Tyypin II supernova

Tyypin  II supernova on eräänlainen supernova , jossa on romahtava ydin, jossa massiivisen tähden nopean puristuksen ja sitä seuranneen voimakkaan räjähdyksen seurauksena tähden kirkkaus lisääntyy jyrkästi (10 8  - 10 10 kertaa) . Jotta tällainen räjähdys olisi mahdollista, tähden massan on ylitettävä Auringon massa ( M ʘ ) vähintään 8 kertaa, mutta enintään 40-50 kertaa [1] . Supernovien luokittelu perustuu niiden spektrien eroihin , ja tyypin II supernovat voidaan tunnistaa vedyn ominaisspektrisarjasta [2] . Tällaisia ​​supernoveja havaitaan yleensä galaksien spiraalihaaroissa ja H II - alueilla , mutta ei elliptisissa galakseissa .

Tähtien energiaa vapautuu alkuaineiden lämpöydinfuusioreaktioiden seurauksena. Toisin kuin Auringolla, suurilla tähdillä on massa, joka tarvitaan lämpöydinfuusion alkuaineiden, joiden atomimassa on suurempi kuin vedyn ja heliumin, massa. Koska lämpötila ja paine tähden sisällä ovat paljon korkeammat, tällaisten tähtien elinkaari on lyhyempi. Elektronien hylkivä paine ja fuusioreaktioiden tuottama energia ovat riittävät pitämään tähden tasapainossa - kun nämä prosessit vastustavat puristusvoimaa ja estävät tähteä romahtamasta . Tähti sulattaa elementtejä, joiden massat ovat yhä suurempia, alkaen vedystä ja heliumista ja liikkuen sitten jaksollisen järjestelmän läpi, kunnes muodostuu rautaa ja nikkeliä . Raudan ja nikkelin lämpöydinfuusio ei tarjoa riittävää energiantuottoa raskaampien alkuaineiden synteesiin, joten nikkeli ja rauta kerääntyvät vähitellen tähden keskialueelle muodostaen ytimen, jossa on vähemmän lämpöydinfuusioon osallistuvia kevyitä alkuaineita. Energian puutteen vuoksi vastustuskyky ulkoiselle paineelle heikkenee, tasapaino häiriintyy ja tähden ulkokuorten massa puristaa keskiytimen.

Kun puristetun keskusytimen massa ylittää Chandrasekhar-rajan (noin 1,4 Mʘ ), elektronien hylkimisenergia ei enää riitä vastustamaan painovoiman supistumista. Ytimen katastrofaalinen romahdus tapahtuu sekunneissa. Ilman romahtaneen sisemmän ytimen vaikutusta ulompi aine romahtaa painovoiman vaikutuksesta ja saavuttaa nopeudet jopa 23 % valon nopeudesta , ja nopea supistuminen nostaa sisemmän ytimen lämpötilan 100 miljardiin kelviniin . Tämän seurauksena alkaa tapahtua neutronisaatioreaktioita , jotka tuottavat neutroneja ja neutriinoja . Tämä aiheuttaa nopean energiahäviön , jonka tuloksena olevat neutriinot kuljettavat pois, vapauttaen noin 10 46 J (100 vihollista ) kymmenen sekunnin purskeessa. Sisäytimen romahduksen pysäyttää neutronien rappeutuminen  - atomiytimen nukleonien (protonien, neutronien) välinen hylkäys alkaa vaikuttaa pakottaen räjähdyksen kääntymään ympäri ja sammumaan. Tämän laajenevan iskuaallon energia riittää tuhoamaan tähden ulommat kerrokset ja lisäämään niiden nopeutta muodostaen supernovaräjähdyksen. Räjähdys on niin voimakas, että se mahdollistaa rautaa raskaampien alkuaineiden synteesin [2] . Tähden alkuperäisestä koosta riippuen ytimen jäännökset muodostavat neutronitähden tai mustan aukon . Taustalla olevasta mekanismista johtuen tuloksena olevaa supernovaa kutsutaan myös ytimen romahtamisen supernovaksi.

Tyypin II supernovaräjähdyksissä on useita luokkia, jotka luokitellaan räjähdyksen jälkeen saadun valokäyrän (valokuvaaja ajan funktiona) perusteella. Tyypin II-L supernovat kokevat valokäyrän tasaisen lineaarisen laskun räjähdyksen jälkeen, kun taas tyypin II-P supernovat kokevat valokäyrän hitaamman heikkenemisen (tasanne), jota seuraa normaali heikkeneminen. Tyypin Ib ja tyypin Ic supernovat  ovat massiivisia ytimessä romahtavia tähtiä, jotka ovat vuotaneet vety- ja (tyypin Ic) heliumkuorensa. Tämän seurauksena nämä elementit puuttuvat spektristään.

