сверхновая

Чтобы узнать о других значениях, см. Сверхновая (значения) .

SN 1994D (яркое пятно внизу слева), сверхновая типа Ia в родительской галактике NGC 4526.

Сверхновая — ( мн.: сверхновые или сверхновые ) мощный и взрыв звезды яркий . Сверхновая возникает на последних стадиях эволюции массивной звезды или когда белый карлик начинает безудержный ядерный синтез . Исходный объект, называемый прародителем , либо коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру , либо полностью разрушается, образуя диффузную туманность . Пиковая оптическая светимость сверхновой может быть сравнима со светимостью всей галактики , прежде чем она исчезнет в течение нескольких недель или месяцев.

Последней сверхновой, непосредственно наблюдаемой в Млечном Пути, была Сверхновая Кеплера в 1604 году, появившаяся вскоре после Сверхновой Тихо в 1572 году, обе из которых были видны невооруженным глазом . столетие . Были обнаружены остатки более поздних сверхновых, а наблюдения сверхновых в других галактиках позволяют предположить, что они происходят в Млечном Пути в среднем примерно три раза в Сверхновую в Млечном Пути почти наверняка можно было бы наблюдать в современные астрономические телескопы. Последней сверхновой, наблюдаемой невооруженным глазом, была SN 1987A , которая представляла собой взрыв голубой звезды-сверхгиганта в Большом Магеллановом Облаке , галактике-спутнике Млечного Пути.

Теоретические исследования показывают, что большинство сверхновых запускается одним из двух основных механизмов: внезапным возобновлением ядерного синтеза в белом карлике или внезапным гравитационным коллапсом массивной звезды ядра .

• При повторном возгорании белого карлика температура объекта повышается настолько, что вызывает неконтролируемый ядерный синтез, полностью разрушающий звезду. Возможные причины - накопление материала от двойного компаньона посредством аккреции или слияния звезд .
• В случае внезапного взрыва массивной звезды ядро ​​массивной звезды подвергнется внезапному коллапсу, как только оно не сможет произвести достаточно энергии в результате термоядерного синтеза, чтобы противодействовать собственной гравитации звезды, что должно произойти, как только звезда начнет плавить железо , но может произойти. на более ранней стадии плавления металлов .

Сверхновые могут выбрасывать несколько солнечных масс материала со скоростью до нескольких процентов от скорости света . Это запускает расширяющуюся ударную волну в окружающую межзвездную среду , сметая расширяющуюся оболочку из газа и пыли, наблюдаемую как остаток сверхновой. Сверхновые являются основным источником элементов в межзвездной среде от кислорода до рубидия . Расширяющиеся ударные волны сверхновых могут спровоцировать образование новых звезд . Сверхновые являются основным источником космических лучей . Они также могут создавать гравитационные волны , хотя до сих пор гравитационные волны были обнаружены только в результате слияния черных дыр и нейтронных звезд.

Этимология

Слово «сверхновая» имеет множественного числа форму «сверхновые» ( /- v iː / ) или «сверхновые» и часто сокращается до SN или SNe. Оно происходит от латинского слова nova , означающего « новая » , которое относится к временной новой яркой звезде. Добавление приставки «супер-» отличает сверхновые от обычных новых, которые гораздо менее ярки. Слово «сверхновая» было придумано Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки , которые начали использовать его на лекциях по астрофизике в 1931 году. Его первое использование в журнальной статье произошло в следующем году в публикации Кнута Лундмарка , который, возможно, придумал его независимо.

История наблюдений

Основная статья: История наблюдения сверхновых

По сравнению со всей историей звезды, внешний вид сверхновой очень краток, иногда длится несколько месяцев, так что вероятность увидеть ее невооруженным глазом составляет примерно один раз в жизни. Лишь крошечная часть из 100 миллиардов звезд в типичной галактике способна стать сверхновой, причем эта способность ограничена звездами с большой массой и звездами в редких видах двойных звездных систем, по крайней мере, с одним белым карликом .

Ранние открытия

Самая ранняя запись о возможной сверхновой, известной как HB9, вероятно, была замечена неизвестным доисторическим народом Индийского субконтинента и зафиксирована на наскальных рисунках в районе Бурзахама в Кашмире , датированных 4500 ± 1000 годами до нашей эры . Позже SN 185 была задокументирована китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самой яркой зарегистрированной сверхновой была SN 1006 , которая наблюдалась в 1006 году нашей эры в созвездии Люпус . Об этом событии рассказали наблюдатели в Китае, Японии, Ираке, Египте и Европе. Широко наблюдаемая сверхновая SN 1054 породила Крабовидную туманность .

Сверхновые SN 1572 и SN 1604 , последние сверхновые Млечного Пути, которые можно было наблюдать невооруженным глазом, оказали заметное влияние на развитие астрономии в Европе , поскольку их использовали для аргументации против аристотелевской идеи о том, что Вселенная за пределами Луны и планет представляет собой статична и неизменна. Иоганн Кеплер начал наблюдать SN 1604 на пике 17 октября 1604 года и продолжал оценивать ее яркость, пока год спустя она не исчезла из поля зрения невооруженного глаза. Это была вторая сверхновая, наблюдавшаяся за поколение, после того, как Тихо Браге наблюдал SN 1572 в Кассиопее .

Есть некоторые свидетельства того, что самая молодая известная сверхновая в нашей галактике, G1.9+0,3 , возникла в конце 19-го века, значительно позже, чем Кассиопея А примерно в 1680 году. Ни того, ни другого в то время не было отмечено. В случае G1.9+0.3 сильное поглощение пыли вдоль плоскости галактического диска могло достаточно затемнить событие, чтобы оно осталось незамеченным. Ситуация с Кассиопеей А менее ясна; инфракрасного света, показывающее, что он не находился в области особенно сильного вымирания. эхо Было обнаружено

Крабовидная туманность — это пульсарная ветровая туманность, связанная со сверхновой 1054 года .

В тексте 1414 года цитируется сообщение 1055 года: с тех пор, как «появилась зловещая звезда, прошел целый год, и до сих пор ее блеск не потускнел».

Исторические сверхновые в Местной группе

год	наблюдалось в	максимальная видимая яркость	уверенность принадлежащий Идентификация серийного номера
185	созвездие Центавра	−6 м	возможная SN, но может быть кометой
386	созвездие Стрельца	+1.5 м	неясно, SN или классическая новая
393	созвездие Скорпиона	−3 м	возможный серийный номер
1006	созвездие Люпуса	−7.5 ± 0.4 м	достоверно: SNR известно
1054	созвездие Тельца	−6 м	точно: SNR и пульсар известны
1181	созвездие Кассиопеи	−2 м	вероятный тип Iax SN, связанный с остатком Pa30
1572	созвездие Кассиопеи	−4 м	достоверно: SNR известно
1604	созвездие Змееносца	−2 м	достоверно: SNR известно
1680 ?	созвездие Кассиопеи	+6 м	SNR известно, неясно, наблюдалось ли SN
1800–1900	созвездие Стрельца	? м	SNR известно, но не наблюдается
1885	Галактика Андромеды	+6 м	определенный
1987	Большое Магелланово Облако	+3 м	определенный

телескопа

С развитием астрономического телескопа стало возможным наблюдение и открытие более слабых и далеких сверхновых. Первым таким наблюдением была SN 1885A в Галактике Андромеды . Вторая сверхновая, SN 1895B , была обнаружена в NGC 5253 десять лет спустя. Первые работы над тем, что первоначально считалось просто новой категорией новых звезд, были выполнены в 1920-х годах. Их по-разному называли «Новыми высшего класса», «Гауптновыми» или «гигантскими новыми». Считается, что название «сверхновые» было придумано Вальтером Бааде и Цвикки на лекциях в Калифорнийском технологическом институте в 1931 году. Оно использовалось как «сверхновые» в журнальной статье, опубликованной Кнутом Лундмарком в 1933 году. и в статье Бааде и Цвики 1934 года. К 1938 году дефис больше не использовался и использовалось современное название.

Американские астрономы Рудольф Минковский и Фриц Цвикки разработали современную схему классификации сверхновых, начиная с 1941 года. В 1960-х годах астрономы обнаружили, что сверхновые максимальной интенсивности можно использовать в качестве стандартных свечей и , следовательно, индикаторов астрономических расстояний. Некоторые из самых далеких сверхновых, наблюдавшихся в 2003 году, оказались более тусклыми, чем ожидалось. Это подтверждает мнение о том, что расширение Вселенной ускоряется . Были разработаны методы реконструкции событий сверхновых, о наблюдениях которых не имеется письменных свидетельств. Дата появления сверхновой Кассиопеи А была определена по световым эхо от туманностей . а возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 оценивался по измерениям температуры. и выбросы гамма-лучей в результате радиоактивного распада титана-44 .

Джейдс Глубокое Поле. Команда астрономов, изучающая данные JADES, выявила около 80 объектов (обведены зеленым), яркость которых со временем менялась. Большинство этих объектов, известных как транзиенты, являются результатом взрыва звезд или сверхновых.

Самая яркая сверхновая, когда-либо зарегистрированная, — ASASSN-15lh , находится на расстоянии 3,82 гигасветовых года . Впервые она была обнаружена в июне 2015 года и достигла пика в 570 миллиардов L _☉ , что вдвое превышает болометрическую светимость любой другой известной сверхновой. Природа этой сверхновой обсуждается, и было предложено несколько альтернативных объяснений, таких как приливное разрушение звезды черной дырой.

