✖


Jump to content

Сверхновая типа II

Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.
(Перенаправлено из сверхновой типа IIb )
Расширяющийся остаток SN 1987A , своеобразной сверхновой типа II в Большом Магеллановом Облаке . НАСА . Изображение

Сверхновая типа II или SNII. [1] (множественное число: сверхновые ) возникает в результате быстрого коллапса и сильного взрыва массивной звезды . звезда должна иметь массу Солнца как минимум в восемь, но не более чем в 40–50 раз больше массы Солнца ( M ☉ ). Чтобы подвергнуться такому типу взрыва, [2] Сверхновые типа II отличаются от других типов сверхновых наличием водорода в их спектрах . Обычно они наблюдаются в спиральных рукавах галактик эллиптических и в областях H II , но не в галактиках ; они обычно состоят из более старых звезд малой массы и небольшого количества молодых, очень массивных звезд, необходимых для возникновения сверхновой.

Звезды генерируют энергию путем ядерного синтеза элементов. В отличие от Солнца, массивные звезды обладают массой, необходимой для синтеза элементов, атомная масса которых превышает атомную массу водорода и гелия, хотя и при все более высоких температурах и давлениях , что приводит к соответственно более короткой продолжительности жизни звезд. Давление вырождения электронов и энергия, генерируемая этими реакциями синтеза, достаточны, чтобы противостоять силе гравитации и предотвратить коллапс звезды, поддерживая звездное равновесие. Звезда объединяет элементы с все более высокой массой, начиная с водорода , а затем гелия ядро ​​из железа и никеля , продвигаясь вверх по периодической таблице, пока не образуется . Сплавление железа или никеля не дает чистой энергии, поэтому дальнейший синтез невозможен, в результате чего ядро ​​никель-железо остается инертным. Из-за нехватки энергии, создающей внешнее тепловое давление, ядро ​​сжимается под действием силы тяжести до тех пор, пока вес вышележащей звезды не сможет поддерживаться в основном давлением электронного вырождения.

Когда уплотненная масса инертного ядра превышает предел Чандрасекара около 1,4 M ☉ , электронного вырождения уже недостаточно для противодействия гравитационному сжатию. Катастрофический взрыв ядра происходит в течение нескольких секунд. Без поддержки уже взорвавшегося внутреннего ядра внешнее ядро ​​коллапсирует внутрь под действием силы тяжести и достигает скорости до 23% скорости света , а внезапное сжатие увеличивает температуру внутреннего ядра до 100 миллиардов кельвинов. . Нейтроны и нейтрино образуются в результате обратного бета-распада с выделением около 10 46 джоули (100 единиц ) за десятисекундную вспышку. Коллапс внутреннего ядра останавливается ядерной силой отталкивания и вырождением нейтронов , в результате чего взрыв отскакивает и отскакивает наружу. Энергии этой расширяющейся ударной волны достаточно, чтобы разрушить вышележащее звездное вещество и ускорить его до предельной скорости, образуя взрыв сверхновой. Ударная волна и чрезвычайно высокая температура и давление быстро рассеиваются, но присутствуют достаточно долго, чтобы в течение короткого периода времени происходит образование элементов тяжелее железа. [3] В зависимости от начальной массы звезды остатки ядра образуют нейтронную звезду или черную дыру . Из-за основного механизма возникшую сверхновую также называют сверхновой с коллапсом ядра.

Существует несколько категорий взрывов сверхновых типа II, которые классифицируются на основе полученной кривой блеска — графика зависимости светимости от времени — после взрыва. Сверхновые типа II-L демонстрируют устойчивый ( линейный ) спад кривой блеска после взрыва, тогда как тип II-P демонстрирует период более медленного спада (плато) их кривой блеска, за которым следует нормальный распад. Сверхновые типа Ib и Ic представляют собой тип сверхновой с коллапсом ядра массивной звезды, которая потеряла внешнюю оболочку из водорода и (для типа Ic) гелия. В результате им не хватает этих элементов.

Формирование

[ редактировать ]
Похожие на луковицу слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра. (Не в масштабе.)

Звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, эволюционируют сложным образом. В ядре звезды водород плавится в , гелий высвобождая тепловую энергию , которая нагревает ядро ​​звезды и создает внешнее давление , которое поддерживает слои звезды от коллапса – ситуация, известная как звездное или гидростатическое равновесие . Там же накапливается гелий, образующийся в ядре. Температура в ядре еще недостаточно высока, чтобы вызвать его плавление. В конце концов, когда водород в ядре исчерпывается, термоядерный синтез начинает замедляться, и гравитация заставляет ядро ​​сжиматься. Это сокращение поднимает температуру достаточно высоко, чтобы обеспечить более короткую фазу синтеза гелия, в результате которого образуются углерод и кислород , и на который приходится менее 10% общего времени жизни звезды.

