Astronomija

Koliko bi glasne bile supernova, kilonova i hipernova?

Koliko bi glasne bile supernova, kilonova i hipernova?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Kada bismo mogli čuti zvukove ovih eksplozija direktno tamo gdje se to događalo, koliko bi glasan bio svaki od tih događaja?


Ovo je svojevrsno glupo pitanje jer imate posla s objektima (zvijezdama, itd.) Koji ne mogu postojati u atmosferi, tako da cijelu donju tretirajte kao malo lakrdijaša.

Ljestvica decibela je logaritamska. 120 dB je jedan džul zvučne energije. 130 džula je deset puta više: 10 džula, 140 je 100 džula itd. (Izvor)

Kaže se da je najglasniji zvuk na Zemlji Krakatoa na 180 dB. Ovo je megadžul zvučne energije. (izvor) Ali Krakatoa je ukupno objavio 840 PetaJoulesa (izvor) ili 840 milijardi MegaJoulesa. Tako je 1/840000000000 energije pretvoreno u zvuk.

Ako pretpostavimo da se isti dio energije supernove pretvara u zvuk, a supernova oslobađa 1044 džula, to znači da oko 1044/ (840 milijardi) = 1032 Džuli zvučne energije, trideset i dva reda veličine veće od 120 dB, ili oko 440 decibela. To znači da bi zvučna energija bila dovoljna da isparava Zemlju.

Kilonova je manja, za faktor od 10 do 100, pa bi 420 do 430 decibela, a hipernova (zapravo samo vrlo velika supernova) mogla biti veća za faktor 10, dakle oko 450 decibela.

Sve su to "glupe brojke". Zapravo ne možete uložiti toliko energije u zvučne valove. Dakle, nema ništa „realno“ u ovom proračunu.


Kako zvuči supernova?

Utisak umjetnika o supernovi

Sve nas je uništila naučna fantastika, sa svojim zvučnim efektima u svemiru. Ali ako biste mogli gledati kako supernova detonira sa sigurne udaljenosti, što biste čuli?

Zgrabite svoju kacigu od staniola i recite sljedeće svojim najboljim "Comic Book Guy" glasom: "Ne budite smiješni. Prostor nema zvučne efekte. Ne biste čuli eksploziju Zvijezde smrti. To je pogrešno." U svemiru nema zvukova. Ti znaš to. Zašto ste uopće kliknuli na ovo?

Čekaj! Još uvijek imam nešto što bih te želio naučiti. Stavite taj staniol i držite se. Prvo, brzi pregled. Zašto postoje zvukovi? Koje su to stvari koje otkrivamo ušiju školjke koje ukrašavaju stranice naše kugle koja odmara šešir?

Zvukovi su valovi pritiska koji se kreću kroz medij, poput zraka, vode ili piva. Razgovori, eksplozije i muzika potiskuju molekule zraka u druge molekule. Kroz sve te "stvari" koje guraju druge "stvari" na kraju potiskuju "stvari" koje nazivamo bubnjić, a to nam omogućuje da nešto čujemo. Dakle, slično tome kako u svemiru nema dovoljno "stvari" za mjerenje temperature. U svemiru nema dovoljno "stvari" da bi se moglo smatrati sredstvom kroz koje se zvuk može kretati.

Nemojte me pogrešno shvatiti da tamo ima "stvari". Postoje čestice. Čak i u međugalaktičkim dubinama ima nekoliko stotina čestica na svaki kubični metar, a u galaksiji ima mnogo više. Ipak su toliko udaljeni, da se čestice ne sudaraju odmah jedna s drugom, propuštajući zvučni talas kroz grupu od njih.

Dakle, čak i ako ste gledali kako Zvijezda smrti eksplodira, niste je mogli čuti. To uključuje pucanje lasera i eksploziju raketa. Ako dva astronauta nisu dodirnula kacigu, tada bi mogli razgovarati. Zvučni pritisak se kreće kroz molekule vazduha u jednoj kacizi, kroz staklo koje se prebacuje s jedne kacige na drugu, a zatim gura prema zraku unutar kacige astronauta koji sluša. Tada bi mogli razgovarati, ili možda čuti krik jedni drugih, ili jednostavno prigušiti zvukove ispod maske za lice koja se skrivala u njihovoj čizmi.

U svemiru nema zvuka, pa ne možete čuti kako zvuči supernova. Ali ako ste voljni razmotriti zamjenu mesa koje slušate za druge impresivnije kibernetske komponente, postoje mogućnosti. Možda bih vam mogao ponuditi nešto u instrumentu za detekciju plazme, a vi biste mogli čuti Sunce.

Voyager 1 otkriva valove čestica koji teku iz sunčevog sunčevog vjetra. Mogao je da čuje kada je napustio heliosferu, regiju u kojoj se sunčev sunčev zrak vezuje za međuzvezdani medijum.

Ili možete probati nešto u Marconi Auralnator 2000 koji je najnoviji u implantatima radio-detektora koje sam upravo izmislio. Da je tako nešto moglo biti, mogli biste čuti valove plazme u Zemljinim radijacijskim pojasevima. Što bi bilo prilično nevjerovatno, ali možda donekle nepraktično u druge svrhe životnog stila, poput gledanja Ellen.

Umjetnikov koncept NASA-ine svemirske letjelice Voyager. Zasluga: NASA / JPL-Caltech

Dakle, ako biste željeli čuti supernovu, trebala bi vam druga vrsta uha. Zapravo, nešto što zapravo uopće nije uho. Postoje neki izuzeci. Uz guste oblake plina i prašine u srcu jata galaksija, mogli biste imati odgovarajući medijum. NASA-in rendgenski opservatorij Chandra otkrio je zvučne talase koji se kreću kroz ove oblake prašine. Ali trebale bi vam uši milione milijardi puta osjetljivijih da biste ih čuli.

NASA i druge svemirske agencije neumorno rade na pretvaranju radija, plazme i drugih aktivnosti u format zvučnog pritiska koji zapravo možemo čuti. Postoje lijepe stvari koje se događaju u svemiru. U nastavku sam uvrstio nekoliko veza koje će vas odvesti do nekoliko njih, i one su zaista nevjerojatne.


Šta je Kilonova? Vi to gledate!

Kao pronicljivi čitaoci Svemir danas, vjerojatno znate što je supernova: zvjezdana eksplozija koja signalizira kraj igre za određene vrste zvijezda. Iznad je, međutim, slika kilonove, koja se događa kada se dva zaista gusta predmeta spoje.

Ova vatrena kugla nastala je nakon što je kratkotrajni (1/10 sekunde) rafal gama zraka došao na vidjelo svemirskog teleskopa Swift 3. juna. Devet dana kasnije, svemirski teleskop Hubble pogledao je na isto područje kako bi utvrdio ima li bilo kakvih ostataka i uočio je blijedi crveni predmet koji je potvrđen u neovisnim promatranjima.

To je prvi put da su astronomi mogli vidjeti vezu između rafala gama-zraka i kilonova, iako je to bilo predviđeno i ranije. Oni kažu da je ovo prvi dokaz da kratkotrajni rafali gama zraka nastaju kada se dva super gusta zvjezdana objekta spoje.

Pa, koja je veza? Astronomi sumnjaju u ovaj redoslijed događaja:

  • Dvije binarne neutronske zvijezde (zaista guste zvijezde) počinju se približavati jedna drugoj
  • Sistem odašilje gravitaciono zračenje koje stvara talase u prostoru-vremenu
  • Ovi valovi čine da se zvijezde približavaju još više
  • U milisekundama prije eksplozije, dvije zvijezde se utapaju u spiralu smrti koja izbacuje visoko radioaktivni materijal, & # 8221 kako navodi NASA, s materijalom koji postaje topliji, postaje veći i odašilje svjetlost
  • Kilonova se javlja detonacijom bijelog patuljka. Iako je & # 8217s sjajna, 1.000 puta svjetlija od nove, & # 8217 ima samo 1/10 do 1/100 osvjetljenja prosječne supernove.

& # 8220Ovo opažanje konačno rješava misteriju porijekla kratkih izbijanja gama zraka, & # 8221 izjavio je Nial Tanvir sa Univerziteta Leicester u Velikoj Britaniji, koji je ujedno i glavni autor.

& # 8220Mnogi astronomi, uključujući našu grupu, već su pružili mnoštvo dokaza da su dugotrajni rafali gama zraka (oni koji traju duže od dvije sekunde) nastali kolapsom izuzetno masivnih zvijezda. Ali imali smo samo slabe posredne dokaze da su spajanjem kompaktnih predmeta nastali kratki rafali. Čini se da ovaj rezultat sada pruža konačan dokaz koji podržava taj scenarij. & # 8221

Pogledajte više detalja o rafalnom snimanju na HubbleSiteu. Naučni rad povezan sa ovim rezultatima objavljen je u časopisu Nature 3. avgusta.


POVEZANI ČLANCI

Kada se dogodi supernova, zvijezda će biti vidljiva kao dio sazviježđa Labud, a dodat će zvijezdu prepoznatljivom uzorku zvijezda Sjevernog križa (na slici)

Istraživanje zvijezde poznate kao KIC 9832227 profesora Molnara započelo je još 2013. godine.

Prisustvovao je astronomskoj konferenciji kada je kolega astronom Karen Kinemuchi predstavila svoju studiju o promjenama sjaja zvijezde, koja je pitala je li zvijezda jedna zvijezda koja pulsira ili treperi ili su dvije zvijezde u orbiti jedna oko druge.

KADA ĆE EKPLODIRATI?

Očekuje se da će se događaj održati oko 2022. godine, trajati godinu dana.

Zvijezda će biti vidljiva kao dio sazviježđa Labud, a dodat će zvijezdu prepoznatljivom uzorku zvijezda Sjevernog križa.

"To je milijun šansi da možete predvidjeti eksploziju", rekao je profesor Molnar o svom hrabrom predviđanju. 'To nikada prije nije učinjeno.'

Na konferenciji je bio i student Daniel Van Noord, istraživač asistent profesora Molnara.

Odlučio je obaviti nekoliko zapažanja o zvijezdi sa zvjezdarnicom Calvin kako bi odgovorio na pitanje.

"Pogledao je kako boja zvijezde korelira sa sjajem i utvrdio da je definitivno binarna", rekao je profesor Molnar.

'U stvari, otkrio je da je to zapravo bila binarna kontaktna tvar, u kojoj dvije zvijezde dijele zajedničku atmosferu, poput dva kikirikija koji dijele jednu ljusku.

'Odatle je Dan odredio precizan orbitalni period iz Kinemuchijevih satelitskih podataka Kepler (nešto manje od 11 sati) i bio je iznenađen kad je otkrio da je to razdoblje bilo nešto manje od onoga što su pokazali raniji podaci', nastavio je profesor Molnar.

Nakon proučavanja zvijezde, astronomi su primijetili sličnosti između njenog ponašanja i ponašanja druge zvijezde, V1309 Scorpii, koja je neočekivano eksplodirala 2008. godine.

Osvrćući se na zapis zvijezde prije eksplozije pokazao je kontaktnu binarnu strukturu sa periodom orbite koji se smanjuje ubrzanom brzinom, što se također događalo novoj zvijezdi.

Za profesora Molnara ovaj obrazac orbitalnih promjena bio je „kamen Rosette“ za tumačenje novih podataka.

Prvo je predložio da KIC 9832227 možda krene stopama V1309 Scorpii u januaru 2015.

Od tada je odbacio druga objašnjenja za promjenu u orbitalnom periodu.

SN 1994D (svijetla mrlja dolje lijevo), primjer supernove tipa Ia, stvorene spajanjem binarnih zvijezda, u galaksiji NGC 4526

ZAŠTO SU SUPERNOVAS VAŽNI?

Supernova gori samo kratak vremenski period, ali naučnicima može puno reći o svemiru.

Jedna vrsta supernove pokazala je naučnicima da živimo u svemiru koji se širi, onom koji raste sve većom brzinom.

Naučnici su takođe utvrdili da supernove igraju ključnu ulogu u distribuciji elemenata po svemiru.

Kada zvijezda eksplodira, ona ispušta elemente i krhotine u svemir.

Mnogi elementi pronađeni na Zemlji stvoreni su u jezgri zvijezda i ti elementi putuju dalje formirajući nove zvijezde, planete i sve ostalo u svemiru.

"Zaključak je da zaista mislimo da bi našu hipotezu o spajanju zvijezda trebalo odmah shvatiti ozbiljno i trebali bismo iskoristiti sljedećih nekoliko godina da to intenzivno proučavamo, tako da ćemo, ako eksplodira, znati što je dovelo do te eksplozije", rekao je profesor Molnar .

Profesor Molnar i kolege posmatrat će KIC 9832227 u sljedećih godinu dana u cijelom rasponu talasnih dužina: koristeći vrlo veliki niz, objekt infracrvenog teleskopa i svemirsku letjelicu XMM-Newton za proučavanje zrake, infracrvene i rentgenske zrake zvijezde, respektivno.

'Ako je Larryjevo predviđanje tačno, njegov će projekt prvi put pokazati da astronomi mogu uhvatiti određene binarne zvijezde na samrti i da mogu pratiti posljednjih nekoliko godina zvjezdane spirale smrti do točke konačne, dramatične eksplozija ', rekao je Matt Walhout, dekan za istraživanje i stipendiranje na Calvin Collegeu.

"Projekt je značajan ne samo zbog naučnih rezultata, već i zbog toga što će vjerojatno zarobiti maštu ljudi na ulici", rekao je Walhout. 'Ako je predviđanje tačno, tada će roditelji prvi put u povijesti moći pokazati na tamnu mrlju na nebu i reći:

'Pazite, djeco, tamo se krije zvijezda, ali uskoro će zasvijetliti.'


Iako nismo mogli isključiti ili potvrditi sudar više zvijezda kao uzrok supernove, možemo reći da je supernova vjerovatno uzrokovala nastanak našeg Sunčevog sistema kada su njegovi udarni valovi prodrli u obližnju maglinu.

Koliko znate o dinosaurusima? Što je oktanska vrijednost? A kako se koristi odgovarajuća imenica? Srećom po vas, HowStuffWorks Play je tu da vam pomogne. Naša nagrađivana web lokacija nudi pouzdana, lako razumljiva objašnjenja o tome kako svijet funkcionira. Od zabavnih kvizova koji donose radost vašem danu, do upečatljivih fotografija i fascinantnih lista, HowStuffWorks Play nudi ponešto za svakoga. Ponekad objasnimo kako stvari funkcioniraju, drugi put vas pitamo, ali uvijek istražujemo u ime zabave! Jer učenje je zabavno, zato ostanite s nama!


Sadržaj

Osamdesetih godina 20. veka hipernova je korišten za opis teorijskog tipa supernove koja je danas poznata kao supernova parne nestabilnosti. Odnosilo se na izuzetno visoku energiju eksplozije u odnosu na tipične supernove urušenog jezgra. [1] [2] [3] Termin se ranije koristio za opis hipotetičkih eksplozija različitih događaja poput hiperzvijezda, izuzetno masivnih zvijezda III populacije u ranom svemiru, [4] ili događaja poput spajanja crnih rupa. [5]

GRB su prvobitno otkrili 2. jula 1967. američki vojni sateliti u visokoj orbiti, koji su trebali da otkriju gama zračenje. SAD su sumnjale da je SSSR provodio tajna nuklearna ispitivanja uprkos potpisivanju Ugovora o zabrani nuklearnih pokusa 1963. godine, a sateliti Vela bili su sposobni otkriti eksplozije iza mjeseca. Sateliti su otkrili signal, ali on nije bio sličan signalu nuklearnog oružja, niti je mogao biti povezan sa solarnim bakljama. [6] Tokom sljedećih nekoliko decenija, GRB-i su predstavljali uvjerljivu misteriju. Gama zrake zahtijevaju stvaranje visokoenergetskih događaja, ali GRB-ovi ne mogu biti povezani sa supernovima, solarnim bljeskovima ili bilo kojom drugom aktivnošću na nebu. Njihova kratkoća otežala im je traganje. Jednom kada se mogao odrediti njihov smjer, utvrđeno je da su ravnomjerno raspoređeni po nebu. Stoga oni nisu porijeklom iz Mliječnog puta ili obližnjih galaksija, već iz dubokog svemira.

U februaru 1997. holandsko-talijanski satelit BeppoSAX uspio je pratiti GRB 970508 do slabe galaksije udaljene otprilike 6 milijardi svjetlosnih godina. [7] Iz analize spektroskopskih podataka i za GRB 970508 i za njegovu galaksiju domaćina, Bloom i sur. zaključio je 1998. godine da je vjerovatni uzrok hipernova. [7] Iste godine poljski astronom Bohdan Paczyński detaljnije je pretpostavio hipernove kao supernove sa zvijezda koje se brzo vrte. [8]

Upotreba izraza hipernova s kraja 20. stoljeća otada je pročišćen da bi se odnosio na one supernove s neobično velikom kinetičkom energijom. [9] Prva uočena hipernova bila je SN 1998bw, sa osvjetljenjem 100 puta većom od standardnog tipa Ib. [10] Ova supernova prva je povezana s rafalnim gama zračenjem (GRB) i proizvela je udarni talas koji je za red veličine imao više energije od normalne supernove. Drugi naučnici radije ove objekte nazivaju jednostavno supernove tipa Ic širokog reda. [11] Od tada se taj izraz primjenjuje na razne objekte, od kojih svi ne zadovoljavaju standardnu ​​definiciju, na primjer ASASSN-15lh. [12]

Hipernove su sada široko prihvaćene kao supernove s izbacivanjem koje ima kinetičku energiju veću od oko 10 52 erg, red veličine veći od tipične supernove jezgre. Izbačene mase nikla su velike, a brzina izbacivanja do 99% brzine svjetlosti. Tipično su tipa Ic, a neki su povezani s dugotrajnim rafalnim gama zrakama. Elektromagnetska energija koju oslobađaju ovi događaji varira od uporedive sa supernovom tipa Ic, do nekih najsvjetlijih supernova poznatih poput SN 1999as. [13] [14]

Arhetipska hipernova, SN 1998bw, povezana je s GRB 980425. Njegov spektar nije pokazivao vodonik i jasne helijeve karakteristike, ali snažne silicijeve linije identificirale su je kao supernovu tipa Ic. Glavne apsorpcijske linije bile su izuzetno proširene, a kriva svjetlosti pokazala je vrlo brzu fazu posvjetljenja, dostigavši ​​svjetlost supernove tipa Ia 16. dana. Ukupna izbačena masa bila je oko 10 M a masa izbačenog nikla oko 0,4 M . [13] Sve supernove povezane s GRB-ima pokazale su visokoenergijski izbacivač koji ih karakterizira kao hipernove. [15]

Neuobičajeno sjajne radio supernove uočene su kao pandan hipernovima i nazvane su "radio hipernove". [16]

Modeli za hipernovu fokusiraju se na efikasan prenos energije u izbacivač. U normalnim supernovima kolapsa jezgra, 99% neutrina stvorenih u kolapsirajućem jezgru pobježe bez pogona za izbacivanje materijala. Smatra se da rotacija rodonačelnika supernove pokreće mlaz koji ubrzava materijal od eksplozije blizu brzine svetlosti. Binarni sistemi se sve više proučavaju kao najbolja metoda za uklanjanje zvjezdanih ovojnica kako bi se ostavila gola jezgra ugljik-kiseonik, kao i za induciranje potrebnih uslova centrifuge za pogon hipernove.

Collapsar model Uredi

Model kolapsara opisuje vrstu supernove koja stvara gravitacijski urušeni objekt ili crnu rupu. Riječ "kolapsar", kratica od "srušena zvijezda", ranije se koristila za označavanje krajnjeg proizvoda gravitacionog kolapsa zvijezda, crne rupe zvjezdane mase. Riječ se sada ponekad koristi za označavanje određenog modela kolapsa zvijezde koja se brzo okreće. Kada se kolaps jezgre dogodi u zvijezdi sa jezgrom koja je najmanje petnaesterostruka od mase Sunca (M ) - iako su hemijski sastav i brzina rotacije takođe značajni - energija eksplozije nije dovoljna da izbaci vanjske slojeve zvijezde i ona će se srušiti u crnu rupu bez stvaranja vidljivog ispada supernove.