SN 2013fs была зарегистрирована через три часа после вспышки сверхновой 6 октября 2013 года промежуточной Паломарской переходной фабрикой . Это одна из самых ранних сверхновых, обнаруженных после взрыва, и самая ранняя, для которой были получены спектры, начиная с шести часов после фактического взрыва. Звезда расположена в спиральной галактике NGC 7610 , на расстоянии 160 миллионов световых лет в созвездии Пегаса.

Сверхновая SN 2016gkg была обнаружена астрономом-любителем Виктором Бусо из Росарио , Аргентина, 20 сентября 2016 года. Это был первый случай, когда наблюдался первоначальный «ударный выброс» оптической сверхновой. Звезда-прародитель была идентифицирована на изображениях космического телескопа Хаббл, сделанных до ее коллапса. Астроном Алекс Филиппенко отметил: «Наблюдения за звездами в первые моменты их взрыва дают информацию, которую невозможно напрямую получить каким-либо другим способом».

Космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) значительно продвинул наше понимание сверхновых. идентифицировав около 80 новых экземпляров в рамках программы JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (JADES). Сюда входит самая далекая спектроскопически подтвержденная сверхновая с красным смещением 3,6, что указывает на то, что ее взрыв произошел, когда Вселенной было всего 1,8 миллиарда лет. Эти выводы предлагают важную информацию о звездной эволюции ранней Вселенной и частоте сверхновых в годы ее становления.

Программы открытия

Остаток сверхновой SNR E0519-69.0 в Большом Магеллановом Облаке

Поскольку сверхновые — относительно редкие события в галактике, происходящие в Млечном Пути примерно три раза в столетие, Получение хорошего образца сверхновых для изучения требует регулярного мониторинга многих галактик. Сегодня астрономы-любители и профессиональные астрономы ежегодно находят несколько сотен объектов, некоторые из которых близки к максимальной яркости, другие - на старых астрономических фотографиях или пластинках. Сверхновые в других галактиках невозможно предсказать с сколько-нибудь значимой точностью. Обычно, когда они обнаруживаются, они уже находятся в стадии разработки. Чтобы использовать сверхновые в качестве эталонных свечей для измерения расстояний, необходимо наблюдение за их пиковой светимостью. Поэтому важно обнаружить их задолго до того, как они достигнут максимума. Астрономы-любители , которых значительно больше, чем профессиональных астрономов, сыграли важную роль в обнаружении сверхновых, обычно рассматривая некоторые из более близких галактик через оптический телескоп и сравнивая их с более ранними фотографиями.

К концу 20-го века астрономы все чаще обращались к телескопам с компьютерным управлением и ПЗС-матрицам для поиска сверхновых. Хотя такие системы популярны среди любителей, существуют и профессиональные установки, такие как телескоп автоматического формирования изображения Кацмана . Проект системы раннего предупреждения о сверхновой (SNEWS) использует сеть детекторов нейтрино для раннего предупреждения о сверхновой в галактике Млечный Путь. Нейтрино — это субатомные частицы , которые в больших количествах производятся сверхновыми, и они незначительно поглощаются межзвездным газом и пылью галактического диска.

«Звезда, готовая взорваться», туманность SBW1 окружает массивного голубого сверхгиганта в туманности Киля .

Поиски сверхновых делятся на два класса: те, которые сосредоточены на относительно близких событиях, и те, которые смотрят дальше. Из-за расширения Вселенной расстояние до удаленного объекта с известным спектром излучения можно оценить путем измерения его доплеровского сдвига (или красного смещения ); в среднем более удаленные объекты удаляются с большей скоростью, чем близлежащие, и поэтому имеют более высокое красное смещение. Таким образом, поиск разделен между высоким красным смещением и низким красным смещением, при этом граница попадает в диапазон красного смещения z = 0,1–0,3, где z - безразмерная мера частотного сдвига спектра.

Поиски сверхновых с высоким красным смещением обычно включают наблюдение кривых блеска сверхновых. Они полезны для стандартных или калиброванных свечей для создания диаграмм Хаббла и космологических прогнозов. Спектроскопия сверхновых, используемая для изучения физики и окружающей среды сверхновых, более практична при низком, чем при высоком красном смещении. Наблюдения с низким красным смещением также закрепляют нижний конец кривой Хаббла , которая представляет собой график зависимости расстояния от красного смещения для видимых галактик.

Поскольку программы исследований быстро увеличивают количество обнаруженных сверхновых, были собраны сопоставленные коллекции наблюдений (кривые затухания света, астрометрия, наблюдения перед сверхновыми, спектроскопия). Набор данных Пантеона, собранный в 2018 году, детализировал 1048 сверхновых. В 2021 году этот набор данных был расширен до 1701 кривой блеска для 1550 сверхновых, взятых из 18 различных обзоров, что означает увеличение на 50% менее чем за 3 года.

Соглашение об именах

Многоволновое рентгеновское , инфракрасное и оптическое компиляционное изображение Кеплера остатка сверхновой , SN 1604.

Об открытиях сверхновых сообщается в Международного астрономического союза Центральное бюро астрономических телеграмм , которое рассылает циркуляр с названием, присвоенным этой сверхновой. Название формируется из префикса SN , за которым следует год открытия, дополненный одно- или двухбуквенным обозначением. Первые 26 сверхновых года обозначаются заглавной буквой А до Я. от Далее используются пары строчных букв: aa , ab и так далее. Следовательно, например, SN 2003C обозначает третью сверхновую, зарегистрированную в 2003 году. Последняя сверхновая 2005 года, SN 2005nc, была 367-й (14 × 26 + 3 = 367). С 2000 года профессиональные астрономы и астрономы-любители ежегодно обнаруживают несколько сотен сверхновых (572 в 2007 году, 261 в 2008 году, 390 в 2009 году, 231 в 2013 году).

Исторические сверхновые известны просто по году их возникновения: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (называемая Новой Тихо ) и SN 1604 ( Звезда Кеплера ). С 1885 г. применяется дополнительное буквенное обозначение, даже если в этом году была открыта только одна сверхновая (например, SN 1885A, SN 1907A и т. д.); Последнее произошло с СН 1947А. SN для SuperNova — это стандартный префикс. До 1987 года двухбуквенные обозначения требовались редко; с 1988 года они нужны каждый год. С 2016 года рост числа открытий регулярно приводил к дополнительному использованию трехбуквенных обозначений. После zz следует ааа, затем ааб, аак и так далее. Например, последняя сверхновая, сохранившаяся в Каталоге сверхновых Азиаго на момент его закрытия 31 декабря 2017 года, имеет обозначение SN 2017jzp.

Классификация

Астрономы классифицируют сверхновые по их кривым блеска и линиям поглощения различных химических элементов , которые появляются в их спектрах . Если спектр сверхновой содержит линии водорода (известные как серия Бальмера в визуальной части спектра), она классифицируется как Тип II ; в противном случае это Тип I. В каждом из этих двух типов есть подразделения по наличию линий от других элементов или по форме кривой блеска (график видимой величины сверхновой как функции времени).

Таксономия сверхновых

Тип I Нет водорода	Тип Iа Представляет линию однократно ионизированного кремния (Si II) с длиной волны 615,0 нм (нанометров), вблизи пикового света.				Термический побег
	Тип Ib/c Слабое поглощение кремния или его отсутствие.	Тип Ib Показывает линию неионизированного гелия (He I) при 587,6 нм.			Коллапс ядра
		Тип Ic Слабый гелий или его отсутствие
Тип II Показывает водород	Тип II-П/-Л/н Спектр типа II повсюду	Тип II-П/Л Никаких узких линий		Тип II-П Достигает «плато» на кривой блеска.
				Тип II-L Отображает «линейное» уменьшение кривой блеска (линейное по величине в зависимости от времени).
		Тип IIIn Некоторые узкие линии
	Тип IIб Спектр меняется и становится похожим на Тип Ib.

Тип I

Кривая блеска для типа Iа СН 2018гв

Сверхновые типа I подразделяются на основе их спектров: тип Ia демонстрирует сильную линию поглощения ионизированного кремния . Сверхновые типа I без этой сильной линии классифицируются как типы Ib и Ic, при этом тип Ib показывает сильные линии нейтрального гелия, а тип Ic их лишен. Исторически кривые блеска сверхновых I типа считались во многом схожими, но слишком похожими, чтобы можно было проводить полезные различия. Несмотря на то, что вариации кривых блеска изучаются, классификация по-прежнему осуществляется на основе спектра, а не формы кривой блеска.

Небольшое количество сверхновых типа Ia демонстрирует необычные особенности, такие как нестандартная светимость или расширенные кривые блеска, и их обычно классифицируют, ссылаясь на самый ранний пример, демонстрирующий подобные особенности. Например, сверхсветовую SN 2008ha часто называют SN 2002cx- подобной или класса Ia-2002cx.

Небольшая часть сверхновых типа Ic демонстрирует сильно расширенные и смешанные эмиссионные линии, которые, как считается, указывают на очень высокие скорости расширения выбросов. Они были классифицированы как тип Ic-BL или Ic-bl.

Сверхновые, богатые кальцием, — это редкий тип очень быстрых сверхновых с необычно сильными линиями кальция в спектрах. Модели предполагают, что они происходят, когда материал аккрецируется из звезды, богатой гелием , а не из звезды, богатой водородом . Из-за линий гелия в их спектрах они могут напоминать сверхновые типа Ib, но считается, что у них совсем другие прародители.

Тип II

Кривые блеска используются для классификации сверхновых типа II-P и типа II-L.

Сверхновые типа II также можно подразделить на основе их спектров. В то время как большинство сверхновых типа II демонстрируют очень широкие эмиссионные линии , что указывает на скорость расширения во многие тысячи километров в секунду , некоторые, такие как SN 2005gl , имеют относительно узкие особенности в своих спектрах. Они называются типом IIn, где «n» означает «узкий».

