✖


Jump to content

Сверхновая типа Ia

Это хорошая статья. Нажмите здесь для получения дополнительной информации.
Ожидается , что в ядре туманности планетарной Хенизе 2-428 две белые карлики с массой чуть меньше одной солнечной каждая сольются и создадут сверхновую типа Ia, уничтожив обе звезды примерно через 700 миллионов лет (впечатление художника).

Сверхновая типа Ia (читай: «тип один-А») — это тип сверхновой , которая возникает в двойных системах (две звезды, вращающиеся вокруг друг друга), в которых одна из звезд является белым карликом . Другая звезда может быть чем угодно, от гигантской звезды до еще меньшего белого карлика. [1]

Физически углеродно-кислородные белые карлики с низкой скоростью вращения ограничены массой менее 1,44 солнечных масс ( M ☉ ). [2] [3] За пределами этой « критической массы » они вновь зажигаются, а в некоторых случаях вызывают взрыв сверхновой; эту критическую массу часто называют массой Чандрасекара, но она незначительно отличается от абсолютного предела Чандрасекара , при котором давление электронного вырождения не может предотвратить катастрофический коллапс. Если белый карлик постепенно наращивает массу от бинарного компаньона или сливается со вторым белым карликом, общая гипотеза состоит в том, что ядро ​​белого карлика достигнет температуры воспламенения для синтеза углерода по мере приближения к массе Чандрасекара. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза значительная часть вещества белого карлика подвергается неконтролируемой реакции, выделяя достаточно энергии ( 1 × 10 44  Дж ) [4] освободить звезду при взрыве сверхновой. [5]

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

Консенсусная модель

[ редактировать ]
Спектр сверхновой типа Ia SN 1998aq , через день после максимума блеска в диапазоне B [6]

типа Ia Сверхновая — это подкатегория в схеме классификации сверхновых Минковского-Цвикки, которая была разработана немецко-американским астрономом Рудольфом Минковским и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . [7] Есть несколько способов формирования сверхновой этого типа, но у них есть общий основной механизм. Астрономы-теоретики долгое время считали, что звездой-прародителем этого типа сверхновых является белый карлик наблюдалась сверхновая типа Ia , и эмпирические доказательства этого были найдены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 . [8] Когда медленно вращающийся [2] углеродно - кислородный белый карлик аккрецирует материю от компаньона, он может превысить предел Чандрасекара около 1,44 M ☉ , за пределами которого он уже не может поддерживать свой вес давлением электронного вырождения. [9] В отсутствие противодействующего процесса белый карлик коллапсировал бы, образуя нейтронную звезду , в результате невыбрасывающего процесса, вызванного аккрецией. [10] как обычно происходит в случае белого карлика, состоящего в основном из магния , неона и кислорода. [11]

Однако нынешняя точка зрения астрономов, моделирующих взрывы сверхновых типа Ia, заключается в том, что этот предел на самом деле никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра. [3] и когда белый карлик приближается примерно к 99% предела, [12] наступает период конвекции , продолжающийся примерно 1000 лет. [13] В какой-то момент этой фазы кипения дефлаграции рождается фронт пламени , питаемый синтезом углерода . Подробности возгорания пока неизвестны, в том числе место и количество точек, где начинается пламя. [14] Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо расходуется не так полно, как углерод. [15]

G299 Остаток сверхновой типа Ia .

Как только начинается термоядерный синтез, температура белого карлика возрастает. Звезда главной последовательности , поддерживаемая тепловым давлением, может расширяться и охлаждаться, что автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не способны регулировать температуру, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для неконтролируемых реакций термоядерного синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея-Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор остается предметом серьезных споров, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию из дозвукового возгорания. [13] [16]

Независимо от точных деталей того, как зажигается сверхновая, общепринято, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжелые элементы всего за несколько секунд. [15] с сопутствующим выделением энергии, повышающей внутреннюю температуру до миллиардов градусов. Выделившаяся энергия ( 1–2 × 10 44  Дж ) [17] более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии , чтобы разлететься друг от друга. Звезда сильно взрывается и выпускает ударную волну , в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка 5 000–20 000 км/с , что составляет примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение светимости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [13] Сверхновая типа Ia не оставляет компактного остатка, но вся масса бывшего белого карлика рассеивается в космосе.