Zvijezda sa masom jezgre nešto ispod ovog nivoa - u rasponu od 5-15 M —Podvrgnut će eksploziji supernove, ali toliko izbačene mase padne natrag na ostatak jezgre da se i dalje sruši u crnu rupu. Ako se takva zvijezda rotira polako, tada će stvoriti slabu supernovu, ali ako se zvijezda okreće dovoljno brzo, tada će povratak u crnu rupu proizvesti relativistički mlaz.Energija koju ovi mlazovi prenose u izbačenu ljusku čini vidljivi izljev znatno svjetlijim od standardne supernove. Mlaznice također zrače čestice visoke energije i gama zrake direktno prema van i na taj način proizvode rentgenske ili gama zrake mlaznice mogu trajati nekoliko sekundi ili duže i odgovaraju dugotrajnim rafalnim gama zrakama, ali izgleda da ne objašnjavaju kratkotrajni gama-zraci. [17] [18]

Binarni modeli Uredi

Nekada se smatralo da je mehanizam za proizvodnju ogoljenog rodonačelnika, zvijezde ugljiko-kiseonika kojoj nedostaje značajniji vodonik ili helij, supernove tipa Ic izuzetno razvijena masivna zvijezda, na primjer vrsta WO Wolf-Rayetova zvijezda čiji je gusti zvjezdani vjetar istjerao sve njeni vanjski slojevi. Promatranja nisu uspjela otkriti nijednog takvog rodonačelnika. Još uvijek nije definitivno pokazano da su rodosljednici zapravo druga vrsta predmeta, ali nekoliko slučajeva sugerira da su rodoslovi helijuma manje mase. Te zvijezde nisu dovoljno masivne da izbace svoje omotače samo zvjezdanim vjetrovima, a prenošenjem mase bi se oduzele binarnom pratiocu. Helijevi divovi su sve više favorizirani kao rodonačelnici supernova tipa Ib, ali rodovi supernova tipa Ic još uvijek nisu sigurni. [19]

Jedan od predloženih mehanizama za stvaranje gama-zračenja je inducirani gravitacijski kolaps, gdje se neutronska zvijezda pokreće da se sruši u crnu rupu kolapsom jezgre bliskog pratioca koji se sastoji od ogoljene jezgre ugljik-kiseonik. Inducirani kolaps neutronske zvijezde omogućava stvaranje mlazova i visokoenergetskih izbacivača koje je teško modelirati iz jedne zvijezde. [20]


Dugogodišnja misterija

Generalno, astronomi misle da se dobro snalaze u tome šta uzrokuje vašu prosječnu supernovu, ali kada su u pitanju hipernove (drugo ime za super-svjetleću supernovu), donekle su zbunjeni.

"Iskren odgovor je, u ovom trenutku, da ne znamo šta bi mogao biti izvor energije za ASASSN-15lh", rekao je Subo Dong, vodeći autor ovog rada i profesor astronomije na Institutu za astronomiju i astrofiziku Kavli sa Univerziteta u Pekingu. Ohio State.

Jedna od teorija je da je izvor izuzetno guste zvijezde, koja se naziva neutronska zvijezda, izvor svega. Neutronske zvijezde su neki od najgušćih objekata u svemiru i smatra se da je jedina stvar koja je ostala od zvijezde nakon što nestane supernova.

Vjeruje se da se mnoge neutronske zvijezde vrte oko svoje ose - na isti način na koji se Zemlja okreće oko svoje ose. A kod nekih neutronskih zvijezda, okretanje je toliko brzo da iznjedri snažna magnetska polja. Astronomi ove slučajeve nazivaju magnetarima.

Jedna od teorija je da su magnetna polja magnetara toliko jaka da bi mogla napajati energiju potrebnu za stvaranje intenzivne sjajnosti posmatrane hipernove. Ali ako je to slučaj, to bi također značilo da bi se, kako bi se proizveo tip sjaja viđen iz ASASSN-15lh, magnetar morao vrtjeti 1000 puta u sekundi.

"S obzirom na ta ograničenja", rekao je Todd Thompson, profesor astronomije u državi Ohio, ali koji nije bio dio tima, u priopćenju za medije. "Hoćemo li ikada vidjeti nešto svjetlije od ovoga? Ako je to zaista magnetar, onda je odgovor u osnovi ne."


Sjajna nova supernova razbija kozmičke rekorde za sjaj, energiju, pa čak i masu

22. februara 2016. godine, jedan od automatiziranih teleskopa za skeniranje neba - Pan-STARRS-ova anketa za privremene promjene - izvijestio je o novom svijetlom signalu koji se pojavio na nebu, tek malo iznad praga vidljive svjetlosti u infracrvenu. Odmah je bio znatiželjan jer je došao iz praznog dijela neba: gdje nisu bile poznate zvijezde ili galaksije, što znači da ako je vani bila galaksija, bila je tako slaba i daleka da je još nismo otkrili.

Nakon više od 3 godine naknadne analize, naučnici su napokon otkrili šta se moralo dogoditi: najsjajnija, najenergičnija supernova koju je čovječanstvo ikad vidjelo. Prema novom radu objavljenom 13. aprila 2020. u Astronomiji prirode, ovo je vjerovatno proizašlo iz jedne od najmasivnijih zvijezda u cijelom Svemiru, možda najmasovnije koje smo ikad primijetili da ide supernova. Unutra ima ključ za prve supernove od svih: one koje proizlaze iz prvih zvijezda u Svemiru.

0,01% sjaja našeg Sunca i žive više od 1000 puta duže, ali mogu se popeti i do stotine puta više mase Sunca, sa milionima puta većom sjajnošću Sunca i životnim vijekom od samo nekoliko miliona godina. Prva generacija zvijezda trebala bi se sastojati od zvijezda tipa O i tipa B gotovo isključivo, a mogle bi sadržavati zvijezde do 1000+ puta veću od mase našeg Sunca. (WIKIMEDIA ZAJEDNIČKOG KORISNIKA LUCASVB, DODATKE E. SIEGELA)

Općenito postoje dva načina za stvaranje supernove. Kad god se zvijezda rodi, ona započne s određenom količinom mase i ta masa obično određuje njenu sudbinu. Ili:

  • rođen je s između 8% i 40% Sunčeve mase, u tom slučaju polako će sagorijevati vodik, a zatim se skupljati i nestajati, postajući helij bijeli patuljak,
  • ili se rodi između 40% i oko 800% Sunčeve mase, gdje će izgorjeti kroz svoj vodik, postati crveni div koji sagorijeva helij, a zatim lagano otpuhati svoje vanjske slojeve i steći se do ugljika i kiseonika bijeli patuljak,
  • ili se rodi sa 8 puta većom (ili više) masom Sunca, u tom slučaju će izgorjeti kroz vodik, helij, ugljenik, kiseonik itd., sve dok njegova jezgra ne eksplodira i ne propadne, što pokreće reakciju odbjega i eksploziju supernove.

Oni koji postanu bijeli patuljci, ako ili bijeli patuljak izluči dovoljno materije ili se stopi s drugim bijelim patuljkom, dobit će „druge šanse“ i za supernovu.

Postoji nekoliko stvari koje su zajedničke svim supernovima. Svi oni uključuju odbjegle fuzijske reakcije, gdje se lakši elementi stapaju u teže, stvarajući veliki dio mnogih najtežih elemenata periodnog sistema koji se nalaze u cijelom Univerzumu. Obično se posvijetle, postignu vrhunac svjetline, a zatim padnu, s tim da njihova svjetlina uvelike ovisi o tome koliko su udaljeni od nas.

Oni koji nastaju od bijelih patuljaka, posebno se pokoravaju standardnom obrascu, što znači da ako promatramo kako ta svjetlina raste, raste i pada, možemo naučiti koliko taj objekt mora biti udaljen. Ovo je astronomska ideja "standardne svijeće", gdje ako znamo koliko je nešto bitno iznutra (recimo iz njegove svjetlosne krivulje) i koliko se njegova svjetlost pomiče od širenja Svemira (recimo, od njegovog crvenog pomaka), možemo odrediti koliko je daleko. Ovo je jedan od ključnih tragova koje smo otkrili otkrivajući od čega je stvoren Univerzum i kako je njegovo širenje s vremenom evoluiralo.

Tipične supernove zrače samo oko 1% svoje energije u vidljivom svjetlu i obično daju ukupnu energiju eksplozije ekvivalentnu onome što Sunce emituje preko svog

Životni vijek od 10 milijardi godina. To je sigurno impresivno i predstavlja jedan od najenergičnijih načina na koje zvijezda može dočekati svoju smrt. Ali s vremena na vrijeme dođe i supernova koja nas iznenadi u pogledu svjetline i energije: ona koja je svemirski vanzemaljac.

Konkretno, one koje su čak sjajnije i energičnije od ovih tipičnih kosmičkih kataklizmi poznate su kao superluminozne supernove, a mnoge ideje lete oko toga što ih uzrokuje. Da li bi to mogle biti vrlo masivne zvijezde koje izbacuju materijal, a onda kada se pojavi supernova, udarni val se razbije u taj materijal? To je scenarij za koji se čini da se poklapa s Eta Carinae, najpoznatijom "varalicom supernove" koju smo ikad vidjeli.

S druge strane, postoji ideja da superluminozne supernove nastaju iz mehanizma parne nestabilnosti. Generalno, što je vaša zvijezda masivnija, temperatura jezgre postaje vruća kako zvijezda evoluira. Iznad određenog praga, energije se podižu toliko visoko da sudari između pojedinačnih fotona i čestica nose dovoljno energije da mogu spontano proizvesti nove parove čestica-antičestica, posebno elektrona i pozitrona, putem Einsteinove E = mc².

Kad se taj energetski prag prijeđe, neki od tih energetskih fotona pretvore se u materiju (i antimateriju), što uzrokuje pad unutrašnjeg zračenja. To dovodi do toga da se jezgra dodatno skuplja i zagrijava, što uzrokuje da se više fotona pretvori u materiju (i antimateriju), i tako dalje. Na kraju se dogodi odbjegla fuzijska reakcija koja cijelu zvijezdu rastrga u ogromnoj eksploziji.

U januaru 2020. godine izašao je novi rad koji demonstrira da mehanizam nestabilnosti para ne može objasniti stvarne, promatrane krive svjetlosti supersvijetlih supernova. Umjesto toga, shvatili su da je prethodno izbačeni materijal mogao zaviti dvije zvjezdane jezgre, koje su se potom stopile i stvorile supernovu. To bi objasnilo prethodne superluminozne supernove, poput SN2006gy.

Sada se, s druge strane, pojavljuje nova presvijetla supernova (SN2016aps), koja izbacuje sve ostalo iz vode. Na osnovu svjetlosti koju smo posmatrali i udaljenosti do njene slabe galaksije domaćina koja je kasnije utvrđena, udaljena 3,6 milijardi svjetlosnih godina, vidjeli smo nešto bez presedana: događaj toliko sjajan da je zračio preko 500 puta više od energije prethodnih, tipičnih supernova. Nijedna supernova, čak ni bilo koja prethodna superluminozna supernova, nikada joj nije parirala.

Možete se sasvim razumno zapitati je li to možda druga vrsta prolaznog događaja. Napokon, postoje svakakve bizarne kataklizme koje se događaju kad zvijezde umru. Postoje događaji poremećaja plima i oseka, gdje se zvijezde rasturaju gravitacijskim efektima. Postoje supermasivne crne rupe koje se iznenada aktiviraju u centrima galaksija, emitirajući ogromne mlazove zračenja. A tu su i kilonove, nastale spajanjem neutronskih zvijezda.

To očito nije ništa od toga. Jasno je da se odjednom događa hiper-energetska eksplozija, koja ne ide u vodu zbog poremećaja plime i oseke. Pomaknut je od središta svoje slabašne galaksije male mase, što ukazuje da se ne može nakupiti supermasivna crna rupa. Vrlo polako je nestajao i sadržavao je previše vodonika, uklanjajući mogućnost kilonove. Sve što je ostalo na osnovu podataka (uključujući spektar svjetlosti) je da je ovo presvijetla supernova, ali svjetlija nego ikad prije.

Na osnovu onoga što su primijetili, 17 znanstvenika koji su sudjelovali u istraživanju potom su simulirali kakva kataklizmična eksplozija može reproducirati različite osobine koje su primijetili i došli do šokantnog zaključka. Ovo se može modelirati sa sjajnom supernovom, ali samo ako je veća od bilo čega što smo ikada prije vidjeli. Konkretno:

  1. mora postojati ogromna količina nedavno izbačene mase (decenijama ili vijekovima, najviše prije): materijal vrijedan najmanje desetine solarnih masa,
  2. masa jezgre zvijezde također mora biti ogromna: više od 50 solarnih masa vrijednih materijala težih od vodika trebalo je biti u jezgri prije nego što je eksplozija eksplodirala,
  3. a sama supernova je neverovatno brzo izbacila ogromnu količinu materije: opet, najmanje desetine Sunčevih masa vrednih materijala, brzinama od oko 6.000 km / s, ili 2% brzine svetlosti.

Sada stvari postaju zaista fascinantne. Prvo, svi scenariji koji ponovo stvaraju ove uslove zahtijevaju masivne zvijezde: zvijezde od 100 Sunčevih masa ili čak veće količine. Nakon toga, autori pronalaze dva načina za reprodukciju nečeg ovako svijetlog. Jedan od načina je da zvijezda ima ogroman remetilački događaj praćen pulsirajućom supernovom u paru-nestabilnosti, što rezultira brzo okretanjem magnetara u svojoj srži. To su izuzetno rijetki događaji koje autori procjenjuju da bi samo 1 od 10.000 supernova jezgre u kolapsu moglo završiti na ovaj način.

Ali umjesto toga, mogli biste imati masivan sistem sa više zvijezda, gdje jedna od zvijezda prolazi kroz supernovu s nestabilnošću u paru, ali drugi član pruža okolozvezdani materijal. Ovo bi trebalo biti još rjeđe - možda 1 na 50 000 događaja - ali mi imamo okruženja s tim masivnim sistemima sa više zvijezda koji su nam poznati odmah u susjedstvu: u maglici Tarantula u Velikom Magellanovom oblaku.

260 solarnih masa. Mnogo sistema i komponenti sa više zvijezda može se naći u središnjem dijelu jata, uključujući desetine zvijezda s masom većom od 50 solarnih masa. (ESO / P. CROWTHER / C.J. EVANS)

Samo je desetak superluminisnih supernova ikad primijećeno, a ova uzima tortu što se tiče njene apsolutne svjetline. U pogledu sjaja, energije i zaključene mase rodonačelnika - čija je najbolje prilagođena procjena preko 150 puta veća od mase našeg Sunca - nijedna druga supernova ikada viđena ne može se takmičiti. Zaista postoje zvjezdane eksplozije toliko energične da nadmašuju sve ikad prije viđene.

Još treba toliko toga naučiti o ovim klasama objekata: jesu li njihovi naknadni odsjaji radioaktivni, koliko su masovni njihovi rodonačelnici, dolaze li iz sistema s jednom ili više zvijezda i koliko često se javljaju. Budući da će se Observatorij Vera Rubin i svemirski teleskop James Webb uskoro pojaviti na mreži, moći ćemo otkriti, klasificirati i spektroskopski izmjeriti ove objekte više od pola puta do ruba vidljivog svemira. Upravo smo vidjeli vrh sante leda, a kasnije tokom ove decenije, istinski ćemo saznati što se nalazi ispod površine našeg kosmičkog okeana.


Sadržaj

U poređenju sa čitavom istorijom zvijezde, vizuelni izgled supernove je vrlo kratak, možda se proteže na nekoliko mjeseci, tako da su šanse da ga se promatra golim okom otprilike jednom u životu. Samo mali dio od 100 milijardi zvijezda u tipičnoj galaksiji ima sposobnost da postane supernova, ograničen na one koji imaju veliku masu ili izvanredno rijetke vrste binarnih zvijezda koje sadrže bijele patuljke. [1]

Najraniju moguću zabilježenu supernovu, poznatu kao HB9, mogli su pregledati i zabilježiti nepoznati indijski promatrači 4500 ± 1000 pne. [2] Kasnije su kineski astronomi SN 185 pogledali 185. godine. Najsjajnije zabilježena supernova bila je SN 1006, koja se dogodila 1006. godine nove ere u sazviježđu Lupus, a opisali su je promatrači širom Kine, Japana, Iraka, Egipta i Evrope. [3] [4] [5] Široko zapažena supernova SN 1054 proizvela je maglicu Crab. Supernove SN 1572 i SN 1604, posljednje koje se golim okom mogu primijetiti u galaksiji Mliječni put, imale su zapažene učinke na razvoj astronomije u Evropi, jer su korištene za argumentiranje protiv aristotelovske ideje da je svemir izvan Mjeseca i planeta bio je statičan i nepromjenjiv. [6] Johannes Kepler počeo je promatrati SN 1604 na vrhuncu 17. oktobra 1604, i nastavio je da procjenjuje njegovu svjetlinu sve dok golim okom godinu dana kasnije nije nestao. [7] To je bila druga supernova koja je primijećena u generaciji (nakon SN 1572. koju je Tycho Brahe vidio u Kasiopeji). [8]

Postoje neki dokazi da se najmlađa galaktička supernova, G1.9 + 0.3, dogodila krajem 19. vijeka, znatno novijeg vremena od Kasiopeje A oko 1680. [9] Tada nije zabilježena niti jedna supernova. U slučaju G1.9 + 0.3, veliko izumiranje duž ravni galaksije moglo je prigušiti događaj dovoljno da ostane neprimećen. Situacija za Kasiopeju A je manje jasna. Otkriveni su infracrveni svjetlosni odjeci koji pokazuju da je riječ o supernovi tipa IIb i da nije u regiji posebno visokog izumiranja. [10]

Promatranje i otkrivanje ekstragalaktičkih supernova sada su daleko češći. Prvo takvo zapažanje bilo je SN 1885A u galaksiji Andromeda. Danas astronomi amateri i profesionalci pronađu nekoliko stotina svake godine, neki su blizu maksimalne svjetline, drugi na starim astronomskim fotografijama ili pločama. Američki astronomi Rudolph Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu shemu klasifikacije supernova počevši od 1941. godine. [11] Tijekom 1960-ih astronomi su otkrili da se maksimalni intenziteti supernova mogu koristiti kao standardne svijeće, otuda i pokazatelji astronomskih udaljenosti. [12] Neke najudaljenije supernove uočene 2003. godine izgledale su tamnije nego što se očekivalo. Ovo ide u prilog stavu da se širenje svemira ubrzava. [13] Razvijene su tehnike za rekonstrukciju događaja supernova koji nemaju pisane zapise o njihovom posmatranju. Datum događaja Kasiopeja A supernova određen je iz svjetlosnih odjeka maglica, [14] dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 procijenjena na osnovu mjerenja temperature [15] i emisije gama zraka iz radioaktivnog raspada titana -44. [16]

Najsvijetlija supernova ikada zabilježena je ASASSN-15lh, na udaljenosti od 3,82 gigalight godine. Prvi put je otkriven u junu 2015. godine i dostigao je vrh od 570 milijardi L , što je dvostruka bolometrijska sjajnost bilo koje druge poznate supernove. [18] Međutim, o prirodi ove supernove nastavlja se raspravljati i predloženo je nekoliko alternativnih objašnjenja, npr. plimni poremećaj zvijezde crnom rupom. [19]

Među najranijim otkrivenima od vremena detonacije i za koje su dobijeni najraniji spektri (počevši od 6 sati nakon stvarne eksplozije) je tip II SN 2013fs (iPTF13dqy) koji je snimljen 3 sata nakon događaja supernove 6. oktobra 2013. od strane Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Zvijezda se nalazi u spiralnoj galaksiji nazvanoj NGC 7610, udaljenoj 160 miliona svjetlosnih godina u sazviježđu Pegaza. [20] [21]

20. septembra 2016. godine, astronom amater Victor Buso iz Rosarija u Argentini testirao je svoj teleskop. [22] [23] Prilikom snimanja nekoliko fotografija galaksije NGC 613, Buso je naletio na supernovu koja je upravo postala vidljiva na Zemlji. Nakon pregleda slika, kontaktirao je Institut za astrofiziku iz La Plate. "To je prvi put da je iko ikada uhvatio početne trenutke" probijanja udara "od optičke supernove, one koja nije povezana sa eksplozijom gama-zraka ili X-zraka." [22] Izgledi za snimanje takvog događaja bili su između jednog na deset miliona do jednog na sto miliona, prema astronomu Melini Bersten iz Instituta za astrofiziku. Primijećena supernova Buso bila je tipa IIb koju je napravila zvijezda dvadeset puta veća od mase sunca.[22] Astronom Alex Filippenko sa Univerziteta u Kaliforniji primijetio je da su profesionalni astronomi dugo tragali za takvim događajem. Izjavio je: "Promatranja zvijezda u prvim trenucima kada počnu eksplodirati pružaju informacije koje se ne mogu izravno dobiti na bilo koji drugi način." [22]

Rani radovi na onome što se prvobitno vjerovalo da je jednostavno nova kategorija novae izvedeni su tokom 1920-ih. Oni su se različito nazivali "Novae više klase", "Hauptnovae" ili "gigantske nove". [24] Smatra se da su naziv "supernove" smislili Walter Baade i Fritz Zwicky na predavanjima u Caltechu tokom 1931. godine. Korišten je kao "super-Novae" u časopisu koji je objavio Knut Lundmark 1933, [ 25] i u radu Baadea i Zwickyja iz 1934. godine. [26] Do 1938. crtica je bila izgubljena i koristilo se moderno ime. [27] Budući da su supernove relativno rijetki događaji u galaksiji, koji se javljaju oko tri puta u vijeku na Mliječnom putu, [28] dobivanje dobrog uzorka supernova za proučavanje zahtijeva redovno praćenje mnogih galaksija.

