Сверхновая типа II - Type II supernova

Расширяющийся остаток SN 1987A сверхновой типа II-P в Большое Магелланово Облако. НАСА образ.

А Сверхновая типа II (множественное число: сверхновые или сверхновые) является результатом быстрого обрушения и сильного взрыва массивной звезда. Звезда должна иметь не менее 8 раз, но не более 40–50 раз масса Солнца (M☉ ) выдержать этот тип взрыва.[1] Сверхновые типа II отличаются от других типов сверхновых. сверхновые наличием водорода в их спектры. Обычно они наблюдаются в спиральные рукава из галактики И в H II регионы, но не в эллиптические галактики; они обычно состоят из более старых маломассивных звезд, и лишь немногие из молодых очень массивных звезд необходимы, чтобы вызвать сверхновую.

Звезды генерируют энергию термоядерная реакция элементов. В отличие от Солнца массивные звезды обладают массой, необходимой для слияния элементов, имеющих атомная масса больше, чем водород и гелий, хотя и все больше температуры и давление, что, соответственно, приводит к сокращению продолжительности жизни звезд. В давление вырождения электронов и энергии, генерируемой этими реакции синтеза достаточны, чтобы противостоять силе тяжести и предотвратить коллапс звезды, поддерживая звездное равновесие. Звезда объединяет элементы все большей массы, начиная с водород а потом гелий, продвигаясь вверх по таблице Менделеева до ядра утюг и никель производится. Сплав железа или никеля не дает полезного выхода энергии, поэтому дальнейшее плавление невозможно, в результате чего никель-железный сердечник остается инертным. Из-за недостатка энергии, создающей внешнее тепловое давление, ядро ​​сжимается под действием силы тяжести до тех пор, пока вес звезды не может поддерживаться в основном давлением вырождения электронов.

Когда уплотненная масса инертного ядра превышает Предел Чандрасекара около 1,4M☉, электронного вырождения уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катаклизм взрыв ядра происходит за секунды. Без поддержки теперь взорвавшегося внутреннего ядра внешнее ядро ​​схлопывается внутрь под действием силы тяжести и достигает скорость до 23% от скорость света а резкое сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвины. Нейтронов и нейтрино формируются через обратный бета-распад, выпустив около 1046 джоули (100враг ) 10-секундной очередью. Кроме того, схлопывание внутреннего ядра останавливается нейтронное вырождение, заставляя имплозию отскочить и отскочить наружу. Энергия этого расширения ударная волна достаточно, чтобы разрушить вышележащий звездный материал и разогнать его до космической скорости, образуя взрыв сверхновой. Ударная волна и чрезвычайно высокая температура и давление быстро рассеиваются, но присутствуют достаточно долго, чтобы обеспечить короткий период, в течение которогоизготовление элементов тяжелее железа встречается.[2] В зависимости от начальной массы звезды остатки ядра образуют нейтронная звезда или черная дыра. Из-за основного механизма образовавшаяся сверхновая также описывается как сверхновая с коллапсом ядра.

Существует несколько категорий взрывов сверхновых типа II, которые подразделяются на категории на основе получаемых кривая блеска - график зависимости светимости от времени после взрыва. Сверхновые типа II-L показывают устойчивую (линейный ) спад кривой блеска после взрыва, тогда как у типа II-P наблюдается период более медленного спада (плато) на кривой блеска, за которым следует нормальный спад. Сверхновые типа Ib и Ic представляют собой тип сверхновой с коллапсом ядра для массивной звезды, которая сбросила внешнюю оболочку из водорода и (для типа Ic) гелия. В результате, кажется, что эти элементы отсутствуют.

Формирование

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса ядра. (Не в масштабе.)

Звезды, которые намного массивнее Солнца, эволюционируют более сложным образом. В ядре звезды водород слитный в гелий, выпуская термальная энергия который нагревает ядро ​​солнца и обеспечивает наружу давление который поддерживает слои Солнца от коллапса в процессе, известном как звездный или гидростатическое равновесие. Гелий, образующийся в активной зоне, накапливается там, поскольку температура в активной зоне еще недостаточно высока, чтобы вызвать ее плавление. В конце концов, когда водород в ядре истощается, синтез начинает замедляться, и сила тяжести заставляет ядро ​​сокращаться. Это сжатие поднимает температуру достаточно высоко, чтобы инициировать более короткую фазу синтеза гелия, на которую приходится менее 10% от общего времени жизни звезды. В звездах с массой менее восьми солнечных углерод образующийся в результате синтеза гелия не плавится, и звезда постепенно остывает, превращаясь в белый Гном.[3][4] Белые карлики, если у них есть ближайший компаньон, могут затем стать Сверхновые типа Ia.