В звездах с массой менее восьми солнечных углерод , образующийся при синтезе гелия, не плавится, и звезда постепенно остывает, превращаясь в белого карлика . [4] [5] Если они накопит больше массы от другой звезды или какого-либо другого источника, они могут стать сверхновыми типа Ia . Но гораздо более крупная звезда достаточно массивна, чтобы продолжать термоядерный синтез за пределами этой точки.

Ядра этих массивных звезд напрямую создают температуру и давление, необходимые для того, чтобы углерод в ядре начал плавиться, когда звезда сжимается в конце стадии горения гелия. Ядро постепенно становится слоистым, как луковица, по мере того, как в центре накапливаются все более тяжелые атомные ядра, причем самый внешний слой газообразного водорода окружает слой водорода, сливающегося с гелием, окружающий слой гелия, сливающегося с углеродом через тройную альфа. процесс , окружающие слои, которые сливаются со все более тяжелыми элементами. По мере эволюции звезды такой массивной формы она проходит повторяющиеся стадии, когда термоядерный синтез в ядре прекращается, а ядро ​​коллапсирует до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующей стадии термоядерного синтеза, а затем повторное зажигание останавливает коллапс. [4] [5]

Стадии ядерного синтеза с горением ядра звезды 25 солнечных массой
Процесс Основное топливо Основная продукция 25 М ☉ звезда [6]
Температура
( К ) 		Плотность
(г/см 3 ) 		Продолжительность
сжигание водорода водород гелий 7 × 10 7 10 10 7 годы
тройной альфа-процесс гелий углерод , кислород 2 × 10 8 2000 10 6 годы
процесс сжигания углерода углерод Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 лет
процесс горения неона неон О , мг 1.6 × 10 9 10 7 3 года
процесс сжигания кислорода кислород Si , S , Ar , Ca 1.8 × 10 9 10 7 0,3 года
процесс сжигания кремния кремний никель (распадается на железо ) 2.5 × 10 9 10 8 5 дней

Коллапс ядра

[ редактировать ]

Фактором, ограничивающим этот процесс, является количество энергии, высвобождаемой при термоядерном синтезе, которое зависит от энергии связи , удерживающей вместе эти атомные ядра. Каждый дополнительный шаг приводит к образованию все более тяжелых ядер, которые при слиянии выделяют все меньше энергии. Кроме того, начиная с сжигания углерода , потери энергии из-за производства нейтрино становятся значительными, что приводит к более высокой скорости реакции, чем могла бы иметь место в противном случае. [7] Это продолжается до тех пор, пока никель-56 не образуется радиоактивно распадается на кобальт-56 , а затем на железо-56 , который в течение нескольких месяцев . Поскольку железо и никель имеют самую высокую энергию связи на нуклон среди всех элементов, [8] энергия не может быть произведена в ядре путем термоядерного синтеза, и никель-железное ядро ​​растет. [5] [9] Это ядро ​​находится под огромным гравитационным давлением. который мог бы еще больше повысить температуру звезды и удержать ее от коллапса, он поддерживается только давлением вырождения электронов Поскольку не существует термоядерного синтеза , . В этом состоянии материя настолько плотна, что для дальнейшего уплотнения электронам потребуется занять те же энергетические состояния . Однако это запрещено для идентичных фермионных частиц, таких как электрон – явление, называемое принципом Паули .

Когда масса ядра превышает предел Чандрасекара примерно в 1,4 M ☉ , давление вырождения больше не может его поддерживать, и наступает катастрофический коллапс. [10] Внешняя часть ядра достигает скорости до 70 000 км/с (23% скорости света ) по мере коллапса к центру звезды. [11] Быстро сжимающееся ядро ​​нагревается, производя высокоэнергетические гамма-лучи разлагают ядра железа на ядра гелия и свободные нейтроны , которые посредством фоторасщепления . ядра По мере увеличения плотности становится энергетически выгодно электронам и протонам сливаться посредством обратного бета-распада , образуя нейтроны и элементарные частицы , называемые нейтрино . Поскольку нейтрино редко взаимодействуют с обычной материей, они могут вырваться из ядра, унося энергию и еще больше ускоряя коллапс, который продолжается в течение миллисекунд. Когда ядро ​​отделяется от внешних слоев звезды, некоторые из этих нейтрино поглощаются внешними слоями звезды, начиная взрыв сверхновой. [12]

