Típusú szupernóva

A II - es típusú  szupernóva egy összeomló maggal rendelkező szupernóva , amelyben egy hatalmas csillag gyors összenyomódása és ezt követő erőteljes robbanása következtében a csillag fényessége éles ( 10 8-10 10 -  szeres ) növekedés következik be . Ahhoz, hogy egy ilyen robbanás lehetséges legyen, a csillag tömegének legalább 8-szor, de legfeljebb 40-50-szeresére kell haladnia a Nap tömegének ( M ʘ ) [1] . A szupernóvák osztályozása spektrumaik különbségén alapul, a II-es típusú szupernóvák pedig jellemzőik alapján azonosíthatók. hidrogén spektrális sorozata [2] . Az ilyen szupernóvákat általában a galaxisok spirális karjaiban és a H II régiókban figyelik meg , de nem az elliptikus galaxisokban .

A csillagokban energia szabadul fel az elemek termonukleáris fúziós reakcióinak eredményeként . A Naptól eltérően a nagy csillagok rendelkeznek a hidrogénnél és héliumnál nagyobb atomtömegű elemek termonukleáris fúziójához szükséges tömeggel. Mivel a csillag belsejében a hőmérséklet és a nyomás sokkal magasabb, az ilyen csillagok életciklusa rövidebb. Az elektronok taszító nyomása és a fúziós reakciók által generált energia elegendő ahhoz, hogy a csillag egyensúlyban legyen – amikor ezek a folyamatok ellenállnak a kompressziós erőnek, és megakadályozzák, hogy a csillag összeessen . A csillag egyre nagyobb tömegű elemeket olvaszt össze, kezdve a hidrogénnel és a héliummal , majd a periódusos rendszerben haladva vas és nikkel képződik . A vas és a nikkel termonukleáris fúziója nem biztosít elegendő energiakibocsátást a nehezebb elemek szintéziséhez, ezért a nikkel és a vas fokozatosan felhalmozódik a csillag központi zónájában, és a termonukleáris fúzióban részt vevő, csökkentett könnyűelem-tartalmú magot alkot. Az energiahiány miatt a külső nyomással szembeni ellenállás csökken, az egyensúly megbomlik, a központi magot összenyomja a csillag külső héjainak tömege.

Amikor az összenyomott központi mag tömege meghaladja a Chandrasekhar határértéket (körülbelül 1,4 Mʘ ), az elektron taszítási energia már nem elegendő a gravitációs összehúzódás ellensúlyozására. A mag katasztrofális összeomlása másodperceken belül megtörténik. Az összeomlott belső mag becsapódása nélkül a külső anyag a gravitációs erő hatására összeomlik, és eléri a fénysebesség 23%-át is , a gyors összehúzódás pedig 100 milliárd kelvinre emeli a belső mag hőmérsékletét . Ennek eredményeként neutronizációs reakciók kezdődnek , amelyek neutronokat és neutrínókat termelnek . Ez gyors energiaveszteséget okoz , amelyet a keletkező neutrínók magukkal vittek, és körülbelül 10 46 J (100 ellenség ) szabadul fel egy tíz másodperces robbanás alatt. A belső mag összeomlását a neutronok degenerációja állítja meg  - az atommag nukleonjai (protonok, neutronok) közötti taszítás elkezd hatni, ami arra kényszeríti az implóziót, hogy megforduljon és kialudjon. Ennek a táguló lökéshullámnak az energiája elegendő ahhoz, hogy elpusztítsa a csillag külső rétegeit, és növelje sebességüket, szupernóva-robbanást hozva létre. A robbanás olyan erős, hogy lehetővé teszi a vasnál nehezebb elemek szintézisét [2] . A csillag kezdeti méretétől függően a mag maradványai neutroncsillagot vagy fekete lyukat alkotnak . A mögöttes mechanizmus miatt a létrejövő szupernóvát mag-összeomlási szupernóvának is nevezik.

A II. típusú szupernóva-robbanásoknak több kategóriája létezik, amelyeket a robbanás után kapott fénygörbe (a fény-idő grafikonja) alapján osztályoznak. A II-L típusú szupernóvák fénygörbéjük folyamatos lineáris csökkenést tapasztalnak egy robbanás után, míg a II-P típusú szupernóvák fénygörbéjük lassabb hanyatlásának (fennsík) periódusát, amelyet normál hanyatlás követ. Az Ib és az Ic típusú szupernóvák  masszív, magból összeomló csillagok, amelyek hidrogén- és (Ic típusú) héliumhéjukat ontották. Ennek eredményeként ezek az elemek hiányoznak a spektrumból.