Несколько сверхновых, таких как SN 1987K. и SN 1993J , по-видимому, меняют тип: на ранних этапах они показывают линии водорода, но в течение периода от недель до месяцев в них начинают преобладать линии гелия. Термин «тип IIb» используется для описания комбинации признаков, обычно связанных с типами II и Ib.

Сверхновые типа II с нормальными спектрами, в которых преобладают широкие линии водорода, сохраняющиеся на протяжении всего периода спада, классифицируются на основе их кривых блеска. Самый распространенный тип демонстрирует характерное «плато» на кривой блеска вскоре после пика яркости, где визуальная яркость остается относительно постоянной в течение нескольких месяцев, прежде чем возобновится снижение. Их называют типом II-P, что означает плато. Реже встречаются сверхновые типа II-L, у которых нет четко выраженного плато. Буква «L» означает «линейный», хотя кривая блеска на самом деле не является прямой линией.

Сверхновые, не подпадающие под общепринятую классификацию, называются пекулярными, или «печ».

Типы III, IV и V

Цвикки определил дополнительные типы сверхновых на основе очень немногих примеров, которые не полностью соответствовали параметрам сверхновых типа I или типа II. SN 1961i в NGC 4303 была прототипом и единственным членом класса сверхновых III типа, отличавшегося широким максимумом кривой блеска и широкими бальмеровскими линиями водорода, которые медленно развивались в спектре. SN 1961f в NGC 3003 была прототипом и единственным представителем класса типа IV, с кривой блеска, аналогичной сверхновой типа II-P, с линиями поглощения водорода , но слабыми линиями излучения водорода . Класс типа V был придуман для SN 1961V в NGC 1058 , необычной слабой сверхновой или самозванке сверхновой с медленным ростом яркости, многомесячным максимумом и необычным спектром излучения. сходство SN 1961V с Большим взрывом Эта Киля . Отмечено Сверхновые M101 (1909 г.) и M83 (1923 и 1957 гг.) также считались возможными сверхновыми типа IV или V.

Теперь все эти типы будут рассматриваться как своеобразные сверхновые типа II (IIpec), для которых было обнаружено еще много примеров, хотя до сих пор спорят, была ли SN 1961V настоящей сверхновой после вспышки LBV или самозванцем.

Текущие модели

В галактике NGC 1365 сверхновая (яркая точка чуть выше центра галактики) быстро становится ярче, а затем медленнее гаснет.

Коды типов сверхновых, как показано в таблице выше, являются таксономическими : номер типа основан на свете, наблюдаемом от сверхновой, а не обязательно на его причине. Например, сверхновые типа Ia образуются в результате безудержного термоядерного синтеза, зажигающегося на выродившихся предшественниках белых карликов, тогда как спектрально подобные сверхновые типа Ib/c образуются из массивных лишенных звезд-прародителей в результате коллапса ядра.

Термический побег

Основная статья: Сверхновая типа Ia

Образование сверхновой типа Ia.

Звезда-белый карлик может накопить достаточно материала от звездного компаньона, чтобы поднять температуру своего ядра настолько, чтобы зажечь термоядерный синтез , после чего он подвергается безудержному ядерному синтезу, полностью разрушающему его. Теоретически существует три пути, по которым может произойти эта детонация: стабильная аккреция материала от компаньона, столкновение двух белых карликов или аккреция, вызывающая воспламенение оболочки, которая затем воспламеняет ядро. Доминирующий механизм образования сверхновых типа Ia остается неясным. Несмотря на эту неопределенность в том, как образуются сверхновые типа Ia, сверхновые типа Ia имеют очень однородные свойства и являются полезными стандартными свечами на межгалактических расстояниях. Некоторые калибровки необходимы для компенсации постепенного изменения свойств или различных частот сверхновых с аномальной светимостью при высоком красном смещении, а также для небольших изменений яркости, определяемых формой или спектром кривой блеска.

Нормальный тип Ia

Есть несколько способов формирования сверхновой этого типа, но у них есть общий основной механизм. Если бы углеродно - кислородный белый карлик аккрецировал достаточно материи, чтобы достичь предела Чандрасекара примерно в 1,44 солнечных массы (для невращающейся звезды), она больше не сможет поддерживать большую часть своей массы из-за давления электронного вырождения. и начал бы разрушаться. Однако в настоящее время считается, что этот предел обычно не достигается; увеличение температуры и плотности внутри ядра вызывает синтез углерода по мере того, как звезда приближается к пределу (с точностью до 1%) до начала коллапса. Напротив, для ядра, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, коллапсирующий белый карлик обычно образует нейтронную звезду . В этом случае при коллапсе будет выброшена лишь часть массы звезды.

Голубое пятно в центре красного кольца — изолированная нейтронная звезда в Малом Магеллановом Облаке .

В течение нескольких секунд после коллапса значительная часть вещества белого карлика подвергается термоядерному синтезу, выделяя достаточное количество энергии ( 1–2 × 10 ⁴⁴  Дж ) отвязать . звезду от сверхновой Генерируется расширяющаяся наружу ударная волна , скорость материи которой достигает порядка 5 000–20 000 км/с , или примерно 3% скорости света. Также наблюдается значительное увеличение светимости, достигающей абсолютной величины -19,3 (или в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими изменениями.

Моделью формирования этой категории сверхновых является тесная двойная звездная система. Более крупная из двух звезд первой эволюционирует за пределы главной последовательности и расширяется, образуя красный гигант . Две звезды теперь имеют общую оболочку, в результате чего их взаимная орбита сжимается. Затем гигантская звезда теряет большую часть своей оболочки, теряя массу до тех пор, пока не перестанет продолжать ядерный синтез . В этот момент она становится белым карликом, состоящим в основном из углерода и кислорода. В конце концов, вторичная звезда также эволюционирует из главной последовательности, образуя красного гиганта. Материя гиганта аккрецируется белым карликом, в результате чего масса последнего увеличивается. Точные детали инициирования и образования тяжелых элементов в результате катастрофического события остаются неясными.

Сверхновые типа Ia после события образуют характерную кривую блеска — график зависимости светимости от времени. Эта светимость возникает в результате радиоактивного распада никеля кобальт -56 через железо -56 на - 56 . Пиковая светимость кривой блеска чрезвычайно постоянна для нормальных сверхновых типа Ia, имея максимальную абсолютную звездную величину около -19,3. Это связано с тем, что типичные сверхновые типа Ia возникают из звезды-прародителя определенного типа путем постепенного набора массы и взрываются, когда они приобретают постоянную типичную массу, что приводит к очень похожим условиям и поведению сверхновых. Это позволяет использовать их в качестве второстепенных. стандартная свеча для измерения расстояния до родительских галактик.

Вторая модель образования сверхновых типа Ia предполагает слияние двух звезд белых карликов, общая масса которых на мгновение превышает предел Чандрасекара. Иногда ее называют моделью двойного вырождения, поскольку обе звезды являются вырожденными белыми карликами. Из-за возможных комбинаций массы и химического состава пары события этого типа могут сильно различаться. а во многих случаях сверхновые могут вообще не существовать, и в этом случае их кривая блеска будет менее яркой, чем у более нормальной сверхновой типа Ia.

Нестандартный тип Ia

Аномально яркие сверхновые типа Ia возникают, когда масса белого карлика уже превышает предел Чандрасекара. возможно, еще больше усиливается за счет асимметрии, но выброшенный материал будет иметь кинетическую энергию меньше нормальной. Этот сценарий сверхмассы Чандрасекара может произойти, например, когда дополнительная масса поддерживается дифференциальным вращением .

Для нестандартных сверхновых типа Ia формальной подклассификации не существует. Было предложено отнести группу сверхновых сверхновых, возникающих при аккреции гелия на белый карлик, к типу Iax . Этот тип сверхновой не всегда может полностью уничтожить прародителя белого карлика и может оставить после себя звезду-зомби .

Один конкретный тип сверхновых возникает в результате взрыва белых карликов, например, типа Ia, но содержит в своих спектрах линии водорода, возможно, потому, что белый карлик окружен оболочкой из околозвездного материала , богатого водородом . Эти сверхновые получили названия типа Ia/IIn , ​​типа Ian , типа IIa и типа IIan .

Четверная звезда HD 74438 , принадлежащая рассеянному скоплению IC 2391 созвездия Вела , по прогнозам, станет нестандартной сверхновой типа Ia.

Коллапс ядра

Слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра (не в масштабе)

Очень массивные звезды могут подвергнуться коллапсу ядра, когда ядерный синтез становится неспособным поддерживать ядро ​​против собственной гравитации; Прохождение этого порога является причиной всех типов сверхновых, кроме типа Ia. Коллапс может вызвать сильное изгнание внешних слоев звезды, что приведет к возникновению сверхновой. Однако, если высвобождение гравитационной потенциальной энергии недостаточно, звезда может вместо этого коллапсировать в черную дыру или нейтронную звезду с небольшой излучаемой энергией.

Коллапс ядра может быть вызван несколькими различными механизмами: превышением предела Чандрасекара ; захват электрона ; парная нестабильность ; или фотораспад .

• Когда у массивной звезды образуется железное ядро, превышающее массу Чандрасекара, она больше не сможет поддерживать себя за счет давления электронного вырождения и коллапсирует дальше, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру.
• Захват электронов магнием в вырожденном ядре O/Ne/Mg (звезда-прародитель с массой 8–10 солнечных) удаляет поддержку и вызывает гравитационный коллапс с последующим взрывным синтезом кислорода с очень похожими результатами.
• Образование электрон-позитронных пар в большом ядре после горения гелия устраняет термодинамическую поддержку и вызывает первоначальный коллапс с последующим безудержным синтезом, что приводит к образованию сверхновой с парной нестабильностью.
• Достаточно большое и горячее ядро ​​звезды может генерировать гамма-лучи, достаточно энергичные, чтобы напрямую инициировать фотораспад, что приведет к полному коллапсу ядра.