Для сверхновых типа II коллапс в конечном итоге останавливается короткодействующими отталкивающими нейтрон-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием , а также давлением вырождения нейтронов с плотностью, сравнимой с плотностью атомного ядра. Когда коллапс прекращается, падающее вещество отскакивает, создавая ударную волну , которая распространяется наружу. Энергия этого удара диссоциирует тяжелые элементы внутри ядра. Это уменьшает энергию ударной волны, которая может остановить взрыв внутри внешнего ядра. [13]

Фаза коллапса ядра настолько плотная и энергичная, что только нейтрино могут покинуть ее. Когда протоны и электроны объединяются, образуя нейтроны посредством захвата электронов , образуется электронное нейтрино. В типичной сверхновой типа II новообразованное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов Кельвинов . 4 раз выше температуры ядра Солнца. Большая часть этой тепловой энергии должна быть потеряна для формирования стабильной нейтронной звезды, иначе нейтроны «испарятся». Это достигается дальнейшим высвобождением нейтрино. [14] Эти «тепловые» нейтрино образуются в виде пар нейтрино-антинейтрино всех ароматов , и их общее количество в несколько раз превышает количество нейтрино электронного захвата. [15] Два механизма производства нейтрино преобразуют гравитационную потенциальную энергию коллапса в десятисекундную вспышку нейтрино, высвобождая около 10 нейтрино. 46 джоули (100 шт .). [16]

Через процесс, который не совсем понятен, около 1%, или 10 44 джоули (1 враг) высвободившейся энергии (в форме нейтрино ) вновь поглощаются остановившейся ударной волной, вызывая взрыв сверхновой. [13] Нейтрино, генерируемые сверхновой, наблюдались в случае со сверхновой 1987А , что привело астрофизиков к выводу, что картина коллапса ядра в основном верна. Водные приборы Камиоканде II и IMB обнаружили антинейтрино теплового происхождения. [14] в то время как прибор на основе галлия -71 баксанский обнаружил нейтрино ( лептонное число = 1) либо теплового, либо электронного захвата.

Внутри массивной эволюционировавшей звезды (а) луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя никель-железное ядро; (б) который достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. (c) Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов, (d) заставляя падающий материал отскакивать и образовывать распространяющийся наружу ударный фронт (красный). (д) Ударная волна начинает затухать, но возобновляется за счет взаимодействия нейтрино. (f) Окружающий материал взрывается, оставляя только выродившийся остаток.

Когда звезда-прародитель находится ниже примерно 20 M ☉ – в зависимости от силы взрыва и количества выпадающего материала – выродившийся остаток коллапса ядра представляет собой нейтронную звезду . [11] Над этой массой остаток коллапсирует, образуя черную дыру . [5] [17] Теоретическая предельная масса для этого типа сценария коллапса ядра составляет около 40–50 M ☉ . Считается, что выше этой массы звезда коллапсирует прямо в черную дыру, не образуя взрыва сверхновой. [18] хотя неопределенности в моделях коллапса сверхновой делают расчет этих пределов неопределенным.

Теоретические модели

[ редактировать ]

Стандартная модель физики элементарных частиц — это теория, которая описывает три из четырех известных фундаментальных взаимодействий между элементарными частицами , из которых состоит вся материя . Эта теория позволяет делать прогнозы о том, как частицы будут взаимодействовать при многих условиях. Энергия одной частицы сверхновой обычно составляет 1–150 пикоджоулей (от десятков до сотен МэВ ). [19] [ не удалось пройти проверку ] Энергия, приходящаяся на одну частицу сверхновой, достаточно мала, поэтому предсказания, полученные на основе Стандартной модели физики элементарных частиц, вероятно, будут в основном верными. Но высокая плотность может потребовать внесения поправок в Стандартную модель. [20] В частности, земные ускорители частиц могут производить взаимодействия частиц с гораздо более высокой энергией, чем в сверхновых. [21] но в этих экспериментах участвуют отдельные частицы, взаимодействующие с отдельными частицами, и вполне вероятно, что высокая плотность внутри сверхновой приведет к новым эффектам. Взаимодействия между нейтрино и другими частицами сверхновой происходят со слабым ядерным взаимодействием , которое, как полагают, хорошо изучено. Однако взаимодействия между протонами и нейтронами включают сильное ядерное взаимодействие , которое гораздо менее изучено. [22]

