируют сверхновую типа II. [121] При низкой металличности все звезды достигнут коллапса ядра с водородной оболочкой, но достаточно массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру, не производя видимую сверхновую. [104]
Звезды с начальной массой до 90 масс Солнца или немного меньше при высокой металличности приводят к сверхновой типа II-P, которая является наиболее часто наблюдаемым типом. При умеренной и высокой металличности звезды вблизи верхнего предела этого диапазона масс потеряют большую часть своего водорода, когда произойдет коллапс ядра, и результатом будет сверхновая типа II-L. [122] При очень низкой металличности звезды с массой около 140–250 M ☉ достигнут коллапса ядра из-за парной нестабильности, при этом у них все еще будет водородная атмосфера и кислородное ядро, и результатом будет сверхновая с характеристиками типа II, но очень большой массой выброшенного 56 Ni и высокой светимостью. [104] [123]
Тип Ib и Ic
Тип Ib SN 2008D [124] на дальнем верхнем конце галактики, показан в рентгеновском диапазоне (слева) и видимом свете (справа), [125] с более яркой SN 2007uy ближе к центру
Эти сверхновые, как и сверхновые типа II, являются массивными звездами, которые претерпевают коллапс ядра. В отличие от предшественников сверхновых типа II, звезды, которые становятся сверхновыми типа Ib и Ic, потеряли большую часть своих внешних (водородных) оболочек из-за сильных звездных ветров или из-за взаимодействия с компаньоном. [126] Эти звезды известны как звезды Вольфа-Райе , и они возникают при умеренной или высокой металличности, где континуальные ветры вызывают достаточно высокие скорости потери массы. Наблюдения сверхновых типа Ib/c не соответствуют наблюдаемому или ожидаемому появлению звезд Вольфа-Райе. Альтернативные объяснения этого типа сверхновых с коллапсом ядра включают звезды, лишенные своего водорода в результате двойных взаимодействий. Двойные модели обеспечивают лучшее соответствие для наблюдаемых сверхновых, при условии, что подходящих двойных гелиевых звезд никогда не наблюдалось. [127]
Сверхновые типа Ib являются более распространенными и являются результатом звезд Вольфа-Райе типа WC, в атмосферах которых все еще есть гелий. Для узкого диапазона масс звезды эволюционируют дальше, прежде чем достичь коллапса ядра, чтобы стать звездами WO с очень небольшим количеством оставшегося гелия, и они являются прародителями сверхновых типа Ic. [128]
Несколько процентов сверхновых типа Ic связаны с гамма-всплесками (GRB), хотя также считается, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может произвести GRB, в зависимости от обстоятельств геометрии. [129] Механизмом производства этого типа GRB являются струи, производимые магнитным полем быстро вращающегося магнетара, образованного в коллапсирующем ядре звезды. Струи также переносят энергию в расширяющуюся внешнюю оболочку, производя сверхяркую сверхновую . [116] [130] [131]
Сверхновые с ультра-раздетыми частицами возникают, когда взрывающаяся звезда была раздета (почти) до самого металлического ядра посредством массообмена в тесной двойной системе. [132] [133] В результате из взрывающейся звезды выбрасывается очень мало материала (около 0,1 M ☉ ). В самых экстремальных случаях сверхновые с ультра-раздетыми частицами могут возникать в голых металлических ядрах, едва превышающих предел массы Чандрасекара. SN 2005ek [134] может быть первым наблюдаемым примером сверхновой с ультра-раздетыми частицами, дающим начало относительно тусклой и быстро затухающей кривой блеска. Природа сверхновых с ультра-раздетыми частицами может быть как коллапсом железного ядра, так и сверхновыми с электронным захватом, в зависимости от массы коллапсирующего ядра. Считается, что сверхновые с ультра-раздетыми частицами связаны со вторым взрывом сверхновой в двойной системе, создавая, например, плотную двойную нейтронную звездную систему. [135] [136]
В 2022 году группа астрономов под руководством исследователей из Института Вейцмана сообщила о первом взрыве сверхновой, что дало прямые доказательства существования звезды-прародительницы Вольфа-Райе. SN 2019hgp была сверхновой типа Icn, а также первой, в которой был обнаружен элемент неон. [137] [138]
Сверхновые с электронным захватом
В 1980 году Кенити Номото из Токийского университета предсказал «третий тип» сверхновой , названный сверхновой с электронным захватом. Она возникнет, когда звезда «в переходном диапазоне (~8–10 солнечных масс) между образованием белого карлика и сверхновой с коллапсом железного ядра» и с вырожденным ядром O+Ne+Mg [139] взорвется после того, как в ее ядре закончится ядерное топливо, в результате чего гравитация сожмет электроны в ядре звезды в их атомные ядра, [140] [141] что приведет к взрыву сверхновой и оставит после себя нейтронную звезду. [104] В июне 2021 года в статье в журнале Nature Astronomy сообщалось, что сверхновая 2018 года SN 2018zd (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли), по-видимому, была первым наблюдением сверхновой с электронным захватом. [139] [140] [141] Считалось, что взрыв сверхновой 1054 года, который создал Крабовидную туманность в нашей галактике, является наилучшим кандидатом на роль сверхновой с электронным захватом, и статья 2021 года делает более вероятным, что это было так. [140] [141]
Неудавшиеся 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, который производит взрыв, обычно из-за того, что ядро слишком массивно. Эти события трудно обнаружить, но крупные обзоры выявили возможных кандидатов. [142] [143] Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 претерпел скромную вспышку в марте 2009 года, прежде чем исчезнуть из виду. Только слабый инфракрасный источник остается в месте расположения звезды. [144]
Кривые блеска
Типичные кривые блеска для нескольких типов сверхновых; на практике величина и продолжительность различаются в пределах каждого типа. См. Карттунен и др. для типов Ia, Ib, II-L и II-P; [145] Моджаз и др. для типов Ic и IIb; [146] и Нихолм и др. для типа IIn. [147]
Газы выброса быстро потускнели бы без некоторого количества энергии, которая поддерживала бы их горячими. Источник этой энергии, который может поддерживать оптическое свечение сверхновой в течение месяцев, поначалу был загадкой. Некоторые считали источником вращательную энергию от центрального пульсара. [148] Хотя энергия, которая изначально питает каждый тип сверхновых, поставляется быстро, кривые блеска определяются последующим радиоактивным нагревом быстро расширяющегося выброса. Интенсивно радиоактивная природа газов выброса была впервые рассчитана на основе звукового нуклеосинтеза в конце 1960-х годов, и с тех пор было продемонстрировано, что это верно для большинства сверхновых. [149] Только после SN 1987A прямое наблюдение гамма-линий однозначно определило основные радиоактивные ядра. [150]
Теперь известно из прямых наблюдений, что большая часть световой кривой (график светимости как функции времени) после возникновения сверхновой типа II , такой как SN 1987A, объясняется этими предсказанными радиоактивными распадами. [9] Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно радиоактивная мощность, поглощаемая выброшенными газами, сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Радиоактивный распад 56 Ni через его дочерние элементы 56 Co до 56 Fe производит гамма- фотоны , в основном с энергиями847 кэВ и1238 кэВ , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, таким образом, в светимости выбросов в промежуточные времена (несколько недель) и поздние времена (несколько месяцев). [151] Энергия для пика кривой блеска SN1987A была получена в результате распада 56 Ni до 56 Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует 77,3-дневному периоду полураспада 56 Co, распадающегося до 56 Fe. Более поздние измерения с помощью космических гамма-телескопов небольшой доли гамма-лучей 56 Co и 57 Co, которые покинули остаток SN 1987A без поглощения, подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источниками энергии. [150]
Мессье 61 со сверхновой SN2020jfo, снимок сделан астрономом-любителем в 2020 году
Фаза позднего спада визуальных кривых блеска для разных типов сверхновых зависит от радиоактивного нагрева, но они различаются по форме и амплитуде из-за базовых механизмов, способа, которым создается видимое излучение, эпохи его наблюдения и прозрачности выброшенного материала. [152] Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, на ультрафиолетовых длинах волн есть ранний чрезвычайно яркий пик, длящийся всего несколько часов, соответствующий прорыву ударной волны, запущенной начальным событием, но этот прорыв едва ли можно обнаружить оптически. [153] [154]
Кривые блеска для типа Ia в основном очень однородны, с постоянной максимальной абсолютной величиной и относительно крутым спадом светимости. Их оптический выход 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. [87] Современные исследования космологии опираются на радиоактивность 56 Ni, обеспечивающую энергию для оптической яркости сверхновых типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космологии, но чья диагностическая847 кэВ иГамма-лучи 1238 кэВ были впервые обнаружены только в 2014 году. [155] Начальные фазы кривой блеска резко снижаются по мере уменьшения эффективного размера фотосферы и истощения захваченного электромагнитного излучения. Кривая блеска продолжает снижаться в полосе B, в то время как она может показывать небольшое плечо в визуальном диапазоне примерно через 40 дней, но это лишь намек на вторичный максимум, который возникает в инфракрасном диапазоне, когда некоторые ионизированные тяжелые элементы рекомбинируют, производя инфракрасное излучение, и выбросы становятся прозрачными для него. Кривая визуального блеска продолжает снижаться со скоростью, немного превышающей скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует более позднюю кривую), поскольку выброшенный материал становится более диффузным и менее способным преобразовывать высокоэнергетическое излучение в визуальное излучение. Через несколько месяцев кривая блеска снова меняет свою скорость снижения, поскольку позитронная эмиссия оставшегося кобальта-56 становится доминирующей, хотя эта часть кривой блеска мало изучена. [156]
Кривые блеска типов Ib и Ic похожи на тип Ia, хотя и с более низкой средней пиковой светимостью. Визуальный световой выход снова обусловлен радиоактивным распадом, преобразующимся в визуальное излучение, но масса созданного никеля-56 гораздо меньше. Пиковая светимость значительно варьируется, и даже иногда встречаются сверхновые типа Ib/c, на порядки больше и меньше светимости, чем норма. Самые яркие сверхновые типа Ic называются гиперновыми и, как правило, имеют расширенные кривые блеска в дополнение к увеличенной пиковой светимости. Источником дополнительной энергии считаются релятивистские струи, вызванные образованием вращающейся черной дыры, которые также производят гамма-всплески. [157] [158]
Кривые блеска для сверхновых типа II характеризуются гораздо более медленным спадом, чем для типа I, порядка 0,05 звездной величины в день [72] , за исключением фазы плато. Визуальный световой поток в течение нескольких месяцев определяется кинетической энергией, а не радиоактивным распадом, что обусловлено, прежде всего, наличием водорода в выбросах из атмосферы сверхгигантской звезды-прародительницы. При первоначальном разрушении этот водород нагревается и ионизируется. Большинство сверхновых типа II показывают продолжительное плато в своих кривых блеска, поскольку этот водород рекомбинирует, испуская видимый свет и становясь более прозрачным. Затем следует падающая кривая блеска, вызванная радиоактивным распадом, хотя и более медленным, чем у сверхновых типа I, из-за эффективности преобразования в свет всего водорода. [66]
В типе II-L плато отсутствует, поскольку в атмосфере прародителя осталось относительно мало водорода, достаточного для появления в спектре, но недостаточного для создания заметного плато в световом потоке. В сверхновых типа IIb водородная атмосфера прародителя настолько истощена (считается, что это произошло из-за приливного вытеснения звездой-компаньоном), что кривая блеска ближе к сверхновой типа I, а водород даже исчезает из спектра через несколько недель. [66]
Сверхновые типа IIn характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, образованными в плотной оболочке околозвездного материала. Их кривые блеска, как правило, очень широкие и протяженные, иногда также чрезвычайно яркие и называются сверхяркими сверхновыми. Эти кривые блеска образованы высокоэффективным преобразованием кинетической энергии выброса в электромагнитное излучение путем взаимодействия с плотной оболочкой материала. Это происходит только тогда, когда материал достаточно плотный и компактный, что указывает на то, что он был образован самой звездой-прародительницей незадолго до возникновения сверхновой. [159] [160]
Большое количество сверхновых было каталогизировано и классифицировано для предоставления дистанционных свечей и тестовых моделей. [161] [162] Средние характеристики несколько различаются в зависимости от расстояния и типа родительской галактики, но в целом могут быть определены для каждого типа сверхновой.
Примечания:
^ Слабые типы могут быть отдельным подклассом. Яркие типы могут быть континуумом от слегка сверхярких до гиперновых.
^ Эти величины измеряются в полосе R. Измерения в полосах V или B являются обычными и будут примерно на половину величины ярче для сверхновых.
^ Порядок величины кинетической энергии. Полная излучаемая электромагнитная энергия обычно ниже, (теоретическая) энергия нейтрино намного выше.
