Astronomie

Jaká je poslední jaderná reakce v binární soustavě před supernovou?

Jaká je poslední jaderná reakce v binární soustavě před supernovou?


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.

Chápu, že binární hvězdné systémy mohou způsobit supernovy typu Ia.

Mám otázku týkající se exploze supernovy v binární soustavě. Jaká je poslední jaderná reakce před masivní explozí?

Mám na mysli dvě 2 blízké hvězdy 3M a 6M.


Myslím, že to záleží na typu Supernov.

Supernovy typu 1a jsou produkovány hvězdou bílého trpaslíka obíhající kolem společníka dostatečně blízko na to, aby se hmota přenášela ze společníka na povrch bílého trpaslíka.

Za předpokladu, že pouze váš hvězdný systém bude mít hvězdu 3M a 6M, se hvězda 6M stane nejprve hvězdou bílého trpaslíka. Na konci svého života by zuřivě konvertoval vodík na helium a helium na uhlík cyklem C-N-O a trojitým alfa procesem (C-N-O je dominantní ve hvězdách nad 1,3 M solem). Nejvyšší reakcí v této hlavní sekvenci životnosti by bylo vytvoření kyslíku, ale kyslík je katalyzátorem v cyklu CNO, a proto poslední pravděpodobnou reakcí ve hvězdě by byla helium v ​​nějaké formě hoření pláště ve vnější jádro (více o tom dále).

Zatímco bílý trpaslík obíhá kolem svého společníka, může z povrchu donorové hvězdy odčerpat vodík. Tento vodík se bude hromadit rovnoměrně na povrchu trpasličí hvězdy a pomalu roste hmota trpaslíka. Během této doby bude také vodík spálen na helium, čímž se zvýší hustota.

Pokud lze nashromáždit dostatek hmoty, pak se uhlík v bílém trpaslíkovi může vznítit v reakci na útěk - doslova odfoukne celou hvězdu od sebe. Tyto supernovy produkují každý prvek až po nikl (Ni-56).


Supernova typu Ia (čtení & # 8220type-a & # 8221) je typ supernovy, která se vyskytuje v binárních systémech (dvě hvězdy obíhající kolem sebe), ve kterých je jednou z hvězd bílý trpaslík. Druhou hvězdou může být cokoli, od obří hvězdy po ještě menšího bílého trpaslíka.

K nově dochází, když bílý trpaslík, který je hustým jádrem kdysi normální hvězdy, „krade“ plyn své blízké společenské hvězdě. Když se na povrchu bílého trpaslíka nahromadí dostatek plynu, spustí se exploze. & # 8230 Taková hvězda dosáhne bodu, kdy již nemůže ve svém jádru vyrábět jadernou energii.


Termonukleární výbuch posílá hvězdu přeživší supernovy vrhající se přes Mléčnou dráhu

OBRAZ: Materiál vymrštěný supernovou bude zpočátku velmi rychle expandovat, ale pak se postupně zpomalí a vytvoří složitou obří bublinu horkého zářícího plynu. Nakonec spálené pozůstatky. ukázat více

Kredit: Tento obrázek je zdarma k použití, pokud je použit v přímé souvislosti s tímto příběhem, ale autorská práva k obrázku a kredit musí být University of Warwick / Mark Garlick

Vybuchující bílá trpasličí hvězda vystřelila ze své oběžné dráhy s další hvězdou v „částečné supernově“ a nyní se vrhá na naši galaxii, podle nové studie z University of Warwick.

Otevírá možnost mnoha dalších přeživších supernov cestovat neobjevených Mléčnou dráhou i dalších typů supernov vyskytujících se v jiných galaxiích, které astronomové nikdy předtím neviděli.

Hlášeno dnes (15. července) v Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti výzkum financovaný Leverhulme Trust and Science and Technology Facilities Council (STFC) analyzoval bílého trpaslíka, u kterého bylo dříve zjištěno neobvyklé složení atmosféry. Odhaluje, že hvězda byla s největší pravděpodobností dvojhvězda, která přežila explozi supernovy, která ji a jejího společníka poslala přes Mléčnou dráhu opačnými směry.

White trpaslíci jsou zbývající jádra červených obrů poté, co tyto obrovské hvězdy zemřely a zbavily se svých vnějších vrstev a ochlazovaly se v průběhu miliard let. Většina bílých trpaslíků má atmosféry složené téměř výhradně z vodíku nebo helia, s občasnými důkazy uhlíku nebo kyslíku vytěženého z jádra hvězdy.

Tato hvězda, označená jako SDSS J1240 + 6710, objevená v roce 2015, podle všeho neobsahovala ani vodík, ani hélium, složené místo neobvyklé směsi kyslíku, neonů, hořčíku a křemíku. Pomocí Hubblova kosmického dalekohledu vědci také identifikovali uhlík, sodík a hliník v atmosféře hvězdy, které jsou všechny produkovány při prvních termonukleárních reakcích supernovy.

Existuje však jasná absence takzvané „skupiny železa“ prvků, železa, niklu, chrómu a manganu. Tyto těžší prvky se obvykle vaří od lehčích a tvoří charakteristické rysy termonukleárních supernov. Nedostatek prvků skupiny železa v SDSSJ1240 + 6710 naznačuje, že hvězda prošla pouze částečnou supernovou, než jaderné spalování vymřelo.

Vědci dokázali změřit rychlost bílého trpaslíka a zjistili, že se pohybuje rychlostí 900 000 kilometrů za hodinu. Má také obzvláště nízkou hmotnost pro bílého trpaslíka - jen 40% hmotnosti našeho Slunce - což by bylo v souladu se ztrátou hmoty z částečné supernovy.

Hlavní autor profesor Boris Gaensicke z katedry fyziky na univerzitě ve Warwicku řekl: „Tato hvězda je jedinečná, protože má všechny klíčové vlastnosti bílého trpaslíka, ale má tuto velmi vysokou rychlost a neobvyklé množství, které v kombinaci s jeho nízká hmotnost.

„Má chemické složení, které je otiskem jaderného spalování, nízkou hmotností a velmi vysokou rychlostí: všechna tato fakta naznačují, že musela pocházet z jakési blízké binární soustavy a musela podstoupit termonukleární zapálení. byly typem supernovy, ale takovým, jaký jsme ještě neviděli. “

Vědci se domnívají, že supernova narušila oběžnou dráhu bílého trpaslíka s partnerskou hvězdou, když velmi náhle vyvrhla velkou část své hmoty. Obě hvězdy by byly na svých orbitálních rychlostech odváděny v opačných směrech jakýmsi prakovým manévrem. To by odpovídalo vysoké rychlosti hvězdy.

Profesor Gaensicke dodává: „Pokud by šlo o těsnou binární soustavu a podstoupilo termonukleární vznícení, které vyvrhlo značnou část své hmoty, máte podmínky k výrobě bílého trpaslíka s nízkou hmotností a nechat ho odletět svou oběžnou rychlostí.“

Nejlépe studovanými termonukleárními supernovy jsou „typ Ia“, který vedl k objevení temné energie a nyní se běžně používají k mapování struktury vesmíru. Stále však přibývá důkazů, že k termonukleárním supernovám může docházet za velmi odlišných podmínek.

SDSSJ1240 + 6710 může přežít typ supernovy, která dosud nebyla „chycena při činu“. Bez radioaktivního niklu, který pohání dlouhotrvající dosvit supernov typu Ia, by výbuch, který vyslal SDSS1240 + 6710 vrhající se přes naši Galaxii, byl krátkým zábleskem světla, který by bylo obtížné objevit.

Profesor Gaensicke dodává: „Studium termonukleárních supernov je obrovské pole a existuje obrovské množství pozorovacího úsilí při hledání supernov v jiných galaxiích. Potíž je v tom, že vidíte hvězdu, když exploduje, ale je velmi obtížné znát vlastnosti hvězda před výbuchem.

„Nyní objevujeme, že existují různé druhy bílých trpaslíků, kteří přežijí supernovy za různých podmínek a pomocí složení, hmot a rychlostí, které mají, můžeme zjistit, jaký typ supernovy podstoupili. Je zjevně celá zoo Studium přeživších supernov v naší Mléčné dráze nám pomůže pochopit nesčetné množství supernov, které vidíme odlétat v jiných galaxiích. “

Profesor S.O. Kepler z Universidade Federal do Rio Grande do Sul v Brazílii, který tuto hvězdu původně objevil, řekl: „Skutečnost, že takový nízkohmotný bílý trpaslík prošel spalováním uhlíku, je svědectvím účinků interakční binární evoluce a jejího vlivu na chemický vývoj vesmíru. “

Dr. Roberto Raddi z Universitat Polit & # 232cnica de Catalunya, Španělsko, který provedl kinematickou analýzu, řekl: „Synergie mezi velmi přesnou astrometrií Gaia a spektroskopickou analýzou opět pomohla omezit úderné vlastnosti jedinečného bílého trpaslíka, který pravděpodobně se vytvořila v termonukleární supernově a byla následkem výbuchu vyvržena vysokou rychlostí. “

* Výzkum získal finanční prostředky a podporu od Rady pro vědecká a technologická zařízení (STFC), která je součástí britského výzkumu a inovací.

* „SDSS J124043.01 + 671034.68: Částečně spálený zbytek bílého trpaslíka s nízkou hmotností, který podstoupil termonukleární vznícení?“ je publikován v Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, DOI: 10,1093 / mnras / staa1761

Umělecký dojem je k dispozici na níže uvedeném odkazu. Tento obrázek je zdarma k použití, pokud je použit v přímé souvislosti s tímto příběhem, ale autorská práva k obrázku a kredit musí být University of Warwick / Mark Garlick:

Titulek: Materiál vytlačený supernovou se zpočátku velmi rychle rozšíří, ale pak se postupně zpomalí a vytvoří složitou obří bublinu horkého žhnoucího plynu. Nakonec spálené zbytky bílého trpaslíka, který explodoval, tyto plynné vrstvy předběhnou a zrychlí na cestu napříč galaxií. Uznání: University of Warwick / Mark Garlick

Pro rozhovory nebo kopii příspěvku:

Tom Frew, hlavní manažer pro tisk a vztahy s médii, University of Warwick:

Rada pro vědecká a technologická zařízení (STFC) je součástí britského výzkumu a inovací - britského orgánu, který ve spolupráci s univerzitami, výzkumnými organizacemi, podniky, charitativními organizacemi a vládou vytváří nejlepší možné prostředí pro vzkvétání výzkumu a inovací. Pro více informací navštivte UK Research and Innovation.

STFC financuje a podporuje výzkum v oblasti částicové a jaderné fyziky, astronomie, gravitačního výzkumu a astrofyziky a kosmických věd a provozuje také síť pěti národních laboratoří, včetně Rutherford Appleton Laboratory a Daresbury Laboratory, stejně jako podporu výzkumu ve Velké Británii mezinárodních výzkumných zařízení, včetně CERN, FERMILAB, dalekohledů ESO v Chile a mnoha dalších. Navštivte https: / / stfc. ukri. org / pro více informací. @STFC_Matters

O důvěře Leverhulme

Trust Leverhulme byl založen vůlí Williama Hesketh Lever, zakladatele společnosti Lever Brothers. Od roku 1925 Trust poskytoval granty a stipendia pro výzkum a vzdělávání. Dnes je jedním z největších poskytovatelů financování výzkumu ve všech oborech ve Velké Británii, v současné době každoročně distribuuje & 100 milionů liber. Další informace o Trustu najdete na http: // www. leverhulme. ac. uk a sledujte Trust na Twitteru @LeverhulmeTrust

Zřeknutí se odpovědnosti: AAAS a EurekAlert! nenesou odpovědnost za přesnost novinek zveřejněných na EurekAlert! přispívajícími institucemi nebo za použití jakýchkoli informací prostřednictvím systému EurekAlert.


Jaderný výbuch posílá hvězdu vrhající se napříč galaxií

Supernova je silná exploze, ke které dochází, když v tomto případě některé hvězdy dosáhnou konce svého života, výbuch nestačil na její zničení.

Místo toho vyslal hvězdu vrhající se vesmírem rychlostí 900 000 km / h.

Astronomové si myslí, že objekt, známý jako bílý trpaslík, původně obíhal jinou hvězdu, která by byla poslána létat opačným směrem.

Když takto obíhají dvě hvězdy, jsou popsány jako & quotbinary & quot. Astronomové však detekovali pouze jednu z hvězd.

Objekt, známý jako SDSS J1240 + 6710, měl dříve neobvyklé složení atmosféry.

Objeven v roce 2015 se zdálo, že neobsahuje ani vodík, ani hélium (které se obvykle vyskytují), které se zdají být složeny místo neobvyklé směsi kyslíku, neonů, hořčíku a křemíku.

Nyní pomocí Hubblova kosmického dalekohledu mezinárodní tým také identifikoval uhlík, sodík a hliník v atmosféře hvězd a # 27, které jsou všechny produkovány v prvních termonukleárních reakcích supernovy.

Existuje však také jasná absence prvků známých jako "železná skupina", železo, nikl, chrom a mangan.

Tyto těžší prvky se obvykle vaří od lehčích a tvoří charakteristické rysy termonukleárních supernov.

Nedostatek prvků skupiny železa v SDSSJ1240 + 6710 naznačuje, že hvězda prošla pouze částečnou supernovou, než jaderný zážeh vymřel.

Vedoucí autor profesor Boris Gänsicke z katedry fyziky na University of Warwick ve Velké Británii řekl: & quotTato hvězda je jedinečná, protože má všechny klíčové vlastnosti bílého trpaslíka, ale má tuto velmi vysokou rychlost a neobvyklé množství, které nedává smysl v kombinaci s nízkou hmotností.

„Má chemické složení, které je otiskem jaderného spalování, nízkou hmotností a velmi vysokou rychlostí, všechny tyto skutečnosti naznačují, že muselo pocházet z nějakého druhu blízkého binárního systému a muselo podstoupit termonukleární zapálení. Byl by to typ supernovy, ale druh, který jsme dosud neviděli.

O vysoké rychlosti by se dalo počítat, pokud by obě hvězdy v binárním systému byly po jejich orbitálních rychlostech odváděny opačnými směry v jakémsi praku po výbuchu.

Vědci byli také schopni měřit hmotu hvězdy & # x27s, která je zvláště nízká u bílého trpaslíka - jen 40% hmotnosti našeho Slunce - což by odpovídalo částečné supernově, která hvězdu úplně nezničila.

Povaha spalování jader, ke kterému dochází v supernově, se liší od reakcí, které uvolňují energii v jaderných elektrárnách nebo ve většině jaderných zbraní. Většina využití jaderné energie na Zemi závisí spíše na štěpení - které rozkládá těžší prvky na lehčí - spíše než na fúzi, ke které dochází ve hvězdě.

„Proces vyvíjející se během termonukleární supernovy je velmi podobný tomu, čeho se snažíme dosáhnout na Zemi v našich budoucích elektrárnách: jaderná fúze lehčích prvků do těžších, která uvolňuje obrovské množství energie,“ řekl Prof Gänsicke BBC News.

& „Ve fúzním reaktoru používáme nejlehčí prvek, vodík (konkrétněji jeho různé příchutě nebo izotopy). V termonukleární supernově se hustota a teplota ve hvězdě stanou tak vysokými, že se zapálí fúze těžších prvků, počínaje uhlíkem a kyslíkem jako & # x27fuel & # x27, a fúzí těžších a těžších prvků. & Quot

Nejlépe studované termonukleární supernovy jsou klasifikovány jako typ Ia. Ty pomohly vést k objevení temné energie a nyní se běžně používají k mapování struktury vesmíru. Stále však přibývá důkazů, že k termonukleárním supernovám může docházet za velmi odlišných podmínek.

SDSSJ1240 + 6710 může přežít typ supernovy, která dosud nebyla pozorována, jak se to děje.

Bez radioaktivního niklu, který pohání dlouhotrvající dosvit supernov typu Ia, by exploze, která vyslala bílý trpaslík do péče naší Galaxie, byla krátkým zábleskem světla, který by bylo obtížné objevit.


Jaká je poslední jaderná reakce v binární soustavě před supernovou? - Astronomie

Jak dlouho trvá fáze supernovy hvězdy? Jak dlouho trvá vrcholová svítivost supernovy? Hodiny, dny, týdny? Pokud by supernova byla dostatečně blízko a jasná, aby ji bylo možné vidět během dne na Zemi, jak dlouho předtím by byla v denní době neviditelná?

Výbuch supernovy nastává ve hvězdě ve velmi krátkém časovém rozpětí asi 100 sekund. Když hvězda projde explozí supernovy, zemře a zanechá po sobě zbytek: neutronovou hvězdu nebo černou díru.

Aktualizace z listopadu 2002 od Karen: Níže je obrázek, který ukazuje typické světelné křivky pro dva hlavní typy supernovy. Světelná křivka je grafem toho, jak jasná je supernova v průběhu času. Jak je patrné z diagramu, odpověď na vaši otázku závisí na typu supernovy, na kterou se ptáte. Supernovy typu I (o nichž se předpokládá, že jsou výsledkem pádu hmoty na bílého trpaslíka v binární soustavě), jsou obvykle jasnější, ale padají rychleji, přičemž maximální jas trvá jen několik hodin až dní. Supernovy typu II (o nichž se předpokládá, že jsou výsledkem zhroucení jádra hmotné hvězdy), mají obecně plató v jasnosti, než se stmívají pomaleji. Jejich špičkový jas může trvat několik měsíců.

Svislá osa na obrázku ukazuje absolutní velikost supernovy. Velikost je jednotka jasu běžně používaná astronomy. Pokud o nich ještě nevíte, můžete si přečíst vysvětlení zde. Absolutní magie jen říká, jak jasná by byla supernova ve vzdálenosti 10 parseků (parsek je další astronomická jednotka, 1 parsek = 3,26 světelného roku). Chcete-li vidět objekt během dne, musí mít zjevnou velikost menší než (menší velikost znamená jasnější objekt!) Asi -4 (můžete vidět Venuše během dne v nejjasnější, která je asi -4,4), takže jak dlouho supernova bude viditelná během dne, bude záviset na tom, jak jasná byla na vrcholu, což závisí na její absolutní velikosti a na tom, jak daleko je. Odhaduje se, že supernova typu II, která vytvořila Krabí mlhovinu, měla maximální jasnost -6 magnitud a byla viditelná během dne po dobu 23 dnů (v roce 1054)! Je to asi 6500 světelných let (nebo 3000 parseků), takže měl absolutní velikost asi -17 (pamatujte, že světelné křivky na obrázku jsou „typické“, ale ne všechny supernovy jsou přesně stejné).

Doufám, že vám poskytne představu o odpovědi na vaše otázky.

Tato stránka byla naposledy aktualizována 27. června 2015.

