Сверхновая типа Ia - Википедия - Type Ia supernova

Видео впечатления от этого художника показывает центральную часть планетарная туманность Хениз 2-428. Ядро этого уникального объекта состоит из двух белый Гном звезды, каждая из которых имеет массу немного меньше массы Солнца. Ожидается, что они будут постепенно приближаться друг к другу и сольются примерно через 700 миллионов лет. Это событие, вероятно, создаст сверхновую типа Ia и уничтожит обе звезды.

А сверхновая типа Ia (читай: «тип один-А») - это тип сверхновая звезда что происходит в бинарные системы (два звезды вращаются вокруг друг друга), в которой одна из звезд является белый Гном. Другой звездой может быть что угодно от гигантская звезда к еще меньшему белому карлику.[1]

Физически углеродно-кислородные белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены массой ниже 1,44 Солнца (M☉ ).[2][3] За этим "критическая масса ", они снова воспламеняются и в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой. Несколько сбивает с толку, что эту критическую массу часто называют массой Чандрасекара, хотя она незначительно отличается от абсолютной Предел Чандрасекара куда давление электронного вырождения не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от двойного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза состоит в том, что его ядро ​​достигнет температуры воспламенения в течение углеродный синтез по мере приближения к массе Чандрасекар. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества в белом карлике подвергается убегай реакция, высвобождая достаточно энергии (1–2×1044 J)[4] развязать звезду при взрыве сверхновой.[5]

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

В мае 2015 года НАСА сообщило, что Кеплер космическая обсерватория наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia в процессе взрыва. Подробная информация о предновых моментах может помочь ученым лучше судить о качестве сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументе в пользу темная энергия.[6]

Модель консенсуса

Спектр SN 1998aq сверхновой типа Ia, через сутки после максимума света в Группа B[7]

Тип Ia сверхновая звезда является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского – Цвикки, разработанной немецко-американским астрономом Рудольф Минковски и швейцарский астроном Фриц Цвикки.[8] Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Астрономы-теоретики долгое время считали звезда-прародитель для этого типа сверхновой является белый Гном, и эмпирические доказательства этого были обнаружены в 2014 году, когда сверхновая типа Ia наблюдалась в галактика Мессье 82.[9] Когда медленно вращающийся[2] углерод –кислород белый Гном срастается материи от компаньона, она может превышать предел Чандрасекара примерно 1,44M☉, за пределами которого он больше не может выдерживать свой вес с помощью давления электронного вырождения.[10] В отсутствие компенсационного процесса белый карлик схлопнется, образуя нейтронная звезда, в индуцированном аккрецией неизъективном процессе,[11] как это обычно бывает в случае белого карлика, который в основном состоит из магний, неон, и кислород.[12]

Однако нынешнее мнение астрономов, моделирующих взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру активной зоны,[3] и когда белый карлик приближается к 99% предела,[13] Период конвекция следует, продолжительностью около 1000 лет.[14] В какой-то момент фазы закипания дефлаграция фронт пламени рождается, питаемый углеродный синтез. Детали возгорания до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя.[15] Кислородный синтез начинается вскоре после этого, но это топливо расходуется не так полно, как углерод.[16]

G299 Тип Ia остаток сверхновой.

Как только начинается синтез, температура белого карлика повышается. А главная последовательность звезда поддерживается тепловое давление может расширяться и охлаждаться, что автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Тем не мение, давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не могут регулировать температуру так, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для убегай реакции слияния. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за Неустойчивость Рэлея – Тейлора. и взаимодействие с турбулентность. До сих пор ведутся серьезные споры о том, превращается ли эта вспышка в сверхзвуковой детонация из дозвуковой дефлаграция.[14][17]

Независимо от точных деталей того, как воспламеняется сверхновая, общепринято считать, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике расплавляется на более тяжелые элементы всего за несколько секунд.[16] с сопутствующим выделением энергии, повышающей внутреннюю температуру до миллиардов градусов. Выделяемая энергия (1–2×1044 J)[4] более чем достаточно для развязать звезда; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетическая энергия разлететься друг от друга. Звезда яростно взрывается и выпускает ударная волна при этом вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка 5,000–20,000 км / с, примерно 6% скорость света. Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение яркости. Типичный визуальный абсолютная величина сверхновых типа Ia Mv = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими изменениями.[14]