^ Вероятно, гетерогенная группа, любой из других типов, включённых в туманность.
Асимметрия
Пульсар в Крабовидной туманности движется со скоростью 375 км/с относительно туманности. [ 165]
Давняя загадка, окружающая сверхновые II типа, заключается в том, почему оставшийся компактный объект получает большую скорость вдали от эпицентра; [166] пульсары , и, следовательно, нейтронные звезды, как наблюдалось, имеют высокие пекулярные скорости , и черные дыры, предположительно, тоже, хотя их гораздо сложнее наблюдать в изоляции. Первоначальный импульс может быть существенным, продвигая объект массой больше солнечной со скоростью 500 км/с или больше. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм, посредством которого импульс передается компактному объекту, остается [обновлять]загадкой. Предлагаемые объяснения этого толчка включают конвекцию в коллапсирующей звезде, асимметричный выброс вещества во время образования нейтронной звезды и асимметричные выбросы нейтрино . [166] [167]
Одним из возможных объяснений этой асимметрии является крупномасштабная конвекция над ядром. Конвекция может создавать радиальные изменения плотности, приводящие к изменениям в количестве энергии, поглощаемой из нейтринного потока. [109] Однако анализ этого механизма предсказывает лишь скромную передачу импульса. [168] Другое возможное объяснение заключается в том, что аккреция газа на центральную нейтронную звезду может создать диск , который приводит в движение высоконаправленные струи, выталкивая материю с высокой скоростью из звезды и вызывая поперечные удары, которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут играть решающую роль в возникновении сверхновой. [169] [170] (Похожая модель используется для объяснения длинных гамма-всплесков.) Доминирующий механизм может зависеть от массы звезды-прародительницы. [167]
Начальные асимметрии также были подтверждены в сверхновых типа Ia посредством наблюдения. Этот результат может означать, что начальная светимость этого типа сверхновых зависит от угла наблюдения. Однако расширение становится более симметричным с течением времени. Ранние асимметрии можно обнаружить путем измерения поляризации испускаемого света. [171]
Выход энергии
Радиоактивные распады никеля-56 и кобальта-56, которые создают кривую видимого блеска сверхновой [87] [172]
Хотя сверхновые в первую очередь известны как светящиеся события, электромагнитное излучение, которое они испускают, является почти незначительным побочным эффектом. В частности, в случае сверхновых с коллапсом ядра испускаемое электромагнитное излучение составляет малую часть общей энергии, высвобождаемой во время события. [173]
Существует фундаментальное различие между балансом производства энергии в различных типах сверхновых. При детонации белых карликов типа Ia большая часть энергии направляется на синтез тяжелых элементов и кинетическую энергию выброса. [174] При коллапсе ядра сверхновых большая часть энергии направляется на нейтринную эмиссию, и хотя часть из этого, по-видимому, питает наблюдаемое разрушение, 99%+ нейтрино покидают звезду в первые несколько минут после начала коллапса. [47]
Стандартные сверхновые типа Ia получают свою энергию из неконтролируемого ядерного синтеза углеродно-кислородного белого карлика. Детали энергетики до сих пор не полностью изучены, но результатом является выброс всей массы исходной звезды с высокой кинетической энергией. Около половины солнечной массы этой массы составляет 56 Ni , образующийся при горении кремния . 56 Ni радиоактивен и распадается на 56 Co посредством бета-плюс-распада (с периодом полураспада шесть дней) и гамма-излучения. Сам 56 Co распадается по бета-плюс-пути ( позитронному ) с периодом полураспада 77 дней в стабильный 56 Fe. Эти два процесса ответственны за электромагнитное излучение сверхновых типа Ia. В сочетании с изменяющейся прозрачностью выброшенного материала они создают быстро снижающуюся кривую блеска. [172]
Сверхновые с коллапсом ядра в среднем визуально слабее, чем сверхновые типа Ia, [145] [146] [147], но общее количество высвобождаемой энергии намного выше, как показано в следующей таблице.
В некоторых сверхновых с коллапсом ядра падение на черную дыру приводит к релятивистским струям , которые могут производить кратковременный энергичный и направленный всплеск гамма-лучей, а также передавать значительную дополнительную энергию в выброшенный материал. Это один из сценариев производства сверхновых с высокой светимостью, и считается, что это причина гиперновых типа Ic и длительных гамма-всплесков. [179] Если релятивистские струи слишком кратковременны и не могут проникнуть через оболочку звезды, то может быть произведен гамма-всплеск с низкой светимостью, и сверхновая может быть суб-светящейся. [180]
Когда сверхновая возникает внутри небольшого плотного облака околозвездного материала, она создает ударную волну, которая может эффективно преобразовать большую часть кинетической энергии в электромагнитное излучение. Даже если начальная энергия была совершенно нормальной, полученная сверхновая будет иметь высокую светимость и большую продолжительность, поскольку она не полагается на экспоненциальный радиоактивный распад. Этот тип событий может вызвать гиперновые типа IIn. [181] [182]
Хотя парно-нестабильные сверхновые являются сверхновыми с коллапсом ядра со спектрами и кривыми блеска, похожими на тип II-P, природа после коллапса ядра больше похожа на природу гигантского типа Ia с неуправляемым синтезом углерода, кислорода и кремния. Общая энергия, высвобождаемая событиями с самой высокой массой, сопоставима с другими сверхновыми с коллапсом ядра, но считается, что производство нейтрино очень низкое, поэтому высвобождаемая 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, с соответствующей высокой визуальной светимостью. [183]
Прародитель
Случайные сверхновые появляются в этом ускоренном представлении художника о далеких галактиках. Каждая взрывающаяся звезда на короткое время соперничает по яркости с ее галактикой-хозяином.
Тип классификации сверхновых тесно связан с типом звезды-прародительницы во время коллапса. Возникновение каждого типа сверхновых зависит от металличности звезды, поскольку это влияет на силу звездного ветра и, следовательно, на скорость, с которой звезда теряет массу. [184]
Сверхновые типа Ia образуются из белых карликовых звезд в двойных звездных системах и встречаются во всех типах галактик . [185] Сверхновые с коллапсом ядра встречаются только в галактиках, которые сейчас или совсем недавно подвергаются звездообразованию, поскольку они являются результатом короткоживущих массивных звезд. Чаще всего они встречаются в спиралях типа Sc, но также в рукавах других спиральных галактик и в неправильных галактиках , особенно в галактиках со вспышкой звездообразования . [186] [187] [188]
Сверхновые типа Ib и Ic, как предполагается, были образованы в результате коллапса ядра массивных звезд, которые потеряли свой внешний слой водорода и гелия либо из-за сильных звездных ветров, либо из-за передачи массы компаньону. [158] Обычно они возникают в областях нового звездообразования и крайне редки в эллиптических галактиках . [71] Прародители сверхновых типа IIn также имеют высокие скорости потери массы в период непосредственно перед их взрывом. [189] Сверхновые типа Ic наблюдались в регионах, которые более богаты металлами и имеют более высокие скорости звездообразования, чем в среднем для их родительских галактик. [190] В таблице показаны прародители основных типов сверхновых с коллапсом ядра и приблизительные пропорции, которые наблюдались в местных окрестностях.
Типы сверхновых по начальной массе-металличностиОстатки одиночных массивных звезд
Существует ряд трудностей при согласовании смоделированной и наблюдаемой звездной эволюции, приводящей к коллапсу ядра сверхновых. Красные сверхгиганты являются прародителями подавляющего большинства коллапсирующих ядер сверхновых, и они наблюдались, но только при относительно низких массах и светимостях, ниже примерно 18 M ☉ и 100 000 L ☉ , соответственно. Большинство прародителей сверхновых типа II не обнаруживаются и должны быть значительно слабее и, предположительно, менее массивными. Это несоответствие было названо проблемой красных сверхгигантов . [191] Впервые она была описана в 2009 году Стивеном Смартом, который также ввел этот термин. После проведения поиска сверхновых в ограниченном объеме Смартт и др. обнаружили, что нижний и верхний пределы массы для образования сверхновых типа II-P составляют8.5+1 −1,5М ☉ и16,5 ± 1,5 M ☉ , соответственно. Первое согласуется с ожидаемыми верхними пределами массы для образования прародителей белых карликов, но последнее не согласуется с массивными популяциями звезд в Местной группе. [192] Верхний предел для красных сверхгигантов, которые производят видимый взрыв сверхновой, был рассчитан как19+4 −2М ☉ . [191]
Считается, что красные сверхгиганты с большей массой не взрываются как сверхновые, а вместо этого эволюционируют обратно к более высоким температурам. Было подтверждено несколько прародителей сверхновых типа IIb, и это были сверхгиганты K и G, а также один сверхгигант A. [193] Желтые гипергиганты или LBV являются предполагаемыми прародителями сверхновых типа IIb, и почти все сверхновые типа IIb, достаточно близкие для наблюдения, показали таких прародителей. [194] [195]
Приблизительные пути звездной эволюции звезд-прародителей сверхновых (и звезд с меньшей массой) с размером круга, отражающим относительный размер и цвет, связанный с температурой
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 до сих пор не был четко идентифицирован. [193] [196] Модели испытывали трудности с отображением того, как голубые сверхгиганты теряют достаточно массы, чтобы достичь сверхновой, не переходя на другую эволюционную стадию. Одно исследование показало возможный путь для пост-красных сверхгигантов с низкой светимостью, светящихся голубых переменных, чтобы коллапсировать, скорее всего, как сверхновая типа IIn. [197] Было обнаружено несколько примеров горячих светящихся предшественников сверхновых типа IIn: SN 2005gy и SN 2010jl были, по-видимому, массивными светящимися звездами, но очень далекими; а SN 2009ip имела очень светящегося предшественника, вероятно, был LBV, но является своеобразной сверхновой, точная природа которой оспаривается. [193]
Прародители сверхновых типа Ib/c вообще не наблюдаются, а ограничения на их возможную светимость часто ниже, чем у известных звезд WC . [193] 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 были четко изображены. [196] Моделирование популяции показывает, что наблюдаемые сверхновые типа Ib/c могут быть воспроизведены смесью одиночных массивных звезд и звезд с обнаженной оболочкой из взаимодействующих двойных систем. [127] Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения прародителей для нормальных сверхновых типов Ib и Ic может быть связано с тем, что большинство массивных звезд коллапсируют непосредственно в черную дыру без вспышки сверхновой . Большинство этих сверхновых затем образуются из гелиевых звезд с меньшей массой и низкой светимостью в двойных системах. Небольшое количество может быть от быстро вращающихся массивных звезд, вероятно, соответствующих высокоэнергетическим событиям типа Ic-BL, которые связаны с длительными гамма-всплесками. [193]
Внешнее воздействие
События сверхновых генерируют более тяжелые элементы, которые рассеиваются по окружающей межзвездной среде. Расширяющаяся ударная волна от сверхновой может вызвать звездообразование. Галактические космические лучи генерируются взрывами сверхновых.
Источник тяжелых элементов
Периодическая таблица, показывающая источник каждого элемента в межзвездной среде.