O autorovi

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep postavil nový přijímač pro radioteleskop Arecibo, který pracuje mezi 6 a 8 GHz. Studuje 6,7 GHz methanolové masery v naší Galaxii. K těmto maserům dochází na místech, kde se rodí masivní hvězdy. Získal doktorát z Cornellu v lednu 2007 a byl postdoktorandem na Max Planck Insitute for Radio Astronomy v Německu. Poté pracoval v Astronomickém ústavu na Havajské univerzitě jako submilimetrový postdoktorand.Jagadheep je v současné době v Indickém institutu vesmírné scence a technologie.


Obsah

Ve srovnání s celou historií hvězdy je vizuální vzhled supernovy velmi krátký, možná trvá několik měsíců, takže šance na pozorování jednoho pouhým okem jsou zhruba jednou za život. Pouze malý zlomek ze 100 miliard hvězd v typické galaxii má schopnost stát se supernovou, omezenou buď na ty, které mají velkou hmotnost, nebo na mimořádně vzácné druhy dvojhvězd obsahujících bílé trpaslíky. [1]

Nejstarší možnou zaznamenanou supernovu, známou jako HB9, mohli zobrazit a zaznamenat neznámí indičtí pozorovatelé v roce 4500 ± 1 000 před naším letopočtem. [2] Později si SN 185 prohlédli čínští astronomové v roce 185 našeho letopočtu. Nejjasnější zaznamenanou supernovou byl SN 1006, který se objevil v roce 1006 našeho letopočtu v souhvězdí Lupa a popsali jej pozorovatelé v Číně, Japonsku, Iráku, Egyptě a Evropě. [3] [4] [5] Široce pozorovaná supernova SN 1054 vytvořila Krabí mlhovinu. Supernovy SN 1572 a SN 1604, nejnovější pozorovatelné pouhým okem v galaxii Mléčná dráha, měly významné účinky na vývoj astronomie v Evropě, protože byly použity k argumentaci proti aristotelské myšlence, že vesmír za Měsícem a planetami byl statický a neměnný. [6] Johannes Kepler začal pozorovat SN 1604 na svém vrcholu 17. října 1604 a pokračoval v odhadech jeho jasu, dokud o rok později nezmizel pouhým okem. [7] Byla to druhá supernova, která byla pozorována za jednu generaci (po SN 1572 viděnou Tycho Brahe v Cassiopeii). [8]

Existují určité důkazy, že nejmladší galaktická supernova, G1,9 + 0,3, se objevila na konci 19. století, podstatně nověji než Cassiopeia A z doby kolem roku 1680. [9] V té době nebyla ani jedna supernova zaznamenána. V případě G1.9 + 0,3 mohlo vysoké vyhynutí podél roviny galaxie událost dostatečně ztlumit, aby zůstalo bez povšimnutí. Situace pro Cassiopeia A je méně jasná. Byly detekovány ozvěny infračerveného světla, které ukazují, že se jednalo o supernovu typu IIb a nenacházela se v oblasti zvláště vysokého vyhynutí. [10]

Pozorování a objevování extragalaktických supernov jsou nyní mnohem častější. První takové pozorování bylo o SN 1885A v galaxii Andromeda. Amatérští i profesionální astronomové dnes najdou každý rok několik stovek, někteří při maximálním jasu, jiní na starých astronomických fotografiích nebo deskách. Američtí astronomové Rudolph Minkowski a Fritz Zwicky vyvinuli moderní schéma klasifikace supernov počínaje rokem 1941. [11] Během šedesátých let astronomové zjistili, že maximální intenzitu supernov lze použít jako standardní svíčky, tedy ukazatele astronomických vzdáleností. [12] Některé z nejvzdálenějších supernov pozorovaných v roce 2003 byly slabší, než se očekávalo. To podporuje názor, že rozpínání vesmíru se zrychluje. [13] Byly vyvinuty techniky pro rekonstrukci událostí supernov, které nemají žádné písemné záznamy o jejich pozorování. Datum události supernovy Cassiopeia A bylo stanoveno ze světelných ozvěn mlhovin [14], zatímco věk zbytku supernovy RX J0852.0-4622 byl odhadnut z měření teploty [15] a emisí gama záření z radioaktivního rozpadu titanu -44. [16]

Nejsvětlejší supernova, která byla kdy zaznamenána, je ASASSN-15lh, ve vzdálenosti 3,82 gigalight let. Poprvé byla zjištěna v červnu 2015 a dosáhla vrcholu 570 miliard L , což je dvojnásobek bolometrické svítivosti jakékoli jiné známé supernovy. [18] O povaze této supernovy se však nadále diskutuje a bylo navrženo několik alternativních vysvětlení, např. slapové narušení hvězdy černou dírou. [19]

Mezi nejstarší detekované od detonace, u nichž byla získána nejčasnější spektra (počínaje 6 hodin po skutečné explozi), je typ II SN 2013fs (iPTF13dqy), který byl zaznamenán 3 hodiny po události supernovy 6. října 2013 Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Hvězda se nachází ve spirální galaxii s názvem NGC 7610, vzdálené 160 milionů světelných let v souhvězdí Pegase. [20] [21]

Dne 20. září 2016 testoval amatérský astronom Victor Buso z Rosario v Argentině svůj dalekohled. [22] [23] Při fotografování několika galaxií NGC 613 Buso narazil na supernovu, která se právě stala viditelnou na Zemi. Po prozkoumání snímků kontaktoval Instituto de Astrofísica de La Plata. „Bylo to vůbec poprvé, co někdo zachytil počáteční okamžiky„ šokového úniku “z optické supernovy, která nebyla spojena s gama zářením nebo rentgenovým zábleskem.“ [22] Podle astronomky Meliny Berstenové z Instituto de Astrofísica byla pravděpodobnost zachycení takové události mezi jedním z deseti milionů až jednou ze sto milionů. Pozorovaná supernova Buso byl typ IIb vytvořený hvězdou dvacetinásobku hmotnosti Slunce. [22] Astronom Alex Filippenko z Kalifornské univerzity poznamenal, že profesionální astronomové takovou událost hledali už dlouho. Uvedl: „Pozorování hvězd v prvních okamžicích, kdy začnou explodovat, poskytují informace, které nelze přímo získat jiným způsobem.“ [22]

Raná práce na tom, o čem se původně věřilo, že je jednoduše nová kategorie nov, byla provedena ve 20. letech 20. století. Tito byli různě nazvaní “vyšší třída Novae”, “Hauptnovae”, nebo “obří novae”. [24] Předpokládá se, že název „supernovy“ vymysleli Walter Baade a Fritz Zwicky na přednáškách na Caltech v roce 1931. Bylo použito jako „super-Novae“ v časopise publikovaném Knutem Lundmarkem v roce 1933, [ 25] a v článku z roku 1934 Baade a Zwicky. [26] Do roku 1938 byla pomlčka ztracena a moderní název se používal. [27] Vzhledem k tomu, že supernovy jsou v galaxii relativně vzácnými událostmi, které se v Mléčné dráze vyskytují přibližně třikrát století, [28] získání dobrého vzorku supernov ke studiu vyžaduje pravidelné monitorování mnoha galaxií.

Supernovy v jiných galaxiích nelze předpovídat s žádnou smysluplnou přesností. Normálně, když jsou objeveny, již probíhají. [29] Chcete-li použít supernovy jako standardní svíčky pro měření vzdálenosti, je nutné pozorovat jejich vrcholnou svítivost. Je proto důležité je dobře objevit dříve, než dosáhnou svého maxima. Amatérští astronomové, kteří výrazně převyšují profesionální astronomy, hráli důležitou roli při hledání supernov, obvykle při pohledu na některé z bližších galaxií optickým dalekohledem a jejich porovnáním s předchozími fotografiemi. [30]

Ke konci 20. století se astronomové stále častěji zaměřovali na počítačově řízené dalekohledy a CCD pro lov supernov. I když jsou takové systémy oblíbené u amatérů, existují i ​​profesionální instalace, jako je například Katzmanův automatický zobrazovací dalekohled. [31] Projekt systému včasného varování Supernova (SNEWS) využívá síť detektorů neutrin k včasnému varování před supernovami v galaxii Mléčná dráha. [32] [33] Neutrina jsou částice, které jsou produkovány ve velkém množství supernovou a nejsou významně absorbovány mezihvězdným plynem a prachem galaktického disku. [34]

Hledání Supernovy spadá do dvou tříd: těch zaměřených na relativně blízké události a těch, které vypadají dál. Vzhledem k expanzi vesmíru lze vzdálenost ke vzdálenému objektu se známým emisním spektrem odhadnout měřením jeho Dopplerova posunu (nebo červeného posunu) v průměru, vzdálenější objekty ustupují s větší rychlostí než ty v okolí, a tak mají vyšší rudý posuv. Hledání je tedy rozděleno mezi vysoký rudý posuv a nízký rudý posuv, přičemž hranice klesá kolem rozsahu rudého posuvu z= 0,1–0,3 [35] - kdekoli z je bezrozměrná míra frekvenčního posunu spektra.

Hledání supernov s vysokým červeným posuvem obvykle zahrnuje pozorování světelných křivek supernovy. Jsou užitečné pro standardní nebo kalibrované svíčky pro generování Hubbleových diagramů a vytváření kosmologických předpovědí. Spektroskopie supernovy, používaná ke studiu fyziky a prostředí supernov, je praktičtější při nízkém než při vysokém červeném posunu. [36] [37] Pozorování nízkého červeného posunu také zakotvují konec Hubbleovy křivky na nízké vzdálenosti, což je graf viditelnosti galaxií ve srovnání s červeným posunem. [38] [39]

Objevy supernovy jsou hlášeny Ústřední kanceláři pro astronomické telegramy Mezinárodní astronomické unie, která vyšle oběžník se jménem, ​​které této supernově přidělí. Název je vytvořen z předpony SN, následovaný rokem objevu, doplněným jedno- nebo dvoupísmenným označením. Prvních 26 supernov roku je označeno velkým písmenem od A na Z. Poté se použijí dvojice malých písmen: aa, ab, a tak dále. Proto například SN 2003C označuje třetí supernovu hlášenou v roce 2003. [40] Poslední supernova z roku 2005, SN 2005nc, byla 367. (14 × 26 + 3 = 367). Přípona „nc“ funguje jako bijektivní kódování base-26 s A = 1, b = 2, C = 3, . z = 26. Od roku 2000 profesionální a amatérští astronomové každý rok najdou několik stovek supernov (572 v roce 2007, 261 v roce 2008, 390 v roce 2009, 231 v roce 2013). [41] [42]

Historické supernovy jsou známy jednoduše podle roku, kdy k nim došlo: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (tzv. Tychova novinka) a SN 1604 (Keplerova hvězda). Od roku 1885 se používá další dopisní zápis, i když v tomto roce byla objevena pouze jedna supernova (např. SN 1885A, SN 1907A atd.) - to se naposledy stalo se SN 1947A. SNpro SuperNova je standardní předpona. Do roku 1987 byla dvojpísmenová označení od roku 1988 zřídkakdy nutná, nicméně byla nutná každý rok. Od roku 2016 rostoucí počet objevů pravidelně vedl k dalšímu používání tříciferných označení. [43]

Astronomové klasifikují supernovy podle jejich světelných křivek a absorpčních linií různých chemických prvků, které se objevují v jejich spektrech. Pokud spektrum supernovy obsahuje čáry vodíku (ve vizuální části spektra známé jako Balmerova řada), je klasifikováno Typ II jinak je Typ I.. V každém z těchto dvou typů existují dělení podle přítomnosti linií z jiných prvků nebo tvaru světelné křivky (graf zjevné velikosti supernovy jako funkce času). [45] [46]

Taxonomie supernovy [45] [46]
Typ I.
Žádný vodík
Typ Ia
Představuje linii jednotlivě ionizovaného křemíku (Si II) při 615,0 nm (nanometrech), blízko špičkového světla
Tepelný útěk
Typ Ib / c
Slabá nebo žádná funkce absorpce křemíku
Typ Ib
Zobrazuje neionizovanou linii helia (He I) při 587,6 nm
Kolaps jádra
Typ Ic
Slabé nebo žádné hélium
Typ II
Ukazuje vodík
Typ II-P / -L / n
Spektrum typu II v celém rozsahu
Typ II-P / L
Žádné úzké čáry
Typ II-P
Dosáhne „plošiny“ ve své světelné křivce
Typ II-L
Zobrazuje "lineární" pokles jeho světelné křivky (lineární ve velikosti proti času) [47]
Typ IIn
Některé úzké čáry
Typ IIb
Změny spektra se stanou jako Typ Ib

Typ I Upravit

Supernovy typu I se dělí na základě jejich spekter, přičemž typ Ia vykazuje silnou absorpční linii ionizovaného křemíku. Supernovy typu I bez této silné linie jsou klasifikovány jako typ Ib a Ic, přičemž typ Ib vykazuje silné neutrální heliové linie a typ Ic je postrádá. Světelné křivky jsou si podobné, i když typ Ia jsou obecně jasnější při špičkové svítivosti, ale světelná křivka není pro klasifikaci supernov typu I důležitá.

Malý počet supernov typu Ia vykazuje neobvyklé vlastnosti, jako je nestandardní svítivost nebo rozšířené světelné křivky, a ty se obvykle klasifikují odkazem na nejranější příklad, který ukazuje podobné vlastnosti. Například podsvícená SN 2008ha se často označuje jako SN 2002cx nebo jako třída Ia-2002cx.

Malý podíl supernov typu Ic vykazuje vysoce rozšířené a smíšené emisní čáry, které indikují velmi vysokou rychlost expanze ejecta. Ty byly klasifikovány jako typ Ic-BL nebo Ic-bl. [48]

Úpravy typu II

Supernova typu II lze také rozdělit na základě jejich spekter. Zatímco většina supernov typu II vykazuje velmi široké emisní čáry, které naznačují rychlosti expanze mnoha tisíc kilometrů za sekundu, některé, například SN 2005gl, mají ve svých spektrech relativně úzké rysy. Říká se jim typ IIn, kde „n“ znamená „úzký“.

Zdá se, že několik supernov, jako je SN 1987K [49] a SN 1993J, mění typy: vykazují linie vodíku v časných dobách, ale v průběhu týdnů až měsíců se stávají dominujícími liniemi helia. Termín „typ IIb“ se používá k popisu kombinace znaků normálně spojených s typy II a Ib. [46]

Supernovy typu II s normálními spektry, v nichž dominují široké vodíkové linie, které zůstávají po celou dobu úpadku, jsou klasifikovány na základě jejich světelných křivek. Nejběžnější typ vykazuje výraznou „plošinu“ ve světelné křivce krátce po špičkovém jasu, kde vizuální svítivost zůstává relativně konstantní několik měsíců před obnovením poklesu. Tito se nazývají typ II-P s odkazem na náhorní plošinu. Méně časté jsou supernovy typu II-L, které postrádají výraznou náhorní plošinu. „L“ znamená „lineární“, i když světelná křivka není ve skutečnosti přímka.

Supernovy, které nezapadají do normální klasifikace, jsou označeny jako zvláštní nebo „pec“. [46]

Úpravy typů III, IV a V

Fritz Zwicky definoval další typy supernov na základě několika příkladů, které čistě neodpovídaly parametrům supernov typu I nebo typu II. SN 1961i v NGC 4303 byl prototyp a jediný člen třídy supernov typu III, známý pro své maximum světelné křivky maximum a široké vodíkové Balmerovy linie, které se ve spektru vyvíjely pomalu. SN 1961f v NGC 3003 byl prototypem a jediným členem třídy typu IV, se světelnou křivkou podobnou supernově typu II-P, s liniemi absorpce vodíku, ale se slabými liniemi emise vodíku. Třída typu V byla vytvořena pro SN 1961V v NGC 1058, neobvyklou slabou supernovu nebo podvodníka supernovy s pomalým nárůstem jasu, maximem trvajícím mnoho měsíců a neobvyklým emisním spektrem. Byla zaznamenána podobnost SN 1961V s Eta Carinae Great Outburst. [50] Supernovy typu M101 (1909) a M83 (1923 a 1957) byly rovněž navrženy jako možné supernovy typu IV nebo V. [51]

Všechny tyto typy by nyní byly považovány za zvláštní supernovy typu II (IIpec), z nichž bylo objeveno mnoho dalších příkladů, přestože se stále diskutuje o tom, zda SN 1961V byla skutečná supernova po výbuchu LBV nebo podvodníkovi. [47]

Kódy typu Supernovae, jak je popsáno výše, jsou taxonomické: typové číslo popisuje světlo pozorované ze supernovy, ne nutně její příčinu. Například supernovy typu Ia jsou produkovány fúzí uprchlíků zapálenou na degenerovaných bílých trpasličích předcích, zatímco spektrálně podobný typ Ib / c se vyrábí z masivních předků Vlka – Rayeta zhroucením jádra. Následující text shrnuje to, co je v současné době považováno za nejpravděpodobnější vysvětlení supernov.

Tepelný uprchlík Upravit

Bílý trpasličí hvězda může akumulovat dostatek materiálu od hvězdného společníka, aby zvýšil teplotu jádra natolik, aby zapálil fúzi uhlíku, a v tomto okamžiku podstoupí uprchlou jadernou fúzi, což jej úplně rozruší. Existují tři cesty, kterými se tato detonace teoretizuje: stabilní narůstání materiálu od společníka, srážka dvou bílých trpaslíků nebo narůstání, které způsobí vznícení ve skořápce, která pak zapálí jádro. Dominantní mechanismus, kterým se vyrábějí supernovy typu Ia, zůstává nejasný. [53] Přes tuto nejistotu, jak se vyrábějí supernovy typu Ia, mají supernovy typu Ia velmi jednotné vlastnosti a jsou užitečné standardní svíčky na mezigalaktické vzdálenosti. Některé kalibrace jsou vyžadovány pro kompenzaci postupné změny vlastností nebo různých frekvencí abnormálních světelných supernov při vysokém červeném posunu a pro malé odchylky jasu identifikované tvarem světelné křivky nebo spektrem. [54] [55]

Normální úpravy typu Ia

Existuje několik způsobů, jakými může vzniknout supernova tohoto typu, ale sdílejí společný základní mechanismus. Pokud bílý trpaslík uhlík-kyslík nashromáždil dostatek hmoty k dosažení limitu Chandrasekhar asi 1,44 sluneční hmoty (M ) [56] (pro nerotující hvězdu) by již nebyl schopen podporovat většinu své hmoty pomocí tlaku elektronové degenerace [57] [58] a začal by se hroutit. Současný názor je však takový, že této meze se normálně nedosáhne. Zvyšující se teplota a hustota uvnitř jádra zapálí fúzi uhlíku, když se hvězda blíží k hranici (do přibližně 1% [59]) před zahájením kolapsu. [56] Pro jádro primárně složené z kyslíku, neonu a hořčíku bude kolabující bílý trpaslík typicky tvořit neutronovou hvězdu. V tomto případě bude během kolapsu vyhozen pouze zlomek hmotnosti hvězdy. [58]

Během několika sekund podstoupí podstatná část hmoty bílého trpaslíka jadernou fúzi a uvolní dostatek energie (1–2 × 10 44 J) [60], aby rozpoutala hvězdu v supernově. [61] Vytváří se navenek se rozšiřující rázová vlna, přičemž hmota dosahuje rychlostí řádově 5 000–20 000 km / s, neboli zhruba 3% rychlosti světla. Došlo také k výraznému nárůstu svítivosti, dosahující absolutní velikosti −19,3 (neboli 5 miliardkrát jasnější než Slunce), s malými odchylkami. [62]

Modelem pro vytvoření této kategorie supernovy je blízký dvojhvězdný systém. Větší ze dvou hvězd je první, která se vyvinula z hlavní sekvence, a rozšiřuje se, aby vytvořila červeného obra. Obě hvězdy nyní sdílejí společnou obálku, což způsobuje zmenšení jejich vzájemné oběžné dráhy. Obří hvězda poté odhodí většinu svého obalu a ztrácí hmotu, dokud již nebude moci pokračovat v jaderné fúzi. V tomto okamžiku se z ní stává bílá trpasličí hvězda složená převážně z uhlíku a kyslíku. [63] Sekundární hvězda se nakonec vyvine z hlavní sekvence a vytvoří červeného obra. Hmota z obra je nahromaděna bílým trpaslíkem, což způsobí, že druhý hmota přibývá.Přes široké přijetí základního modelu jsou přesné podrobnosti iniciace a těžkých prvků produkovaných při katastrofické události stále nejasné.