Supernove u drugim galaksijama ne mogu se predvidjeti sa značajnom tačnošću. Obično, kad su otkriveni, oni su već u toku. [29] Da bi se supernove koristile kao standardne svijeće za mjerenje udaljenosti, potrebno je promatranje njihove vršne osvjetljenosti. Stoga je važno otkriti ih prije nego što dosegnu maksimum. Astronomi amateri, koji znatno premašuju profesionalne astronome, odigrali su važnu ulogu u pronalaženju supernova, obično promatrajući neke bliže galaksije optičkim teleskopom i uspoređujući ih sa ranijim fotografijama. [30]

Pred kraj 20. stoljeća, astronomi su se sve više okretali kompjuterski upravljanim teleskopima i CCD-ima za lov na supernove. Iako su takvi sistemi popularni među amaterima, postoje i profesionalne instalacije poput Katzmanova automatskog slikarskog teleskopa. [31] Projekt sistema ranog upozoravanja Supernova (SNEWS) koristi mrežu neutrinskih detektora za rano upozoravanje na supernovu u galaksiji Mliječni put. [32] [33] Neutrini su čestice koje supernove proizvode u velikim količinama, a međuzvjezdani plin i prašina galaktičkog diska ih ne apsorbiraju značajno. [34]

Pretrage Supernove dijele se na dvije klase: one usredotočene na relativno obližnje događaje i one koje gledaju dalje. Zbog širenja svemira, udaljenost do udaljenog objekta sa poznatim spektrom emisije može se procijeniti mjerenjem njegovog doplerovog pomaka (ili crvenog pomaka) u prosjeku, udaljeniji objekti se povlače velikom brzinom od onih u blizini, pa tako imaju veći crveni pomak. Stoga je pretraga podijeljena između visokog i niskog crvenog pomaka, pri čemu granica pada oko opsega crvenog pomaka z= 0,1–0,3 [35] —gdje z je bezdimenzionalna mjera frekvencijskog pomaka spektra.

Potrage za supernovima u velikom crvenom pomaku obično uključuju promatranje krivih svjetlosti supernove. Oni su korisni za standardne ili kalibrirane svijeće za generiranje Hubbleovih dijagrama i izradu kosmoloških predviđanja. Spektroskopija supernove, koja se koristi za proučavanje fizike i okruženja supernova, praktičnija je pri niskom nego pri velikom crvenom pomaku. [36] [37] Promatranja niskog crvenog pomaka također usidravaju kraj Hubbleove krivulje na malim udaljenostima, što je grafikon udaljenosti naspram crvenog pomaka za vidljive galaksije. [38] [39]

Otkrića supernove prijavljuju se Centralnom birou za astronomske telegrame Međunarodne astronomske unije, koji šalje okružnicu s imenom koju toj supernovi dodjeljuje. Ime je formirano od prefiksa SN, nakon čega slijedi godina otkrića, sufiksirana oznakom s jednim ili dva slova. Prvih 26 supernova godine označeno je velikim slovom od A do Z. Kasnije se koriste parovi malih slova: aa, ab, i tako dalje. Stoga, na primjer, SN 2003C označava treću supernovu prijavljenu 2003. godine. [40] Posljednja supernova 2005. godine, SN 2005nc, bila je 367. (14 × 26 + 3 = 367). Sufiks "nc" djeluje kao bijektivno kodiranje baze-26, sa a = 1, b = 2, c = 3, . z = 26. Od 2000. godine profesionalni i amaterski astronomi pronalaze nekoliko stotina supernova svake godine (572 u 2007. godini, 261 u 2008. godini, 390 u 2009. godini 231 u 2013. godini). [41] [42]

Povijesne supernove poznate su jednostavno po godini nastanka: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (tzv. Tycho's Nova) i SN 1604 (Keplerova zvijezda). Od 1885. godine koristi se dodatni zapis slova, čak i ako je te godine otkrivena samo jedna supernova (npr. SN 1885A, SN 1907A, itd.) - ovo se posljednji put dogodilo sa SN 1947A. SN, za SuperNovu je standardni prefiks. Do 1987. oznake od dva slova bile su rijetko potrebne od 1988. godine, međutim, trebale su ih svake godine. Od 2016. godine, sve veći broj otkrića redovito je dovodio do dodatne upotrebe trocifrenih oznaka. [43]

Astronomi klasiraju supernove prema njihovim krivuljama svjetlosti i apsorpcijskim linijama različitih hemijskih elemenata koji se pojavljuju u njihovim spektrima. Ako spektar supernove sadrži linije vodika (u vidnom dijelu spektra poznate kao Balmerova serija), on se klasificira Tip II inače je Tip I. U svakoj od ove dvije vrste postoje podjele prema prisutnosti linija od drugih elemenata ili obliku svjetlosne krivulje (grafikon prividne veličine supernove u funkciji vremena). [45] [46]

Taksonomija supernove [45] [46]
Tip I
Nema vodonika
Tip Ia
Predstavlja jednojonizovanu silicijumsku liniju (Si II) na 615,0 nm (nanometara), blizu vršne svjetlosti
Toplotni odbjeg
Tip Ib / c
Slaba ili nikakva karakteristika apsorpcije silicija
Tip Ib
Prikazuje liniju nejoniziranog helija (He I) na 587,6 nm
Kolaps jezgre
Tip Ic
Slab ili nikakav helij
Tip II
Pokazuje vodonik
Tip II-P / -L / n
Spektar tipa II
Tip II-P / L
Nema uskih linija
Tip II-P
Dostiže "visoravan" u svojoj krivulji svjetlosti
Tip II-L
Prikazuje "linearno" smanjenje njegove svjetlosne krivulje (linearno po veličini u odnosu na vrijeme) [47]
Tip IIn
Neke uske linije
Tip IIb
Spektar se mijenja da postane poput tipa Ib

Tip I Uredi

Supernove tipa I podijeljene su na osnovi njihovih spektra, pri čemu tip Ia pokazuje snažnu ioniziranu liniju apsorpcije silicija. Supernove tipa I bez ove jake linije klasificirane su kao tip Ib i Ic, pri čemu tip Ib pokazuje jake neutralne linije helija, a tip Ic njima nedostaje. Sve krivulje svjetlosti su slične, iako su tip Ia obično svjetliji pri najvećoj osvjetljenosti, ali krivulja svjetlosti nije važna za klasifikaciju supernova tipa I.

Mali broj supernova tipa Ia pokazuje neobične karakteristike, poput nestandardne osvjetljenosti ili proširenih krivulja svjetlosti, i one se obično klasificiraju pozivanjem na najraniji primjer koji pokazuje slične karakteristike. Na primjer, podsvijetli SN 2008ha često se naziva SN 2002cx-like ili klase Ia-2002cx.

Mali udio supernova tipa Ic pokazuje visoko proširene i pomiješane emisijske linije za koje se uzima da ukazuju na vrlo velike brzine širenja ejekte. Oni su klasificirani kao tip Ic-BL ili Ic-bl. [48]

Tip II Uredi

Supernove tipa II takođe se mogu podijeliti na osnovu njihovog spektra. Dok većina supernova tipa II pokazuje vrlo široke emisione linije koje ukazuju na brzine širenja od hiljade kilometara u sekundi, neke, poput SN 2005gl, imaju relativno uske karakteristike u svojim spektrima. Oni se nazivaju tip IIn, gdje 'n' znači 'uski'.

Nekoliko supernova, poput SN 1987K [49] i SN 1993J, izgleda da mijenjaju tipove: one pokazuju linije vodonika u ranim vremenima, ali tokom perioda od nekoliko sedmica do mjeseci, njima dominiraju linije helijuma. Izraz "tip IIb" koristi se za opisivanje kombinacija svojstava koja su obično povezana sa tipovima II i Ib. [46]

Supernove tipa II sa normalnim spektrima u kojima dominiraju široke vodonične linije koje ostaju do kraja opadanja klasificirane su na osnovu njihovih krivulja svjetlosti. Najčešći tip pokazuje karakterističnu "visoravan" na krivulji svjetlosti nedugo nakon vršne svjetline, gdje vizualna osvjetljenost ostaje relativno konstantna nekoliko mjeseci prije nego što se opadanje nastavi. Oni se nazivaju tip II-P koji se odnosi na visoravan. Rjeđe su supernove tipa II-L kojima nedostaje izrazita zaravan. "L" znači "linearno", iako krivulja svjetlosti zapravo nije ravna linija.

Supernove koje se ne uklapaju u uobičajene klasifikacije označavaju se posebnima ili 'pec'. [46]

Tipovi III, IV i V Uredi

Fritz Zwicky je definirao dodatne tipove supernova na osnovu nekoliko primjera koji nisu u potpunosti odgovarali parametrima za supernove tipa I ili II. SN 1961i u NGC 4303 bio je prototip i jedini član klase supernova tipa III, poznat po širokom maksimumu krive svjetlosti i širokim Balmerovim vodikovim linijama koje su se sporo razvijale u spektru. SN 1961f u NGC 3003 bio je prototip i jedini član klase tipa IV, sa krivom svjetlosti sličnom supernovi tipa II-P, s apsorpcionim linijama vodonika, ali slabim linijama emisije vodonika. Klasa tip V nastala je za SN 1961V u NGC 1058, neobičnoj slaboj supernovi ili samonavodniku supernove sa sporim porastom svjetline, maksimalnim trajanjem od mnogo mjeseci i neobičnim spektrom emisija. Uočena je sličnost SN 1961V sa velikim ispadom Eta Carinae. [50] Supernove u M101 (1909) i M83 (1923 i 1957) takođe su predložene kao moguće supernove tipa IV ili V. [51]

Sada bi se svi ti tipovi tretirali kao neobične supernove tipa II (IIpec), od kojih je otkriveno još mnogo primjera, iako se još uvijek raspravlja je li SN 1961V bila prava supernova nakon izbijanja LBV-a ili varalice. [47]

Kodovi tipa supernova, kao što je gore opisano, jesu taksonomska: broj tipa opisuje svjetlost uočenu od supernove, a ne nužno i njen uzrok. Na primjer, supernove tipa Ia nastaju odbjeglom fuzijom zapaljenom na degeneriranim bijelim patuljastim prednicima, dok spektralno sličan tip Ib / c nastaju od masivnih Wolf-Rayetovih rodonačelnika kolapsom jezgre. Sljedeće sažima ono što se trenutno vjeruje da su najvjerovatnija objašnjenja za supernove.

Termalni odbjeg Uredi

Bijela patuljasta zvijezda može nakupiti dovoljno materijala od zvjezdanog pratioca da povisi temperaturu jezgre dovoljno da zapali fuziju ugljenika, a u tom trenutku podvrgava se odbjegloj nuklearnoj fuziji, potpuno je narušavajući. Postoje tri načina na koja se pretpostavlja da se ova detonacija može dogoditi: stabilno nagomilavanje materijala od pratioca, sudar dva bijela patuljka ili nagomilavanje koje uzrokuje paljenje u ljusci koja zatim zapali jezgru. Dominantni mehanizam kojim se proizvode supernove tipa Ia ostaje nejasan. [53] Uprkos ovoj nesigurnosti u načinu na koji se proizvode supernove tipa Ia, supernove tipa Ia imaju vrlo ujednačena svojstva i korisne su standardne svijeće na međugalaktičkim udaljenostima. Neke su kalibracije potrebne kako bi se nadoknadile postepene promjene svojstava ili različite frekvencije abnormalne sjajnosti supernova pri velikom crvenom pomaku, kao i za male varijacije svjetline prepoznate prema obliku ili spektru krive svjetlosti. [54] [55]

Normalno uređivanje tipa Ia

Postoji nekoliko načina na koje supernova ove vrste može nastati, ali oni dijele zajednički temeljni mehanizam. Ako je karbonsko-kiseonički bijeli patuljak izlučio dovoljno materije da dostigne Chandrasekharovu granicu od oko 1,44 Sunčeve mase (M ) [56] (za zvijezdu koja se ne okreće), više ne bi mogao podržavati glavninu svoje mase pritiskom degeneracije elektrona [57] [58] i počeo bi se urušavati. Međutim, trenutni stav je da se ta granica obično ne postiže povećanjem temperature i gustoće unutar jezgre koja zapaljuje fuziju ugljenika dok se zvijezda približava granici (na oko 1% [59]) prije pokretanja kolapsa. [56] Za jezgru koja se uglavnom sastoji od kisika, neona i magnezijuma, bijeli patuljak koji se ruši obično će formirati neutronsku zvijezdu. U ovom slučaju, samo će se dio mase zvijezde izbaciti za vrijeme kolapsa. [58]

U roku od nekoliko sekundi, značajan dio materije u bijelom patulju podvrgava se nuklearnoj fuziji, oslobađajući dovoljno energije (1–2 × 10 44 J) [60] da zvijezdu odveže u supernovi. [61] Stvara se udarni talas koji se širi prema van, a materija dostiže brzinu od oko 5.000 do 20.000 km / s, ili otprilike 3% brzine svjetlosti. Takođe postoji značajan porast sjaja, dostigavši ​​apsolutnu veličinu od −19,3 (ili 5 milijardi puta sjajniju od Sunca), sa malo varijacija. [62]

Model za formiranje ove kategorije supernove je binarni binarni sistem zvijezda. Veća od dvije zvijezde prva je koja evoluira iz glavne sekvence i ona se širi formirajući crveni div. Dvije zvijezde sada dijele zajedničku ovojnicu, zbog čega se njihova međusobna orbita smanjuje. Divovska zvijezda tada baca veći dio svoje ovojnice, gubeći masu sve dok više ne može nastaviti nuklearnu fuziju. U ovom trenutku postaje bijela patuljasta zvijezda, sastavljena uglavnom od ugljika i kisika. [63] Na kraju, sekundarna zvijezda također evoluira iz glavne sekvence dajući crveni div. Materiju diva prirasta bijeli patuljak, što dovodi do povećanja mase. Uprkos široko prihvaćenom osnovnom modelu, tačni detalji pokretanja i teških elemenata proizvedenih u katastrofalnom događaju još uvijek nisu jasni.

Supernove tipa Ia slijede karakterističnu krivulju svjetlosti - grafikon osvjetljenja u funkciji vremena - nakon događaja. Ova sjajnost nastaje radioaktivnim raspadanjem nikla-56 preko kobalta-56 u gvožđe-56. [62] Vrhunska svjetlost krivulje svjetlosti izuzetno je konzistentna u normalnim supernovima tipa Ia, s maksimalnom apsolutnom magnitude od oko -19,3. To je zato što supernove tipa Ia nastaju iz konzistentnog tipa rodonačelnika postepenim prikupljanjem mase i eksplodiraju kad steknu konzistentnu tipičnu masu, što dovodi do vrlo sličnih uslova i ponašanja supernove. To im omogućava da se koriste kao sekundarna [64] standardna svijeća za mjerenje udaljenosti od svojih galaksija domaćina. [65]

Nestandardno uređivanje tipa Ia

Drugi model za formiranje supernova tipa Ia uključuje spajanje dviju bijelih patuljastih zvijezda, čija kombinirana masa trenutno prelazi ograničenje Chandrasekhar-a. [66] Mnogo je varijacija u ovoj vrsti događaja, [67] i, u mnogim slučajevima, možda uopće nema supernove, u tom slučaju će imati širu i manje svijetlu krivulju svjetlosti od normalnijeg SN tipa Ia .

Nenormalno sjajne supernove tipa Ia javljaju se kada bijeli patuljak već ima masu veću od Chandrasekhar-ove granice, [68] koja je možda dodatno pojačana asimetrijom [69], ali izbačeni materijal imat će manje od normalne kinetičke energije.

Ne postoji formalna podklasifikacija za nestandardne supernove tipa Ia. Predloženo je da se grupa podsvijetlećih supernova koje nastanu kada se helij akrektira na bijelog patuljka klasificira kao tip Iax. [70] [71] Ova vrsta supernove ne mora uvijek uništiti u potpunosti rodonačelnika bijelog patuljka i mogla bi iza sebe ostaviti zombi zvijezdu. [72]

Jedna specifična vrsta nestandardne supernove tipa Ia razvija vodonik, a druga emisione linije i daje izgled smeše između normalnog tipa Ia i supernove tipa IIn. Primjeri su SN 2002ic i SN 2005gj. Ove supernove su sinhronizovane tip Ia / IIn, tip Ian, tip IIa i tip IIan. [73]

Urušavanje jezgra Uredi

Veoma masivne zvijezde mogu se podvrgnuti kolapsu jezgre kad nuklearna fuzija postane nesposobna da održi jezgro protiv vlastite gravitacije prelazeći ovaj prag uzrok je svih vrsta supernova, osim tipa Ia. Kolaps može prouzrokovati nasilno izbacivanje vanjskih slojeva zvijezde što rezultira supernovom, ili oslobađanje gravitacijske potencijalne energije može biti nedovoljno i zvijezda se može srušiti u crnu rupu ili neutronsku zvijezdu s malo zračene energije.

Kolaps jezgre može biti uzrokovan nekoliko različitih mehanizama: hvatanje elektrona koje prelazi Chandrasekhar-ov granični par-nestabilnost ili fotodisintegracija. [74] [75]

  • Kada masivna zvijezda razvije željezno jezgro veće od Chandrasekhar-ove mase, više se neće moći izdržavati pritiskom degeneracije elektrona i srušit će se dalje do neutronske zvijezde ili crne rupe.
  • Zarobljavanje elektrona magnezijumom u degeneriranoj jezgri O / Ne / Mg uzrokuje gravitacijski kolaps praćen eksplozivnom fuzijom kiseonika, sa vrlo sličnim rezultatima.
  • Proizvodnja elektrona-pozitrona u velikoj jezgri koja sagorijeva nakon helija uklanja termodinamičku potporu i uzrokuje početni kolaps praćen fuzijom odbjega, što rezultira supernovom nestabilnosti para.
  • Dovoljno velika i vruća zvjezdana jezgra može generirati gama-zrake dovoljno energične da direktno pokrenu fotodisintegraciju, što će prouzrokovati potpuni kolaps jezgre.

Tabela u nastavku navodi poznate razloge kolapsa jezgre u masivnim zvijezdama, vrste zvijezda u kojima se pojavljuju, njihov pridruženi tip supernove i nastali ostatak. Metalnost je udio elemenata koji nisu vodonik ili helij u odnosu na Sunce. Početna masa je masa zvijezde prije događaja supernove, data u višekratnicima Sunčeve mase, iako masa u vrijeme supernove može biti mnogo manja.