Muodostaminen

Tähdet, paljon Aurinkoa massiivisemmat, kehittyvät melko monimutkaisella tavalla. Tähden ytimessä heliumia syntetisoidaan vedystä vapauttamalla lämpöenergiaa , joka tuottaa painetta laajenevalle kaasulle. Tämä paine estää tähden painovoiman romahtamisesta tai toisin sanoen tarjoaa ns. tähtien tai hydrostaattisen tasapainon . Tuloksena oleva helium kerääntyy vähitellen, koska ytimen lämpötila ei ole vielä tarpeeksi korkea sen palamiseen ja uusien alkuaineiden synteesiin. Lopulta ytimen vety loppuu, sen palamisesta vapautuva energia vähenee ja painovoima saa ytimen kutistumaan. Tämä supistuminen nostaa lämpötilaa tarpeeksi käynnistääkseen lyhyemmän heliumilla avustetun fuusiovaiheen, jonka osuus on alle 10 % tähden koko eliniästä. Tähdissä , joiden massa on alle 8 aurinkohiiltä , ​​joka muodostuu heliumin fuusion aikana, ei joudu fuusioreaktioihin, ja tähti jäähtyy vähitellen muuttuen valkoiseksi kääpiöksi [3] [4] . Valkoisista kääpiöistä, jos niillä on läheinen kumppani punaisen jättiläisen muodossa , voi tulla tyypin Ia supernova naapurinsa aineen kertymisen vuoksi [ 2 ] .

Isompi tähti on kuitenkin niin massiivinen, että seuraavan puristuksen aikana, kun myös helium loppuu, hiili alkaa palaa ytimessä. Näiden massiivisten tähtien keskialueet kerrostuvat kuin sipuli, kun raskaammat atomiytimet kerääntyvät keskelle: ulkokuorissa vety poltetaan heliumiksi, jonka jälkeen heliumkerros muuttuu hiileksi kolminkertaisen heliumreaktion kautta . ja sitten on kerroksia yhä raskaampia elementtejä. Tähdessä tämä prosessi kehittyy jatkuvasti ja käy läpi toistuvia vaiheita: kun seuraavan alkuaineen lämpöydinfuusio pysähtyy, ydin supistuu, kunnes paine ja lämpötila riittävät aloittamaan seuraavan fuusiovaiheen, joka pysäyttää puristumisen [3] [ 4] .

Gravitaatioytimen romahdus

Tähden palamista rajoittava tekijä on lämpöydinfuusion aikana vapautuva energiamäärä , joka riippuu nukleoneja atomiytimessä pitävästä sitoutumisenergiasta . Jokainen lisävaihe tuottaa yhä raskaampia ytimiä, jotka sulautuessaan vapauttavat yhä vähemmän energiaa. Lisäksi hiilen ydinpolton aikana tapahtuu merkittävää energiahäviötä tähdestä helposti poistuvien neutriinojen kautta , mikä johtaa nopeampaan reaktioon kuin muissa tapauksissa [6] . Tämä jatkuu, kunnes muodostuu nikkeli-56 :ta , joka hajoaa radioaktiivisesti koboltti-56 :ksi ja sitten rauta-56 :ksi useiden kuukausien aikana. Koska raudalla ja nikkelillä on kaikista alkuaineista suurin sitoutumisenergia nukleonia kohden [7] , tähden energiaa ei voida saada fuusioimalla jatkossa, ja nikkeli-rautaydin kasvaa [4] [8] . Tämä ydin on valtavan gravitaatiopaineen alainen. Koska ei ole energianlähdettä, joka nostaisi tähden lämpötilaa entisestään, painovoiman supistumista hillitsee vain elektronien hylkimispaine . Tässä tilassa aine on niin tiheää, että tiivistymisen jatkaminen edellyttää, että elektronit miehittävät samat energiatasot . Tämä tilanne ei kuitenkaan ole mahdollinen identtisille fermionisille hiukkasille, kuten elektronille, Paulin poissulkemisperiaatteen mukaisesti .

Kun ytimen massa ylittää Chandrasekhar-rajan , joka on noin 1,4 Mʘ , elektronien hylkimispaine ei enää pysty hillitsemään supistumista ja tapahtuu katastrofaalinen romahdus [9] . Ytimen ulompi osa syöksyy tähden keskelle nopeudella, joka on 70 000 km/s (23 % valon nopeudesta ) [10] . Nopeasti supistuva ydin lämpenee lähettämällä korkeaenergisiä gammasäteitä , jotka halkaisevat rautaytimiä ydinvoiman valosähköilmiön kautta , lähettäen heliumytimiä ja vapaita neutroneja . Ytimen tiheyden kasvaessa neutronisaatioreaktiosta tulee energeettisesti suotuisa , jossa elektronit ja protonit sulautuvat käänteisen beeta-hajoamisen kautta , jolloin syntyy neutroneja ja alkuainehiukkasia, joita kutsutaan neutriinoksiksi . Koska neutriinot ovat harvoin vuorovaikutuksessa normaalin aineen kanssa, ne voivat helposti paeta ytimestä, kuljettaen energiaa ja kiihdyttäen millisekuntien sisällä tapahtuvaa romahdusta. Kun sisäalue erottuu tähden ulkokerroksista, osa näistä neutriinoista absorboituu tähden ulkokerroksiin, mikä käynnistää supernovaräjähdyksen täysin tutkimattomalla tavalla [11] .