Однако гораздо более крупная звезда достаточно массивна, чтобы создавать температуру и давление, необходимые для того, чтобы углерод в ядре начал плавиться, когда звезда сжимается в конце стадии горения гелия. Ядра этих массивных звезд становятся слоистыми, как луковицы, по мере того, как все более тяжелые атомные ядра накапливаются в центре, причем внешний слой газообразного водорода окружает слой водорода, сливающийся с гелием, окружающий слой гелия, сливающегося с углеродом через тройной альфа-процесс, окружающие слои, которые соединяются со все более тяжелыми элементами. По мере развития звезды, эта массивная звезда претерпевает повторяющиеся стадии, на которых синтез в ядре прекращается, а ядро ​​коллапсирует до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующей стадии термоядерного синтеза, возобновляясь, чтобы остановить коллапс.[3][4]

Этапы ядерного синтеза с сжиганием активной зоны для 25-солнечная масса звезда
ОбработатьОсновное топливоОсновные продукты25 M☉ звезда[5]
Температура
(K )		Плотность
(г / см3)		Продолжительность
сжигание водородаводородгелий7×10710107 лет
тройной альфа-процессгелийуглерод, кислород2×1082000106 лет
процесс сжигания углеродауглеродNe, Na, Mg, Al8×1081061000 лет
процесс горения неонанеонО, Mg1.6×1091073 года
процесс сжигания кислородакислородSi, S, Ar, Ca1.8×1091070,3 года
процесс горения кремниякремнийникель (распадается на утюг )2.5×1091085 дней

Обрушение ядра

Фактором, ограничивающим этот процесс, является количество энергии, которое выделяется при синтезе, которое зависит от энергия связи который держит вместе эти атомные ядра. Каждый дополнительный шаг производит все более тяжелые ядра, которые при слиянии выделяют все меньше энергии. Кроме того, из сжигание углерода и далее, потеря энергии через нейтрино производство становится значительным, что приводит к более высокой скорости реакции, чем в противном случае.[6] Это продолжается до тех пор, пока никель-56 образуется, который радиоактивно распадается на кобальт-56 а потом железо-56 в течение нескольких месяцев. Поскольку у железа и никеля самый высокий энергия связи на нуклон всех элементов,[7] энергия не может быть произведена в ядре путем синтеза, и никелево-железный сердечник растет.[4][8] Это ядро ​​находится под огромным гравитационным давлением. Поскольку нет никакого термоядерного синтеза для дальнейшего повышения температуры звезды, чтобы удержать ее от коллапса, он поддерживается только за счет давление вырождения из электроны. В этом состоянии вещество настолько плотно, что для дальнейшего уплотнения электроны должны занимать то же самое энергетические состояния. Однако это запрещено для одинаковых фермион частицы, такие как электрон - явление, называемое Принцип исключения Паули.

Когда масса ядра превышает Предел Чандрасекара около 1,4M☉ давление вырождения больше не может поддерживать его, и наступает катастрофический коллапс.[9] Внешняя часть ядра достигает скоростей до 70000 км / с (23% скорость света ), когда он схлопывается к центру звезды.[10] Быстро сжимающийся сердечник нагревается, производя высокую энергию гамма лучи которые разлагают железо ядра в ядра гелия и свободный нейтроны через фотодезинтеграция. Как ядро плотность увеличивается, становится энергетически выгодным для электроны и протоны слить через обратный бета-распад, производя нейтроны и элементарные частицы называется нейтрино. Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с нормальным веществом, они могут вырваться из ядра, унося энергию и еще больше ускоряя коллапс, который продолжается в течение миллисекунд. Когда ядро ​​отделяется от внешних слоев звезды, некоторые из этих нейтрино поглощаются внешними слоями звезды, что приводит к взрыву сверхновой.[11]