Supernove tipa IIn nisu navedene u tabeli. Mogu se proizvesti različitim vrstama kolapsa jezgre u različitim zvijezdama rodonačelnicima, moguće čak i paljenjem bijelih patuljaka tipa Ia, iako se čini da će većina biti od kolapsa jezgre željeza u svjetlećim supergigantima ili hipergiganima (uključujući LBV). Uske spektralne linije zbog kojih su nazvane javljaju se zato što se supernova širi u mali gusti oblak okozvjezdane materije. [76] Čini se da je značajan udio navodnih supernova tipa IIn samozvanac, masovne erupcije zvijezda sličnih LBV-u slične Velikoj erupciji Eta Carinae. U tim događajima, materijal koji je prethodno izbačen iz zvijezde stvara uske apsorpcijske linije i uzrokuje udarni val interakcijom s novoizbačenim materijalom. [77]

Osnovni scenariji kolapsa po masi i metalnosti [74]
Uzrok kolapsa Približna početna masa zvijezde rodonačelnika (solarne mase) Supernova tip Ostatak
Hvatanje elektrona u degeneriranoj jezgri O + Ne + Mg 9–10 Faint II-P Neutronska zvijezda
Kolaps željezne jezgre 10–25 Faint II-P Neutronska zvijezda
25–40 sa niskom ili solarnom metalnošću Uobičajeno II-P Crna rupa nakon pada materijala na početnu neutronsku zvijezdu
25-40 sa vrlo visokom metalnošću II-L ili II-b Neutronska zvijezda
40–90 sa niskom metalnošću Nijedna Crna rupa
≥40 s gotovo solarnom metalnošću Slabi Ib / c ili hipernova s ​​rafalnim gama zračenjem (GRB) Crna rupa nakon pada materijala na početnu neutronsku zvijezdu
≥40 sa vrlo visokom metalnošću Ib / c Neutronska zvijezda
≥90 sa niskom metalnošću Nijedan, moguć GRB Crna rupa
Nestabilnost para 140–250 sa malom metalnošću II-P, ponekad hipernova, mogući GRB Nema ostatka
Fotodisintegracija ≥250 sa malom metalnošću Nijedna (ili svjetleća supernova?), Mogući GRB Masivna crna rupa

Kada zvjezdana jezgra više nije podržana protiv gravitacije, ona se sama urušava, brzinama dostižući 70 000 km / s (0,23c), [78] što rezultira brzim porastom temperature i gustine. Sljedeće slijedi, ovisi o masi i strukturi kolapsirajuće jezgre, s degeneriranim jezgrima male mase koje formiraju neutronske zvijezde, degeneriranim jezgrima veće mase uglavnom se potpuno urušavaju u crne rupe, a nedegenerirana jezgra koja su podvrgnuta fuziji odbjega.

Početni kolaps izrođenih jezgara ubrzava se beta raspadom, fotodisintegracijom i hvatanjem elektrona, što uzrokuje eksploziju elektronskih neutrina. Kako se gustoća povećava, emisija neutrina se prekida kada se zarobe u jezgri. Unutrašnje jezgro na kraju dostiže obično 30 km u prečniku [79] i gustinu uporedivu sa gustinom atomske jezgre, a pritisak neutronske degeneracije pokušava zaustaviti kolaps. Ako je masa jezgre veća od oko 15 M tada neutronska degeneracija nije dovoljna da zaustavi kolaps i izravno nastaje crna rupa bez supernove.

U jezgrama niže mase zaustavlja se kolaps i novonastala neutronska jezgra ima početnu temperaturu od oko 100 milijardi kelvina, 6000 puta veću od temperature sunčeve jezgre. [80] Na ovoj temperaturi, parovi neutrino-antineutrino svih ukusa efikasno nastaju toplotnom emisijom. Ti toplotni neutrini su nekoliko puta obilniji od neutrina koji zahvataju elektrone. [81] Oko 10 46 džula, približno 10% mase mirovanja zvijezde, pretvara se u rafal od deset sekundi neutrina, što je glavni rezultat događaja. [79] [82] Iznenada zaustavljeni kolaps jezgre se oporavlja i stvara udarni talas koji zastaje u roku od milisekundi [83] u vanjskom jezgru, jer se energija gubi disocijacijom teških elemenata. Proces koji nije jasno razumljiv [update] neophodan je kako bi se omogućilo da se vanjski slojevi jezgre reapsorbiraju oko 10 44 džula [82] (1 neprijatelj) iz neutrinskog impulsa, stvarajući vidljivu svjetlinu, iako postoje i druge teorije o kako pokrenuti eksploziju. [79]

Nešto materijala iz vanjske ovojnice pada natrag na neutronsku zvijezdu i za jezgre veće od oko 8 M , postoji dovoljno rezervnih dijelova da se stvori crna rupa. Ovaj rezervni učinak smanjit će stvorenu kinetičku energiju i masu izbačenog radioaktivnog materijala, ali u nekim situacijama može stvoriti i relativističke mlazove koji rezultiraju eksplozijom gama zraka ili izuzetno svjetlećom supernovom.

Kolaps masivne nedegenerirane jezgre zapalit će daljnju fuziju. Kada kolaps jezgre započne nestabilnost para, započinje fuzija kisika i kolaps se može zaustaviti. Za mase jezgra od 40–60 M , kolaps se zaustavlja i zvijezda ostaje netaknuta, ali kolaps će se ponoviti kad se stvori veće jezgro. Za jezgre od oko 60–130 M , fuzija kisika i težih elemenata toliko je energična da je cijela zvijezda poremećena, što uzrokuje supernovu. Na gornjem kraju raspona masa, supernova je neobično svijetla i izuzetno dugovječna zbog mnogih sunčevih masa izbačenih 56 Ni. Za još veće mase jezgre, temperatura jezgre postaje dovoljno visoka da omogući fotodisintegraciju i jezgra se potpuno sruši u crnu rupu. [84]

Tip II Uredi

Zvijezde s početnim masama manjim od oko 8 M nikada ne razviju jezgro dovoljno veliko da se sruši i na kraju izgube atmosferu da postanu bijeli patuljci. Zvijezde s najmanje 9 M (moguće čak 12 M [85]) razvijaju se na složen način, progresivno sagorijevajući teže elemente na višim temperaturama u jezgri. [79] [86] Zvijezda postaje slojevita poput luka, pri čemu izgaranje lakše stopljenih elemenata dolazi u većim školjkama. [74] [87] Iako se u narodu opisuje kao luk sa željeznom jezgrom, najmanje masivni rodonačelnici supernova imaju samo jezgre kiseonika i neona (-magnezijuma). Ove super-AGB zvijezde mogu činiti većinu supernova jezgre u kolapsu, iako manje svijetleće i tako rjeđe uočene od onih masivnijih rodonačelnika. [85]

Ako se kolaps jezgre dogodi tokom supergigantske faze kada zvijezda još uvijek ima vodonični omotač, rezultat je supernova tipa II. Stopa gubitka mase za svjetleće zvijezde ovisi o metalnosti i sjaju. Izuzetno svjetleće zvijezde u blizini solarne metalnosti izgubit će sav vodonik prije nego što stignu do kolapsa jezgra, pa neće formirati supernovu tipa II. Pri slaboj metalnosti, sve zvijezde će doći do kolapsa jezgra vodoničnom ovojnicom, ali dovoljno masivne zvijezde kolabiraju se direktno u crnu rupu bez stvaranja vidljive supernove.

Zvijezde čija je početna masa do oko 90 puta veća od sunca, ili malo manje kod velike metalnosti, rezultiraju supernovom tipa II-P, koja je najčešće uočavani tip. Pri umjerenoj do visokoj metalnosti, zvijezde u blizini gornjeg kraja tog raspona mase izgubiće većinu svog vodonika kada se dogodi kolaps jezgra i rezultat će biti supernova tipa II-L. Pri vrlo niskoj metalnosti, zvijezde od oko 140–250 M doći će do kolapsa jezgre nestabilnošću para, dok još uvijek imaju atmosferu vodika i jezgru kisika, a rezultat će biti supernova sa karakteristikama tipa II, ali vrlo velikom masom izbačenih 56 Ni i velikom osvjetljenošću.

Upišite Ib i Ic Edit

Ove supernove, poput onih tipa II, su masivne zvijezde koje prolaze kroz kolaps jezgra. Međutim, zvijezde koje postanu tipovi Ib i Ic supernove izgubile su većinu svojih vanjskih (vodoničnih) omotača uslijed jakih zvjezdanih vjetrova ili u interakciji sa pratiocem. [90] Ove zvijezde su poznate kao Wolf-Rayetove zvijezde i javljaju se umjereno do visoke metalnosti gdje vjetar koji pokreće kontinuum uzrokuje dovoljno visoku stopu gubitka mase. Promatranja supernove tipa Ib / c ne podudaraju se sa uočenom ili očekivanom pojavom Wolf-Rayetovih zvijezda, a alternativna objašnjenja za ovu vrstu supernove jezgre kolapsa uključuju zvijezde lišene vodonika binarnim interakcijama. Binarni modeli pružaju bolju podudarnost za posmatrane supernove, s tim da nikada nisu primijećene odgovarajuće binarne helijumske zvijezde. [91] Budući da se supernova može dogoditi kad god je masa zvijezde u trenutku kolapsa jezgre dovoljno mala da ne dovede do potpunog pada u crnu rupu, svaka masivna zvijezda može rezultirati supernovom ako izgubi dovoljno mase prije nego što se dogodi kolaps jezgre .

Supernove tipa Ib su češće i rezultat su Wolf-Rayet zvijezda tipa WC koje još uvijek imaju helij u svojoj atmosferi. Za uski raspon masa, zvijezde se dalje razvijaju prije nego što stignu do kolapsa jezgra da bi postale zvijezde WO s vrlo malo preostalog helija i to su rodonačelnici supernova tipa Ic.

Nekoliko procenata supernova tipa Ic povezano je s rafalnim gama zračenjem (GRB), mada se također vjeruje da bi svaka Ib ili Ic supernova bez vodonika mogla stvoriti GRB, ovisno o okolnostima geometrije. [92] Mehanizam za proizvodnju ove vrste GRB-a su mlazovi proizvedeni magnetnim poljem brzo okretajućeg magnetara formiranog u srcu zvijezde koje se ruši. Mlaznice bi takođe prenijele energiju u vanjsku ljusku koja se širi, proizvodeći super-svjetleću supernovu. [93] [94]

Ultra-ogoljene supernove nastaju kada je zvijezda koja eksplodira ogoljena (gotovo) sve do metalne jezgre, prijenosom mase u uskom binarnom sistemu. [95] Kao rezultat, iz eksplodirajuće zvijezde izbacuje se vrlo malo materijala (oko 0,1 M ). U najekstremnijim slučajevima, ultra-ogoljene supernove mogu se pojaviti u golim metalnim jezgrama, jedva iznad granice Chandrasekhar mase. SN 2005ek [96] mogao bi biti primjerak posmatranja ultra-ogoljene supernove koja daje relativno slabu i brzo propadajuću krivu svjetlosti. Priroda ultra-ogoljenih supernova može biti i kolaps jezgre željeza i supernova za hvatanje elektrona, ovisno o masi jezgre koja se ruši.

Nije uspjelo uređivanje supernova

Kolaps jezgre nekih masivnih zvijezda možda neće rezultirati vidljivom supernovom. Glavni model za to je dovoljno masivno jezgro da kinetička energija nije dovoljna da preokrene pad vanjskih slojeva u crnu rupu. Te je događaje teško otkriti, ali velika istraživanja otkrila su moguće kandidate. [97] [98] Crveni supergigant N6946-BH1 u NGC 6946 doživio je skromni ispad u martu 2009. godine, prije nego što je nestao iz vidokruga. Na lokaciji zvijezde ostaje samo slabi infracrveni izvor. [99]

Krive svjetlosti Uredi

Povijesna se zagonetka odnosila na izvor energije koji može održavati sjaj optičke supernove mjesecima. Iako se energija koja ometa svaku vrstu supernova isporučuje odmah, svjetlosnim krivuljama dominira naknadno radioaktivno zagrijavanje brzo širećeg ejekta. Neki su razmatrali rotacijsku energiju iz centralnog pulsara. Ejektni plinovi brzo bi se prigušili bez određenog unosa energije koji bi ga održavao vrućim. Intenzivno radioaktivna priroda ejektnih gasova, za koju se sada zna da je tačna za većinu supernova, prvi put je izračunata na osnovu zdrave nukleosinteze krajem 1960-ih. [100] Tek je SN 1987A direktno posmatranje gama-linija nedvosmisleno identifikovalo glavne radioaktivne jezgre. [101]

Sada je izravnim opažanjem poznato da se veći dio svjetlosne krivulje (grafikon osvjetljenja u funkciji vremena) nakon pojave Supernove tipa II, poput SN 1987A, objašnjava predviđenim radioaktivnim raspadom. Iako se svjetlosna emisija sastoji od optičkih fotona, upravo radioaktivna snaga koju apsorbiraju izbačeni plinovi održava ostatak dovoljno vrućim da zrači svjetlošću. Radioaktivni raspad 56 Ni kroz njegove kćerke 56 Co do 56 Fe stvara gama-zračne fotone, prvenstveno od 847keV i 1238keV, koji se apsorbuju i dominiraju zagrevanjem, a time i sjajnošću ejekte u srednjim vremenima (nekoliko nedelja) do kasnih vremena (nekoliko mjeseci). [102] Energiju za vrh krive svjetlosti SN1987A osigurao je raspad 56 Ni do 56 Co (poluživot 6 dana), dok se energija za kasniju svjetlosnu krivulju vrlo dobro uklapala sa 77,3-dnevnim polu- život 56 Co propada na 56 Fe. Kasnija mjerenja svemirskim gama-zračnim teleskopima malog dijela gama 56 Co i 57 Co gama zraka koji su pobjegli iz ostatka SN 1987A bez apsorpcije potvrdila su ranija predviđanja da su ta dva radioaktivna jezgra izvor energije. [101]

Krivulje vizuelne svetlosti različitih tipova supernove kasno zavise od radioaktivnog zagrevanja, ali se razlikuju u obliku i amplitudi zbog osnovnih mehanizama, načina stvaranja vidljivog zračenja, epohe njegovog posmatranja i transparentnosti izbačeni materijal. Krivulje svjetlosti mogu se značajno razlikovati na drugim valnim duljinama. Na primjer, na ultraljubičastim talasnim dužinama postoji rani izuzetno svjetleći vrh koji traje samo nekoliko sati, što odgovara izbijanju šoka pokrenutog početnim događajem, ali taj izboj je teško optički otkriti.

Krivulje svjetlosti za tip Ia su uglavnom vrlo ujednačene, sa konstantnom maksimalnom apsolutnom veličinom i relativno velikim padom sjaja. Njihov izlaz optičke energije pokreće se radioaktivnim raspadanjem izbačenog nikla-56 (poluživot 6 dana), koji se zatim raspada do radioaktivnog kobalta-56 (poluživot 77 dana). Ovi radioizotopi pobuđuju okolni materijal do usijanja. Studije kosmologije danas se oslanjaju na 56 Ni radioaktivnost koja daje energiju za optičku svjetlinu supernova tipa Ia, koje su "standardne svijeće" kosmologije, ali čiji su dijagnostički gama zraci 847keV i 1238keV prvi put otkriveni tek 2014. [103] početne faze krive svetlosti naglo opadaju kako se efektivna veličina fotosfere smanjuje, a zarobljeno elektromagnetno zračenje iscrpljuje. Krivulja svjetlosti nastavlja opadati u B opsegu, iako u oko 40 dana može pokazivati ​​malo rame u vizuelnom polju, ali ovo je samo nagovještaj sekundarnog maksimuma koji se javlja u infracrvenoj boji kada se određeni jonizovani teški elementi rekombinuju da bi proizveli infracrveno zračenje i izbacivanje postaju mu prozirni. Krivulja vizuelne svjetlosti nastavlja opadati brzinom malo većom od brzine raspadanja radioaktivnog kobalta (koji ima duži poluživot i kontrolira kasniju krivulju), jer izbačeni materijal postaje difuzniji i manje sposoban da pretvori visoku energiju zračenje u vizuelno zračenje. Nakon nekoliko mjeseci, krivulja svjetlosti ponovo mijenja stopu opadanja, jer emisija pozitrona postaje dominantna od preostalog kobalta-56, iako je ovaj dio krive svjetlosti malo proučavan.

Krivulje svjetlosti tipa Ib i Ic u osnovi su slične tipu Ia, iako sa nižom prosječnom vršnom svjetlinom. Izlaz vizuelne svjetlosti opet je posljedica pretvaranja radioaktivnog raspada u vizuelno zračenje, ali postoji mnogo manja masa stvorenog nikla-56. Vrhunska osvijetljenost znatno varira, a postoje čak i povremene supernove tipa Ib / c veličine veće i manje svijetleće od norme. Najsvijetlije supernove tipa Ic nazivaju se hipernove i imaju tendenciju da imaju proširene krive svjetlosti pored povećane vršne osvjetljenosti. Smatra se da su izvor dodatne energije relativistički mlazovi pokretani stvaranjem rotirajuće crne rupe, koji takođe proizvode rafalne gama zrake.

Krivulje svjetlosti za supernove tipa II karakteriziraju mnogo sporiji pad od tipa I, reda veličine 0,05 magnitude dnevno, [104] isključujući fazu platoa. Vizuelnim izlazom svjetlosti dominira kinetička energija, a ne radioaktivni raspad tokom nekoliko mjeseci, prvenstveno zbog postojanja vodonika u izbacivanju iz atmosfere supergigantske rodoslovne zvijezde. U početnom razaranju ovaj vodonik se zagrijava i jonizira. Većina supernova tipa II pokazuje produženi plato u svojim svjetlosnim krivuljama dok se ovaj vodonik rekombinuje, emitujući vidljivu svjetlost i postajući prozirniji. Nakon toga slijedi opadajuća krivulja svjetlosti pokretana radioaktivnim raspadom, iako sporije nego u supernovima tipa I, zbog efikasnosti pretvaranja u vodi svih svjetlosti u svjetlost. [47]

U tipu II-L zaravan je odsutna, jer je rodoslovcu u atmosferi ostalo relativno malo vodonika, dovoljno da se pojavi u spektru, ali nedovoljno za stvaranje primjetne visoravni u izlazu svjetlosti. U supernovima tipa IIb atmosfera vodonika rodonačelnika je toliko iscrpljena (smatra se da je nastala zbog plime i oseke od strane prateće zvijezde) da je krivulja svjetlosti bliža supernovi tipa I, a vodik čak nestaje iz spektra nakon nekoliko tjedana. [47]

Supernove tipa IIn odlikuju se dodatnim uskim spektralnim linijama proizvedenim u gustoj ljusci cirkularnog materijala. Njihove krive svjetlosti su uglavnom vrlo široke i proširene, povremeno i izuzetno svijetleće i nazivaju se super svijetlećom supernovom. Ove krive svjetlosti nastaju visoko efikasnom konverzijom kinetičke energije ejekte u elektromagnetno zračenje interakcijom s gustom ljuskom materijala. To se događa samo kada je materijal dovoljno gust i kompaktan, što ukazuje da ga je sama zvijezda rodonačelnik proizvela samo malo prije pojave supernove.

Veliki broj supernova katalogiziran je i klasificiran kako bi osigurao svijeće na daljinu i test modele. Prosječne karakteristike se donekle razlikuju u zavisnosti od udaljenosti i tipa galaksije domaćina, ali se mogu široko odrediti za svaki tip supernove.

Fizička svojstva supernova po tipu [105] [106]
Upišite a Prosječna vršna apsolutna veličina b Približna energija (neprijatelj) c Dani do vrhunca sjaja Dani od vrhunca do 10% sjaja
Ia −19 1 cca. 19 oko 60
Ib / c (nesvjestica) oko −15 0.1 15–25 nepoznat
Ib oko −17 1 15–25 40–100
Ic oko −16 1 15–25 40–100
Ic (svijetlo) do −22 iznad 5 otprilike 25 otprilike 100
II-b oko −17 1 oko 20 oko 100
II-L oko −17 1 oko 13 oko 150
II-P (nesvjestica) oko −14 0.1 otprilike 15 nepoznat
II-P oko −16 1 oko 15 Plato tada oko 50
IIn d oko −17 1 12–30 ili više 50–150
IIn (svijetlo) do −22 iznad 5 iznad 50 iznad 100

  • a. ^ Slabe vrste mogu biti posebna podklasa. Svijetli tipovi mogu biti kontinuum od blago presvijetlih do hipernova.
  • b. ^ Te veličine se mjere u R opsegu. Mjerenja u V ili B opsezima su uobičajena i bit će oko pola magnitude svjetlija za supernove.
  • c. ^Red veličine kinetičke energije. Ukupna elektromagnetno zračena energija je obično niža, (teoretska) energija neutrina mnogo veća.
  • d. ^ Vjerovatno heterogena grupa, bilo koja druga vrsta ugrađena u maglu.