Formáció

A Napnál sokkal nagyobb tömegű csillagok meglehetősen összetett módon fejlődnek . A csillagok magjában a héliumot hidrogénből szintetizálják hőenergia felszabadulásával , amely nyomást biztosít a táguló gáz számára. Ez a nyomás megóvja a csillagot a gravitációs összeomlástól , vagy más szóval létrehozza az úgynevezett csillag- vagy hidrosztatikus egyensúlyt . A keletkező hélium fokozatosan felhalmozódik, mivel a mag hőmérséklete még nem elég magas az égéshez és az új elemek szintéziséhez. Végül a magban lévő hidrogén elfogy, az égéséből felszabaduló energia csökken, a gravitáció pedig a mag zsugorodását okozza. Ez az összehúzódás annyira megemeli a hőmérsékletet, hogy egy rövidebb, héliummal segített fúziós fázist indítson el, amely a csillag teljes élettartamának kevesebb mint 10%-át teszi ki. A 8 napnál kisebb széntömegű csillagokban, amelyek a hélium fúziója során keletkeznek, nem lépnek fúziós reakciókba, és a csillag fokozatosan lehűl, és fehér törpévé válik [3] [4] . A fehér törpék, ha közeli társuk van egy vörös óriás formájában, Ia típusú szupernóvává válhatnak a szomszédjukból származó anyag felhalmozódása miatt [2] .

Egy nagyobb csillag azonban elég masszív ahhoz, hogy a következő kompresszió során, amikor a hélium is elfogy, a szén elkezd égni a magban. Ezeknek a hatalmas csillagoknak a központi részei vöröshagymaszerűen rétegessé válnak, ahogy nehezebb atommagok halmozódnak fel a közepén: a külső héjakban a hidrogén héliummá ég, majd egy héliumréteg szénné alakul egy hármas héliumreakció során . majd egyre nehezebb elemek rétegei vannak. Egy csillagban ez a folyamat folyamatosan fejlődik, ismétlődő szakaszokon megy keresztül: amikor a következő elem termonukleáris fúziója leáll, a mag összehúzódik, amíg a nyomás és a hőmérséklet elegendő lesz a fúzió következő szakaszának elindításához, amely leállítja a kompressziót [3] [ 4] .

Gravitációs mag összeomlása

A csillag égési folyamatát korlátozó tényező a termonukleáris fúzió során felszabaduló energia mennyisége , amely a nukleonokat az atommagban tartó kötési energiától függ . Minden további lépésben egyre nehezebb magok keletkeznek, amelyek összeolvadásakor egyre kevesebb energia szabadul fel. Ezenkívül a szén nukleáris elégetése során jelentős energiaveszteség következik be a csillagot könnyen elhagyó neutrínók révén , ami gyorsabb reakcióhoz vezet, mint más esetekben [6] . Ez addig folytatódik, amíg meg nem képződik a nikkel-56 , amely radioaktívan bomlik kobalt-56-tá , majd vas-56-tá több hónap alatt. Mivel az összes elem közül a vasnak és a nikkelnek van a legnagyobb az egy nukleonra jutó kötési energiája [7] , a csillagban lévő energiát nem lehet előállítani további fúzióval, és a nikkel-vas mag megnő [4] [8] . Ez a mag hatalmas gravitációs nyomás alatt van. Mivel nincs olyan energiaforrás, amely tovább növelné a csillag hőmérsékletét, a gravitációs összehúzódást csak az elektrontaszítási nyomás tartja vissza . Ebben az állapotban az anyag olyan sűrű, hogy a további sűrűsödéshez az elektronoknak ugyanazt az energiaszintet kell elfoglalniuk . Ez a helyzet azonban nem lehetséges azonos fermionos részecskék esetében, mint például az elektron, a Pauli-féle kizárási elv szerint .

Amikor az atommag tömege meghaladja a Chandrasekhar-határt , körülbelül 1,4 Mʘ -t, az elektrontaszítási nyomás már nem tudja visszatartani az összehúzódást, és katasztrofális összeomlás következik be [ 9] . A mag külső része 70 000 km/s ( a fénysebesség 23%-a ) sebességgel rohan a csillag középpontjába [10] . A gyorsan összehúzódó mag nagy energiájú gamma-sugarak kibocsátásával melegszik fel , amelyek a nukleáris fotoelektromos hatás révén vasmagokat hasítanak fel, héliummagokat és szabad neutronokat bocsátanak ki . Az atommag sűrűségének növekedésével a neutronizációs reakció energetikailag kedvezővé válik , amelyben az elektronok és a protonok inverz béta-bomlás révén egyesülnek , neutronokat és elemi részecskéket hozva létre, amelyeket neutrínóknak neveznek . Mivel a neutrínók ritkán lépnek kölcsönhatásba a normál anyaggal, könnyen kiszabadulhatnak az atommagból, energiát visznek el, és felgyorsítják az ezredmásodperceken belül bekövetkező összeomlást. Amikor a belső régió elválik a csillag külső rétegeitől, e neutrínók egy részét a csillag külső rétegei elnyelik, és teljesen feltáratlan módon szupernóva-robbanást indítanak el [11] .