Tyypin II supernovat saavuttavat atomiytimen tiheyttä verrattavan tiheyden, romahtamisen pysäyttävät lopulta neutronien väliset hylkivät voimat. Nämä voimat johtuvat sekä voimakkaasta vuorovaikutuksesta että neutronien rappeutumispaineesta . Kun romahdus pysähtyy, puristuva aine työntyy erilleen muodostaen shokkiaallon , joka etenee ulospäin. Ydinfissioreaktiot, kuten myös elektronien sieppausreaktiot, voivat vähentää ejektion energiaa ja hidastaa aaltoa 100–200 kilometrin etäisyydellä [12] .

Ydinromahdusvaihe on niin lyhyt ja energinen, että vain neutriinot voivat paeta. Kun protonit ja elektronit yhdistyvät muodostamaan neutroneja elektronien sieppauksen kautta , syntyy elektronineutrino . Tyypillisessä tyypin II supernovassa vasta muodostuneen neutroniytimen alkulämpötila on noin 100 miljardia kelviniä , mikä on 104 kertaa Auringon ytimen lämpötila. Suurin osa tästä lämpöenergiasta on menetettävä, muuten vakaan neutronitähden muodostuminen on mahdotonta, koska neutronit yksinkertaisesti "kiehuvat pois". Tämä energiavuoto saavutetaan vapauttamalla lisää neutriinoja [13] . Nämä "termiset" neutriinot syntyvät värähtelyjen seurauksena kaikenmakuisten neutrino-antineutriinoparien muodossa , jotka ovat useita kertoja enemmän kuin elektronien sieppauksesta vapautuvia neutriinoja [14] . Nämä kaksi neutriinotuotantomekanismia muuttavat romahtamisen gravitaatiopotentiaalienergian kymmenen sekunnin neutriinopurskeeksi vapauttaen noin 10 46 J (100 vihollista ) [15] .

Prosessin kautta, jota ei selvästi ymmärretä, noin 1 % eli 10 44 J (1 vihollinen) vapautuneesta energiasta (neutriinojen muodossa) imeytyy takaisin hidastettuun iskuaaltoon, mikä aiheuttaa supernovaräjähdyksen [12] . Supernova SN 1987A :n lähettämät neutriinot ovat saaneet johtavat astrofyysikot päättelemään, että teoreettinen kuva ytimien romahtamisesta on periaatteessa oikea. Vesiinstrumentit Kamiokande II ja IMB havaitsivat lämpöalkuperää olevia antineutriinoja [13] , kun taas gallium-71 :een perustuva Baksan -instrumentti havaitsi joko lämpöalkuperää tai elektroneja sieppaavia neutriinoja ( leptonluku = 1).

Jos alkuperäisen tähden massa on alle 20 M ʘ , niin räjähdyksen voimakkuudesta ja romahtavan materiaalin määrästä riippuen vasta muodostuneesta ytimen jäännöksestä tulee neutronitähti [10] . Jos massa oli suurempi, jäännös muuttuu mustaksi aukoksi [4] [16] . Teoreettinen massaraja tällaiselle skenaariolle on noin 40-50 Mʘ . Tämän rajan yläpuolella tähden katsotaan muuttuvan mustaksi aukoksi suoraan, ilman supernovaräjähdystä [17] , vaikka supernovan romahtamismallien epävarmuustekijät tekevät näiden rajojen laskelmista epätarkkoja.

Hiukkasfysiikan standardimalli on teoria , joka kuvaa kolmea neljästä tunnetusta perusvuorovaikutuksesta alkuainehiukkasten välillä , jotka muodostavat kaiken aineen . Tämä teoria mahdollistaa hiukkasten vuorovaikutuksen eri olosuhteissa ennustamisen. Hiukkasten energia supernovassa on yleensä yhdestä sataanviisikymmeneen picojouleen (kymmistä satoihin MeV ) [18] . Tämä energia on tarpeeksi pieni, jotta hiukkasfysiikan standardimallista johdetut ennusteet pitävät enimmäkseen paikkansa. Mutta suuri tiheys saattaa vaatia muutoksia vakiomalliin [19] . Erityisesti maapallon hiukkaskiihdyttimet voivat luoda vuorovaikutustilanteita hiukkasten välille, joiden energia on paljon suurempi kuin supernovassa [20] . Näissä kokeissa vuorovaikutusta tapahtuu kuitenkin pienen määrän hiukkasten välillä, ja on todennäköistä, että supernovan sisällä olevat korkeat tiheydet aiheuttavat tuntemattomia vaikutuksia. Vuorovaikutus neutriinojen ja muiden supernovassa olevien hiukkasten välillä tapahtuu heikon ydinvoiman kautta , jonka katsotaan olevan hyvin ymmärretty. Protonien ja neutronien välinen vuorovaikutus tapahtuu kuitenkin voimakkaan ydinvoiman kautta , jota on paljon vähemmän tutkittu [21] .