Теория этого типа сверхновых аналогична теории новых , в которых белый карлик аккрецирует вещество медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв термоядерного синтеза водорода, который не разрушает звезду. [13]

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванном высвобождением гравитационной потенциальной энергии посредством излучения нейтрино . [18]

Формирование

[ редактировать ]
Процесс формирования
Аккреционный диск формируется вокруг компактного тела (например, белого карлика), отбирающего газ из звезды-компаньона-гиганта. НАСА Изображение
Четыре изображения модели сверхновой типа Ia
Суперкомпьютерное моделирование фазы взрыва модели образования сверхновой от горения до детонации.

Одиночные дегенеративные предки

[ редактировать ]

Одной из моделей формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Двойная система-прародитель состоит из звезд главной последовательности, причем главная из них обладает большей массой, чем вторичная. Будучи большей по массе, главная звезда первой из пары эволюционирует в асимптотическую ветвь гигантов , где оболочка звезды значительно расширяется. Если две звезды имеют общую оболочку, система может потерять значительное количество массы, уменьшив угловой момент , радиус орбиты и период . После того, как главная звезда деградировала в белого карлика, вторичная звезда позже превращается в красного гиганта, и создается почва для массовой аккреции на главную. Во время этой заключительной фазы общей оболочки две звезды сближаются по спирали, поскольку угловой момент теряется. Полученная орбита может иметь период всего несколько часов. [19] [20] Если аккреция продолжится достаточно долго, белый карлик может в конечном итоге приблизиться к пределу Чандрасекара .

Компаньон-белый карлик также может аккрецировать материю от других типов спутников, включая субгиганта или (если орбита достаточно близка) даже от звезды главной последовательности. Фактический эволюционный процесс на этой стадии аккреции остается неопределенным, поскольку он может зависеть как от скорости аккреции, так и от передачи углового момента спутнику белому карлику. [21]

Подсчитано, что одиночные вырожденные предшественники составляют не более 20% всех сверхновых типа Ia. [22]

Двойные вырожденные прародители

[ редактировать ]

Вторым возможным механизмом возникновения сверхновой типа Ia является слияние двух белых карликов, чья совокупная масса превышает предел Чандрасекара . Результат слияния получил название белого карлика массы супер-Чандрасекара. [23] [24] В таком случае общая масса не будет ограничена пределом Чандрасекара.

Столкновения одиночных звезд в Млечном Пути происходят только один раз в 10 7 до 10 13 годы ; гораздо реже, чем появление новых. [25] Столкновения происходят чаще в плотных областях ядра шаровых скоплений. [26] ( ср. синие отставшие ). Вероятный сценарий — столкновение с двойной звездной системой или между двумя двойными системами, содержащими белые карлики. Это столкновение может оставить после себя тесную двойную систему из двух белых карликов. Их орбита распадается , и они сливаются в своей общей оболочке. [27] Исследование, основанное на спектрах SDSS, обнаружило 15 двойных систем из 4000 протестированных белых карликов, что подразумевает двойное слияние белых карликов каждые 100 лет в Млечном Пути: эта скорость соответствует числу сверхновых типа Ia, обнаруженных в нашем районе. [28]

Сценарий двойного вырождения — одно из нескольких объяснений, предложенных для аномально массивного (2 M ☉ ) предшественника SN 2003fg . [29] [30] Это единственное возможное объяснение SNR 0509-67.5 , поскольку все возможные модели только с одним белым карликом были исключены. [31] Это также было настоятельно предложено для SN 1006 , учитывая, что там не было обнаружено остатков звезды-компаньона. [22] Наблюдения, проведенные с помощью НАСА космического телескопа Swift , исключили существование сверхгигантов или гигантских звезд-компаньонов каждой изученной сверхновой типа Ia. Выдутая внешняя оболочка компаньона сверхгиганта должна была излучать рентгеновские лучи , но это свечение не было обнаружено XRT (рентгеновским телескопом) Свифта в 53 ближайших остатках сверхновых. Для 12 сверхновых типа Ia, наблюдавшихся в течение 10 дней после взрыва, спутниковый UVOT (ультрафиолетовый/оптический телескоп) не выявил ультрафиолетового излучения, исходящего от нагретой поверхности звезды-компаньона, на которую ударила ударная волна сверхновой, а это означает, что на орбите не было красных гигантов или более крупных звезд. эти прародители сверхновых. В случае SN 2011fe звезда-компаньон должна была быть меньше Солнца , если бы она существовала. [32] обнаружила Рентгеновская обсерватория «Чандра» , что рентгеновское излучение пяти эллиптических галактик и балджа Галактики Андромеды в 30–50 раз слабее, чем ожидалось. Рентгеновское излучение должно испускать аккреционные диски прародителей сверхновых типа Ia. Отсутствие излучения указывает на то, что лишь немногие белые карлики обладают аккреционными дисками , что исключает общепринятую модель сверхновых Ia, основанную на аккреции. [33] Пары белых карликов, закручивающиеся внутрь по спирали, являются вероятными кандидатами в источники гравитационных волн , хотя непосредственно они не наблюдались.