A II. típusú szupernóvák esetében, amikor az atommag sűrűségéhez hasonló sűrűséget érnek el, az összeomlást végül a neutronok közötti taszító erők állítják meg. Ezek az erők az erős kölcsönhatásból és a neutronok degenerációs nyomásából adódnak. Amikor az összeomlás megáll, az összenyomódó anyag szétnyomódik, lökéshullámot hozva létre, amely kifelé terjed. Az atommaghasadási reakciók, valamint az elektronbefogási reakciók csökkenthetik a kilökődés energiáját és lelassíthatják a hullámot 100-200 kilométeres tartományban [12] .

A nukleáris összeomlás fázisa olyan rövid és energikus, hogy csak a neutrínók tudnak kiszabadulni. Ahogy a protonok és az elektronok elektronbefogás útján neutronokat alkotnak , elektronneutrínó jön létre . Egy tipikus II-es típusú szupernóvában az újonnan képződött neutronmag kezdeti hőmérséklete körülbelül 100 milliárd kelvin , ami 104- szerese a Nap magjának hőmérsékletének. Ennek a hőenergiának a nagy részét el kell veszíteni, különben lehetetlen stabil neutroncsillag kialakulása, mivel a neutronok egyszerűen „elforrnak”. Ezt az energiaszivárgást a neutrínók további kibocsátásával érik el [13] . Ezek a "termikus" neutrínók rezgések eredményeként jönnek létre, minden ízű neutrínó-antineutrínó párok formájában , amelyek többszöröse az elektronbefogás során felszabaduló neutrínóknak [14] . Ez a két neutrínótermelő mechanizmus az összeomlás gravitációs potenciális energiáját tíz másodperces neutrínókitöréssé alakítja át, mintegy 10 46 J (100 ellenség ) felszabadulásával [15] .

Egy tisztázatlan folyamat során a felszabaduló energiának (neutrínók formájában) körülbelül 1%-a, azaz 10 44 J (1 ellenség) visszanyeli a késleltetett lökéshullámot, ami szupernóva-robbanást okoz [12] . Az SN 1987A szupernóva által kibocsátott neutrínók arra a következtetésre vezették a vezető asztrofizikusokat, hogy a mag összeomlásának elméleti képe alapvetően helyes. A Kamiokande II és IMB vízműszerek termikus eredetű antineutrínókat [13] , míg a Baksan gallium-71 alapú műszer termikus eredetű vagy elektronbefogású neutrínókat ( leptonszám = 1) detektált.

Ha az eredeti csillag tömege kisebb, mint 20 M ʘ , akkor a robbanás erősségétől és az összeomló anyag mennyiségétől függően az újonnan képződött magmaradvány neutroncsillaggá válik [10] . Ha a tömeg nagyobb volt, akkor a maradék fekete lyukká változik [4] [16] . Az elméleti tömeghatár egy ilyen forgatókönyv esetén körülbelül 40-50 Mʘ . E határ felett a csillagról azt tekintik, hogy közvetlenül, szupernóva-robbanás nélkül átalakul fekete lyukkal [17] , bár a szupernóva-összeomlási modellek bizonytalansága miatt ezek a határértékek számításai pontatlanok.

A szupernóva-robbanási modell elméleti leírása

A részecskefizikai szabványmodell olyan elmélet , amely leírja az összes anyagot alkotó elemi részecskék közötti négy ismert alapvető kölcsönhatás közül hármat . Ez az elmélet lehetővé teszi annak előrejelzését, hogy a részecskék hogyan fognak kölcsönhatásba lépni különböző körülmények között. A részecskék energiája egy szupernóvában általában egy-százötven picojoule ( tíztől százig MeV -ig terjed ) [18] . Ez az energia elég kicsi ahhoz, hogy a részecskefizikai standard modellből származó előrejelzések többnyire helyesek legyenek. A nagy sűrűség azonban megkövetelheti a standard modell módosítását [19] . Különösen a földi részecskegyorsítók kölcsönhatási helyzeteket hozhatnak létre olyan részecskék között, amelyek energiája sokkal nagyobb, mint a szupernóváké [20] . Ezekben a kísérletekben azonban a kölcsönhatás kisszámú részecske között megy végbe, és valószínű, hogy a szupernóva belsejében lévő nagy sűrűségek ismeretlen hatásokat keltenek. A neutrínók és a szupernóva más részecskéi közötti kölcsönhatások a gyenge nukleáris erőn keresztül jönnek létre , amelyet jól megértettek. A protonok és neutronok közötti kölcsönhatás azonban az erős nukleáris erőn keresztül valósul meg , amelyet sokkal kevésbé vizsgáltak [21] .

