stringtranslate.com

Сверхновая типа Ia

Ожидается, что в ядре планетарной туманности Хенизе 2-428 произойдет слияние двух белых карликов, масса каждой из которых немного меньше массы Солнца , и в результате возникнет сверхновая типа Ia, которая уничтожит обе звезды примерно через 700 миллионов лет (впечатление художника).

Сверхновая типа Ia (читается: «тип один-A») — это тип сверхновой , возникающий в двойных системах (две звезды, вращающиеся вокруг друг друга), в которых одна из звезд — белый карлик . Другая звезда может быть чем угодно: от гигантской звезды до еще меньшего белого карлика. [1]

Физически углеродно-кислородные белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены массой менее 1,44 солнечных масс ( M ☉ ). [2] [3] За пределами этой « критической массы » они повторно зажигаются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой; эта критическая масса часто упоминается как масса Чандрасекара, но она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара , где давление вырождения электронов неспособно предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно набирает массу от двойного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза заключается в том, что ядро ​​белого карлика достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества в белом карлике подвергается неуправляемой реакции, выделяя достаточно энергии (1 × 10 44  Дж ) [4] для разъединения звезды во взрыве сверхновой. [5]

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

Модель консенсуса

Спектр сверхновой SN 1998aq , типа Ia, через день после максимума блеска в полосе B [6]

Сверхновая типа Ia является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского-Цвикки, которая была разработана немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . [7] Существует несколько способов, с помощью которых может образоваться сверхновая этого типа, но они разделяют общий базовый механизм. Теоретические астрономы долгое время считали, что звездой-прародительницей этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были найдены в 2014 году, когда сверхновая типа Ia была обнаружена в галактике Мессье 82. [ 8] Когда медленно вращающийся [2] углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует вещество от компаньона, он может превысить предел Чандрасекара около 1,44  M ☉ , за пределами которого он больше не может поддерживать свой вес с давлением вырождения электронов. [9] При отсутствии компенсационного процесса белый карлик коллапсировал бы, образовав нейтронную звезду , в процессе, вызванном аккрецией, без выброса, [10] как это обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магния , неона и кислорода. [11]

Однако текущая точка зрения среди астрономов, которые моделируют взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел никогда не достигается на самом деле, и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра, [3] и по мере того, как белый карлик приближается примерно к 99% предела, [12] наступает период конвекции , длящийся приблизительно 1000 лет. [13] В какой-то момент этой фазы кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый углеродным синтезом . Подробности воспламенения до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя. [14] Вскоре после этого начинается кислородный синтез , но это топливо не потребляется так же полно, как углерод. [15]

Остаток сверхновой типа Ia G299 .

Как только начинается синтез, температура белого карлика увеличивается. Звезда главной последовательности , поддерживаемая тепловым давлением, может расширяться и охлаждаться, что автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не способны регулировать температуру так, как это делают обычные звезды, поэтому они уязвимы для неконтролируемых реакций синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея-Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор ведутся серьезные споры о том, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию из дозвукового горения. [13] [16]

Независимо от точных деталей того, как загорается сверхновая, общепринято, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике сливается в более тяжелые элементы в течение всего лишь нескольких секунд, [15] с сопутствующим высвобождением энергии, повышающим внутреннюю температуру до миллиардов градусов. Выделяющаяся энергия (1–2 × 10 44  Дж ) [17] более чем достаточно, чтобы разъединить звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда взрывается с силой и высвобождает ударную волну , в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5000–20000 км/с , что составляет примерно 6% от скорости света . Энергия, высвобождаемая при взрыве, также вызывает экстремальное увеличение светимости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v  = −19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [13] Сверхновая типа Ia не оставляет компактного остатка, но вся масса бывшего белого карлика рассеивается в пространстве.