Сценарии двойного вырождения вызывают вопросы о применимости сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей , поскольку общая масса двух сливающихся белых карликов значительно различается, а это означает, что светимость также варьируется.

Тип Iax

[ редактировать ]
Основная статья: Сверхновая типа Iax

Было предложено отнести группу сверхновых сверхновых к типу Iax . [34] [35] Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика, а вместо этого оставить после себя звезду-зомби . [36] Известные примеры сверхновых типа Iax включают: историческую сверхновую SN 1181 , SN 1991T , SN 1991bg , SN 2002cx и SN 2012Z .

Считается, что сверхновая SN 1181 связана с остатком сверхновой Pa 30 и ее центральной звездой IRAS 00500+6713 , которая является результатом слияния белого карлика CO и белого карлика ONe. Это делает Pa 30 и IRAS 00500+6713 единственными остатками SN Iax в Млечном Пути . [37]

Наблюдение

[ редактировать ]
Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббл. [38]

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно возникают во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения областям нынешнего звездообразования. [39] Поскольку белые карлики формируются в конце эволюционного периода главной последовательности звезды, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально образовалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет на стадии массообмена (возможно, с образованием постоянных вспышек новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia. [40]

Давней проблемой астрономии является идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы обеспечить полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя продолжался уже более столетия. [41] Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» не показали звезду в месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма взрыва содержит углерод и кислород, что позволяет предположить, что прародителем был белый карлик, состоящий в основном из этих элементов. [42] Аналогично наблюдения за ближайшей СН ПТФ 11кх, [43] обнаруженная 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), привела к выводу, что этот взрыв возникает из-за одного вырожденного предшественника с красным гигантом-компаньоном, что позволяет предположить, что не существует единственного пути предшественника к SN Ia. Прямые наблюдения прародителя PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародительница испытывала периодические вспышки новых перед сверхновой – еще одно удивительное открытие. [43] [44] Однако более поздний анализ показал, что околозвездный материал слишком массивен для сценария с одиночным вырождением и лучше соответствует сценарию с вырождением ядра. [45]

В мае 2015 года НАСА сообщило, что «Кеплер» космическая обсерватория наблюдала KSN 2011b, сверхновую типа Ia, находящуюся в процессе взрыва. Детали моментов перед новой звездой могут помочь ученым лучше оценить качество сверхновых типа Ia как стандартных свечей, что является важным звеном в аргументации в пользу темной энергии . [46]

В сентябре 2021 года астрономы сообщили, что космический телескоп Хаббл сделал три изображения сверхновой типа Ia через гравитационную линзу . Эта сверхновая появлялась в три разных момента эволюции своей яркости из-за разной длины пути света на трех изображениях; через -24, 92 и 107 дней от пика светимости. Четвертое изображение появится в 2037 году, что позволит наблюдать весь цикл светимости сверхновой. [47]

Кривая блеска

[ редактировать ]
Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L 0 ) от времени показывает характерную кривую блеска сверхновой типа Ia. Пик обусловлен в первую очередь распадом никеля (Ni), а более поздняя стадия связана с распадом кобальта (Co).
Кривая блеска для типа Iа СН 2018гв

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска — график их светимости в зависимости от времени после взрыва. Вблизи момента максимальной светимости спектр содержит линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад никеля -56 через кобальт-56 на железо-56 высокой энергии приводит к образованию фотонов , которые доминируют в энерговыделении выбросов в промежуточные и поздние периоды времени. [13]