Основная нерешенная проблема со сверхновыми типа II заключается в том, что непонятно, как вспышка нейтрино передает свою энергию остальной части звезды, создавая ударную волну, которая вызывает взрыв звезды. Судя по приведенному выше обсуждению, для возникновения взрыва необходимо передать только один процент энергии, но объяснить, как происходит этот один процент передачи, оказалось чрезвычайно сложно, даже несмотря на то, что взаимодействие частиц, как полагают, хорошо изучено. В 1990-х годах одна из моделей, позволяющая это сделать, включала конвективный переворот , который предполагал, что конвекция либо от нейтрино снизу, либо от падающего вещества сверху завершает процесс разрушения звезды-прародителя. Более тяжелые элементы, чем железо, образуются во время этого взрыва в результате захвата нейтронов и давления нейтрино, вдавливающихся в границу «нейтриносферы», засевая окружающее пространство облаком газа и пыли, которое богаче тяжелыми элементами, чем материал. из которого изначально образовалась звезда. [23]

Физика нейтрино , моделируемая Стандартной моделью , имеет решающее значение для понимания этого процесса. [20] Другая важная область исследований — гидродинамика плазмы, составляющей умирающую звезду; то, как она ведет себя во время коллапса ядра, определяет, когда и как формируется ударная волна , а также когда и как она останавливается и возобновляет работу. [24]

Фактически, некоторые теоретические модели включают гидродинамическую нестабильность в застопорившейся ударной волне, известную как «нестабильность стоячей аккреционной ударной волны» (SASI). Эта неустойчивость возникает вследствие несферических возмущений, раскачивающих застрявший скачок уплотнения и тем самым деформирующих его. SASI часто используется в тандеме с теориями нейтрино в компьютерном моделировании для возобновления энергии остановленной ударной волны. [25]

Компьютерные модели оказались очень успешными в расчете поведения сверхновых типа II при формировании ударной волны. Игнорируя первую секунду взрыва и предполагая, что взрыв начался, астрофизики смогли сделать подробные предсказания об элементах, производимых сверхновой, и об ожидаемой кривой блеска сверхновой. [26] [27] [28]

Кривые блеска сверхновых типа II-L и типа II-P

[ редактировать ]
Этот график зависимости светимости от времени показывает характерные формы кривых блеска сверхновых типов II-L и II-P. [ нужны разъяснения ]

Когда исследуется спектр сверхновой типа II, он обычно показывает линии бальмеровского поглощения – уменьшенный поток на характерных частотах , где атомы водорода поглощают энергию. Наличие этих линий используется для того, чтобы отличить эту категорию сверхновых от типа I. сверхновых

Когда светимость сверхновой типа II отображается на графике за определенный период времени, она показывает характерный подъем до пиковой яркости, за которым следует спад. Эти кривые блеска имеют среднюю скорость затухания 0,008 звездной величины в день; намного ниже, чем скорость распада сверхновых типа Ia. Тип II подразделяется на два класса в зависимости от формы кривой блеска. Кривая блеска сверхновой типа II-L показывает устойчивый ( линейный ) спад после пиковой яркости. Напротив, кривая блеска сверхновой типа II-P имеет характерный плоский участок (называемый плато ) во время спада; представляющий период, когда светимость затухает медленнее. Чистая скорость затухания светимости ниже: 0,0075 звездной величины в день для типа II-P по сравнению с 0,012 звездной величины в день для типа II-L. [29]

Считается, что разница в форме кривых блеска в случае сверхновых типа II-L вызвана выбросом большей части водородной оболочки звезды-прародителя. [29] Фаза плато в сверхновых типа II-P обусловлена ​​изменением непрозрачности внешнего слоя. Ударная волна ионизирует водород во внешней оболочке, отрывая электрон от атома водорода, что приводит к значительному увеличению непрозрачности . Это предотвращает выход фотонов из внутренних частей взрыва. Когда водород достаточно охлаждается для рекомбинации, внешний слой становится прозрачным. [30]

Тип IIВ сверхновых

[ редактировать ]

Буква «n» означает узкий, что указывает на наличие в спектрах эмиссионных линий водорода узкой или средней ширины. В случае промежуточной ширины выбросы взрыва могут сильно взаимодействовать с газом вокруг звезды – околозвездной средой. [31] [32] Предполагаемая околозвездная плотность, необходимая для объяснения наблюдаемых свойств, намного выше, чем ожидается из стандартной теории звездной эволюции. [33] Принято считать, что высокая околозвездная плотность обусловлена ​​высокими темпами потери массы предшественников типа IIIn. Предполагаемые темпы потери массы обычно превышают 10 −3  М ☉ в год. Есть признаки того, что они возникли как звезды, похожие на светящиеся синие переменные с большой потерей массы перед взрывом. [34] SN 1998S и SN 2005gl являются примерами сверхновых типа II; Еще одним примером может быть SN 2006gy , чрезвычайно энергичная сверхновая. [35]