A II-es típusú szupernóvák fő megoldatlan problémája az, hogy nem világos, hogy a neutrínókitörés hogyan adja át energiáját a csillag többi részére, lökéshullámot hozva létre, amely a csillag felrobbanását okozza. A fenti vitából látható, hogy az energia mindössze egy százalékát kell átadni a robbanás létrejöttéhez. De nagyon nehéz megmagyarázni, hogyan megy végbe ez az energiaátviteli folyamat, bár úgy gondolják, hogy a kölcsönhatásban részt vevő részecskék jól tanulmányozottak. Az 1990-es években az egyik modell a konvekciós csere volt , abból a feltételezésből, hogy a konvekció – akár alulról, akár felülről hulló neutrínókkal – befejezi az őscsillag elpusztításának folyamatát. A vasnál nehezebb elemek keletkeznek a robbanás során a neutronok befogásával és a „neutrínógömb” határához nyomott neutrínók nyomásával. A szupernóva-robbanás gáz- és porfelhőt lövell ki a környező térbe, amely sokkal gazdagabb nehéz elemekben, mint az az anyag, amelyből a csillag eredetileg állt [22] .

A neutrínófizika , amelyet a Standard Modell modellez, kritikus fontosságú e folyamat megértéséhez [19] . A kutatás másik fontos területe a haldokló csillagot alkotó plazma hidrodinamikája . A plazma viselkedése a mag összeomlása során attól függ, hogy mikor és hogyan jön létre a „lökéshullám”, valamint attól, hogy mikor és hogyan „lassul le” és aktiválódik [23] .

Valójában egyes elméleti modellek hidrodinamikai instabilitást tartalmaznak egy elakadt lökéshullámban, amelyet „állandó akkréciós sokk-instabilitásnak” neveznek (SASI, Standing Accretion Shock Wave). Ez az instabilitás a felszaporodó lökéshullám nem sugárirányú perturbációinak kialakulásából adódik, deformálva azt, ami a lökéshullámnak a csillag külső rétegeibe való bejutásához és szupernóva-robbanáshoz vezethet [24] . A SASI-t gyakran használják a neutrínó-elméletekkel párhuzamosan a gátolt sokkaktiválás számítógépes szimulációiban [25] .

A számítógépes modellezés sikert hozott a II-es típusú szupernóvák viselkedésének kiszámításában a lökéshullám kialakulásának szakaszában. A robbanás első másodpercének figyelmen kívül hagyásával, és feltételezve, hogy a robbanás megindult, az asztrofizikusok részletes előrejelzéseket tudtak készíteni a szupernóva által létrehozott elemekről és a várható fénygörbéről [26] [27] [28] .

Fénygörbék II-L és II-P típusú szupernóvákhoz

A II. típusú szupernóva spektruma jellemzően Balmer abszorpciós vonalakat jelenít meg  , csökkentett fluxust jellemző frekvenciákon , ahol a hidrogénatomok energiát nyelnek el. E vonalak jelenléte a szupernóva e kategóriájának megkülönböztetésére szolgál az I. típusú szupernóvától .

Ha egy II-es típusú szupernóva fényességét egy idővonalon ábrázoljuk, akkor a fényesség jellegzetes csúcsát mutatja, amelyet hanyatlás követ. Ezek a fénygörbék átlagosan napi 0,008 magnitúdós csökkenést mutatnak ; sokkal alacsonyabb, mint az Ia típusú szupernóvák hanyatlása. A II. típus a fénygörbe alakjától függően két osztályra osztható. A II-L típusú szupernóva fénygörbéje folyamatos lineáris csökkenést mutat a maximális fényerő után. Ezzel szemben a II-P típusú szupernóva fénygörbéjének sajátos lapossága van (ezt platónak nevezik ) a hanyatlás során, amikor a fényesség lassabb ütemben csökken: 0,0075 magnitúdó naponta a II-P típusnál, szemben a napi 0,012 magnitúdóval a II-L típushoz [29] .

Feltételezések szerint a fénygörbék alakjának különbségét a II-L típusú szupernóvák esetében az anyacsillag hidrogénburkának nagy részének kilökődése okozza [29] . A II-P típusú szupernóvák platófázisát a külső réteg átlátszatlanságának változása okozza. A lökéshullám ionizálja a hidrogént a külső héjban - elűzi az elektront a hidrogénatomtól - ami az átlátszatlanság jelentős növekedéséhez vezet . Ez megakadályozza, hogy a fotonok kiszabaduljanak a robbanás belsejéből. Ha a hidrogén kellőképpen lehűl a rekombinációhoz, a külső réteg átlátszóvá válik [30] .