Теория этого типа сверхновых похожа на теорию новых , в которой белый карлик аккрецирует вещество медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой падающее вещество вызывает взрыв поверхности термоядерного синтеза водорода, который не разрушает звезду. [13]

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые возникают в результате катастрофического взрыва внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством нейтринного излучения. [18]

Формирование

Отдельные дегенеративные предшественники

Одной из моделей формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем первичная обладает большей массой, чем вторичная. Будучи большей по массе, первичная звезда первой из пары эволюционирует на асимптотическую ветвь гигантов , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, то система может потерять значительное количество массы, что уменьшит угловой момент , радиус орбиты и период . После того, как первичная звезда выродится в белого карлика, вторичная звезда позже эволюционирует в красного гиганта, и наступает этап для аккреции массы на первичную. Во время этой последней фазы общей оболочки две звезды по спирали сближаются по мере потери углового момента. Результирующая орбита может иметь период всего несколько часов. [19] [20] Если аккреция продолжается достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

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

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

Двойные дегенеративные предшественники

Вторым возможным механизмом возникновения сверхновой типа Ia является слияние двух белых карликов, чья совокупная масса превышает предел Чандрасекара . Полученное слияние называется белым карликом с массой сверх Чандрасекара. [23] [24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

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

Двойной вырожденный сценарий является одним из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2  M ☉ ) прародителя SN 2003fg . [29] [30] Это единственное возможное объяснение для SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. [31] Это также настоятельно предлагалось для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. [22] Наблюдения, проведенные с помощью космического телескопа NASA Swift , исключили существующие сверхгигантские или гигантские звезды-компаньоны каждой изученной сверхновой типа Ia. Раздутая внешняя оболочка компаньона сверхгиганта должна испускать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено рентгеновским телескопом Swift в 53 ближайших остатках сверхновой. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдавшихся в течение 10 дней после взрыва, UVOT (ультрафиолетовый/оптический телескоп) спутника не показал ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, пораженной ударной волной сверхновой, что означает, что не было красных гигантов или более крупных звезд, вращающихся вокруг этих прародителей сверхновых. В случае SN 2011fe , звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если она существовала. [32] Рентгеновская обсерватория Чандра показала , что рентгеновское излучение пяти эллиптических галактик и балджа галактики Андромеды в 30–50 раз слабее ожидаемого. Рентгеновское излучение должно испускаться аккреционными дисками прародителей сверхновых типа Ia. Отсутствующее излучение указывает на то, что лишь немногие белые карлики обладают аккреционными дисками , что исключает распространенную модель сверхновых Ia, основанную на аккреции. [33] Пары белых карликов, закручивающихся вовнутрь, являются убедительно предполагаемыми кандидатами на роль источников гравитационных волн , хотя они и не наблюдались напрямую.

Сценарии с двойным вырождением поднимают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов существенно различается, а значит, различается и светимость .

Тип Iax

Было предложено классифицировать группу сверхновых с низкой светимостью как тип Iax . [34] [35] Этот тип сверхновых не всегда может полностью уничтожить белого карлика-прародителя, а вместо этого оставить после себя звезду-зомби . [36] Известные примеры сверхновых типа Iax включают: историческую сверхновую SN 1181 , SN 1991T, SN 1991bg, SN 2002cx и SN 2012Z.

Сверхновая SN 1181 , как полагают, связана с остатком сверхновой Pa 30 и ее центральной звездой IRAS 00500+6713 , которая является результатом слияния белого карлика CO и белого карлика ONe. Это делает Pa 30 и IRAS 00500+6713 единственным остатком SN Iax в Млечном Пути . [37]

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B, снятый космическим телескопом Хаббл. [38]

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно возникают во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не проявляют предпочтения к областям текущего звездообразования. [39] Поскольку белые карлики образуются в конце эволюционного периода главной последовательности звезды, такая долгоживущая звездная система могла бы уйти далеко от области, где она изначально образовалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии передачи массы (возможно, образуя постоянные вспышки новых), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia. [40]

Давней проблемой в астрономии была идентификация предшественников сверхновых. Прямое наблюдение предшественника могло бы предоставить полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого предшественника продолжался более столетия. [41] Наблюдение за сверхновой SN 2011fe предоставило полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл не показали звезду в месте события, тем самым исключив красного гиганта как источник. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, что делает вероятным, что предшественник был белым карликом, в основном состоящим из этих элементов. [42] Аналогичным образом, наблюдения за близлежащей SN PTF 11kx, [43] обнаруженной 16 января 2011 года (UT) Palomar Transient Factory (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв возникает из единственного вырожденного прародителя с компаньоном из красного гиганта, таким образом, предполагая, что нет единого пути прародителя к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новой до сверхновой — еще одно удивительное открытие. [43] [44] Однако более поздний анализ показал, что околозвездный материал слишком массивен для сценария с единственным вырождением и лучше соответствует сценарию с вырождением ядра. [45]