Некоторые сверхновые типа II демонстрируют взаимодействия с околозвездной средой, что приводит к повышению температуры околозвездной пыли . Эту теплую пыль можно наблюдать как светящуюся в среднем инфракрасном свете. Если околозвездная среда простирается дальше от сверхновой, просветление в среднем инфракрасном диапазоне может вызвать инфракрасное эхо , в результате чего просветление будет длиться более 1000 дней. Сверхновые такого типа относятся к редким сверхновым типа 2010jl, названным в честь архетипической SN 2010jl . Большинство сверхновых, подобных 2010jl, было обнаружено с помощью выведенного из эксплуатации космического телескопа Спитцер и широкоугольного инфракрасного исследовательского аппарата (например, SN 2014ab , SN 2017hcc ). [36] [37] [38] [39]

Сверхновые типа IIb

[ редактировать ]

Сверхновая типа IIb имеет слабую линию водорода в начальном спектре, поэтому ее классифицируют как тип II. Однако позже излучение H становится необнаружимым, а на кривой блеска появляется второй пик, спектр которого больше напоминает сверхновую типа Ib . Прародителем могла быть массивная звезда, выбросившая большую часть своих внешних слоев, или звезда, потерявшая большую часть своей водородной оболочки из-за взаимодействия с компаньоном в двойной системе, оставив после себя ядро, почти полностью состоящее из гелия. [40] По мере расширения выбросов типа IIb слой водорода быстро становится более прозрачным и обнажает более глубокие слои. [40] Классическим примером сверхновой типа IIb является SN 1993J . [41] [42] другой пример — Кассиопея А. [43] Класс IIb был впервые представлен (как теоретическая концепция) Woosley et al. в 1987 году, [44] и вскоре этот класс был применен к SN 1987K. [45] и СН 1993J . [46]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Пранцос, Н. (1996). «Звездный нуклеосинтез и астрономия линий γ-лучей» . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 120 : 330–310. Бибкод : 1996A&AS..120C.303P – через Систему астрофизических данных SAO/NASA (ADS).
  2. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5697): 1915–1916. дои : 10.1126/science.1100370 . ПМИД   15218132 . S2CID   116987470 .
  3. ^ «Введение в остатки сверхновых» . НАСА Годдард/САО. 07.09.2006. Архивировано из оригинала 28 мая 2020 г. Проверено 1 мая 2007 г.
  4. ^ Перейти обратно: а б Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции звезд малой массы» . Рочестерский технологический институт . Архивировано из оригинала 11 июня 2020 г. Проверено 4 августа 2006 г.
  5. ^ Перейти обратно: а б с д Хиншоу, Гэри (23 августа 2006 г.). «Жизнь и смерть звезд» . Миссия НАСА по исследованию микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP). Архивировано из оригинала 3 июня 2013 г. Проверено 1 сентября 2006 г.
  6. ^ Вусли, С.; Янка, Х.-Т. (декабрь 2005 г.). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Бибкод : 2005NatPh...1..147W . дои : 10.1038/nphys172 . S2CID   118974639 .
  7. ^ Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN  978-0-226-10953-4 .
  8. ^ Фьюэлл, член парламента (1995). «Атомный нуклид с самой высокой средней энергией связи». Американский журнал физики . 63 (7): 653–658. Бибкод : 1995AmJPh..63..653F . дои : 10.1119/1.17828 .
  9. ^ Флеро, Фабрис. «Эволюция массивных звезд» . Лаврентийский университет. Архивировано из оригинала 21 мая 2017 г. Проверено 13 августа 2007 г.
  10. ^ Либ, Э.Х.; Яу, Х.-Т. (1987). «Тщательное исследование теории коллапса звезды Чандрасекара» . Астрофизический журнал . 323 (1): 140–144. Бибкод : 1987ApJ...323..140L . дои : 10.1086/165813 . Архивировано из оригинала 25 января 2022 г. Проверено 18 марта 2020 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б Фрайер, CL; Новое, KCB (24 января 2006 г.). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса» . Институт гравитационной физики Макса Планка . Архивировано из оригинала 13 декабря 2006 г. Проверено 14 декабря 2006 г.