В таблице ниже перечислены известные причины коллапса ядра массивных звезд, типы звезд, в которых они возникают, связанный с ними тип сверхновой и образующиеся остатки. Металличность . — это доля элементов, отличных от водорода или гелия, по сравнению с Солнцем Начальная масса - это масса звезды до вспышки сверхновой, кратная массе Солнца, хотя масса во время вспышки сверхновой может быть намного меньше.

Сверхновые типа IIв в таблице не указаны. Они могут быть произведены различными типами коллапса ядра в разных звездах-прародителях, возможно, даже в результате воспламенения белых карликов типа Ia, хотя кажется, что большинство из них будет вызвано коллапсом железного ядра светящихся сверхгигантов или гипергигантов (включая LBV). Узкие спектральные линии, в честь которых они названы, возникают из-за того, что сверхновая расширяется в небольшое плотное облако околозвездного материала. Похоже, что значительная часть предполагаемых сверхновых типа IIn являются самозванцами сверхновых, массивными извержениями LBV-подобных звезд, подобными Великому извержению Эта Киля . В этих событиях материал, ранее выброшенный из звезды, создает узкие линии поглощения и вызывает ударную волну за счет взаимодействия с недавно выброшенным материалом.

Сценарии коллапса ядра по массе и металличности

Причина коллапса	Приблизительная начальная масса звезды-прародителя ( солнечные массы )	Тип сверхновой	Остаток
Захват электрона в вырожденном ядре O+Ne+Mg	9–10	Слабый II-P	Нейтронная звезда
Коллапс железного ядра	10–25	Слабый II-P	Нейтронная звезда
	25–40 с низкой или солнечной металличностью.	Нормальный II-P	Черная дыра после падения материала на первоначальную нейтронную звезду
	25–40 с очень высокой металличностью.	II-L или II-б	Нейтронная звезда
	40–90 с низкой металличностью	Никто	Черная дыра
	≥ 40 с околосолнечной металличностью	Слабая Ib/c или гиперновая с гамма-всплеском (GRB)	Черная дыра после падения материала на первоначальную нейтронную звезду
	≥ 40 с очень высокой металличностью	кондиционер	Нейтронная звезда
	≥ 90 с низкой металличностью	Нет, возможен GRB	Черная дыра
Нестабильность пары	140–250 с низкой металличностью	II-P, иногда гиперновая, возможен гамма-всплеск	Нет остатка
Фотораспад	≥ 250 с низкой металличностью	Нет (или яркая сверхновая?), возможны гамма-всплески.	Массивная черная дыра

Подробный процесс

Внутри массивной эволюционировавшей звезды (а) луковичные оболочки элементов подвергаются слиянию, образуя железное ядро ​​(б), которое достигает массы Чандрасекара и начинает разрушаться. Внутренняя часть активной зоны сжимается до нейтронов (в), в результате чего падающий материал отскакивает (г) и образует распространяющийся наружу ударный фронт (красный). Ударная волна начинает затухать (е), но возобновляется, вероятно, за счет нагрева нейтрино . Окружающий материал взрывается (f), оставляя только выродившийся остаток.

Когда ядро ​​звезды больше не поддерживается гравитацией, оно коллапсирует само по себе со скоростью, достигающей 70 000 км/с (0,23 с ). что приводит к быстрому увеличению температуры и плотности. Дальнейшее зависит от массы и структуры коллапсирующего ядра: вырожденные ядра с малой массой образуют нейтронные звезды, вырожденные ядра с большей массой в основном полностью коллапсируют в черные дыры, а невырожденные ядра подвергаются неуправляемому термоядерному синтезу.

Первоначальный коллапс вырожденных ядер ускоряется бета-распадом , фотораспадом и захватом электронов, что вызывает всплеск электронных нейтрино . По мере увеличения плотности эмиссия нейтрино прекращается, поскольку они попадают в ядро. Внутреннее ядро ​​со временем обычно достигает 30 км в диаметре. с плотностью, сравнимой с плотностью атомного ядра , и давление вырождения нейтрона пытается остановить коллапс. Если масса ядра превышает примерно 15 масс Солнца, то нейтронного вырождения недостаточно, чтобы остановить коллапс, и образуется черная дыра без сверхновой.

В ядрах с меньшей массой коллапс останавливается, и вновь сформированное нейтронное ядро ​​имеет начальную температуру около 100 миллиардов Кельвинов , что в 6000 раз превышает температуру ядра Солнца . При этой температуре пары нейтрино-антинейтрино всех ароматов эффективно образуются за счет теплового излучения . Этих тепловых нейтрино в несколько раз больше, чем нейтрино электронного захвата. Около 10 ⁴⁶ джоули, примерно 10% массы покоя звезды, преобразуются в десятисекундную вспышку нейтрино, которая является основным результатом события. Внезапно остановившееся коллапс ядра отскакивает и вызывает ударную волну, которая останавливается во внешнем ядре в течение миллисекунд. поскольку энергия теряется за счет диссоциации тяжелых элементов. Процесс, который не совсем понятен необходимо, чтобы внешние слои ядра реабсорбировались примерно через 10 ⁴⁴ джоули (1 противник ) от импульса нейтрино , создающего видимую яркость, хотя существуют и другие теории, которые могли привести к взрыву.

Некоторая часть материала из внешней оболочки выпадает обратно на нейтронную звезду, а для ядер размером более 8 M _☉ этого достаточно, чтобы образовать черную дыру. Этот запасной вариант уменьшит создаваемую кинетическую энергию и массу выброшенного радиоактивного материала, но в некоторых ситуациях он также может генерировать релятивистские струи , которые приводят к гамма-всплеску или исключительно яркой сверхновой.

Коллапс массивного невырожденного ядра спровоцирует дальнейший термоядерный синтез. Когда коллапс ядра инициируется парной нестабильностью ( фотоны превращаются в электрон - позитронные пары, тем самым уменьшая радиационное давление), начинается синтез кислорода и коллапс может быть остановлен. При массе ядра 40–60 M _☉ коллапс останавливается, и звезда остается неповрежденной, но коллапс произойдет снова, когда образуется более крупное ядро. Для ядер размером около 60–130 M _☉ синтез кислорода и более тяжелых элементов настолько энергичен, что вся звезда разрушается, вызывая сверхновую. В верхнем конце диапазона масс сверхновая необычайно ярка и чрезвычайно долговечна из-за большого количества выброшенных солнечных масс. ⁵⁶ Ни. При еще большей массе ядра температура ядра становится достаточно высокой, чтобы обеспечить фотораспад, и ядро ​​полностью коллапсирует в черную дыру.

Тип II

Основная статья: Сверхновая типа II

Атипичный сверхсветовой тип II SN 1997D

Звезды с начальной массой менее 8 M _☉ никогда не развивают достаточно большое ядро, чтобы коллапсировать, и в конечном итоге теряют свою атмосферу, становясь белыми карликами. Звезды с как минимум 9 M _☉ (возможно, даже с 12 M _☉ ) развиваются сложным образом, постепенно сжигая более тяжелые элементы при более высоких температурах в их ядрах. Звезда становится слоистой, как луковица, при этом горение более легко сплавляющихся элементов происходит в более крупных оболочках. Хотя в народе их описывают как луковицу с железным ядром, наименее массивные прародители сверхновых имеют только кислородно- неоновые (-магниевые ) ядра. Эти звезды super-AGB могут образовывать большинство сверхновых с коллапсом ядра, хотя они менее яркие и поэтому наблюдаются реже, чем звезды более массивных прародителей.

Если коллапс ядра происходит во время фазы сверхгиганта, когда у звезды еще есть водородная оболочка, результатом является сверхновая типа II. Скорость потери массы светящихся звезд зависит от металличности и светимости . Чрезвычайно яркие звезды с металличностью, близкой к солнечной, потеряют весь свой водород до того, как достигнут коллапса ядра, и поэтому не образуют сверхновую типа II. При низкой металличности все звезды достигнут коллапса ядра с водородной оболочкой, но достаточно массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру, не создавая видимой сверхновой.

Звезды с начальной массой примерно в 90 раз больше солнечной или немного меньше при высокой металличности приводят к образованию сверхновой типа II-P, которая является наиболее часто наблюдаемым типом. При умеренной и высокой металличности звезды вблизи верхнего конца этого диапазона масс потеряют большую часть своего водорода, когда произойдет коллапс ядра, и в результате возникнет сверхновая типа II-L. При очень низкой металличности звезды размером около 140–250 M _☉ достигнут коллапса ядра из-за парной нестабильности, хотя у них все еще есть водородная атмосфера и кислородное ядро, и в результате возникнет сверхновая с характеристиками типа II, но с очень большой массой выброшенного ядра. ⁵⁶ Ni и высокая яркость.