Для сверхновых типа II коллапс в конечном итоге останавливается из-за короткодействующего отталкивающего нейтрон-нейтронного взаимодействия, опосредованного сильная сила, а также давление вырождения нейтронов с плотностью, сопоставимой с плотностью атомного ядра. Когда коллапс прекращается, падающая материя отскакивает, производя ударная волна который распространяется наружу. Энергия этого удара диссоциирует тяжелые элементы внутри ядра. Это снижает энергию удара, которая может остановить взрыв во внешнем ядре.[12]

Фаза коллапса ядра настолько плотная и энергичная, что только нейтрино могут уйти. Поскольку протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны с помощью захват электронов рождается электронное нейтрино. В типичной сверхновой типа II новообразованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов кельвины, 104 раз больше температуры ядра Солнца. Большая часть этой тепловой энергии должна быть потеряна для образования стабильной нейтронной звезды, иначе нейтроны «выкипят». Это достигается дальнейшим выбросом нейтрино.[13] Эти «тепловые» нейтрино образуются как пары нейтрино-антинейтрино всех ароматы, и всего в несколько раз превышает количество нейтрино с захватом электрона.[14] Два механизма образования нейтрино преобразуют гравитационную потенциальная энергия коллапса в 10-секундную вспышку нейтрино, высвобождая около 1046 джоули (100враг ).[15]

Через процесс, который не совсем понятен, около 1% или 1044 джоулей (1 противник) высвободившейся энергии (в форме нейтрино) реабсорбируется остановившимся ударом, вызывая взрыв сверхновой.[а][12] Нейтрино, генерируемые сверхновой, наблюдались в случае Сверхновая 1987A, что привело астрофизиков к выводу, что картина коллапса ядра в основном верна. На водной основе Камиоканде II и ММБ приборы обнаружили антинейтрино теплового происхождения,[13] в то время галлий -71 на основе Баксан прибор зарегистрировал нейтрино (лептонное число = 1) либо теплового, либо электронного захвата.

Внутри массивной эволюционировавшей звезды (а) многослойные луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя железо-никелевое ядро ​​(b), которое достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов (c), в результате чего падающий материал отскакивает (d) и формирует распространяющийся наружу ударный фронт (красный). Шок начинает срываться (e), но он снова оживает благодаря взаимодействию нейтрино. Окружающий материал взрывается (f), оставляя только дегенеративный остаток.

Когда звезда-прародитель ниже 20M☉ - в зависимости от силы взрыва и количества материала, который падает обратно - вырожденный остаток обрушения активной зоны представляет собой нейтронная звезда.[10] Выше этой массы остаток схлопывается, образуя черная дыра.[4][16] Теоретическая предельная масса для этого типа сценария коллапса ядра составляет около 40–50M☉. Считается, что выше этой массы звезда коллапсирует прямо в черную дыру, не образуя взрыва сверхновой.[17] хотя неопределенности в моделях коллапса сверхновой делают расчет этих пределов неопределенным.

Теоретические модели

В Стандартная модель из физика элементарных частиц теория, которая описывает три из четырех известных фундаментальные взаимодействия между элементарные частицы что составляет все дело. Эта теория позволяет делать прогнозы о том, как частицы будут взаимодействовать во многих условиях. Энергия, приходящаяся на одну частицу в сверхновой, обычно составляет 1–150 пикоджоули (от десятков до сотен МэВ ).[18][неудачная проверка ] Энергия сверхновой, приходящаяся на одну частицу, достаточно мала, поэтому предсказания, полученные на основе Стандартной модели физики элементарных частиц, вероятно, в основном верны. Но высокая плотность может потребовать внесения поправок в Стандартную модель.[19] В частности, наземные ускорители частиц могут производить взаимодействия частиц с гораздо большей энергией, чем в сверхновых,[20] но в этих экспериментах отдельные частицы взаимодействуют с отдельными частицами, и вполне вероятно, что высокая плотность внутри сверхновой вызовет новые эффекты. Взаимодействие между нейтрино и другими частицами сверхновой происходит с слабая ядерная сила, который, как полагают, хорошо изучен. Однако взаимодействия между протонами и нейтронами включают сильная ядерная сила, который гораздо менее изучен.[21]