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые использовано чилийскими и американскими астрономами в рамках исследования сверхновых Калан/Тололо . [48] В серии статей 1990-х годов исследование показало, что, хотя не все сверхновые типа Ia достигают одинаковой максимальной светимости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки незакрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечи. Исходная поправка к стандартной стоимости свечи известна как соотношение Филлипса. [49] Эта группа показала, что он способен измерять относительные расстояния с точностью 7%. [50] Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, образующегося в белых карликах, предположительно взорвавшихся вблизи предела Чандрасекара. [51]

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичной стандартной свечи во внегалактической астрономии. [52] Улучшенная калибровка цефеид. шкалы переменных расстояний [53] и прямые измерения геометрического расстояния до NGC 4258 по динамике мазерного излучения. [54] в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний сверхновых типа Ia привели к улучшению значения постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат: Вселенная, по-видимому, испытывает ускоряющееся расширение . [55] [56] За это открытие три члена двух команд впоследствии были удостоены Нобелевской премии. [57]

Подтипы

[ редактировать ]
Остаток сверхновой SNR 0454-67.2, вероятно, является результатом взрыва сверхновой типа Ia. [58]

Внутри класса сверхновых типа Ia существует значительное разнообразие. Отражая это, было идентифицировано множество подклассов. Два ярких и хорошо изученных примера включают 1991T-like, сверхсветящийся подкласс, который демонстрирует особенно сильные линии поглощения железа и аномально мелкие элементы кремния, [59] и типа 1991bg, исключительно тусклый подкласс, характеризующийся сильными признаками раннего поглощения титана и быстрой фотометрической и спектральной эволюцией. [60] Несмотря на аномальную светимость , членов обеих пекулярных групп можно стандартизировать, используя соотношение Филлипса для определения расстояния . [61]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ HubbleSite - Темная энергия - Сверхновые типа Ia
  2. ^ Перейти обратно: а б Юн, Южная Каролина; Лангер, Л. (2004). «Предсверхновая эволюция аккреции белых карликов с вращением» . Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Бибкод : 2004A&A...419..623Y . дои : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID   2963085 . Архивировано из оригинала 25 октября 2007 г. Проверено 30 мая 2007 г.
  3. ^ Перейти обратно: а б Маццали, Пенсильвания; Рёпке, ФК; Бенетти, С.; Хиллебрандт, В. (2007). «Общий механизм взрыва сверхновых типа Ia». Наука . 315 (5813): 825–828. arXiv : astro-ph/0702351 . Бибкод : 2007Sci...315..825M . дои : 10.1126/science.1136259 . ПМИД   17289993 . S2CID   16408991 .
  4. ^ Ли, Мяо; Ли, Юань; Брайан, Грег Л.; Страйкер, Ева К.; Куатаерт, Элиот (05 мая 2020 г.). «Влияние сверхновых типа Ia на покоящиеся галактики. I. Формирование многофазной межзвездной среды» . Астрофизический журнал . 894 (1): 44. arXiv : 1909.03138 . Бибкод : 2020ApJ...894...44L . дои : 10.3847/1538-4357/ab86b4 . ISSN   0004-637X .
  5. ^ «Введение в остатки сверхновых» . НАСА Годдард/САО. 07.09.2006 . Проверено 1 мая 2007 г.
  6. ^ Мэтисон, Томас; Киршнер, Роберт; Чаллис, Пит; Джа, Саураб; и др. (2008). «Оптическая спектроскопия сверхновых типа Ia». Астрономический журнал . 135 (4): 1598–1615. arXiv : 0803.1705 . Бибкод : 2008AJ....135.1598M . дои : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . S2CID   33156459 .