Теория сверхновых этого типа аналогична теории новые, в котором белый карлик срастается медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв с синтезом водорода, который не разрушает звезду.[14]

Сверхновая типа Ia отличается от Сверхновая типа II, которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванного выбросом гравитационно потенциальная энергия через нейтрино эмиссия.[18]

Формирование

Процесс формирования
Газ отделяется от гигантской звезды, чтобы сформировать аккреционный диск вокруг компактного компаньона (такого как белый карлик). НАСА изображение
Четыре изображения моделирования сверхновой типа Ia
Моделирование фазы взрыва в модели образования сверхновых от горения до детонации, запускаемой на научном суперкомпьютере.

Единичные вырожденные предшественники

Одной из моделей образования этой категории сверхновых является близкая двойная звезда система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем первичная имеет большую массу, чем вторичная. Обладая большей массой, первичный элемент первым из пары эволюционирует в асимптотическая ветвь гигантов, где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, система может потерять значительное количество массы, уменьшая угловой момент, радиус орбиты и период. После того, как первичная звезда выродилась в белого карлика, вторичная звезда позже эволюционирует в красного гиганта, и все готово для аккреции массы на первичную звезду. Во время этой заключительной фазы с общей оболочкой две звезды сближаются по спирали, так как угловой момент теряется. В результате орбита может иметь период всего в несколько часов.[19][20] Если аккреция будет продолжаться достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к Предел Чандрасекара.

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

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

Двойные вырожденные предки

Второй возможный механизм срабатывания сверхновой типа Ia - слияние двух белых карликов, совокупная масса которых превышает предел Чандрасекара. Получившееся слияние называется массовым белым карликом супер-Чандрасекара.[23][24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в Млечном Пути происходят только один раз в 107 к 1013 годы; гораздо реже, чем появление новых звезд.[25] Столкновения происходят с большей частотой в областях плотного ядра шаровые скопления[26] (ср. синие отставшие ). Вероятный сценарий - столкновение с двойной звездной системой или между двумя двойными системами, содержащими белые карлики. Это столкновение может оставить после себя тесную двойную систему из двух белых карликов. Их орбита распадается, и они сливаются через общую оболочку.[27] Исследование, основанное на SDSS Спектры обнаружили 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что предполагает слияние двойных белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: этот показатель соответствует количеству сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе.[28]

Сценарий двойного вырождения - одно из нескольких предложенных объяснений аномально массивного (2M☉ ) прародитель SN 2003fg.[29][30] Это единственное возможное объяснение СНР 0509-67.5, так как все возможные модели только с одним белым карликом были исключены.[31] Это также настоятельно рекомендуется для SN 1006, учитывая, что остатков звезды-компаньона там не обнаружено.[22] Наблюдения, сделанные с НАСА с Быстрый Космический телескоп исключил существующие сверхгиганты или гигантские звезды-компаньоны каждой исследованной сверхновой типа Ia. Взорванная внешняя оболочка сверхгиганта-компаньона должна излучать Рентгеновские лучи, но это свечение не было обнаружено рентгеновским телескопом Свифта в 53 ближайших остатках сверхновой. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдаемых в течение 10 дней после взрыва, спутник UVOT (ультрафиолетовый / оптический телескоп) не показал ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, пораженной ударной волной сверхновой, что означает отсутствие красных гигантов или более крупных звезд, вращающихся вокруг те прародители сверхновых. В случае SN 2011fe, звезда-компаньон должна быть меньше солнце, если он существовал.[32] В Рентгеновская обсерватория Чандра выявили, что рентгеновское излучение пяти эллиптические галактики и выпуклость Галактика Андромеды в 30–50 раз слабее, чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно исходить от аккреционных дисков предшественников сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что немногие белые карлики обладают аккреционные диски, что исключает обычную, основанную на аккреции модель сверхновых Ia.[33] Спирающиеся внутрь пары белых карликов являются строго предполагаемыми кандидатами на источники гравитационные волны, хотя напрямую они не наблюдались.

Сценарии с двойным вырождением вызывают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартные свечи, поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, что означает яркость тоже меняется.