Supernovy typu Ia sledují charakteristickou světelnou křivku - graf světelnosti jako funkci času - po události. Tato svítivost je generována radioaktivním rozpadem niklu-56 přes kobalt-56 na železo-56. [62] Vrcholová svítivost světelné křivky je extrémně konzistentní napříč normálními supernovami typu Ia a má maximální absolutní velikost asi −19,3. Je to proto, že supernovy typu Ia vznikají z konzistentního typu progenitorové hvězdy postupným získáváním hmoty a explodují, když získávají konzistentní typickou hmotnost, což vede k velmi podobným podmínkám a chování supernov. To jim umožňuje použít je jako sekundární [64] standardní svíčku k měření vzdálenosti k jejich hostitelským galaxiím. [65]

Nestandardní úpravy typu Ia

Další model pro vytvoření supernov typu Ia zahrnuje sloučení dvou bílých trpasličích hvězd, přičemž kombinovaná hmota na okamžik překročí limit Chandrasekhar. [66] V tomto typu události existuje mnoho variací [67] a v mnoha případech nemusí existovat vůbec žádná supernova, v takovém případě budou mít širší a méně světelnou křivku světla než normálnější SN typu Ia .

K abnormálně jasným supernovám typu Ia dochází, když bílý trpaslík již má hmotu vyšší než Chandrasekharův limit [68], případně dále vylepšený asymetrií [69], ale vyvržený materiál bude mít méně než normální kinetickou energii.

Pro nestandardní supernovy typu Ia neexistuje žádná formální subklasifikace. Bylo navrženo, že skupina sub-světelných supernov, ke kterým dochází, když se helium naroste na bílého trpaslíka, by měla být klasifikována jako typ Iax. [70] [71] Tento typ supernovy nemusí vždy úplně zničit bílého trpasličího předka a mohl by po sobě zanechat hvězdu zombie. [72]

Jeden specifický typ nestandardní supernovy typu Ia vyvíjí vodík a další, emisní čáry a dává vzhled směsi mezi normální supernovou typu Ia a typu IIn. Příkladem jsou SN 2002ic a SN 2005gj. Tyto supernovy byly nazvány typ Ia / IIn, typ Ian, typ IIa a typ IIan. [73]

Sbalit jádro Upravit

Velmi hmotné hvězdy mohou podstoupit kolaps jádra, když jaderná fúze nebude schopna udržet jádro proti své vlastní gravitaci a překročení tohoto prahu je příčinou všech typů supernovy kromě typu Ia. Kolaps může způsobit prudké vyloučení vnějších vrstev hvězdy, což vede k supernově, nebo může být nedostatečné uvolnění gravitační potenciální energie a hvězda se může s malou vyzařovanou energií zhroutit do černé díry nebo neutronové hvězdy.

Kolaps jádra může být způsoben několika různými mechanismy: elektronový záchyt překračující Chandrasekharovu mezní nestabilitu páru nebo fotodisintegrace. [74] [75]

  • Když se u masivní hvězdy vyvine železné jádro větší než je hmota Chandrasekhar, nebude se již moci podporovat tlakem degenerace elektronů a zhroutí se dále k neutronové hvězdě nebo černé díře.
  • Zachycování elektronů hořčíkem v degenerovaném jádru O / Ne / Mg způsobuje gravitační kolaps následovaný explozivní fúzí kyslíku s velmi podobnými výsledky.
  • Produkce párů elektron-pozitron ve velkém jádru po heliu odstraňuje termodynamickou podporu a způsobuje počáteční zhroucení následované fúzí na útěku, což vede k supernově nestability páru.
  • Dostatečně velké a horké hvězdné jádro může generovat gama paprsky dostatečně energetické na to, aby přímo zahájilo fotodezintegraci, což způsobí úplné zhroucení jádra.

Níže uvedená tabulka uvádí známé důvody kolapsu jádra u hmotných hvězd, typy hvězd, ve kterých se vyskytují, jejich přidružený typ supernovy a vzniklý zbytek. Metalicita je podíl prvků jiných než vodík nebo helium ve srovnání se Sluncem. Počáteční hmotnost je hmotnost hvězdy před událostí supernovy, daná v násobcích hmotnosti Slunce, i když hmotnost v době supernovy může být mnohem nižší.

Supernovy typu IIn nejsou v tabulce uvedeny. Mohou být produkovány různými typy kolapsu jádra v různých hvězdách předků, možná dokonce zapálením bílých trpaslíků typu Ia, i když se zdá, že většina bude z kolapsu jádra železa ve světelných supergiantech nebo hypergigantech (včetně LBV). Úzké spektrální čáry, pro které jsou pojmenovány, se vyskytují proto, že se supernova rozpíná do malého hustého mraku okolního materiálu. [76] Ukazuje se, že významnou část předpokládaných supernov typu IIn tvoří podvodníci supernov, masivní erupce hvězd podobných LBV podobné Velké erupci Eta Carinae. V těchto případech vytváří materiál, který byl dříve vyhozen z hvězdy, úzké absorpční linie a způsobí rázovou vlnu interakcí s nově vyhozeným materiálem. [77]

Scénáře kolapsu jádra podle hmotnosti a metalicity [74]
Příčina kolapsu Progenitorová hvězda přibližná počáteční hmotnost (sluneční hmoty) Typ supernovy Zbytek
Zachycení elektronů v degenerovaném jádru O + Ne + Mg 9–10 Slabý II-P Neutronová hvězda
Zhroucení železného jádra 10–25 Slabý II-P Neutronová hvězda
25–40 s nízkou nebo sluneční metalízou Normální II-P Černá díra po pádu materiálu na počáteční neutronovou hvězdu
25–40 s velmi vysokou metalicitou II-L nebo II-b Neutronová hvězda
40–90 s nízkou metalicitou Žádný Černá díra
≥ 40 s téměř sluneční solí Slabý Ib / c nebo hypernova s ​​výbuchem gama záření (GRB) Černá díra po pádu materiálu na počáteční neutronovou hvězdu
≥40 s velmi vysokou metalicitou Ib / c Neutronová hvězda
≥ 90 s nízkou metalicitou Žádné, možné GRB Černá díra
Nestabilita párů 140–250 s nízkou metalicitou II-P, někdy hypernova, možná GRB Žádný zbytek
Photodisintegration ≥ 250 s nízkou metalicitou Žádná (nebo světelná supernova?), Možná GRB Masivní černá díra

Když hvězdné jádro již není podporováno proti gravitaci, zhroutí se do sebe s rychlostmi dosahujícími 70 000 km / s (0,23C), [78] vedoucí k rychlému nárůstu teploty a hustoty. To, co následuje dále, závisí na hmotnosti a struktuře kolabujícího jádra, přičemž degenerovaná jádra s nízkou hmotností tvoří neutronové hvězdy, degenerovaná jádra s vyšší hmotností se většinou úplně zhroutí do černých děr a nedegenerovaná jádra procházejí únikovou fúzí.

Počáteční zhroucení degenerovaných jader je urychleno rozpadem beta, fotodistegrací a elektronovým záchytem, ​​což způsobuje výbuch elektronových neutrin. Jak se zvyšuje hustota, emise neutrin se odříznou, jakmile se zachytí v jádru. Vnitřní jádro nakonec dosahuje průměrně 30 km [79] a hustotu srovnatelnou s hustotou atomového jádra a tlak neutronové degenerace se snaží kolaps zastavit. Pokud je hmotnost jádra větší než asi 15 M potom je neutronová degenerace nedostatečná k zastavení kolapsu a přímo se vytvoří černá díra bez supernovy.

V jádrech s nižší hmotností je kolaps zastaven a nově vytvořené neutronové jádro má počáteční teplotu asi 100 miliard kelvinů, což je 6 000násobek teploty slunečního jádra. [80] Při této teplotě se neutrino-antineutrinové páry všech příchutí účinně tvoří tepelnou emisí. Tato tepelná neutrina jsou několikrát hojnější než neutrina s elektronovým záchytem. [81] Asi 10 46 joulů, přibližně 10% klidové hmotnosti hvězdy, se přemění na desetisekundový výbuch neutrin, který je hlavním výstupem události. [79] [82] Náhle zastavený kolaps jádra se odskočí a vytvoří rázovou vlnu, která se zastaví během milisekund [83] ve vnějším jádru, protože energie se ztrácí disociací těžkých prvků. Proces, který není jasně pochopen [aktualizace], je nezbytný, aby se umožnilo vnějším vrstvám jádra reabsorbovat kolem 10 44 joulů [82] (1 nepřítel) z neutrinového pulzu, čímž se vytvoří viditelný jas, i když existují i ​​jiné teorie o jak napájet explozi. [79]

Nějaký materiál z vnějšího obalu padá zpět na neutronovou hvězdu a pro jádra nad 8 M , k vytvoření černé díry existuje dostatečné záložní řešení. Tato náhrada sníží vytvořenou kinetickou energii a hmotnost vypuzeného radioaktivního materiálu, ale v některých situacích může také generovat relativistické proudy, které vedou k záblesku gama záření nebo výjimečně světelné supernově.

Kolaps masivního nedegenerovaného jádra vyvolá další fúzi. Když je kolaps jádra zahájen nestabilitou páru, začíná fúze kyslíku a kolaps může být zastaven. Pro hmotnosti jádra 40–60 M , kolaps se zastaví a hvězda zůstane neporušená, ale ke kolapsu dojde znovu, když se vytvoří větší jádro. Pro jádra kolem 60–130 M , fúze kyslíku a těžších prvků je tak energická, že je narušena celá hvězda, což způsobí supernovu. Na horním konci hmotnostního rozsahu je supernova neobvykle světelná a extrémně dlouhá díky mnoha slunečním hmotám vyvrženého 56 Ni. U ještě větších hmot jádra se teplota jádra stává dostatečně vysokou, aby umožnila fotodezintegraci, a jádro se úplně zhroutí do černé díry. [84]

Úpravy typu II

Hvězdy s počáteční hmotností menší než asi 8 M nikdy nevyvinou dostatečně velké jádro na to, aby se zhroutilo, a nakonec ztratí svoji atmosféru, aby se z nich stali bílí trpaslíci. Hvězdy s minimem 9 mil (možná až 12 mil [85]) se vyvíjejí komplexním způsobem a postupně spalují těžší prvky při vyšších teplotách v jejich jádrech. [79] [86] Hvězda se navrství jako cibule a ke spalování snášenlivějších prvků dochází ve větších skořápkách. [74] [87] Ačkoli se lidově označuje jako cibule se železným jádrem, nejméně masivní progenitoři supernovy mají pouze jádra kyslík-neon (hořčík). Tyto hvězdy super-AGB mohou tvořit většinu supernov zhroucení jádra, i když méně světelné a tak méně často pozorované než ty od hmotnějších předků. [85]

Pokud dojde ke kolapsu jádra během fáze superobrů, kdy má hvězda stále vodíkovou obálku, výsledkem bude supernova typu II. Rychlost ztráty hmoty pro světelné hvězdy závisí na metalicitě a svítivosti. Extrémně světelné hvězdy v blízkosti sluneční metalicity ztratí veškerý vodík, než dosáhnou kolapsu jádra, a tak nevytvoří supernovu typu II. Při nízké metalicitě všechny hvězdy dosáhnou kolapsu jádra s vodíkovou obálkou, ale dostatečně hmotné hvězdy se zhroutí přímo do černé díry, aniž by vytvořily viditelnou supernovu.

Hvězdy s počáteční hmotou až asi 90krát vyšší než slunce, nebo o něco méně při vysoké metalicitě, vedou k supernově typu II-P, která je nejčastěji pozorovaným typem. Při střední až vysoké metalicitě ztratí hvězdy poblíž horního konce tohoto hmotnostního rozsahu většinu svého vodíku, když dojde ke kolapsu jádra a výsledkem bude supernova typu II-L. Při velmi nízké metalicitě hvězdy kolem 140–250 M dosáhnou kolapsu jádra nestabilitou párů, zatímco stále mají vodíkovou atmosféru a kyslíkové jádro, a výsledkem bude supernova s ​​charakteristikami typu II, ale s velmi velkou hmotou vyvrženého 56 Ni a vysokou svítivostí.

Napište Ib a Ic Edit

Tyto supernovy, stejně jako supernovy typu II, jsou hmotné hvězdy, které procházejí kolapsem jádra. Hvězdy, které se stávají supernovy typu Ib a Ic, však ztratily většinu svých vnějších (vodíkových) obalů v důsledku silných hvězdných větrů nebo v důsledku interakce se společníkem. [90] Tyto hvězdy jsou známé jako hvězdy Wolf-Rayet a vyskytují se při střední až vysoké metalicitě, kde větry poháněné kontinuem způsobují dostatečně vysokou míru úbytku hmoty. Pozorování supernovy typu Ib / c neodpovídají pozorovanému ani očekávanému výskytu hvězd Wolf-Rayet a alternativní vysvětlení tohoto typu zhroucení jádra zahrnují hvězdy zbavené vodíku binárními interakcemi. Binární modely poskytují lepší shodu pro pozorované supernovy s podmínkou, že nikdy nebyly pozorovány žádné vhodné hvězdy binárního hélia. [91] Jelikož supernova může nastat, kdykoli je hmotnost hvězdy v době zhroucení jádra dostatečně nízká, aby nezpůsobila úplný únik do černé díry, může každá hmotná hvězda vyústit v supernovu, pokud ztratí dostatek hmoty před zhroucením jádra .

Supernovy typu Ib jsou častější a jsou výsledkem hvězd Wolf-Rayet typu WC, které mají ve svých atmosférách stále hélium. Pro úzký rozsah hmot se hvězdy vyvíjejí dále, než dosáhnou kolapsu jádra, aby se staly hvězdami WO s velmi malým množstvím zbývajícího hélia, což jsou předci supernov typu Ic.

Několik procent supernov typu Ic je spojeno s výboji gama záření (GRB), i když se také věří, že jakákoli supernova typu Ib nebo Ic zbavená vodíku může produkovat GRB, v závislosti na okolnostech geometrie. [92] Mechanismem pro výrobu tohoto typu GRB jsou trysky produkované magnetickým polem rychle se otáčejícího magnetaru vytvořeného na kolabujícím jádru hvězdy. Trysky by také přenášely energii do rozpínajícího se vnějšího pláště a vytvářely tak nadsvětlenou supernovu. [93] [94]

Ultra-svlékl supernovy nastanou, když byla explodující hvězda svlečena (téměř) až do kovového jádra, prostřednictvím přenosu hmoty v blízké binární soustavě. [95] Ve výsledku je z explodující hvězdy vyvrženo velmi málo materiálu (asi 0,1 M ). V nejextrémnějších případech se mohou ultra-svléknuté supernovy vyskytovat v nahých kovových jádrech, sotva nad hmotnostním limitem Chandrasekhar. SN 2005ek [96] může být pozorovacím příkladem ultra-svléknuté supernovy, která vede k relativně slabé a rychle se rozpadající světelné křivce. Povahou ultra-svléknutých supernov může být jak zhroucení železného jádra, tak supernovy s elektronovým záchytem, ​​v závislosti na hmotnosti kolabujícího jádra.

Selhaly supernovy Upravit

Zhroucení jádra některých hmotných hvězd nemusí vést k viditelné supernově. Hlavním modelem pro toto je dostatečně masivní jádro, které kinetická energie nestačí k obrácení infall vnějších vrstev do černé díry. Tyto události je obtížné odhalit, ale velké průzkumy odhalily možné kandidáty. [97] [98] Červený superobr N6946-BH1 v NGC 6946 prošel mírným výbuchem v březnu 2009, než zmizel z dohledu. Na místě hvězdy zůstává jen slabý infračervený zdroj. [99]

Světelné křivky Upravit

Historická hádanka se týkala zdroje energie, který dokáže udržet záři optické supernovy měsíce. Přestože energie, která narušuje každý typ supernov, je dodávána okamžitě, světelným křivkám dominuje následné radioaktivní zahřívání rychle se rozšiřujícího ejecta. Někteří uvažovali o rotační energii z centrálního pulzaru. Plyny z ejecty by rychle stmívaly bez jakéhokoli přísunu energie, aby byly horké. Intenzivně radioaktivní povaha ejektových plynů, o které je nyní známo, že je správná pro většinu supernov, byla poprvé vypočítána na základě zdravé nukleosyntézy na konci 60. let. [100] Přímé pozorování linií gama záření jednoznačně identifikovalo hlavní radioaktivní jádra až v roce SN 1987A. [101]

Nyní je známo přímým pozorováním, že velká část světelné křivky (graf světelnosti jako funkce času) po výskytu supernovy typu II, jako je SN 1987A, je vysvětlena těmito předpovězenými radioaktivními rozpady. I když se světelná emise skládá z optických fotonů, je to radioaktivní energie absorbovaná vystřelenými plyny, která udržuje zbytek dostatečně horký, aby vyzařoval světlo. Radioaktivní rozpad 56 Ni přes jeho dcery 56 Co na 56 Fe produkuje fotony gama záření, primárně 847keV a 1238keV, které jsou absorbovány a dominují ohřevu a tím i svítivosti ejecty v mezilehlých časech (několik týdnů) do pozdních časů (několik měsíců). [102] Energie pro vrchol světelné křivky SN1987A byla poskytována rozpadem 56 Ni na 56 Co (poločas rozpadu 6 dní), zatímco energie zejména pro pozdější světelnou křivku velmi těsně odpovídala poločasu 77,3 dne životnost 56 Co se rozpadá na 56 Fe. Pozdější měření vesmírných gama dalekohledů malého zlomku 56 Co a 57 Co gama paprsků, které unikly zbytku SN 1987A bez absorpce, potvrdily dřívější předpovědi, že tyto dvě radioaktivní jádra jsou zdroji energie. [101]

Křivky vizuálního světla různých typů supernov závisí v poslední době na radioaktivním ohřevu, ale liší se tvarem a amplitudou kvůli základním mechanismům, způsobu, jakým je produkováno viditelné záření, epochě jeho pozorování a průhlednosti vysunutý materiál. Světelné křivky se mohou výrazně lišit na jiných vlnových délkách. Například na ultrafialových vlnových délkách existuje časný extrémně světelný vrchol trvající jen několik hodin, který odpovídá propuknutí šoku vyvolaného počáteční událostí, ale tento propust je stěží opticky detekovatelný.

