stringtranslate.com

Сверхновая типа Ia

Ожидается , что в ядре планетарной туманности Хенизе 2-428 две белые карлики с массой чуть меньше одной солнечной каждая сольются и создадут сверхновую типа Ia, уничтожив обе звезды примерно через 700 миллионов лет (впечатление художника).

Сверхновая типа Ia (читай: «тип один-А») — это тип сверхновой , которая возникает в двойных системах (две звезды , вращающиеся вокруг друг друга), в которых одна из звезд является белым карликом . 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 вновь зажигаются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой; эту критическую массу часто называют массой Чандрасекара, но она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара , при котором давление электронного вырождения не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от бинарного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза состоит 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 неконтролируемой реакции, высвобождая достаточно энергии (1 × 10 44  Дж ) [4] для освобождения звезды при взрыве сверхновой. [5]

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

Консенсусная модель

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

Сверхновая типа Ia — это подкатегория в схеме классификации сверхновых Минковского-Цвикки, которая была разработана немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . [7] Существует несколько способов формирования сверхновой этого типа, но у них есть общий основной механизм. Астрономы-теоретики долгое время считали, что звездой-прародителем этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были найдены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 наблюдалась сверхновая типа Ia . [8] Когда медленно вращающийся [2] углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует материю от компаньона, он может превысить предел Чандрасекара примерно в 1,44  M ☉ , за пределами которого он больше не может выдерживать свой вес с давлением электронного вырождения. [9] В отсутствие противодействующего процесса белый карлик коллапсировал бы, образуя нейтронную звезду , в результате невыбрасывающего процесса, вызванного аккрецией, [10], как это обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магний , неон и кислород. [11]

Однако нынешняя точка зрения астрономов, моделирующих взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел на самом деле никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра, [3] и когда белый карлик приближается примерно к 99% от предела, [12] наступает период конвекции , продолжающийся примерно 1000 лет. [13] В какой-то момент этой фазы кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый синтезом углерода . Подробности возгорания пока неизвестны, в том числе место и количество точек, где начинается пламя. [14] Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо не расходуется так полностью, как углерод. [15]

G299 Остаток сверхновой типа Ia .

Как только начинается термоядерный синтез, температура белого карлика возрастает. 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, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для неконтролируемых реакций термоядерного синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея-Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор остается предметом серьезных споров, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию из дозвукового возгорания. [13] [16]

Независимо от точных деталей того, как зажигается сверхновая, общепринято, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжелые элементы всего за несколько секунд [15] с сопутствующим выделением энергии. повышение внутренней температуры до миллиардов градусов. Выделившаяся энергия (1–2 × 10 44  Дж ) [17] более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии , чтобы разлететься друг от друга. Звезда сильно взрывается и выпускает ударную волну , в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5 000–20 000 км/с , примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое 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 космосе.

Теория этого типа сверхновых аналогична теории новых , в которых белый карлик аккрецирует вещество медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв термоядерного синтеза водорода, который не разрушает звезду. [13]

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванном высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством излучения нейтрино . [18]

Формирование

Одиночные дегенеративные предки

Одной из моделей формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем главная из них обладает большей массой, чем вторичная. Будучи большей по массе, главная звезда первой из пары эволюционирует в асимптотическую ветвь гигантов , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, система может потерять значительное количество массы, уменьшив угловой момент , радиус орбиты и период . После того как главная звезда деградировала в белого карлика, вторичная звезда позже превращается в красного гиганта, и создается почва для массовой аккреции на главную. Во время этой заключительной фазы общей оболочки две звезды сближаются по спирали, поскольку угловой момент теряется. Полученная орбита может иметь период всего несколько часов. [19] [20] Если аккреция продолжится достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

Компаньон-белый карлик также может аккрецировать материю от других типов спутников, 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 спутнику белому карлику. [21]

Подсчитано, что одиночные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia. [22]