Тип Iax

Было предложено классифицировать группу субсветовых сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, как Тип Iax.[34][35] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, но вместо этого оставит после себя зомби звезда.[36]

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B снято космическим телескопом Хаббла.[37]

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно встречаются во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения регионам нынешнего звездообразования.[38] Поскольку белые карлики формируются в конце периода эволюции звезды на главной последовательности, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, в котором она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии массопереноса (возможно, образуя устойчивые вспышки новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia.[39]

Давней проблемой в астрономии была идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за предшественником может дать полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя велся более века.[40] Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с космическим телескопом Хаббла не показали звезд на месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Расширяющийся плазма от взрыва было обнаружено, что он содержит углерод и кислород, что делает вероятным, что его прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов.[41]Аналогично наблюдения близлежащей SN PTF 11kx,[42] открыта 16 января 2011 г. (UT) Паломарский переходный завод (PTF), приводят к заключению, что этот взрыв возникает от единственного вырожденного предка с компаньоном красного гиганта, таким образом подтверждая, что не существует единого пути предка к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новых до появления сверхновой - еще одно удивительное открытие.[42][43]Однако более поздний анализ показал, что околозвездный материал слишком массивен для сценария с однократным вырождением и лучше подходит для сценария с вырожденным ядром.[44]

Кривая блеска

Этот график светимости (относительно Солнца, L0 ) от времени показывает характеристическую кривую блеска сверхновой типа Ia. Пик в первую очередь связан с распадом никель (Ni), а на более поздней стадии - кобальт (Со).

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривая блеска, их график зависимости светимости от времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости в спектре присутствуют линии элементов промежуточных масс от кислорода до кальций; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя месяцы после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа (железный козырек элементы). В радиоактивный распад из никель-56 через кобальт-56 к железо-56 производит высокую энергию фотоны, которые доминируют над выходом энергии выброса на промежуточных и поздних временах.[14]

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые предложено совместными усилиями чилийских и американских астрономов. Обзор сверхновых звезд Калана / Тололо.[45] В серии работ 1990-х годов обзор показал, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой яркости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, может быть использован для корректировки неокрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Исходная поправка к стандартному значению свечи известна как Отношения Филлипса[46] и эта группа продемонстрировала способность измерять относительные расстояния с точностью 7%.[47] Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, производимого в белых карликах, предположительно взрывающихся около предела Чандрасекара.[48]

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичных стандартных свечей во внегалактической астрономии.[49]Улучшенная калибровка Цефеида переменная шкала расстояний[50] и прямые геометрические измерения расстояния до NGC 4258 из динамики мазер выброс[51] в сочетании с Диаграмма Хаббла расстояний сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению Постоянная Хаббла.

В 1998 г. наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат: вселенная кажется, проходит ускоряющееся расширение.[52][53]Впоследствии за это открытие три члена из двух команд были удостоены Нобелевских премий.[54]

Подтипы

Остаток сверхновой SNR 0454-67.2, вероятно, является результатом взрыва сверхновой типа Ia.[55]