Тип Ib и Ic

Основная статья: Сверхновые типа Ib и Ic

Тип Iб СН 2008Д в дальнем верхнем конце галактики, показанном в рентгеновских лучах (слева) и видимом свете (справа), с более яркой СН 2007уй ближе к центру

Эти сверхновые, как и сверхновые типа II, представляют собой массивные звезды, претерпевающие коллапс ядра. В отличие от прародителей сверхновых типа II, звезды, ставшие сверхновыми типов Ib и Ic, потеряли большую часть своей внешней (водородной) оболочки из-за сильных звездных ветров или взаимодействия с компаньоном. Эти звезды известны как звезды Вольфа – Райе , и они встречаются с металличностью от умеренной до высокой, где континуальные ветры вызывают достаточно высокие скорости потери массы. Наблюдения сверхновых типа Ib/c не соответствуют наблюдаемому или ожидаемому появлению звезд Вольфа – Райе. Альтернативные объяснения этого типа коллапса ядра сверхновой связаны с тем, что звезды лишились водорода в результате бинарных взаимодействий. Двойные модели лучше соответствуют наблюдаемым сверхновым при условии, что подходящих двойных гелиевых звезд никогда не наблюдалось.

Сверхновые типа Ib являются более распространенными и возникают в результате звезд Вольфа – Райе типа WC , в атмосфере которых все еще есть гелий. В узком диапазоне масс звезды развиваются дальше, прежде чем достигнут коллапса ядра и становятся звездами WO с очень небольшим количеством оставшегося гелия, и это прародители сверхновых типа Ic.

Несколько процентов сверхновых типа Ic связаны с гамма-всплесками (GRB), хотя также считается, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может производить гамма-всплески, в зависимости от обстоятельств геометрии. Механизмом возникновения этого типа гамма-всплесков являются струи, создаваемые магнитным полем быстро вращающегося магнетара , образующегося в коллапсирующем ядре звезды. Струи также будут передавать энергию расширяющейся внешней оболочке, создавая сверхяркую сверхновую .

Сверхновые с ультра-разделением возникают, когда взрывающаяся звезда была лишена (почти) всего металлического ядра в результате массопереноса в тесной двойной системе. В результате из взрывающейся звезды выбрасывается очень мало материала (около 0,1 M _☉ ). В самых крайних случаях сверхновые сверхновые могут возникать в обнаженных металлических ядрах, масса которых едва превышает предел Чандрасекара. СН 2005ек может быть первым наблюдательным примером ультраполосчатой ​​сверхновой, порождающей относительно тусклую и быстро затухающую кривую блеска. Природа сверхновых сверхновых может быть как сверхновой с коллапсом железного ядра, так и сверхновой с электронным захватом, в зависимости от массы коллапсирующего ядра. Считается, что сверхновые с ультра-полосками связаны со вторым взрывом сверхновой в двойной системе, в результате которого образуется, например, плотная система двойной нейтронной звезды.

В 2022 году группа астрономов под руководством исследователей из Института науки Вейцмана сообщила о первом взрыве сверхновой, что является прямым доказательством существования звезды-прародителя Вольфа-Райе. SN 2019hgp была сверхновой типа Icn, а также первой, в которой был обнаружен элемент неон.

электронным

предсказал сверхновую «третьего типа» В 1980 году Кеничи Номото из Токийского университета и назвал ее сверхновой с электронным захватом. Он возникнет, когда звезда «находится в переходном диапазоне (от ~ 8 до 10 масс Солнца) между образованием белого карлика и сверхновыми с коллапсом железного ядра» и с вырожденным ядром O + Ne + Mg, взорвалась после того, как в ее ядре закончилось ядерное топливо, в результате чего гравитация сжала электроны в ядре звезды в их атомные ядра, что приводит к взрыву сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду. В июне 2021 года статья в журнале Nature Astronomy сообщила, что сверхновая SN 2018zd 2018 года (в галактике NGC 2146 , примерно в 31 миллионе световых лет от Земли) оказалась первым наблюдением сверхновой, захватившей электроны. Взрыв сверхновой 1054 года, создавший Крабовидную туманность в нашей галактике, считался лучшим кандидатом на роль сверхновой с захватом электронов, и статья 2021 года повышает вероятность того, что это было правильно.

Неудавшиеся сверхновые

Основная статья: Неудачная сверхновая

Коллапс ядра некоторых массивных звезд может не привести к появлению видимой сверхновой. Это происходит, если первоначальный коллапс ядра не может быть обращен вспять механизмом, вызывающим взрыв, обычно из-за того, что ядро ​​слишком массивно. Эти события трудно обнаружить, но крупные опросы выявили возможных кандидатов. Красный сверхгигант N6946-BH1 в NGC 6946 в марте 2009 года испытал скромную вспышку, а затем исчез из поля зрения. лишь слабый инфракрасный источник. На месте звезды остается

Кривые блеска

Типичные кривые блеска нескольких типов сверхновых; на практике масштабы и продолжительность варьируются в пределах каждого типа. См. Карттунен и др. для типов Iа, Iб, II-Л и II-П; Моджаз и др. для типов Iв и IIб; и Нихолм и др. для типа IIIn.

Выбрасываемые газы быстро тускнеют без затрат энергии на поддержание их температуры. Источник этой энергии, которая может поддерживать оптическое свечение сверхновой в течение нескольких месяцев, поначалу был загадкой. Некоторые считали источником вращательную энергию центрального пульсара. Хотя энергия, которая изначально питает каждый тип сверхновых, доставляется быстро, в кривых блеска преобладает последующий радиоактивный нагрев быстро расширяющихся выбросов. Сильно радиоактивная природа выбрасываемых газов была впервые рассчитана на основе звукового нуклеосинтеза в конце 1960-х годов, и с тех пор было продемонстрировано, что это верно для большинства сверхновых. Лишь после SN 1987A прямое наблюдение линий гамма-излучения однозначно идентифицировало основные радиоактивные ядра.

Благодаря прямым наблюдениям теперь известно, что большая часть кривой блеска (графика светимости как функции времени) после появления сверхновой типа II , такой как SN 1987A, объясняется предсказанными радиоактивными распадами. Хотя световое излучение состоит из оптических фотонов, именно радиоактивная энергия, поглощаемая выброшенными газами, сохраняет остаток достаточно горячим, чтобы излучать свет. Радиоактивный распад ⁵⁶ Ни через своих дочерей ⁵⁶ Что это такое ⁵⁶ Fe производит фотоны гамма-излучения , в основном с энергией 847 кэВ и 1238 кэВ , которые поглощаются и доминируют в нагреве и, следовательно, в светимости выброса в промежуточное время (несколько недель) и в более позднее время (несколько месяцев). Энергия пика кривой блеска SN1987A была обеспечена распадом ⁵⁶ Ни к ⁵⁶ Co (период полураспада 6 дней), в то время как энергия для более поздней кривой блеска, в частности, очень близко соответствует периоду полураспада 77,3 дня. ⁵⁶ Co распадается на ⁵⁶ Фе. Более поздние измерения космическими гамма-телескопами небольшой доли ⁵⁶ Ко и ⁵⁷ Со-гамма-лучи, вышедшие из остатка SN 1987A без поглощения, подтвердили более ранние предсказания о том, что эти два радиоактивных ядра были источниками энергии.

Мессье 61 со сверхновой SN2020jfo, снимок астронома-любителя в 2020 году.

Фаза позднего затухания визуальных кривых блеска для разных типов сверхновых зависит от радиоактивного нагрева, но они различаются по форме и амплитуде из-за лежащих в основе механизмов, способа образования видимого излучения, эпохи его наблюдения и прозрачности. выбрасываемого материала. Кривые блеска могут существенно отличаться на других длинах волн. Например, в ультрафиолетовых длинах волн имеется ранний чрезвычайно яркий пик продолжительностью всего несколько часов, соответствующий прорыву ударной волны, вызванной начальным событием, но этот прорыв почти не обнаруживается оптически.

Кривые блеска типа Ia в основном очень однородны, с постоянной максимальной абсолютной величиной и относительно крутым спадом светимости. Выход их оптической энергии обусловлен радиоактивным распадом выброшенного никеля-56 (период полураспада 6 дней), который затем распадается на радиоактивный кобальт-56 (период полураспада 77 дней). Эти радиоизотопы возбуждают окружающий материал до накала. Современные исследования космологии опираются на ⁵⁶ Радиоактивность Ni обеспечивает энергию для оптической яркости сверхновых типа Ia, которые являются «стандартными свечами» космологии, но чьи диагностические гамма-лучи с энергией 847 кэВ и 1238 кэВ были впервые обнаружены только в 2014 году. Начальные фазы кривой блеска резко падают по мере уменьшения эффективного размера фотосферы и истощения захваченного электромагнитного излучения. Кривая блеска продолжает снижаться в диапазоне B, хотя примерно через 40 дней она может показывать небольшое плечо, но это лишь намек на вторичный максимум, который возникает в инфракрасном диапазоне, когда некоторые ионизированные тяжелые элементы рекомбинируются с образованием инфракрасное излучение и выбросы становятся для него прозрачными. Кривая визуального блеска продолжает снижаться со скоростью, немного превышающей скорость распада радиоактивного кобальта (который имеет более длительный период полураспада и контролирует более позднюю кривую), поскольку выброшенный материал становится более рассеянным и менее способным преобразовывать высокую энергию. радиацию в зрительную радиацию. Через несколько месяцев кривая блеска снова меняет скорость снижения, поскольку эмиссия позитронов из оставшегося кобальта-56 становится доминирующей, хотя эта часть кривой блеска мало изучена.

Кривые блеска типов Ib и Ic аналогичны кривым блеска типа Ia, хотя и с более низкой средней пиковой светимостью. Визуальный световой поток снова обусловлен радиоактивным распадом, преобразующимся в визуальное излучение, но масса образовавшегося никеля-56 гораздо меньшая. Пиковая светимость значительно варьируется, и иногда встречаются даже сверхновые типа Ib/c, которые на несколько порядков ярче нормы. Наиболее яркие сверхновые типа Ic называются гиперновыми и имеют тенденцию иметь расширенные кривые блеска в дополнение к повышенной пиковой светимости. Считается, что источником дополнительной энергии являются релятивистские струи, вызванные образованием вращающейся черной дыры, которые также производят гамма-всплески.