В мае 2015 года НАСА сообщило, что космическая обсерватория Кеплер наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia в процессе взрыва. Подробности моментов до взрыва новой могут помочь ученым лучше оценить качество сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументе в пользу темной энергии . [46]

В сентябре 2021 года астрономы сообщили, что космический телескоп Хаббл сделал три снимка сверхновой типа Ia через гравитационную линзу . Эта сверхновая появилась в три разных момента в эволюции своей яркости из-за разной длины пути света на трех снимках: в −24, 92 и 107 дней от пиковой светимости. Четвертое изображение появится в 2037 году, что позволит наблюдать весь цикл светимости сверхновой. [47]

Кривая блеска

Этот график светимости (относительно Солнца, L 0 ) в зависимости от времени показывает характерную кривую блеска для сверхновой типа Ia. Пик в основном обусловлен распадом никеля (Ni), тогда как более поздняя стадия обусловлена ​​кобальтом (Co).
Кривая блеска для типа Ia SN 2018gv

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функции времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Через несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширяются до точки прозрачности, в спектре доминирует свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметны изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад никеля -56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют в выходной энергии выброса в промежуточные и поздние времена. [13]

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые использовано в сотрудничестве чилийских и американских астрономов в рамках исследования сверхновых Calán/Tololo . [48] В серии статей 1990-х годов исследование показало, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой светимости, один параметр, измеренный по кривой блеска, может быть использован для коррекции не покрасневших сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Первоначальная коррекция до стандартного значения свечи известна как соотношение Филлипса [49] и, как показала эта группа, позволяет измерять относительные расстояния с точностью 7%. [50] Причина этой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, произведенного в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара. [51]

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичной стандартной свечи во внегалактической астрономии. [52] Улучшенные калибровки шкалы переменных расстояний цефеид [53] и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 по динамике мазерного излучения [54] в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний до сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения за далекими сверхновыми типа Ia показали неожиданный результат: Вселенная , по-видимому, подвергается ускоренному расширению . [55] [56] Три члена двух групп впоследствии были удостоены Нобелевских премий за это открытие. [57]

Подтипы

Остаток сверхновой SNR 0454-67.2, вероятно, является результатом взрыва сверхновой типа Ia. [58]