II típusú szupernóvák

Az "N" a szűket jelenti, ami keskeny vagy közepes hidrogénemissziós vonalak jelenlétét jelzi a spektrumban. Az átlagos szélesség azt jelzi, hogy a robbanásból származó kilökődés erős kölcsönhatásba léphet a csillag körüli gázzal - a körkörös közeggel [31] [32] . A megfigyelt tulajdonságok magyarázatához szükséges becsült körkörös sűrűség jóval magasabb, mint a csillagfejlődés standard elmélete alapján várható [33] . Úgy gondolják, hogy a nagy körkörös sűrűség a IIn szupernóva megjelenése előtti nagy tömegveszteségnek köszönhető. A becsült tömegveszteségi értékek általában 10 -3 M ʘ yr -1 felett vannak . Vannak arra utaló jelek, hogy fényes kék változócsillagokként keletkeznek , nagy robbanás előtti tömegveszteséggel [34] . Az SN 1998S és az SN 2005gl a IIn típusú szupernóvák példái; Egy másik példa lehet az SN 2006gy , egy rendkívül aktív szupernóva [35] .

IIb típusú szupernóvák

A IIb típusú szupernóva az eredeti spektrumban halvány hidrogénvonallal rendelkezik, ezért a II. Később azonban a hidrogén kibocsátása észrevehetetlenné válik, de van egy második csúcs a fénygörbében, amelynek spektruma inkább egy Ib típusú szupernóvára emlékeztet . Az ős egy hatalmas csillag lehet, amely a külső rétegeinek nagy részét kilökte, vagy hidrogénburokának nagy részét egy kettős rendszerben lévő társával való kölcsönhatás miatt veszítette el, és egy szinte teljes egészében héliumból álló magot hagyott maga után [36] . A IIb típusú kibocsátások bővülésével a hidrogénréteg gyorsan átlátszóbb lesz, és mélyebb rétegeket tár fel [36] . A IIb típusú szupernóva klasszikus példája az SN 1993J [37] [38] , a Cassiopeia A másik példája [39] . A IIb osztályt először (mint elméleti koncepció) Woosley és munkatársai javasolták. 1987-ben [40] , és ezt az osztályt hamarosan alkalmazták az SN 1987K [41] és az SN 1993J [42] esetében is .

Hypernova

A hipernóva  egy ritka típusú szupernóva, amely lényegesen fényesebb és aktívabb, mint a normál szupernóvák. Ilyen például az 1997ef (Ic típus) és az 1997cy (IIn típus). A hipernóvák különféle módokon jönnek létre: relativisztikus sugarak egy fekete lyuk kialakulása során, amikor az anyag visszatér a neutroncsillag magjába – az összeomlási modell ; interakció a csillag körüli anyag sűrű héjával - a CSM modell (angolul: CircumStellar Material); hatalmas pár-instabil szupernóvák ; más modellek is lehetségesek, például a bináris és a kvark csillag .

A körülbelül 25-90 naptömegű csillagok magjai elég nagyok ahhoz, hogy egy szupernóva-robbanás után az anyag visszatérjen a neutroncsillag magjába, és fekete lyukat képezzen. Ez sok esetben csökkenti a szupernóva fényességét, és 90 Mʘ felett a csillag szupernóva-robbanás nélkül közvetlenül fekete lyukká változik. De ha az előd elég gyorsan forog, a lehulló anyag relativisztikus sugarakat generál, amelyek több energiát sugároznak, mint az eredeti robbanás [43] . Közvetlenül is láthatóak, ha felénk sugároznak, még világosabb tárgy benyomását keltve. Egyes esetekben gamma-kitöréseket is generálhatnak , bár nem minden gammasugár-kitörés származik szupernóvából [44] .

Egyes esetekben a II-es típusú szupernóva akkor fordul elő, amikor a csillagot egy nagyon sűrű anyagfelhő veszi körül, amely kilökődik, valószínűleg kék változó kitörések során . Ez a sokkoló anyag fényesebbé válik, mint egy szabványos szupernóva. Valószínűleg számos fényerősség létezik ezeknél a IIn típusú szupernóváknál, amelyek közül a hipernóva a legfényesebb.

Pár-instabil szupernóvák akkor keletkeznek, amikor egy rendkívül nagy tömegű csillag oxigénmagja eléggé felforrósodik ahhoz, hogy a gamma-sugárzás spontán elektron-pozitron párokat hozzon létre [45] . Ennek eredménye a mag összeomlása, de amikor a vasmag összeomlása endoterm fúziót okoz nehezebb elemekkel, az oxigénmag összeomlása gyors exoterm fúziót hoz létre, amely végül elpusztítja a csillagot. A teljes felszabaduló energia a kezdeti tömegtől függ, a mag nagy része 56 Ni-vé alakul, és kilökődik, ami néhány hónapon belül szupernóvához vezet. Az utazás végén a körülbelül 140 Mʘ tömegű csillagok hosszú életű, de egyébként tipikus szupernóvákat, míg a legnagyobb, körülbelül 250 Mʘ tömegű csillagok rendkívül fényes és nagyon hosszú élettartamú hipernóvákat. A nagyobb tömegű csillagok a fotonukleáris átalakulások miatt halnak meg . Csak a III. populációban nagyon alacsony fémtartalmú csillagok érhetik el ezt a szakaszt . A nehezebb elemekkel rendelkező csillagok halványabbak, és addig vetik le külső rétegeiket, amíg elég kicsik nem lesznek ahhoz, hogy normál Ib/c típusú szupernóvaként felrobbanjanak. Úgy gondolják, hogy még a mi galaxisunkban is az alacsony fémességű régi csillagok egyesülése hatalmas csillagokat képezhet, amelyek páros instabil szupernóvává alakulhatnak.