Кривые блеска сверхновых II типа характеризуются гораздо более медленным спадом, чем I типа, порядка 0,05 звездной величины в сутки. исключая фазу плато. В визуальном световом потоке в течение нескольких месяцев преобладает кинетическая энергия, а не радиоактивный распад, в первую очередь из-за существования водорода в выбросах из атмосферы сверхгигантской звезды-прародителя. При первоначальном разрушении этот водород нагревается и ионизируется. Кривые блеска большинства сверхновых типа II демонстрируют продолжительное плато, поскольку водород рекомбинирует, излучая видимый свет и становясь более прозрачным. Затем следует снижение кривой блеска, вызванное радиоактивным распадом, хотя и медленнее, чем в сверхновых типа I, из-за эффективности преобразования в свет всего водорода.

В типе II-L плато отсутствует, поскольку в атмосфере предшественника осталось относительно мало водорода, достаточное для появления в спектре, но недостаточное для создания заметного плато в световом потоке. В сверхновых типа IIb водородная атмосфера прародителя настолько обеднена (предположительно, из-за приливного разрушения звездой-компаньоном), что кривая блеска приближается к сверхновой типа I, а водород даже исчезает из спектра через несколько недель.

Сверхновые типа IIn характеризуются дополнительными узкими спектральными линиями, образующимися в плотной оболочке околозвездного материала. Их кривые блеска, как правило, очень широкие и протяженные, иногда они также чрезвычайно яркие и называются сверхсветящимися сверхновыми. Эти кривые блеска возникают в результате высокоэффективного преобразования кинетической энергии выбросов в электромагнитное излучение при взаимодействии с плотной оболочкой материала. Это происходит только тогда, когда материал достаточно плотный и компактный, что указывает на то, что он был произведен самой звездой-прародительницей незадолго до возникновения сверхновой.

Большое количество сверхновых было каталогизировано и классифицировано для получения дистанционных свечей и тестовых моделей. Средние характеристики несколько различаются в зависимости от расстояния и типа родительской галактики, но в общих чертах могут быть указаны для каждого типа сверхновых.

Физические свойства сверхновых по типам

Тип а	Средняя пиковая абсолютная магнитуда б	Приблизительная энергия ( противник ) с	Дни до пиковой яркости	Дни от пика до 10% яркости
Это	−19	1	ок. 19	около 60
Ib/c (обморок)	около −15	0.1	15–25	неизвестный
Один	около −17	1	15–25	40–100
IC	около −16	1	15–25	40–100
Ic (яркий)	до −22	выше 5	примерно 25	примерно 100
II-б	около −17	1	около 20	около 100
II-Л	около −17	1	около 13	около 150
II-P (слабый)	около −14	0.1	примерно 15	неизвестный
II-П	около −16	1	около 15	Плато тогда около 50
IIn д	около −17	1	12–30 и более	50–150
IIn (яркий)	до −22	выше 5	выше 50	выше 100

Примечания:

1. ^ Слабые типы могут быть отдельным подклассом. Яркие типы могут представлять собой континуум от слегка сверхярких до гиперновых.
2. ^ Эти величины измерены в диапазоне R. Измерения в диапазонах V или B являются обычными, и для сверхновых они будут примерно на ползвездной величины ярче.
3. ^ Порядок величины кинетической энергии. Полная энергия электромагнитного излучения обычно ниже, а (теоретическая) энергия нейтрино намного выше.
4. ^ Вероятно, гетерогенная группа, любой из других типов заключен в туманности.

Асимметрия

Пульсар движется со скоростью в Крабовидной туманности 375 км/с относительно туманности.

Давняя загадка, связанная со сверхновыми типа II, заключается в том, почему оставшийся компактный объект получает большую скорость вдали от эпицентра; Пульсары и, следовательно, нейтронные звезды имеют высокие пекулярные скорости , и черные дыры, по-видимому, тоже имеют высокие пекулярные скорости, хотя их гораздо труднее наблюдать по отдельности. Первоначальный импульс может быть значительным: объект массой более Солнца будет двигаться со скоростью 500 км/с или выше. Это указывает на асимметрию расширения, но механизм передачи импульса компактному объекту сохраняется. загадка. Предлагаемые объяснения этого удара включают конвекцию в коллапсирующей звезде, асимметричный выброс вещества во время образования нейтронной звезды и асимметричные нейтрино . выбросы

Одним из возможных объяснений этой асимметрии является крупномасштабная конвекция над ядром. Конвекция может создавать изменения в локальном содержании элементов, что приводит к неравномерному горению ядер во время коллапса, отскока и, как следствие, расширения. Другое возможное объяснение состоит в том, что аккреция газа на центральную нейтронную звезду может создать диск, который приводит в движение узконаправленные струи, выбрасывающие вещество с высокой скоростью из звезды и вызывающие поперечные ударные волны, которые полностью разрушают звезду. Эти струи могут сыграть решающую роль в возникновении сверхновой. (Аналогичная модель используется для объяснения длинных гамма-всплесков.) Доминирующий механизм может зависеть от массы звезды-прародителя.

Первоначальная асимметрия также была подтверждена наблюдениями в сверхновых типа Ia. Этот результат может означать, что начальная светимость сверхновой этого типа зависит от угла наблюдения. Однако с течением времени расширение становится более симметричным. Ранние асимметрии можно обнаружить путем измерения поляризации излучаемого света.

Выходная энергия

Радиоактивный распад никеля-56 и кобальта-56, вызывающий видимую кривую блеска сверхновой.

Хотя сверхновые в первую очередь известны как светящиеся явления, испускаемое ими электромагнитное излучение является едва ли не незначительным побочным эффектом. В частности, в случае коллапса ядра сверхновых, испускаемое электромагнитное излучение составляет лишь небольшую часть общей энергии, выделившейся во время события.

Существует фундаментальная разница между балансом производства энергии в разных типах сверхновых. При детонациях белых карликов типа Ia большая часть энергии направляется на синтез тяжелых элементов и кинетическую энергию выбросов. В сверхновых с коллапсом ядра подавляющее большинство энергии направляется на испускание нейтрино , и хотя часть этого, очевидно, приводит к наблюдаемому разрушению, более 99% нейтрино покидают звезду в первые несколько минут после начала коллапса.

Стандартные сверхновые типа Ia получают свою энергию в результате неуправляемого ядерного синтеза углеродно-кислородного белого карлика. Детали энергетики до сих пор до конца не изучены, но результатом является выброс всей массы исходной звезды с высокой кинетической энергией. Около половины солнечной массы этой массы составляет ⁵⁶ Ni образуется при сжигании кремния . ⁵⁶ Ni радиоактивен и распадается на ⁵⁶ Co за счет бета-распада (с периодом полураспада шесть дней) и гамма-лучей. ⁵⁶ Сам Co распадается по бета-плюсному ( позитронному ) пути с периодом полураспада 77 дней до стабильного состояния. ⁵⁶ Фе. Эти два процесса ответственны за электромагнитное излучение сверхновых типа Ia. В сочетании с изменением прозрачности выбрасываемого материала они создают быстро уменьшающуюся кривую блеска.

Сверхновые с коллапсом ядра в среднем визуально тусклее, чем сверхновые типа Ia. но общая высвободившаяся энергия намного выше, как показано в следующей таблице.

Энергетика сверхновых

сверхновая	Приблизительная полная энергия х10 44 джоули ( противник ) с	Выброшено Да (солнечные массы)	Энергия нейтрино (враг)	Кинетическая энергия (враг)	Электромагнитное излучение (враг)
Тип Iа	1.5	0.4 – 0.8	0.1	1.3 – 1.4	~0.01
Коллапс ядра	100	(0.01) – 1	100	1	0.001 – 0.01
Гипернова	100	~1	1–100	1–100	~0.1
Нестабильность пары	5–100	0.5 – 50	низкий?	1–100	0.01 – 0.1

В некоторых сверхновых с коллапсом ядра возвращение к черной дыре запускает релятивистские струи , которые могут производить краткий энергичный и направленный всплеск гамма-лучей, а также передавать значительную дополнительную энергию выброшенному материалу. Это один из сценариев образования сверхновых высокой светимости, который считается причиной гиперновых типа Ic и длительных гамма-всплесков. Если релятивистские струи слишком короткие и не могут проникнуть через оболочку звезды, может возникнуть гамма-всплеск низкой светимости, и сверхновая может оказаться сверхсветящейся.

Когда сверхновая возникает внутри небольшого плотного облака околозвездного материала, она создает ударную волну, которая может эффективно преобразовать большую часть кинетической энергии в электромагнитное излучение. Несмотря на то, что первоначальная энергия была совершенно нормальной, полученная сверхновая будет иметь высокую светимость и большую продолжительность жизни, поскольку она не зависит от экспоненциального радиоактивного распада. Событие такого типа может вызвать гиперновые типа II.

Хотя сверхновые с парной нестабильностью представляют собой сверхновые с коллапсом ядра со спектрами и кривыми блеска, подобными типу II-P, природа после коллапса ядра больше похожа на природу гигантского типа Ia с безудержным синтезом углерода, кислорода и кремния. Общая энергия, выделяемая событиями с самой высокой массой, сравнима с энергией других сверхновых, коллапсирующих ядра, но производство нейтрино считается очень низким, следовательно, выделяемая кинетическая и электромагнитная энергия очень высока. Ядра этих звезд намного больше, чем у любого белого карлика, а количество радиоактивного никеля и других тяжелых элементов, выброшенных из их ядер, может быть на порядки выше, что приводит к высокой визуальной светимости.