  7. ^ да Силва, ЛАЛ (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Бибкод : 1993Ap&SS.202..215D . дои : 10.1007/BF00626878 . S2CID   122727067 .
  8. ^ Сверхновые типа 1a: почему наша стандартная свеча не совсем стандартная
  9. ^ 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 .
  10. ^ Канал, Р.; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды». Белые карлики . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 214. С. 49–55. arXiv : astro-ph/9701225 . Бибкод : 1997ASSL..214...49C . дои : 10.1007/978-94-011-5542-7_7 . ISBN  978-0-7923-4585-5 . S2CID   9288287 .
  11. ^ Фрайер, CL; Новое, KCB (24 января 2006 г.). «2.1 Сценарий коллапса» . Гравитационные волны от гравитационного коллапса . Макс-Планк-Гезельшафт . Проверено 7 июня 2007 г.
  12. ^ Уиллер, Дж. Крейг (15 января 2000 г.). Космические катастрофы: сверхновые, гамма-всплески и приключения в гиперпространстве . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета . п. 96. ИСБН  978-0-521-65195-0 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д и Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа Ia». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Бибкод : 2000ARA&A..38..191H . дои : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . S2CID   10210550 .
  14. ^ «Научное резюме» . ASC / Центр Альянсов по астрофизическим термоядерным вспышкам. 2004. Архивировано из оригинала 05 мая 2017 г. Проверено 25 апреля 2017 г.
  15. ^ Перейти обратно: а б Рёпке, ФК; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против соотношения углерода и кислорода в прародителе как источника пиковых изменений светимости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 420 (1): Л1–Л4. arXiv : astro-ph/0403509 . Бибкод : 2004A&A...420L...1R . дои : 10.1051/0004-6361:20040135 . S2CID   2849060 .
  16. ^ Гамезо, В.Н.; Хохлов А.М.; Оран, ES; Ччелканова А.Ю.; Розенберг, Р.О. (3 января 2003 г.). «Термоядерные сверхновые: моделирование стадии дефлаграции и их последствия». Наука . 299 (5603): 77–81. arXiv : astro-ph/0212054 . Бибкод : 2003Sci...299...77G . CiteSeerX   10.1.1.257.3251 . дои : 10.1126/science.1078129 . ПМИД   12446871 . S2CID   6111616 .
  17. ^ Хохлов А.; Мюллер, Э.; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа Ia с разными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A&A...270..223K .
  18. ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5697): 1915–1916. дои : 10.1126/science.1100370 . ПМИД   15218132 . S2CID   116987470 .
  19. ^ Пачинский, Б. (28 июля - 1 августа 1975 г.). «Двоичные файлы общего конверта». Строение и эволюция тесных двойных систем . Кембридж, Англия: Дордрехт, D. Reidel Publishing Co., стр. 75–80. Бибкод : 1976IAUS...73...75P .
  20. ^ Постнов К.А.; Юнгельсон, Л.Р. (2006). «Эволюция компактных двойных звездных систем» . Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 6. arXiv : astro-ph/0701059 . Бибкод : 2006LRR.....9....6P . дои : 10.12942/lrr-2006-6 . ПМК   5253975 . ПМИД   28163653 .
  21. ^ Лангер, Н.; Юн, Южная Каролина; Веллштейн, С.; Шайтауэр, С. (2002). «Об эволюции взаимодействующих двойных систем, содержащих белый карлик». В Генсике, БТ; Бойерманн, К.; Рейн, К. (ред.). Физика катаклизмических переменных и связанных с ними объектов, Материалы конференции ASP . Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 252. Бибкод : 2002ASPC..261..252L .
  22. ^ Перейти обратно: а б Гонсалес Эрнандес, JI; Руис-Лапуэнте, П.; Табернеро, HM; Монтес, Д.; Канал, Р.; Мендес, Дж.; Бедин, ЛР (2012). «Нет выживших эволюционировавших спутников прародителя SN 1006». Природа . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Бибкод : 2012Natur.489..533G . дои : 10.1038/nature11447 . hdl : 10261/56885 . ПМИД   23018963 . S2CID   4431391 . См. также ссылку: Мэтсон, Джон (декабрь 2012 г.). «Ни одна звезда не останется позади». Научный американец . Том. 307, нет. 6. с. 16.