Světelné křivky typu Ia jsou většinou velmi jednotné, s konzistentní maximální absolutní velikostí a relativně prudkým poklesem svítivosti. Jejich výstup optické energie je řízen radioaktivním rozpadem vymrštěného niklu-56 (poločas rozpadu 6 dní), který se pak rozpadá na radioaktivní kobalt-56 (poločas rozpadu 77 dnů). Tyto radioizotopy vzrušují okolní materiál k žhavení. Kosmologické studie se dnes opírají o 56 Ni radioaktivity poskytující energii pro optický jas supernov typu Ia, což jsou „standardní svíčky“ kosmologie, ale jejichž diagnostické gama paprsky 847keV a 1238keV byly poprvé detekovány až v roce 2014. [103] počáteční fáze světelné křivky prudce klesají, jak klesá efektivní velikost fotosféry a zachycené elektromagnetické záření je vyčerpáno. Světelná křivka nadále klesá v pásmu B, zatímco ve vizuálu může vykazovat malé rameno asi za 40 dní, ale to je jen náznak sekundárního maxima, které se vyskytuje v infračervené oblasti, protože určité ionizované těžké prvky rekombinují k produkci infračervené záření a ejecta se pro něj stanou průhlednými. Křivka vizuálního světla nadále klesá rychlostí o něco větší, než je rychlost rozpadu radioaktivního kobaltu (který má delší poločas a řídí pozdější křivku), protože vyvržený materiál se stává více rozptýleným a méně schopným převádět vysokou energii záření do vizuálního záření. Po několika měsících světelná křivka znovu mění svoji rychlost poklesu, protože pozitronová emise se stává dominantní ze zbývajícího kobaltu-56, ačkoli tato část světelné křivky byla málo studována.

Světelné křivky typu Ib a Ic jsou v zásadě podobné typu Ia, i když s nižší průměrnou špičkovou svítivostí. Vizuální světelný výstup je opět způsoben přeměnou radioaktivního záření na vizuální záření, ale vytvořeného niklu-56 je mnohem méně. Vrcholová svítivost se značně liší a existují dokonce občasné řádové hodnoty supernov typu Ib / c více a méně světelné než je obvyklé. Nejsvětlejší supernovy typu Ic se označují jako hypernovy a kromě zvýšené špičkové svítivosti mají sklon k rozšíření světelných křivek. Zdrojem extra energie se považují relativistické trysky poháněné tvorbou rotující černé díry, které také produkují záblesky gama záření.

Světelné křivky supernov typu II se vyznačují mnohem pomalejším poklesem než u typu I, řádově 0,05 magnitud za den, [104] s výjimkou fáze plató. Vizuálnímu světelnému výstupu dominuje spíše kinetická energie než radioaktivní rozpad po dobu několika měsíců, a to především kvůli existenci vodíku v ejectu z atmosféry hvězdy superobra. Při počáteční destrukci se tento vodík zahřívá a ionizuje. Většina supernov typu II vykazuje ve svých světelných křivkách prodlouženou náhorní plošinu, protože se tento vodík rekombinuje, vyzařuje viditelné světlo a stává se průhlednějším. Poté následuje klesající světelná křivka vyvolaná radioaktivním rozpadem, i když pomalejší než u supernov typu I, kvůli účinnosti přeměny na vodík veškerým vodíkem.[47]

U typu II-L náhorní plošina chybí, protože progenitorovi zůstalo ve své atmosféře relativně málo vodíku, což je dostatečné pro to, aby se objevilo ve spektru, ale nedostatečné pro vytvoření znatelné náhorní plošiny ve světelném výkonu. U supernov typu IIb je vodíková atmosféra progenitoru tak vyčerpaná (předpokládá se, že je to způsobeno přílivovým odříznutím doprovodnou hvězdou), že světelná křivka je blíže supernově typu I a vodík po několika týdnech dokonce zmizí ze spektra. [47]

Supernovy typu IIn jsou charakterizovány dalšími úzkými spektrálními čarami vytvářenými v husté skořápce z okolního materiálu. Jejich světelné křivky jsou obecně velmi široké a rozšířené, příležitostně také extrémně světelné a označované jako superluminózní supernova. Tyto světelné křivky jsou vytvářeny vysoce účinnou přeměnou kinetické energie ejecta na elektromagnetické záření interakcí s hustou skořápkou materiálu. K tomu dochází pouze tehdy, když je materiál dostatečně hustý a kompaktní, což naznačuje, že byl vyroben samotnou progenitorovou hvězdou jen krátce před výskytem supernovy.

Velké množství supernov bylo katalogizováno a klasifikováno, aby poskytly distanční svíčky a testovací modely. Průměrné charakteristiky se poněkud liší podle vzdálenosti a typu hostitelské galaxie, ale lze je obecně určit pro každý typ supernovy.

Fyzikální vlastnosti supernov podle typu [105] [106]
Zadejte a Průměrná špička absolutní velikosti b Přibližná energie (nepřítel) c Dny k dosažení maximální svítivosti Dny od vrcholu do 10% svítivosti
IA −19 1 Cca. 19 kolem 60
Ib / c (slabý) kolem -15 0.1 15–25 neznámý
Ib kolem -17 1 15–25 40–100
Ic kolem -16 1 15–25 40–100
Ic (jasný) až -22 nad 5 zhruba 25 zhruba 100
II-b kolem -17 1 kolem 20 kolem 100
II-L kolem -17 1 kolem 13 kolem 150
II-P (slabý) kolem -14 0.1 zhruba 15 neznámý
II-P kolem -16 1 kolem 15 Plošina pak kolem 50
IIn d kolem -17 1 12–30 nebo více 50–150
IIn (jasný) až -22 nad 5 nad 50 nad 100

  • A. ^ Slabé typy mohou být odlišnou podtřídou. Světlé typy mohou být kontinuem od mírně nadsvětlených po hypernovy.
  • b. ^ Tyto veličiny se měří v pásmu R. Měření v pásmech V nebo B jsou běžná a pro supernovy budou asi o polovinu jasnější.
  • C. ^Pořadí kinetické energie o velikosti. Celková elektromagneticky vyzařovaná energie je obvykle nižší, (teoretická) energie neutrin mnohem vyšší.
  • d. ^ Pravděpodobně heterogenní skupina, jakýkoli jiný typ vložený do mlhoviny.

Asymetrie Upravit

Dlouhotrvající hádanka obklopující supernovy typu II je důvod, proč zbývající kompaktní objekt přijímá velkou rychlost od epicentra [108] pulzarů, a tedy neutronových hvězd, jsou pozorovány s vysokými rychlostmi a černé díry pravděpodobně také, i když jsou mnohem těžší pozorovat izolovaně. Počáteční popud může být podstatný a pohánět objekt o hmotnosti větší než sluneční hmoty rychlostí 500 km / s nebo vyšší. To naznačuje asymetrii expanze, ale mechanismus, kterým se hybnost přenáší na kompaktní objekt, zůstává [aktualizací] záhadou. Navrhovaná vysvětlení tohoto kopu zahrnují konvekci v kolabující hvězdě a produkci paprsků během formování neutronových hvězd.

Jedním z možných vysvětlení této asymetrie je rozsáhlá konvekce nad jádrem. Konvekce může vytvářet variace v lokálním množství prvků, což má za následek nerovnoměrné spalování jader během kolapsu, odskoku a výsledné expanze. [109]

Dalším možným vysvětlením je, že narůstání plynu na centrální neutronovou hvězdu může vytvořit disk, který pohání vysoce směrové paprsky, pohánějící hmotu z hvězdy vysokou rychlostí a způsobující příčné rázy, které hvězdu úplně rozruší. Tyto trysky mohou hrát klíčovou roli ve výsledné supernově. [110] [111] (Podobný model je nyní upřednostňován pro vysvětlení dlouhých záblesků gama záření.)

Počáteční asymetrie byly také potvrzeny u supernov typu Ia pozorováním. Tento výsledek může znamenat, že počáteční svítivost tohoto typu supernovy závisí na úhlu pohledu. Expanze se však postupem času stává symetrickější. Rané asymetrie jsou detekovatelné měřením polarizace vyzařovaného světla. [112]

Energetický výstup Upravit

Ačkoli jsou supernovy primárně známé jako světelné události, elektromagnetické záření, které uvolňují, je téměř vedlejším účinkem. Zejména v případě supernov zhroucení jádra je emitované elektromagnetické záření malým zlomkem celkové energie uvolněné během události.

Existuje zásadní rozdíl mezi bilancí výroby energie v různých druzích supernovy. Při detonacích bílých trpaslíků typu Ia je většina energie směrována do syntézy těžkých prvků a kinetické energie ejecty. U supernov zhroucení jádra je drtivá většina energie směrována do neutrinové emise, a zatímco část z toho zjevně pohání pozorovanou destrukci, 99% + neutrin uniká z hvězdy během několika prvních minut po začátku zhroucení.

Supernovy typu Ia získávají svou energii z uprchlé jaderné fúze bílého trpaslíka uhlík-kyslík. Podrobnosti o energetice stále nejsou plně pochopeny, ale konečným výsledkem je vyhození celé hmoty původní hvězdy při vysoké kinetické energii. Přibližně polovina sluneční hmoty z této hmoty je 56 Ni generovaných při spalování křemíku. 56 Ni je radioaktivní a rozpadá se na 56 Co beta a rozpadem (s poločasem šesti dnů) a gama paprsky. Samotné 56 Co se rozpadá cestou beta plus (pozitron) s poločasem 77 dnů na stabilní 56 Fe. Tyto dva procesy jsou zodpovědné za elektromagnetické záření ze supernov typu Ia. V kombinaci s měnící se průhledností vyvrženého materiálu vytvářejí rychle klesající světelnou křivku. [113]

Supernovy kolapsu jádra jsou v průměru vizuálně slabší než supernovy typu Ia, ale celková uvolněná energie je mnohem vyšší. U těchto typů supernov se gravitační potenciální energie přeměňuje na kinetickou energii, která stlačí a zhroutí jádro, zpočátku produkující elektronová neutrina z rozpadajících se nukleonů, následovaná všemi příchutěmi tepelných neutrin z přehřátého neutronového hvězdného jádra. Asi 1% z těchto neutrin se předpokládá, že ukládají dostatek energie do vnějších vrstev hvězdy, aby poháněly výslednou katastrofu, ale opět nelze podrobnosti přesně reprodukovat v současných modelech. Kinetické energie a výtěžky niklu jsou o něco nižší než u supernov typu Ia, tedy nižší vrcholová vizuální svítivost supernov typu II, ale energie z deionizace mnoha solárních hmot zbývajícího vodíku může přispět k mnohem pomalejšímu poklesu svítivosti a produkci fáze plató pozorovaná u většiny jaderných kolapsových supernov.

U některých supernov zhroucení jádra pohání úpadek do černé díry relativistické proudy, které mohou produkovat krátký energetický a směrový výbuch gama paprsků a také přenášet podstatnou další energii do vymrštěného materiálu. Toto je jeden scénář pro výrobu supernov s vysokou svítivostí a je považován za příčinu hypernovae typu Ic a dlouhodobých záblesků gama záření. Pokud jsou relativistické proudy příliš krátké a nedokáží proniknout do hvězdné obálky, může dojít ke vzniku gama záblesku s nízkou svítivostí a supernova může být podsvícená.

Když dojde k supernově uvnitř malého hustého mraku cirkulárního materiálu, vytvoří rázovou vlnu, která může účinně převádět velkou část kinetické energie na elektromagnetické záření. I když byla počáteční energie zcela normální, výsledná supernova bude mít vysokou svítivost a delší dobu trvání, protože se nespoléhá na exponenciální radioaktivní rozpad. Tento typ události může způsobit hypernovy typu IIn.

Přestože supernovy párové nestability jsou supernovy s kolapsem jádra se spektry a světelnými křivkami podobnými typu II-P, povaha po kolapsu jádra je spíše podobná typu obřího typu Ia s neutuchající fúzí uhlíku, kyslíku a křemíku. Celková energie uvolněná událostmi s nejvyšší hmotností je srovnatelná s jinými supernovy kolapsu jádra, ale produkce neutrin je považována za velmi nízkou, proto uvolněná kinetická a elektromagnetická energie je velmi vysoká. Jádra těchto hvězd jsou mnohem větší než kterýkoli bílý trpaslík a množství radioaktivního niklu a dalších těžkých prvků vyvržených z jejich jader může být řádově vyšší, s následnou vysokou vizuální svítivostí.

Předek Upravit

Typ klasifikace supernov je úzce spjat s typem hvězdy v době kolapsu. Výskyt každého typu supernovy dramaticky závisí na metaličnosti, a tedy na věku hostitelské galaxie.

Supernovy typu Ia jsou vyráběny z bílých trpasličích hvězd v binárních systémech a vyskytují se ve všech typech galaxií. Supernovy kolapsu jádra se vyskytují pouze v galaxiích, které procházejí současnou nebo velmi nedávnou tvorbou hvězd, protože jsou výsledkem krátkodobých hmotných hvězd. Nejčastěji se vyskytují ve spirálách typu Sc, ale také v ramenech jiných spirálních galaxií a v nepravidelných galaxiích, zejména galaxiích s hvězdným výbojem.

Předpokládá se, že supernovy typu Ib / c a II-L a pravděpodobně většiny supernov typu IIn jsou vytvářeny pouze z hvězd s téměř sluneční solární úrovní metalicity, které vedou k vysokému úbytku hmotnosti hmotných hvězd, a proto jsou méně časté u starších vzdálené galaxie. Tabulka ukazuje progenitor hlavních typů supernovy kolapsu jádra a přibližné proporce, které byly pozorovány v místním sousedství.

Frakce typů supernov zhroucených v jádře progenitorem [91]
Typ Progenitorová hvězda Zlomek
Ib WC Vlk – Rayet nebo heliová hvězda 9.0%
Ic WO Wolf – Rayet 17.0%
II-P Superobr 55.5%
II-L Supergiant s ochuzeným vodíkovým pláštěm 3.0%
IIn Supergiant v hustém oblaku vypuzeného materiálu (například LBV) 2.4%
IIb Supergiant s vysoce ochuzeným vodíkem (zbavený společníkem?) 12.1%
IIpec Modrý superobr 1.0%

Existuje celá řada obtíží se sladěním modelovaného a pozorovaného hvězdného vývoje vedoucího ke zhroucení supernov jádra. Červené supergianty jsou předky drtivé většiny supernov zhroucení jádra a tyto byly pozorovány, ale pouze při relativně nízkých hmotnostech a světelnostech, pod asi 18 M a 100 000 litrů , resp. Většina předků supernov typu II není detekována a musí být podstatně slabší a pravděpodobně méně masivní. Nyní se navrhuje, aby červené supergianty s vyšší hmotností nevybuchly jako supernovy, ale místo toho se vyvinuly zpět k teplejším teplotám. Bylo potvrzeno několik předků supernov typu IIb, a to supergianty K a G plus jeden superobr. [118] Žlutí hypergiganti nebo LBV jsou navrhovanými předky pro supernovy typu IIb a téměř všechny supernovy typu IIb dostatečně blízko k pozorování takové předky vykazovaly. [119] [120]

Ještě před několika desítkami let se nepokládalo za pravděpodobné, že by explodovaly horké supergianty, ale pozorování ukázala něco jiného. Modré supergianty tvoří nečekaně vysoký podíl potvrzených progenitorů supernov, částečně kvůli jejich vysoké svítivosti a snadné detekci, zatímco dosud nebyl jasně identifikován jediný progenitor Wolf – Rayet. [118] [121] Modely měly potíže ukázat, jak modré supergianty ztrácejí dostatek hmoty, aby dosáhly supernovy, aniž by pokročily do jiného vývojového stádia. Jedna studie ukázala možnou cestu ke zhroucení post-červených supergiantních světelných modrých proměnných s nízkou svítivostí, pravděpodobně jako supernova typu IIn. [122] Bylo zjištěno několik příkladů horkých světelných předků supernov typu IIn: SN 2005gy a SN 2010jl byly zjevně masivní světelné hvězdy, ale jsou velmi vzdálené a SN 2009ip měl vysoce světelný předek, který pravděpodobně byl LBV, ale je zvláštní supernova, jejíž přesná povaha je sporná. [118]

Předci supernov typu Ib / c nejsou vůbec pozorováni a omezení jejich možné svítivosti jsou často nižší než omezení známých hvězd WC. [118] Hvězdy WO jsou extrémně vzácné a vizuálně relativně slabé, takže je obtížné říci, zda takové progenitory chybí, nebo je ještě třeba pozorovat. Velmi světelní progenitorové nebyli bezpečně identifikováni, a to navzdory četným supernovám pozorovaným dostatečně blízko na to, aby byli tito progenitorové jasně zobrazeni. [123] Populační modelování ukazuje, že pozorovaný supernovový typ Ib / c lze reprodukovat směsí jednotlivých hmotných hvězd a hvězd ve svléklém obalu z interagujících binárních systémů. [91] Pokračující nedostatek jednoznačné detekce progenitorů pro supernovy normálního typu Ib a Ic může být způsoben tím, že většina hmotných hvězd se zhroutila přímo do černé díry bez výbuchu supernovy. Většina z těchto supernov se poté vyrábí z hvězd s nízkou hmotností a nízkou svítivostí v binárních systémech. Malý počet by pocházel z rychle rotujících hmotných hvězd, pravděpodobně odpovídajících vysokoenergetickým událostem Ic-BL, které jsou spojeny s dlouhodobými záblesky gama záření. [118]

Zdroj těžkých prvků Upravit

Supernovy jsou hlavním zdrojem prvků v mezihvězdném prostředí od kyslíku až po rubidium, [124] [125] [126], ačkoli teoretické množství prvků vyprodukovaných nebo pozorovaných ve spektrech se významně liší v závislosti na různých typech supernov. [126] Supernovy typu Ia produkují hlavně prvky křemíku a železa, kovy, jako je nikl a železo. [127] [128] Supernovy s kolapsem jádra vylučují mnohem menší množství prvků s vrcholem železa než supernovy typu Ia, ale větší množství lehkých alfa prvků, jako je kyslík a neon, a prvků těžších než zinek. To platí zejména u supernov zachycujících elektrony. [129] Převážná část materiálu vyvrženého supernovy typu II je vodík a hélium. [130] Těžké prvky jsou produkovány: jadernou fúzí pro jádra do 34 S přesmykem fotodisintegrace křemíku a kvazilibricí během hoření křemíku pro jádra mezi 36 Ar a 56 Ni a rychlým zachycením neutronů (r-proces) během kolapsu supernovy těžší než železo. R-proces produkuje vysoce nestabilní jádra, která jsou bohatá na neutrony a která se rychle beta rozpadají do stabilnějších forem. V supernovách jsou reakce r-procesu zodpovědné za přibližně polovinu všech izotopů prvků mimo železo [131], ačkoli sloučení neutronových hvězd může být hlavním astrofyzikálním zdrojem pro mnoho z těchto prvků. [124] [132]

V moderním vesmíru jsou staré asymptotické obří větve (AGB) hvězdy dominantním zdrojem prachu z prvků s-procesu, oxidů a uhlíku. [124] [133] Avšak v časném vesmíru, dříve než se vytvořily hvězdy AGB, mohly být hlavním zdrojem prachu supernovy. [134]

Role ve hvězdné evoluci Upravit

Zbytky mnoha supernov se skládají z kompaktního objektu a rychle se rozšiřující rázové vlny materiálu. Tento oblak materiálu zametá okolní mezihvězdné médium během fáze volné expanze, která může trvat až dvě století. Vlna poté postupně prochází obdobím adiabatické expanze a bude pomalu ochlazovat a mísit se s okolním mezihvězdným médiem po dobu asi 10 000 let. [135]

Velký třesk produkoval vodík, hélium a stopy lithia, zatímco všechny těžší prvky jsou syntetizovány ve hvězdách a supernovách. Supernovy mají tendenci obohacovat okolní mezihvězdné médium o jiné prvky než vodík a hélium, které astronomové obvykle označují jako „kovy“.