Прародитель

В этом ускоренном изображении далеких галактик, созданном художником, время от времени появляются сверхновые. Каждая взрывающаяся звезда ненадолго соперничает по яркости с родительской галактикой.

Классификационный тип сверхновой тесно связан с типом звезды-прародительницы во время коллапса. Возникновение каждого типа сверхновых зависит от металличности звезды, поскольку она влияет на силу звездного ветра и, следовательно, на скорость, с которой звезда теряет массу.

Сверхновые типа Ia рождаются из звезд-белых карликов в двойных звездных системах и встречаются во всех типах галактик . Сверхновые с коллапсом ядра встречаются только в галактиках, переживающих нынешнее или очень недавнее звездообразование, поскольку они возникают в результате короткоживущих массивных звезд. Чаще всего они встречаются в спиралях типа Sc, а также в рукавах других спиральных галактик и в неправильных галактиках , особенно в галактиках со звездообразованием .

Предполагается, что сверхновые типа Ib и Ic возникли в результате коллапса ядра массивных звезд, потерявших внешний слой водорода и гелия, либо в результате сильных звездных ветров, либо в результате передачи массы компаньону. Обычно они происходят в областях нового звездообразования и крайне редко встречаются в эллиптических галактиках . Прародители сверхновых типа IIn также имеют высокие темпы потери массы в период непосредственно перед взрывом. Сверхновые типа Ic наблюдались в регионах, которые более богаты металлами и имеют более высокие темпы звездообразования, чем в среднем для родительских галактик. В таблице показаны прародители основных типов сверхновых с коллапсом ядра, а также приблизительные пропорции, которые наблюдались в окрестностях.

Доля типов сверхновых с коллапсом ядра по прародителям

Тип	Звезда-прародительница	Доля
Один	WC Вольфа-Райе или гелиевая звезда	9.0%
IC	WO Вольф – Райе	17.0%
II-П	сверхгигант	55.5%
II-Л	Сверхгигант с обедненной водородной оболочкой	3.0%
IIn	Сверхгигант в плотном облаке выброшенного материала (например, LBV )	2.4%
IIб	Сверхгигант с сильно обедненным водородом (лишенным спутником?)	12.1%
IIpec	Синий сверхгигант	1.0%

Типы сверхновых по начальной массе-металличности

Остатки одиночных массивных звезд

Существует ряд трудностей, связанных с согласованием смоделированной и наблюдаемой звездной эволюции, ведущей к коллапсу ядра сверхновой. Красные сверхгиганты являются прародителями подавляющего большинства сверхновых с коллапсом ядра, и они наблюдались, но только при относительно низких массах и светимостях, ниже примерно 18 M _☉ и 100 000 L _☉ соответственно. Большинство предшественников сверхновых типа II не обнаружены и должны быть значительно более тусклыми и, предположительно, менее массивными. Это несоответствие получило название проблемы красных сверхгигантов . Впервые он был описан в 2009 году Стивеном Смарттом, который также придумал этот термин. После выполнения ограниченного по объему поиска сверхновых Смартт и др. обнаружил, что нижний и верхний пределы массы для образования сверхновых типа II-P составляют 8,5 +1.
−1,5   М _☉ и 16,5 ± 1,5   М _☉ соответственно. Первое соответствует ожидаемым верхним пределам массы для формирования предшественников белых карликов, но второе не согласуется с массивным звездным населением в Местной группе. Верхний предел красных сверхгигантов, вызывающих видимый взрыв сверхновой, рассчитан на уровне 19 +4.
−2  M _☉ .

Считается, что красные сверхгиганты с большей массой не взрываются как сверхновые, а вместо этого эволюционируют обратно в сторону более высоких температур. Было подтверждено несколько прародителей сверхновых типа IIb, и это были сверхгиганты K и G, а также один сверхгигант A. Желтые гипергиганты или LBV предположительно являются прародителями сверхновых типа IIb, и почти все сверхновые типа IIb, достаточно близкие для наблюдения, имеют такие прародители.

Приблизительные пути звездной эволюции звезд-прародителей сверхновых (и звезд меньшей массы) с размером круга, отражающим относительный размер и цвет, связанные с температурой.

Голубые сверхгиганты образуют неожиданно высокую долю подтвержденных предшественников сверхновых, отчасти из-за их высокой светимости и легкости обнаружения, в то время как ни один предшественник Вольфа-Райе еще не был четко идентифицирован. Модели с трудом показывают, как голубые сверхгиганты теряют достаточно массы, чтобы достичь сверхновой, не переходя на другую стадию эволюции. Одно исследование показало возможный путь коллапса светящихся синих переменных после красного сверхгиганта с низкой светимостью, скорее всего, в виде сверхновой типа IIn. Было обнаружено несколько примеров горячих светящихся прародителей сверхновых типа IIn: SN 2005gy и SN 2010jl были явно массивными светящимися звездами, но находились очень далеко; и SN 2009ip имела очень яркий предшественник, вероятно, LBV, но это своеобразная сверхновая, точная природа которой оспаривается.

Прародители сверхновых типа Ib/c вообще не наблюдаются, а ограничения на их возможную светимость часто ниже, чем у известных звезд WC . Звезды WO чрезвычайно редки и визуально относительно слабы, поэтому трудно сказать, отсутствуют ли такие прародители или их еще только предстоит наблюдать. Очень яркие прародители не были надежно идентифицированы, несмотря на то, что многочисленные сверхновые наблюдались достаточно близко, чтобы такие прародители можно было четко отобразить. Популяционное моделирование показывает, что наблюдаемые сверхновые типа Ib/c могут быть воспроизведены смесью одиночных массивных звезд и звезд с «раздетой оболочкой» из взаимодействующих двойных систем. Продолжающееся отсутствие однозначного обнаружения предшественников нормальных сверхновых типа Ib и Ic может быть связано с тем, что большинство массивных звезд коллапсируют непосредственно в черную дыру без вспышки сверхновой . Большинство этих сверхновых затем рождаются из гелиевых звезд меньшей массы и низкой светимости в двойных системах. Небольшое количество будет принадлежать быстро вращающимся массивным звездам, что, вероятно, соответствует высокоэнергетическим событиям типа Ic-BL, которые связаны с длительными гамма-всплесками.

Внешнее воздействие

События сверхновых порождают более тяжелые элементы, которые разбрасываются по окружающей межзвездной среде. Расширяющаяся ударная волна сверхновой может спровоцировать звездообразование. Галактические космические лучи генерируются взрывами сверхновых.

Источник тяжелых элементов

Основные статьи: Звездный нуклеосинтез и нуклеосинтез сверхновых.

Таблица Менделеева, показывающая источник каждого элемента в межзвездной среде.

Сверхновые являются основным источником элементов в межзвездной среде, от кислорода до рубидия. хотя теоретическое содержание элементов, образующихся или наблюдаемых в спектрах, значительно варьируется в зависимости от различных типов сверхновых. Сверхновые типа Ia производят в основном элементы кремния и железа, а также такие металлы, как никель и железо. Сверхновые с коллапсом ядра выбрасывают гораздо меньшее количество элементов с железным пиком, чем сверхновые типа Ia, но большие массы легких альфа-элементов , таких как кислород и неон, а также элементов тяжелее цинка. Последнее особенно верно в отношении сверхновых с захватом электронов. Основная часть материала, выброшенного сверхновыми типа II, представляет собой водород и гелий. Тяжелые элементы производятся путем: ядерного синтеза ядер до ³⁴ С; фотораспад кремния, перестройка и квазиравновесие при горении кремния для ядер между ³⁶ Ар и ⁵⁶ Ни; и быстрый захват нейтронов ( r-процесс ) во время коллапса сверхновой для элементов тяжелее железа. В результате r-процесса образуются крайне нестабильные ядра, богатые нейтронами и быстро бета-распадающиеся на более стабильные формы. В сверхновых реакции r-процесса ответственны за около половины всех изотопов элементов, помимо железа. хотя слияния нейтронных звезд могут быть основным астрофизическим источником многих из этих элементов.

В современной Вселенной старые звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) являются доминирующим источником пыли из оксидов, углерода и s-процесса . элементов Однако в ранней Вселенной, до образования звезд AGB, основным источником пыли могли быть сверхновые.

Роль в звездной эволюции

Основная статья: Остаток сверхновой

Остатки многих сверхновых состоят из компактного объекта и быстро расширяющейся ударной волны материала. Это облако материала сметает окружающую межзвездную среду во время фазы свободного расширения, которая может длиться до двух столетий. Затем волна постепенно претерпевает период адиабатического расширения , медленно охлаждается и смешивается с окружающей межзвездной средой в течение периода около 10 000 лет.

Остаток сверхновой N 63A находится в комковатой области газа и пыли в Большом Магеллановом Облаке .

Большой взрыв произвел водород, гелий и следы лития , в то время как все более тяжелые элементы синтезируются в звездах, сверхновых и столкновениях нейтронных звезд (таким образом, косвенно из-за сверхновых). Сверхновые имеют тенденцию обогащать окружающую межзвездную среду элементами, отличными от водорода и гелия, которые астрономы обычно называют «металлами». Эти выброшенные элементы в конечном итоге обогащают молекулярные облака , которые являются местами звездообразования. Таким образом, каждое звездное поколение имеет немного разный состав: от почти чистой смеси водорода и гелия до более богатого металлами состава. Сверхновые являются доминирующим механизмом распределения этих более тяжелых элементов, которые образуются в звезде в период ядерного синтеза. Различное содержание элементов в материале, из которого состоит звезда, оказывает важное влияние на жизнь звезды. и может повлиять на возможность существования планет, вращающихся вокруг него: больше планет-гигантов . вокруг звезд с более высокой металличностью образуется

Кинетическая энергия расширяющегося остатка сверхновой может вызвать звездообразование за счет сжатия близлежащих плотных молекулярных облаков в космосе. Увеличение турбулентного давления также может предотвратить звездообразование, если облако не сможет потерять избыточную энергию.