  12. ^ Хаякава, Т.; Ивамото, Н.; Каджино, Т.; Шизума, Т.; Умеда, Х.; Номото, К. (2006). «Принцип универсальности гамма-процесса нуклеосинтеза при взрывах сверхновых с коллапсом ядра» . Астрофизический журнал . 648 (1): L47–L50. Бибкод : 2006ApJ...648L..47H . дои : 10.1086/507703 .
  13. ^ Перейти обратно: а б Фрайер, CL; Новое, KBC (24 января 2006 г.). «Гравитационные волны от гравитационного коллапса, раздел 3.1» . Лос-Аламосская национальная лаборатория . Архивировано из оригинала 13 октября 2006 г. Проверено 9 декабря 2006 г.
  14. ^ Перейти обратно: а б Манн, Альфред К. (1997). Тень звезды: нейтринная история сверхновой 1987А . Нью-Йорк: WH Freeman. п. 122. ИСБН  978-0-7167-3097-2 . Архивировано из оригинала 5 мая 2008 г. Проверено 19 ноября 2007 г.
  15. ^ Гриббин, Джон Р .; Гриббин, Мэри (2000). Звездная пыль: сверхновые и жизнь – космическая связь . Нью-Хейвен: Издательство Йельского университета . п. 173. ИСБН  978-0-300-09097-0 . Архивировано из оригинала 10 декабря 2014 г. Проверено 19 ноября 2007 г.
  16. ^ Барвик, С.; Биком, Дж.; и др. (29 октября 2004 г.). «Исследование нейтрино APS: отчет Рабочей группы по нейтринной астрофизике и космологии» (PDF) . Американское физическое общество . Архивировано (PDF) из оригинала 16 декабря 2018 г. Проверено 12 декабря 2006 г.
  17. ^ Фрайер, Крис Л. (2003). «Образование черной дыры в результате коллапса звезды» . Классическая и квантовая гравитация . 20 (10): С73–С80. Бибкод : 2003CQGra..20S..73F . дои : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID   122297043 . Архивировано из оригинала 31 октября 2020 г. Проверено 29 ноября 2019 г.
  18. ^ Фрайер, Крис Л. (1999). «Пределы массы для образования черных дыр». Астрофизический журнал . 522 (1): 413–418. arXiv : astro-ph/9902315 . Бибкод : 1999ApJ...522..413F . дои : 10.1086/307647 . S2CID   14227409 .
  19. ^ Иззард, Р.Г.; Рамирес Руис, Э.; Тут, Калифорния (2004). «Скорость образования сверхновых с коллапсом ядра и гамма-всплесков» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 348 (4): 1215. arXiv : astro-ph/0311463 . Бибкод : 2004MNRAS.348.1215I . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x . S2CID   119447717 .
  20. ^ Перейти обратно: а б Рампп, М.; Бурас, Р.; Янка, Х.-Т.; Раффельт, Г. (11–16 февраля 2002 г.). «Моделирование коллапса ядра сверхновой: вариации входной физики». Труды 11-го семинара по «Ядерной астрофизике» . Замок Рингберг, Тегернзее, Германия. стр. 119–125. arXiv : astro-ph/0203493 . Бибкод : 2002nuas.conf..119R .
  21. ^ Акерстафф, К.; и др. (Коллаборация OPAL) (1998). «Испытания стандартной модели и ограничений новой физики на основе измерений рождения фермионных пар при энергии 189 ГэВ на LEP» . Европейский физический журнал C . 2 (3): 441–472. arXiv : hep-ex/9708024 . дои : 10.1007/s100529800851 . S2CID   195313000 . Архивировано из оригинала 21 марта 2007 г. Проверено 18 марта 2007 г.
  22. ^ «Нобелевская премия по физике 2004» . Нобелевский фонд. 05.10.2004. Архивировано из оригинала 3 мая 2007 г. Проверено 30 мая 2007 г.
  23. ^ Стовер, Дон (2006). «Жизнь в пузыре». Популярная наука . 269 ​​(6): 16.
  24. ^ Янка, Х.-Т.; Ланганке, К.; Марек, А.; Мартинес Пинедо, Г.; Мюллер, Б. (2007). «Теория сверхновых с коллапсом ядра». Столетний том отчетов по физике Бете . 142 (1–4): 38–74. arXiv : astro-ph/0612072 . Бибкод : 1993JHyd..142..229H . дои : 10.1016/0022-1694(93)90012-X .