Двойные вырожденные прародители

Вторым возможным механизмом возникновения сверхновой типа Ia является слияние двух белых карликов, чья совокупная масса превышает предел Чандрасекара . Результат слияния получил название белого карлика массы супер-Чандрасекара. [23] [24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в Млечном Пути происходят только один раз в году.10 7 до10 13  лет ; гораздо реже, чем появление новых. [25] Столкновения происходят с большей частотой в плотных областях ядра шаровых скоплений [26] ( ср. синие отстающие ). 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 в своей общей оболочке. [27] Исследование, основанное на спектрах SDSS, выявило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает двойное слияние белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: эта скорость соответствует числу сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе. [28]

Сценарий двойного вырождения — одно из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2  M ☉ ) предшественника SN 2003fg . [29] [30] Это единственное возможное объяснение SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. [31] Это также было настоятельно предложено для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. [22] Наблюдения, проведенные с помощью космического телескопа НАСА « Свифт» , исключили существование сверхгигантов или гигантских звезд-компаньонов каждой изученной сверхновой типа Ia. Выдутая внешняя оболочка компаньона сверхгиганта должна была излучать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено XRT (рентгеновским телескопом) Свифта в 53 ближайших остатках сверхновых. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдавшихся в течение 10 дней после взрыва, спутниковый UVOT (ультрафиолетовый/оптический телескоп) не выявил ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, на которую ударила ударная волна сверхновой, а это означает, что на орбите не было красных гигантов или более крупных звезд. эти прародители сверхновых. В случае SN 2011fe звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если бы она существовала. [32] Рентгеновская обсерватория «Чандра» обнаружила , что рентгеновское излучение пяти эллиптических галактик и балджа Галактики Андромеды в 30–50 раз слабее, чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно испускать аккреционные диски прародителей сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что лишь немногие белые карлики обладают аккреционными дисками , что исключает общепринятую модель сверхновых Ia, основанную на аккреции. [33] Пары белых карликов, вращающиеся внутрь по спирали, являются вероятными кандидатами в источники гравитационных волн , хотя непосредственно они не наблюдались.

Сценарии двойного вырождения вызывают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, а это означает, что светимость также варьируется.

Тип Iax

Было предложено отнести группу сверхновых сверхновых к типу Iax . [34] [35] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, 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.

Считается, что сверхновая SN 1181 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 единственными остатками SN Iax в Млечном Пути . [37]

Наблюдение

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

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно возникают во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения областям нынешнего звездообразования. [39] Поскольку белые карлики формируются в конце эволюционного периода главной последовательности звезды, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет на стадии массообмена (возможно, с образованием постоянных вспышек новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia. [40]

Давней проблемой астрономии является идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы обеспечить полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя продолжался уже более столетия. [41] Наблюдение сверхновой SN 2011fe предоставило полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» не показали звезду в месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено , что расширяющаяся плазма взрыва содержит углерод и кислород, что позволяет предположить, что прародителем был белый карлик, состоящий в основном из этих элементов. [42] Аналогичным образом, наблюдения близлежащей SN PTF 11kx, [43] открытой 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв возникает из одного вырожденного предшественника с красным гигантский компаньон, что позволяет предположить, что не существует единого пути к SN Ia. Прямые наблюдения прародителя PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародительница испытывала периодические вспышки новых перед сверхновой – еще одно удивительное открытие. [43] [44] Однако более поздний анализ показал, что околозвездное вещество слишком массивно для сценария с одиночным 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, находящуюся в процессе взрыва. Детали моментов перед новой звездой могут помочь ученым лучше оценить качество сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументации в пользу темной энергии . [46]

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

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L 0 ) от времени показывает характерную кривую блеска сверхновой типа Ia. Пик обусловлен в первую очередь распадом никеля (Ni), а более поздняя стадия связана с распадом кобальта (Co).
Кривая блеска для типа Iа СН 2018гв

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска — график их светимости в зависимости от времени после взрыва. Вблизи момента максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад никеля -56 через кобальт-56 на железо-56 приводит к образованию фотонов высокой энергии , которые доминируют в энерговыделении выбросов в промежуточные и поздние периоды времени. [13]