Asimetrija Uredi

Dugogodišnja slagalica koja okružuje supernove tipa II je razlog zašto preostali kompaktni objekt prima veliku brzinu daleko od epicentra [108], a time i neutronske zvijezde, pa tako i neutronske zvijezde, imaju velike brzine, a crne rupe to vjerojatno imaju, iako daleko je teže promatrati izolirano. Početni zamah može biti značajan, pokrećući objekat veći od solarne mase brzinom od 500 km / s ili većom. To ukazuje na asimetriju širenja, ali mehanizam kojim se zamah prenosi na kompaktni objekt ostaje [ažurirati] zagonetku.Predložena objašnjenja ovog udarca uključuju konvekciju u kolapsirajućoj zvijezdi i proizvodnju mlaza tokom stvaranja neutronske zvijezde.

Jedno od mogućih objašnjenja ove asimetrije je konvekcija velikih razmjera iznad jezgre. Konvekcija može stvoriti varijacije u lokalnom obilju elemenata, što rezultira neravnomjernim sagorijevanjem nukleara tijekom kolapsa, odbijanja i rezultirajućeg širenja. [109]

Drugo moguće objašnjenje je da nakupljanje plina na centralnoj neutronskoj zvijezdi može stvoriti disk koji izbacuje visoko usmerene mlaznice, izbacujući materiju velikom brzinom iz zvijezde i pokrećući poprečne udare koji u potpunosti poremete zvijezdu. Ovi mlazovi bi mogli igrati presudnu ulogu u nastaloj supernovi. [110] [111] (Sličan model je sada omiljen za objašnjavanje dugih rafala gama zraka.)

Početne asimetrije takođe su potvrđene u supernovima tipa Ia posmatranjem. Ovaj rezultat može značiti da početna osvjetljenost ove vrste supernove ovisi o uglu gledanja. Međutim, širenje postaje vremenski simetričnije. Rane asimetrije se mogu otkriti mjerenjem polarizacije emitovane svjetlosti. [112]

Izlaz energije Uredi

Iako su supernove prvenstveno poznate kao svjetleći događaji, elektromagnetsko zračenje koje ispuštaju gotovo je manja nuspojava. Naročito u slučaju supernove srušenog jezgra, emitovano elektromagnetsko zračenje je mali dio ukupne energije oslobođene tokom događaja.

Postoji temeljna razlika između ravnoteže proizvodnje energije u različitim vrstama supernova. U detonacijama bijelih patuljaka tipa Ia, većina energije usmjerava se u sintezu teških elemenata i kinetičku energiju izbacivanja. U supernovima kolapsa jezgra, velika većina energije usmjerena je u emisiju neutrina, i dok dio toga očigledno pokreće uočeno uništavanje, 99% + neutrina pobjegne zvijezdi u prvih nekoliko minuta nakon početka kolapsa.

Supernove tipa Ia svoju energiju crpe od odbjegle nuklearne fuzije karbonsko-kiseoničkog bijelog patuljka. Detalji energetike još uvijek nisu u potpunosti razumljivi, ali krajnji rezultat je izbacivanje cijele mase izvorne zvijezde pri visokoj kinetičkoj energiji. Otprilike polovina solarne mase te mase je 56 Ni nastalih izgaranjem silicija. 56 Ni je radioaktivan i raspada se u 56 Co beta plus raspadom (sa poluživotom šest dana) i gama zracima. 56 Co sam se raspada beta plus (pozitronskim) putem sa poluživotom od 77 dana u stabilnih 56 Fe. Ova dva procesa su odgovorna za elektromagnetsko zračenje supernove tipa Ia. U kombinaciji sa promenljivom prozirnošću izbačenog materijala, oni stvaraju krivu svetlosti koja se brzo smanjuje. [113]

Supernove jezgra kolapsa u prosjeku su vidno slabije od supernove tipa Ia, ali ukupna oslobođena energija je daleko veća. U ovoj vrsti supernova gravitacijska potencijalna energija pretvara se u kinetičku energiju koja komprimira i urušava jezgro, u početku proizvodeći elektronske neutrine iz nukleona koji se raspadaju, praćene svim okusima toplotnih neutrina iz pregrejanog jezgra neutronske zvijezde. Smatra se da oko 1% ovih neutrina taloži dovoljno energije u vanjske slojeve zvijezde da pokrene nastalu katastrofu, ali opet detalji se ne mogu reproducirati tačno u trenutnim modelima. Kinetičke energije i prinosi nikla nešto su niži od supernova tipa Ia, otuda niža vršna vizuelna osvjetljenost supernova tipa II, ali energija dejonizacije mnogih solarnih masa preostalog vodika može doprinijeti mnogo sporijem padu osvjetljenosti i proizvesti faza visoravni viđena u većini jezgara koje se urušavaju u supernove.

U nekim supernovima u kolapsu jezgra, pad na crnu rupu pokreće relativističke mlazove koji mogu proizvesti kratki energetski i usmereni nalet gama zraka, a takođe prenose značajnu dalju energiju u izbačeni materijal. Ovo je jedan od scenarija za proizvodnju super-sjajnih supernova, a smatra se da je uzrok hipernova tipa Ic i dugotrajnog izbijanja gama zraka. Ako su relativistički mlazovi prekratki i ne uspiju prodrijeti u zvjezdani omotač, tada se može stvoriti rafalni gama-zračenje malog sjaja i supernova može biti podsvijetla.

Kada se supernova dogodi unutar malog gustog oblaka okozvezdanog materijala, ona će proizvesti udarni talas koji može efikasno pretvoriti visoki udio kinetičke energije u elektromagnetno zračenje. Iako je početna energija bila potpuno normalna, rezultirajuća supernova imat će veliku osvjetljenost i produženo trajanje, jer se ne oslanja na eksponencijalni radioaktivni raspad. Ova vrsta događaja može uzrokovati hipernove tipa IIn.

Iako su supernove s nestabilnošću u paru supernove s kolapsom jezgra sa spektrima i krivuljama svjetlosti slične tipu II-P, priroda nakon kolapsa jezgra sličnija je divovskom tipu Ia s odbjeglom fuzijom ugljenika, kiseonika i silicija. Ukupna energija koju oslobađaju događaji s najvećom masom usporediva je sa ostalim supernovima u kolapsu jezgra, ali smatra se da je proizvodnja neutrina vrlo niska, stoga je oslobođena kinetička i elektromagnetska energija vrlo velika. Jezgre ovih zvijezda mnogo su veće od bilo kojeg bijelog patuljka, a količina radioaktivnog nikla i drugih teških elemenata izbačenih iz njihovih jezgara može biti za redove veličine veća, što ima za posljedicu veliku vizuelnu osvjetljenost.

Progenitor Edit

Tip klasifikacije supernove usko je vezan za tip zvijezde u trenutku kolapsa. Pojava svake vrste supernove dramatično ovisi o metalnosti, a time i o starosti galaksije domaćina.

Supernove tipa Ia proizvode se od bijelih patuljastih zvijezda u binarnim sistemima i javljaju se u svim tipovima galaksija. Supernove jezgra kolapsa nalaze se samo u galaksijama koje prolaze kroz trenutno ili nedavno formiranje zvijezda, jer su rezultat kratkotrajnih masivnih zvijezda. Najčešće se nalaze u spiralama tipa Sc, ali i u krakovima drugih spiralnih galaksija i u nepravilnim galaksijama, posebno galaksijama zvjezdanih rafala.

Smatra se da su supernove tipa Ib / c i II-L, a možda i većina tipa IIn, proizvedene samo od zvijezda s gotovo solarnim nivoom metalnosti što rezultira velikim gubicima mase od masivnih zvijezda, pa su rjeđe kod starijih, više daleke galaksije. Tablica prikazuje rodonačelnik glavnih tipova supernove jezgre kolapsa i približne proporcije uočene u lokalnom susjedstvu.

Frakcija tipova supernova srušenih jezgara po rodonačelniku [91]
Tip Starina zvijezda Razlomak
Ib WC Wolf-Rayet ili helijumska zvijezda 9.0%
Ic WO Wolf-Rayet 17.0%
II-P Supergiant 55.5%
II-L Supergigant sa osiromašenom vodoničnom ljuskom 3.0%
IIn Supergigant u gustom oblaku izbačenog materijala (kao što je LBV) 2.4%
IIb Supergigant s visoko osiromašenim vodikom (lišen pratioca?) 12.1%
IIpec Plavi supergigant 1.0%

Postoji niz poteškoća u pomirenju modelirane i uočene evolucije zvezda koja dovodi do kolapsiranja jezgra supernova. Crveni supergiganti su rodonačelnici velike većine supernova jezgra kolapsa, i one su primijećene, ali samo pri relativno malim masama i luminozitetima, ispod oko 18 M i 100.000 L , odnosno. Većina rodonačelnika supernova tipa II nisu otkriveni i moraju biti znatno slabiji i vjerovatno manje masivni. Sada se predlaže da crveni supergiganti veće mase ne eksplodiraju kao supernove, već da evoluiraju natrag prema toplijim temperaturama. Potvrđeno je nekoliko rodonačelnika supernova tipa IIb, a to su bili K i G supergiganti, plus jedan A supergigant. [118] Žuti hipergigovi ili LBV predloženi su za rodonačelnike supernova tipa IIb, a gotovo sve supernove tipa IIb dovoljno blizu da ih se može promatrati, pokazale su takve rodonačelnike. [119] [120]

Do prije samo nekoliko decenija nije se smatralo da će vrući supergiganti eksplodirati, ali zapažanja su pokazala drugačije. Plavi supergiganti čine neočekivano visok udio potvrđenih rodonačelnika supernova, dijelom i zbog njihove velike osvijetljenosti i jednostavnog otkrivanja, dok još uvijek nije jasno identificiran niti jedan Wolf-Rayetov rodonačelnik. [118] [121] Modeli su imali poteškoća da pokažu kako plavi supergiganti gube dovoljno mase da dođu do supernove, a da ne pređu u drugu evolucijsku fazu. Jedno istraživanje pokazalo je mogući put do kolapsa nisko-sjajnih post-crvenih supergigantskih svjetlećih plavih varijabli, najvjerovatnije kao supernove tipa IIn. [122] Otkriveno je nekoliko primjera vrućih svjetlećih rodonačelnika supernova tipa IIn: SN 2005gy i SN 2010jl bili su naizgled masivne svjetleće zvijezde, ali su vrlo udaljeni i SN 2009ip je imao vrlo svjetleći rodonačelnik koji je vjerovatno bio LBV, ali je neobična supernova čija se tačna priroda osporava. [118]

Praroditelji supernova tipa Ib / c uopće se ne primjećuju, a ograničenja na njihovu moguću osvjetljenost često su niža od onih poznatih zvijezda sa WC-om. [118] WO zvijezde su izuzetno rijetke i vizualno relativno slabe, pa je teško reći nedostaju li takvi rodoslovci ili ih tek treba promatrati. Vrlo svjetleći rodonačelnici nisu sigurno identificirani, uprkos tome što su brojne supernove primijećene dovoljno blizu da bi takvi rodonačelnici mogli biti jasno snimljeni. [123] Modeliranje populacije pokazuje da bi se promatrane supernove tipa Ib / c mogle reproducirati mješavinom pojedinačnih masivnih zvijezda i zvijezda s ogoljenim omotačem iz binarnih sistema koji su u interakciji. [91] Stalni nedostatak nedvosmislenog otkrivanja rodonačelnika normalnih supernova tipa Ib i Ic može biti posljedica toga što se većina masivnih zvijezda urušava direktno u crnu rupu bez izbijanja supernove. Većina ovih supernova tada se proizvodi od helijumovih zvijezda slabe osvijetljenosti u binarnim sistemima. Mali bi broj bio od brzo rotirajućih masivnih zvijezda, što vjerojatno odgovara visokoenergetskim događajima tipa Ic-BL koji su povezani s dugotrajnim rafalnim gama zrakama. [118]

Izvor teških elemenata Uredi

Supernove su glavni izvor elemenata u međuzvjezdnom mediju, od kisika do rubidijuma, [124] [125] [126], iako teoretska brojnost elemenata proizvedenih ili viđenih u spektrima značajno varira ovisno o različitim vrstama supernova. [126] Supernove tipa Ia proizvode uglavnom silicijum i elemente vrha željeza, metale poput nikla i željeza. [127] [128] Supernove u kolapsu jezgra izbacuju mnogo manje količine elemenata vrha željeza od supernova tipa Ia, ali veće mase laganih alfa elemenata poput kisika i neona i elemenata težih od cinka. Ovo posljednje posebno vrijedi za supernove za hvatanje elektrona. [129] Glavnina materijala izbačenog supernovom tipa II je vodonik i helij. [130] Teški elementi nastaju: nuklearnom fuzijom jezgara do 34 S preustrojem fotodisintegracije silicija i kvazi ravnotežom tokom sagorevanja silicijuma za jezgre između 36 Ar i 56 Ni i brzim hvatanjem neutrona (r-proces) tokom kolapsa supernove za elemente teži od gvožđa. R-proces stvara vrlo nestabilne jezgre bogate neutronima i koje brzo beta propadaju u stabilnije oblike. U supernovama, reakcije r-procesa odgovorne su za približno polovinu svih izotopa elemenata izvan željeza, [131] iako spajanje neutronskih zvijezda može biti glavni astrofizički izvor mnogih od ovih elemenata. [124] [132]

U modernom svemiru, stare asimptotske divovske grane (AGB) zvijezde dominantan su izvor prašine iz elemenata s-procesa, oksida i ugljika. [124] [133] Međutim, u ranom svemiru, prije formiranja AGB zvijezda, supernove su mogle biti glavni izvor prašine. [134]

Uloga u zvjezdanoj evoluciji Uredi

Ostaci mnogih supernova sastoje se od kompaktnog predmeta i brzo širećeg udarnog vala materijala. Ovaj oblak materijala pometa okolni međuzvjezdani medij tokom faze slobodnog širenja, koja može trajati i do dva vijeka. Tada talas polako prolazi kroz period adijabatske ekspanzije i polako će se hladiti i miješati s okolnim međuzvjezdanim medijem tokom perioda od oko 10.000 godina. [135]

Veliki prasak je proizveo vodonik, helij i tragove litijuma, dok se svi teži elementi sintetišu u zvijezdama i supernovima. Supernove imaju tendenciju da obogaćuju okolni međuzvjezdani medij elementima koji nisu vodonik i helij, što astronomi obično nazivaju "metalima".

Ovi ubrizgani elementi na kraju obogaćuju molekularne oblake koji su mjesta nastanka zvijezda. [136] Dakle, svaka zvjezdana generacija ima nešto drugačiji sastav, prelazeći od gotovo čiste smjese vodonika i helijuma do sastava bogatijeg metalima. Supernove su dominantan mehanizam za distribuciju ovih težih elemenata, koji nastaju u zvijezdi tokom njenog nuklearnog fuzije. Različite količine elemenata u materijalu koji formira zvijezdu imaju važan utjecaj na život zvijezde i mogu presudno utjecati na mogućnost da planete kruže oko nje.

Kinetička energija ostatka supernove koja se širi može potaknuti stvaranje zvijezda komprimiranjem obližnjih, gustih molekularnih oblaka u svemiru. [137] Povećanje turbulentnog pritiska takođe može sprečiti stvaranje zvezda ako oblak nije u stanju da izgubi višak energije. [138]

Dokazi iz kćerinskih proizvoda kratkotrajnih radioaktivnih izotopa pokazuju da je obližnja supernova pomogla u određivanju sastava Sunčevog sistema prije 4,5 milijarde godina, a možda je i pokrenula nastanak ovog sistema. [139]

Dana 1. juna 2020. godine, astronomi su izvijestili o sužavanju izvora brzih rafalnih rafala (FRB), koji sada mogu vjerovatno uključivati ​​"spajanje kompaktnih objekata i magnetare koji proističu iz normalnih jezgara koje se urušavaju u jezgri". [140] [141]

Kozmičke zrake Uredi

Smatra se da ostaci supernove ubrzavaju veliki udio galaktičkih primarnih kosmičkih zraka, ali direktni dokazi za proizvodnju kosmičkih zraka pronađeni su samo u malom broju ostataka. Gama zrake raspada piona otkrivene su na ostacima supernove IC 443 i W44. Oni se proizvode kada ubrzani protoni od SNR udara na međuzvjezdani materijal. [142]

Gravitacijski talasi Uredi

Supernove su potencijalno jaki galaktički izvori gravitacionih valova, [143], ali nijedan do sada nije otkriven. Do sada su otkriveni jedini gravitacijski valovi od spajanja crnih rupa i neutronskih zvijezda, vjerovatnih ostataka supernova. [144]

Učinak na Zemlji Uredi

A supernova oko Zemlje je supernova dovoljno blizu Zemlje da ima primetne efekte na njenu biosferu. Ovisno o vrsti i energiji supernove, mogla bi biti udaljena čak 3000 svjetlosnih godina. 1996. godine teoretizirano je da bi se tragovi prošlih supernova mogli otkriti na Zemlji u obliku metalnih izotopskih potpisa u slojevima stijena. O obogaćivanju gvožđem-60 kasnije je izviješteno u dubokomorskim stijenama Tihog okeana. [145] [146] [147] 2009. godine u antarktičkom ledu pronađeni su povišeni nivoi nitratnih jona, što se poklopilo sa supernovima 1006 i 1054. Gama zrake iz ovih supernova mogle su povećati nivo azotnih oksida koji su zarobljeni u ledu. [148]

Smatra se da su supernove tipa Ia potencijalno najopasnije ako se pojave dovoljno blizu Zemlje. Budući da ove supernove nastaju iz prigušenih, uobičajenih bijelih patuljastih zvijezda u binarnim sistemima, vjerovatno je da će se supernova koja može utjecati na Zemlju pojaviti nepredvidivo i u zvjezdanom sistemu koji nije dobro proučen. Najbliži poznati kandidat je IK Pegasi (vidi dole). [149] Nedavne procjene predviđaju da bi supernova tipa II morala biti bliža od osam parseka (26 svjetlosnih godina) da bi uništila polovinu ozonskog omotača Zemlje, a nema takvih kandidata bliže od oko 500 svjetlosnih godina. [150]

Sljedeću supernovu u Mliječnom putu vjerojatno će biti moguće otkriti čak i ako se dogodi na udaljenoj strani galaksije. Vjerojatno će nastati kolapsom neuobičajenog crvenog supergiganta i vrlo je vjerojatno da će već biti katalogiziran u infracrvenim anketama poput 2MASS. Male su šanse da će sljedeću jezgru kolapsirajuću supernovu proizvesti druga vrsta masivne zvijezde, poput žutog hipergigana, svjetleće plave varijable ili Wolf-Rayet-a. Računa se da su šanse da sljedeća supernova bude tip Ia koju proizvodi bijeli patuljak oko trećine šansi za supernovu u srži. Opet bi to trebalo biti vidljivo gdje god se dogodi, ali je manje vjerovatno da će rodonačelnik ikada biti primijećen. Čak se ni ne zna kako točno izgleda sistem predaka tipa Ia i teško ih je otkriti nakon nekoliko parseka. Procjenjuje se da je ukupna stopa supernove u našoj galaksiji između 2 i 12 po vijeku, iako je zapravo nismo primijetili već nekoliko stoljeća. [99]

Statistički gledano, sljedeća supernova vjerovatno će biti proizvedena od inače neuglednog crvenog supergiganta, ali teško je identificirati koji su od tih supergigova u završnoj fazi fuzije teških elemenata u svojim jezgrima, a kojima su preostali milioni godina. Najmasovniji crveni supergiganti odbacuju atmosferu i evoluiraju do Wolf-Rayet zvijezda prije nego što im se jezgre sruše. Sve Wolf-Rayetove zvijezde završavaju svoj život iz Wolf-Rayetove faze u roku od milion godina, ali opet je teško identificirati one koji su najbliži kolapsu jezgra. Jedna klasa za koju se očekuje da neće imati više od nekoliko hiljada godina prije eksplozije su zvijezde WO Wolf-Rayet, za koje se zna da su iscrpile svoj jezgreni helij. [152] Samo ih je osam poznato, a samo su četiri na Mliječnom putu. [153]