Основная нерешенная проблема сверхновых типа II заключается в том, что непонятно, как произошла вспышка нейтрино передает свою энергию остальной части звезды, создавая ударную волну, которая заставляет звезду взорваться. Из приведенного выше обсуждения, только один процент энергии должен быть передан, чтобы произвести взрыв, но объяснить, как происходит этот один процент передачи, оказалось чрезвычайно сложно, даже несмотря на то, что вовлеченные взаимодействия частиц, как полагают, хорошо изучены. В 1990-х годах одна из моделей для этого заключалась в конвективный переворот, что предполагает конвекцию либо от нейтрино снизу или падающая сверху материя завершает процесс разрушения звезды-прародителя. Более тяжелые элементы, чем железо, образуются во время этого взрыва в результате захвата нейтронов и давления нейтрино, вдавливающихся в границу "нейтриносферы", заполняя окружающее пространство облаком газа и пыли, которое богаче тяжелыми элементами, чем материал. из которого изначально образовалась звезда.[22]

Физика нейтрино, который моделируется Стандартная модель, имеет решающее значение для понимания этого процесса.[19] Другой важной областью исследования является гидродинамика плазмы, из которой состоит умирающая звезда; то, как он ведет себя во время схлопывания ядра, определяет, когда и как ударная волна формы, а также когда и как он заглохнет и возобновит работу.[23]

Фактически, некоторые теоретические модели включают гидродинамическую нестабильность в остановившемся толчке, известную как «неустойчивость стоячей аккреционной ударной волны» (SASI). Эта нестабильность возникает как следствие несферических возмущений, вызывающих колебания застрявшего скачка уплотнения, тем самым деформируя его. SASI часто используется в тандеме с теориями нейтрино в компьютерном моделировании для возобновления энергии остановившейся ударной волны.[24]

Компьютерные модели были очень успешны в вычислении поведения сверхновых типа II при образовании ударной волны. Игнорируя первую секунду взрыва и предполагая, что взрыв начался, астрофизики смогли сделать подробные предсказания об элементах, произведенных сверхновой, и ожидаемых кривая блеска от сверхновой.[25][26][27]

Кривые блеска сверхновых типов II-L и II-P

На этом графике светимости как функции времени показаны характерные формы кривых блеска сверхновых типов II-L и II-P.[требуется разъяснение ]

Когда спектр сверхновой типа II исследуется, обычно Линии поглощения Balmer - пониженный поток на характеристике частоты где атомы водорода поглощают энергию. Наличие этих линий позволяет отличить эту категорию сверхновых от сверхновых. Сверхновая типа I.

Когда яркость сверхновой звезды типа II наносится на график за период времени, она показывает характерный подъем до пика яркости, за которым следует спад. Эти кривые блеска имеют среднюю скорость затухания 0,008величины в день; намного ниже, чем скорость распада сверхновых типа Ia. Тип II подразделяется на два класса в зависимости от формы кривой блеска. Кривая блеска сверхновой типа II-L показывает устойчивый (линейный ) снижается после пика яркости. Напротив, кривая блеска сверхновой типа II-P имеет характерный плоский участок (называемый плато ) во время спада; представляющий период, когда яркость затухает медленнее. Скорость затухания чистой светимости ниже - 0,0075 звездной величины в день для типа II-P по сравнению с 0,012 звездной величины в день для типа II-L.[28]

Считается, что разница в форме кривых блеска в случае сверхновых типа II-L вызвана выбросом большей части водородной оболочки звезды-прародителя.[28] Фаза плато в сверхновых типа II-P связана с изменением непрозрачность внешнего слоя. Ударная волна ионизирует водород во внешней оболочке - отрывая электрон от атома водорода - что приводит к значительному увеличению непрозрачность. Это предотвращает утечку фотонов из внутренних частей взрыва. Когда водород охлаждается достаточно, чтобы рекомбинировать, внешний слой становится прозрачным.[29]

Сверхновые типа IIn

«N» обозначает узкую, что указывает на присутствие в спектрах линий излучения водорода с узкой или средней шириной. В случае промежуточной ширины выбросы от взрыва могут сильно взаимодействовать с газом вокруг звезды - околозвездной средой.[30][31] Предполагаемая околозвездная плотность, необходимая для объяснения наблюдательных свойств, намного выше, чем ожидается из стандартной теории звездной эволюции.[32] Обычно предполагается, что высокая околозвездная плотность обусловлена ​​высокой скоростью потери массы прародителями типа IIn. Расчетные темпы потери массы обычно выше, чем 10−3 M☉ в год. Есть признаки того, что они происходят из звезд, похожих на Светящиеся синие переменные с большими потерями массы перед взрывом.[33] SN 1998S и SN 2005gl являются примерами сверхновых типа IIn; SN 2006gy, сверхновая с очень высокой энергией, может быть другим примером.[34]