  25. ^ Иваками, Вакана; Котаке, Кей; Ониши, Наофуми; Ямада, Шоичи; Савада, Кейсуке (10–15 марта 2008 г.). «3D-моделирование ударной нестабильности постоянной аккреции в сверхновых с коллапсом ядра» (PDF) . 14-й семинар по ядерной астрофизике. Архивировано из оригинала (PDF) 15 марта 2011 года . Проверено 30 января 2013 г.
  26. ^ Блинников С.И.; Рёпке, ФК; Сорокина Е.И.; Гизелер, М.; Райнеке, М.; Травальо, К.; Хиллебрандт, В.; Стритцингер, М. (2006). «Теоретические кривые блеска для моделей дефлаграции сверхновой типа Ia». Астрономия и астрофизика . 453 (1): 229–240. arXiv : astro-ph/0603036 . Бибкод : 2006A&A...453..229B . дои : 10.1051/0004-6361:20054594 . S2CID   15493284 .
  27. ^ Янг, Тимоти Р. (2004). «Исследование параметров кривых блеска сверхновых типа II с использованием ядер 6 M He». Астрофизический журнал . 617 (2): 1233–1250. arXiv : astro-ph/0409284 . Бибкод : 2004ApJ...617.1233Y . дои : 10.1086/425675 . S2CID   16722121 .
  28. ^ Раушер, Т.; Хегер, А.; Хоффман, РД; Вусли, SE (2002). «Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой». Астрофизический журнал . 576 (1): 323–348. arXiv : astro-ph/0112478 . Бибкод : 2002ApJ...576..323R . дои : 10.1086/341728 . S2CID   59039933 .
  29. ^ Перейти обратно: а б Доггетт, Дж. Б.; Бранч, Д. (1985). «Сравнительное исследование кривых блеска сверхновых» . Астрономический журнал . 90 : 2303–2311. Бибкод : 1985AJ.....90.2303D . дои : 10.1086/113934 .
  30. ^ «Кривые блеска сверхновых типа II» . Суинбернский технологический университет . Архивировано из оригинала 17 октября 2019 г. Проверено 17 марта 2007 г.
  31. ^ Филиппенко А.В. (1997). «Оптические спектры сверхновых». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 : 309–330. Бибкод : 1997ARA&A..35..309F . дои : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . S2CID   25194088 .
  32. ^ Пасторелло, А.; Туратто, М.; Бенетти, С.; Каппелларо, Э.; Данцигер, Эй-Джей; Маццали, Пенсильвания; Патат, Ф.; Филиппенко А.В.; Шлегель, диджей; Мэтисон, Т. (2002). «Сверхновая типа IIIn 1995G: взаимодействие с околозвездной средой» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 333 (1): 27–38. arXiv : astro-ph/0201483 . Бибкод : 2002МНРАС.333...27П . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . S2CID   119347211 .
  33. ^ Лангер, Н. (22 сентября 2012 г.). «Предсверхновая эволюция массивных одиночных и двойных звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 (1): 107–164. arXiv : 1206.5443 . Бибкод : 2012ARA&A..50..107L . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . S2CID   119288581 .
  34. ^ Киве, Майкл; Гал-Ям, Авишай; Аркави, Иаир; Леонард, Дуглас К.; Энрикес, Х. Эмилио; Ценко, С. Брэдли; Fox4, Дерек Б.; Мун, Дэ-Сик; Сэнд, Дэвид Дж.; Содерберг, Алисия М. (2011). «Наблюдения сверхновых типа IIIn в рамках проекта коллапса ядра Калифорнийского технологического института (CCCP): типичные свойства и последствия для их звезд-прародителей». Астрофизический журнал . 744 (10): 10. arXiv : 1010.2689 . Бибкод : 2012ApJ...744...10K . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/10 . S2CID   119267259 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  35. ^ Смит, Н.; Чорнок, Р.; Сильверман, Дж. М.; Филиппенко А.В.; Фоли, Р.Дж. (2010). «Спектральная эволюция сверхновой сверхновой типа II 2006gy». Астрофизический журнал . 709 (2): 856–883. arXiv : 0906.2200 . Бибкод : 2010ApJ...709..856S . дои : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . S2CID   16959330 .
  36. ^ Беван, AM; Крафтон, К.; Вессон, Р.; Эндрюс, Дж. Э.; Монтьель, Э.; Никулеску-Дуваз, М.; Барлоу, MJ; Де Лоз, И.; Клейтон, GC (01 мая 2020 г.). «Распутывание пылевых компонентов в SN 2010jl: первые 1400 дней» . Астрофизический журнал . 894 (2): 111. arXiv : 2004.01503 . Бибкод : 2020ApJ...894..111B . дои : 10.3847/1538-4357/ab86a2 . ISSN   0004-637X .