В классе сверхновых типа Ia наблюдается значительное разнообразие. Отражая это, было определено множество подклассов. Два ярких и хорошо изученных примера включают в себя слишком яркую подкласс с особенно прочным железом линии поглощения и аномально маленькие кремниевые детали[56], и 1991bg-like, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными ранними характеристиками поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией.[57] Несмотря на их ненормальные светимости, члены обеих специфических групп могут быть стандартизированы с помощью Отношение Филлипса определить расстояние.[58]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ HubbleSite - Темная энергия - Сверхновые типа Ia
  2. ^ а б Юн, С.-К .; Лангер, Л. (2004). "Presupernova Эволюция аккреции белых карликов с вращением". Астрономия и астрофизика. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph / 0402287. Bibcode:2004 A&A ... 419..623Y. Дои:10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085. Архивировано из оригинал на 2007-10-25. Получено 2007-05-30.
  3. ^ а б Mazzali, P.A .; Röpke, F. K .; Benetti, S .; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука. 315 (5813): 825–828. arXiv:astro-ph / 0702351. Bibcode:2007Наука ... 315..825М. Дои:10.1126 / science.1136259. PMID  17289993. S2CID  16408991.
  4. ^ а б Хохлов, А .; Müller, E .; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа Ia с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A & A ... 270..223K.
  5. ^ «Знакомство с остатками сверхновых». НАСА Годдард / SAO. 2006-09-07. Получено 2007-05-01.
  6. ^ Джонсон, Мишель; Чендлер, Линн (20 мая 2015 г.). «Космический корабль НАСА запечатлел редкие, ранние моменты появления сверхновых». НАСА. Получено 21 мая, 2015.
  7. ^ Мэтисон, Томас; Киршнер, Роберт; Чаллис, Пит; Джха, Саурабх; и другие. (2008). "Оптическая спектроскопия сверхновых типа Ia". Астрономический журнал. 135 (4): 1598–1615. arXiv:0803.1705. Bibcode:2008AJ .... 135.1598M. Дои:10.1088/0004-6256/135/4/1598. S2CID  33156459.
  8. ^ да Силва, Л. А. Л. (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука. 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap и SS.202..215D. Дои:10.1007 / BF00626878. S2CID  122727067.
  9. ^ Сверхновые типа 1a: почему наша стандартная свеча не совсем стандартная
  10. ^ 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.
  11. ^ Канал, р .; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика с нейтронной звездой». Белые карлики. Библиотека астрофизики и космических наук. 214. С. 49–55. arXiv:Astro-ph / 9701225. Bibcode:1997АССЛ..214 ... 49С. Дои:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN  978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287.
  12. ^ Fryer, C.L .; Нью, К. С. Б. (24 января 2006 г.). «2.1 Сценарий обвала». Гравитационные волны от гравитационного коллапса. Max-Planck-Gesellschaft. Получено 2007-06-07.
  13. ^ Уилер, Дж. Крейг (2000-01-15). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. п. 96. ISBN  978-0-521-65195-0.
  14. ^ а б c d е Hillebrandt, W .; Нимейер, Дж. К. (2000). "Модели взрыва сверхновой звезды типа Ia". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 38 (1): 191–230. arXiv:Astro-ph / 0006305. Bibcode:2000ARA & A..38..191H. Дои:10.1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  15. ^ "Научное резюме". Центр астрофизических термоядерных вспышек ASC / Alliance. 2004 г.. Получено 2017-04-25.
  16. ^ а б Röpke, F. K .; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против отношения углерода к кислороду предшественника как источника пикового изменения яркости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика. 420 (1): L1 – L4. arXiv:astro-ph / 0403509. Bibcode:2004A & A ... 420L ... 1R. Дои:10.1051/0004-6361:20040135. S2CID  2849060.