Сверхновые типа IIb

Сверхновая типа IIb имеет слабую линию водорода в начальном спектре, поэтому она классифицируется как тип II. Однако позже H-излучение становится необнаружимым, и на кривой блеска также появляется второй пик, спектр которого более похож на Сверхновая типа Ib. Прародителем могла быть массивная звезда, которая удалила большую часть своих внешних слоев, или та, которая потеряла большую часть своей водородной оболочки из-за взаимодействия с компаньоном в двойной системе, оставив после себя ядро, которое почти полностью состояло из гелия.[35] Когда выбросы типа IIb расширяются, водородный слой быстро становится более прозрачный и раскрывает более глубокие слои.[35]Классическим примером сверхновой типа IIb является SN 1993J,[36][37] в то время как другой пример Кассиопея А.[38] Класс IIb был впервые представлен (как теоретическая концепция) Woosley et al. в 1987 г.[39] и вскоре этот класс был применен к SN 1987K[40] и SN 1993J.[41]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука. 304 (5697): 1915–1916. Дои:10.1126 / science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  2. ^ «Знакомство с остатками сверхновых». НАСА Годдард / SAO. 2006-09-07. Получено 2007-05-01.
  3. ^ а б Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции маломассивных звезд». Рочестерский технологический институт. Получено 2006-08-04.
  4. ^ а б c d Хиншоу, Гэри (23.08.2006). «Жизнь и смерть звезд». НАСА СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson (WMAP) Миссия. Получено 2006-09-01.
  5. ^ Woosley, S .; Янка, Х.-Т. (Декабрь 2005 г.). "Физика сверхновых звезд с коллапсом ядра". Природа Физика. 1 (3): 147–154. arXiv:Astro-ph / 0601261. Bibcode:2005 НатФ ... 1..147Вт. Дои:10.1038 / nphys172. S2CID  118974639.
  6. ^ Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Издательство Чикагского университета. ISBN  978-0-226-10953-4.
  7. ^ Фьюэлл, М. П. (1995). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». Американский журнал физики. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. Дои:10.1119/1.17828.
  8. ^ Флеро, Фабрис. «Эволюция массивных звезд». Лаврентьевский университет. Архивировано из оригинал на 2017-05-21. Получено 2007-08-13.
  9. ^ Lieb, E.H .; Яу, Х.-Т. (1987). «Строгое изучение теории звездного коллапса Чандрасекара». Астрофизический журнал. 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ ... 323..140L. Дои:10.1086/165813.
  10. ^ а б Fryer, C.L .; Нью, К. С. Б. (24 января 2006 г.). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса». Институт Макса Планка гравитационной физики. Архивировано из оригинал на 2006-12-13. Получено 2006-12-14.
  11. ^ Hayakawa, T .; Iwamoto, N .; Каджино, Т .; Shizuma, T .; Umeda, H .; Номото, К. (2006). "Принцип универсальности нуклеосинтеза гамма-процесса при взрывах сверхновой звезды с коллапсом ядра". Астрофизический журнал. 648 (1): L47 – L50. Bibcode:2006ApJ ... 648L..47H. Дои:10.1086/507703.
  12. ^ а б Fryer, C.L .; Нью, К. Б. С. (24 января 2006 г.). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса, раздел 3.1». Лос-Аламосская национальная лаборатория. Архивировано из оригинал на 2006-10-13. Получено 2006-12-09.
  13. ^ а б Манн, Альфред К. (1997). Тень звезды: нейтринная история сверхновой 1987A. Нью-Йорк: У. Х. Фриман. п. 122. ISBN  978-0-7167-3097-2.
  14. ^ Гриббин, Джон Р.; Гриббин, Мэри (2000). Звездная пыль: Сверхновые и жизнь - космическая связь. Новый рай: Издательство Йельского университета. п. 173. ISBN  978-0-300-09097-0.