Данные дочерних продуктов короткоживущих радиоактивных изотопов показывают, что близлежащая сверхновая помогла определить состав Солнечной системы 4,5 миллиарда лет назад и, возможно, даже спровоцировала формирование этой системы.

Быстрые радиовсплески (FRB) — это интенсивные кратковременные импульсы радиоволн, которые обычно длятся не более миллисекунд. Было предложено множество объяснений этих событий; магнетары , образующиеся в результате коллапса ядра сверхновых, являются ведущими кандидатами.

Космические лучи

Считается, что остатки сверхновых ускоряют большую часть галактических первичных космических лучей , но прямые доказательства образования космических лучей были обнаружены только в небольшом количестве остатков. Гамма-лучи от распада пиона были обнаружены в остатках сверхновых IC 443 и W44. Они образуются, когда ускоренные протоны от остатков воздействуют на межзвездный материал.

Гравитационные волны

Сверхновые являются потенциально сильными галактическими источниками гравитационных волн . но ни один из них до сих пор не был обнаружен. Единственные гравитационно-волновые явления, обнаруженные на данный момент, связаны с слиянием черных дыр и нейтронных звезд, вероятных остатков сверхновых. Ожидается, что, как и выбросы нейтрино, гравитационные волны, создаваемые коллапсирующей сверхновой, прибудут без задержки, которая влияет на свет. Следовательно, они могут предоставить информацию о процессе коллапса ядра, недоступную другими способами. Большинство сигналов гравитационных волн, предсказываемых моделями сверхновых, кратковременны, длятся менее секунды, и поэтому их трудно обнаружить. Использование сигнала нейтрино может стать триггером, который сможет определить временное окно, в котором следует искать гравитационную волну, помогая отличить последнюю от фонового шума.

Влияние на Землю

Основная статья: Околоземная сверхновая

Околоземная сверхновая — это сверхновая, расположенная достаточно близко к Земле, чтобы оказывать заметное воздействие на ее биосферу . В зависимости от типа и энергии сверхновой она может находиться на расстоянии до 3000 световых лет. В 1996 году была выдвинута теория, что следы прошлых сверхновых можно обнаружить на Земле в виде сигнатур изотопов металлов в пластах горных пород . Позже сообщалось об обогащении железом-60 в глубоководных породах Тихого океана . В 2009 году во льдах Антарктики был обнаружен повышенный уровень нитрат-ионов, что совпало со вспышками сверхновых 1006 и 1054 годов. Гамма-лучи этих сверхновых могли повысить уровень оксидов азота в атмосфере, которые застряли во льду.

Исторически сложилось так, что близлежащие сверхновые могли повлиять на биоразнообразие жизни на планете. Геологические данные предполагают, что близлежащие события сверхновых привели к увеличению количества космических лучей, что, в свою очередь, привело к более прохладному климату. Большая разница температур между полюсами и экватором создала более сильные ветры, усилила перемешивание океана и привела к переносу питательных веществ на мелководье вдоль континентальных шельфов . Это привело к увеличению биоразнообразия.

Сверхновые типа Ia считаются потенциально наиболее опасными, если они происходят достаточно близко к Земле. Поскольку эти сверхновые возникают из тусклых, обычных звезд-белых карликов в двойных системах, вполне вероятно, что сверхновая, которая может повлиять на Землю, произойдет непредсказуемо и в звездной системе, которая недостаточно изучена. Ближайший известный кандидат — IK Pegasi , находящийся примерно в 150 световых годах от нас.

По оценкам 2003 года, сверхновая типа II должна находиться ближе восьми парсеков (26 световых лет), чтобы разрушить половину озонового слоя Земли, а таких кандидатов нет ближе, чем примерно на 500 световых лет.

Кандидаты в Млечный Путь

Основная статья: Список кандидатов в сверхновые

Туманность . вокруг звезды Вольфа-Райе WR124, которая находится на расстоянии около 21 000 световых лет

Следующую сверхновую в Млечном Пути, скорее всего, можно будет обнаружить, даже если она произойдет на дальней стороне галактики. Вероятно, оно образовалось в результате коллапса ничем не примечательного красного сверхгиганта, и весьма вероятно, что оно уже было занесено в каталоги инфракрасных обзоров, таких как 2MASS . Существует меньшая вероятность того, что следующая сверхновая с коллапсом ядра будет произведена другим типом массивной звезды, такой как желтый гипергигант, светящаяся синяя переменная или Вольфа-Райе. Шансы на то, что следующая сверхновая будет типа Ia, произведенная белым карликом, составляют примерно треть шансов для сверхновой с коллапсом ядра. Опять же, это должно быть наблюдаемо, где бы оно ни происходило, но маловероятно, что прародитель когда-либо был замечен. Точно неизвестно даже, как выглядят системы-прародители типа Ia, и их трудно обнаружить за пределами нескольких парсеков. По оценкам, общее количество сверхновых в Млечном Пути составляет от 2 до 12 в столетие, хотя фактически ни одной из них не наблюдалось в течение нескольких столетий.

По статистике, наиболее распространенной разновидностью сверхновых с коллапсом ядра является тип II-P, а прародителями этого типа являются красные сверхгиганты. Трудно определить, какие из этих сверхгигантов находятся на завершающих стадиях синтеза тяжелых элементов в своих ядрах, а каким остались миллионы лет. Самые массивные красные сверхгиганты теряют свою атмосферу и превращаются в звезды Вольфа-Райе, прежде чем их ядра разрушатся. Все звезды Вольфа-Райе заканчивают свою жизнь на фазе Вольфа-Райе примерно через миллион лет, но опять же трудно определить те, которые находятся ближе всего к коллапсу ядра. Один класс, до взрыва которого, как ожидается, останется не более нескольких тысяч лет, — это звезды WO Вольфа-Райе, которые, как известно, исчерпали свое ядро ​​гелия. Известно только восемь из них, и только четыре из них находятся в Млечном Пути.

Ряд близких или хорошо известных звезд были идентифицированы как возможные кандидаты в сверхновые с коллапсом ядра: голубая звезда большой массы Спика , красные сверхгиганты Бетельгейзе , Антарес и В.В. Цефей ; желтый гипергигант Ро Кассиопеи ; светящаяся голубая переменная Эта Киля, которая уже породила самозванца сверхновой; и самый яркий компонент, звезда Вольфа-Райе, в системе Регора или Гамма-Велорум . Другие получили известность как возможные, хотя и не очень вероятные, прародители гамма-всплеска; например WR 104 .

Идентификация кандидатов на сверхновую типа Ia гораздо более умозрительна. Любая двойная система с аккрецирующим белым карликом может произвести сверхновую, хотя точный механизм и временные рамки все еще обсуждаются. Эти системы слабы и их трудно идентифицировать, но новые и повторяющиеся новые являются такими системами, которые удобно рекламируют себя. Одним из примеров является U Скорпиона . Ближайшим известным кандидатом в сверхновую типа Ia является IK Pegasi (HR 8210), расположенная на расстоянии 150 световых лет. но наблюдения показывают, что может пройти целых 1,9 миллиарда лет, прежде чем белый карлик сможет накопить критическую массу, необходимую для того, чтобы стать сверхновой типа Ia.

См. также

• Килонова – слияние нейтронных звезд
• Список сверхновых
• Список остатков сверхновых
• Кварк-новая - Гипотетический сильный взрыв, возникший в результате превращения нейтронной звезды в кварковую звезду.
• Сверхяркая сверхновая - сверхновая как минимум в десять раз ярче стандартной сверхновой.
• Сверхновые в художественной литературе
• Хронология белых карликов, нейтронных звезд и сверхновых - хронологический список развития знаний и записей
• Коллапсар - звезда, подвергшаяся гравитационному коллапсу.
• Гиперновая - сверхновая, выбрасывающая большую массу с необычно высокой скоростью.

Further reading

• Athem W. Alsabti; Paul Murdin, eds. (2017). Handbook of Supernovae. Springer Cham. Bibcode:2017hsn..book.....A. doi:10.1007/978-3-319-21846-5. ISBN 978-3-319-21845-8.
• Branch, D.; Wheeler, J. C. (2017). Supernova Explosions. Springer. p. 721. ISBN 978-3-662-55052-6.
• Takahashi, K.; Sato, K.; Burrows, A.; Thompson, T. A. (2003). "Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations, and the Mass of the Progenitor Star". Physical Review D. 68 (11): 77–81. arXiv:hep-ph/0306056. Bibcode:2003PhRvD..68k3009T. doi:10.1103/PhysRevD.68.113009. S2CID 119390151.
• Woosley, S. E.; Janka, H.-T. (2005). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. doi:10.1038/nphys172. S2CID 118974639.

External links

• Tsvetkov, D. Yu.; Pavlyuk, N. N.; Bartunov, O. S.; Pskovskii, Y. P. "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue". Sternberg Astronomical Institute, Moscow University. Retrieved 28 November 2006. A searchable catalogue
• "The Open Supernova Catalog". GitHub. 6 October 2022. An open-access catalog of supernova light curves and spectra.
• "List of Supernovae with IAU Designations". IAU: Central Bureau for Astronomical Telegrams. Retrieved 25 October 2010.