Tyypin II supernovien pääasiallinen ratkaisematon ongelma on se, että ei ole selvää, kuinka neutriinopurkaus siirtää energiansa muulle tähdelle luoden shokkiaallon, joka saa tähden räjähtämään. Yllä olevasta keskustelusta voidaan nähdä, että vain yksi prosentti energiasta on siirrettävä räjähdyksen aikaansaamiseksi. Mutta on erittäin vaikea selittää, kuinka tämä energiansiirtoprosessi tapahtuu, vaikka uskotaan, että vuorovaikutukseen osallistuvat hiukkaset ovat hyvin tutkittuja. 1990-luvulla yksi malli oli konvektioiden vaihto olettaen, että konvektio, joko alhaalta tulevien neutriinojen tai ylhäältä putoavan aineen kanssa, täydentää esitähden tuhoamisprosessin. Rautaa raskaampia alkuaineita muodostuu tämän räjähdyksen aikana sieppaamalla neutroneja ja "neutrinopallon" rajaa vasten puristuneiden neutriinojen paineesta. Supernovaräjähdys sinkouttaa ympäröivään tilaan kaasu- ja pölypilven, joka sisältää paljon enemmän raskaita alkuaineita kuin materiaali, josta tähti alun perin koostui [22] .

Neutriinofysiikka , joka on mallinnettu standardimallilla, on kriittinen tämän prosessin ymmärtämiseksi [19] . Toinen tärkeä tutkimusalue on kuolevan tähden muodostavan plasman hydrodynamiikka . Plasman käyttäytyminen ytimen romahtamisen aikana riippuu siitä, milloin ja miten "iskuaalto" muodostuu, sekä milloin ja miten se "hidastetaan" ja aktivoituu [23] .

Itse asiassa jotkin teoreettiset mallit sisältävät hydrodynaamisen epävakauden pysähtyneessä shokkiaaltossa, joka tunnetaan nimellä "pysyvän akkretion shokki epävakaus" (SASI, Standing Accretion Shock Wave). Tämä epävakaus johtuu lisääntyvän shokkiaallon ei-säteittäisten häiriöiden kehittymisestä, muuttaen sitä, mikä voi johtaa shokkiaallon tunkeutumiseen tähden ulompiin kerroksiin ja supernovaräjähdukseen [24] . SASI:ta käytetään usein yhdessä neutrinoteorioiden kanssa estyneen iskun aktivoitumisen tietokonesimulaatioissa [25] .

Tietokonemallinnus on tuonut menestystä tyypin II supernovien käyttäytymisen laskemisessa shokkiaallon muodostumisvaiheessa. Jättämällä huomioimatta räjähdyksen ensimmäisen sekunnin ja olettaen, että räjähdys oli alkanut, astrofyysikot pystyivät tekemään yksityiskohtaisia ​​ennusteita supernovan luomista alkuaineista ja sen odotetusta valokäyrästä [26] [27] [28] .

Valokäyrät tyypin II-L ja tyypin II-P supernoveille

Tyypin II supernovan spektrissä on tyypillisesti Balmerin absorptioviivat  , vähentynyt vuo ominaistaajuuksilla, joissa vetyatomit absorboivat energiaa. Näiden linjojen läsnäoloa käytetään erottamaan tämä supernovaluokka tyypin I supernovasta .

Kun tyypin II supernovan kirkkaus piirretään aikajanalle, se näyttää kirkkauden tyypillisen huipun, jota seuraa lasku. Näiden valokäyrien keskimääräinen laskunopeus on 0,008 magnitudia päivässä; paljon pienempi kuin tyypin Ia supernovien vähenemisnopeus. Tyyppi II on jaettu kahteen luokkaan valokäyrän muodosta riippuen. Tyypin II-L supernovan valokäyrä osoittaa tasaista lineaarista laskua maksimikirkkauden jälkeen. Sitä vastoin tyypin II-P supernovan valokäyrällä on erikoinen tasaisuus (kutsutaan tasangoksi ) laskun aikana, kun valoisuus laskee hitaammin: 0,0075 magnitudia päivässä tyypin II-P tapauksessa verrattuna 0,012 magnitudia päivässä tyypille II-L [29] .

Uskotaan, että valokäyrien muodon ero johtuu tyypin II-L supernovien tapauksessa siitä, että suurin osa emotähden vetyverhosta irtoaa [29] . Tasannevaihe tyypin II-P supernovassa johtuu ulkokerroksen opasiteetin muutoksesta. Iskuaalto ionisoi ulkokuoressa olevan vedyn - ajaa elektronin pois vetyatomista - mikä johtaa opasiteetin merkittävään lisääntymiseen . Tämä estää fotonien karkaamisen räjähdyksen sisältä. Kun vety jäähtyy riittävästi rekombinaatiota varten, ulkokerroksesta tulee läpinäkyvä [30] .