  23. ^ «Прародители сверхновых типа Ia» . Суинбернский университет . Проверено 20 мая 2007 г.
  24. ^ «Открытие ярчайшей сверхновой намекает на столкновение звезд» . Новый учёный . 3 января 2007 г. Проверено 6 января 2007 г.
  25. ^ Уиппл, Фред Л. (1939). «Сверхновые и столкновения звезд» . Труды Национальной академии наук . 25 (3): 118–125. Бибкод : 1939PNAS...25..118W . дои : 10.1073/pnas.25.3.118 . ПМЦ   1077725 . ПМИД   16577876 .
  26. ^ Рубин, ВК; Форд, WKJ (1999). «Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений» . Меркурий . 28 (4): 26. Бибкод : 1999Mercu..28d..26M . Архивировано из оригинала 21 мая 2006 г. Проверено 2 июня 2006 г.
  27. ^ Миддлдич, Дж. (2004). «Парадигма слияния белых карликов для сверхновых и гамма-всплесков». Астрофизический журнал . 601 (2): Л167–Л170. arXiv : astro-ph/0311484 . Бибкод : 2004ApJ...601L.167M . дои : 10.1086/382074 . S2CID   15092837 .
  28. ^ «Благодаря исследовательской группе из Питтсбургского университета обнаружен важный ключ к происхождению типа взрыва сверхновой» . Университет Питтсбурга . Проверено 23 марта 2012 г.
  29. ^ «Самый странный тип сверхновой звезды» . Национальная лаборатория Лоуренса Беркли . 20 сентября 2006 г. Архивировано из оригинала 08.10.2017 . Проверено 2 ноября 2006 г.
  30. ^ «Причудливая сверхновая звезда нарушает все правила» . Новый учёный. 20 сентября 2006 г. Проверено 8 января 2007 г.
  31. ^ Шефер, Брэдли Э.; Пагнотта, Эшли (2012). «Отсутствие бывших звезд-спутников в остатке сверхновой типа Ia SNR 0509-67.5». Природа . 481 (7380): 164–166. Бибкод : 2012Natur.481..164S . дои : 10.1038/nature10692 . ПМИД   22237107 . S2CID   4362865 .
  32. ^ «Свифт НАСА сужает происхождение важного класса сверхновых» . НАСА. Архивировано из оригинала 12 июня 2020 года . Проверено 24 марта 2012 г.
  33. ^ «Чандра НАСА раскрывает происхождение ключевых космических взрывов» . рентгеновской обсерватории Чандра Сайт . Проверено 28 марта 2012 г.
  34. ^ Ван, Бо; Джастэм, Стивен; Хан, Жанвэнь (2013). «Двойные детонационные взрывы как прародители сверхновых типа Iax». arXiv : 1301.1047v1 [ astro-ph.SR ].
  35. ^ Фоли, Райан Дж.; Чаллис, П.Дж.; Чорнок, Р.; Ганешалингам, М.; Ли, В.; Мэрион, GH; Моррелл, Нью-Йорк; Пиньята, Г.; Стритцингер, доктор медицины; Сильверман, Дж. М.; Ван, X.; Андерсон, JP; Филиппенко А.В.; Фридман, WL; Хамуи, М.; Джа, Юго-Запад; Киршнер, Р.П.; Маккалли, К.; Перссон, SE; Филлипс, ММ; Райхарт, Делавэр; Содерберг, AM (2012). «Сверхновые типа Iax: новый класс звездного взрыва». Астрофизический журнал . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . Бибкод : 2013ApJ...767...57F . дои : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . S2CID   118603977 .
  36. ^ «Хаббл обнаружил звездную систему сверхновой, связанную с потенциальной «звездой-зомби» » . SpaceDaily. 6 августа 2014 г.
  37. ^ Риттер, Андреас; Паркер, Квентин А.; Лику, Фотейни; Зийлстра, Альберт А.; Герреро, Мартин А.; Ле Дю, Паскаль (7 ноября 2023 г.). «От кандидата PN-любителя до Розеттского камня исследований SN Iax». Материалы конференции IAU 384 : 6. arXiv : 2311.03700 . Бибкод : 2023arXiv231103700R .
  38. ^ «Поиск звезды, пережившей взрыв сверхновой» . www.spacetelescope.org . Проверено 30 марта 2017 г.
  39. ^ ван Дайк, Шайлер Д. (1992). «Ассоциация сверхновых с недавними областями звездообразования в галактиках позднего типа». Астрономический журнал . 103 (6): 1788–1803. Бибкод : 1992AJ....103.1788V . дои : 10.1086/116195 .