  17. ^ Гамезо, В. Н .; Хохлов, А. М .; Оран, Э. С .; Ччелканова, А.Ю .; Розенберг, Р. О. (2003-01-03). «Термоядерные сверхновые: моделирование стадии дефлаграции и их последствия». Наука. 299 (5603): 77–81. arXiv:Astro-ph / 0212054. Bibcode:2003Наука ... 299 ... 77G. CiteSeerX  10.1.1.257.3251. Дои:10.1126 / science.1078129. PMID  12446871. S2CID  6111616.
  18. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука. 304 (5697): 1915–1916. Дои:10.1126 / science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  19. ^ Пачинский, Б. (28 июля - 1 августа 1975 г.). "Общие двоичные файлы конвертов". Структура и эволюция близких двоичных систем. Кембридж, Англия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 75–80. Bibcode:1976IAUS ... 73 ... 75P.
  20. ^ Постнов, К. А .; Юнгельсон, Л. Р. (2006). «Эволюция компактных двойных звездных систем». Живые обзоры в теории относительности. 9 (1): 6. Дои:10.12942 / lrr-2006-6. ЧВК  5253975. PMID  28163653. Архивировано из оригинал на 2007-09-26. Получено 2007-01-08.
  21. ^ Langer, N .; Юн, С.-К .; Wellstein, S .; Шайтхауэр, С. (2002). «Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик». В Gänsicke, B.T .; Beuermann, K .; Рейн, К. (ред.). Физика катаклизмических переменных и связанных объектов, Материалы конференции ASP. Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана. п. 252. Bibcode:2002ASPC..261..252L.
  22. ^ а б Гонсалес Эрнандес, Х. И .; Ruiz-Lapuente, P .; Tabernero, H.M .; Montes, D .; Канал, р .; Méndez, J .; Бедин, Л. Р. (2012). «Нет выживших эволюционировавших товарищей предка SN 1006». Природа. 489 (7417): 533–536. arXiv:1210.1948. Bibcode:2012Натура 489..533Г. Дои:10.1038 / природа11447. HDL:10261/56885. PMID  23018963. S2CID  4431391. См. Также ссылку на сайт: Матсон, Джон (декабрь 2012 г.). «Ни одна звезда не осталась позади». Scientific American. 307 (6). п. 16.
  23. ^ "Прародители сверхновых типа Ia". Суинбернский университет. Получено 2007-05-20.
  24. ^ «Самое яркое открытие сверхновой намекает на столкновение звезд». Новый ученый. 2007-01-03. Получено 2007-01-06.
  25. ^ Уиппл, Фред Л. (1939). «Сверхновые и столкновения звезд». Труды Национальной академии наук. 25 (3): 118–125. Bibcode:1939ПНАС ... 25..118Вт. Дои:10.1073 / пнас.25.3.118. ЧВК  1077725. PMID  16577876.
  26. ^ Рубин, В. С .; Форд, В. К. Дж. (1999). "Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений". Меркурий. 28 (4): 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Получено 2006-06-02.
  27. ^ Миддледич, Дж. (2004). «Парадигма слияния белых карликов для сверхновых и гамма-всплесков». Астрофизический журнал. 601 (2): L167 – L170. arXiv:astro-ph / 0311484. Bibcode:2004ApJ ... 601L.167M. Дои:10.1086/382074. S2CID  15092837.
  28. ^ «Важный ключ к разгадке происхождения взрыва сверхновой звезды был обнаружен благодаря исследовательской группе из Университета Питтсбурга». Питтсбургский университет. Получено 23 марта 2012.
  29. ^ "Самая странная сверхновая типа Ia". Национальная лаборатория Лоуренса Беркли. 2006-09-20. Получено 2006-11-02.
  30. ^ «Причудливая сверхновая звезда нарушает все правила». Новый ученый. 2006-09-20. Получено 2007-01-08.
  31. ^ Шефер, Брэдли Э .; Пагнотта, Эшли (2012). «Отсутствие бывших звезд-компаньонов в остатке сверхновой типа Ia SNR 0509-67.5». Природа. 481 (7380): 164–166. Bibcode:2012Натура.481..164С. Дои:10.1038 / природа10692. PMID  22237107. S2CID  4362865.
  32. ^ "НАСА Свифт выясняет происхождение важного класса сверхновых". НАСА. Получено 24 марта 2012.
  33. ^ "Чандра НАСА раскрывает происхождение ключевых космических взрывов". Рентгеновская обсерватория Чандра интернет сайт. Получено 28 марта 2012.