Сверхновые являются основным источником элементов в межзвездной среде от кислорода до рубидия, [198] [199] [200] хотя теоретическое содержание элементов, произведенных или наблюдаемых в спектрах, значительно различается в зависимости от различных типов сверхновых. [200] Сверхновые типа Ia производят в основном элементы кремния и пика железа, такие металлы, как никель и железо. [201] [202] Сверхновые с коллапсом ядра выбрасывают гораздо меньшие количества элементов пика железа, чем сверхновые типа Ia, но большие массы легких альфа-элементов, таких как кислород и неон, и элементов тяжелее цинка. Последнее особенно верно для сверхновых с электронным захватом. [203] Основная часть материала, выбрасываемого сверхновыми типа II, состоит из водорода и гелия. [204] Тяжелые элементы производятся: ядерным синтезом для ядер до 34 S; перестройка фотораспада кремния и квазиравновесие во время горения кремния для ядер между 36 Ar и 56 Ni; и быстрый захват нейтронов ( r-процесс ) во время коллапса сверхновой для элементов тяжелее железа. R-процесс производит крайне нестабильные ядра, которые богаты нейтронами и которые быстро бета-распадаются в более стабильные формы. В сверхновых реакции r-процесса ответственны за около половины всех изотопов элементов за пределами железа, [205] хотя слияния нейтронных звезд могут быть основным астрофизическим источником для многих из этих элементов. [198] [206]
В современной Вселенной старые звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) являются доминирующим источником пыли из оксидов, углерода и элементов s-процесса . [198] [207] Однако в ранней Вселенной, до того, как образовались звезды AGB, сверхновые могли быть основным источником пыли. [208]
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 проходит период адиабатического расширения и будет медленно остывать и смешиваться с окружающей межзвездной средой в течение периода около 10 000 лет. [209]
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 обычно астрономы называют «металлами». [210] Эти выброшенные элементы в конечном итоге обогащают молекулярные облака , которые являются местами звездообразования. [211] Таким образом, каждое звездное поколение имеет немного другой состав, переходя от почти чистой смеси водорода и гелия к более богатому металлами составу. Сверхновые являются доминирующим механизмом распределения этих более тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период ядерного синтеза. Различное содержание элементов в материале, который образует звезду, оказывает важное влияние на жизнь звезды, [210] [212] и может влиять на возможность наличия планет, вращающихся вокруг нее: больше гигантских планет образуется вокруг звезд с более высокой металличностью. [213] [214]
Кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать звездообразование, сжимая близлежащие плотные молекулярные облака в космосе. [215] Увеличение турбулентного давления также может предотвратить звездообразование, если облако не способно потерять избыточную энергию. [216]
Данные, полученные из 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. [217]
Быстрые радиовсплески (FRB) — это интенсивные, кратковременные импульсы радиоволн, которые обычно длятся не более миллисекунд. Было предложено много объяснений этих событий; магнетары, созданные сверхновыми с коллапсом ядра, являются ведущими кандидатами. [218] [219] [220] [221]
Космические лучи
Остатки сверхновых, как полагают, 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 возникают, когда ускоренные протоны из остатка сталкиваются с межзвездным веществом. [222]
Гравитационные волны
Сверхновые являются потенциально сильными галактическими источниками гравитационных волн , [223], но ни один из них до сих пор не был обнаружен. Единственные гравитационно-волновые события, обнаруженные до сих пор, происходят от слияний черных дыр и нейтронных звезд, вероятных остатков сверхновых. [224] Как и нейтринные выбросы, гравитационные волны, создаваемые сверхновой с коллапсом ядра, как ожидается, прибудут без задержки, которая влияет на свет. Следовательно, они могут предоставить информацию о процессе коллапса ядра, которая недоступна другими способами. Большинство гравитационно-волновых сигналов, предсказанных моделями сверхновых, имеют короткую продолжительность, длятся менее секунды, и поэтому их трудно обнаружить. Использование прибытия нейтринного сигнала может обеспечить триггер, который может определить временное окно, в котором следует искать гравитационную волну, помогая отличить последнюю от фонового шума. [225]
Влияние на Землю
Околоземная сверхновая — это сверхновая, которая находится достаточно близко к Земле, чтобы оказать 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 могут быть обнаружены на Земле в виде сигнатур изотопов металлов в слоях горных пород . Позднее было обнаружено обогащение железом-60 в глубоководных породах Тихого океана . [226] [227] [228] В 2009 году в антарктическом льду были обнаружены повышенные уровни ионов нитрата, что совпало с 1006 и 1054 сверхновыми. Гамма-лучи от этих сверхновых могли повысить уровень оксидов азота в атмосфере, которые оказались запертыми во льду. [229]
Исторически, близлежащие сверхновые могли повлиять на биоразнообразие жизни на планете. Геологические записи показывают, что близлежащие события сверхновых привели к увеличению космических лучей, что в свою очередь привело к более прохладному климату. Большая разница температур между полюсами и экватором создала более сильные ветры, увеличила перемешивание океана и привела к переносу питательных веществ в мелководные воды вдоль континентальных шельфов . Это привело к большему биоразнообразию. [230] [231]
Сверхновые типа Ia считаются потенциально наиболее опасными, если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из тусклых, обычных белых карликовых звезд в двойных системах, вполне вероятно, что сверхновая, которая может повлиять на Землю, произойдет непредсказуемо и в звездной системе, которая недостаточно изучена. Ближайшим известным кандидатом является IK Pegasi (HR 8210), находящаяся примерно в 150 световых годах от нас, [232] [233], но наблюдения показывают, что может пройти до 1,9 миллиарда лет, прежде чем белый карлик сможет аккрецировать критическую массу, необходимую для превращения в сверхновую типа Ia. [234]
Согласно оценке 2003 года, сверхновая II типа должна быть ближе, чем в восьми парсеках (26 световых лет), чтобы уничтожить половину озонового слоя Земли, и таких кандидатов ближе, чем примерно в 500 световых годах, нет. [235]
Следующая сверхновая в Млечном Пути, скорее всего, будет обнаружена, даже если она произойдет на дальней стороне галактики. Скорее всего, она будет создана коллапсом ничем не примечательного красного сверхгиганта, и весьма вероятно, что она уже будет каталогизирована в инфракрасных обзорах, таких как 2MASS . Существует меньшая вероятность того, что следующая сверхновая с коллапсом ядра будет создана другим типом массивной звезды, такой как желтый гипергигант, светящаяся синяя переменная или звезда Вольфа-Райе. Подсчитано, что вероятность того, что следующая сверхновая будет сверхновой типа Ia, произведенной белым карликом, составляет около трети от вероятности для сверхновой с коллапсом ядра. Опять же, она должна быть наблюдаема, где бы она ни произошла, но менее вероятно, что ее прародитель когда-либо будет замечен. Точно неизвестно даже, как выглядит система прародителя типа Ia, и их трудно обнаружить за пределами нескольких парсеков. По оценкам, общая частота сверхновых в Млечном Пути составляет от 2 до 12 за столетие, хотя на самом деле ни одной сверхновой не наблюдалось в течение нескольких столетий. [144]
По статистике, наиболее распространенной разновидностью сверхновых с коллапсом ядра является тип II-P, и предшественниками этого типа являются красные сверхгиганты. [237] Трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся на последних стадиях синтеза тяжелых элементов в своих ядрах, а у каких остались миллионы лет. Самые массивные красные сверхгиганты сбрасывают свои атмосферы и эволюционируют в звезды Вольфа-Райе, прежде чем их ядра коллапсируют. Все звезды Вольфа-Райе заканчивают свою жизнь в фазе Вольфа-Райе в течение миллиона лет или около того, но опять же трудно определить те, которые находятся ближе всего к коллапсу ядра. Один класс, который, как ожидается, будет иметь не более нескольких тысяч лет до взрыва, - это звезды WO Вольфа-Райе, которые, как известно, исчерпали свой гелий в ядре. [238] Известно только восемь из них, и только четыре из них находятся в Млечном Пути. [239]
Ряд близких или хорошо известных звезд были идентифицированы как возможные кандидаты на сверхновые с коллапсом ядра: массивные голубые звезды Спика и Ригель , [240] красные сверхгиганты Бетельгейзе , Антарес и VV Цефея A ; [241] [242] [243] желтый гипергигант Ро Кассиопеи ; [244] яркая голубая переменная Эта Киля, которая уже произвела самозваную сверхновую; [245] и оба компонента, голубой сверхгигант и звезда Вольфа-Райе, системы Регора или Гаммы Парусов . [246] [247] Мимоза и Акрукс , две яркие звездные системы в южном созвездии Южного Креста , каждая из которых содержит голубые звезды с достаточной массой, чтобы взорваться как сверхновые. [248] [249] Другие получили известность как возможные, хотя и не очень вероятные, прародители гамма-всплеска; например WR 104. [ 250]
Идентификация кандидатов на сверхновую типа Ia гораздо более спекулятивна. Любая двойная звезда с аккрецирующим белым карликом может произвести сверхновую, хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы слабые и их трудно идентифицировать, но новые и повторяющиеся новые — это такие системы, которые удобно рекламируют себя. Одним из примеров является U Scorpii . [251]
Карта, показывающая некоторые из ближайших к Земле кандидатов на сверхновые с коллапсом ядра в пределах одного килопарсека, большинство из которых являются красными сверхгигантами К-типа. [243]
Гиперновая — сверхновая, выбрасывающая большую массу с необычно высокой скоростью.
Ссылки
↑ Цвикки, Фриц (1 января 1940 г.). «Типы новых». Reviews of Modern Physics . 12 (1): 66–85. Bibcode : 1940RvMP...12...66Z. doi : 10.1103/RevModPhys.12.66. ISSN 0034-6861.
^ ab Osterbrock, DE (1 декабря 2001 г.). «Кто на самом деле придумал слово «сверхновая»? Кто первым предсказал нейтронные звезды?». Тезисы заседаний Американского астрономического общества . 199 : 15.01. Bibcode : 2001AAS...199.1501O.
^ Мурдин, П.; Мурдин, Л. (1978). Сверхновые. Нью-Йорк, Нью-Йорк: Пресс-синдикат Кембриджского университета. стр. 1–3. ISBN978-0521300384.
^ Joglekar, H.; Vahia, MN; Sule, A. (2011). "Старейшая карта неба с записью о сверхновой (в Кашмире)" (PDF) . Purātattva: Журнал Индийского археологического общества (41): 207–211. Архивировано (PDF) из оригинала 10 мая 2019 г. . Получено 29 мая 2019 г. .
^ Winkler, PF; Gupta, G.; Long, KS (2003). «Остаток SN 1006: оптические собственные движения, глубокое получение изображений, расстояние и максимальная яркость». Astrophysical Journal . 585 (1): 324–335. arXiv : astro-ph/0208415 . Bibcode :2003ApJ...585..324W. doi :10.1086/345985. S2CID 1626564.
^ ab Fraknoi, Andrew; et al. (2022). Астрономия 2e. OpenStax. стр. 767. ISBN978-1-951-69350-3.
^ Кларк, Д. Х.; Стивенсон, Ф. Р. (1982). «Исторические сверхновые». Сверхновые: обзор текущих исследований; Труды Института передовых исследований, Кембридж, Англия, 29 июня – 10 июля 1981 г. Дордрехт: Д. Рейдель . стр. 355–370. Bibcode : 1982ASIC...90..355C.
^ Baade, W. (1943). "№ 675. Новая Змееносца 1604 года как сверхновая". Вклад Обсерватории Маунт-Вильсон / Института Карнеги в Вашингтоне . 675 : 1–9. Bibcode : 1943CMWCI.675....1B.
^ Чакраборти, С.; Чайлдс, Ф.; Содерберг, А. (25 февраля 2016 г.). «Молодые остатки сверхновых типа Ia и их предшественники: исследование остатка сверхновой G1.9+0.3». The Astrophysical Journal . 819 (1): 37. arXiv : 1510.08851 . Bibcode :2016ApJ...819...37C. doi : 10.3847/0004-637X/819/1/37 . S2CID 119246128.
^ Krause, O. (2008). «Сверхновая Кассиопея А была типа IIb». Science . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Bibcode :2008Sci...320.1195K. doi :10.1126/science.1155788. PMID 18511684. S2CID 40884513.
^ Pankenier, David W. (2006). «Заметки о переводах восточноазиатских записей, относящихся к сверхновой 1054 г. н. э.». Журнал астрономической истории и наследия . 9 (1): 77. Bibcode : 2006JAHH....9...77P. doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2006.01.06. S2CID 54914821.
^ "SNRcat – High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants". Университет Манитобы . Получено 16 октября 2020 г.
^ Chin, Y.-N.; Huang, Y.-L. (сентябрь 1994 г.). «Идентификация гостевой звезды 185 г. н. э. как кометы, а не сверхновой». Nature (на немецком языке). 371 (6496): 398–399. Bibcode :1994Natur.371..398C. doi :10.1038/371398a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4240119 . Получено 8 ноября 2021 г. .
^ Чжао, Фу-Юань; Штром, РГ; Цзян, Ши-Ян (октябрь 2006 г.). «Звезда-гость 185 г. н. э., должно быть, была сверхновой». Китайский журнал астрономии и астрофизики (на немецком языке). 6 (5): 635–640. Bibcode :2006ChJAA...6..635Z. doi : 10.1088/1009-9271/6/5/17 . ISSN 1009-9271.
^ Мур, Патрик (2000). The Data Book of Astronomy. CRC Press. С. 295–296. ISBN978-1-4200-3344-1.
^ ab Hoffmann, Susanne M.; Vogt, Nikolaus (1 июля 2020 г.). «Поиск современных аналогов дальневосточных гостевых звезд 369 г. н. э., 386 г. н. э. и 393 г. н. э.». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (на немецком языке). 497 (2): 1419–1433. arXiv : 2007.01013 . Bibcode : 2020MNRAS.497.1419H. doi : 10.1093/mnras/staa1970 .
^ Винклер, П. Франк; Гупта, Г. (2003), «Реминант SN 1006: оптические собственные движения, глубокое изображение, расстояние и яркость в максимуме», The Astrophysical Journal (на немецком языке), 585 (1): 324–335, arXiv : astro-ph/0208415 , Bibcode : 2003ApJ...585..324W, doi : 10.1086/345985, S2CID 1626564
^ Риттер, Андреас; Паркер, Квентин А.; Лику, Фотеини; Зейлстра, Альберт А.; Герреро, Мартин А. (1 сентября 2021 г.), «Остаток и происхождение исторической сверхновой 1181 г. н. э.», 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
^ Шефер, Брэдли Э. (июль 1995 г.). "Пиковая яркость SN 1895B в NGC 5253 и постоянная Хаббла". Astrophysical Journal Letters . 447 : L13. Bibcode : 1995ApJ...447L..13S. doi : 10.1086/309549 . S2CID 227285055.