  40. ^ Хефлих, Н.; Дойчманн, А.; Веллштейн, С.; Хёфлих, П. (1999). «Эволюция двойных систем звезда главной последовательности + белые карлики к сверхновым типа Ia». Астрономия и астрофизика . 362 : 1046–1064. arXiv : astro-ph/0008444 . Бибкод : 2000A&A...362.1046L .
  41. ^ Котак, Р. (декабрь 2008 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». В Эвансе, А.; Боде, МФ; О'Брайен, Ти Джей; Дарнли, MJ (ред.). Р. С. Змееносца (2006) и феномен повторяющейся новой звезды . Серия конференций ASP. Том. 401. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. п. 150. Бибкод : 2008ASPC..401..150K . Материалы конференции, состоявшейся 12–14 июня 2007 г. в Кильском университете, Кил, Великобритания.
  42. ^ Ньюджент, Питер Э.; Салливан, Марк; Ценко, С. Брэдли; Томас, Роллин С.; Касен, Дэниел; Хауэлл, Д. Эндрю; Берсье, Дэвид; Блум, Джошуа С.; Кулкарни, СР; Кандрашофф, Майкл Т.; Филиппенко Алексей Владимирович; Сильверман, Джеффри М.; Марси, Джеффри В.; Ховард, Эндрю В.; Исааксон, Ховард Т.; Магуайр, Кейт; Сузуки, Нао; Тарлтон, Джеймс Э.; Пан, Йен-Чен; Билдстен, Ларс; Фултон, Бенджамин Дж.; Паррент, Джерод Т.; Сэнд, Дэвид; Подсядловский, Филипп; Бьянко, Федерика Б.; Дилдей, Бенджамин; Грэм, Мелисса Л.; Лайман, Джо; Джеймс, Фил; и др. (декабрь 2011 г.). «Сверхновая 2011fe от взрывающейся углеродно-кислородной звезды белого карлика». Природа . 480 (7377): 344–347. arXiv : 1110.6201 . Бибкод : 2011Natur.480..344N . дои : 10.1038/nature10644 . ПМИД   22170680 . S2CID   205227021 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Дилдей, Б.; Хауэлл, округ Колумбия; Ценко, С.Б.; Сильверман, Дж. М.; Ньюджент, ЧП; Салливан, М.; Бен-Ами, С.; Билдстен, Л.; Болте, М.; Эндл, М.; Филиппенко А.В.; Комар, О.; Хореш, А.; Сяо, Э.; Касливал, ММ; Киркман, Д.; Магуайр, К.; Марси, GW; Мур, К.; Пан, Ю.; Паррент, Джей Ти; Подсядловский, П.; Куимби, РМ; Штернберг, А.; Сузуки, Н.; Титлер, доктор медицинских наук; Сюй, Д.; Блум, Дж.С.; Гал-Ям, А.; и др. (2012). «PTF11kx: сверхновая типа Ia с симбиотическим прародителем новой». Наука . 337 (6097): 942–945. arXiv : 1207.1306 . Бибкод : 2012Sci...337..942D . дои : 10.1126/science.1219164 . ПМИД   22923575 . S2CID   38997016 .
  44. ^ «Первые в истории прямые наблюдения системы-прародителя сверхновой типа 1а» . Научно-техническая газета . 24 августа 2012 г.
  45. ^ Сокер, Ноам; Каши, Амит; Гарсиа Берро, Энрике; Торрес, Сантьяго; Камачо, Юдит (2013). «Объяснение сверхновой типа Ia PTF 11kx сценарием насильственного быстрого слияния» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 431 (2): 1541–1546. arXiv : 1207.5770 . Бибкод : 2013MNRAS.431.1541S . дои : 10.1093/mnras/stt271 . S2CID   7846647 .
  46. ^ Джонсон, Мишель; Чендлер, Линн (20 мая 2015 г.). «Космический аппарат НАСА запечатлел редкие первые моменты зарождения сверхновых» . НАСА . Архивировано из оригинала 8 ноября 2020 года . Проверено 21 мая 2015 г.
  47. ^ Родни, Стивен А.; Браммер, Габриэль Б.; Пирель, Джастин ДР; Ричард, Йохан; Тофт, Суне; О'Коннор, Кайл Ф.; Ахшик, Мохаммед; Уитакер, Кэтрин Э. (13 сентября 2021 г.). «Сверхновая с гравитационной линзой и наблюдаемой задержкой в ​​два десятилетия». Природная астрономия . 5 (11): 1118–1125. arXiv : 2106.08935 . Бибкод : 2021НатАс...5.1118Р . дои : 10.1038/s41550-021-01450-9 . S2CID   235446995 .
  48. ^ Хамуи, М.; и др. (1993). «Поиск сверхновой Калан/Тололо, 1990 год» (PDF) . Астрономический журнал . 106 (6): 2392. Бибкод : 1993AJ....106.2392H . дои : 10.1086/116811 .
  49. ^ Филлипс, ММ (1993). «Абсолютные величины сверхновых типа Ia». Письма астрофизического журнала . 413 (2): Л105. Бибкод : 1993ApJ...413L.105P . дои : 10.1086/186970 .