  15. ^ Barwick, S .; Beacom, J .; и другие. (2004-10-29). "Исследование нейтрино APS: отчет рабочей группы по нейтринной астрофизике и космологии" (PDF). Американское физическое общество. Получено 2006-12-12.
  16. ^ Фрайер, Крис Л. (2003). "Образование черной дыры в результате звездного коллапса". Классическая и квантовая гравитация. 20 (10): S73 – S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. Дои:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  17. ^ Фрайер, Крис Л. (1999). «Пределы массы для образования черной дыры». Астрофизический журнал. 522 (1): 413–418. arXiv:Astro-ph / 9902315. Bibcode:1999ApJ ... 522..413F. Дои:10.1086/307647. S2CID  14227409.
  18. ^ Izzard, R.G .; Рамирес Руис, E .; Тут, К. А. (2004). "Темпы образования сверхновых с коллапсом ядра и гамма-всплесков". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 348 (4): 1215. arXiv:Astro-ph / 0311463. Bibcode:2004МНРАС.348.1215И. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.07436.x. S2CID  119447717.
  19. ^ а б Rampp, M .; Buras, R .; Janka, H.-T .; Раффельт, Г. (11–16 февраля 2002 г.). «Моделирование коллапса ядра сверхновой: Вариации исходной физики». Материалы 11-го семинара «Ядерная астрофизика».. Замок Рингберг, Тегернзее, Германия. С. 119–125. arXiv:Astro-ph / 0203493. Bibcode:2002nuas.conf..119R.
  20. ^ Ackerstaff, K .; и другие. (Сотрудничество OPAL) (1998). "Испытания Стандартной модели и ограничений новой физики на основе измерений образования пар фермионов при 189 ГэВ на LEP". Европейский физический журнал C. 2 (3): 441–472. arXiv:hep-ex / 9708024. Дои:10.1007 / с100529800851. S2CID  195313000. Получено 2007-03-18.
  21. ^ «Нобелевская премия по физике 2004 г.». Нобелевский фонд. 2004-10-05. Архивировано из оригинал на 2007-05-03. Получено 2007-05-30.
  22. ^ Стовер, Рассвет (2006). «Жизнь в пузыре». Популярная наука. 269 (6): 16.
  23. ^ Janka, H.-T .; Langanke, K .; Марек, А .; Мартинес Пинедо, G .; Мюллер, Б. (2007). "Теория сверхновых звезд с коллапсом ядра". Столетний объем отчетов по физике Бете. 142 (1–4): 38–74. arXiv:astro-ph / 0612072. Bibcode:1993JHyd..142..229H. Дои:10.1016 / 0022-1694 (93) 90012-Х.
  24. ^ Иваками, Вакана; Котаке, Кей; Охниши, Наофуми; Ямада, Шоичи; Савада, Кейсуке (10–15 марта 2008 г.). «Трехмерное моделирование стоячей ударной неустойчивости в сверхновых с коллапсом ядра» (PDF). 14-й семинар по ядерной астрофизике. Архивировано из оригинал (PDF) 15 марта 2011 г.. Получено 30 января 2013.
  25. ^ Блинников, С.И .; Röpke, F. K .; Сорокина, Е. И .; Gieseler, M .; Reinecke, M .; Travaglio, C .; Hillebrandt, W .; Стритцингер, М. (2006). «Теоретические кривые блеска для моделей горения сверхновой типа Ia». Астрономия и астрофизика. 453 (1): 229–240. arXiv:Astro-ph / 0603036. Bibcode:2006A & A ... 453..229B. Дои:10.1051/0004-6361:20054594. S2CID  15493284.
  26. ^ Янг, Тимоти Р. (2004). «Исследование параметров кривых блеска сверхновой II типа с использованием ядер 6 M He». Астрофизический журнал. 617 (2): 1233–1250. arXiv:astro-ph / 0409284. Bibcode:2004ApJ ... 617.1233Y. Дои:10.1086/425675. S2CID  16722121.
  27. ^ Rauscher, T .; Heger, A .; Hoffman, R.D .; Вусли, С. Э. (2002). «Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой». Астрофизический журнал. 576 (1): 323–348. arXiv:astro-ph / 0112478. Bibcode:2002ApJ ... 576..323R. Дои:10.1086/341728. S2CID  59039933.
  28. ^ а б Doggett, J. B .; Бранч, Д. (1985). «Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых». Астрономический журнал. 90: 2303–2311. Bibcode:1985AJ ..... 90.2303D. Дои:10.1086/113934.