^ Дик, Стивен Дж. (2019). Классификация космоса: как мы можем понять небесный ландшафт. Springer International Publishing. стр. 191. ISBN9783030103804.
^ Бааде, Вальтер; Цвикки, Фриц (1934). «О сверхновых». Труды Национальной академии наук . 20 (5): 254–259. Bibcode :1934PNAS...20..254B. doi : 10.1073/pnas.20.5.254 . PMC 1076395 . PMID 16587881.
^ Лелудас, Г.; и др. (2016). "Сверхяркий транзиент ASASSN-15lh как событие приливного разрушения от черной дыры Керра". Nature Astronomy . 1 (2): 0002. arXiv : 1609.02927 . Bibcode :2016NatAs...1E...2L. doi :10.1038/s41550-016-0002. S2CID 73645264.
↑ Sample, I. (13 февраля 2017 г.). «Массивная сверхновая, видимая в миллионах световых лет от Земли». The Guardian . Архивировано из оригинала 13 февраля 2017 г. Получено 13 февраля 2017 г.
^ 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.
^ abc Журналист Astronomy Now (23 февраля 2018 г.). «Астроном-любитель совершает открытие, которое случается раз в жизни». Astronomy Now . Архивировано из оригинала 16 мая 2018 г. . Получено 15 мая 2018 г. .
^ Берстен, MC; Фолателли, Г.; Гарсия, 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. doi : 10.1038/nature25151. PMID 29469097. S2CID 4383303.
^ «Телескоп Джеймса Уэбба произвел революцию в исследовании сверхновых». www.jameswebbdiscovery.com . Получено 11 июня 2024 г. .
^ "Уэбб из НАСА открывает новое окно в науку о сверхновых - НАСА Наука". science.nasa.gov . Получено 11 июня 2024 г. .
^ Рейнольдс, СП; Борковски, КДж; Грин, ДА; Хванг, У.; Харрус, ИМ; Петре, Р. (2008). «Самый молодой остаток галактической сверхновой: G1.9+0.3». The Astrophysical Journal Letters . 680 (1): L41–L44. arXiv : 0803.1487 . Bibcode : 2008ApJ...680L..41R. doi : 10.1086/589570. S2CID 67766657.
^ Колгейт, С.А.; Макки, К. (1969). «Ранняя светимость сверхновых». Астрофизический журнал . 157 : 623. Bibcode : 1969ApJ...157..623C. doi : 10.1086/150102.
^ Цукерман, Б.; Малкан, М.А. (1996). Происхождение и эволюция Вселенной. Jones & Bartlett Learning . стр. 68. ISBN978-0-7637-0030-0. Архивировано из оригинала 20 августа 2016 года.
^ Филиппенко, А. В.; Ли, В.-Д.; Трефферс, Р. Р.; Моджаз, М. (2001). "Поиск сверхновой в Ликской обсерватории с помощью телескопа Katzman Automatic Imaging". В Paczynski, Б.; Чен, В.-П.; Лемм, К. (ред.). Астрономия с малым телескопом в глобальном масштабе . Серия конференций ASP . Том 246. Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана . стр. 121. Bibcode : 2001ASPC..246..121F. ISBN978-1-58381-084-2.
^ аб Антониоли, П.; Финберг, RT; Флеро, Ф.; Фукуда, Ю.; Фульдионе, В.; Хабиг, А.; Хейз, 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.
^ Биком, JF (1999). «Нейтрино сверхновых и массы нейтрино». Мексиканская физика . 45 (2): 36. arXiv : hep-ph/9901300 . Бибкод : 1999RMxF...45...36B.
^ Фриман, JA; и др. (2008). «Слоуновский цифровой обзор неба-II сверхновых: Техническое резюме». The Astronomical Journal . 135 (1): 338–347. arXiv : 0708.2749 . Bibcode : 2008AJ....135..338F. doi : 10.1088/0004-6256/135/1/338. S2CID 53135988.
^ Perlmutter, SA (1997). "Запланированное открытие 7+ сверхновых с высоким красным смещением: первые космологические результаты и границы q 0 ". В Ruiz-Lapuente, P.; Canal, R.; Isern, J. (ред.). Термоядерные сверхновые, Труды Института перспективных исследований НАТО . Серия C Институтов перспективных наук НАТО. Т. 486. Дордрект: Kluwer Academic Publishers . стр. 749. arXiv : astro-ph/9602122 . Bibcode : 1997ASIC..486..749P. doi : 10.1007/978-94-011-5710-0_46.
^ Линдер, Э. В.; Хутерер, Д. (2003). «Важность сверхновых при z > 1,5 для исследования темной энергии». Physical Review D. 67 ( 8): 081303. arXiv : astro-ph/0208138 . Bibcode : 2003PhRvD..67h1303L. doi : 10.1103/PhysRevD.67.081303. S2CID 8894913.
^ Perlmutter, SA; Gabi, S.; Goldhaber, G.; Goobar, A.; Groom, DE; Hook, IM; Kim, AG; Kim, MY; Lee, JC; Pain, R.; Pennypacker, CR; Small, IA; Ellis, RS; McMahon, RG; Boyle, BJ; Bunclark, PS; Carter, D.; Irwin, MJ; Glazebrook, K.; Newberg, HJM; Filippenko, AV; Matheson, T.; Dopita, M.; Couch, WJ (1997). "Измерения космологических параметров Ω и Λ из первых семи сверхновых при z ≥ 0,35". The Astrophysical Journal . 483 (2): 565. arXiv : astro-ph/9608192 . Бибкод : 1997ApJ...483..565P. дои : 10.1086/304265. S2CID 118187050.
^ Копен, 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, Р.К.; 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 . Bibcode :2006NewAR..50..436C. CiteSeerX 10.1.1.316.4895 . doi :10.1016/j.newar.2006.02.035. Архивировано (PDF) из оригинала 22 сентября 2017 г. Получено 25 октября 2017 г.
^ Сколник, Д.М.; Джонс, Д.О.; Рест, А. (2018). «Полная выборка световых кривых спектроскопически подтвержденной SNe Ia из Pan-STARRS1 и космологические ограничения из объединенной выборки Pantheon». The Astrophysical Journal . 859 (2): 101. arXiv : 1710.00845 . Bibcode :2018ApJ...859..101S. doi : 10.3847/1538-4357/aab9bb . S2CID 54676349.
^ Сколник, Д. М.; Браут, Д.; Карр, А. (2021). «Анализ Pantheon+: полный набор данных и выпуск кривой блеска». Astrophysical Journal Letters . 938 (2): 113. arXiv : 2112.03863 . Bibcode : 2022ApJ...938..113S. doi : 10.3847/1538-4357/ac8b7a . S2CID 246652657.
^ «Какие виды обнаруженных объектов следует сообщать для публикации IAUC». cbat.eps.harvard.edu . Получено 8 марта 2023 г. .
^ Киршнер, РП (1980). «Сверхновые типа I: взгляд наблюдателя» (PDF) . Труды конференции AIP . 63 : 33–37. Bibcode :1980AIPC...63...33K. doi :10.1063/1.32212. hdl : 2027.42/87614 . Архивировано (PDF) из оригинала 7 августа 2020 г. . Получено 20 марта 2020 г. .
^ "Каталог сверхновых Падуя-Азиаго" . Астрономическая обсерватория Падуи . Архивировано из оригинала 10 января 2014 года . Проверено 10 января 2014 г.
^ Стивенсон, Ф. Ричард; Грин, Дэвид А. (2002). Исторические сверхновые и их остатки. Оксфорд: Clarendon Press. С. 1–5, 60, 82. ISBN0-19-850766-6. OCLC 50403827.
^ "Open Supernova Catalog". Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года . Получено 5 февраля 2020 года .
^ Группа сверхновых Падуя-Азиаго, Каталог сверхновых Азиаго, по состоянию на 27 декабря 2023 г.
^ ab Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). "Влияние двойных звезд на исследования звездного населения". Влияние двойных звезд на исследования звездного населения . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 264. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . стр. 199. arXiv : astro-ph/0012455 . Bibcode : 2001ASSL..264..199C. doi : 10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN978-0-7923-7104-5.
^ abcdefgh Turatto, M. (2003). "Классификация сверхновых". Сверхновые и гамма-всплески . Конспект лекций по физике . Том 598. С. 21–36. arXiv : astro-ph/0301107 . CiteSeerX 10.1.1.256.2965 . doi :10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN978-3-540-44053-6. S2CID 15171296.
^ abcdefg Доггетт, Дж. Б.; Бранч, Д. (1985). "Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых". The Astronomical Journal . 90 : 2303. Bibcode : 1985AJ.....90.2303D. doi : 10.1086/113934 .
^ Фоли, Райан Дж.; Чорнок, Райан; Филиппенко, Алексей В.; Ганешалингам, Мохан; Киршнер, Роберт П.; Ли, Вейдонг; Сенко, С. Брэдли; Чаллис, Питер Дж.; Фридман, Эндрю С.; Моджаз, Мэриам; Сильверман, Джеффри М.; Вуд-Вейси, У. Майкл (2009). "SN 2008ha: сверхновая с чрезвычайно низкой светимостью и исключительно низкой энергией". The Astronomical Journal . 138 (2): 376. arXiv : 0902.2794 . Bibcode :2009AJ....138..376F. doi :10.1088/0004-6256/138/2/376. S2CID 13855329.
^ Bianco, FB; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, RP; Bloom, JS; Challis, P.; Marion, GH; Wood-Vasey, WM; Rest, A. (2014). "Многоцветные оптические и ближние инфракрасные кривые блеска 64 сверхновых с коллапсом ядра и полосатой оболочкой". Приложение к Astrophysical Journal . 213 (2): 19. arXiv : 1405.1428 . Bibcode : 2014ApJS..213...19B. doi : 10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID 119243970.
^ Lyman, JD; Levan, AJ; James, PA; Angus, CR; Church, RP; Davies, MB; Tanvir, NR (11 мая 2016 г.). «Наблюдения космического телескопа Хаббл за галактиками-хозяевами и окружением богатых кальцием сверхновых». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 458 (2): 1768–1777. arXiv : 1602.08098 . doi : 10.1093/mnras/stw477 . ISSN 0035-8711.
^ Наджент, Питер (2 июня 2017 г.). «Сверхновые: взрыв в пузыре». Nature Astronomy . 1 (6): 0140. Bibcode : 2017NatAs...1E.140N. doi : 10.1038/s41550-017-0140. ISSN 2397-3366. OSTI 1456969. S2CID 125998037.
^ ab Barbon, R.; Ciatti, F.; Rosino, L. (1979). "Фотометрические свойства сверхновых типа II". Астрономия и астрофизика . 72 : 287. Bibcode :1979A&A....72..287B.
^ Филиппенко, А. В. (1988). "Сверхновая 1987K: тип II в молодости, тип Ib в старости". The Astronomical Journal . 96 : 1941. Bibcode : 1988AJ.....96.1941F. doi : 10.1086/114940.
^ Цвикки, Ф. (1964). "NGC 1058 и его сверхновая 1961 года". The Astrophysical Journal . 139 : 514. Bibcode : 1964ApJ...139..514Z. doi : 10.1086/147779 .
^ Цвикки, Ф. (1962). «Новые наблюдения, имеющие значение для космологии». В МакВитти, Г. К. (ред.). Проблемы внегалактических исследований, Труды симпозиума МАС . Том 15. Нью-Йорк: Macmillan Press . стр. 347. Bibcode : 1962IAUS...15..347Z.
^ Филиппенко, Алексей В. (сентябрь 1997 г.). «Оптические спектры сверхновых». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 35 (1): 309–355. Bibcode : 1997ARA&A..35..309F. doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.309. ISSN 0066-4146. SN 1961V в NGC 1058 (тип V) имела самую странную кривую блеска из когда-либо зарегистрированных.
^ "Взлет и падение сверхновой". ESO Picture of the Week . Архивировано из оригинала 2 июля 2013 года . Получено 14 июня 2013 года .
^ Piro, AL; Thompson, TA; Kochanek, CS (2014). «Согласование производства 56Ni в сверхновых типа Ia со сценариями двойного вырождения». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 438 (4): 3456. arXiv : 1308.0334 . Bibcode : 2014MNRAS.438.3456P. doi : 10.1093/mnras/stt2451 . S2CID 27316605.