  50. ^ Хамуи, М.; Филлипс, ММ; Сунцев, Николай Б.; Шоммер, Роберт А.; Маза, Хосе; Авилес, Р. (1996). «Абсолютная светимость сверхновых типа IA Калана / Тололо». Астрономический журнал . 112 : 2391. arXiv : astro-ph/9609059 . Бибкод : 1996AJ....112.2391H . дои : 10.1086/118190 . S2CID   15157846 .
  51. ^ Колгейт, ЮАР (1979). «Сверхновые как стандартная свеча космологии». Астрофизический журнал . 232 (1): 404–408. Бибкод : 1979ApJ...232..404C . дои : 10.1086/157300 .
  52. ^ Хамуи, М.; Филлипс, ММ; Маза, Хосе; Сунцев, Николай Б.; Шоммер, РА; Авилес, Р. (1996). «Диаграмма Хаббла далеких сверхновых типа IA». Астрономический журнал . 109 : 1. Бибкод : 1995AJ....109....1H . дои : 10.1086/117251 .
  53. ^ Фридман, В.; и др. (2001). «Окончательные результаты ключевого проекта космического телескопа Хаббла по измерению постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 553 (1): 47–72. arXiv : astro-ph/0012376 . Бибкод : 2001ApJ...553...47F . дои : 10.1086/320638 . S2CID   119097691 .
  54. ^ Макри, Л.М.; Станек, Казахстан; Берсье, Д.; Гринхилл, LJ; Рид, MJ (2006). «Новое расстояние цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его влияние на постоянную Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Бибкод : 2006ApJ...652.1133M . дои : 10.1086/508530 . S2CID   15728812 .
  55. ^ Перлмуттер, С .; Проект космологии сверхновых ; и др. (1999). «Измерения Омеги и Лямбды по 42 сверхновым с большим красным смещением». Астрофизический журнал . 517 (2): 565–86. arXiv : astro-ph/9812133 . Бибкод : 1999ApJ...517..565P . дои : 10.1086/307221 . S2CID   118910636 .
  56. ^ Рисс, Адам Г .; Группа поиска сверхновых ; и др. (1998). «Наблюдения за сверхновыми ускоряющейся Вселенной и космологической постоянной». Астрономический журнал . 116 (3): 1009–1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Бибкод : 1998AJ....116.1009R . дои : 10.1086/300499 . S2CID   15640044 .
  57. ^ Космология , Стивен Вайнберг, Oxford University Press, 2008.
  58. ^ «Рапунцель: Запутанная история — космическое издание» . www.spacetelescope.org . Проверено 26 ноября 2018 г.
  59. ^ Сасделли, Микеле; Маццали, Пенсильвания; Пиан, Э.; Номото, К.; Хачингер, С.; Каппелларо, Э.; Бенетти, С. (30 сентября 2014 г.). «Стратификация численности сверхновых типа Ia – IV. Яркая пекулярная SN 1991T» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 445 (1): 711–725. arXiv : 1409.0116 . Бибкод : 2014MNRAS.445..711S . дои : 10.1093/mnras/stu1777 . ISSN   0035-8711 . S2CID   59067792 .
  60. ^ Маццали, Паоло А.; Хачингер, Стефан (21 августа 2012 г.). «Небулярные спектры сверхновой типа Ia 1991bg: еще одно свидетельство нестандартного взрыва: Небулярные спектры сверхновой SN 1991bg» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 424 (4): 2926–2935. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x .
  61. ^ Таубенбергер, С.; Хачингер, С.; Пиньята, Г.; Маццали, Пенсильвания; Контрерас, К.; Валенти, С.; Пасторелло, А.; Элиас-Роза, Н.; Бернбантнер, О.; Барвиг, Х.; Бенетти, С. (01 марта 2008 г.). «Подсветящаяся сверхновая типа Ia 2005bl и класс объектов, подобных SN 1991bg» . МНРАС . 385 (1): 75–96. arXiv : 0711.4548 . Бибкод : 2008МНРАС.385...75Т . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   18434976 .
[ редактировать ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Type_Ia_supernova&oldid=1235411842"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: cbc2cbedd347a32f2c4e41eefa4611b7__1721353740
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/cb/b7/cbc2cbedd347a32f2c4e41eefa4611b7.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Type Ia 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.)