В классе сверхновых типа Ia существует значительное разнообразие. Отражая это, было выявлено множество подклассов. Два выдающихся и хорошо изученных примера включают 1991T-подобные, сверхяркий подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально малые кремниевые особенности, [59] и 1991bg-подобные, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными ранними особенностями поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. [60] Несмотря на их аномальную светимость , члены обеих пекулярных групп могут быть стандартизированы с помощью соотношения Филлипса для определения расстояния . [61]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ HubbleSite - Темная энергия - Сверхновые типа Ia
  2. ^ ab Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation". Astronomy and Astrophysics . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Bibcode : 2004A&A...419..623Y. doi : 10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085. Архивировано из оригинала 25.10.2007 . Получено 30.05.2007 .
  3. ^ 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.
  4. ^ Ли, Мяо; Ли, Юань; Брайан, Грег Л.; Острайкер, Ив К.; Кватерт, Элиот (2020-05-05). «Влияние сверхновых типа Ia на спокойные галактики. I. Формирование многофазной межзвездной среды». The Astrophysical Journal . 894 (1): 44. arXiv : 1909.03138 . Bibcode :2020ApJ...894...44L. doi : 10.3847/1538-4357/ab86b4 . ISSN  0004-637X.
  5. ^ "Введение в остатки сверхновых". NASA Goddard/SAO. 2006-09-07 . Получено 2007-05-01 .
  6. ^ Матесон, Томас; Киршнер, Роберт; Чаллис, Пит; Джа, Саураб; и др. (2008). «Оптическая спектроскопия сверхновых типа Ia». Astronomical Journal . 135 (4): 1598–1615. arXiv : 0803.1705 . Bibcode : 2008AJ....135.1598M. doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598. S2CID  33156459.
  7. ^ da Silva, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Bibcode : 1993Ap&SS.202..215D. doi : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  8. ^ Сверхновые типа 1a: почему наша стандартная свеча на самом деле не стандартная
  9. ^ Либ, Э. Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое исследование теории Чандрасекара о звездном коллапсе». Astrophysical Journal . 323 (1): 140–144. Bibcode : 1987ApJ...323..140L. doi : 10.1086/165813.
  10. ^ Канал, Р.; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды». Белые карлики . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 214. С. 49–55. arXiv : astro-ph/9701225 . Bibcode : 1997ASSL..214...49C. doi : 10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287.
  11. ^ Fryer, CL; New, KCB (2006-01-24). "2.1 Сценарий коллапса". Гравитационные волны от гравитационного коллапса . Max-Planck-Gesellschaft . Получено 2007-06-07 .
  12. ^ Уилер, Дж. Крейг (2000-01-15). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве. Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . стр. 96. ISBN 978-0-521-65195-0.
  13. ^ abcde Hillebrandt, W.; Niemeyer, JC (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.
  14. ^ "Science Summary". ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2004. Архивировано из оригинала 2017-05-05 . Получено 2017-04-25 .
  15. ^ ab Röpke, FK; Hillebrandt, W. (2004). «Дело против соотношения углерода и кислорода в прародителе как источника вариаций пиковой светимости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 420 (1): L1–L4. arXiv : astro-ph/0403509 . Bibcode : 2004A&A...420L...1R. doi : 10.1051/0004-6361:20040135. S2CID  2849060.
  16. ^ Gamezo, VN; Khokhlov, AM; Oran, ES; Chtchelkanova, AY; Rosenberg, RO (2003-01-03). "Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications". Science . 299 (5603): 77–81. arXiv : astro-ph/0212054 . Bibcode :2003Sci...299...77G. CiteSeerX 10.1.1.257.3251 . doi :10.1126/science.1078129. PMID  12446871. S2CID  6111616. 