^ Chen, W.-C.; Li, X.-D. (2009). «О предшественниках сверхновых типа Ia класса Super-Chandrasekhar». The Astrophysical Journal . 702 (1): 686–691. arXiv : 0907.0057 . Bibcode : 2009ApJ...702..686C. doi : 10.1088/0004-637X/702/1/686. S2CID 14301164.
^ Howell, DA; Sullivan, M.; Conley, AJ; Carlberg, RG (2007). «Предсказанная и наблюдаемая эволюция средних свойств сверхновых типа Ia с красным смещением». Astrophysical Journal Letters . 667 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0701912 . Bibcode : 2007ApJ...667L..37H. doi : 10.1086/522030. S2CID 16667595.
^ 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.
^ Либ, Э. Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое исследование теории звездного коллапса Чандрасекара». The Astrophysical Journal . 323 (1): 140–144. Bibcode :1987ApJ...323..140L. doi :10.1086/165813. Архивировано из оригинала 3 марта 2020 г. . Получено 20 марта 2020 г. .
^ ab Canal, R.; Gutiérrez, JL (1997). "Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды". В Isern, J.; Hernanz, M.; Gracia-Berro, E. (ред.). Белые карлики: Труды 10-го Европейского семинара по белым карликам . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 214. Дордрехт: Kluwer Academic Publishers . стр. 49. arXiv : astro-ph/9701225 . Bibcode : 1997ASSL..214...49C. doi : 10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN978-0-7923-4585-5. S2CID 9288287.
^ Уилер, Дж. К. (2000). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве. Cambridge University Press . стр. 96. ISBN978-0-521-65195-0. Архивировано из оригинала 10 сентября 2015 года.
^ Хохлов, AM; Мюллер, E.; Хёфлих, PA (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Bibcode : 1993A&A...270..223K.
^ Röpke, FK; Hillebrandt, W. (2004). «Дело против соотношения углерода и кислорода у прародителя как источника вариаций пиковой светимости сверхновых типа Ia». Astronomy and Astrophysics Letters . 420 (1): L1–L4. arXiv : astro-ph/0403509 . Bibcode : 2004A&A...420L...1R. doi : 10.1051/0004-6361:20040135. S2CID 2849060.
^ abcd Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа IA». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Bibcode : 2000ARA&A..38..191H. doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID 10210550.
^ Пачинский, Б. (1976). «Общие двойные системы с оболочкой». В Эгглтон, П.; Миттон, С.; Уилан, Дж. (ред.). Структура и эволюция тесных двойных систем . Симпозиум МАС № 73. Дордрехт: Д. Рейдель . С. 75–80. Bibcode : 1976IAUS...73...75P.
^ Полудненко, Алексей Ю.; Чемберс, Джессика; Ахмед, Карим; Гамезо, Вадим Н.; Тейлор, Брайан Д. (ноябрь 2019 г.). «Унифицированный механизм неограниченного перехода от дефлаграции к детонации в земных химических системах и сверхновых типа Ia». Science . 366 (6465): eaau7365. arXiv : 1911.00050 . Bibcode :2019Sci...366.7365P. doi :10.1126/science.aau7365. ISSN 0036-8075. PMID 31672866. S2CID 207817150. Теоретические модели SNIa остаются ограниченными из-за неопределенностей в механизмах взрыва. [...] Взрывы SNIa происходят в результате быстрого термоядерного горения в белых карликах (WD) 12 C/ 16 O с массой, близкой или ниже предела массы Чандрасекара, составляющего ≈1,4 массы Солнца [...] Однако, помимо этого общего утверждения, точные механизмы SNIa остаются неясными, и существует ряд возможных сценариев.
^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "Новое расстояние цефеиды до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла". The Astrophysical Journal . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID 15728812.
^ Колгейт, С.А. (1979). «Сверхновые как стандартная свеча для космологии». The Astrophysical Journal . 232 (1): 404–408. Bibcode : 1979ApJ...232..404C. doi : 10.1086/157300.
^ 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.
^ Дэн, М.; Россвог, С.; Гильошон, Дж.; Рамирес-Руис, Э. (2012). «Как слияние двух белых карликов зависит от их соотношения масс: орбитальная стабильность и детонации при контакте». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 422 (3): 2417. arXiv : 1201.2406 . Bibcode : 2012MNRAS.422.2417D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x . S2CID 119159904.
^ Maoz, Dan; Mannucci, Filippo; Nelemans, Gijs (18 августа 2014 г.). «Наблюдательные ключи к предшественникам сверхновых типа Ia». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 52 (1): 107–170. arXiv : 1312.0628 . Bibcode : 2014ARA&A..52..107M. doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN 0066-4146. S2CID 55533680.
^ Howell, DA; Sullivan, M.; Nugent, PE; Ellis, RS; Conley, AJ; Le Borgne, D.; Carlberg, RG; Guy, J.; Balam, D.; Basa, S.; Fouchez, D.; Hook, IM; Hsiao, EY; Neill, JD; Pain, R.; Perrett, KM; Pritchet, CJ (2006). "Сверхновая типа Ia SNLS-03D3bb из белого карлика с массой сверх Чандрасекара". Nature . 443 (7109): 308–311. arXiv : astro-ph/0609616 . Bibcode :2006Natur.443..308H. doi :10.1038/nature05103. PMID 16988705. S2CID 4419069.
^ Танака, М.; Кавабата, КС; Яманака, М.; Маэда, К.; Хаттори, Т.; Аоки, К.; Номото, КИ; Ие, М.; Сасаки, Т.; Маццали, ПА; Пиан, Э. (2010). "Спектрополяриметрия чрезвычайно яркой сверхновой типа Ia 2009dc: почти сферический взрыв белого карлика сверхмассивной звезды Чандрасекара". The Astrophysical Journal . 714 (2): 1209. arXiv : 0908.2057 . Bibcode :2010ApJ...714.1209T. doi :10.1088/0004-637X/714/2/1209. S2CID 13990681.
^ Финк, М.; Кромер, М.; Хиллебрандт, В.; Репке, ФК; Пакмор, Р.; Зайтенцаль, ИР; Сим, СА (октябрь 2018 г.). «Термоядерные взрывы быстро дифференциально вращающихся белых карликов: кандидаты на сверхъяркие сверхновые типа Ia?». Астрономия и астрофизика . 618 : A124. arXiv : 1807.10199 . Bibcode : 2018A&A...618A.124F. doi : 10.1051/0004-6361/201833475. S2CID 118965737. A124.
^ Ван, Б.; Лю, Д.; Цзя, С.; Хан, З. (2014). «Двойные детонационные взрывы гелия для предшественников сверхновых типа Ia». Труды Международного астрономического союза . 9 (S298): 442. arXiv : 1301.1047 . Bibcode : 2014IAUS..298..442W. doi : 10.1017/S1743921313007072. S2CID 118612081.
^ 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.
^ Гилмор, Джерри; Рэндич, София (март 2012 г.). «The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey». The Messenger . 147 (147). Гархинг, Германия: Европейская южная обсерватория: 25–31. Bibcode : 2012Msngr.147...25G.
^ Мерль, Тибо; Хамерс, Адриан С.; Ван Эк, Софи; Йориссен, Ален; Ван дер Свальмен, Матье; Поллард, Карен; Смилянич, Родольфо; Пурбэ, Димитрий; Цвиттер, Томаж; Травен, Грегор; Гилмор, Джерри; Рэндич, София; Гонно, Анаис; Хурихан, Анна; Сакко, Джермано; Уорли, К. Клэр (12 мая 2022 г.). «Спектроскопическая четверка как возможный прародитель сверхновых субчандрасекара типа Ia». Nature Astronomy . 6 (6): 681–688. arXiv : 2205.05045 . Bibcode :2022NatAs...6..681M. дои : 10.1038/s41550-022-01664-5. S2CID 248665714.
^ abcdefgh Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, SE; Лангер, Н.; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID 59065632.
^ abc Renzo, M.; Farmer, R.; Justham, S.; Götberg, Y.; De Mink, SE; Zapartas, E.; Marchant, P.; Smith, N. (2020). "Предсказания для выбросов сверхновых с пульсационной парной нестабильностью, не содержащих водорода". Astronomy and Astrophysics . 640 : A56. arXiv : 2002.05077 . Bibcode :2020A&A...640A..56R. doi :10.1051/0004-6361/202037710. S2CID 211082844.
^ Номото, К.; Танака, М.; Томинага, Н.; Маэда, К. (2010). «Гиперновые, гамма-всплески и первые звезды». New Astronomy Reviews . 54 (3–6): 191. Bibcode :2010NewAR..54..191N. doi :10.1016/j.newar.2010.09.022.
^ Мория, Т. Дж. (2012). «Прародители рекомбинирующих остатков сверхновых». Астрофизический журнал . 750 (1): L13. arXiv : 1203.5799 . Bibcode : 2012ApJ...750L..13M. doi : 10.1088/2041-8205/750/1/L13. S2CID 119209527.
^ Смит, Н.; Ганешалингам, М.; Чорнок, Р.; Филиппенко, АВ; Ли, В.; Сильверман, Дж. М.; Стил, ТН; Гриффит, К. В.; Жубер, Н.; Ли, Нью-Йорк; Лоу, ТБ; Мобберли, МП; Уинслоу, Д. М. (2009). "Sn 2008S: Холодный суперэддингтоновский ветер в самозванце сверхновой". The Astrophysical Journal . 697 (1): L49. arXiv : 0811.3929 . Bibcode :2009ApJ...697L..49S. doi :10.1088/0004-637X/697/1/L49. S2CID 17627678.
^ Fryer, CL; New, KCB (2003). "Гравитационные волны от гравитационного коллапса". Living Reviews in Relativity . 6 (1): 2. arXiv : gr-qc/0206041 . Bibcode : 2003LRR.....6....2F. doi : 10.12942/lrr-2003-2 . PMC 5253977. PMID 28163639 .
^ ab Hurley, JR; Pols, OR; Tout, CA (1 июля 2000 г.). «Комплексные аналитические формулы для звездной эволюции как функции массы и металличности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 543–569. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode : 2000MNRAS.315..543H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . ISSN 0035-8711.
^ ab Barwick, S. W; Beacom, J. F; Cianciolo, V.; Dodelson, S.; Feng, J. L; Fuller, G. M; Kaplinghat, M.; McKay, D. W; Meszaros, P.; Mezzacappa, A.; Murayama, H.; Olive, K. A; Stanev, T.; Walker, T. P (2004). "Исследование нейтрино APS: отчет рабочей группы по астрофизике и космологии нейтрино". arXiv : astro-ph/0412544 .
^ Myra, ES; Burrows, A. (1990). «Нейтрино от сверхновых II типа — первые 100 миллисекунд». Astrophysical Journal . 364 : 222–231. Bibcode : 1990ApJ...364..222M. doi : 10.1086/169405 .
^ 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.
^ ab Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. (2011). "Парная нестабильность сверхновых: кривые блеска, спектры и прорыв ударной волны". The Astrophysical Journal . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Bibcode :2011ApJ...734..102K. doi :10.1088/0004-637X/734/2/102. S2CID 118508934.
^ ab Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". The Astrophysical Journal . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode :2008ApJ...675..614P. doi :10.1086/520872. S2CID 18334243.
^ Гилмор, Г. (2004). «Короткая захватывающая жизнь суперзвезды». Science . 304 (5679): 1915–1916. doi :10.1126/science.1100370. PMID 15218132. S2CID 116987470.
^ Фор, Г.; Менсинг, Т. М. (2007). «Жизнь и смерть звезд». Введение в планетарную науку . С. 35–48. doi :10.1007/978-1-4020-5544-7_4. ISBN978-1-4020-5233-0.
^ ab Horiuchi, S.; Nakamura, K.; Takiwaki, T.; Kotake, K.; Tanaka, M. (2014). «Проблемы скорости образования красных сверхгигантов и сверхновых: последствия для физики сверхновых с коллапсом ядра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 445 : L99–L103. arXiv : 1409.0006 . Bibcode : 2014MNRAS.445L..99H. doi : 10.1093/mnrasl/slu146 .
^ Faran, T.; Poznanski, D.; Filippenko, AV; Chornock, R.; Foley, RJ; Ganeshalingam, M.; Leonard, DC; Li, W.; Modjaz, M.; Serduke, FJD; Silverman, JM (2014). "A sample of Type II-L supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (1): 554–569. arXiv : 1409.1536 . Bibcode :2014MNRAS.445..554F. doi : 10.1093/mnras/stu1760 .
^ Фармер, Р.; Ренцо, М.; де Минк, С. Э.; Марчант, П.; Джастхэм, С. (2019). «Помните о зазоре: расположение нижнего края разрыва масс черной дыры парной нестабильности сверхновой». The Astrophysical Journal . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Bibcode : 2019ApJ...887...53F. doi : 10.3847/1538-4357/ab518b .