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые использовано в результате сотрудничества чилийских и американских астрономов в рамках исследования сверхновых Калан/Тололо . [48] ​​В серии статей 1990-х годов исследование показало, что, хотя не все сверхновые типа Ia достигают одинаковой пиковой светимости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, может использоваться для корректировки незакрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Первоначальная поправка к стандартному значению свечи известна как соотношение Филлипса [49], и эта группа показала, что она позволяет измерять относительные расстояния с точностью 7%. [50] Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, образующегося 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 измерения геометрического расстояния до NGC 4258 на основе динамики мазерного излучения [54] в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянная Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат: Вселенная, по- видимому , испытывает ускоряющееся расширение . [55] [56] Три члена двух команд впоследствии были удостоены Нобелевской премии за это открытие. [57]

Подтипы

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

Внутри класса сверхновых типа Ia существует значительное разнообразие. Отражая это, было идентифицировано множество подклассов. Два выдающихся и хорошо изученных примера включают 1991T-подобные, сверхяркий подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально малые элементы кремния, [59] и 1991bg-подобные, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными признаками раннего поглощения титана и быстрыми фотометрическими характеристиками. и спектральная эволюция. [60] Несмотря на аномальную светимость , члены обеих пекулярных групп могут быть стандартизированы с помощью соотношения Филлипса для определения расстояния . [61]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ HubbleSite - Темная энергия - Сверхновые типа Ia
  2. ^ Аб Юн, Южная Каролина; Лангер, Л. (2004). «Предсверхновая эволюция аккреции белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Бибкод : 2004A&A...419..623Y. дои : 10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085. Архивировано из оригинала 25 октября 2007 г. Проверено 30 мая 2007 г.
  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.; Страйкер, Ева К.; Куатаерт, Элиот (05 мая 2020 г.). «Влияние сверхновых типа Ia на покоящиеся галактики. I. Формирование многофазной межзвездной среды». Астрофизический журнал . 894 (1): 44. arXiv : 1909.03138 . Бибкод : 2020ApJ...894...44L. дои : 10.3847/1538-4357/ab86b4 . ISSN  0004-637X.
  5. ^ «Знакомство с остатками сверхновых». НАСА Годдард/САО. 07.09.2006 . Проверено 1 мая 2007 г.
  6. ^ Мэтисон, Томас; Киршнер, Роберт; Чаллис, Пит; Джа, Саураб; и другие. (2008). «Оптическая спектроскопия сверхновых типа Ia». Астрономический журнал . 135 (4): 1598–1615. arXiv : 0803.1705 . Бибкод : 2008AJ....135.1598M. дои : 10.1088/0004-6256/135/4/1598. S2CID  33156459.
  7. ^ да Силва, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Бибкод : 1993Ap&SS.202..215D. дои : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  8. ^ Сверхновые типа 1a: почему наша стандартная свеча не совсем стандартная
  9. ^ Либ, Э.Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Тщательное исследование теории звездного коллапса Чандрасекара». Астрофизический журнал . 323 (1): 140–144. Бибкод : 1987ApJ...323..140L. дои : 10.1086/165813.
  10. ^ Канал, Р.; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды». Белые карлики . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 214. С. 49–55. arXiv : astro-ph/9701225 . Бибкод : 1997ASSL..214...49C. дои : 10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287.