  17. ^ Хохлов, А.; Мюллер, Э.; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа Ia с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Bibcode : 1993A&A...270..223K.
  18. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая захватывающая жизнь суперзвезды». Science . 304 (5697): 1915–1916. doi :10.1126/science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  19. ^ Пачинский, Б. (28 июля – 1 августа 1975 г.). «Общие двоичные системы с оболочкой». Структура и эволюция тесных двойных систем . Кембридж, Англия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 75–80. Bibcode : 1976IAUS...73...75P.
  20. ^ Постнов, KA; Юнгельсон, LR (2006). "Эволюция компактных двойных звездных систем". Living Reviews in Relativity . 9 (1): 6. arXiv : astro-ph/0701059 . Bibcode : 2006LRR.....9....6P. doi : 10.12942/lrr-2006-6 . PMC 5253975. PMID  28163653 . 
  21. ^ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). «Об эволюции взаимодействующих двойных звезд, содержащих белый карлик». В Gänsicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. (ред.). Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, Труды конференции ASP . Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана. стр. 252. Bibcode : 2002ASPC..261..252L.
  22. ^ аб Гонсалес Эрнандес, JI; Руис-Лапуэнте, П.; Табернеро, HM; Монтес, Д.; Канал, Р.; Мендес, Дж.; Бедин, ЛР (2012). «Нет выживших эволюционировавших спутников прародителя SN 1006». Природа . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Бибкод : 2012Natur.489..533G. дои : 10.1038/nature11447. hdl : 10261/56885. PMID  23018963. S2CID  4431391.См. также справочную информацию: Мэтсон, Джон (декабрь 2012 г.). «Ни одна звезда не осталась позади». Scientific American . Т. 307, № 6. С. 16.
  23. ^ "Прародители сверхновых типа Ia". Университет Суинберна . Получено 20 мая 2007 г.
  24. ^ "Открытие самой яркой сверхновой намекает на столкновение звезд". New Scientist . 2007-01-03 . Получено 2007-01-06 .
  25. ^ Уиппл, Фред Л. (1939). «Сверхновые и столкновения звезд». Труды Национальной академии наук . 25 (3): 118–125. Bibcode :1939PNAS...25..118W. doi : 10.1073/pnas.25.3.118 . PMC 1077725 . PMID  16577876. 
  26. ^ Рубин, В.К.; Форд, В.К.Дж. (1999). "Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений". Mercury . 28 (4): 26. Bibcode :1999Mercu..28d..26M. Архивировано из оригинала 21-05-2006 . Получено 02-06-2006 .
  27. ^ Middleditch, J. (2004). "Парадигма слияния белых карликов для сверхновых и гамма-всплесков". The Astrophysical Journal . 601 (2): L167–L170. arXiv : astro-ph/0311484 . Bibcode : 2004ApJ...601L.167M. doi : 10.1086/382074. S2CID  15092837.
  28. ^ «Важная подсказка, раскрытая для происхождения типа взрыва сверхновой, благодаря исследовательской группе из Питтсбургского университета». Университет Питтсбурга . Получено 23 марта 2012 г.
  29. ^ "Самая странная сверхновая типа Ia на данный момент". Национальная лаборатория Лоуренса в Беркли . 2006-09-20. Архивировано из оригинала 2017-10-08 . Получено 2006-11-02 .
  30. ^ "Странная сверхновая нарушает все правила". New Scientist. 2006-09-20 . Получено 08.01.2007 .
  31. ^ Шефер, Брэдли Э.; Пагнотта, Эшли (2012). «Отсутствие бывших звезд-компаньонов в остатке сверхновой типа Ia SNR 0509-67.5». Nature . 481 (7380): 164–166. Bibcode :2012Natur.481..164S. doi :10.1038/nature10692. PMID  22237107. S2CID  4362865.
  32. ^ "NASA'S Swift сужает круг источников важного класса сверхновых". NASA. Архивировано из оригинала 12 июня 2020 года . Получено 24 марта 2012 года .
  33. ^ "NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions". Веб-сайт рентгеновской обсерватории Chandra . Получено 28 марта 2012 г.
  34. ^ Ван, Бо; Джастхэм, Стивен; Хан, Чжаньвэнь (2013). «Двухдетонационные взрывы как предшественники сверхновых типа Iax». arXiv : 1301.1047v1 [astro-ph.SR].