^ Свирски, Г.; Накар, Э. (2014). "Sn 2008D: Взрыв Вольфа-Райе сквозь густой ветер". The Astrophysical Journal . 788 (1): L14. arXiv : 1403.3400 . Bibcode :2014ApJ...788L..14S. doi :10.1088/2041-8205/788/1/L14. S2CID 118395580.
^ Pols, O. (1997). "Близкие двойные предшественники сверхновых типа Ib/Ic и IIb/II-L". В Leung, K.-C. (ред.). Труды Третьей конференции стран Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследований двойных звезд . Серия конференций ASP . Том 130. С. 153–158. Bibcode : 1997ASPC..130..153P.
^ abc Элдридж, Дж. Дж.; Фрейзер, М.; Смартт, С. Дж.; Маунд, Дж. Р.; Крокетт, Р. Марк (2013). «Смерть массивных звезд – II. Наблюдательные ограничения на предшественников сверхновых типа Ibc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (1): 774. arXiv : 1301.1975 . Bibcode : 2013MNRAS.436..774E. doi : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID 118535155.
^ Юн, Сон-Чул (2017). «К лучшему пониманию эволюции звезд Вольфа–Райе и предшественников сверхновых типа Ib/Ic». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 470 (4): 3970–3980. arXiv : 1706.04716 . Bibcode : 2017MNRAS.470.3970Y. doi : 10.1093/mnras/stx1496 .
^ Райдер, SD; Сэдлер, EM; Субрахманян, R.; Вайлер, KW; Панагия, N.; Стокдейл, CJ (2004). «Модуляции в радиосветовой кривой сверхновой типа IIb 2001ig: доказательства предшественника двойной системы Вольфа-Райе?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph/0401135 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1093R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID 18132819.
^ Tauris, TM; Langer, N.; Moriya, TJ; Podsiadlowski, P.; Yoon, S.-C.; Blinnikov, SI (2013). "Ultra-stripped Type Ic supernovae from close binary evolution". Astrophysical Journal Letters . 778 (2): L23. arXiv : 1310.6356 . Bibcode :2013ApJ...778L..23T. doi :10.1088/2041-8205/778/2/L23. S2CID 50835291.
^ Таурис, Томас М.; Лангер, Норберт; Подсядловски, Филипп (11 июня 2015 г.). «Ультра-стрипнутые сверхновые: предшественники и судьба». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 451 (2): 2123–2144. arXiv : 1505.00270 . Bibcode : 2015MNRAS.451.2123T. doi : 10.1093/mnras/stv990 . eISSN 1365-2966. ISSN 0035-8711.
^ «Астрономы обнаруживают первый взрыв сверхновой звезды Вольфа-Райе» . Канарский институт астрофизики • IAC . 12 января 2022 г. Проверено 9 февраля 2022 г.
^ ab Hiramatsu D; Howell D; Van S; et al. (28 июня 2021 г.). "The electronic-capture origin of supernova 2018zd". Nat Astron . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Bibcode :2021NatAs...5..903H. doi :10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID 226246044. Архивировано из оригинала 30 июня 2021 г. Получено 1 июля 2021 г.
^ abc "New, Third Type Of Supernova Observed". Обсерватория WM Keck . 28 июня 2021 г. Архивировано из оригинала 29 июня 2021 г. Получено 1 июля 2021 г.
^ abc "Астрономы открыли новый тип сверхновой". RTE News . PA . 28 июня 2021 г. Архивировано из оригинала 30 июня 2021 г. Получено 1 июля 2021 г. В 1980 году Кенити Номото из Токийского университета предсказал третий тип, называемый сверхновой с электронным захватом. ... В сверхновой с электронным захватом, когда в ядре заканчивается топливо, гравитация заставляет электроны в ядре входить в их атомные ядра, в результате чего звезда коллапсирует сама в себя.
^ Рейнольдс, TM; Фрейзер, M.; Гилмор, G. (2015). «Пропал без вести: архивный обзор HST для исчезающих массивных звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 453 (3): 2886–2901. arXiv : 1507.05823 . Bibcode : 2015MNRAS.453.2885R. doi : 10.1093/mnras/stv1809 . S2CID 119116538.
^ Gerke, JR; Kochanek, CS; Stanek, KZ (2015). «Поиск неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: первые кандидаты». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 450 (3): 3289–3305. arXiv : 1411.1761 . Bibcode : 2015MNRAS.450.3289G. doi : 10.1093/mnras/stv776 . S2CID 119212331.
^ ab Adams, SM; Kochanek, CS; Beacom, JF; Vagins, MR; Stanek, KZ (2013). "Наблюдение за следующей галактической сверхновой". The Astrophysical Journal . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Bibcode :2013ApJ...778..164A. doi :10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID 119292900.
^ ab Modjaz, M.; Gutiérrez, CP; Arcavi, I. (август 2019 г.). «Новые режимы наблюдения за сверхновыми с коллапсом ядра». Nature Astronomy . 3 (8): 717–724. arXiv : 1908.02476 . Bibcode :2019NatAs...3..717M. doi :10.1038/s41550-019-0856-2. S2CID 199472802.
^ ab Nyholm, A.; et al. (2020). "Свойства кривой блеска сверхновой типа IIn, измеренные по выборке нецелевого обзора". Астрономия и астрофизика . 637 : A73. arXiv : 1906.05812 . Bibcode : 2020A&A...637A..73N. doi : 10.1051/0004-6361/201936097. S2CID 189762490.
^ Мишель, Ф. Кертис; Кеннел, К. Ф.; Фаулер, Уильям А. (13 ноября 1987 г.). «Когда будет виден пульсар в сверхновой 1987a?». Science . 238 (4829): 938–940. Bibcode :1987Sci...238..938M. doi :10.1126/science.238.4829.938. PMID 17829358. S2CID 46408677.
^ Bodansky, D.; Clayton, DD; Fowler, WA (1968). «Нуклеосинтез во время горения кремния». Physical Review Letters . 20 (4): 161. Bibcode : 1968PhRvL..20..161B. doi : 10.1103/PhysRevLett.20.161. Архивировано из оригинала 13 февраля 2020 г. Получено 16 июня 2019 г.
^ ab Matz, SM; Share, GH; Leising, MD; Chupp, EL; Vestrand, WT; Purcell, WR; Strickman, MS; Reppin, C. (1988). "Гамма-линейная эмиссия от SN1987A". Nature . 331 (6155): 416. Bibcode :1988Natur.331..416M. doi :10.1038/331416a0. S2CID 4313713.
^ Kasen, D.; Woosley, SE (2009). "Сверхновые типа Ii: модельные кривые блеска и стандартные соотношения свечей". The Astrophysical Journal . 703 (2): 2205. arXiv : 0910.1590 . Bibcode :2009ApJ...703.2205K. doi :10.1088/0004-637X/703/2/2205. S2CID 42058638.
^ Nagy, AP; Vinkó, J. (2016). "Двухкомпонентная модель для подгонки кривых блеска сверхновых с коллапсом ядра". Astronomy & Astrophysics . 589 : A53. arXiv : 1602.04001 . Bibcode :2016A&A...589A..53N. doi :10.1051/0004-6361/201527931. S2CID 53380594.
^ Томинага, Н.; Блинников, С.; Бакланов, П.; Морокума, Т.; Номото, К.; Сузуки, Т. (1 ноября 2009 г.). «Свойства сверхновой типа II плато SNLS-04D2dc: разноцветные кривые блеска прорыва ударной волны и плато». The Astrophysical Journal . 705 (1): L10–L14. arXiv : 0908.2162 . Bibcode :2009ApJ...705L..10T. doi : 10.1088/0004-637X/705/1/L10 . ISSN 0004-637X.
^ де ла Роса, Джени; Роминг, Пит; Притчард, Тайлер; Фрайер, Крис (22 марта 2016 г.). «Характеристика кривых блеска от среднего ультрафиолета до оптического диапазона сверхновых звёзд ближнего типа IIn». The Astrophysical Journal . 820 (1): 74. Bibcode :2016ApJ...820...74D. doi : 10.3847/0004-637X/820/1/74 . ISSN 1538-4357.
^ Seitenzahl, IR; Taubenberger, S.; Sim, SA (2009). «Кривые блеска сверхновых в поздние сроки: эффект внутренней конверсии и электронов Оже». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 400 (1): 531–535. arXiv : 0908.0247 . Bibcode : 2009MNRAS.400..531S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15478.x . S2CID 10283901.
^ Цветков, Д. Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Письма в Советскую Астрономию . 13 : 376–378. Bibcode : 1987SvAL...13..376T.
^ ab Филиппенко, АВ (2004). "Сверхновые и их массивные звезды-прародители". Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Bibcode :2005ASPC..332...33F.
^ Hauret, C; Magain, P; Biernaux, J (21 сентября 2018 г.). «Космологически-независимая калибровка данных о сверхновых типа Ia». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 479 (3): 3996–4003. arXiv : 1806.10900 . Bibcode : 2018MNRAS.479.3996H. doi : 10.1093/mnras/sty1715 . ISSN 0035-8711.
^ de Jaeger, T.; Galbany, L.; González-Gaitán, S.; Kessler, R.; Filippenko, AV; Förster, F.; Hamuy, M.; Brown, PJ; Davis, TM; Gutiérrez, CP; Inserra, C.; Lewis, GF; Möller, A.; Scolnic, D.; Smith, M. (11 июля 2020 г.). «Изучение сверхновых типа II как космологических стандартных свечей с использованием обзора темной энергии». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (4): 4860–4892. arXiv : 1806.10900 . Bibcode : 2018MNRAS.479.3996H. doi : 10.1093/mnras/staa1402 . ISSN 0035-8711.
^ Li, W.; Leaman, J.; Chornock, R.; Filippenko, AV; Poznanski, D.; Ganeshalingam, M.; Wang, X.; Modjaz, M.; Jha, S.; Foley, RJ; Smith, N. (2011). "Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search – II. The observed luminosity functions and shares of supernovae in a complete sample". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 412 (3): 1441. arXiv : 1006.4612 . Bibcode :2011MNRAS.412.1441L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x . S2CID 59467555.
^ Ричардсон, Д.; Бранч, Д.; Кейсбир, Д.; Миллард, Дж.; Томас, Р. К.; Барон, Э. (2002). «Сравнительное исследование распределений абсолютных величин сверхновых». The Astronomical Journal . 123 (2): 745–752. arXiv : astro-ph/0112051 . Bibcode : 2002AJ....123..745R. doi : 10.1086/338318. S2CID 5697964.
^ Фрайл, ДА; Джакани, ЭБ; Госс, В. Миллер; Дубнер, ГМ (1996). «Туманность пульсарного ветра вокруг PSR B1853+01 в остатке сверхновой W44». Astrophysical Journal Letters . 464 (2): L165–L168. arXiv : astro-ph/9604121 . Bibcode : 1996ApJ...464L.165F. doi : 10.1086/310103. S2CID 119392207.
^ ab Höflich, PA; Kumar, P.; Wheeler, J. Craig (2004). "Neutron star kicks and supernova asymmetry". Космические взрывы в трех измерениях: асимметрия в сверхновых и гамма-всплески . Cambridge University Press . стр. 276. arXiv : astro-ph/0312542 . Bibcode : 2004cetd.conf..276L.{{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
^ ab Janka, Hans-Thomas; Wongwathanarat, Annop; Kramer, Michael (1 февраля 2022 г.). «Supernova Fallback as Origin of Neutron Star Spins and Spin-kick Alignment». The Astrophysical Journal . 926 (1): 9. arXiv : 2104.07493 . Bibcode : 2022ApJ...926....9J. doi : 10.3847/1538-4357/ac403c . ISSN 0004-637X.
^ Fryer, CL (2004). «Нейтронная звезда отскакивает от асимметричного коллапса». Astrophysical Journal . 601 (2): L175–L178. arXiv : astro-ph/0312265 . Bibcode :2004ApJ...601L.175F. doi :10.1086/382044. S2CID 1473584.
^ Gilkis, A.; Soker, N. (2014). "Последствия турбулентности для струй при взрывах сверхновых с коллапсом ядра". The Astrophysical Journal . 806 (1): 28. arXiv : 1412.4984 . Bibcode :2015ApJ...806...28G. doi :10.1088/0004-637X/806/1/28. S2CID 119002386.
^ Хохлов, AM; Хёфлих, PA; Оран, ES; Уилер, J. Craig; Ванг, L.; Щелканова, A. Yu. (1999). "Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal . 524 (2): L107. arXiv : astro-ph/9904419 . Bibcode :1999ApJ...524L.107K. doi :10.1086/312305. S2CID 37572204.
^ 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.