Brojne bliske ili dobro poznate zvijezde identificirane su kao mogući kandidati za supernovu za kolaps jezgra: crveni supergiganti Antares i Betelgeuse [154], žuti hipergiant Rho Cassiopeiae [155], svjetleća plava varijabla Eta Carinae koja je već proizvela varalicu supernove [156 ] i najsjajnija komponenta, Wolf-Rayetova zvijezda, u sistemu Regor ili Gamma Velorum. [157] Drugi su stekli reputaciju što je više moguće, iako malo vjerovatno, rodonačelnici eksplozije gama zraka, na primjer WR 104. [158]

Identifikacija kandidata za supernovu tipa Ia mnogo je spekulativnija. Bilo koja binarna jedinica s priraslim bijelim patuljkom može stvoriti supernovu, iako se još uvijek raspravlja o tačnom mehanizmu i vremenskom opsegu. Ovi sistemi su slabi i teško ih je prepoznati, ali novae i povratne nove su takvi sistemi koji se prikladno reklamiraju. Jedan od primjera je U Scorpii. [159] Najbliži poznati kandidat za supernovu tipa Ia je IK Pegasi (HR 8210), koji se nalazi na udaljenosti od 150 svjetlosnih godina, [160], ali zapažanja sugeriraju da će proći nekoliko miliona godina prije nego što će bijeli patuljak moći nakupiti potrebnu kritičnu masu da postane supernova tipa Ia. [161]