  11. ^ Фрайер, CL; Новое, KCB (24 января 2006 г.). «2.1 Сценарий коллапса». Гравитационные волны от гравитационного коллапса . Макс-Планк-Гезельшафт . Проверено 7 июня 2007 г.
  12. ^ Уиллер, Дж. Крейг (15 января 2000 г.). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . п. 96. ИСБН 978-0-521-65195-0.
  13. ^ abcde Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа Ia». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Бибкод : 2000ARA&A..38..191H. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  14. ^ "Научное резюме". ASC / Центр Альянсов по астрофизическим термоядерным вспышкам. 2004. Архивировано из оригинала 05 мая 2017 г. Проверено 25 апреля 2017 г.
  15. ^ Аб Рёпке, ФК; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против соотношения углерода и кислорода в прародителе как источника пиковых изменений светимости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 420 (1): Л1–Л4. arXiv : astro-ph/0403509 . Бибкод : 2004A&A...420L...1R. дои : 10.1051/0004-6361:20040135. S2CID  2849060.
  16. ^ Гамезо, В.Н.; Хохлов А.М.; Оран, ES; Ччелканова А.Ю.; Розенберг, Р.О. (3 января 2003 г.). «Термоядерные сверхновые: моделирование стадии дефлаграции и их последствия». Наука . 299 (5603): 77–81. arXiv : astro-ph/0212054 . Бибкод : 2003Sci...299...77G. CiteSeerX 10.1.1.257.3251 . дои : 10.1126/science.1078129. PMID  12446871. S2CID  6111616. 
  17. ^ Хохлов, А.; Мюллер, Э.; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа Ia с разными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A&A...270..223K.
  18. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5697): 1915–1916. дои : 10.1126/science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  19. ^ Пачински, Б. (28 июля - 1 августа 1975 г.). «Двоичные файлы общего конверта». Строение и эволюция тесных двойных систем . Кембридж, Англия: Дордрехт, D. Reidel Publishing Co., стр. 75–80. Бибкод : 1976IAUS...73...75P.
  20. ^ Постнов, К.А.; Юнгельсон, Л.Р. (2006). «Эволюция компактных двойных звездных систем». Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 6. arXiv : astro-ph/0701059 . Бибкод : 2006LRR.....9....6P. дои : 10.12942/lrr-2006-6 . ПМК 5253975 . ПМИД  28163653. 
  21. ^ Лангер, Н.; Юн, Южная Каролина; Веллштейн, С.; Шайтауэр, С. (2002). «Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик». В Генсике, БТ; Бойерманн, К.; Рейн, К. (ред.). Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, Материалы конференции ASP . Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 252. Бибкод : 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 непрофессиональную ссылку: Мэтсон, Джон (декабрь 2012 г.). «Ни одна звезда не останется позади». Научный американец . Том. 307, нет. 6. с. 16.
  23. ^ "Прародители сверхновых типа Ia" . Суинбернский университет . Проверено 20 мая 2007 г.
  24. ^ «Открытие самой яркой сверхновой намекает на столкновение звезд» . Новый учёный . 3 января 2007 г. Проверено 6 января 2007 г.
  25. ^ Уиппл, Фред Л. (1939). «Сверхновые и столкновения звезд». Труды Национальной академии наук . 25 (3): 118–125. Бибкод : 1939PNAS...25..118W. дои : 10.1073/pnas.25.3.118 . ПМЦ 1077725 . ПМИД  16577876. 
  26. ^ Рубин, ВК; Форд, WKJ (1999). «Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений». Меркурий . 28 (4): 26. Бибкод : 1999Mercu..28d..26M. Архивировано из оригинала 21 мая 2006 г. Проверено 2 июня 2006 г.
  27. ^ Миддлдич, Дж. (2004). «Парадигма слияния белых карликов сверхновых и гамма-всплесков». Астрофизический журнал . 601 (2): Л167–Л170. arXiv : astro-ph/0311484 . Бибкод : 2004ApJ...601L.167M. дои : 10.1086/382074. S2CID  15092837.