^ abc Mazzali, PA; Nomoto, KI; Cappellaro, E.; Nakamura, T.; Umeda, H.; Iwamoto, K. (2001). "Могут ли различия в содержании никеля в моделях Чандрасекара-массы объяснить связь между яркостью и скоростью снижения обычных сверхновых типа Ia?". The Astrophysical Journal . 547 (2): 988. arXiv : astro-ph/0009490 . Bibcode :2001ApJ...547..988M. doi : 10.1086/318428 . S2CID 9324294.
^ Номото, Кен'Ичи; Ивамото, Коичи; Кишимото, Нобухиро (1997). «Сверхновые типа Ia: их происхождение и возможные применения в космологии». Science . 276 (5317): 1378–1382. arXiv : astro-ph/9706007 . Bibcode :1997Sci...276.1378N. doi :10.1126/science.276.5317.1378. PMID 9190677. S2CID 2502919.
^ Ивамото, К. (2006). «Нейтринное излучение сверхновых типа Ia». Труды конференции AIP . 847 : 406–408. Bibcode : 2006AIPC..847..406I. doi : 10.1063/1.2234440.
^ Hayden, BT; Garnavich, PM; Kessler, R.; Frieman, JA; Jha, SW; Bassett, B.; Cinabro, D.; Dilday, B.; Kasen, D.; Marriner, J.; Nichol, RC; Riess, AG; Sako, M.; Schneider, DP; Smith, M.; Sollerman, J. (2010). «Взлет и падение кривых блеска сверхновых типа Ia в обзоре сверхновых SDSS-II». The Astrophysical Journal . 712 (1): 350–366. arXiv : 1001.3428 . Bibcode :2010ApJ...712..350H. doi :10.1088/0004-637X/712/1/350. S2CID 118463541.
^ Smartt, Stephen J.; Nomoto, Ken'ichi; Cappellaro, Enrico; Nakamura, Takayoshi; Umeda, Hideyuki; Iwamoto, Koichi (2009). «Прародители сверхновых с коллапсом ядра». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode : 2009ARA&A..47...63S. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID 55900386.
^ Dessart, L.; Burrows, A.; Livne, E.; Ott, CD (20 января 2008 г.). «Фаза протонейтронной звезды модели коллапсара и путь к длинным мягким гамма-всплескам и гиперновым». The Astrophysical Journal . 673 (1): L43–L46. arXiv : 0710.5789 . Bibcode :2008ApJ...673L..43D. doi : 10.1086/527519 . ISSN 0004-637X.
^ Сенно, Николас; Мурасе, Кохта; Месарош, Питер (8 апреля 2016 г.). «Задушенные струи и гамма-всплески низкой светимости как скрытые источники нейтрино». Physical Review D. 93 ( 8): 083003. arXiv : 1512.08513 . Bibcode : 2016PhRvD..93h3003S. doi : 10.1103/PhysRevD.93.083003. ISSN 2470-0010. S2CID 16452722.
^ Вусли, С. Э.; Блинников, С.; Хегер, Александр (15 ноября 2007 г.). «Пульсационная парная нестабильность как объяснение самых ярких сверхновых». Nature . 450 (7168): 390–392. arXiv : 0710.3314 . Bibcode :2007Natur.450..390W. doi :10.1038/nature06333. ISSN 0028-0836. PMID 18004378. S2CID 2925738.
^ Барков, Максим В.; Комиссаров, Сергей С. (21 июля 2011 г.). «Переработка нейтронных звезд в общих оболочках и взрывы гиперновых: Переработка нейтронных звезд и гиперновых». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (1): 944–958. arXiv : 1012.4565 . Bibcode :2011MNRAS.415..944B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18762.x .
^ Райт, Уоррен П.; Гилмер, Мэтью С.; Фрёлих, Карла; Кнеллер, Джеймс П. (13 ноября 2017 г.). «Нейтринный сигнал от сверхновых с парной нестабильностью». Physical Review D. 96 ( 10): 103008. arXiv : 1706.08410 . Bibcode : 2017PhRvD..96j3008W. doi : 10.1103/PhysRevD.96.103008. ISSN 2470-0010. S2CID 119487775.
^ Гансс, Р.; Пледжер, Дж. Л.; Сэнсом, А. Е.; Джеймс, П. А.; Пульс, Дж.; Хабергем-Моусон, С. М. (22 марта 2022 г.). «Оценка металличности областей коллапсирующих сверхновых H II в галактиках в пределах 30 Мпк». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 512 (1): 1541–1556. arXiv : 2203.03308 . Bibcode : 2022MNRAS.512.1541G. doi : 10.1093/mnras/stac625 . ISSN 0035-8711.
^ Prochaska, JX; Bloom, JS; Chen, H.-W.; Foley, RJ; Perley, DA; Ramirez-Ruiz, E.; Granot, J.; Lee, WH; Pooley, D.; Alatalo, K.; Hurley, K.; Cooper, MC; Dupree, AK; Gerke, BF; Hansen, BMS (10 мая 2006 г.). «Галактические хозяева и крупномасштабные среды коротких жестких гамма-всплесков». The Astrophysical Journal . 642 (2): 989–994. arXiv : astro-ph/0510022 . Bibcode :2006ApJ...642..989P. doi : 10.1086/501160 . ISSN 0004-637X.
^ 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». The Astronomical Journal . 129 (3): 1369–1380. Bibcode :2005AJ....129.1369P. doi : 10.1086/427712 . ISSN 0004-6256.
^ Shao, X.; Liang, YC; Dennefeld, M.; Chen, XY; Zhong, GH; Hammer, F.; Deng, LC; Flores, H.; Zhang, B.; Shi, WB; Zhou, L. (25 июля 2014 г.). "Сравнение галактик-хозяев сверхновых типа Ia, типа II и типа Ibc". The Astrophysical Journal . 791 (1): 57. arXiv : 1407.0483 . Bibcode :2014ApJ...791...57S. doi : 10.1088/0004-637X/791/1/57 . ISSN 0004-637X.
^ Taggart, K; Perley, DA (5 апреля 2021 г.). «Core-collapse, superluminous, and gamma-ray burst supernova host galaxy populations at low red shift: the important of dwarf and starbursting galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 503 (3): 3931–3952. arXiv : 1911.09112 . Bibcode : 2021MNRAS.503.3931T. doi : 10.1093/mnras/stab174 . ISSN 0035-8711.
^ 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.
^ ab Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (2020). «О проблеме красных сверхгигантов»: опровержение и консенсус относительно верхнего предела массы для прародителей II-P». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 496 (1): L142–L146. arXiv : 2005.13855 . Bibcode : 2020MNRAS.496L.142D. doi : 10.1093/mnrasl/slaa102 .
^ Smartt, SJ; Eldridge, JJ; Crockett, RM; Maund, JR (май 2009 г.). «Смерть массивных звезд – I. Наблюдательные ограничения на предшественников сверхновых типа II-P». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (3): 1409–1437. arXiv : 0809.0403 . Bibcode : 2009MNRAS.395.1409S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14506.x . ISSN 0035-8711. S2CID 3228766.
^ abcde Smartt, Stephen J.; Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S. (2009). «Прародители сверхновых с коллапсом ядра». Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode :2009ARA&A..47...63S. doi :10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID 55900386.
^ Уолмсвелл, Дж. Дж.; Элдридж, Дж. Дж. (2012). «Окружная звездная пыль как решение проблемы красного сверхгиганта — прародителя сверхновой». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (3): 2054. arXiv : 1109.4637 . Bibcode : 2012MNRAS.419.2054W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x . S2CID 118445879.
^ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предшественники сверхновых: признак сильной потери массы красными сверхгигантами?». Astronomy & Astrophysics . 538 : L8–L2. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A&A...538L...8G. doi : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID 55001976.
^ ab Yoon, S.-C.; Gräfener, G.; Vink, JS; Kozyreva, A.; Izzard, RG (2012). "О природе и обнаружимости предшественников сверхновых типа Ib/c". Astronomy & Astrophysics . 544 : L11. arXiv : 1207.3683 . Bibcode :2012A&A...544L..11Y. doi :10.1051/0004-6361/201219790. S2CID 118596795.
^ Грох, Дж. Х.; Мейнет, Г.; Экстрём, С. (2013). «Эволюция массивных звезд: яркие голубые переменные как неожиданные предшественники сверхновых». Астрономия и астрофизика . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A&A...550L...7G. doi : 10.1051/0004-6361/201220741. S2CID 119227339.
^ Франсуа, П.; Маттеуччи, Ф.; Кайрель, Р.; Спайт, М.; Спайт, Ф.; Кьяппини, К. (2004). «Эволюция Млечного Пути с самых ранних фаз: ограничения на звездный нуклеосинтез». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 613–621. arXiv : astro-ph/0401499 . Bibcode : 2004A&A...421..613F. doi : 10.1051/0004-6361:20034140. S2CID 16257700.
^ ab Truran, JW (1977). "Нуклеосинтез сверхновых". В Schramm, DN (ред.). Сверхновые . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 66. Springer . С. 145–158. Bibcode : 1977ASSL...66..145T. doi : 10.1007/978-94-010-1229-4_14. ISBN978-94-010-1231-7.
^ Номото, Кен'Ичи; Леунг, Шинг-Чи (2018). «Единичные вырожденные модели для сверхновых типа Ia: эволюция предшественников и выходы нуклеосинтеза». Space Science Reviews . 214 (4): 67. arXiv : 1805.10811 . Bibcode :2018SSRv..214...67N. doi :10.1007/s11214-018-0499-0. S2CID 118951927.
^ Maeda, K.; Röpke, FK; Fink, M.; Hillebrandt, W.; Travaglio, C.; Thielemann, F.-K. (2010). «Нуклеосинтез в двумерных моделях задержанной детонации взрывов сверхновых типа Ia». The Astrophysical Journal . 712 (1): 624–638. arXiv : 1002.2153 . Bibcode :2010ApJ...712..624M. doi :10.1088/0004-637X/712/1/624. S2CID 119290875.
^ Wanajo, Shinya; Janka, Hans-Thomas; Müller, Bernhard (2011). "Сверхновые с электронным захватом как источник элементов за пределами железа". The Astrophysical Journal . 726 (2): L15. arXiv : 1009.1000 . Bibcode :2011ApJ...726L..15W. doi :10.1088/2041-8205/726/2/L15. S2CID 119221889.
^ Эйхлер, М.; Накамура, К.; Такиваки, Т.; Курода, Т.; Котаке, К.; Хемпель, М.; Кабесон, Р.; Либендорфер, М.; Тилеманн, Ф.К. (2018). «Нуклеосинтез в двумерных сверхновых с коллапсом ядра предшественников 11,2 и 17,0 M⊙: последствия для производства Mo и Ru». Журнал физики G: Ядерная физика и физика частиц . 45 (1): 014001. arXiv : 1708.08393 . Bibcode : 2018JPhG...45a4001E. doi : 10.1088/1361-6471/aa8891. S2CID 118936429.
^ Siegel, Daniel M.; Barnes, Jennifer; Metzger, Brian D. (2019). «Коллапсары как основной источник элементов r-процесса». Nature . 569 (7755): 241–244. arXiv : 1810.00098 . Bibcode :2019Natur.569..241S. doi :10.1038/s41586-019-1136-0. PMID 31068724. S2CID 73612090.
^ Ро, Чонхи; Милисавлевич, Дэнни; Саранги, Аркапрабха; Маргутти, Раффаэлла; Чорнок, Райан; Рест, Армин; Грэм, Мелисса; Крейг Уилер, Дж.; ДеПой, Даррен; Ван, Лифан; Маршалл, Дженнифер; Уильямс, Грант; Стрит, Рэйчел; Скидмор, Уоррен; Хаоцзин, Ян; Блум, Джошуа; Старрфилд, Самнер ; Ли, Цзянь-Сю; Коупертвейт, Филип С.; Стрингфеллоу, Гай С.; Коппеянс, Динн; Терреран, Джакомо; Сраван, Нихарика; Гебалле, Томас Р.; Эванс, Анейрин; Мэрион, Хоуи (2019). «Белая книга по науке Astro2020: являются ли сверхновые производителями пыли в ранней Вселенной?». Бюллетень Американского астрономического общества . 51 (3): 351. arXiv : 1904.08485 . Bibcode : 2019BAAS...51c.351R.
^ Кокс, Д. П. (1972). «Охлаждение и эволюция остатка сверхновой». Astrophysical Journal . 178 : 159. Bibcode : 1972ApJ...178..159C. doi : 10.1086/151775 .
^ ab Johnson, Jennifer A. (февраль 2019 г.). «Заполнение периодической таблицы: нуклеосинтез элементов». Science . 363 (6426): 474–478. Bibcode :2019Sci...363..474J. doi : 10.1126/science.aau9540 . ISSN 0036-8075. PMID 30705182. S2CID 59565697.