    - Supernova nastala spajanjem neutronskih zvijezda - vrsta supernove s osvjetljenjem 10 puta većom od normalne supernove i drugačije oblikovane krive svjetlosti. - Hipotetska nasilna eksplozija nastala pretvaranjem neutronske zvijezde u zvijezdu kvark - Popis pojavljivanja supernova u izmišljenim djelima - Kronološka lista razvoja znanja i zapisa
  1. ^ Murdin, P. Murdin, L. (1978). Supernove. New York, NY: Sindikat za štampu Univerziteta u Cambridgeu. str. 1–3. ISBN978-0521300384.
  2. ^
  3. Joglekar, H. Vahia, M. N. Sule, A. (2011). "Najstarija nebeska karta sa zapisom Supernove (u Kašmiru)" (PDF). Purātattva: Časopis Indijskog arheološkog društva (41): 207–211. Pristupljeno 29. maja 2019.
  4. ^
  5. Murdin, Paul Murdin, Lesley (1985). Supernove . Cambridge University Press. str. 14–16. ISBN978-0521300384.
  6. ^
  7. Burnham, Robert mlađi (1978). Nebeski priručnik. Dover. str. 1117–1122.
  8. ^
  9. Winkler, P. F. Gupta, G. Long, K. S. (2003). "Ostatak SN 1006: Optički ispravni pokreti, duboko snimanje, udaljenost i maksimalna svjetlina". Astrophysical Journal. 585 (1): 324–335. arXiv: astro-ph / 0208415. Bibkod: 2003ApJ. 585..324W. doi: 10.1086 / 345985. S2CID1626564.
  10. ^
  11. Clark, D. H. Stephenson, F. R. (1982). "Povijesne supernove". Supernove: Pregled trenutnih istraživanja Zbornik Instituta za napredne studije, Cambridge, Engleska, 29. juna - 10. jula 1981.. Dordrecht: D. Reidel. str. 355–370. Bibkod: 1982ASIC. 90..355C.
  12. ^
  13. Baade, W. (1943). "Br. 675. Nova Ophiuchi iz 1604. godine kao supernova". Prilozi Opservatorije Mount Wilson / Carnegie Instituta iz Washingtona. 675: 1–9. Bibkod: 1943CMWCI.675. 1B.
  14. ^
  15. Motz, L. Weaver, J. H. (2001.). Priča o astronomiji. Osnovne knjige. str. 76. ISBN978-0-7382-0586-1.
  16. ^
  17. Chakraborti, S. Childs, F. Soderberg, A. (25. februara 2016.). "Mladi ostaci supernova tipa Ia i njihovi potomci: studija SNR G1.9 + 0.3". Astrofizički časopis. 819 (1): 37. arXiv: 1510.08851. Bibkod: 2016ApJ. 819. 37C. doi: 10.3847 / 0004-637X / 819/1/37. S2CID119246128.
  18. ^
  19. Krause, O. (2008). "Kasiopeja A Supernova bila je tipa IIb". Nauka. 320 (5880): 1195–1197. arXiv: 0805.4557. Bibcode: 2008Sci. 320.1195K. doi: 10.1126 / znanost.1155788. PMID18511684. S2CID40884513.
  20. ^
  21. da Silva, L. A. L. (1993). "Klasifikacija supernova". Astrofizika i svemirske nauke. 202 (2): 215–236. Bibkod: 1993Ap & amp.SS.202..215D. doi: 10.1007 / BF00626878. S2CID122727067.
  22. ^
  23. Kowal, C. T. (1968). "Apsolutne veličine supernova". Astronomical Journal. 73: 1021–1024. Bibkod: 1968AJ. 73.1021K. doi: 10.1086 / 110763.
  24. ^
  25. Leibundgut, B. (2003). "Kozmološko iznenađenje: Svemir se ubrzava". Europhysics News. 32 (4): 121–125. Bibcode: 2001ENews..32..121L. doi: 10.1051 / epn: 2001401.
  26. ^
  27. Fabian, A. C. (2008). "Eksplozija iz prošlosti". Nauka. 320 (5880): 1167–1168. doi: 10.1126 / science.1158538. PMID18511676. S2CID206513073.
  28. ^
  29. Aschenbach, B. (1998). "Otkriće mladog ostatka supernove u blizini". Priroda. 396 (6707): 141–142. Bibkod: 1998Natur.396..141A. doi: 10.1038 / 24103. S2CID4426317.
  30. ^
  31. Iyudin, A. F. i dr. (1998). "Emisija od 44 Ti povezana sa prethodno nepoznatom Galaktičkom supernovom". Priroda. 396 (6707): 142–144. Bibkod: 1998Natur.396..142I. doi: 10.1038 / 24106. S2CID4430526.
  32. ^
  33. "Jedna galaksija, tri supernove". www.spacetelescope.org . Pristupljeno 18. 6. 2018.
  34. ^
  35. Subo Dong, B. J. i dr. (2016). "ASASSN-15lh: Izuzetno super-svjetleća supernova". Nauka. 351 (6270): 257–260. arXiv: 1507.03010. Bibkod: 2016Sci. 351..257D. doi: 10.1126 / science.aac9613. PMID26816375. S2CID31444274.
  36. ^
  37. Leloudas, G. i dr. (2016). "Svjetlosni prijelazni ASASSN-15lh kao slučaj plimnog poremećaja iz Kerrove crne rupe". Astronomija prirode. 1 (2): 0002. arXiv: 1609.02927. Bibkod: 2016NatAs. 1E. 2L. doi: 10.1038 / s41550-016-0002. S2CID73645264.
  38. ^
  39. Uzorak, I. (2017-02-13). "Masivna supernova vidljiva milionima svjetlosnih godina sa Zemlje". The Guardian. Arhivirano iz originala 13.02.2017. Pristupljeno 13.02.2017.
  40. ^
  41. Yaron, O. Perley, D. A. Gal-Yam, A. Groh, J. H. Horesh, A. Ofek, E. O. Kulkarni, S. R. Sollerman, J. Fransson, C. (2017-02-13). "Zatvoreni gusti cirkustelni materijal koji okružuje pravilnu supernovu tipa II". Priroda Fizika. 13 (5): 510–517. arXiv: 1701.02596. Bibkod: 2017NatPh..13..510Y. doi: 10.1038 / nphys4025. S2CID29600801.
  42. ^ abcd
  43. Novinar Astronomy Now (23. februara 2018.). "Astronom amater otkriva jednom u životu". Astronomija sada . Pristupljeno 15. maja 2018.
  44. ^
  45. Bersten, MC Folatelli, G. García, F. Van Dyk, SD Benvenuto, OG Orellana, M. Buso, V. Sánchez, JL Tanaka, M. Maeda, K. Filippenko, AV Zheng, W. Brink, TG Cenko, SB De Jaeger, T. Kumar, S. Moriya, TJ Nomoto, K. Perley, DA Shivvers, I. Smith, N. (21. februara 2018.). "Provala svjetlosti pri rođenju supernove". Priroda. 554 (7693): 497–499. arXiv: 1802.09360. Bibkod: 2018Natur.554..497B. doi: 10.1038 / priroda25151. PMID29469097. S2CID4383303.
  46. ^
  47. Michael F. Bode Aneurin Evans (7. aprila 2008.). Classical Novae. Cambridge University Press. str. 1–. ISBN978-1-139-46955-5.
  48. ^
  49. Osterbrock, D. E. (2001.). "Ko je stvarno smislio riječ Supernova? Ko je prvi predvidio neutronske zvijezde?". Bilten Američkog astronomskog društva. 33: 1330. Bibcode: 2001AAS. 199.1501O.
  50. ^
  51. Baade, W. Zwicky, F. (1934). "O Super-novim". Zbornik Nacionalne akademije nauka. 20 (5): 254–259. Bibkod: 1934PNAS. 20..254B. doi: 10.1073 / pnas.20.5.254. PMC1076395. PMID16587881.
  52. ^
  53. Murdin, P. Murdin, L. (1985). Supernove (2. izdanje). Cambridge University Press. str. 42. ISBN978-0-521-30038-4.
  54. ^
  55. Reynolds, S. P. i dr. (2008). "Najmlađi ostatak galaktičke supernove: G1,9 + 0,3". The Astrophysical Journal Letters. 680 (1): L41 – L44. arXiv: 0803.1487. Bibcode: 2008ApJ. 680L..41R. doi: 10.1086 / 589570. S2CID67766657.
  56. ^
  57. Colgate, S. A. McKee, C. (1969). "Rana sjajnost supernove". Astrofizički časopis. 157: 623. Bibcode: 1969ApJ. 157..623C. doi: 10.1086 / 150102.
  58. ^
  59. Zuckerman, B. Malkan, M. A. (1996). Postanak i evolucija svemira. Jones i amp Bartlett Učenje. str. 68. ISBN978-0-7637-0030-0. Arhivirano iz originala 20.08.2016.
  60. ^
  61. Filippenko, A. V. Li, W.-D. Treffers, R. R. Modjaz, M. (2001.). "Supernova opservatorije Lick pretražuje Katzmanovim automatskim teleskopom". U Paczynskom, B. Chen, W.-P. Lemme, C. (ur.). Astronomija malih teleskopa na globalnoj razini. ASP konferencijske serije. 246. San Francisco: Astronomsko društvo Pacifika. str. 121. Bibkod: 2001ASPC..246..121F. ISBN978-1-58381-084-2.
  62. ^
  63. Antonioli, P. i dr. (2004.). "SNIJEGI: SuperNova sistem ranog upozoravanja". Novi časopis za fiziku. 6: 114. arXiv: astro-ph / 0406214. Bibkod: 2004NJPh. 6..114A. doi: 10.1088 / 1367-2630 / 6/1/114. S2CID119431247.
  64. ^
  65. Scholberg, K. (2000). "SNIJEGI: Sistem ranog upozoravanja supernove". Zbornik radova AIP konferencije. 523: 355–361. arXiv: astro-ph / 9911359. Bibkod: 2000AIPC..523..355S. CiteSeerX10.1.1.314.8663. doi: 10.1063 / 1.1291879. S2CID5803494.
  66. ^
  67. Beacom, J. F. (1999). "Supernova neutrini i mase neutrina". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv: hep-ph / 9901300. Bibkod: 1999RMxF. 45. 36B.
  68. ^
  69. Frieman, J. A. i dr. (2008). "Sloanova digitalna anketa o nebu-Ii Supernova anketa: Tehnički sažetak". The Astronomical Journal. 135 (1): 338–347. arXiv: 0708.2749. Bibkod: 2008AJ. 135..338F. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/338. S2CID53135988.
  70. ^
  71. Perlmutter, S. A. (1997). "Planirano otkriće 7+ SNe sa visokim crvenim pomakom: Prvi kozmološki rezultati i granice q0". U Ruiz-Lapuente, P. Canal, R. Isern, J. (ur.). Termonuklearne supernove, Zbornik NATO-ovog Instituta za napredne studije. NATO napredni naučni instituti, serija C. 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. str. 749. arXiv: astro-ph / 9602122. Bibkod: 1997ASIC..486..749P. doi: 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46.
  72. ^
  73. Linder, E. V. Huterer, D. (2003.). "Značaj supernova na z & gt 1.5 za sondiranje tamne energije ". Fizički pregled D. 67 (8): 081303. arXiv: astro-ph / 0208138. Bibkod: 2003PhRvD..67h1303L. doi: 10.1103 / PhysRevD.67.081303. S2CID8894913.
  74. ^
  75. Perlmutter, S. A. i sur. (1997). "Mjerenja kozmoloških parametara Ω i Λ iz prvih sedam supernova na z ≥ 0.35". Astrofizički časopis. 483 (2): 565. arXiv: astro-ph / 9608192. Bibkod: 1997ApJ. 483..565P. doi: 10.1086 / 304265. S2CID118187050.
  76. ^
  77. Copin, Y. i sur. (2006). "Obližnja tvornica supernova" (PDF). Nove recenzije astronomije. 50 (4–5): 637–640. arXiv: astro-ph / 0401513. Bibkod: 2006NewAR..50..436C. CiteSeerX10.1.1.316.4895. doi: 10.1016 / j.newar.2006.02.035.
  78. ^
  79. Kirshner, R. P. (1980). "Supernova tipa I: Pogled promatrača" (PDF). Zbornik radova AIP konferencije. 63: 33–37. Bibkod: 1980AIPC. 63. 33K. doi: 10.1063 / 1.32212. hdl: 2027,42 / 87614.
  80. ^
  81. "Lista supernova". Centralni ured za astronomske telegrame IAU. Arhivirano iz originala 12.11.2010. Pristupljeno 25.10.2010.
  82. ^
  83. "Katalog supernova Padova-Asiago". Osservatorio Astronomico di Padova. Arhivirano iz originala 10.01.2014. Pristupljeno 10.01.2014.
  84. ^Otvorite katalog Supernova
  85. ^
  86. "Utisak umetnika o supernovi 1993J". SpaceTelescope.org. Arhivirano iz originala 13.9.2014. Pristupljeno 12.09.2014.
  87. ^ ab
  88. Cappellaro, E. Turatto, M. (2001.). "Vrste i stope supernove". Uticaj binarnih datoteka na studije o populaciji zvijezda. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. str. 199. arXiv: astro-ph / 0012455. Bibkod: 2001ASSL..264..199C. doi: 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16. ISBN978-0-7923-7104-5.
  89. ^ abcd
  90. Turatto, M. (2003). "Klasifikacija supernova". Supernove i gama-zračnici. Bilješke iz predavanja iz fizike. 598. str. 21–36. arXiv: astro-ph / 0301107. CiteSeerX10.1.1.256.2965. doi: 10.1007 / 3-540-45863-8_3. ISBN978-3-540-44053-6. S2CID15171296.
  91. ^ abcd
  92. Doggett, J. B. Branch, D. (1985). "Uporedna studija krivih svjetlosnih supernova". The Astronomical Journal. 90: 2303. Bibcode: 1985AJ. 90.2303D. doi: 10.1086 / 113934.
  93. ^
  94. Bianco, F. B. Modjaz, M. Hicken, M. Friedman, A. Kirshner, R. P. Bloom, J. S. Challis, P. Marion, G. H. Wood-Vasey, W. M. Rest, A. (2014). "Višebojne optičke i blisko-infracrvene krive svjetlosti 64 supernove s ogoljenom kovertom i kolapsom". Dodatak Astrofizičkom časopisu. 213 (2): 19. arXiv: 1405.1428. Bibkod: 2014ApJS..213. 19B. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19. S2CID119243970.
  95. ^
  96. Filippenko, A. V. (1988). "Supernova 1987K: Tip II u mladosti, Tip Ib u starosti". The Astronomical Journal. 96: 1941. Bibcode: 1988AJ. 96.1941F. doi: 10.1086 / 114940.
  97. ^
  98. Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 i njegova Supernova 1961". Astrofizički časopis. 139: 514. Bibcode: 1964ApJ. 139..514Z. doi: 10.1086 / 147779.
  99. ^
  100. Zwicky, F. (1962). "Nova zapažanja od značaja za kozmologiju". U McVittie, G. C. (ur.). Problemi vangalaktičkog istraživanja, Zbornik radova sa IAU simpozija. 15. New York: Macmillan Press. str. 347. Bibcode: 1962IAUS. 15..347Z.
  101. ^
  102. "Uspon i pad supernove". ESO slika sedmice. Arhivirano iz originala 02.07.2013. Pristupljeno 14. 6. 2013.
  103. ^
  104. Piro, A. L. Thompson, T. A. Kochanek, C. S. (2014). "Usklađivanje proizvodnje 56Ni u supernovima tipa Ia sa scenarijima dvostrukog izroda". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 438 (4): 3456. arXiv: 1308.0334. Bibkod: 2014MNRAS.438.3456P. doi: 10.1093 / mnras / stt2451. S2CID27316605.
  105. ^
  106. Chen, W.-C. Li, X.-D. (2009). "O rodonačelnicima super-Chandrasekhar mase tipa Ia supernova". Astrofizički časopis. 702 (1): 686–691. arXiv: 0907.0057. Bibcode: 2009ApJ. 702..686C. doi: 10.1088 / 0004-637X / 702/1/686. S2CID14301164.
  107. ^
  108. Howell, D. A. Sullivan, M. Conley, A. J. Carlberg, R. G. (2007). "Predviđena i uočena evolucija u srednjim svojstvima supernova tipa Ia sa crvenim pomakom". Astrophysical Journal Letters. 667 (1): L37 – L40. arXiv: astro-ph / 0701912. Bibkod: 2007ApJ. 667L..37H. doi: 10.1086 / 522030. S2CID16667595.
  109. ^ ab
  110. Mazzali, P. A. Röpke, F. K. Benetti, S. Hillebrandt, W. (2007). "Uobičajeni mehanizam eksplozije za supernove tipa Ia". Nauka. 315 (5813): 825–828. arXiv: astro-ph / 0702351. Bibcode: 2007Sci. 315..825M. doi: 10.1126 / znanost.1136259. PMID17289993. S2CID16408991.
  111. ^
  112. Lieb, E. H. Yau, H.-T. (1987). "Strogo ispitivanje Chandrasekhar teorije zvjezdanih kolapsa". Astrofizički časopis. 323 (1): 140–144. Bibkod: 1987ApJ. 323..140L. doi: 10.1086 / 165813.
  113. ^ ab
  114. Canal, R. Gutiérrez, J. L. (1997). "Moguća veza bijelog patuljka i neutronske zvijezde". U Isern, J. Hernanz, M. Gracia-Berro, E. (ur.). Bijeli patuljci, Zbornik radova 10. Evropske radionice o bijelim patuljcima. Bijeli patuljci. 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. str. 49. arXiv: astro-ph / 9701225. Bibkod: 1997ASSL..214. 49C. doi: 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7. ISBN978-0-7923-4585-5. S2CID9288287.
  115. ^
  116. Wheeler, J. C. (2000.). Kozmičke katastrofe: Supernove, Gama-zraci i Avanture u hipersvemiru. Cambridge University Press. str. 96. ISBN978-0-521-65195-0. Arhivirano iz originala 10.9.2015.
  117. ^
  118. Khokhlov, A. M. Mueller, E. Höflich, P. A. (1993). "Krive svjetlosti modela supernova tipa IA s različitim mehanizmima eksplozije". Astronomija i astrofizika. 270 (1–2): 223–248. Bibkod: 1993A & ampA. 270..223K.
  119. ^
  120. Röpke, F. K. Hillebrandt, W. (2004.). "Slučaj protiv progenitovog omjera ugljika i kiseonika kao izvora vršnih promjena osvijetljenosti supernova tipa Ia". Astronomija i astrofizika Pisma. 420 (1): L1 – L4. arXiv: astro-ph / 0403509. Bibkod: 2004A & ampA. 420L. 1R. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20040135. S2CID2849060.
  121. ^ ab
  122. Hillebrandt, W. Niemeyer, J. C. (2000.). "Tip IA Supernova modeli eksplozije". Godišnji pregled astronomije i astrofizike. 38 (1): 191–230. arXiv: astro-ph / 0006305. Bibkod: 2000ARA & ampA..38..191H. doi: 10.1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID10210550.
  123. ^
  124. Paczyński, B. (1976). "Common Envelope Binaries". U Eggleton, P. Mitton, S. Whelan, J. (ur.). Struktura i evolucija bliskih binarnih sistema. IAU Simpozij br. 73. Dordrecht: D. Reidel. str. 75–80. Bibkod: 1976IAUS. 73. 75P.
  125. ^
  126. Macri, L. M. Stanek, K. Z. Bersier, D. Greenhill, L. J. Reid, M. J. (2006). "Nova udaljenost cefeida do galaksije Maser-Host NGC 4258 i njene implikacije za Hubble-ovu konstantu". Astrofizički časopis. 652 (2): 1133–1149. arXiv: astro-ph / 0608211. Bibkod: 2006ApJ. 652.1133M. doi: 10.1086 / 508530. S2CID15728812.
  127. ^
  128. Colgate, S. A. (1979). "Supernove kao standardna svijeća za kozmologiju". Astrofizički časopis. 232 (1): 404–408. Bibkod: 1979ApJ. 232..404C. doi: 10.1086 / 157300.
  129. ^
  130. Ruiz-Lapuente, P. i dr. (2000.). "Rodovi supernove tipa IA". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71: 435. Bibkod: 2000MmSAI..71..435R.
  131. ^
  132. Dan, M. Rosswog, S. Guillochon, J. Ramirez-Ruiz, E. (2012). "Kako spajanje dva bijela patuljka ovisi o njihovom omjeru masa: Orbitalna stabilnost i detonacije u dodiru". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 422 (3): 2417. arXiv: 1201.2406. Bibkod: 2012MNRAS.422.2417D. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID119159904.
  133. ^
  134. Howell, D. A. i dr. (2006). "Supernova tipa Ia SNLS-03D3bb iz zvijezde bijelog patuljka super-Chandrasekhar-ove mase". Priroda. 443 (7109): 308–311. arXiv: astro-ph / 0609616. Bibkod: 2006Natur.443..308H. doi: 10.1038 / nature05103. PMID16988705. S2CID4419069.
  135. ^
  136. Tanaka, M. i dr. (2010). "Spektropolarimetrija izuzetno svijetleće Supernove tipa Ia 2009dc: Gotovo sferna eksplozija masovnog bijelog patuljka Super-Chandrasekhar-a". Astrofizički časopis. 714 (2): 1209. arXiv: 0908.2057. Bibcode: 2010ApJ. 714.1209T. doi: 10.1088 / 0004-637X / 714/2/1209. S2CID13990681.
  137. ^
  138. Wang, B. Liu, D. Jia, S. Han, Z. (2014). "Eksplozije dvostruke detonacije helija za rodonačelnike supernova tipa Ia". Zbornik radova Međunarodne astronomske unije. 9 (S298): 442. arXiv: 1301.1047. Bibkod: 2014IAUS..298..442W. doi: 10.1017 / S1743921313007072. S2CID118612081.
  139. ^
  140. Foley, R. J. i dr. (2013). "Tip Iax Supernove: Nova klasa zvjezdanih eksplozija". Astrofizički časopis. 767 (1): 57. arXiv: 1212.2209. Bibkod: 2013ApJ. 767. 57F. doi: 10.1088 / 0004-637X / 767/1/57. S2CID118603977.
  141. ^
  142. McCully, C. i dr. (2014). "Svijetleći, plavi sistem rodonačelnika za tip Iax supernova 2012Z". Priroda. 512 (7512): 54–56. arXiv: 1408.1089. Bibkod: 2014Natur.512. 54M. doi: 10.1038 / priroda13615. PMID25100479. S2CID4464556.
  143. ^
  144. Silverman, J. M. i sur. (2013). "Interakcija silne interakcije tipa Ia Supernova sa njihovim okozvjezdanim medijem". Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1): 3. arXiv: 1304.0763. Bibkod: 2013ApJS..207. 3S. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 207/1/3. S2CID51415846.
  145. ^ abc
  146. Heger, A. Fryer, C. L. Woosley, S. E. Langer, N. Hartmann, D. H. (2003). "Kako masivne pojedinačne zvijezde završavaju svoj život". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv: astro-ph / 0212469. Bibkod: 2003ApJ. 591..288H. doi: 10.1086 / 375341. S2CID59065632.
  147. ^
  148. Nomoto, K. Tanaka, M. Tominaga, N. Maeda, K. (2010). "Hipernove, eksplozije gama zraka i prve zvijezde". Nove recenzije astronomije. 54 (3–6): 191. Bibkod: 2010NewAR..54..191N. doi: 10.1016 / j.newar.2010.09.022.
  149. ^
  150. Moriya, T. J. (2012). "Rodovi rekombinacije ostataka supernove". Astrofizički časopis. 750 (1): L13. arXiv: 1203.5799. Bibkod: 2012ApJ. 750L..13M. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13. S2CID119209527.
  151. ^
  152. Smith, N. i dr. (2009). "Sn 2008S: Prohladni vjetar Super-Eddingtona u varalici Supernove". Astrofizički časopis. 697 (1): L49. arXiv: 0811.3929. Bibcode: 2009ApJ. 697L..49S. doi: 10.1088 / 0004-637X / 697/1 / L49. S2CID17627678.
  153. ^
  154. Fryer, C. L. New, K. C. B. (2003.). "Gravitacijski valovi od gravitacijskog kolapsa". Živi pregledi u relativnosti. 6 (1): 2. arXiv: gr-qc / 0206041. Bibkod: 2003LRR. 6. 2F. doi: 10.12942 / lrr-2003-2. PMC5253977. PMID28163639.
  155. ^ abcd
  156. Woosley, S. E. Janka, H.-T. (2005.). "Fizika kolapsiranih jezgara supernova". Priroda Fizika. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibkod: 2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176. doi: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  157. ^
  158. Janka, H.-T. Langanke, K. Marek, A. Martínez-Pinedo, G. Müller, B. (2007). "Teorija supernova srušenog jezgra". Izvještaji iz fizike. 442 (1–6): 38–74. arXiv: astro-ph / 0612072. Bibkod: 2007PhR. 442. 38J. doi: 10.1016 / j.physrep.2007.02.002. S2CID15819376.
  159. ^
  160. Gribbin, J. R. Gribbin, M. (2000). Zvjezdana prašina: Supernove i život - kozmička veza. Yale University Press. str. 173. ISBN978-0-300-09097-0.
  161. ^ ab
  162. 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). "APS Neutrino studija: Izvještaj Radne grupe za neutrinsku astrofiziku i kozmologiju". arXiv: astro-ph / 0412544.
  163. ^
  164. Myra, E. S. Burrows, A. (1990). "Neutrini iz supernove tipa II - prvih 100 milisekundi". Astrophysical Journal. 364: 222–231. Bibkod: 1990ApJ. 364..222M. doi: 10.1086 / 169405.
  165. ^ ab
  166. Kasen, D. Woosley, S. E. Heger, A. (2011). "Supernove nestabilnosti para: krive svjetlosti, spektri i proboj udara". Astrofizički časopis. 734 (2): 102. arXiv: 1101.3336. Bibkod: 2011ApJ. 734..102K. doi: 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102. S2CID118508934.
  167. ^ ab
  168. Poelarends, A. J. T. Herwig, F. Langer, N. Heger, A. (2008). "Supernova kanal super-AGB zvijezda". Astrofizički časopis. 675 (1): 614–625. arXiv: 0705.4643. Bibcode: 2008ApJ. 675..614P. doi: 10.1086 / 520872. S2CID18334243.
  169. ^
  170. Gilmore, G. (2004.). "ASTRONOMIJA: Kratki spektakularni život superzvijezde". Nauka. 304 (5679): 1915–1916. doi: 10.1126 / znanost.1100370. PMID15218132. S2CID116987470.
  171. ^
  172. Faure, G. Mensing, T. M. (2007.). "Život i smrt zvijezda". Uvod u planetarnu nauku. str. 35–48. doi: 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4. ISBN978-1-4020-5233-0.
  173. ^
  174. Malesani, D. i dr. (2009). "Rana spektroskopska identifikacija SN 2008D". The Astrophysical Journal Letters. 692 (2): L84. arXiv: 0805.1188. Bibcode: 2009ApJ. 692L..84M. doi: 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84. S2CID1435322.
  175. ^
  176. Svirski, G. Nakar, E. (2014). "Sn 2008D: Wolf-Rayetova eksplozija kroz gusti vjetar". Astrofizički časopis. 788 (1): L14. arXiv: 1403.3400. Bibkod: 2014ApJ. 788L..14S. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14. S2CID118395580.
  177. ^
  178. Pols, O. (1997). "Zatvori binarne rodonačelnike supernova tipa Ib / Ic i IIb / II-L". U Leungu, K.-C. (ur.). Zbornik radova sa treće tihookeanske konferencije o obodu nedavnog razvoja istraživanja binarnih zvijezda. ASP konferencijske serije. 130. str. 153–158. Bibkod: 1997ASPC..130..153P.
  179. ^ abc
  180. Eldridge, J. J. Fraser, M. Smartt, S. J. Maund, J. R. Crockett, R. Mark (2013). "Smrt masivnih zvijezda - II. Ograničenja promatranja na rodonačelnicima supernova tipa Ibc". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 436 (1): 774. arXiv: 1301.1975. Bibkod: 2013MNRAS.436..774E. doi: 10.1093 / mnras / stt1612. S2CID118535155.
  181. ^
  182. Ryder, S. D. i dr. (2004.). "Modulacije u krivulji radio svjetlosti supernove tipa IIb 2001ig: dokaz za Wolf-Rayetovog binarnog rodonačelnika?". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 349 (3): 1093–1100. arXiv: astro-ph / 0401135. Bibkod: 2004MNRAS.349.1093R. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID18132819.
  183. ^
  184. Inserra, C. i sur. (2013). "Super-svjetleće supernove tipa Ic: Uhvatiti Magnetar za rep". Astrofizički časopis. 770 (2): 28. arXiv: 1304.3320. Bibkod: 2013ApJ. 770..128I. doi: 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128. S2CID13122542.
  185. ^
  186. Nicholl, M. i dr. (2013). "Polako blede super-svjetleće supernove koje nisu eksplozije nestabilnosti u paru". Priroda. 502 (7471): 346–349. arXiv: 1310.4446. Bibkod: 2013Natur.502..346N. doi: 10.1038 / priroda12569. PMID24132291. S2CID4472977.
  187. ^
  188. Tauris, T. M. Langer, N. Morija, T. J. Podsiadlowski, P. Yoon, S.-C. Blinnikov, S. I. (2013). "Ultra-ogoljene supernove tipa Ic iz bliske binarne evolucije". Astrophysical Journal Letters. 778 (2): L23. arXiv: 1310.6356. Bibkod: 2013ApJ. 778L..23T. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 778/2 / L23. S2CID50835291.
  189. ^
  190. Drout, MR Soderberg, AM Mazzali, PA Parrent, JT Margutti, R. Milisavljevic, D. Sanders, NE Chornock, R. Foley, RJ Kirshner, RP Filippenko, AV Li, W. Brown, PJ Cenko, SB Chakraborti, S. Challis, P. Friedman, A. Ganeshalingam, M. Hicken, M. Jensen, C. Modjaz, M. Perets, HB Silverman, JM Wong, DS (2013). "Brzo i žestoko propadanje osobenog tipa Ic Supernova 2005ek". Astrophysical Journal. 774 (58): 44. arXiv: 1306.2337. Bibkod: 2013ApJ. 774. 58D. doi: 10.1088 / 0004-637X / 774/1/58. S2CID118690361.
  191. ^
  192. Reynolds, T. M. Fraser, M. Gilmore, G. (2015). "Otišao bez praska: arhivsko istraživanje HST-a za nestajanje masivnih zvijezda". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 453 (3): 2886–2901. arXiv: 1507.05823. Bibkod: 2015MNRAS.453.2885R. doi: 10.1093 / mnras / stv1809. S2CID119116538.
  193. ^
  194. Gerke, J. R. Kochanek, C. S. Stanek, K. Z. (2015). "Potraga za neuspjelim supernovima Velikim binokularnim teleskopom: prvi kandidati". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 450 (3): 3289–3305. arXiv: 1411.1761. Bibkod: 2015MNRAS.450.3289G. doi: 10.1093 / mnras / stv776. S2CID119212331.
  195. ^ ab
  196. Adams, S. M. Kochanek, C. S. Beacom, J. F. Vagins, M. R. Stanek, K. Z. (2013). "Posmatranje sljedeće galaktičke supernove". Astrofizički časopis. 778 (2): 164. arXiv: 1306.0559. Bibkod: 2013ApJ. 778..164A. doi: 10.1088 / 0004-637X / 778/2/164. S2CID119292900.
  197. ^
  198. Bodansky, D. Clayton, D. D. Fowler, W. A. ​​(1968). "Nukleosinteza tokom sagorijevanja silicija". Pisma o fizičkom pregledu. 20 (4): 161. Bibkod: 1968PhRvL..20..161B. doi: 10.1103 / PhysRevLett.20.161.
  199. ^ ab
  200. Matz, S. M. Share, G. H. Leising, M. D. Chupp, E. L. Vestrand, W. T. Purcell, W. R. Strickman, M.S. Reppin, C. (1988). "Emisija gama-zraka iz SN1987A". Priroda. 331 (6155): 416. Bibcode: 1988Natur.331..416M. doi: 10.1038 / 331416a0. S2CID4313713.
  201. ^
  202. Kasen, D. Woosley, S. E. (2009). "Supernova tipa Ii: Model krivulja svjetlosti i standardni odnosi svijeća". Astrofizički časopis. 703 (2): 2205. arXiv: 0910.1590. Bibcode: 2009ApJ. 703.2205K. doi: 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205. S2CID42058638.
  203. ^
  204. Churazov, E. Sunyaev, R. Isern, J. Knödlseder, J. Jean, P. Lebrun, F. Chugai, N. Grebenev, S. Bravo, E. Sazonov, S. Renaud, M. (2014). "Emisione linije γ-zraka Cobalt-56 iz supernove tipa Ia 2014J". Priroda. 512 (7515): 406–8. arXiv: 1405.3332. Bibkod: 2014Natur.512..406C. doi: 10.1038 / priroda13672. PMID25164750. S2CID917374.
  205. ^
  206. Barbon, R. Ciatti, F. Rosino, L. (1979). "Fotometrijska svojstva supernova tipa II". Astronomija i astrofizika. 72: 287. Bibcode: 1979A & ampA. 72..287B.
  207. ^
  208. Li, W. Leaman, J. Chornock, R. Filippenko, A. V. Poznanski, D. Ganeshalingam, M. Wang, X. Modjaz, M. Jha, S. Foley, R. J. Smith, N. (2011). "Stope supernova u blizini sa pretraživanja supernova Lick Observatory - II. Primijećene funkcije sjaja i frakcije supernova u kompletnom uzorku". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 412 (3): 1441. arXiv: 1006.4612. Bibkod: 2011MNRAS.412.1441L. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.18160.x. S2CID59467555.
  209. ^
  210. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, D. Millard, J. Thomas, R. C. Baron, E. (2002). "Uporedna studija distribucije apsolutne veličine supernova". The Astronomical Journal. 123 (2): 745–752. arXiv: astro-ph / 0112051. Bibkod: 2002AJ. 123..745R. doi: 10.1086 / 338318. S2CID5697964.
  211. ^
  212. Frail, D. A. Giacani, E. B. Goss, W. Miller Dubner, G. M. (1996). "Maglica vjetar Pulsar oko PSR B1853 + 01 u ostatku Supernove W44". Astrophysical Journal Letters. 464 (2): L165 – L168. arXiv: astro-ph / 9604121. Bibkod: 1996ApJ. 464L.165F. doi: 10.1086 / 310103. S2CID119392207.
  213. ^
  214. Höflich, P. A. Kumar, P. Wheeler, J. Craig (2004). "Udarci neutronske zvijezde i asimetrija supernove". Kozmičke eksplozije u tri dimenzije: Asimetrije u eksplozijama supernova i gama zraka. Kozmičke eksplozije u tri dimenzije. Cambridge University Press. str. 276. arXiv: astro-ph / 0312542. Bibkod: 2004cetd.conf..276L.
  215. ^
  216. Fryer, C. L. (2004.). "Neutronska zvijezda udara iz asimetričnog kolapsa". Astrophysical Journal. 601 (2): L175 – L178. arXiv: astro-ph / 0312265. Bibkod: 2004ApJ. 601L.175F. doi: 10.1086 / 382044. S2CID1473584.
  217. ^
  218. Gilkis, A. Soker, N. (2014). "Implikacije turbulencije za mlaznice u eksplozijama supernove u kolapsu jezgra". Astrofizički časopis. 806 (1): 28. arXiv: 1412.4984. Bibcode: 2015ApJ. 806. 28G. doi: 10.1088 / 0004-637X / 806/1/28. S2CID119002386.
  219. ^
  220. Khokhlov, A. M. i dr. (1999). "Eksplozije indukovane eksplozijama jezgara koje se urušavaju u srži". Astrofizički časopis. 524 (2): L107. arXiv: astro-ph / 9904419. Bibkod: 1999ApJ. 524L.107K. doi: 10.1086 / 312305. S2CID37572204.
  221. ^
  222. Wang, L. i dr. (2003). "Spektropolarimetrija SN 2001el u NGC 1448: Asferičnost normalne supernove tipa Ia". Astrofizički časopis. 591 (2): 1110–1128. arXiv: astro-ph / 0303397. Bibkod: 2003ApJ. 591.1110W. doi: 10.1086 / 375444. S2CID2923640.
  223. ^ ab
  224. Mazzali, P. A. Nomoto, K. I. Cappellaro, E. Nakamura, T. Umeda, H. Iwamoto, K. (2001). „Mogu li razlike u obilju nikla u Chandrasekhar ‐ Mass modelima objasniti vezu između sjaja i brzine opadanja normalnih supernova tipa Ia?“. Astrofizički časopis. 547 (2): 988. arXiv: astro-ph / 0009490. Bibkod: 2001ApJ. 547..988M. doi: 10.1086 / 318428. S2CID9324294.
  225. ^
  226. Iwamoto, K. (2006). "Neutrino emisija iz supernove tipa Ia". Zbornik radova AIP konferencije. 847: 406–408. Bibkod: 2006AIPC..847..406I. doi: 10.1063 / 1.2234440.
  227. ^
  228. 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). "Uspon i pad krivih svjetlosti supernove tipa Ia u istraživanju SDSS-II Supernova". Astrofizički časopis. 712 (1): 350–366. arXiv: 1001.3428. Bibcode: 2010ApJ. 712..350H. doi: 10.1088 / 0004-637X / 712/1/350. S2CID118463541.
  229. ^
  230. Janka, H.-T. (2012). "Mehanizmi eksplozije supernovih kolapsa jezgara". Godišnji pregled nuklearne nauke i nauke o česticama. 62 (1): 407–451. arXiv: 1206.2503. Bibkod: 2012ARNPS..62..407J. doi: 10.1146 / annurev-nucl-102711-094901. S2CID118417333.
  231. ^
  232. Smartt, Stephen J. Nomoto, Ken'ichi Cappellaro, Enrico Nakamura, Takayoshi Umeda, Hideyuki Iwamoto, Koichi (2009). "Roditelji supernova srušenih u jezgri". Godišnji pregled astronomije i astrofizike. 47 (1): 63–106. arXiv: 0908.0700. Bibcode: 2009ARA & ampA..47. 63S. doi: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  233. ^ abcde
  234. Smartt, Stephen J. Thompson, Todd A. Kochanek, Christopher S. (2009). "Rodovnici Corenova kolapsa supernova". Godišnja recenzija astronomije i astrofizike. 47 (1): 63–106. arXiv: 0908.0700. Bibcode: 2009ARA & ampA..47. 63S. doi: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  235. ^
  236. Walmswell, J. J. Eldridge, J. J. (2012). "Kružna zvjezdana prašina kao rješenje problema crvenog supergigantskog roda supernove" Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 419 (3): 2054. arXiv: 1109.4637. Bibkod: 2012MNRAS.419.2054W. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID118445879.
  237. ^
  238. Georgy, C. (2012). "Žuti supergiganti kao rodonačelnici supernove: pokazatelj snažnog gubitka mase crvenih supergigova?". Astronomija i pojačala Astrofizika. 538: L8 – L2. arXiv: 1111.7003. Bibcode: 2012A & ampA. 538L. 8G. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201118372. S2CID55001976.
  239. ^
  240. Yoon, S. -C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "O prirodi i detektivnosti rodonačelnika supernove tipa Ib / c". Astronomija i pojačala Astrofizika. 544: L11. arXiv: 1207.3683. Bibcode: 2012A & ampA. 544L..11Y. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  241. ^
  242. Groh, J. H. Meynet, G. Ekström, S. (2013). "Masivna evolucija zvijezda: Svjetlosno plave varijable kao neočekivani rodoslov supernove" Astronomija i pojačala Astrofizika. 550: L7. arXiv: 1301.1519. Bibcode: 2013A & ampA. 550L. 7G. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201220741. S2CID119227339.
  243. ^
  244. Yoon, S.-C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "O prirodi i detektivnosti rodonačelnika supernove tipa Ib / c". Astronomija i pojačala Astrofizika. 544: L11. arXiv: 1207.3683. Bibcode: 2012A & ampA. 544L..11Y. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  245. ^ abc
  246. Johnson, Jennifer A. (2019). "Popunjavanje periodnog sustava: Nukleosinteza elemenata". Nauka. 363 (6426): 474–478. Bibcode: 2019Sci. 363..474J. doi: 10.1126 / science.aau9540. PMID30705182. S2CID59565697.
  247. ^
  248. François, P. Matteucci, F. Cayrel, R. Spite, M. Spite, F. Chiappini, C. (2004). "Evolucija Mliječnog puta od njegovih najranijih faza: Ograničenja na zvjezdanu nukleosintezu". Astronomija i pojačala Astrofizika. 421 (2): 613–621. arXiv: astro-ph / 0401499. Bibkod: 2004A & ampA. 421..613F. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20034140. S2CID16257700.
  249. ^ ab
  250. Truran, J. W. (1977). "Nukleosinteza supernove". U Schramm, D. N. (ur.). Supernove. Biblioteka astrofizike i svemirskih nauka. 66. Springer. str. 145–158. doi: 10.1007 / 978-94-010-1229-4_14. ISBN978-94-010-1231-7.
  251. ^
  252. Nomoto, Ken'Ichi Leung, Shing-Chi (2018). "Pojedinačni degenerirani modeli za supernove tipa Ia: Progenitor evolucija i prinosi nukleosinteze". Recenzije svemirskih nauka. 214 (4): 67. arXiv: 1805.10811. Bibkod: 2018SSRv..214. 67N. doi: 10.1007 / s11214-018-0499-0. S2CID118951927.
  253. ^
  254. Maeda, K. Röpke, F.K. Fink, M. Hillebrandt, W. Travaglio, C. Thielemann, F.-K. (2010). "NUKLEOSINTEZA U DVODIMENZIONIM ODLOŽENIM DETONACIJSKIM MODELIMA TIPA Ia SUPERNOVA EKSPLOZIJE". Astrofizički časopis. 712 (1): 624–638. arXiv: 1002.2153. Bibcode: 2010ApJ. 712..624M. doi: 10.1088 / 0004-637X / 712/1/624. S2CID119290875.
  255. ^
  256. Wanajo, Shinya Janka, Hans-Thomas Müller, Bernhard (2011). "Supernove za hvatanje elektrona kao porijeklo elemenata izvan željeza". Astrofizički časopis. 726 (2): L15. arXiv: 1009.1000. Bibkod: 2011ApJ. 726L..15W. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 726/2 / L15. S2CID119221889.
  257. ^
  258. Eichler, M. Nakamura, K. Takiwaki, T. Kuroda, T. Kotake, K. Hempel, M. Cabezón, R. Liebendörfer, M. Thielemann, F-K (2018). "Nukleosinteza u 2D jezgri srušenih supernova od 11,2 i 17,0 M⊙ rodonačelnika: Implikacije za proizvodnju Mo i Ru" Časopis za fiziku G: Fizika nuklearne i čestica. 45 (1): 014001. arXiv: 1708.08393. Bibkod: 2018JPhG. 45a4001E. doi: 10.1088 / 1361-6471 / aa8891. S2CID118936429.
  259. ^
  260. Qian, Y.-Z. Vogel, P. Wasserburg, G. J. (1998). "Različiti izvori supernove za r-proces". Astrophysical Journal. 494 (1): 285–296. arXiv: astro-ph / 9706120. Bibkod: 1998ApJ. 494..285Q. doi: 10.1086 / 305198. S2CID15967473.
  261. ^
  262. Siegel, Daniel M. Barnes, Jennifer Metzger, Brian D. (2019). "Collapsars kao glavni izvor elemenata r-procesa". Priroda. 569 (7755): 241–244. arXiv: 1810.00098. Bibkod: 2019Natur.569..241S. doi: 10.1038 / s41586-019-1136-0. PMID31068724. S2CID73612090.
  263. ^
  264. Gonzalez, G. Brownlee, D. Ward, P. (2001.). "Galaktička naseljiva zona: Galaktička hemijska evolucija". Icarus. 152 (1): 185. arXiv: astro-ph / 0103165. Bibkod: 2001Icar..152..185G. doi: 10.1006 / icar.2001.6617. S2CID18179704.
  265. ^
  266. Rho, Jeonghee Milisavljević, Danny Sarangi, Arkaprabha Margutti, Raffaella Chornock, Ryan Rest, Armin Graham, Melissa Craig Wheeler, J. DePoy, Darren Wang, Lifan Marshall, Jennifer Williams, Grant Street, Rachel Skidmore, Warren Haojing, Yan Bloom, Warren Haojing, Yan Bloom Starrfield, Sumner Lee, Chien-Hsiu Cowperthwaite, Philip S. Stringfellow, Guy S. Coppejans, Deanne Terreran, Giacomo Sravan, Niharika Geballe, Thomas R. Evans, Aneurin Marion, Howie (2019). "Bijela knjiga o nauci Astro2020: Da li su supernove proizvođač prašine u ranom svemiru?". Bilten Američkog astronomskog društva. 51 (3): 351. arXiv: 1904.08485. Bibkod: 2019BAAS. 51c.351R.
  267. ^
  268. Cox, D. P. (1972). "Hlađenje i evolucija ostatka supernove". Astrophysical Journal. 178: 159. Bibcode: 1972ApJ. 178..159C. doi: 10.1086 / 151775.
  269. ^
  270. Sandstrom, K. M. Bolatto, A. D. Stanimirović, S. Van Loon, J. Th. Smith, J. D. T. (2009.). "Mjerenje stvaranja prašine u ostatku supernove magelanskog oblaka koji pada u jezgru oblaka 1E 0102.2–7219". Astrofizički časopis. 696 (2): 2138–2154. arXiv: 0810.2803. Bibcode: 2009ApJ. 696.2138S. doi: 10.1088 / 0004-637X / 696/2/2138. S2CID8703787.
  271. ^
  272. Preibisch, T. Zinnecker, H. (2001.). "Pokrenuta formacija zvijezda u udruženju Scorpius-Centaurus OB (Sco OB2)". Od tame do svjetlosti: porijeklo i evolucija mladih zvjezdastih nakupina. 243: 791. arXiv: astro-ph / 0008013. Bibkod: 2001ASPC..243..791P.
  273. ^
  274. Krebs, J. Hillebrandt, W. (1983). "Interakcija prednjih udara supernove i obližnjih međuzvjezdanih oblaka". Astronomija i astrofizika. 128 (2): 411. Bibcode: 1983A & ampA. 128..411K.
  275. ^
  276. Cameron, A.G.W. Truran, J.W. (1977). "Okidač supernove za stvaranje Sunčevog sistema". Icarus. 30 (3): 447. Bibcode: 1977Icar. 30..447C. doi: 10.1016 / 0019-1035 (77) 90101-4.
  277. ^
  278. Starr, Michelle (1. juna 2020.). "Astronomi su upravo suzili izvor onih moćnih radio signala iz svemira". ScienceAlert.com . Pristupljeno 2. 6. 2020.
  279. ^
  280. Bhandan, Shivani (1. juna 2020.). "Galaksije domaćini i rodonačelnici brzih rafalnih rafala lokalizovani australijskim kvadratnim nizom putokaza". The Astrophysical Journal Letters. 895 (2): L37. arXiv: 2005.13160. Bibkod: 2020ApJ. 895L..37B. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab672e. S2CID218900539.
  281. ^
  282. Ackermann, M. i sur. (2013). "Otkrivanje karakterističnog potpisa raspadanja piona u ostacima supernove". Nauka. 339 (6121): 807–11. arXiv: 1302.3307. Bibkod: 2013Sci. 339..807A. doi: 10.1126 / znanost.1231160. PMID23413352. S2CID29815601.
  283. ^
  284. Ott, C. D. i dr. (2012). "Supernove super-kolapsa, neutralni i gravitacijski valovi". Nuklearna fizika B: Dodaci zborniku. 235: 381–387. arXiv: 1212.4250. Bibkod: 2013NuPhS.235..381O. doi: 10.1016 / j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID34040033.
  285. ^
  286. Morozova, Viktoriya Radice, David Burrows, Adam Vartanyan, David (2018). "Signal gravitacijskog vala iz supernove srušenog jezgra". Astrofizički časopis. 861 (1): 10. arXiv: 1801.01914. Bibkod: 2018ApJ. 861. 10M. doi: 10.3847 / 1538-4357 / aac5f1. S2CID118997362.
  287. ^
  288. Fields, B. D. Hochmuth, K. A. Ellis, J. (2005.)."Dubokookeanske kore kao teleskopi: upotreba živih radioizotopa za sondiranje nukleosinteze supernove". Astrofizički časopis. 621 (2): 902–907. arXiv: astro-ph / 0410525. Bibkod: 2005ApJ. 621..902F. doi: 10.1086 / 427797. S2CID17932224.
  289. ^
  290. Knie, K. i dr. (2004.). "Anomalija od 60 Fe u dubokomorskoj kori mangana i implikacije na izvor supernove u blizini". Pisma o fizičkom pregledu. 93 (17): 171103–171106. Bibkod: 2004PhRvL..93q1103K. doi: 10.1103 / PhysRevLett.93.171103. PMID15525065. S2CID23162505.
  291. ^
  292. Fields, B. D. Ellis, J. (1999). "O dubokom okeanu Fe-60 kao fosilu bliske Zemlje Supernove". Nova astronomija. 4 (6): 419–430. arXiv: astro-ph / 9811457. Bibkod: 1999NewA. 4..419F. doi: 10.1016 / S1384-1076 (99) 00034-2. S2CID2786806.
  293. ^
  294. "Ukratko". Scientific American. 300 (5): 28. 2009. Bibkod: 2009SciAm.300e..28 .. doi: 10.1038 / Scientificamerican0509-28a.
  295. ^
  296. Gorelick, M. (2007). "Supernova prijetnja". Sky & amp teleskop. 113 (3): 26. Bibkod: 2007S & ampT. 113c..26G.
  297. ^
  298. Gehrels, N. i dr. (2003). "Iscrpljivanje ozonskog omotača iz obližnjih supernova". Astrophysical Journal. 585 (2): 1169–1176. arXiv: astro-ph / 0211361. Bibkod: 2003ApJ. 585.1169G. doi: 10.1086 / 346127. S2CID15078077.
  299. ^
  300. Van Der Sluys, M. V. Lamers, H. J. G. L. M. (2003). "Dinamika maglice M1-67 oko pobjegle Wolf-Rayetove zvijezde WR 124". Astronomija i astrofizika. 398: 181–194. arXiv: astro-ph / 0211326. Bibkod: 2003A & ampA. 398..181V. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20021634. S2CID6142859.
  301. ^
  302. Tramper, F. Straal, S. M. Sanyal, D. Sana, H. De Koter, A. Gräfener, G. Langer, N. Vink, J. S. De Mink, S. E. Kaper, L. (2015). "Masivne zvijezde na rubu eksplozije: Osobine niza kiseonika Wolf-Rayetove zvijezde". Astronomija i pojačala Astrofizika. 581: A110. arXiv: 1507.00839. Bibcode: 2015A & ampA. 581A.110T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201425390. S2CID56093231.
  303. ^
  304. Tramper, F. Gräfener, G. Hartoog, O. E. Sana, H. De Koter, A. Vink, J. S. Ellerbroek, L. E. Langer, N. Garcia, M. Kaper, L. De Mink, S. E. (2013). "O prirodi WO zvijezda: Kvantitativna analiza zvijezde WO3 DR1 u IC 1613". Astronomija i pojačala Astrofizika. 559: A72. arXiv: 1310.2849. Bibcode: 2013A & ampA. 559A..72T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201322155. S2CID216079684.
  305. ^
  306. Inglis, M. (2015). "Zvjezdana smrt: Supernove, neutronske zvijezde i pojačalo Crne rupe". Astrofizika je jednostavna!. Serija praktične astronomije Patrick Moore. str. 203–223. doi: 10.1007 / 978-3-319-11644-0_12. ISBN978-3-319-11643-3.
  307. ^
  308. Lobel, A. i dr. (2004.). "Spektroskopija milenijumskog izbijanja i nedavna varijabilnost žutog hipergijanta Rho Cassiopeiae". Zvijezde kao sunca: Aktivnost. 219: 903. arXiv: astro-ph / 0312074. Bibkod: 2004IAUS..219..903L.
  309. ^
  310. Van Boekel, R. i dr. (2003). "Direktno mjerenje veličine i oblika današnjeg zvjezdanog vjetra eta Carinae". Astronomija i astrofizika. 410 (3): L37. arXiv: astro-ph / 0310399. Bibkod: 2003A & ampA. 410L..37V. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20031500. S2CID18163131.
  311. ^
  312. Thielemann, F.-K. Hirschi, R. Liebendörfer, M. Diehl, R. (2011). "Masivne zvijezde i njihove supernove". Astronomija sa radioaktivnostima. Bilješke iz predavanja iz fizike. 812. str. 153. arXiv: 1008.2144. doi: 10.1007 / 978-3-642-12698-7_4. ISBN978-3-642-12697-0. S2CID119254840.
  313. ^
  314. Tuthill, P. G. i dr. (2008). "Prototip sudara ‐ vjetrenjača WR 104". Astrofizički časopis. 675 (1): 698–710. arXiv: 0712.2111. Bibcode: 2008ApJ. 675..698T. doi: 10.1086 / 527286. S2CID119293391.
  315. ^
  316. Thoroughgood, T. D. i dr. (2002). "Ponavljajuća nova U Scorpii - rodonačelnik supernove tipa Ia". Fizika kataklizmičkih varijabli i srodnih objekata. 261. San Francisco, CA: Astronomsko društvo Pacifika. arXiv: astro-ph / 0109553. Bibkod: 2002ASPC..261. 77T.
  317. ^
  318. Landsman, W. Simon, T. Bergeron, P. (1999). "Vrući pratitelji bijelih patuljaka HR 1608, HR 8210 i HD 15638". Publikacije Astronomskog društva na Pacifiku. 105 (690): 841–847. Bibkod: 1993PASP..105..841L. doi: 10.1086 / 133242.
  319. ^
  320. Vennes, S. Kawka, A. (2008). "O empirijskim dokazima o postojanju ultramasivnih bijelih patuljaka". Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva. 389 (3): 1367. arXiv: 0806.4742. Bibkod: 2008MNRAS.389.1367V. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID15349194.
  • Branch, D. Wheeler, J. C. (2017.). Eksplozije supernove. [Springer]. ISBN978-3-662-55052-6. Knjiga na istraživačkom nivou, 721 stranica
  • "Uvod u ostatke supernove". NASA / GSFC. 2007-10-04. Pristupljeno 15.03.2011.
  • Bethe, H. A. (1990). "Supernove". Fizika danas. 43 (9): 736–739. Bibkod: 1990PhT. 43i..24B. doi: 10.1063 / 1.881256.
  • Croswell, K. (1996). Nebeska alkemija: traženje smisla na mliječnom putu. Sidrene knjige. ISBN978-0-385-47214-2. Popularno-naučni račun.
  • Filippenko, A. V. (1997). "Optički spektri supernova". Godišnji pregled astronomije i astrofizike. 35: 309–355. Bibkod: 1997ARA & ampA..35..309F. doi: 10.1146 / annurev.astro.35.1.309. Članak koji opisuje spektralne klase supernova.
  • Takahashi, K. Sato, K. Burrows, A. Thompson, T. A. (2003). "Supernova Neutrinos, Neutrino oscilacije i masa Zvijezde rodonačelnika". Fizički pregled D. 68 (11): 77–81. arXiv: hep-ph / 0306056. Bibkod: 2003PhRvD..68k3009T. doi: 10.1103 / PhysRevD.68.113009. S2CID119390151. Dobar osvrt na događaje o supernovi.
  • Hillebrandt, W. Janka, H.-T. Müller, E. (2006). "Kako razneti zvijezdu". Scientific American. 295 (4): 42–49. Bibkod: 2006SciAm.295d..42H. doi: 10.1038 / Scientificamerican1006-42. PMID16989479.
  • Woosley, S. E. Janka, H.-T. (2005.). "Fizika kolapsiranih jezgara supernova". Priroda Fizika. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibkod: 2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176. doi: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  • "RSS feed vijesti" (RSS). Astronomov telegram. Pristupljeno 28.11.2006.
  • Tsvetkov, D. Yu. Pavlyuk, N. N. Bartunov, O. S. Pskovskii, Y. P. "Katalog Supernova astronomskog instituta Sternberg". Astronomski institut Sternberg, Moskovsko sveučilište. Pristupljeno 28.11.2006. Katalog za pretraživanje.
  • "Otvoreni katalog supernove". Pristupljeno 02.02.2016. Katalog krivih i spektra svjetlosti supernove s otvorenim pristupom.
  • "Spisak supernova s ​​IAU oznakama". IAU: Centralni ured za astronomske telegrame. Pristupljeno 25.10.2010.
  • Overbye, D. (21.5.2008). "Naučnici vide Supernovu na djelu". New York Times . Pristupljeno 21.05.2008.
  • "Kako raznijeti zvijezdu". Elizabeth Gibney. Priroda. 2018-04-18. Pristupljeno 20. 04. 2018.