  28. ^ «Благодаря исследовательской группе Питтсбургского университета обнаружен важный ключ к происхождению типа взрыва сверхновой» . Университет Питтсбурга . Проверено 23 марта 2012 г.
  29. ^ "Самая странная сверхновая типа Ia" . Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 20 сентября 2006 г. Архивировано из оригинала 08.10.2017 . Проверено 2 ноября 2006 г.
  30. ^ «Причудливая сверхновая звезда нарушает все правила» . Новый учёный. 20 сентября 2006 г. Проверено 8 января 2007 г.
  31. ^ Шефер, Брэдли Э.; Пагнотта, Эшли (2012). «Отсутствие бывших звезд-спутников в остатке сверхновой типа Ia SNR 0509-67.5». Природа . 481 (7380): 164–166. Бибкод : 2012Natur.481..164S. дои : 10.1038/nature10692. PMID  22237107. S2CID  4362865.
  32. ^ «Свифт НАСА сужает происхождение важного класса сверхновых» . НАСА. Архивировано из оригинала 12 июня 2020 года . Проверено 24 марта 2012 г.
  33. ^ «Чандра НАСА раскрывает происхождение ключевых космических взрывов» . Сайт рентгеновской обсерватории Чандра . Проверено 28 марта 2012 г.
  34. ^ Ван, Бо; Джастэм, Стивен; Хан, Жанвэнь (2013). «Двойные детонационные взрывы как прародители 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 звездную систему сверхновой, связанную с потенциальной« звездой-зомби »» . SpaceDaily. 6 августа 2014 г.
  37. ^ Риттер, Андреас; Паркер, Квентин А.; Лику, Фотейни; Зийлстра, Альберт А.; Герреро, Мартин А.; Ле Дю, Паскаль (7 ноября 2023 г.). «От кандидата PN-любителя до Розеттского камня исследований SN Iax». Материалы конференции IAU 384 : 6. arXiv : 2311.03700 . Бибкод : 2023arXiv231103700R.
  38. ^ «Поиск звезды, пережившей взрыв сверхновой» . www.spacetelescope.org . Проверено 30 марта 2017 г.
  39. ^ ван Дайк, Шайлер Д. (1992). «Ассоциация сверхновых с недавними областями звездообразования в галактиках позднего типа». Астрономический журнал . 103 (6): 1788–1803. Бибкод : 1992AJ....103.1788V. дои : 10.1086/116195.
  40. ^ Хефлих, Н.; Дойчманн, А.; Веллштейн, С.; Хёфлих, П. (1999). «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белые карлики к сверхновым типа Ia». Астрономия и астрофизика . 362 : 1046–1064. arXiv : astro-ph/0008444 . Бибкод : 2000A&A...362.1046L.
  41. ^ Котак, Р. (декабрь 2008 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». В Эвансе, А.; Боде, МФ; О'Брайен, Ти Джей; Дарнли, MJ (ред.). Р. С. Змееносца (2006) и феномен повторяющейся новой звезды . Серия конференций ASP. Том. 401. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 150. Бибкод : 2008ASPC..401..150K.Материалы конференции, состоявшейся 12–14 июня 2007 г. в Кильском университете, Кил, Великобритания.
  42. ^ Ньюджент, Питер Э.; Салливан, Марк; Ценко, С. Брэдли; Томас, Роллин С.; Касен, Дэниел; Хауэлл, Д. Эндрю; Берсье, Дэвид; Блум, Джошуа С.; Кулкарни, СР; Кандрашофф, Майкл Т.; Филиппенко Алексей Владимирович; Сильверман, Джеффри М.; Марси, Джеффри В.; Ховард, Эндрю В.; Исааксон, Ховард Т.; Магуайр, Кейт; Сузуки, Нао; Тарлтон, Джеймс Э.; Пан, Йен-Чен; Билдстен, Ларс; Фултон, Бенджамин Дж.; Паррент, Джерод Т.; Сэнд, Дэвид; Подсядловский, Филипп; Бьянко, Федерика Б.; Дилдей, Бенджамин; Грэм, Мелисса Л.; Лайман, Джо; Джеймс, Фил; и другие. (декабрь 2011 г.). «Сверхновая 2011fe от взрывающейся углеродно-кислородной звезды белого карлика». Природа . 480 (7377): 344–347. arXiv : 1110.6201 . Бибкод : 2011Natur.480..344N. дои : 10.1038/nature10644. PMID  22170680. S2CID  205227021.