  35. ^ Фоли, Райан Дж.; Чаллис, П.Дж.; Чорнок, Р.; Ганешалингам, М.; Ли, В.; Мэрион, GH; Моррелл, Нью-Йорк; Пиньята, Г.; Стритцингер, доктор медицины; Сильверман, Дж. М.; Ван, X.; Андерсон, JP; Филиппенко А.В.; Фридман, WL; Хамуи, М.; Джа, Юго-Запад; Киршнер, Р.П.; Маккалли, К.; Перссон, SE; Филлипс, ММ; Райхарт, Делавэр; Содерберг, AM (2012). «Сверхновые типа Iax: новый класс звездного взрыва». Астрофизический журнал . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . Бибкод : 2013ApJ...767...57F. дои : 10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID  118603977.
  36. ^ «Хаббл обнаружил систему сверхновой звезды, связанную с потенциальной «звездой-зомби»». SpaceDaily. 6 августа 2014 г.
  37. ^ Риттер, Андреас; Паркер, Квентин А.; Лику, Фотеини; Зейлстра, Альберт А.; Герреро, Мартин А.; Ле Ду, Паскаль (7 ноября 2023 г.). «От кандидата-любителя PN до Розеттского камня исследований SN Iax». Труды конференции IAU 384 : 6. arXiv : 2311.03700 . Bibcode : 2023arXiv231103700R.
  38. ^ "Поиск звезды, выжившей после взрыва сверхновой". www.spacetelescope.org . Получено 30 марта 2017 г.
  39. ^ Ван Дайк, Шуйлер Д. (1992). «Связь сверхновых с недавними областями звездообразования в галактиках позднего типа». Astronomical Journal . 103 (6): 1788–1803. Bibcode : 1992AJ....103.1788V. doi : 10.1086/116195.
  40. ^ Хёфлих, Н.; Дойчманн, А.; Веллстейн, С.; Хёфлих, П. (1999). «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белый карлик в направлении сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 362 : 1046–1064. arXiv : astro-ph/0008444 . Bibcode : 2000A&A...362.1046L.
  41. ^ Котак, Р. (декабрь 2008 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». В Evans, A.; Bode, MF; O'Brien, TJ; Darnley, MJ (ред.). RS Ophiuchi (2006) и явление повторяющейся новой . Серия конференций ASP. Том 401. Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана. стр. 150. Bibcode : 2008ASPC..401..150K.Материалы конференции, состоявшейся 12–14 июня 2007 г. в Кильском университете, Кил, Великобритания.
  42. ^ Нуджент, Питер Э.; Салливан, Марк; Сенко, С. Брэдли; Томас, Роллин К.; Касен, Дэниел; Хауэлл, Д. Эндрю; Берсье, Дэвид; Блум, Джошуа С.; Кулкарни, СР; Кандрашофф, Майкл Т.; Филиппенко, Алексей В.; Сильверман, Джеффри М.; Марси, Джеффри В.; Говард, Эндрю В.; Айзексон, Говард Т.; Магуайр, Кейт; Сузуки, Нао; Тарлтон, Джеймс Э.; Пан, Йен-Чен; Билдстен, Ларс; Фултон, Бенджамин Дж.; Паррент, Джерод Т.; Сэнд, Дэвид; Подсядловски, Филипп; Бьянко, Федерика Б.; Дилдей, Бенджамин; Грэм, Мелисса Л.; Лайман, Джо; Джеймс, Фил; и др. (декабрь 2011 г.). «Сверхновая 2011fe от взрывающегося углеродно-кислородного белого карлика». Nature . 480 (7377): 344–347. arXiv : 1110.6201 . Bibcode :2011Natur.480..344N. doi :10.1038/nature10644. PMID  22170680. S2CID  205227021.
  43. ^ ab Dilday, B.; Howell, DA; Cenko, SB; Silverman, JM; Nugent, PE; Sullivan, M.; Ben-Ami, S.; Bildsten, L.; Bolte, M.; Endl, M.; Filippenko, AV; Gnat, O.; Horesh, A.; Hsiao, E.; Kasliwal, MM; Kirkman, D.; Maguire, K.; Marcy, GW; Moore, K.; Pan, Y.; Parrent, JT; Podsiadlowski, P.; Quimby, RM; Sternberg, A.; Suzuki, N.; Tytler, DR; Xu, D.; Bloom, JS; Gal-Yam, A.; et al. (2012). "PTF11kx: сверхновая типа Ia с симбиотическим предшественником новой". Science . 337 (6097): 942–945. arXiv : 1207.1306 . Bibcode :2012Sci...337..942D. doi :10.1126/science.1219164. PMID  22923575. S2CID  38997016.
  44. ^ «Первые прямые наблюдения системы-прародителя сверхновой типа 1a». Scitech Daily . 2012-08-24.
  45. ^ Сокер, Ноам; Каши, Амит; Гарсия Берро, Энрике; Торрес, Сантьяго; Камачо, Джудит (2013). «Объяснение сверхновой типа Ia PTF 11kx с помощью сценария сильного быстрого слияния». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 431 (2): 1541–1546. arXiv : 1207.5770 . Bibcode : 2013MNRAS.431.1541S. doi : 10.1093/mnras/stt271 . S2CID  7846647.