Tyto vstřikované prvky nakonec obohacují molekulární mračna, která jsou místem vzniku hvězd. [136] Každá hvězdná generace má tedy mírně odlišné složení, od téměř čisté směsi vodíku a helia po složení bohatší na kovy. Supernovy jsou dominantním mechanismem distribuce těchto těžších prvků, které se formují ve hvězdě během období jaderné fúze. Různá množství prvků v materiálu, který tvoří hvězdu, mají důležitý vliv na život hvězdy a mohou rozhodujícím způsobem ovlivnit možnost obíhat planety.

Kinetická energie rozpínajícího se zbytku supernovy může vyvolat vznik hvězd komprimací blízkých hustých molekulárních mraků ve vesmíru. [137] Zvýšení turbulentního tlaku může také zabránit vzniku hvězd, pokud mrak není schopen ztratit přebytečnou energii. [138]

Důkazy z dceřiných produktů krátkotrvajících radioaktivních izotopů ukazují, že blízká supernova pomohla před 4,5 miliardami let určit složení sluneční soustavy a mohla dokonce spustit vznik této soustavy. [139]

Dne 1. června 2020 astronomové oznámili zúžení zdroje Fast Radio Bursts (FRB), který nyní může věrohodně zahrnovat „fúze kompaktních objektů a magnetary vznikající z normálních zhroucení supernov jádra“. [140] [141]

Kosmické paprsky Upravit

Předpokládá se, že zbytky supernovy urychlují velkou část primárních galaktických kosmických paprsků, ale přímé důkazy o produkci kosmického záření byly nalezeny pouze u malého počtu zbytků. Gama paprsky z rozpadu pionů byly detekovány ze zbytků supernovy IC 443 a W44. Ty vznikají, když zrychlené protony z SNR dopadají na mezihvězdný materiál. [142]

Gravitační vlny Upravit

Supernovy jsou potenciálně silnými galaktickými zdroji gravitačních vln [143], ale žádné dosud nebyly detekovány. Jediné dosud zjištěné gravitační vlny jsou ze sloučení černých děr a neutronových hvězd, pravděpodobných zbytků supernov. [144]

Vliv na Zemi Upravit

A supernova blízko Země je supernova dostatečně blízko Země, aby měla znatelné účinky na její biosféru. V závislosti na typu a energii supernovy by to mohlo být až 3000 světelných let daleko. V roce 1996 se předpokládalo, že na Zemi mohou být detekovatelné stopy minulých supernov ve formě kovových izotopových podpisů ve vrstvách hornin. Obohacení železem 60 bylo později hlášeno v hlubinných horninách Tichého oceánu. [145] [146] [147] V roce 2009 byly v antarktickém ledu nalezeny zvýšené hladiny dusičnanových iontů, které se shodovaly se supernovami 1006 a 1054. Gama paprsky z těchto supernov mohly zvýšit hladinu oxidů dusíku, které se zachytily v ledu. [148]

Supernovy typu Ia jsou považovány za potenciálně nejnebezpečnější, pokud se vyskytují dostatečně blízko Země. Protože tyto supernovy vznikají z matných, běžných bílých trpasličích hvězd v binárních systémech, je pravděpodobné, že supernova, která může ovlivnit Zemi, se bude vyskytovat nepředvídatelně a ve hvězdném systému, který není dobře studován. Nejbližší známý kandidát je IK Pegasi (viz níže). [149] Nedávné odhady předpovídají, že supernova typu II by musela být blíže než osm parseků (26 světelných let), aby zničila polovinu ozonové vrstvy Země, a neexistují žádní takoví kandidáti blíž než 500 světelných let. [150]

Další supernova v Mléčné dráze bude pravděpodobně detekovatelná, i když k ní dojde na opačné straně galaxie. Je pravděpodobné, že bude způsobeno zhroucením nepozorovatelného červeného velikána a je velmi pravděpodobné, že již bude katalogizován v infračervených průzkumech, jako je 2MASS. Existuje menší šance, že další supernova kolapsu jádra bude produkována jiným typem hmotné hvězdy, jako je žlutá hyperobr, světelná modrá proměnná nebo Vlk – Rayet. Šance na to, že příští supernova bude typem Ia produkovaným bílým trpaslíkem, se počítá asi na třetinu šancí na supernovu s kolapsem jádra. Mělo by to být znovu pozorovatelné, ať se vyskytne kdekoli, ale je méně pravděpodobné, že by předek někdy byl pozorován. Není ani přesně známo, jak vypadá progenitorový systém typu Ia, a je obtížné je detekovat nad rámec několika parseků.Celková rychlost supernov v naší galaxii se odhaduje na 2 až 12 za století, i když jsme ji ve skutečnosti několik století nepozorovali. [99]

Statisticky je pravděpodobné, že příští supernova bude vyrobena z jinak nepostřehnutelného červeného velikána, ale je obtížné určit, kteří z těchto supergiantů jsou v závěrečných fázích fúze těžkých prvků ve svých jádrech a kterým zbývají miliony let. Nejmohutnější červení supergianti vrhli svoji atmosféru a vyvinuli se na hvězdy Wolf-Rayet, než se jejich jádra zhroutila. Všechny hvězdy Wolf – Rayet končí svůj život z fáze Wolf – Rayet zhruba za milion let, ale opět je těžké identifikovat ty, které jsou nejblíže zhroucení jádra. Očekává se, že jednou třídou, která nebude explodovat déle než několik tisíc let, jsou hvězdy WO Wolf – Rayet, o nichž je známo, že vyčerpaly své jádro hélia. [152] Je známo pouze osm z nich a pouze čtyři z nich jsou v Mléčné dráze. [153]

Jako možné kandidáty na zhroucení jádra byla identifikována řada blízkých nebo dobře známých hvězd: červené supergianty Antares a Betelgeuse [154] žlutý hyperobr Rho Cassiopeiae [155] světelná modrá proměnná Eta Carinae, která již vyrobila podvodníka supernovy [156 ] a nejjasnější složka, hvězda Wolf – Rayet, v systému Regor nebo Gamma Velorum. [157] Jiní získali proslulost, jak je to možné, i když to není příliš pravděpodobné, progenitory záblesku gama záření, například WR 104. [158]

Identifikace kandidátů na supernovu typu Ia je mnohem spekulativnější. Jakýkoli binární soubor s narůstajícím bílým trpaslíkem by mohl vytvořit supernovu, přestože přesný mechanismus a časový rámec jsou stále diskutovány. Tyto systémy jsou slabé a obtížně identifikovatelné, ale nové a opakující se nové jsou takové systémy, které se pohodlně inzerují. Jedním z příkladů je U Scorpii. [159] Nejbližším známým kandidátem na supernovu typu Ia je IK Pegasi (HR 8210), který se nachází ve vzdálenosti 150 světelných let [160], ale pozorování naznačují, že bude trvat několik milionů let, než bílý trpaslík dokáže nabrat požadované kritické množství stát se supernovou typu Ia. [161]