Lásd még

• Ia típusú szupernóva
• A szupernóva-maradványok listája
• növekedés
• Hipernova
• szupernóva-maradvány
• földközeli szupernóva
• Csillagok listája - szupernóvák jelöltjei

Jegyzetek

1. ↑ Gilmore, Gerry. Egy szupersztár rövid látványos élete   // Tudomány . - 2004. - 20. évf. 304 , sz. 5697 . - P. 1915-1916 . - doi : 10.1126/tudomány.1100370 . — PMID 15218132 .
2. ↑ 1 2 3 Személyzet. Bevezetés a szupernóva maradványokba . NASA Goddard/SAO (2006. szeptember 7.). Letöltve: 2007. május 1. Az eredetiből archiválva : 2017. február 3.. (határozatlan)
3. ↑ 1 2 Richmond, Michael A kis tömegű csillagok fejlődésének késői szakaszai . Rochester Institute of Technology . Letöltve: 2006. augusztus 4. Az eredetiből archiválva : 2020. május 29. (határozatlan)
4. ↑ 1 2 3 4 Hinshaw, Gary A csillagok élete és halála . NASA Wilkinson Microwave Anizotropy Probe ( WMAP ) küldetés (2006. augusztus 23.). Letöltve: 2006. szeptember 1. Archiválva az eredetiből: 2013. június 3. (határozatlan)
5. ↑ Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae  (angol)  // Nature Physics  : Journal. - 2005. - december ( 1. köt . 3. sz .). - 147-154 . o . - doi : 10.1038/nphys172 . - . - arXiv : astro-ph/0601261 .
6. ↑ Clayton, Donald. A csillagfejlődés és a nukleoszintézis elvei  (angol) . - University of Chicago Press , 1983. - ISBN 978-0-226-10953-4 . Archiválva : 2017. február 1. a Wayback Machine -nél
7. ↑ Fewell, MP A legmagasabb átlagos kötési energiájú  atomnuklid // American  Journal of Physics  : folyóirat. - 1995. - 1. évf. 63 , sz. 7 . - P. 653-658 . - doi : 10,1119/1,17828 . — .
8. ↑ Fleurot, Fabrice Evolution of Massive Stars (a link nem érhető el) . Laurentian Egyetem. Letöltve: 2007. augusztus 13. Az eredetiből archiválva : 2017. május 21. (határozatlan) 
9. ↑ Lieb, EH; Yau, H.-T. A csillagok összeomlásáról szóló Chandrasekhar-elmélet szigorú vizsgálata  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1987. - Vol. 323. sz . 1 . - 140-144 . o . - doi : 10.1086/165813 . - .
10. ↑ 12 Fryer , C.L.; Új, KCB gravitációs hullámok a gravitációs összeomlásból (a link nem érhető el) . Max Planck Gravitációs Fizikai Intézet (2006. január 24.). Letöltve: 2006. december 14. Az eredetiből archiválva : 2015. február 19.  (határozatlan) 
11. ↑ Az összeomlás során a héjnak a maghoz való vonzási ereje, amely az objektumok közötti távolság négyzetétől függ, a mag geometriai méreteinek csökkenése miatt nagyon erősen lecsökken, és a héj kilökéséhez vezet. héj, amely belső nukleáris és elektromágneses feszültségek hatása alatt áll, azaz eljön az a pillanat, amikor az elektronok és atommagok taszításának energiája elegendő ahhoz, hogy ellenálljon a gravitációs összehúzódásnak. Aztán amikor a külső héj egy bizonyos távolságra elrepül, az alsó része, miután nem omlott össze teljesen a maggal, újra, még több energiával taszítja, és egy második, erősebb lökéshullámot hoz létre, amely kifelé terjed és felgyorsítja az elsőt. Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. A gamma-folyamat-nukleoszintézis egyetemességének elve a mag-összeomlású szupernóva-robbanásokban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 648 , sz. 1 . -P.L47- L50 . - doi : 10.1086/507703 . - Iránykód .
12. ↑ 12 Fryer , C.L.; Új, KBC Gravitational Waves from Gravitational Collapse, 3.1 szakasz (holt link) . Los Alamos National Laboratory (2006. január 24.). Letöltve: 2006. december 9. Az eredetiből archiválva : 2014. december 7..  (határozatlan) 
13. ↑ 1 2 Archivált másolat (hivatkozás nem érhető el) . Letöltve: 2018. január 17. Az eredetiből archiválva : 2008. május 5..  (határozatlan)  Archivált másolat (nem elérhető link) . Letöltve: 2018. január 17. Az eredetiből archiválva : 2008. május 5.. (határozatlan) 
14. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection  (angol) . - New Haven: Yale University Press , 2000. - P. 173. - ISBN 978-0-300-09097-0 .
15. ↑ Barwick, S.; Beacom, J. APS Neutrino Study: A Neutrino Asztrofizikai és Kozmológiai Munkacsoport jelentése (PDF). American Physical Society (2004. október 29.). Letöltve: 2006. december 12. Az eredetiből archiválva : 2018. december 16.. (határozatlan)