Tyypin II supernovat

"N" tarkoittaa kapeaa, mikä osoittaa kapeiden tai keskisuurten vetyemissioviivojen läsnäolon spektrissä. Keskimääräinen leveys osoittaa, että räjähdyksen ejecti voi olla voimakkaassa vuorovaikutuksessa tähtiä ympäröivän kaasun kanssa - ympärillä olevan väliaineen kanssa [31] [32] . Havaittujen ominaisuuksien selittämiseen tarvittava arvioitu tähtitiheys on paljon suurempi kuin standardien tähtien evoluution teorian perusteella odotetaan [33] . Uskotaan, että korkean tähtien ympärillä oleva tiheys johtuu suuresta massahäviöstä ennen IIn-supernovan ilmestymistä. Arvioidut massahäviön arvot ovat yleensä yli 10 −3 M ʘ v −1 . On viitteitä siitä, että ne ovat peräisin kirkkaan sinisistä muuttuvista tähdistä , joilla on suuria räjähdystä edeltäviä massahäviöitä [34] . SN 1998S ja SN 2005gl ovat esimerkkejä tyypin IIn supernoveista; SN 2006gy , erittäin aktiivinen supernova, voi olla toinen esimerkki [35] .

Tyypin IIb supernova

Tyypin IIb supernovassa on heikko vetyviiva alkuperäisessä spektrissä, joten se luokitellaan tyypiksi II. Myöhemmin vedyn emissio kuitenkin muuttuu huomaamattomaksi, mutta valokäyrässä on toinen huippu, jonka spektri muistuttaa enemmän tyypin Ib supernovaa . Esi-isä voi olla massiivinen tähti, joka sinkoutui suurimman osan ulkokerroksistaan ​​tai joka menetti suurimman osan vetykuorestaan ​​vuorovaikutuksen vuoksi binäärisysteemissä olevan kumppanin kanssa, jättäen jälkeensä ytimen, joka koostuu lähes kokonaan heliumista [36] . Kun tyypin IIb päästöt laajenevat, vetykerros muuttuu nopeasti läpinäkyvämmäksi ja paljastaa syvempiä kerroksia [36] . Klassinen esimerkki tyypin IIb supernovasta on SN 1993J [37] [38] , toinen esimerkki Cassiopeia A: sta [39] . Luokan IIb ehdottivat ensimmäisenä (teoreettisena käsitteenä) Woosley et ai. vuonna 1987 [40] ja tätä luokkaa sovellettiin pian SN 1987K [41] ja SN 1993J [42] .

Hypernova

vuorovaikutus tiheän ympyrämäisen aineen kuoren kanssa - CSM-malli (englanniksi: CircumStellar Material);

Tähdillä, joiden alkuperäinen massa on noin 25-90 aurinkomassaa, on tarpeeksi suuria ytimiä, jotta supernovaräjähdyksen jälkeen aine palaa neutronitähden ytimeen ja muodostaa mustan aukon. Monissa tapauksissa tämä vähentää supernovan kirkkautta, ja yli 90 Mʘ tähti muuttuu suoraan mustaksi aukoksi ilman supernovaräjähdystä. Mutta jos progenitori pyörii tarpeeksi nopeasti, putoava aine kehittää suhteellisia suihkuja, jotka säteilevät enemmän energiaa kuin alkuperäinen räjähdys [43] . Ne voidaan nähdä myös suoraan, jos ne säteilevät meidän suuntaanmme, jolloin ne antavat vaikutelman vieläkin valoisammasta esineestä. Joissakin tapauksissa ne voivat tuottaa gammapurskeita , vaikka kaikki gammapurskeet eivät ole peräisin supernoveista [44] .

Joissakin tapauksissa tyypin II supernova tapahtuu, kun tähteä ympäröi erittäin tiheä ainepilvi, joka sinkoutuu ulos, luultavasti sinisten vaihtelevien purkausten aikana . Tämä shokkiräjähdysaine tulee kirkkaammaksi kuin tavallinen supernova. Näillä tyypin IIn supernovilla on todennäköisesti useita valovoimakkuuksia, joista hypernova on kirkkain.

Pari-epävakaat supernovat syntyvät, kun äärimmäisen massiivisen tähden happiydin kuumenee tarpeeksi kuumaksi, jotta gammasäteily synnyttää spontaanisti elektroni-positroni-pareja [45] . Tämä johtaa ytimen romahtamiseen, mutta kun rautaytimen romahtaminen aiheuttaa endotermisen fuusion raskaampien alkuaineiden kanssa, happiytimen romahtaminen luo nopean eksotermisen fuusion , joka lopulta tuhoaa tähden. Vapautunut kokonaisenergia riippuu alkuperäisestä massasta, ja suurin osa ytimestä muunnetaan 56 Ni:ksi ja työnnetään ulos, mikä sitten johtaa supernovaan muutaman kuukauden kuluessa. Matkan lopussa tähdet, joiden massa on noin 140 Mʘ , tuottavat supernoveja, jotka ovat pitkäikäisiä mutta muuten tyypillisiä, kun taas tähdet, joiden massa on suurin, noin 250 Mʘ , tuottavat supernovia, jotka ovat erittäin kirkkaita ja erittäin pitkäikäisiä. Massiivisemmat tähdet kuolevat fotoydinmuutosten seurauksena . Vain populaation III tähdet , joilla on erittäin alhainen metallipitoisuus, voivat saavuttaa tämän vaiheen . Tähdet, joissa on raskaampia alkuaineita, ovat himmeämpiä ja irrottavat ulompia kerroksiaan, kunnes ne ovat tarpeeksi pieniä räjähtääkseen normaalina tyypin Ib/c supernovana. Uskotaan, että jopa galaksissamme vanhojen, matalametallisten tähtien fuusio voi muodostaa massiivisia tähtiä, jotka voivat muuttua pari-epävakaaksi supernovaksi.