  46. ↑ Джонсон, Мишель; Чандлер, Линн (20 мая 2015 г.). «Космический корабль НАСА запечатлел редкие ранние моменты рождения сверхновых». НАСА . Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 г. Получено 21 мая 2015 г.
  47. ^ Родни, Стивен А.; Браммер, Габриэль Б.; Пьерель, Джастин ДР; Ричард, Йохан; Тофт, Сьюн; О'Коннор, Кайл Ф.; Ахшик, Мохаммад; Уитакер, Кэтрин Э. (13 сентября 2021 г.). «Сверхновая с гравитационной линзой и наблюдаемой двухдесятилетней задержкой». Nature Astronomy . 5 (11): 1118–1125. arXiv : 2106.08935 . Bibcode :2021NatAs...5.1118R. doi :10.1038/s41550-021-01450-9. S2CID  235446995.
  48. ^ Хамуи, М.; и др. (1993). «Поиск сверхновой Калан/Тололо, 1990 год» (PDF) . Астрономический журнал . 106 (6): 2392. Бибкод : 1993AJ....106.2392H. дои : 10.1086/116811.
  49. ^ Филлипс, ММ (1993). "Абсолютные величины сверхновых типа Ia". Astrophysical Journal Letters . 413 (2): L105. Bibcode : 1993ApJ...413L.105P. doi : 10.1086/186970.
  50. ^ Хамуи, М.; Филлипс, ММ; Сунцев, Николай Б.; Шоммер, Роберт А.; Маза, Хосе; Авилес, Р. (1996). «Абсолютная светимость сверхновых типа IA Калана / Тололо». Астрономический журнал . 112 : 2391. arXiv : astro-ph/9609059 . Бибкод : 1996AJ....112.2391H. дои : 10.1086/118190. S2CID  15157846.
  51. ^ Колгейт, С.А. (1979). «Сверхновые как стандартная свеча для космологии». Astrophysical Journal . 232 (1): 404–408. Bibcode : 1979ApJ...232..404C. doi : 10.1086/157300.
  52. ^ Хамуи, М.; Филлипс, ММ; Маза, Хосе; Сунцев, Николай Б.; Шоммер, РА; Авилес, Р. (1996). «Диаграмма Хаббла далеких сверхновых типа IA». Астрономический журнал . 109 : 1. Бибкод : 1995AJ....109....1H. дои : 10.1086/117251.
  53. ^ Freedman, W.; et al. (2001). «Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant». Astrophysical Journal . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph/0012376 . Bibcode : 2001ApJ...553...47F. doi : 10.1086/320638. S2CID  119097691.
  54. ^ 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". Astrophysical Journal . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID  15728812.
  55. ^ Perlmutter, S. ; Supernova Cosmology Project ; et al. (1999). "Измерения Омеги и Лямбды по 42 сверхновым с большим красным смещением". Astrophysical Journal . 517 (2): 565–86. arXiv : astro-ph/9812133 . Bibcode :1999ApJ...517..565P. doi :10.1086/307221. S2CID  118910636.
  56. ^ Рисс, Адам Г.; Команда поиска сверхновых ; и др. (1998). «Наблюдательные свидетельства сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Astronomical Journal . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Bibcode : 1998AJ....116.1009R. doi : 10.1086/300499. S2CID  15640044.
  57. ^ Космология , Стивен Вайнберг, Oxford University Press, 2008.
  58. ^ "Tangled — cosmic edition". www.spacetelescope.org . Получено 26 ноября 2018 г. .
  59. ^ Sasdelli, Michele; Mazzali, PA; Pian, E.; Nomoto, K.; Hachinger, S.; Cappellaro, E.; Benetti, S. (2014-09-30). "Стратификация содержания в сверхновых типа Ia – IV. Яркая, пекулярная SN 1991T". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (1): 711–725. arXiv : 1409.0116 . Bibcode : 2014MNRAS.445..711S. doi : 10.1093/mnras/stu1777 . ISSN  0035-8711. S2CID  59067792.
  60. ^ Mazzali, Paolo A.; Hachinger, Stephan (2012-08-21). «Небулярные спектры сверхновой типа Ia 1991bg: дальнейшее свидетельство нестандартного взрыва: Небулярные спектры SN 1991bg». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 424 (4): 2926–2935. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x .
  61. ^ Таубенбергер, С.; Хачингер, С.; Пиньята, Г.; Маццали, Пенсильвания; Контрерас, К.; Валенти, С.; Пасторелло, А.; Элиас-Роза, Н.; Бернбантнер, О.; Барвиг, Х.; Бенетти, С. (01 марта 2008 г.). «Подсветящаяся сверхновая типа Ia 2005bl и класс объектов, подобных SN 1991bg». МНРАС . 385 (1): 75–96. arXiv : 0711.4548 . Бибкод : 2008MNRAS.385...75T. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . ISSN  0035-8711. S2CID  18434976.

Внешние ссылки