140 ms 10,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: gsub 140 ms 10,1% dataWrapper 140 ms 10,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: match 120 ms 8,7% Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 100 ms 7,2% Scribunto_LuaSandboxCallback 40Cata% MSC% 300 40 ms 2,9% [ostali] 360 ms 26,1% Broj učitanih entiteta Wikibase: 1/400 ->


Upoznajte svoje nove: Objašnjene eksplozije zvijezda (Infografika)

NOVA: Bijela patuljasta zvijezda uklanja materiju sa prateće crvene divovske zvijezde sve dok se na površini patuljka ne dogodi snažna eksplozija nuklearne fuzije. Zvijezda nije uništena i mogu se dogoditi dodatne eksplozije, fenomen koji se naziva ponavljajuća nova.

SUPERNOVA: Mnogo sjajnija od nove, supernova može kratko svijetliti jače od čitave galaksije.

Astronomi prepoznaju dvije glavne vrste supernova:

Supernova tipa I: Bijela patuljasta zvijezda izvlači materiju iz zvijezde pratiteljice dok se mrtva jezgra patuljka ponovno ne zapali u termonuklearnoj eksploziji koja uništava zvijezdu. Ovo je slično novoj, ali eksplozija je mnogo snažnija. Supernova tipa I nema spektar vodonika.

Supernova tipa II: Zvijezdi nekoliko puta masivnijoj od sunca ponestaje nuklearnog goriva i ruši se pod vlastitom gravitacijom sve dok ne eksplodira. Supernova tipa II u svom spektru ima vodonik.

SUPERLUMINOZNA SUPERNOVA (Hypernova): Rafal 5 do 50 puta energičniji od supernove. Hipernova može biti povezana sa snažnim rafalnim gama zračenjem ili ne.


Pogledajte video: Nova - Alfa (Oktobar 2022).