Katso myös

• Tyypin Ia supernova
• Luettelo supernovajäännöksistä
• vesijättö
• Hypernova
• supernova jäännös
• lähellä maata olevaa supernovaa
• Luettelo tähdistä - ehdokkaita supernovalle

Muistiinpanot

1. ↑ Gilmore, Gerry. Supertähden lyhyt upea elämä   // Tiede . - 2004. - Voi. 304 , nro. 5697 . - P. 1915-1916 . - doi : 10.1126/tiede.1100370 . — PMID 15218132 .
2. ↑ 1 2 3 Henkilökunta. Johdatus supernovajäänteisiin . NASA Goddard/SAO (7. syyskuuta 2006). Haettu 1. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2017. (määrätön)
3. ↑ 1 2 Richmond, Michael Pienimassaisten tähtien evoluution myöhäiset vaiheet . Rochester Institute of Technology . Haettu 4. elokuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 29. toukokuuta 2020. (määrätön)
4. ↑ 1 2 3 4 Hinshaw, Gary Tähtien elämä ja kuolema . NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) -tehtävä (23. elokuuta 2006). Haettu 1. syyskuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 3. kesäkuuta 2013. (määrätön)
5. ↑ Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae  (englanti)  // Nature Physics  : Journal. - 2005. - Joulukuu ( osa 1 , nro 3 ). - s. 147-154 . - doi : 10.1038/nphys172 . - . - arXiv : astro-ph/0601261 .
6. ↑ Clayton, Donald. Tähtien evoluution ja nukleosynteesin periaatteet  (englanniksi) . - University of Chicago Press , 1983. - ISBN 978-0-226-10953-4 . Arkistoitu 1. helmikuuta 2017 Wayback Machinessa
7. ↑ Fewell, MP Atominuklidi, jolla on suurin keskimääräinen sitoutumisenergia  // American  Journal of Physics  : Journal. - 1995. - Voi. 63 , nro. 7 . - s. 653-658 . - doi : 10.1119/1.17828 . — .
8. ↑ Fleurot, Fabrice Evolution of Massive Stars (linkki ei saatavilla) . Laurentian yliopisto. Haettu 13. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 21. toukokuuta 2017. (määrätön) 
9. ↑ Lieb, EH; Yau, H.-T. Chandrasekharin tähtien romahtamisen teorian tarkka tutkimus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1987. - Voi. 323 , no. 1 . - s. 140-144 . - doi : 10.1086/165813 . - .
10. ↑ 12 Fryer , C.L.; Uudet, KCB :n painovoimaaallot painovoiman romahtamisesta (linkki ei käytettävissä) . Max Planck Institute for Gravitational Physics (24. tammikuuta 2006). Haettu 14. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 19. helmikuuta 2015.  (määrätön) 
11. ↑ Romahduksen aikana kuoren vetovoima ytimeen, joka riippuu esineiden välisen etäisyyden neliöstä, putoaa erittäin jyrkästi ytimen geometristen mittojen pienenemisen vuoksi ja johtaa kuoren irtoamiseen. kuori, joka on sisäisten ydin- ja sähkömagneettisten jännitysten vaikutuksen alaisena, eli tulee hetki, jolloin elektronien ja ytimien hylkimisenergia riittää vastustamaan painovoiman supistumista. Sitten, kun ulkokuori lentää pois tietyn matkan, sen alaosa, joka ei ole täysin romahtanut ytimen kanssa, hylkii jälleen, vielä enemmän energiaa, luoden toisen, vahvemman iskuaallon, joka etenee ulospäin ja kiihdyttää ensimmäistä. Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. Gammaprosessin nukleosynteesin universaalisuuden periaate ydin-collapse-supernovaräjähdyksissä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 648 , no. 1 . -P.L47- L50 . - doi : 10.1086/507703 . - .
12. ↑ 12 Fryer , C.L.; Uudet, KBC Gravitational Waves from Gravitational Collapse, osa 3.1 (kuollut linkki) . Los Alamos National Laboratory (24. tammikuuta 2006). Haettu 9. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 7. joulukuuta 2014.  (määrätön) 
13. ↑ 1 2 Arkistoitu kopio (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 17. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 5. toukokuuta 2008.  (määrätön)  Arkistoitu kopio (linkki ei saatavilla) . Haettu 17. tammikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 5. toukokuuta 2008. (määrätön) 
14. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection  (englanniksi) . - New Haven: Yale University Press , 2000. - S. 173. - ISBN 978-0-300-09097-0 .
15. ↑ Barwick, S.; Beacom, J. APS Neutrino Study: Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Groupin raportti (PDF). American Physical Society (29. lokakuuta 2004). Haettu 12. joulukuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 16. joulukuuta 2018. (määrätön)
16. ↑ Fryer, Chris L. Mustan aukon muodostuminen tähtien romahtamisesta  // Klassinen ja kvanttigravity  : päiväkirja  . - 2003. - Voi. 20 , ei. 10 . -P.S73- S80 . - doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . — .
17. ↑ Fryer, Chris L. Mustan aukon muodostumisen massarajoitukset  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 522 , no. 1 . - s. 413-418 . - doi : 10.1086/307647 . - . - arXiv : astro-ph/9902315 .
18. ↑ Izzard, R.G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, CA Ytimen romahtamisen aiheuttamien supernovien ja gammasäteilypurkausten muodostumisnopeudet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2004. - Voi. 348 , nro. 4 . - s. 1215 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x . - . — arXiv : astro-ph/0311463 .
19. ↑ 1 2 Rampp, M.; Buras, R.; Janka, H.-Th.; Raffelt, G. (11.–16. helmikuuta 2002). "Ytimen romahduksen supernovasimulaatiot: syöttöfysiikan variaatiot". 11. "Ydinastrofysiikkaa" käsittelevän työpajan aineisto . Ringbergin linna, Tegernsee, Saksa. s. 119-125. arXiv : astro-ph/0203493 . Bibcode : 2002nuas.conf..119R .
20. ↑ Ackerstaff, K. Standardimallin testit ja uuden fysiikan rajoitukset Fermion-parin tuotannon mittauksista 189 GeV:ssä LEP:ssä  //  Lähetetty European Physical Journal C :lle : päiväkirja. - 1998. - Voi. 2 , ei. 3 . - s. 441-472 . - doi : 10.1007/s100529800851 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2018.
21. ↑ Henkilökunta. Nobelin fysiikan palkinto 2004 (linkki ei saatavilla) . Nobel-säätiö (5. lokakuuta 2004). Haettu 30. toukokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 24. elokuuta 2011. (määrätön) 
22. ↑ Stover, Dawn. Life In A Bubble  (englanniksi)  // Popular Science  : aikakauslehti. — Bonnier Corp. , 2006. - Voi. 269 , nro. 6 . - s. 16 .
23. ↑ Janka, H.-Th.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Mueller, B. Theory of Core-Collapse Supernovae // Bethe Centennial Volume of Physics Reports (lähetetty). - 2006. - T. 142 , nro 1-4 . - S. 229 . - doi : 10.1016/0022-1694(93)90012-X . - . — arXiv : astro-ph/0612072 .
24. ↑ Gennadi Semenovich Bisnovaty-Kogan; Sergei Grigorjevitš Moiseenko. Supernovien magneettinen "moottori" . elementy.ru . Journal "Nature" nro 9, 2015, RAS (syyskuu 2015). Haettu 6. helmikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 7. helmikuuta 2018. (määrätön)
25. ↑ Wakana Iwakami; Kei Kotake; Naofumi Ohnishi; Shoichi Yamada; Keisuke Sawada. 3D-simulaatiot seisovan accretion shokin epävakauden ydin-collapse supernovassa (linkki ei saatavilla) . 3D-simulaatiot seisovan accretion shokin epävakauden ydin-collapse supernovassa . 14. työpaja "Ydinastrofysiikasta" (10. maaliskuuta 2008). Käyttöpäivä: 30. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2011.  (määrätön) 
26. ↑ Blinnikov, S.I.; Röpke, FK; Sorokina, E.I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. Teoreettiset valokäyrät tyypin Ia supernovan  deflagraatiomalleille // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2006. - Voi. 453 , no. 1 . - s. 229-240 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054594 . - . — arXiv : astro-ph/0603036 .
27. ↑ Young, Timothy R. Parametritutkimus tyypin II supernovavalokäyristä käyttäen 6 M He Coresia  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Voi. 617 , no. 2 . - s. 1233-1250 . - doi : 10.1086/425675 . - . — arXiv : astro-ph/0409284 .
28. ↑ Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R.D.; Woosley, SE Nukleosynteesi massiivisissa tähdissä parannetulla ydin- ja tähtifysiikalla  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 576 , no. 1 . - s. 323-348 . - doi : 10.1086/341728 . - . - arXiv : astro-ph/0112478 .
29. ↑ 1 2 Doggett, JB; Branch, D. A Comparative Study of Supernova Light Curves  // Astronomical Journal  :  Journal. - 1985. - Voi. 90 . - P. 2303-2311 . - doi : 10.1086/113934 . - .
30. ↑ Tyypin II Supernova Light Curves . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 17. maaliskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 17. lokakuuta 2019. (määrätön)
31. ↑ Filippenko, AV Optical Spectra of Supernovae   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - 1997. - Voi. 35 . - s. 309-330 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . - .
32. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Danziger, IJ; Mazzali, PA; Patat, F.; Filippenko, A.V.; Schlegel, DJ; Matheson, T. Tyyppi IIn supernova 1995G: vuorovaikutus ympäröivän välineen kanssa   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. - Oxford University Press , 2002. - Voi. 333 , nro. 1 . - s. 27-38 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . - . - arXiv : astro-ph/0201483 .