  34. ^ Ван, Бо; Джастхэм, Стивен; Хан, Чжанвэнь (2013). «Двойные взрывы как прародители сверхновых типа Iax». arXiv:1301.1047v1 [Astro-ph.SR ].
  35. ^ Фоли, Райан Дж .; Challis, P.J .; Chornock, R .; Ganeshalingam, M .; Li, W .; Marion, G.H .; Morrell, N.I .; Pignata, G .; Stritzinger, M.D .; Silverman, J.M .; Ван, X .; Андерсон, Дж. П .; Филиппенко, А. В .; Freedman, W. L .; Hamuy, M .; Jha, S.W .; Киршнер, Р. П .; McCully, C .; Persson, S.E .; Филлипс, М. М .; Reichart, D.E .; Содерберг, А. М. (2012). «Сверхновые типа Iax: новый класс звездных взрывов». Астрофизический журнал. 767 (1): 57. arXiv:1212.2209. Bibcode:2013ApJ ... 767 ... 57F. Дои:10.1088 / 0004-637X / 767/1/57. S2CID  118603977.
  36. ^ "Хаббл обнаружил, что звездная система сверхновой связана с потенциальной" звездой-зомби "'". SpaceDaily. 6 августа 2014 г.
  37. ^ «Поиски звезд, переживших взрыв сверхновой». www.spacetelescope.org. Получено 30 марта 2017.
  38. ^ ван Дайк, Шайлер Д. (1992). «Связь сверхновых с недавними областями звездообразования в галактиках поздних типов». Астрономический журнал. 103 (6): 1788–1803. Bibcode:1992AJ .... 103.1788V. Дои:10.1086/116195.
  39. ^ Hoeflich, N .; Deutschmann, A .; Wellstein, S .; Хёфлих, П. (1999). «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белый карлик в направлении сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика. 362: 1046–1064. arXiv:astro-ph / 0008444. Bibcode:2000A и A ... 362.1046L.
  40. ^ Котак Р. (декабрь 2008 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». В Evans, A .; Bode, M.F .; O'Brien, T.J .; Дарнли, М.Дж. (ред.). RS Ophiuchi (2006) и феномен повторяющейся Новой. Серия конференций ASP. 401. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 150. Bibcode:2008ASPC..401..150K. Материалы конференции, проходившей 12–14 июня 2007 г. в Кильском университете, Кил, Соединенное Королевство.
  41. ^ Ньюджент, Питер Э .; Салливан, Марк; Ченко, С. Брэдли; Thomas, Rollin C .; Касен, Даниэль; Хауэлл, Д. Эндрю; Берсер, Дэвид; Блум, Джошуа С .; Kulkarni, S. R .; Кандрашофф, Майкл Т .; Филиппенко, Алексей В .; Сильверман, Джеффри М .; Марси, Джеффри В .; Ховард, Эндрю В .; Isaacson, Howard T .; Магуайр, Кейт; Сузуки, Нао; Тарлтон, Джеймс Э .; Пан, Йен-Чен; Бильдстен, Ларс; Фултон, Бенджамин Дж .; Паррент, Джерод Т .; Сэнд, Дэвид; Подсядловский, Филипп; Bianco, Federica B .; Дилдей, Бенджамин; Грэм, Мелисса Л .; Лайман, Джо; Джеймс, Фил; и другие. (Декабрь 2011 г.). "Сверхновая 2011fe от взрывающейся углерод-кислородной звезды белого карлика". Природа. 480 (7377): 344–347. arXiv:1110.6201. Bibcode:2011Натура.480..344Н. Дои:10.1038 / природа10644. PMID  22170680. S2CID  205227021.
  42. ^ а б Дилдай, Б .; Хауэлл, Д. А .; Ченко, С.Б .; Silverman, J.M .; Nugent, P.E .; Салливан, М .; Бен-Ами, С .; Bildsten, L .; Bolte, M .; Endl, M .; Филиппенко, А. В .; Gnat, O .; Horesh, A .; Hsiao, E .; Касливал, М. М .; Киркман, Д .; Maguire, K .; Marcy, G.W .; Мур, К .; Pan, Y .; Parrent, J. T .; Подсядловский, П .; Quimby, R.M .; Штернберг, А .; Suzuki, N .; Tytler, D. R .; Xu, D .; Bloom, J. S .; Гал-Ям, А .; и другие. (2012). "PTF11kx: сверхновая типа Ia с симбиотическим предшественником новой звезды". Наука. 337 (6097): 942–945. arXiv:1207.1306. Bibcode:2012Научный ... 337..942D. Дои:10.1126 / наука.1219164. PMID  22923575. S2CID  38997016.
  43. ^ "Первые в истории прямые наблюдения системы-предшественника сверхновой типа 1a". Scitech Daily. 2012-08-24.
  44. ^ Сокер, Ноам; Каши, Амит; Гарсиа Берро, Энрике; Торрес, Сантьяго; Камачо, Юдит (2013). «Объяснение сверхновой типа Ia PTF 11kx со сценарием насильственного быстрого слияния». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 431 (2): 1541–1546. arXiv:1207.5770. Bibcode:2013МНРАС.431.1541С. Дои:10.1093 / mnras / stt271. S2CID  7846647.