  43. ^ аб Дилдей, Б.; Хауэлл, округ Колумбия; Ценко, С.Б.; Сильверман, Дж. М.; Ньюджент, ЧП; Салливан, М.; Бен-Ами, С.; Билдстен, Л.; Болте, М.; Эндл, М.; Филиппенко А.В.; Комар, О.; Хореш, А.; Сяо, Э.; Касливал, ММ; Киркман, Д.; Магуайр, К.; Марси, GW; Мур, К.; Пан, Ю.; Паррент, Джей Ти; Подсядловский, П.; Куимби, РМ; Штернберг, А.; Сузуки, Н.; Титлер, доктор медицинских наук; Сюй, Д.; Блум, Дж.С.; Гал-Ям, А.; и другие. (2012). «PTF11kx: сверхновая типа Ia с симбиотическим прародителем новой». Наука . 337 (6097): 942–945. arXiv : 1207.1306 . Бибкод : 2012Sci...337..942D. дои : 10.1126/science.1219164. PMID  22923575. S2CID  38997016.
  44. ^ «Первые в истории прямые наблюдения системы-прародителя сверхновой типа 1а». Научно-техническая газета . 24 августа 2012 г.
  45. ^ Сокер, Ноам; Каши, Амит; Гарсиа Берро, Энрике; Торрес, Сантьяго; Камачо, Юдит (2013). «Объяснение сверхновой типа Ia PTF 11kx сценарием насильственного быстрого слияния». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 431 (2): 1541–1546. arXiv : 1207.5770 . Бибкод : 2013MNRAS.431.1541S. дои : 10.1093/mnras/stt271 . S2CID  7846647.
  46. ^ Джонсон, Мишель; Чендлер, Линн (20 мая 2015 г.). «Космический аппарат НАСА запечатлел редкие первые моменты зарождения сверхновых». НАСА . Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 года . Проверено 21 мая 2015 г.
  47. ^ Родни, Стивен А.; Браммер, Габриэль Б.; Пирель, Джастин ДР; Ричард, Йохан; Тофт, Суне; О'Коннор, Кайл Ф.; Ахшик, Мохаммед; Уитакер, Кэтрин Э. (13 сентября 2021 г.). «Сверхновая с гравитационной линзой и наблюдаемой задержкой в ​​два десятилетия». Природная астрономия . 5 (11): 1118–1125. arXiv : 2106.08935 . Бибкод : 2021NatAs...5.1118R. дои : 10.1038/s41550-021-01450-9. S2CID  235446995.
  48. ^ Хамуи, М.; и другие. (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». Письма астрофизического журнала . 413 (2): Л105. Бибкод : 1993ApJ...413L.105P. дои : 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, ЮАР (1979). «Сверхновые как стандартная свеча космологии». Астрофизический журнал . 232 (1): 404–408. Бибкод : 1979ApJ...232..404C. дои : 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. ^ Фридман, В.; и другие. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph/0012376 . Бибкод : 2001ApJ...553...47F. дои : 10.1086/320638. S2CID  119097691.
  54. ^ Макри, LM; Станек, Казахстан; Берсье, Д.; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его влияние на постоянную Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Бибкод : 2006ApJ...652.1133M. дои : 10.1086/508530. S2CID  15728812.
  55. ^ Перлмуттер, С .; Проект космологии сверхновых ; и другие. (1999). «Измерения Омеги и Лямбды по 42 сверхновым с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–86. arXiv : astro-ph/9812133 . Бибкод : 1999ApJ...517..565P. дои : 10.1086/307221. S2CID  118910636.
  56. ^ Рисс, Адам Г .; Группа поиска сверхновых ; и другие. (1998). «Наблюдения за сверхновыми ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Бибкод : 1998AJ....116.1009R. дои : 10.1086/300499. S2CID  15640044.
  57. ^ Космология , Стивен Вайнберг, Oxford University Press, 2008.
  58. ^ "Рапунцель: Запутанная история - космическое издание". www.spacetelescope.org . Проверено 26 ноября 2018 г.
  59. ^ Сасделли, Микеле; Маццали, Пенсильвания; Пиан, Э.; Номото, К.; Хачингер, С.; Каппелларо, Э.; Бенетти, С. (30 сентября 2014 г.). «Стратификация численности сверхновых типа Ia – IV. Яркая пекулярная SN 1991T». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1): 711–725. arXiv : 1409.0116 . Бибкод : 2014MNRAS.445..711S. дои : 10.1093/mnras/stu1777 . ISSN  0035-8711. S2CID  59067792.
  60. ^ Маццали, Паоло А.; Хачингер, Стефан (21 августа 2012 г.). «Небулярные спектры сверхновой типа Ia 1991bg: еще одно свидетельство нестандартного взрыва: Небулярные спектры сверхновой SN 1991bg». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 424 (4): 2926–2935. дои : 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