  29. ^ "Кривые блеска сверхновых звезд типа II". Технологический университет Суинберна. Получено 2007-03-17.
  30. ^ Филиппенко, А. В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 35: 309–330. Bibcode:1997ARA & A..35..309F. Дои:10.1146 / annurev.astro.35.1.309. S2CID  25194088.
  31. ^ Пасторелло, А .; Turatto, M .; Benetti, S .; Cappellaro, E .; Danziger, I.J .; Mazzali, P.A .; Patat, F .; Филиппенко, А. В .; Schlegel, D. J .; Мэтисон, Т. (2002). «Сверхновая типа IIn 1995G: взаимодействие с околозвездной средой». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 333 (1): 27–38. arXiv:Astro-ph / 0201483. Bibcode:2002МНРАС.333 ... 27П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05366.x.
  32. ^ Лангер, Н. (22 сентября 2012 г.). «Пресуперновая эволюция массивных одиночных и двойных звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 50 (1): 107–164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA & A..50..107L. Дои:10.1146 / annurev-astro-081811-125534. S2CID  119288581.
  33. ^ Киев, Майкл; Гал-Ям, Авишай; Arcavi, Iair; Леонард, Дуглас С .; Энрикес, Х. Эмилио; Ченко, С. Брэдли; Fox4, Дерек Б.; Мун, Дэ-Сик; Sand, Дэвид Дж .; Содерберг, Алисия М. (2011). «Наблюдения в рамках проекта Caltech Core-Collapse Project (CCCP) над сверхновыми типа IIn: типичные свойства и значение для их звезд-прародителей». Астрофизический журнал. 744 (10): 10. arXiv:1010.2689. Bibcode:2012ApJ ... 744 ... 10K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 744/1/10. S2CID  119267259.
  34. ^ Smith, N .; Chornock, R .; Silverman, J.M .; Филиппенко, А. В .; Фоли, Р. Дж. (2010). "Спектральная эволюция сверхновой сверхновой IIn необычного типа 2006 г.". Астрофизический журнал. 709 (2): 856–883. arXiv:0906.2200. Bibcode:2010ApJ ... 709..856S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 709/2/856. S2CID  16959330.
  35. ^ а б Утробин, В. П. (1996). "Нетепловая ионизация и возбуждение в сверхновой типа IIb 1993J". Астрономия и астрофизика. 306 (5940): 219–231. Bibcode:1996A & A ... 306..219U.
  36. ^ Nomoto, K .; Сузуки, Т .; Shigeyama, T .; Kumagai, S .; Yamaoka, H .; Сайо, Х. (1993). «Модель типа IIb сверхновой 1993J». Природа. 364 (6437): 507. Bibcode:1993Натура.364..507Н. Дои:10.1038 / 364507a0. S2CID  4363061.
  37. ^ Chevalier, R.A .; Содерберг, А. М. (2010). «Сверхновые типа IIb с компактными и протяженными предшественниками». Астрофизический журнал. 711 (1): L40 – L43. arXiv:0911.3408. Bibcode:2010ApJ ... 711L..40C. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 711/1 / L40. S2CID  118321359.
  38. ^ Krause, O .; Birkmann, S .; Усуда, Т .; Hattori, T .; Гото, М .; Rieke, G .; Мисселт, К. (2008). «Сверхновая Кассиопея А была типа IIb». Наука. 320 (5880): 1195–1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Научный ... 320.1195K. Дои:10.1126 / science.1155788. PMID  18511684. S2CID  40884513.
  39. ^ Woosley, S.E .; Пинто, П. А .; Martin, P.G .; Уивер, Томас А. (1987). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке - взрыв звезды с массой около 20 солнечных масс, которая потеряла массу?». Астрофизический журнал. 318: 664. Bibcode:1987ApJ ... 318..664Вт. Дои:10.1086/165402.
  40. ^ Филиппенко, Алексей В. (1988). «Сверхновая 1987K - тип II в молодости, тип Ib в старости». Астрономический журнал. 96: 1941. Bibcode:1988AJ ..... 96.1941F. Дои:10.1086/114940.
  41. ^ Филиппенко, Алексей В .; Мэтисон, Томас; Хо, Луис К. (1993). "The Тип IIb Сверхновая 1993J в M81: близкий родственник сверхновых типа Ib ». Письма в астрофизический журнал. 415: L103. Bibcode:1993ApJ ... 415L.103F. Дои:10.1086/187043.

внешние ссылки