    - Supernova vytvořená sloučením neutronových hvězd - typ supernovy s 10násobnou svítivostí než normální supernova a různě tvarovanou světelnou křivkou. - Hypotetická násilná exploze, která je výsledkem přeměny neutronové hvězdy na hvězdu kvarku - Seznam výskytů supernov ve fiktivních dílech - Chronologický seznam vývoje znalostí a záznamů
  1. ^ Murdin, P. Murdin, L. (1978). Supernovy. New York, NY: Press Syndicate z University of Cambridge. s. 1–3. ISBN 978-0521300384.
  2. ^
  3. Joglekar, H. Vahia, M. N. Sule, A. (2011). „Nejstarší graf oblohy se záznamem Supernovy (v Kašmíru)“ (PDF). Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society (41): 207–211. Vyvolány 29 May 2019.
  4. ^
  5. Murdin, Paul Murdin, Lesley (1985). Supernovy . Cambridge University Press. str. 14–16. ISBN 978-0521300384.
  6. ^
  7. Burnham, Robert Jr. (1978). Nebeská příručka. Doveru. str. 1117–1122.
  8. ^
  9. Winkler, P. F. Gupta, G. Long, K. S. (2003). „Zbytek SN 1006: Správné optické pohyby, hluboké zobrazení, vzdálenost a maximální jas“. Astrofyzikální deník. 585 (1): 324–335. arXiv: astro-ph / 0208415. Bibcode: 2003ApJ. 585..324W. doi: 10,1086 / 345985. S2CID1626564.
  10. ^
  11. Clark, D. H. Stephenson, F. R. (1982). „Historické supernovy“. Supernovae: Průzkum současného výzkumu Proceedings of the Advanced Study Institute, Cambridge, England, 29. června - 10. července 1981. Dordrecht: D. Reidel. str. 355–370. Bibcode: 1982ASIC. 90..355C.
  12. ^
  13. Baade, W. (1943). „No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova“. Příspěvky z Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675: 1–9. Bibcode: 1943CMWCI.675. 1B.
  14. ^
  15. Motz, L. Weaver, J. H. (2001). Příběh astronomie. Základní knihy. p. 76. ISBN978-0-7382-0586-1.
  16. ^
  17. Chakraborti, S. Childs, F. Soderberg, A. (25. února 2016). „Young Remnants of type Ia Supernovae and their Progenitors: A Study Of SNR G1.9 + 0.3“. Astrofyzikální deník. 819 (1): 37. arXiv: 1510.08851. Bibcode: 2016ApJ. 819. 37C. doi: 10,3847 / 0004-637X / 819/1/37. S2CID119246128.
  18. ^
  19. Krause, O. (2008). „Supernova Cassiopeia A byla typu IIb“. Věda. 320 (5880): 1195–1197. arXiv: 0805,4557. Bibcode: 2008Sci. 320,1195 tis. doi: 10,1126 / science.1155788. PMID18511684. S2CID40884513.
  20. ^
  21. da Silva, L. A. L. (1993). "Klasifikace supernov". Astrofyzika a vesmírná věda. 202 (2): 215–236. Bibcode: 1993Ap & ampSS.202..215D. doi: 10,1007 / BF00626878. S2CID122727067.
  22. ^
  23. Kowal, C. T. (1968). "Absolutní velikosti supernov". Astronomický deník. 73: 1021–1024. Bibcode: 1968AJ. 73,1021 tis. doi: 10,1086 / 110763.
  24. ^
  25. Leibundgut, B. (2003). „Kosmologické překvapení: Vesmír zrychluje“. Europhysics News. 32 (4): 121–125. Bibcode: 2001ENews..32..121L. doi: 10,1051 / epn: 2001401.
  26. ^
  27. Fabian, A. C. (2008). „Výbuch z minulosti“. Věda. 320 (5880): 1167–1168. doi: 10,1126 / science.1158538. PMID18511676. S2CID206513073.
  28. ^
  29. Aschenbach, B. (1998). "Objev mladého blízkého zbytku supernovy". Příroda. 396 (6707): 141–142. Bibcode: 1998Natur.396..141A. doi: 10.1038 / 24103. S2CID4426317.
  30. ^
  31. Iyudin, A. F. a kol. (1998). "Emise ze 44 Ti spojená s dříve neznámou galaktickou supernovou". Příroda. 396 (6707): 142–144. Bibcode: 1998Natur.396..142I. doi: 10.1038 / 24106. S2CID4430526.
  32. ^
  33. „Jedna galaxie, tři supernovy“. www.spacetelescope.org . Citováno 18. června 2018.
  34. ^
  35. Subo Dong, B. J. a kol. (2016). „ASASSN-15lh: Vysoce nadzářivá supernova“. Věda. 351 (6270): 257–260. arXiv: 1507.03010. Bibcode: 2016Sci. 351..257D. doi: 10,1126 / science.aac9613. PMID26816375. S2CID31444274.
  36. ^
  37. Leloudas, G. a kol. (2016). „Superluminiscenční přechodový jev ASASSN-15lh jako přílivová událost přerušení z černé díry Kerr“. Přírodní astronomie. 1 (2): 0002. arXiv: 1609,02927. Bibcode: 2016NatAs. 1E. 2L. doi: 10,1038 / s41550-016-0002. S2CID73645264.
  38. ^
  39. Ukázka, I. (2017-02-13). "Masivní supernova viditelná miliony světelných let od Země". Opatrovník. Archivovány od originálu na 2017-02-13. Citováno 2017-02-13.
  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). "Uzavřený hustý cirkulární materiál obklopující běžnou supernovu typu II". Fyzika přírody. 13 (5): 510–517. arXiv: 1701.02596. Bibcode: 2017NatPh..13..510Y. doi: 10,1038 / nphys4025. S2CID29600801.
  42. ^ AbCd
  43. Astronomy Now, novinář (23. února 2018). „Amatérský astronom dělá objev jednou za život“. Astronomie teď . Vyvolány 15 May je 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. února 2018). "Náraz světla při narození supernovy". Příroda. 554 (7693): 497–499. arXiv: 1802.09360. Bibcode: 2018Natur.554..497B. doi: 10,1038 / příroda25151. PMID29469097. S2CID4383303.
  46. ^
  47. Michael F. Bode Aneurin Evans (7. dubna 2008). Klasická Novae. Cambridge University Press. str. 1–. ISBN978-1-139-46955-5.
  48. ^
  49. Osterbrock, D. E. (2001). „Kdo skutečně vytvořil slovo Supernova? Kdo jako první předpověděl neutronové hvězdy?“. Bulletin of American Astronomical Society. 33: 1330. Bibcode: 2001AAS. 199,1501O.
  50. ^
  51. Baade, W. Zwicky, F. (1934). „Na supernovy“. Sborník Národní akademie věd. 20 (5): 254–259. Bibcode: 1934PNAS. 20..254B. doi: 10,1073 / pnas.20.5.254. PMC1076395. PMID16587881.
  52. ^
  53. Murdin, P. Murdin, L. (1985). Supernovy (2. vyd.). Cambridge University Press. p. 42. ISBN978-0-521-30038-4.
  54. ^
  55. Reynolds, S. P. a kol. (2008). „Nejmladší zbytek galaktické supernovy: 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). "Svítivost rané supernovy". Astrofyzikální deník. 157: 623. Bibcode: 1969ApJ. 157..623C. doi: 10,1086 / 150102.
  58. ^
  59. Zuckerman, B. Malkan, M. A. (1996). Vznik a vývoj vesmíru. Jones & amp Bartlett Learning. p. 68. ISBN978-0-7637-0030-0. Archivovány od originálu na 2016-08-20.
  60. ^
  61. Filippenko, A. V. Li, W.-D. Treffers, R. R. Modjaz, M. (2001). „Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope“. In Paczynski, B. Chen, W.-P. Lemme, C. (eds.). Astronomie malého dalekohledu v globálním měřítku. Série konferencí ASP. 246. San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku. p. 121. Bibcode: 2001ASPC..246..121F. ISBN978-1-58381-084-2.
  62. ^
  63. Antonioli, P. a kol. (2004). "SNEWS: Systém včasného varování SuperNova". New Journal of Physics. 6: 114. arXiv: astro-ph / 0406214. Bibcode: 2004NJPh. 6..114A. doi: 10,1088 / 1367-2630 / 6/1/114. S2CID119431247.
  64. ^
  65. Scholberg, K. (2000). "SNEWS: Systém včasného varování supernovy". Sborník konferencí AIP. 523: 355–361. arXiv: astro-ph / 9911359. Bibcode: 2000AIPC..523..355S. CiteSeerX10.1.1.314.8663. doi: 10,1063 / 1,1291879. S2CID5803494.
  66. ^
  67. Beacom, J. F. (1999). "Neutrina supernovy a neutrinové masy". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv: hep-ph / 9901300. Bibcode: 1999RMxF. 45. 36B.
  68. ^
  69. Frieman, J. A. a kol. (2008). „Průzkum Sloan Digital Sky-Ii Supernova Survey: Technical Summary“. Astronomický deník. 135 (1): 338–347. arXiv: 0708,2749. Bibcode: 2008AJ. 135..338F. doi: 10,1088 / 0004-6256 / 135/1/338. S2CID53135988.
  70. ^
  71. Perlmutter, S.A. (1997). „Plánovaný objev 7+ SNe s vysokým rudým posunem: První výsledky kosmologie a hranice dál q0". V Ruiz-Lapuente, P. Canal, R. Isern, J. (eds.). Thermonuclear Supernovae, Proceedings of the NATO Advanced Study Institute. NATO Advanced Science Institutes Series C. 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. p. 749. arXiv: astro-ph / 9602122. Bibcode: 1997ASIC..486..749P. doi: 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46.
  72. ^
  73. Linder, E. V. Huterer, D. (2003). "Důležitost supernov v z & gt 1,5 pro zkoumání temné energie ". Fyzický přehled D. 67 (8): 081303. arXiv: astro-ph / 0208138. Bibcode: 2003PhRvD..67h1303L. doi: 10,1103 / PhysRevD.67.081303. S2CID8894913.
  74. ^
  75. Perlmutter, S. A. a kol. (1997). "Měření kosmologických parametrů Ω a Λ z prvních sedmi supernov v z ≥ 0.35". Astrofyzikální deník. 483 (2): 565. arXiv: astro-ph / 9608192. Bibcode: 1997ApJ. 483..565P. doi: 10,1086 / 304265. S2CID118187050.
  76. ^
  77. Copin, Y. a kol. (2006). „Nedaleká továrna na supernovu“ (PDF). Nové recenze astronomie. 50 (4–5): 637–640. arXiv: astro-ph / 0401513. Bibcode: 2006NewAR..50..436C. CiteSeerX10.1.1.316.4895. doi: 10.1016 / j.newar.2006.02.035.
  78. ^
  79. Kirshner, R. P. (1980). „Supernovy typu I: Pohled pozorovatele“ (PDF). Sborník konferencí AIP. 63: 33–37. Bibcode: 1980AIPC. 63. 33 tis. doi: 10,1063 / 1,32212. hdl: 2027,42 / 87614.
  80. ^
  81. "Seznam supernov". Ústřední kancelář IAU pro astronomické telegramy. Archivovány od originálu dne 2010-11-12. Citováno 2010-10-25.
  82. ^
  83. „Katalog supernov Padova-Asiago“. Osservatorio Astronomico di Padova. Archivovány od originálu dne 2014-01-10. Citováno 2014-01-10.
  84. ^Otevřete katalog Supernova
  85. ^
  86. "Umělecký dojem ze supernovy 1993J". SpaceTelescope.org. Archivovány od originálu dne 2014-09-13. Citováno 2014-09-12.
  87. ^ Ab
  88. Cappellaro, E. Turatto, M. (2001). "Typy a sazby supernovy". Vliv binárních souborů na hvězdné populační studie. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. p. 199. arXiv: astro-ph / 0012455. Bibcode: 2001ASSL..264..199C. doi: 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16. ISBN978-0-7923-7104-5.
  89. ^ AbCd
  90. Turatto, M. (2003). "Klasifikace supernov". Supernovy a gama záblesky. Přednášky z fyziky. 598. 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). "Srovnávací studie světelných křivek supernovy". Astronomický deník. 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). „Vícebarevné optické a blízké infračervené světelné křivky 64 supernov s odizolovanou obálkou Core-Collapse“. Dodatek Astrophysical Journal. 213 (2): 19. arXiv: 1405,1428. Bibcode: 2014ApJS..213. 19B. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19. S2CID119243970.
  95. ^
  96. Filippenko, A. V. (1988). „Supernova 1987K: Typ II v mládí, typ Ib ve stáří“. Astronomický deník. 96: 1941. Bibcode: 1988AJ. 96.1941F. doi: 10,1086 / 114940.
  97. ^
  98. Zwicky, F. (1964). „NGC 1058 a jeho Supernova 1961“. Astrofyzikální deník. 139: 514. Bibcode: 1964ApJ. 139..514Z. doi: 10,1086 / 147779.
  99. ^
  100. Zwicky, F. (1962). „Nová pozorování významu pro kosmologii“. V McVittie, G. C. (ed.). Problémy extra galaktického výzkumu, sborník ze sympozia IAU. 15. New York: Macmillan Press. p. 347. Bibcode: 1962IAUS. 15..347Z.
  101. ^
  102. "Vzestup a pád supernovy". Obrázek týdne ESO. Archivovány od originálu dne 2013-07-02. Citováno 2013-06-14.
  103. ^
  104. Piro, A. L. Thompson, T. A. Kochanek, C. S. (2014). "Sladění produkce 56Ni u supernov typu Ia s dvojitými degenerovanými scénáři". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 438 (4): 3456. arXiv: 1308,0334. Bibcode: 2014MNRAS.438.3456P. doi: 10,1093 / mnras / stt2451. S2CID27316605.
  105. ^
  106. Chen, W.-C. Li, X.-D. (2009). „O předcích superchandrasekharských hromadných supernov typu Ia“. Astrofyzikální deník. 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). "Předpovídaná a pozorovaná evoluce ve středních vlastnostech supernov typu Ia s rudým posuvem". Astrofyzikální deníkové dopisy. 667 (1): L37 – L40. arXiv: astro-ph / 0701912. Bibcode: 2007ApJ. 667L..37H. doi: 10,1086 / 522030. S2CID16667595.
  109. ^ Ab
  110. Mazzali, P. A. Röpke, F. K. Benetti, S. Hillebrandt, W. (2007). "Společný mechanismus exploze pro supernovy typu Ia". Věda. 315 (5813): 825–828. arXiv: astro-ph / 0702351. Bibcode: 2007Sci. 315..825M. doi: 10,1126 / science.1136259. PMID17289993. S2CID16408991.
  111. ^
  112. Lieb, E. H. Yau, H.-T. (1987). „Důkladné prozkoumání Chandrasekharovy teorie hvězdného kolapsu“. Astrofyzikální deník. 323 (1): 140–144. Bibcode: 1987ApJ. 323..140L. doi: 10,1086 / 165813.
  113. ^ Ab
  114. Canal, R. Gutiérrez, J. L. (1997). "Možné spojení bílých trpaslíků a neutronů". In Isern, J. Hernanz, M. Gracia-Berro, E. (eds.). White Dwarfs, Proceedings of the 10. European Workshop on White Dwarfs. Bílé trpaslíky. 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. p. 49. arXiv: astro-ph / 9701225. Bibcode: 1997ASSL..214. 49C. doi: 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7. ISBN978-0-7923-4585-5. S2CID9288287.
  115. ^
  116. Wheeler, J. C. (2000). Kosmické katastrofy: Supernovy, záblesky gama záření a dobrodružství v hyperprostoru. Cambridge University Press. p. 96. ISBN978-0-521-65195-0. Archivovány od originálu dne 2015-09-10.
  117. ^
  118. Khokhlov, A. M. Mueller, E. Höflich, P. A. (1993). "Světelné křivky modelů supernov typu IA s různými mechanismy výbuchu". Astronomie a astrofyzika. 270 (1–2): 223–248. Bibcode: 1993A a ampA. 270..223K.
  119. ^
  120. Röpke, F. K. Hillebrandt, W. (2004). „Případ proti poměru uhlík-kyslík progenitora jako zdroje špičkových variací svítivosti supernov typu Ia“. Dopisy o astronomii a astrofyzice. 420 (1): L1 – L4. arXiv: astro-ph / 0403509. Bibcode: 2004A a ampA. 420L. 1R. doi: 10,1051 / 0004-6361: 20040135. S2CID2849060.
  121. ^ Ab
  122. Hillebrandt, W. Niemeyer, J. C. (2000). "Modely výbuchu supernovy typu IA". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 38 (1): 191–230. arXiv: astro-ph / 0006305. Bibcode: 2000ARA & ampA..38..191H. doi: 10,1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID10210550.
  123. ^
  124. Paczyński, B. (1976). "Společné binární soubory obálek". V Eggleton, P. Mitton, S. Whelan, J. (eds.). Struktura a vývoj úzkých binárních systémů. Sympozium IAU č. 73. Dordrecht: D. Reidel. str. 75–80. Bibcode: 1976IAUS. 73. 75P.
  125. ^
  126. Macri, L. M. Stanek, K. Z. Bersier, D. Greenhill, L. J. Reid, M. J. (2006). „Nová vzdálenost cefeid k galaxii Maser-Host NGC 4258 a její důsledky pro Hubbleovu konstantu“. Astrofyzikální deník. 652 (2): 1133–1149. arXiv: astro-ph / 0608211. Bibcode: 2006ApJ. 652,1133M. doi: 10,1086 / 508530. S2CID15728812.
  127. ^
  128. Colgate, S.A. (1979). "Supernovy jako standardní svíčka pro kosmologii". Astrofyzikální deník. 232 (1): 404–408. Bibcode: 1979ApJ. 232..404C. doi: 10,1086 / 157300.
  129. ^
  130. Ruiz-Lapuente, P. a kol. (2000). "Předci supernov typu IA". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71: 435. Bibcode: 2000MmSAI..71..435R.
  131. ^
  132. Dan, M. Rosswog, S. Guillochon, J. Ramirez-Ruiz, E. (2012). "Jak sloučení dvou bílých trpaslíků závisí na jejich hmotnostním poměru: Orbitální stabilita a detonace při kontaktu". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 422 (3): 2417. arXiv: 1201,2406. Bibcode: 2012MNRAS.422.2417D. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID119159904.
  133. ^
  134. Howell, D. A. a kol. (2006). „Supernova typu Ia SNLS-03D3bb od superchandrasekharské masové bílé trpasličí hvězdy“. Příroda. 443 (7109): 308–311. arXiv: astro-ph / 0609616. Bibcode: 2006Natur.443..308H. doi: 10,1038 / nature05103. PMID16988705. S2CID4419069.
  135. ^
  136. Tanaka, M. a kol. (2010). „Spektropolarimetrie extrémně světelného typu Ia Supernova 2009dc: Téměř sférická exploze masového bílého trpaslíka Super-Chandrasekhar“. Astrofyzikální deník. 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).„Výbuchy dvojité detonace helia pro předky supernov typu Ia“. Sborník Mezinárodní astronomické unie. 9 (S298): 442. arXiv: 1301.1047. Bibcode: 2014IAUS..298..442W. doi: 10,1017 / S1743921313007072. S2CID118612081.
  139. ^
  140. Foley, R. J. a kol. (2013). „Typ Iax Supernovae: Nová třída hvězdné exploze“. Astrofyzikální deník. 767 (1): 57. arXiv: 1212,2209. Bibcode: 2013ApJ. 767. 57F. doi: 10,1088 / 0004-637X / 767/1/57. S2CID118603977.
  141. ^
  142. McCully, C. a kol. (2014). „Světelný, modrý systém předků pro supernovu typu Iax 2012Z“. Příroda. 512 (7512): 54–56. arXiv: 1408,1089. Bibcode: 2014Natur.512. 54 mil. doi: 10,1038 / příroda13615. PMID25100479. S2CID4464556.
  143. ^
  144. Silverman, J. M. a kol. (2013). "Interakce silných supernov typu Ia s jejich okolním prostředím". Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1): 3. arXiv: 1304,0763. Bibcode: 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). "Jak masivní jednotlivé hvězdy končí svůj život". Astrofyzikální deník. 591 (1): 288–300. arXiv: astro-ph / 0212469. Bibcode: 2003ApJ. 591..288H. doi: 10,1086 / 375341. S2CID59065632.
  147. ^
  148. Nomoto, K. Tanaka, M. Tominaga, N. Maeda, K. (2010). "Hypernovae, gama záblesky a první hvězdy". Nové recenze astronomie. 54 (3–6): 191. Bibcode: 2010NewAR..54..191N. doi: 10.1016 / j.newar.2010.09.022.
  149. ^
  150. Moriya, T. J. (2012). "Předci rekombinace zbytků supernovy". Astrofyzikální deník. 750 (1): L13. arXiv: 1203,5799. Bibcode: 2012ApJ. 750L..13M. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13. S2CID119209527.
  151. ^
  152. Smith, N. a kol. (2009). „Sn 2008S: Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor“. Astrofyzikální deník. 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). "Gravitační vlny z gravitačního kolapsu". Živé recenze v relativitě. 6 (1): 2. arXiv: gr-qc / 0206041. Bibcode: 2003LRR. 6. 2F. doi: 10,12942 / lrr-2003-2. PMC5253977. PMID28163639.
  155. ^ AbCd
  156. Woosley, S.E. Janka, H.-T. (2005). "Fyzika jaderných kolapsů supernov". Fyzika přírody. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibcode: 2005NatPh. 1..147 W. 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). „Teorie supernov zhroucení jádra“. Fyzikální zprávy. 442 (1–6): 38–74. arXiv: astro-ph / 0612072. Bibcode: 2007PhR. 442. 38J. doi: 10.1016 / j.physrep.2007.02.002. S2CID15819376.
  159. ^
  160. Gribbin, J. R. Gribbin, M. (2000). Stardust: Supernovy a život - kosmické spojení. Yale University Press. p. 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. K. Stanev, T. Walker, T. P (2004). „APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group“. arXiv: astro-ph / 0412544.
  163. ^
  164. Myra, E. S. Burrows, A. (1990). „Neutrina ze supernov typu II - prvních 100 milisekund“. Astrofyzikální deník. 364: 222–231. Bibcode: 1990ApJ. 364..222M. doi: 10,1086 / 169405.
  165. ^ Ab
  166. Kasen, D. Woosley, S.E. Heger, A. (2011). „Pair Nestability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout“. Astrofyzikální deník. 734 (2): 102. arXiv: 1101,3336. Bibcode: 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). „Kanál Supernova hvězd Super-AGB“. Astrofyzikální deník. 675 (1): 614–625. arXiv: 0705,4643. Bibcode: 2008ApJ. 675..614P. doi: 10,1086 / 520872. S2CID18334243.
  169. ^
  170. Gilmore, G. (2004). „ASTRONOMY: Krátký velkolepý život superstar“. Věda. 304 (5679): 1915–1916. doi: 10,1126 / science.1100370. PMID15218132. S2CID116987470.
  171. ^
  172. Faure, G. Mensing, T. M. (2007). "Život a smrt hvězd". Úvod do planetární vědy. str. 35–48. doi: 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  173. ^
  174. Malesani, D. a kol. (2009). "Včasná spektroskopická identifikace 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 exploze silným větrem“. Astrofyzikální deník. 788 (1): L14. arXiv: 1403.3400. Bibcode: 2014ApJ. 788L..14S. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14. S2CID118395580.
  177. ^