^ Sandstrom, KM; Bolatto, AD; Stanimirović, S .; Van Loon, J. Th.; Smith, JDT (2009). "Измерение производства пыли в остатке сверхновой 1E 0102.2–7219, образовавшемся в результате коллапса ядра Малого Магелланова Облака". The Astrophysical Journal . 696 (2): 2138–2154. arXiv : 0810.2803 . Bibcode : 2009ApJ...696.2138S. doi : 10.1088/0004-637X/696/2/2138. S2CID 8703787.
^ Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (август 2017 г.). «Перенос химических элементов в моделях звездной эволюции». Royal Society Open Science . 4 (8): 170192. arXiv : 1707.07454 . Bibcode :2017RSOS....470192S. doi : 10.1098/rsos.170192 . ISSN 2054-5703. PMC 5579087 . PMID 28878972.
^ Фишер, Дебра А.; Валенти, Джефф (2005). «Корреляция планет и металличности». The Astrophysical Journal . 622 (2): 1102–1117. Bibcode : 2005ApJ...622.1102F. doi : 10.1086/428383 . S2CID 121872365.
^ Чжу, Вэй; Донг, Субо (2021). «Статистика экзопланет и теоретические следствия». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 59 : 291–336. arXiv : 2103.02127 . Bibcode : 2021ARA&A..59..291Z. doi : 10.1146/annurev-astro-112420-020055. S2CID 232105177.
^ Preibisch, T.; Zinnecker, H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". От тьмы к свету: происхождение и эволюция молодых звездных скоплений . 243 : 791. arXiv : astro-ph/0008013 . Bibcode : 2001ASPC..243..791P.
^ Кребс, Дж.; Хиллебрандт, В. (1983). «Взаимодействие фронтов ударных волн сверхновых и близлежащих межзвездных облаков». Астрономия и астрофизика . 128 (2): 411. Bibcode : 1983A&A...128..411K.
^ Кэмерон, AGW; Труран, JW (1977). «Сверхновая, вызвавшая образование Солнечной системы». Icarus . 30 (3): 447. Bibcode :1977Icar...30..447C. doi :10.1016/0019-1035(77)90101-4.
^ Бхандан, Шивани (1 июня 2020 г.). «Галактики-хозяева и предшественники быстрых радиовсплесков, локализованные с помощью австралийского квадратного километрового массива Pathfinder». Письма в Astrophysical Journal . 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . Bibcode : 2020ApJ...895L..37B. doi : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID 218900539.
^ Чжан, Бин (5 ноября 2020 г.). «Физические механизмы быстрых радиовсплесков». Nature . 587 (7832): 45–53. arXiv : 2011.03500 . Bibcode :2020Natur.587...45Z. doi :10.1038/s41586-020-2828-1. ISSN 0028-0836. PMID 33149290. S2CID 226259246.
^ Чу, Дженнифер (13 июля 2022 г.). «Астрономы обнаружили радио «сердцебиение» в миллиардах световых лет от Земли». MIT News . Massachusetts Institute of Technology . Получено 19 марта 2023 г. .
^ Петрофф, Э.; Хессельс, Дж. У. Т.; Лоример, Д. Р. (29 марта 2022 г.). «Быстрые радиовсплески на заре 2020-х годов». Обзор астрономии и астрофизики . 30 (1): 2. arXiv : 2107.10113 . Bibcode : 2022A&ARv..30....2P. doi : 10.1007/s00159-022-00139-w. ISSN 1432-0754. S2CID 253690001.
^ Акерманн, М.; и др. (2013). «Обнаружение характерной сигнатуры распада пиона в остатках сверхновых». Science . 339 (6121): 807–11. arXiv : 1302.3307 . Bibcode :2013Sci...339..807A. doi :10.1126/science.1231160. PMID 23413352. S2CID 29815601.
^ Морозова, Виктория; Радис, Дэвид; Берроуз, Адам; Вартанян, Дэвид (2018). "Сигнал гравитационной волны от сверхновых с коллапсом ядра". The Astrophysical Journal . 861 (1): 10. arXiv : 1801.01914 . Bibcode :2018ApJ...861...10M. doi : 10.3847/1538-4357/aac5f1 . S2CID 118997362.
^ 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 др. (1 марта 2021 г.). «SNEWS 2.0: система раннего предупреждения о сверхновых следующего 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.
^ Fields, BD; Hochmuth, KA; Ellis, J. (2005). «Глубоководные океанические корки как телескопы: использование живых радиоизотопов для исследования нуклеосинтеза сверхновых». The Astrophysical Journal . 621 (2): 902–907. arXiv : astro-ph/0410525 . Bibcode : 2005ApJ...621..902F. doi : 10.1086/427797. S2CID 17932224.
^ Knie, K.; Korschinek, G.; Faestermann, T.; Dorfi, E.; Rugel, G.; Wallner, A. (2004). " Аномалия 60 Fe в глубоководной марганцевой коре и ее значение для источника близкой сверхновой". Physical Review Letters . 93 (17): 171103–171106. Bibcode : 2004PhRvL..93q1103K. doi : 10.1103/PhysRevLett.93.171103. PMID 15525065. S2CID 23162505.
^ Филдс, Б. Д.; Эллис, Дж. (1999). «О глубоководном Fe-60 как окаменелости околоземной сверхновой». Новая астрономия . 4 (6): 419–430. arXiv : astro-ph/9811457 . Bibcode : 1999NewA....4..419F. doi : 10.1016/S1384-1076(99)00034-2. S2CID 2786806.
^ "Вкратце". Scientific American . 300 (5): 28. 2009. Bibcode : 2009SciAm.300e..28.. doi : 10.1038/scientificamerican0509-28a.
^ Петерсен, Кэролин Коллинз (22 марта 2023 г.). «Помогли ли сверхновые сделать жизнь более разнообразной?». Universe Today . Получено 23 марта 2023 г.
^ Свенсмарк, Хенрик (16 марта 2023 г.). «Постоянное влияние сверхновых на биоразнообразие в течение фанерозоя». Экология и эволюция . 13 (3). Онлайн-библиотека Wiley: e9898. Bibcode : 2023EcoEv..13E9898S. doi : 10.1002/ece3.9898. PMC 10019915. PMID 36937070. e9898 .
^ Ландсман, В.; Саймон, Т.; Бержерон, П. (1999). «Горячие белые карлики-компаньоны HR 1608, HR 8210 и HD 15638». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 105 (690): 841–847. Bibcode : 1993PASP..105..841L. doi : 10.1086/133242 .
^ Бич, Мартин (декабрь 2011 г.). «Прошлая, настоящая и будущая угроза сверхновых для биосферы Земли». Астрофизика и космическая наука . 336 (2): 287–302. Bibcode : 2011Ap&SS.336..287B. doi : 10.1007/s10509-011-0873-9. ISSN 0004-640X. S2CID 119803426.
^ Ван дер Слёйс, М. В.; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М. (2003). «Динамика туманности M1-67 вокруг убегающей звезды Вольфа-Райе WR 124». Астрономия и астрофизика . 398 : 181–194. arXiv : astro-ph/0211326 . Bibcode : 2003A&A...398..181V. doi : 10.1051/0004-6361:20021634. S2CID 6142859.
^ 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 . дои : 10.1093/mnras/stac217 . ISSN 0035-8711.
^ Tramper, F.; Straal, SM; Sanyal, D.; Sana, H.; De Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, JS; De Mink, SE ; Kaper, L. (2015). "Массивные звезды на грани взрыва: свойства звезд кислородной последовательности Вольфа-Райе". Astronomy & Astrophysics . 581 : A110. arXiv : 1507.00839 . Bibcode :2015A&A...581A.110T. doi :10.1051/0004-6361/201425390. S2CID 56093231.
^ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, OE; Sana, H.; De Koter, A.; Vink, JS; Ellerbroek, LE; Langer, N.; Garcia, M.; Kaper, L.; De Mink, SE (2013). "О природе звезд WO: количественный анализ звезды WO3 DR1 в IC 1613". Astronomy & Astrophysics . 559 : A72. arXiv : 1310.2849 . Bibcode :2013A&A...559A..72T. doi :10.1051/0004-6361/201322155. S2CID 216079684.
^ Firestone, RB (июнь 2014 г.). «Наблюдение за 23 взорвавшимися сверхновыми». The Astrophysical Journal . 789 (1): 29. Bibcode : 2014ApJ...789...29F. doi : 10.1088/0004-637X/789/1/29. ISSN 0004-637X.
^ Инглис, М. (2015). «Смерть звезд: сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры». Астрофизика — это просто! . Серия «Практическая астрономия Патрика Мура». стр. 203–223. doi :10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN978-3-319-11643-3.
^ "ВВ Цефей". stars.astro.illinois.edu . Проверено 14 апреля 2024 г.
^ ab Mukhopadhyay, Mainak; Lunardini, Cecilia; Timmes, FX; Zuber, Kai (1 августа 2020 г.). «Предсверхновые нейтрино: направленная чувствительность и перспективы идентификации предшественников». The Astrophysical Journal . 899 (2): 153. arXiv : 2004.02045 . Bibcode :2020ApJ...899..153M. doi : 10.3847/1538-4357/ab99a6 . ISSN 0004-637X.
^ Лобель, А.; Стефаник, РП; Торрес, Г.; Дэвис, Р. Дж.; Ильин, И.; Розенбуш, А. Е. (2004). «Спектроскопия вспышки тысячелетия и недавняя переменность желтого гипергиганта Ро Кассиопеи». Звезды как Солнца: активность . 219 : 903. arXiv : astro-ph/0312074 . Bibcode : 2004IAUS..219..903L.
^ Van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; De Koter, A.; Waters, LBFM; Hillier, DJ; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. (2003). "Прямое измерение размера и формы современного звездного ветра eta Carinae". Astronomy and Astrophysics . 410 (3): L37. arXiv : astro-ph/0310399 . Bibcode :2003A&A...410L..37V. doi :10.1051/0004-6361:20031500. S2CID 18163131.
^ Тилеманн, Ф.-К.; Хирши, Р.; Либендорфер, М.; Диль, Р. (2011). «Массивные звезды и их сверхновые». Астрономия с радиоактивностью . Конспект лекций по физике. Том 812. С. 153–231. arXiv : 1008.2144 . Bibcode :2011LNP...812..153T. doi :10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN978-3-642-12697-0. S2CID 119254840.
^ "Regor". stars.astro.illinois.edu . Получено 18 августа 2024 г. .
^ "Acrux". stars.astro.illinois.edu . Получено 15 августа 2024 г. .
^ "Mimosa". stars.astro.illinois.edu . Получено 15 августа 2024 г. .
^ Tuthill, PG; Monnier, JD; Lawrance, N.; Danchi, WC; Owocki, SP; Gayley, KG (2008). "Прототип вертушки с коллизионным ветром WR 104". The Astrophysical Journal . 675 (1): 698–710. arXiv : 0712.2111 . Bibcode :2008ApJ...675..698T. doi :10.1086/527286. S2CID 119293391.
^ Thoroughgood, TD; Dhillon, VS; Littlefair, SP; Marsh, TR; Smith, DA (2002). "Повторяющаяся новая U Scorpii – предшественник сверхновой типа Ia". Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов . Том 261. Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана . arXiv : astro-ph/0109553 . Bibcode : 2002ASPC..261...77T.
Дальнейшее чтение
Athem W. Alsabti; Paul Murdin, ред. (2017). Справочник по сверхновым. Springer Cham. Bibcode :2017hsn..book.....A. doi :10.1007/978-3-319-21846-5. ISBN 978-3-319-21845-8.
Бранч, Д.; Уилер, Дж. К. (2017). Взрывы сверхновых . Springer. стр. 721. ISBN 978-3-662-55052-6.
Takahashi, K.; Sato, K.; Burrows, A.; Thompson, TA (2003). «Нейтрино сверхновой, осцилляции нейтрино и масса звезды-прародительницы». Physical Review D. 68 ( 11): 77–81. arXiv : hep-ph/0306056 . Bibcode : 2003PhRvD..68k3009T. doi : 10.1103/PhysRevD.68.113009. S2CID 119390151.
Вусли, С. Э.; Янка, Х.-Т. (2005). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Nature Physics . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode :2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . doi :10.1038/nphys172. S2CID 118974639.
Внешние ссылки
На Викискладе есть медиафайлы по теме «Сверхновые» .
Цветков, Д. Ю.; Павлюк, Н. Н.; Бартунов, О. С.; Псковский, Ю. П. "Каталог сверхновых ГАИШ". ГАИШ , МГУ . Получено 28 ноября 2006 г.Каталог с возможностью поиска
«Открытый каталог сверхновых». GitHub . 6 октября 2022 г.Открытый каталог кривых блеска и спектров сверхновых.
.jpg/1280px-Messier_61_with_SN2020jfo_(Supernova).jpg)