16. ↑ Fryer, Chris L. Fekete lyuk kialakulása a csillagok összeomlásából  // Klasszikus és kvantumgravitáció  : folyóirat  . - 2003. - 1. évf. 20 , sz. 10 . -P.S73- S80 . - doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . — .
17. ↑ Fryer, Chris L. Mass Limits For Black Hole Formation  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 522 , sz. 1 . - P. 413-418 . - doi : 10.1086/307647 . - . - arXiv : astro-ph/9902315 .
18. ↑ Izzard, R.G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, CA Mag-összeomlású szupernóvák és gammasugár-kitörések kialakulásának sebessége  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 348. sz . 4 . - 1215. o . - 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. (2002. február 11–16.). „Mag-összeomlási szupernóva-szimulációk: A bemeneti fizika változatai”. A 11. „Nukleáris asztrofizika” műhelymunka anyaga . Ringberg kastély, Tegernsee, Németország. pp. 119-125. arXiv : astro-ph/0203493 . Bibcode : 2002nuas.conf..119R .
20. ↑ Ackerstaff, K. A szabványmodell tesztjei és az új fizika megszorításai a fermionpárok termelésének méréséből 189 GeV-on LEP-nél  //  Benyújtva a The European Physical Journal C -nek : folyóirat. - 1998. - Vol. 2 , sz. 3 . - P. 441-472 . - doi : 10.1007/s100529800851 . Archiválva az eredetiből 2018. február 5-én.
21. ↑ Személyzet. A 2004-es fizikai Nobel-díj (nem elérhető link) . Nobel Alapítvány (2004. október 5.). Letöltve: 2007. május 30. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 24.. (határozatlan) 
22. ↑ Stover, Dawn. Life In A Bubble  (angol)  // Popular Science  : magazin. – Bonnier Corp. , 2006. - 20. évf. 269 ​​, sz. 6 . — 16. o .
23. ↑ Janka, H.-Th.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Mueller, B. Theory of Core-Collapse Supernovae // Bethe Centennial Volume of Physics Reports (benyújtva). - 2006. - T. 142 , 1-4 . - S. 229 . - doi : 10.1016/0022-1694(93)90012-X . - . — arXiv : astro-ph/0612072 .
24. ↑ Gennagyij Szemenovics Bisznovati-Kogan; Szergej Grigorjevics Moiseenko. Szupernóvák mágneses "motorja" . elementy.ru . "Nature" folyóirat, 2015. 9. szám, RAS (2015. szeptember). Letöltve: 2018. február 6. Az eredetiből archiválva : 2018. február 7.. (határozatlan)
25. ↑ Wakana Iwakami; Kei Kotake; Naofumi Ohnishi; Shoichi Yamada; Keisuke Sawada. Az álló akkréciós sokk-instabilitás 3D szimulációi mag-összeomlású szupernóvákban (nem elérhető link) . Az álló akkréciós sokk-instabilitás 3D szimulációi mag-összeomlású szupernóvákban . 14. műhelymunka a „nukleáris asztrofizikáról” (2008. március 10.). Hozzáférés dátuma: 2013. január 30. Az eredetiből archiválva : 2011. március 15.  (határozatlan) 
26. ↑ Blinnikov, S. I.; Röpke, FK; Sorokina, E. I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. Elméleti fénygörbék Ia típusú szupernóva deflagrációs modellekhez  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2006. - 20. évf. 453 , sz. 1 . - P. 229-240 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054594 . - . — arXiv : astro-ph/0603036 .
27. ↑ Young, Timothy R. Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 617 , sz. 2 . - P. 1233-1250 . - doi : 10.1086/425675 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0409284 .
28. ↑ Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R. D.; Woosley, SE Nucleosynthesis in Massive Stars with Improved Nuclear and Stellar Physics  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 576 , sz. 1 . - P. 323-348 . - doi : 10.1086/341728 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0112478 .
29. ↑ 1 2 Doggett, JB; Branch, D. A Supernova Light Curves összehasonlító vizsgálata  // Astronomical Journal  :  Journal. - 1985. - 1. évf. 90 . - P. 2303-2311 . - doi : 10.1086/113934 . - Iránykód .
30. ↑ II. típusú szupernóva fénygörbék . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2007. március 17. Az eredetiből archiválva : 2019. október 17. (határozatlan)
31. ↑ Filippenko, AV Optical Spectra of Supernovae   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : folyóirat. - 1997. - 1. évf. 35 . - P. 309-330 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . — Iránykód .
32. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Danziger, IJ; Mazzali, PA; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, DJ; Matheson, T. The type IIn supernova 1995G: Interaction with the circumstellar medium   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal. - Oxford University Press , 2002. - Vol. 333. sz . 1 . - 27-38 . o . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0201483 .