33. ↑ Langer, N. Massiivisten yksittäisten ja kaksoistähtien Presupernova Evolution  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : päiväkirja. - 2012. - 22. syyskuuta ( nide 50 , nro 1 ). - s. 107-164 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . — . - arXiv : 1206.5443 .
34. ↑ Michael Kiewe; Avishay Gal Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; kettu; Dae-Sik Kuu; hiekka; Soderberg, Alicia M.; Cccp, The. Caltech Core-Collapse Project (CCCP) -havainnot tyypin IIn supernoveista: tyypilliset ominaisuudet ja seuraukset niiden esi-tähtille  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Voi. 744 , no. 10 . — s. 10 . - doi : 10.1088/0004-637X/744/1/10 . — . - arXiv : 1010.2689 .
35. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, JM; Filippenko, A.V.; Foley, RJ Spectral Evolution of the Extraordinary Type II In Supernova 2006gy  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Voi. 709 , no. 2 . - s. 856-883 . - doi : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . - . - arXiv : 0906.2200 .
36. ↑ 1 2 Utrobin, VP Ei-terminen ionisaatio ja viritys tyypin IIb supernovassa 1993J  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1996. - Voi. 306 , no. 5940 . - s. 219-231 . - .
37. ↑ Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. Tyypin IIb malli supernovalle 1993J   // Nature . - 1993. - Voi. 364 , no. 6437 . - s. 507 . - doi : 10.1038/364507a0 . - .
38. ↑ Chevalier, RA; Soderberg, AM Type IIb -supernovat, joissa on kompakteja ja laajennettuja esisyntyneitä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Voi. 711 . - P.L40 . - doi : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . — . - arXiv : 0911.3408 .
39. ↑ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. The Cassiopeia A supernova oli tyyppiä IIb   // Tiede . - 2008. - Voi. 320 , no. 5880 . - P. 1195-1197 . - doi : 10.1126/tiede.1155788 . - . - arXiv : 0805.4557 . — PMID 18511684 .
40. ↑ Woosley, SE; Pinto, P.A.; Martin, P.G.; Weaver, Thomas A. Supernova 1987A Suuressa Magellanin pilvessä - noin 20 aurinkomassan tähden räjähdys, joka on kokenut massahäviön? (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1987. - Voi. 318 . - s. 664 . - doi : 10.1086/165402 . - .
41. ↑ Aleksei V.; Filippenko. Supernova 1987K - Tyyppi II nuoruudessa, tyyppi Ib vanhuudessa  (englanniksi)  // Astronomical Journal  : Journal. - 1988. - Voi. 96 . - s. 1941 . - doi : 10.1086/114940 . - .
42. ↑ Aleksei V.; Filippenko; Matheson, Thomas; Ho, Luis C. Tyypin IIb supernova 1993J julkaisussa M81: Tyypin Ib supernovaen lähisukulainen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Voi. 415 . — P.L103 . - doi : 10.1086/187043 . - .
43. ↑ Nomoto, K.I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. Hypernovat, gammasäteilypurkaukset ja ensimmäiset tähdet // New Astronomy Reviews. - 2010. - T. 54 , nro 3-6 . - S. 191 . - doi : 10.1016/j.newar.2010.09.022 . - .
44. ↑ Kosmologiset gammasädepurkaukset ja hypernovat , jotka liittyvät lopullisesti, Euroopan eteläisen pallonpuoliskon tähtitieteellisen tutkimuksen järjestö (ESO) (18. kesäkuuta 2003). Arkistoitu alkuperäisestä 20. helmikuuta 2007. Haettu 30. lokakuuta 2006.
45. ↑ Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. Parin epävakauden supernovat: valokäyrät, spektrit ja shokkipurkaus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Voi. 734 , no. 2 . - s. 102 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . - . - arXiv : 1101.3336 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. syyskuuta 2012.

Linkit

• Tsvetkov D. Yu. Supernovae  - moderni katsaus supernoveihin.
• Popov S. B. Kuinka laihtuneet superjättiläiset räjähtävät?  — Yksityiskohtainen malli tyypin II supernovaräjähdyksestä.
• Bisnovatyi-Kogan G. S. , Moiseenko S. G. Supernovaen magneettinen "moottori" - supernovaräjähdyksen  magnetorotaatiomekanismi.
• Levin A. Avaruuspommit // Popular Mechanics
• Green D. A., Stevenson R. F. Historialliset supernovat // Astronet
• Luettelo kaikista havaituista supernoveista - List of Supernovae , CBAT IAU 
• Ovatko mallit tyypin ia supernova-kantaisille yhdenmukaisia ​​supernovajäänteiden ominaisuuksien kanssa?  (Englanti)
• Astrofyysikot ovat löytäneet tähden, joka on räjähtämässä supernovana lähitulevaisuudessa (Video)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)