  178. Pols, O. (1997). „Close binary progenitors of Type Ib / Ic and IIb / II-L Supernovae“. V Leung, K.-C. (vyd.). Proceedings of the Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research. Série konferencí ASP. 130. str. 153–158. Bibcode: 1997ASPC..130..153P.
  179. ^ AbC
  180. Eldridge, J. J. Fraser, M. Smartt, S. J. Maund, J. R. Crockett, R. Mark (2013). „Smrt hmotných hvězd - II. Pozorovací omezení pro předky supernov typu Ibc“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 436 (1): 774. arXiv: 1301.1975. Bibcode: 2013MNRAS.436..774E. doi: 10,1093 / mnras / stt1612. S2CID118535155.
  181. ^
  182. Ryder, S. D. a kol. (2004). „Modulace v křivce rádiového světla supernovy typu IIb 2001ig: důkaz pro binárního předka Wolf-Rayeta?“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 349 (3): 1093–1100. arXiv: astro-ph / 0401135. Bibcode: 2004MNRAS.349.1093R. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID18132819.
  183. ^
  184. Inserra, C. a kol. (2013). „Supersvítivé supernovy typu Ic: Chytání magnetaru za ocas“. Astrofyzikální deník. 770 (2): 28. arXiv: 1304,3320. Bibcode: 2013ApJ. 770..128I. doi: 10,1088 / 0004-637X / 770/2/128. S2CID13122542.
  185. ^
  186. Nicholl, M. a kol. (2013). „Pomalu slábnoucí supersvítivé supernovy, které nejsou explozí párové nestability“. Příroda. 502 (7471): 346–349. arXiv: 1310,4446. Bibcode: 2013Natur.502..346N. doi: 10,1038 / příroda12569. PMID24132291. S2CID4472977.
  187. ^
  188. Tauris, T. M. Langer, N. Moriya, T. J. Podsiadlowski, P. Yoon, S.-C. Blinnikov, S.I. (2013). "Ultra-svlékl supernovy typu Ic z blízké binární evoluce". Astrofyzikální deníkové dopisy. 778 (2): L23. arXiv: 1310,6356. Bibcode: 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). „Rychlý a zběsilý úpadek podivné supernovy typu Ic 2005ek“. Astrofyzikální deník. 774 (58): 44. arXiv: 1306,2337. Bibcode: 2013ApJ. 774. 58D. doi: 10,1088 / 0004-637X / 774/1/58. S2CID118690361.
  191. ^
  192. Reynolds, T. M. Fraser, M. Gilmore, G. (2015). „Pryč bez rány: archivní průzkum HST pro zmizení hmotných hvězd“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 453 (3): 2886–2901. arXiv: 1507.05823. Bibcode: 2015MNRAS.453.2885R. doi: 10,1093 / mnras / stv1809. S2CID119116538.
  193. ^
  194. Gerke, J. R. Kochanek, C. S. Stanek, K. Z. (2015). "Hledání neúspěšných supernov pomocí Velkého binokulárního dalekohledu: první kandidáti". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 450 (3): 3289–3305. arXiv: 1411.1761. Bibcode: 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). "Pozorování příští galaktické supernovy". Astrofyzikální deník. 778 (2): 164. arXiv: 1306,0559. Bibcode: 2013ApJ. 778..164A. doi: 10,1088 / 0004-637X / 778/2/164. S2CID119292900.
  197. ^
  198. Bodansky, D. Clayton, D. D. Fowler, W. A. ​​(1968). "Nukleosyntéza během hoření křemíku". Dopisy o fyzické kontrole. 20 (4): 161. Bibcode: 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). "Emise linky gama záření z SN1987A". Příroda. 331 (6155): 416. Bibcode: 1988Natur.331..416M. doi: 10.1038 / 331416a0. S2CID4313713.
  201. ^
  202. Kasen, D. Woosley, S.E. (2009). "Supernovy typu II: Modelové světelné křivky a standardní vztahy svíček". Astrofyzikální deník. 703 (2): 2205. arXiv: 0910.1590. Bibcode: 2009ApJ. 703,2205 tis. 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). „Emisní čáry y-paprsku kobaltu-56 ze supernovy typu Ia 2014J“. Příroda. 512 (7515): 406–8. arXiv: 1405,3332. Bibcode: 2014Natur.512..406C. doi: 10,1038 / příroda 13672. PMID25164750. S2CID917374.
  205. ^
  206. Barbon, R. Ciatti, F. Rosino, L. (1979). Msgstr "Fotometrické vlastnosti supernov typu II". Astronomie a astrofyzika. 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). „Blízké rychlosti supernov z Lick Observatory Search Supernova Search - II. Pozorované světelné funkce a frakce supernov v úplném vzorku“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 412 (3): 1441. arXiv: 1006,4612. Bibcode: 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). „Srovnávací studie distribucí absolutní velikosti supernov“. Astronomický deník. 123 (2): 745–752. arXiv: astro-ph / 0112051. Bibcode: 2002AJ. 123..745R. doi: 10,1086 / 338318. S2CID5697964.
  211. ^
  212. Frail, D. A. Giacani, E. B. Goss, W. Miller Dubner, G. M. (1996). „Větrná mlhovina Pulsar kolem PSR B1853 + 01 ve zbytku supernovy W44“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 464 (2): L165 – L168. arXiv: astro-ph / 9604121. Bibcode: 1996ApJ. 464L.165F. doi: 10,1086 / 310103. S2CID119392207.
  213. ^
  214. Höflich, P. A. Kumar, P. Wheeler, J. Craig (2004). "Neutronové hvězdné kopy a asymetrie supernovy". Kosmické výbuchy ve třech dimenzích: asymetrie v supernovách a záblesky gama záření. Kosmické exploze ve třech dimenzích. Cambridge University Press. p. 276. arXiv: astro-ph / 0312542. Bibcode: 2004cetd.conf..276L.
  215. ^
  216. Fryer, C. L. (2004). "Neutronové hvězdné kopy z asymetrického kolapsu". Astrofyzikální deník. 601 (2): L175 – L178. arXiv: astro-ph / 0312265. Bibcode: 2004ApJ. 601L.175F. doi: 10,1086 / 382044. S2CID1473584.
  217. ^
  218. Gilkis, A. Soker, N. (2014). „Důsledky turbulence pro trysky při explozích supernov s kolapsem jádra“. Astrofyzikální deník. 806 (1): 28. arXiv: 1412.4984. Bibcode: 2015ApJ. 806. 28G. doi: 10,1088 / 0004-637X / 806/1/28. S2CID119002386.
  219. ^
  220. Khokhlov, A. M. a kol. (1999). "Tryskami vyvolané exploze jaderných kolapsových supernov". Astrofyzikální deník. 524 (2): L107. arXiv: astro-ph / 9904419. Bibcode: 1999ApJ. 524L.107K. doi: 10,1086 / 312305. S2CID37572204.
  221. ^
  222. Wang, L. a kol. (2003). „Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova“. Astrofyzikální deník. 591 (2): 1110–1128. arXiv: astro-ph / 0303397. Bibcode: 2003ApJ. 591,1110 W. doi: 10,1086 / 375444. S2CID2923640.
  223. ^ Ab
  224. Mazzali, P. A. Nomoto, K. I. Cappellaro, E. Nakamura, T. Umeda, H. Iwamoto, K. (2001). „Mohou rozdíly v hojnosti niklu u modelů Chandrasekhar-Mass vysvětlit vztah mezi jasem a rychlostí poklesu normálních supernov typu Ia?“. Astrofyzikální deník. 547 (2): 988. arXiv: astro-ph / 0009490. Bibcode: 2001ApJ. 547..988M. doi: 10,1086 / 318428. S2CID9324294.
  225. ^
  226. Iwamoto, K. (2006). "Emise neutrin ze supernov typu Ia". Sborník konferencí AIP. 847: 406–408. Bibcode: 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). „Vzestup a pád světelných křivek supernovy typu Ia v průzkumu supernovy SDSS-II“. Astrofyzikální deník. 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). „Výbuchové mechanismy supernov jádra a kolapsu“. Výroční přehled jaderné a částicové vědy. 62 (1): 407–451. arXiv: 1206,2503. Bibcode: 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). „Předci supernov zhroucení jádra“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 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). "Předci jaderných kolapsových supernov". Každoroční přehled astronomie a astrofyziky zesilovačů. 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). „Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 419 (3): 2054. arXiv: 1109,4637. Bibcode: 2012MNRAS.419.2054W. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID118445879.
  237. ^
  238. Georgy, C. (2012). „Žluté supergianty jako předci supernov: Náznak silného úbytku hmotnosti pro červené supergianty?“. Astronomy & amp Astrophysics. 538: L8 – L2. arXiv: 1111.7003. Bibcode: 2012A a 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 povaze a zjistitelnosti předků supernov typu Ib / c". Astronomy & amp Astrophysics. 544: L11. arXiv: 1207,3683. Bibcode: 2012A a ampA. 544L..11Y. doi: 10,1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  241. ^
  242. Groh, J. H. Meynet, G. Ekström, S. (2013). "Masivní vývoj hvězd: Světelné modré proměnné jako neočekávané předky supernov". Astronomy & amp Astrophysics. 550: L7. arXiv: 1301.1519. Bibcode: 2013A a 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 povaze a zjistitelnosti předků supernov typu Ib / c". Astronomy & amp Astrophysics. 544: L11. arXiv: 1207,3683. Bibcode: 2012A a ampA. 544L..11Y. doi: 10,1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  245. ^ AbC
  246. Johnson, Jennifer A. (2019). "Naplnění periodické tabulky: Nukleosyntéza prvků". Věda. 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). „Vývoj Mléčné dráhy od jejích nejranějších fází: Omezení hvězdné nukleosyntézy“. Astronomy & amp Astrophysics. 421 (2): 613–621. arXiv: astro-ph / 0401499. Bibcode: 2004A a ampA. 421..613F. doi: 10,1051 / 0004-6361: 20034140. S2CID16257700.
  249. ^ Ab
  250. Truran, J. W. (1977). „Nukleosyntéza supernovy“. V Schramm, D. N. (ed.). Supernovy. Knihovna astrofyziky a kosmické vědy. 66. Springer. str. 145–158. doi: 10.1007 / 978-94-010-1229-4_14. ISBN 978-94-010-1231-7.
  251. ^
  252. Nomoto, Ken'Ichi Leung, Shing-Chi (2018). „Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae: Progenitor's Evolution and Nucleosynthesis Yields“. Recenze vesmírných věd. 214 (4): 67. arXiv: 1805.10811. Bibcode: 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). „NUCLEOSYNTÉZA VE DVOJROZMĚROVÝCH ZPOŽDĚNÝCH MODELECH DETONACE VÝBUCHŮ SUPERNOVA TYPU Ia“. Astrofyzikální deník. 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). „Electron-Capture Supernovae as the Origin of Elements Beyond Iron“. Astrofyzikální deník. 726 (2): L15. arXiv: 1009.1000. Bibcode: 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, FK (2018). „Nucleosynthesis in 2D core-collaps supernovae of 11.2 and 17.0 M⊙ progenitors: Implications for Mo and Ru“. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 45 (1): 014001. arXiv: 1708.08393. Bibcode: 2018JPhG. 45a4001E. doi: 10,1088 / 1361-6471 / aa8891. S2CID118936429.
  259. ^
  260. Qian, Y.-Z. Vogel, P. Wasserburg, G. J. (1998). "Různé zdroje supernovy pro proces r". Astrofyzikální deník. 494 (1): 285–296. arXiv: astro-ph / 9706120. Bibcode: 1998ApJ. 494..285Q. doi: 10,1086 / 305198. S2CID15967473.
  261. ^
  262. Siegel, Daniel M. Barnes, Jennifer Metzger, Brian D. (2019). "Collapsars jako hlavní zdroj prvků r-procesu". Příroda. 569 (7755): 241–244. arXiv: 1810 00098. Bibcode: 2019Natur.569..241S. doi: 10.1038 / s41586-019-1136-0. PMID31068724. S2CID73612090.
  263. ^
  264. Gonzalez, G. Brownlee, D. Ward, P. (2001). „Galaktická obytná zóna: Galaktická chemická evoluce“. Icarus. 152 (1): 185. arXiv: astro-ph / 0103165. Bibcode: 2001Icar..152..185G. doi: 10,1006 / icar.2001.6617. S2CID18179704.
  265. ^
  266. Rho, Jeonghee Milisavljevic, 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, Joshua 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). „Astro2020 Science White Paper: Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe?“. Bulletin of American Astronomical Society. 51 (3): 351. arXiv: 1904.08485. Bibcode: 2019BAAS. 51c.351R.
  267. ^
  268. Cox, D. P. (1972). "Chlazení a vývoj zbytku supernovy". Astrofyzikální deník. 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). „Měření produkce prachu v malém Magellanově mračnu - zhroucení jádra, zbytek supernovy 1E 0102.2–7219“. Astrofyzikální deník. 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). „Spuštěná formace hvězd ve sdružení OB Scorpius-Centaurus (Sco OB2)“. Od tmy ke světlu: Vznik a vývoj mladých hvězdných hvězdokup. 243: 791. arXiv: astro-ph / 0008013. Bibcode: 2001ASPC..243..791P.
  273. ^
  274. Krebs, J. Hillebrandt, W. (1983). "Interakce nárazových stěn supernovy a blízkých mezihvězdných mraků". Astronomie a astrofyzika. 128 (2): 411. Bibcode: 1983A & ampA. 128..411K.
  275. ^
  276. Cameron, A.G.W. Truran, J.W. (1977). "Spouštěč supernovy pro formování sluneční soustavy". Icarus. 30 (3): 447. Bibcode: 1977 Icar. 30..447C. doi: 10.1016 / 0019-1035 (77) 90101-4.
  277. ^
  278. Starr, Michelle (1. června 2020). „Astronomové právě zúžili zdroj těchto výkonných rádiových signálů z vesmíru“. ScienceAlert.com . Vyvolány 2 June 2020.
  279. ^
  280. Bhandan, Shivani (1. června 2020). „Hostitelské galaxie a předci rychlých rádiových záblesků lokalizovaných pomocí australského čtvercového kilometrového pole Pathfinder“. The Astrophysical Journal Letters. 895 (2): L37. arXiv: 2005.13160. Bibcode: 2020ApJ. 895L..37B. doi: 10,3847 / 2041-8213 / ab672e. S2CID218900539.
  281. ^
  282. Ackermann, M. a kol. (2013). "Detekce charakteristického podpisu Pion-Decay ve zbytcích supernovy". Věda. 339 (6121): 807–11. arXiv: 1302,3307. Bibcode: 2013Sci. 339..807A. doi: 10,1126 / science.1231160. PMID23413352. S2CID29815601.
  283. ^
  284. Ott, C. D. a kol. (2012). „Core-Collapse Supernovae, Neutrinos a Gravitational Waves“. Jaderná fyzika B: Doplňky sborníku. 235: 381–387. arXiv: 1212,4250. Bibcode: 2013NuPhS.235..381O. doi: 10.1016 / j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID34040033.
  285. ^
  286. Morozova, Viktoriya Radice, David Burrows, Adam Vartanyan, David (2018). "Gravitační vlnový signál z jaderných kolapsů Supernov". Astrofyzikální deník. 861 (1): 10. arXiv: 1801.01914. Bibcode: 2018ApJ. 861. 10M. doi: 10,3847 / 1538-4357 / aac5f1. S2CID118997362.
  287. ^
  288. Fields, B. D. Hochmuth, K. A. Ellis, J. (2005). „Deep-Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis“. Astrofyzikální deník. 621 (2): 902–907. arXiv: astro-ph / 0410525. Bibcode: 2005ApJ. 621..902F. doi: 10,1086 / 427797. S2CID17932224.
  289. ^
  290. Knie, K. a kol. (2004). „60 anomálií Fe v hlubinné manganové kůře a důsledky pro blízký zdroj supernovy“. Dopisy o fyzické kontrole. 93 (17): 171103–171106. Bibcode: 2004PhRvL..93q1103K. doi: 10,1103 / PhysRevLett.93.171103. PMID15525065. S2CID23162505.
  291. ^
  292. Fields, B. D. Ellis, J. (1999). „Na hlubinném Fe-60 jako fosilie supernovy z blízké Země“. Nová astronomie. 4 (6): 419–430. arXiv: astro-ph / 9811457. Bibcode: 1999NewA. 4..419F. doi: 10,1016 / S1384-1076 (99) 00034-2. S2CID2786806.
  293. ^
  294. "Stručně". Scientific American. 300 (5): 28. 2009. Bibcode: 2009SciAm.300e..28 .. doi: 10.1038 / scientificamerican0509-28a.
  295. ^
  296. Gorelick, M. (2007). „Hrozba Supernovy“. Sky & amp Telescope. 113 (3): 26. Bibcode: 2007S & ampT. 113c..26G.
  297. ^
  298. Gehrels, N. a kol. (2003). "Vyčerpání ozonu z blízkých supernov". Astrofyzikální deník. 585 (2): 1169–1176. arXiv: astro-ph / 0211361. Bibcode: 2003ApJ. 585,1169 G. doi: 10,1086 / 346127. S2CID15078077.
  299. ^
  300. Van Der Sluys, M. V. Lamers, H. J. G. L. M. (2003). „Dynamika mlhoviny M1-67 kolem uprchlé hvězdy Wolf-Rayet WR 124“. Astronomie a astrofyzika. 398: 181–194. arXiv: astro-ph / 0211326. Bibcode: 2003A a 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). „Masivní hvězdy na pokraji exploze: Vlastnosti kyslíkové sekvence hvězd Wolf-Rayet“. Astronomy & amp Astrophysics. 581: A110. arXiv: 1507,00839. Bibcode: 2015A a 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 povaze hvězd WO: Kvantitativní analýza hvězdy WO3 hvězdy DR1 v IC 1613“. Astronomy & amp Astrophysics. 559: A72. arXiv: 1310.2849. Bibcode: 2013A a ampA. 559A..72T. doi: 10,1051 / 0004-6361 / 201322155. S2CID216079684.
  305. ^
  306. Inglis, M. (2015). „Star Death: Supernovae, Neutron Stars & amp Black Holes“. Astrofyzika je snadná!. Série praktické astronomie Patricka Moora. 203–223. doi: 10.1007 / 978-3-319-11644-0_12. ISBN 978-3-319-11643-3.
  307. ^
  308. Lobel, A. a kol. (2004). „Spektroskopie výbuchu tisíciletí a nedávná variabilita žlutého hyperobra Rho Cassiopeiae“. Hvězdy jako slunce: aktivita. 219: 903. arXiv: astro-ph / 0312074. Bibcode: 2004IAUS..219..903L.
  309. ^
  310. Van Boekel, R. a kol. (2003). „Přímé měření velikosti a tvaru současného hvězdného větru eta Carinae“. Astronomie a astrofyzika. 410 (3): L37. arXiv: astro-ph / 0310399. Bibcode: 2003A a ampA. 410L..37V. doi: 10,1051 / 0004-6361: 20031500. S2CID18163131.
  311. ^
  312. Thielemann, F.-K. Hirschi, R. Liebendörfer, M. Diehl, R. (2011). "Masivní hvězdy a jejich supernovy". Astronomie s radioaktivitami. Přednášky z fyziky. 812. p. 153. arXiv: 1008,2144. doi: 10.1007 / 978-3-642-12698-7_4. ISBN978-3-642-12697-0. S2CID119254840.
  313. ^
  314. Tuthill, P. G. a kol. (2008). „Prototyp Colliding-Wind Pinwheel WR 104“. Astrofyzikální deník. 675 (1): 698–710. arXiv: 0712.2111. Bibcode: 2008ApJ. 675..698T. doi: 10,1086 / 527286. S2CID119293391.
  315. ^
  316. Thoroughgood, T. D. a kol. (2002). "Opakující se nova U Scorpii - předek supernovy typu Ia". Fyzika kataklyzmatických proměnných a souvisejících objektů. 261. San Francisco, CA: Astronomická společnost Pacifiku. arXiv: astro-ph / 0109553. Bibcode: 2002ASPC..261. 77T.
  317. ^
  318. Landsman, W. Simon, T. Bergeron, P. (1999). "Horkí společníci bílých trpaslíků HR 1608, HR 8210 a HD 15638". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 105 (690): 841–847. Bibcode: 1993PASP..105..841L. doi: 10,1086 / 133242.
  319. ^
  320. Vennes, S. Kawka, A. (2008). „Na základě empirických důkazů o existenci ultramasivních bílých trpaslíků“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 389 (3): 1367. arXiv: 0806,4742. Bibcode: 2008MNRAS.389.1367V. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID15349194.
  • Branch, D. Wheeler, J. C. (2017). Výbuchy supernovy. [Springer]. ISBN978-3-662-55052-6. Kniha na úrovni výzkumu, 721 stran
  • "Úvod do zbytků supernovy". NASA / GSFC. 04.10.2007. Citováno 2011-03-15.
  • Bethe, H. A. (1990). „Supernovy“. Fyzika dnes. 43 (9): 736–739. Bibcode: 1990PhT. 43i..24B. doi: 10,1063 / 1,881256.
  • Croswell, K. (1996). Alchymie nebes: Hledání smyslu v Mléčné dráze. Kotevní knihy. ISBN978-0-385-47214-2. Populární vědecký účet.
  • Filippenko, A. V. (1997). "Optická spektra supernov". Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 35: 309–355. Bibcode: 1997ARA & ampA..35..309F. doi: 10,1146 / annurev.astro.35.1.309. Článek popisující spektrální třídy supernov.
  • Takahashi, K. Sato, K. Burrows, A. Thompson, T. A. (2003). „Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations a Mass of the Progenitor Star“. Fyzický přehled D. 68 (11): 77–81. arXiv: hep-ph / 0306056. Bibcode: 2003PhRvD..68k3009T. doi: 10,1103 / PhysRevD.68.113009. S2CID119390151. Dobrý přehled událostí supernovy.
  • Hillebrandt, W. Janka, H.-T. Müller, E. (2006). "Jak vyhodit do vzduchu hvězdu". Scientific American. 295 (4): 42–49. Bibcode: 2006SciAm.295d..42H. doi: 10,1038 / scientificamerican1006-42. PMID16989479.
  • Woosley, S.E. Janka, H.-T. (2005). "Fyzika jaderných kolapsů supernov". Fyzika přírody. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibcode: 2005NatPh. 1..147 W. CiteSeerX10.1.1.336.2176. doi: 10,1038 / nphys172. S2CID118974639.
  • „RSS ​​news feed“ (RSS). Telegram astronoma. Citováno 2006-11-28.
  • Tsvetkov, D. Yu. Pavlyuk, N. N. Bartunov, O. S. Pskovskii, Y. P. "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalog". Astronomický institut ve Sternbergu, Moskevská univerzita. Citováno 2006-11-28. Prohledávatelný katalog.
  • "Otevřený katalog Supernova". Citováno 2016-02-02. Otevřený katalog světelných křivek a spekter supernovy.
  • "Seznam supernov s označeními IAU". IAU: Ústřední kancelář pro astronomické telegramy. Citováno 2010-10-25.
  • Overbye, D. (2008-05-21). "Vědci vidí Supernovu v akci". The New York Times . Citováno 2008-05-21.
  • "Jak vyhodit do vzduchu hvězdu". Elizabeth Gibney. Příroda. 2018-04-18. Citováno 2018-04-20.