  45. ^ Hamuy, M .; и другие. (1993). "Поиск сверхновой звезды Калана / Тололо 1990 г." (PDF). Астрономический журнал. 106 (6): 2392. Bibcode:1993AJ .... 106.2392H. Дои:10.1086/116811.
  46. ^ Филлипс, М. М. (1993). «Абсолютные звездные величины сверхновых типа Ia». Письма в астрофизический журнал. 413 (2): L105. Bibcode:1993ApJ ... 413L.105P. Дои:10.1086/186970.
  47. ^ Hamuy, M .; Филлипс, М. М .; Suntzeff, Николай Б .; Шоммер, Роберт А .; Маза, Хосе; Авилес, Р. (1996). "Абсолютные светимости сверхновых типа IA Калан / Тололо". Астрономический журнал. 112: 2391. arXiv:Astro-ph / 9609059. Bibcode:1996AJ .... 112.2391H. Дои:10.1086/118190. S2CID  15157846.
  48. ^ Колгейт, С. А. (1979).«Сверхновые как стандартная свеча для космологии». Астрофизический журнал. 232 (1): 404–408. Bibcode:1979ApJ ... 232..404C. Дои:10.1086/157300.
  49. ^ Hamuy, M .; Филлипс, М. М .; Маза, Хосе; Suntzeff, Николай Б .; Schommer, R.A .; Авилес, Р. (1996). "Диаграмма Хаббла далеких сверхновых типа IA". Астрономический журнал. 109: 1. Bibcode:1995AJ .... 109 .... 1H. Дои:10.1086/117251.
  50. ^ Freedman, W .; и другие. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал. 553 (1): 47–72. arXiv:astro-ph / 0012376. Bibcode:2001ApJ ... 553 ... 47F. Дои:10.1086/320638. S2CID  119097691.
  51. ^ Macri, L.M .; Stanek, K. Z .; Bersier, D .; Гринхилл, Л. Дж .; Рид, М. Дж. (2006). "Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла". Астрофизический журнал. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph / 0608211. Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M. Дои:10.1086/508530. S2CID  15728812.
  52. ^ Перлмуттер, С.; Проект космологии сверхновой; и другие. (1999). «Измерения Омега и Лямбды от 42 сверхновых с большим красным смещением». Астрофизический журнал. 517 (2): 565–86. arXiv:Astro-ph / 9812133. Bibcode:1999ApJ ... 517..565P. Дои:10.1086/307221. S2CID  118910636.
  53. ^ Рисс, Адам Г.; Команда поиска Supernova; и другие. (1998). «Наблюдательные свидетельства от сверхновых для ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал. 116 (3): 1009–1038. arXiv:Astro-ph / 9805201. Bibcode:1998AJ .... 116.1009R. Дои:10.1086/300499. S2CID  15640044.
  54. ^ Космология, Стивен Вайнберг, Oxford University Press, 2008.
  55. ^ «Запутанная история - космическое издание». www.spacetelescope.org. Получено 26 ноября 2018.
  56. ^ Сасделли, Микеле; Mazzali, P.A .; Pian, E .; Nomoto, K .; Hachinger, S .; Cappellaro, E .; Бенетти, С. (30 сентября 2014 г.). "Стратификация численности в сверхновых типа Ia - IV. Светящаяся пекулярная SN 1991T". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 445 (1): 711–725. arXiv:1409.0116. Bibcode:2014МНРАС.445..711С. Дои:10.1093 / mnras / stu1777. ISSN  0035-8711. S2CID  59067792.
  57. ^ Mazzali, Paolo A .; Хачингер, Стефан (21 августа 2012 г.). "Небулярные спектры сверхновой типа Ia 1991bg: еще одно свидетельство нестандартного взрыва: небулярные спектры SN 1991bg". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 424 (4): 2926–2935. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21433.x.
  58. ^ Taubenberger, S .; Hachinger, S .; Pignata, G .; Mazzali, P.A .; Contreras, C .; Valenti, S .; Пасторелло, А .; Elias-Rosa, N .; Bärnbantner, O .; Barwig, H .; Бенетти, С. (2008-03-01). «Подсветившаяся сверхновая типа Ia 2005bl и класс объектов, подобных SN 1991bg». MNRAS. 385 (1): 75–96. arXiv:0711.4548. Bibcode:2008МНРАС.385 ... 75Т. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.12843.x. ISSN  0035-8711. S2CID  18434976.

внешняя ссылка