33. ↑ Langer, N. Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : folyóirat. - 2012. - szeptember 22. ( 50. évf. , 1. sz.). - 107-164 . o . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . — Iránykód . - arXiv : 1206.5443 .
34. ↑ Michael Kiewe; Avishay Gal Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; róka; Dae-Sik Hold; homok; Soderberg, Alicia M.; Cccp, The. A Caltech Core-Collapse Project (CCCP) IIn típusú szupernóvák megfigyelései: tipikus tulajdonságok és következmények az őscsillagokra  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 744 , sz. 10 . — 10. o . - 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. - Vol. 709 , sz. 2 . - P. 856-883 . - doi : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . - Iránykód . - arXiv : 0906.2200 .
36. ↑ 1 2 Utrobin, VP Nem termikus ionizáció és gerjesztés IIb típusú szupernóvában 1993J  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1996. - 1. évf. 306 , sz. 5940 . - P. 219-231 . - Iránykód .
37. ↑ Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. A IIb típusú szupernóva modell 1993J   // Nature . - 1993. - 1. évf. 364. sz . 6437 . - 507. o . - doi : 10.1038/364507a0 . - .
38. ↑ Chevalier, RA; Soderberg, AM Type IIb Supernovae with Compact and Extended Progenitors  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 711 . — P.L40 . - doi : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . — Iránykód . - arXiv : 0911.3408 .
39. ↑ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. A Cassiopeia A szupernóva IIb típusú volt   // Tudomány . - 2008. - Vol. 320 , sz. 5880 . - P. 1195-1197 . - doi : 10.1126/tudomány.1155788 . - Iránykód . - arXiv : 0805.4557 . — PMID 18511684 .
40. ↑ Woosley, SE; Pinto, P.A.; Martin, P. G.; Weaver, Thomas A. Szupernóva 1987A a Nagy Magellán-felhőben – egy körülbelül 20 naptömegű csillag felrobbanása, amely tömegveszteséget szenvedett el? (angol)  // The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1987. - Vol. 318 . — 664. o . - doi : 10.1086/165402 . - .
41. ↑ Alekszej V.; Filippenko. Supernova 1987K - Type II in youth, type Ib in age  (angol)  // Astronomical Journal  : Journal. - 1988. - 1. évf. 96 . - P. 1941 . - doi : 10.1086/114940 . - Iránykód .
42. ↑ Alekszej V.; Filippenko; Matheson, Thomas; Ho, Luis C. The Type IIb Supernova 1993J in M81: A Close Relative of Type Ib Supernovae  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Vol. 415 . — P.L103 . - doi : 10.1086/187043 . - Iránykód .
43. ↑ Nomoto, K.I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. Hipernóvák, gamma-kitörések és első csillagok // New Astronomy Reviews. - 2010. - T. 54 , 3-6 . - S. 191 . - doi : 10.1016/j.newar.2010.09.022 . - .
44. ↑ A kozmológiai gammasugár-kitörések és a hipernóvák meggyőzően összefüggenek , Európai Csillagászati ​​Kutatási Szervezet a Déli Féltekén (ESO) (2003. június 18.). Az eredetiből archiválva: 2007. február 20. Letöltve: 2006. október 30.
45. ↑ Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. Pár instabilitási szupernóva: fénygörbék, spektrumok és sokk kitörése  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 734 , sz. 2 . — 102. o . - doi : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . - . - arXiv : 1101.3336 . Az eredetiből archiválva: 2012. szeptember 4.

Linkek

• Tsvetkov D. Yu. Supernovae  - a szupernóvák modern áttekintése.
• Popov S. B. Hogyan robbannak fel a lesoványodott szuperóriások?  — Egy II. típusú szupernóva-robbanás részletes modellje.
• Bisnovatyi-Kogan G. S. , Moiseenko S. G. Szupernóvák mágneses "motorja"  - szupernóva-robbanás magnetorotációs mechanizmusa.
• Levin A. Űrbombák // Popular Mechanics
• Green D. A., Stevenson R. F. Történelmi szupernóvák // Astronet
• Az összes megfigyelt szupernóva listája - List of Supernovae , CBAT IAU 
• Az ia típusú szupernóva-elődök modelljei összhangban vannak a szupernóva-maradványok tulajdonságaival?  (Angol)
• Asztrofizikusok felfedeztek egy csillagot, amely a közeljövőben szupernóvaként fog felrobbanni (Videó)

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)