140 ms 10,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: gsub 140 ms 10,1% dataWrapper 140 ms 10,1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: shoda 120 ms 8,7% Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 100 ms 7,2% Scribunto_LuaSandboxCallback :: msExpand% 60 60% 60 40 ms 2,9% [ostatní] 360 ms 26,1% Počet načtených entit Wikibase: 1/400 ->


Slavná hvězdná exploze osvětlená ultrarychlou Mach 1000 rázovou vlnou

Astronomové, kteří studovali zbytky známé hvězdné exploze, objevili puchýřkovitě rychlou rázovou vlnu, která se řítí dovnitř rychlostí 1 000krát vyšší, než je rychlost zvuku, a osvětluje to, co zbylo z mocné kosmické exploze.

Když hvězda dosáhne konce svého života, exploduje v supernově, která může krátkodobě zastínit celé galaxie. Tyto výbuchy obvykle mizí po několika týdnech nebo měsících, ale materiál zanechaný po těchto násilných explozích může nadále zářit stovky nebo tisíce let. Vědci nyní pozorovali impozantní příbojovou rázovou vlnu, která udržuje jednu z těchto hvězdných mrtvol v záři.

Tato takzvaná reverzní rázová vlna se pohybuje rychlostí 1 000 Mach nebo tisíckrát rychleji než zvuk, zahřívá zbytky slavné supernovy SN 1572 a způsobuje, že vyzařuje rentgenové světlo, uvedli vědci. [Supernova Photos: Great Images of Star Explosions]

„Nebyli bychom schopni studovat zbytky starověké supernovy bez zpětného šoku, který by je rozsvítil,“ uvedla ve svém prohlášení vedoucí studie Hiroya Yamaguchi, astronomka z Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku v Cambridge ve státě Massachusetts.

SN 1572, jinak známá jako Tychova supernova, byla hvězda, která vybuchla v brilantní explozi v listopadu 1572. Supernova a mdash pojmenované pro dánského astronoma Tycha Braheho, který ji rozsáhle studoval & mdash se nachází asi 10 000 světelných let daleko v souhvězdí Cassiopeia.

Záře od Tychovy supernovy byla tak zářivá, že ji bylo možné vidět pouhým okem, a vzhled této „nové hvězdy“ na obloze zmátl mnoho lidí v té době, kteří věřili, že nebesa jsou pevná a neměnná. Nejjasnější výbuch supernovy soupeřil s planetou Venuší a výbuch zůstal viditelný po dobu 15 měsíců, než nakonec zmizel z dohledu.

Tychova supernova byla supernova typu Ia, ke které dochází, když bílý trpasličí hvězda v blízké binární soustavě hromadí hmotu od svého souseda, dokud se nezapálí jaderná reakce. Výsledná kataklyzmatická exploze chrlila prvky, jako je křemík a železo, do vesmíru rychlostí více než 11 milionů mil za hodinu (17,7 milionů kilometrů za hodinu), uvedli vědci.

Protože tento vypuzený materiál ovlivňoval okolní mezihvězdný plyn, vytvořil rázovou vlnu, která funguje podobně jako kosmický zvukový boom. Tato rázová vlna se dnes stále rozšiřuje a podle výzkumníků bobtná směrem ven na 300násobek rychlosti zvuku. Tato dynamika také spustila reverzní rázovou vlnu, která se pohybuje dovnitř na Mach 1000.

„Je to jako vlna brzdových světel, která po rušných silnicích na frekventované dálnici pochoduje po linii provozu,“ uvedl ve svém prohlášení spoluautor studie Randall Smith, astronom z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Ultrarychlá reverzní rázová vlna zahřívá plyny ve spálené slupce bývalé hvězdy a způsobí její záře. Tento proces je podobný tomu, jak fungují fluorescenční žárovky, až na to, že zbytek supernovy svítí v rentgenovém záření místo viditelného světla, vysvětlili vědci.

Rázová vlna z Tychovy supernovy jako taková pomáhá astronomům studovat pozůstatky této slavné kosmické exploze stovky let poté, co k ní došlo. „Díky zpětnému šoku Tychova supernova stále dává,“ řekl Smith.

Vědci mají v úmyslu hledat známky podobných reverzních rázových vln u ostatních zbytků supernovy.


Vesmírný dalekohled najde nové stopy pro chameleonskou supernovu

"Jsme vyrobeni z hvězd," řekl astronom Carl Sagan skvěle. Jaderné reakce, ke kterým došlo ve starověkých hvězdách, generovaly velkou část materiálu, který tvoří naše těla, naši planetu a naši sluneční soustavu. Když hvězdy explodují násilnou smrtí zvanou supernovy, tyto nově vytvořené prvky uniknou a rozšíří se ve vesmíru.

Jedna supernova je náročná na modely astronomů, jak explodující hvězdy distribuují své prvky. Vzhled supernovy SN 2014C se během roku dramaticky změnil, zjevně proto, že na konci svého života odhodil spoustu materiálu. To nespadá do žádné uznávané kategorie toho, jak by měla dojít k hvězdné explozi. Aby to vědci vysvětlili, musí znovu zvážit zavedené představy o tom, jak hmotné hvězdy žijí svůj život, než explodují.

„Tato„ chameleonová supernova “může představovat nový mechanismus toho, jak hmotné hvězdy dodávají prvky vytvořené v jejich jádrech zbytku vesmíru,“ říká Raffaella Margutti, odborná asistentka fyziky a astronomie na Northwestern University v Evanstonu v Illinois.

Astronomové klasifikují explodující hvězdy podle toho, zda je v události vodík. Zatímco hvězdy začínají svůj život fúzí vodíku na hélium, velkým hvězdám blížícím se smrti supernovy došel vodík jako palivo. Supernovy, ve kterých je přítomno velmi málo vodíku, se nazývají „typ I.“ Ti, kteří mají dostatek vodíku a jsou vzácnější, se nazývají „Typ II“.

Ale SN 2014C, objevený v roce 2014 ve spirální galaxii vzdálené asi 36 až 46 milionů světelných let, je jiný. Při pohledu na optické vlnové délky pomocí různých pozemských dalekohledů dospěli astronomové k závěru, že SN 2014C se po zhroucení jejího jádra transformovalo z supernovy typu I na typ II, jak v roce 2015 zjistil Dan Milisavljevic v Harvard-Smithsonianově centru pro astrofyziku v Cambridge v Massachusetts. Počáteční pozorování vodík nezjistila, ale asi po roce bylo jasné, že rázové vlny šířící se z exploze zasáhly plášť hvězdy ovládaného materiálu vodíku.

Nuclear Spectroscopic Telescope Array, neboli NuSTAR, je přední lovec černé díry a má mnoho dalších talentů. Uznání obrázku: NASA

V novém výzkumu satelit NASA NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) se svou jedinečnou schopností pozorovat záření v oblasti tvrdé rentgenové energie a # 8211 rentgenové záření s nejvyšší energií & # 8211 umožnilo vědcům sledovat, jak teplota elektronů zrychlených šokem ze supernovy se časem měnilo. Pomocí tohoto měření odhadli, jak rychle se supernova rozpíná a kolik materiálu je ve vnějším plášti.

K vytvoření této skořápky udělal SN 2014C něco skutečně záhadného: vyhodil spoustu materiálu & # 8211 převážně vodíku, ale také těžší prvky & # 8211 desetiletí až staletí před výbuchem. Ve skutečnosti hvězda vyvrhla ekvivalent hmotnosti Slunce. Za normálních okolností hvězdy nevyhazují materiál tak pozdě v životě.

„Vyloučení tohoto materiálu v pozdním životě je pravděpodobně způsob, jakým hvězdy dávají prvky, které produkují během svého života, zpět do svého prostředí,“ říká Margutti, člen Northwestern's Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics.

Observatoře NASA Chandra a Swift byly také použity k dalšímu vykreslení obrazu vývoje supernovy. Sbírka pozorování ukázala, že supernova se po počátečním výbuchu překvapivě rozzářila v rentgenových paprskech, což ukazuje, že musí existovat vrstva materiálu, který byl předtím vyhozen hvězdou, že nárazové vlny zasáhly.

Proč by hvězda před výbuchem odhodila tolik vodíku? Jedna teorie je, že v našem chápání jaderných reakcí, které se vyskytují v jádrech hmotných hvězd náchylných k supernově, něco chybí. Další možností je, že hvězda nezemřela sama a # 8212 společenská hvězda v binárním systému mohla ovlivnit život a neobvyklou smrt předka SN 2014C. Tato druhá teorie odpovídá pozorování, že asi sedm z 10 hmotných hvězd má společníky.

Studie naznačuje, že by astronomové měli věnovat pozornost životům hmotných hvězd ve stoletích před jejich výbuchem. Astronomové budou také pokračovat v monitorování následků této matoucí supernovy.

"Představa, že by hvězda mohla v krátkém intervalu vyhnat takové obrovské množství hmoty, je zcela nová," říká Fiona Harrison, hlavní vyšetřovatel společnosti NuSTAR se sídlem na Caltech v Pasadeně. "Je to výzva pro naše základní představy o tom, jak se hmotné hvězdy vyvíjejí a nakonec explodují a distribuují chemické prvky nezbytné pro život."

Držte krok s nejnovější vesmírné novinky v All About Space - k dispozici každý měsíc za pouhých 4,99 GBP. Případně se můžete přihlásit k odběru tady za zlomek ceny!


& # 8220Oddball Supernova & # 8221 Vypadá podivně chladně, než exploduje - & # 8220 Natáhne, co & # 8217 je fyzicky možné! & # 8221

Dojem umělce a # 8217 ze žlutého superobra v blízkém binárním souboru s modrou hlavní hvězdou doprovodné hvězdy, podobný vlastnostem odvozeným pro systém předků 2019yvr v Kilpatrick et al. (2021).Pokud byl progenitorový systém k 2019yvr v takové binární soustavě, musel mít velmi blízkou interakci, která za posledních 100 let odstranila velké množství vodíku ze žlutého superobra, než explodoval jako supernova. Uznání: Kavli IPMU / Aya Tsuboi

Scénář, který nikdy předtím neviděl, „natahuje to, co je fyzicky možné“.

Kupodivu žlutá hvězda způsobila, že astrofyzici přehodnocovali, co je v našem vesmíru možné.

Pod vedením Northwestern University použil mezinárodní tým pomocí Hubblova kosmického dalekohledu NASA ke zkoumání hmotné hvězdy dva a půl roku předtím, než explodovala do supernovy. Na konci svého života jsou chladné žluté hvězdy obvykle zahaleny vodíkem, který zakrývá horký modrý vnitřek hvězdy. Ale této žluté hvězdě, která se nacházela 35 milionů světelných let od Země v kupě galaxií v Panně, v době jejího výbuchu záhadně chyběla tato zásadní vodíková vrstva.

"Tento scénář jsme ještě neviděli," uvedl Charles Kilpatrick z Northwestern, který studii vedl. "Pokud hvězda exploduje bez vodíku, měla by být extrémně modrá - opravdu, opravdu horká." Je téměř nemožné, aby hvězda byla tak cool, aniž by ve své vnější vrstvě měl vodík. Podívali jsme se na každý jednotlivý hvězdný model, který by mohl vysvětlit takovou hvězdu, a každý jeden model vyžaduje, aby hvězda měla vodík, což podle supernovy víme. Natahuje to, co je fyzicky možné. “

Snímky z Hubblova kosmického dalekohledu (HST) zobrazující místo výbuchu 2019yvr 2,5 roku před jeho výbuchem. Vlevo nahoře: samotná supernova je vidět na snímku z dalekohledu Gemini-South 72 dní poté, co explodovala. Vlevo dole: přiblížení ke stejnému místu na snímku HST před výbuchem a zobrazení jediného zdroje, který se jeví jako předek hvězdy roku 2019yvr. Uznání: Charles Kilpatrick / Northwestern University

Tým popisuje zvláštní hvězdu a její výslednou supernovu v nové studii, která byla zveřejněna 5. května 2021 v Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. V článku vědci předpokládají, že v letech před svou smrtí mohla hvězda zbavit svoji vodíkovou vrstvu nebo ji ztratit blízké společenské hvězdě.

Kilpatrick je postdoktorandem v Northwestern's Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) a členem Young Supernova Experiment, který používá dalekohled Pan-STARSS v Haleakalu na Havaji k zachycení supernov hned poté, co explodují.

Chytit hvězdu, než exploduje

Poté, co Young Supernova Experiment spatřil supernovu 2019yvr v relativně blízké spirální galaxii NGC 4666, použil tým snímky z hlubokého vesmíru pořízené Hubbleovým kosmickým dalekohledem NASA, který naštěstí již tuto část oblohy pozoroval.

"To, co hmotné hvězdy dělají těsně předtím, než explodují, je velká nevyřešená záhada," řekl Kilpatrick. "Je vzácné vidět tento druh hvězdy těsně předtím, než exploduje do supernovy."

Snímky z HST ukázaly zdroj supernovy, masivní hvězdy, která byla vyobrazena jen pár let před výbuchem. I když se samotná supernova jevila úplně normální, její zdroj - nebo hvězda předků - byl něco jiného než.

"Když explodovala, vypadalo to jako velmi normální supernova bez vodíku," řekl Kilpatrick. "Na tom nebylo nic výjimečného." Ale hvězda předka neodpovídala tomu, co víme o tomto typu supernovy. “

Přímé důkazy o násilné smrti

Několik měsíců po výbuchu však Kilpatrick a jeho tým našli stopu. Když ejecta z konečné exploze hvězdy cestovala jejím prostředím, narazila do velké masy vodíku. To vedlo tým k hypotéze, že progenitorová hvězda mohla vyhnat vodík během několika let před jeho smrtí.

"Astronomové měli podezření, že hvězdy procházejí prudkými erupcemi nebo smrtelnými křečemi v letech před tím, než uvidíme supernovy," řekl Kilpatrick. "Objev této hvězdy poskytuje jedny z nejpřímějších důkazů, jaké kdy byly nalezeny, že hvězdy zažívají katastrofické erupce, které způsobují ztrátu hmoty před výbuchem." Pokud měla hvězda tyto erupce, pravděpodobně vypudila svůj vodík několik desítek let předtím, než explodovala. “

"Objev této hvězdy poskytuje jedny z nejpřímějších důkazů, jaké kdy byly nalezeny, že hvězdy zažívají katastrofické erupce, které způsobují ztrátu hmoty před výbuchem."
- Charles Kilpatrick, astrofyzik

V nové studii představuje Kilpatrickův tým také další možnost: Méně hmotná společenská hvězda mohla odstranit vodík z progenitorové hvězdy supernovy. Tým však nebude schopen hledat společenskou hvězdu, dokud nezmizí jas supernovy, což může trvat až 10 let.

"Na rozdíl od normálního chování hned po jeho výbuchu vodíková interakce odhalila, že je to něco jako tato podivná supernova," řekl Kilpatrick. "Ale je výjimečné, že se nám podařilo najít jeho hvězdu předků v datech z HST." Myslím, že za čtyři nebo pět let se budeme moci dozvědět více o tom, co se stalo. “

Odkaz: „Skvělý a nafouknutý předek kandidáta na supernovu typu Ib 2019yvr ve vzdálenosti 2,6 roku před výbuchem“ Charles D Kilpatrick, Maria R Drout, Katie Auchettl, Georgios Dimitriadis, Ryan J Foley, David O Jones, Lindsay DeMarchi, K Decker French , Christa Gall, Jens Hjorth, Wynn V Jacobson-Galán, Raffaella Margutti, Anthony L Piro, Enrico Ramirez-Ruiz, Armin Rest a César Rojas-Bravo, 30. března 2021, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti.
DOI: 10,1093 / mnras / stab838

Studie „Skvělý a nafouknutý předek kandidáta na typ Ib supernova 2019 yvr 2,6 roku před výbuchem“, byla podporována NASA (čísla ocenění GO-15691 a AR-16136), National Science Foundation (čísla ocenění AST-1909796 , AST-1944985), Kanadský institut pro pokročilý výzkum, Nadace VILLUM a Centrum excelence Australské rady pro výzkum. Kromě Hubblova kosmického dalekohledu použili vědci také přístroje na observatoři Gemini, Keck Observatory, Las Cumbres Observatory, Spitzer Space Telescope a Swope Telescope.


Je to možné, pokud má přicházející proton dostatek energie. Pro hrubý odhad:
* vezměte v úvahu potenciální energii, kterou má proton těsně předtím, než se dotknete jádra draslíku.
* vezměte v úvahu energetickou bilanci a vypočítejte minimální energii protonu
Vezměte větší ze dvou hodnot.

Není to velmi pravděpodobná reakce.

Je to možné, pokud má přicházející proton dostatek energie. Pro hrubý odhad:
* vezměte v úvahu potenciální energii, kterou má proton těsně předtím, než se dotknete jádra draslíku.
* vezměte v úvahu energetickou bilanci a vypočítejte minimální energii protonu
Vezměte větší ze dvou hodnot.

Není to velmi pravděpodobná reakce.

Drsný, ale zavádějící přístup.
p, γ reakce jsou extrémně časté a důležité. Stačí se podívat.
d + p = 3 He + γ se děje pořád a velmi rychle. A nekonkuruje štěpení. uvolňuje energii, zatímco je jedinou alternativou
d + p = 2p + n
hodně ztrácí.
Nyní se podívejte na cyklus CNO:
1) 12 C + p = 13 N + 1,95 MeV
2) 13 C + p = 14 N + 7,54 MeV
3) 14 N + p = 15 O + 7,35 MeV
4) 15 N + p = 16 O + 12,13 MeV
12 C + α + 4,96 MeV
5) 16 O + p = 17 F + 0,60 MeV
6) 17 O + p = 18 F + 5,61 MeV
14 N + α + 1,19 MeV
7) 18 O + p = 19 F + 7,99 MeV
15 N + α + 3,98 MeV
8) 19 F + p =.
16 O + α + 8,11 MeV

V každém kroku, který poskytuje volbu mezi p, γ a p, α, převažuje druhé, protože se jedná o silný proces. Čtyři z osmi však prostě nemají možnost α.

Podstupují K-39 a K-41 přednostně p, γ nebo p, α?
Jak časté jsou procesy p, γ k tvorbě Ca? Zvláště Ca-42?
Izotopy dělitelné α - Ne-20, Mg-24, Si-28, S-32, Ar-36 a Ca-40 a jejich dcery Ca-44, Ti-48, Cr-52 a Fe-56 jsou běžné v svět, protože se tvoří jednoduše α, γ. Ale nejsou jediní, kteří existují.
Jaké jsou nejčastější reakce, které tvoří Ca-42, a jejich proporce?
41 K + p = 42 Ca?
38 Ar + α = 42 Ca?
Ještě někdo?

Děkujeme za vaši odpověď!

Co třeba energetická potřeba (více či méně) a možnost této reakce ve srovnání s fúzí dvou těžších prvků? Zejména N 14 + K 39 nebo Ca 42 + N 14.

V zásadě mě zajímá, jestli mám následující prvky:

a za předpokladu, že se všechny spojí dohromady a nakonec vytvoří jeden těžší prvek jako Pd,
v jakém pořadí by se s největší pravděpodobností spojily? (např. H & amp K za vzniku Ca, poté Ca & amp N za vzniku Fe a poté Fe & amp Fe za vzniku Pd)

* omlouvám se za malý skript, kód se zdá být správný a nemohl jsem přijít na to, jak to opravit!


Podívejte se na video: Poslední díly Star Wars jsou totální blbost?! @Medojed reakce (Listopad 2022).