  37. ^ Мория, Ти Джей; Стритцингер, доктор медицины; Таддия, Ф.; Моррелл, Н.; Сунцефф, Н.Б.; Контрерас, К.; Галл, К.; Хьорт, Дж.; Эшалл, К.; Бернс, ЧР; Буста, Л.; Кампиллай, А.; Кастельон, С.; Корко, К.; Дэвис, С. (01 сентября 2020 г.). «Проект Карнеги «Сверхновая II». Наблюдения за SN 2014ab, возможно, выявили SN IIn, подобную 2010jl, с уже существующей пылью» . Астрономия и астрофизика . 641 : А148. arXiv : 2006.10198 . Бибкод : 2020A&A...641A.148M . дои : 10.1051/0004-6361/202038118 . ISSN   0004-6361 . S2CID   237554659 .
  38. ^ Тевено, Мелина (01 декабря 2020 г.). «Обнаружение SNe II в среднем инфракрасном диапазоне с помощью NEOWISE» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 4 (12): 243. Бибкод : 2020RNAAS...4..243T . дои : 10.3847/2515-5172/abd415 . ISSN   2515-5172 . 2017hcc впервые упоминается в этой исследовательской заметке как аналог 2010jl, но, к сожалению, Moran et al. пропустил эту исследовательскую заметку.
  39. ^ Моран, С.; Фрейзер, М.; Котак, Р.; Пасторелло, А.; Бенетти, С.; Бреннан, SJ; Гутьеррес, CP; Канкаре, Э.; Кунчараякти, Х.; Маттила, С.; Рейнольдс, ТМ; Андерсон, JP; Браун, ПиДжей; Кампана, С.; Чемберс, КК (1 января 2023 г.). «Долгая жизнь в избытке: взаимодействующий переходный процесс SN 2017hcc» . Астрономия и астрофизика . 669 : А51. arXiv : 2210.14076 . Бибкод : 2023A&A...669A..51M . дои : 10.1051/0004-6361/202244565 . ISSN   0004-6361 . S2CID   253107572 .
  40. ^ Перейти обратно: а б Утробин, В.П. (1996). «Нетепловая ионизация и возбуждение сверхновой типа IIb 1993J». Астрономия и астрофизика . 306 (5940): 219–231. Бибкод : 1996A&A...306..219U .
  41. ^ Номото, К.; Сузуки, Т.; Сигэяма, Т.; Кумагай, С.; Ямаока, Х.; Сайо, Х. (1993). «Модель типа IIb сверхновой 1993J». Природа . 364 (6437): 507. Бибкод : 1993Natur.364..507N . дои : 10.1038/364507a0 . S2CID   4363061 .
  42. ^ Шевалье, РА; Содерберг, AM (2010). «Сверхновые типа IIb с компактными и удлиненными прародителями». Астрофизический журнал . 711 (1): L40–L43. arXiv : 0911.3408 . Бибкод : 2010ApJ...711L..40C . дои : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . S2CID   118321359 .
  43. ^ Краузе, О.; Биркманн, С.; Усуда, Т.; Хаттори, Т.; Гото, М.; Рике, Г.; Миссельт, К. (2008). «Сверхновая Кассиопея А имела тип IIb». Наука . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Бибкод : 2008Sci...320.1195K . дои : 10.1126/science.1155788 . ПМИД   18511684 . S2CID   40884513 .
  44. ^ Вусли, ЮВ; Пинто, Пенсильвания; Мартин, PG; Уивер, Томас А. (1987). «Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке - взрыв звезды с массой около 20 солнечных, которая претерпела потерю массы?». Астрофизический журнал . 318 : 664. Бибкод : 1987ApJ...318..664W . дои : 10.1086/165402 .
  45. ^ Филиппенко, Алексей Васильевич (1988). «Сверхновая 1987К — тип II в молодости, тип Ib в старости». Астрономический журнал . 96 : 1941. Бибкод : 1988AJ.....96.1941F . дои : 10.1086/114940 .
  46. ^ Филиппенко Алексей Владимирович; Мэтисон, Томас; Хо, Луис К. (1993). « Сверхновая типа IIb 1993J в M81: близкая родственница сверхновых типа Ib» . Письма астрофизического журнала . 415 : Л103. Бибкод : 1993ApJ...415L.103F . дои : 10.1086/187043 .
[ редактировать ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Type_II_supernova&oldid=1234984337#Type_IIb_supernovae"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 7830f15fc84871e80339ca093454ce7f__1721178600
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/78/7f/7830f15fc84871e80339ca093454ce7f.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Type II supernova - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)