Sterrekunde

Wat is die laaste kernreaksie in 'n binêre stelsel voor supernova?

Wat is die laaste kernreaksie in 'n binêre stelsel voor supernova?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek verstaan ​​dat binêre sterstelsels tipe Ia-supernovas kan veroorsaak.

Ek het 'n vraag rakende supernova-ontploffing in 'n binêre stelsel. Wat is die laaste kernreaksie voor massiewe ontploffing?

Ek dink aan twee 2 nou sterre van 3M en 6M.


Ek dink dit hang af van die tipe Supernova's.

Tipe 1a-supernovas word vervaardig deur 'n wit dwergster wat 'n metgesel wentel wat naby genoeg is dat die materie van die maat na die oppervlak van die wit dwerg oorgedra word.

Gestel net u sterrestelsel van 'n 3M ster en 6M ster, sou die 6M ster eers 'n wit dwergster word. Aan die einde van sy lewe sou dit woedend waterstof na helium en helium na koolstof omgeskakel het via die C-N-O-siklus en die drievoudige alfa-proses (C-N-O is dominant in sterre bo 1,3 M sol). Die hoogste reaksie in hierdie sterre se hoofreeksleeftyd sou die skepping van suurstof gewees het, maar suurstof is 'n katalisator in die CNO-siklus, en daarom sou die laaste waarskynlike reaksie in die ster dié wees van Helium in die een of ander vorm van die dop van die buitenste kern (meer hieroor volgende).

Die wit dwerg kan, hoewel hy met die maat saamtrek, waterstof van die oppervlak van die skenker sterf. Hierdie waterstof sal eweredig ophoop oor die oppervlak van die dwergster en die massa van die dwerg stadig groei. Ook sal die waterstof gedurende hierdie tyd in helium verbrand word, wat die digtheid verhoog.

As voldoende massa kan ophoop, kan die koolstof binne die wit dwerg ontvlam in 'n wegholreaksie - letterlik die hele ster uitmekaar waai. Hierdie supernovas produseer elke element tot nikkel (Ni-56).


'N Soort Ia-supernova (lees & # 8220tipe een-a & # 8221) is 'n tipe supernova wat in binêre stelsels voorkom (twee sterre wat om mekaar wentel) waarin een van die sterre 'n wit dwerg is. Die ander ster kan enigiets wees, van 'n reuse-ster tot 'n kleiner wit dwerg.

'N Nova vind plaas as die wit dwerg, wat die digte kern van 'n eens normale ster is, gas van sy nabygeleë ster ster "steel". As daar genoeg gas op die oppervlak van die wit dwerg opbou, veroorsaak dit 'n ontploffing. & # 8230 So 'n ster bereik 'n punt waar dit nie meer kernenergie in sy kern kan produseer nie.


'N Ontploffing deur 'n termokern stuur supernova-ster wat oorleef oor die Melkweg

BEELD: Die materiaal wat deur die supernova uitgestoot word, sal aanvanklik baie vinnig uitbrei, maar dan geleidelik vertraag en 'n ingewikkelde reuseborrel met warm gloeiende gas vorm. Uiteindelik het die verkoolde oorblyfsels van. sien meer

Krediet: Hierdie beeld is gratis vir gebruik as dit in direkte verband met hierdie verhaal gebruik word, maar die kopiereg en krediet van die beeld moet die Universiteit van Warwick / Mark Garlick wees.

'N Ontploffende wit dwergster blaas homself uit 'n baan met 'n ander ster in 'n' gedeeltelike supernova 'en val nou oor ons sterrestelsel, volgens 'n nuwe studie van die Universiteit van Warwick.

Dit bied die moontlikheid dat baie meer oorlewendes van supernovas onontdek deur die Melkweg kan reis, sowel as ander soorte supernovas wat in ander sterrestelsels voorkom wat sterrekundiges nog nooit gesien het nie.

Vandag (15 Julie) gerapporteer in Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society die navorsing, wat deur die Leverhulme Trust and Science and Technology Facilities Council (STFC) befonds is, het 'n wit dwerg ontleed wat voorheen 'n ongewone atmosferiese samestelling gevind het. Dit onthul dat die ster heel waarskynlik 'n binêre ster was wat sy supernova-ontploffing oorleef het, wat hom en sy metgesel in teenoorgestelde rigtings deur die Melkweg laat vlieg het.

Wit dwerge is die oorblywende kern van rooi reuse nadat hierdie groot sterre gesterf het en hul buitenste lae afgegooi het en dit gedurende miljarde jare afgekoel het. Die meerderheid wit dwerge het atmosferes wat byna geheel en al uit waterstof of helium bestaan, met af en toe bewyse van koolstof of suurstof uit die kern van die ster.

Dit lyk asof hierdie ster, wat SDSS J1240 + 6710 genoem is en in 2015 ontdek is, nie waterstof of helium bevat nie, in plaas van 'n ongewone mengsel van suurstof, neon, magnesium en silikon. Met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop het die wetenskaplikes ook koolstof, natrium en aluminium in die atmosfeer van die ster geïdentifiseer, wat almal in die eerste termonukleêre reaksies van 'n supernova geproduseer word.

Daar is egter 'n duidelike afwesigheid van die sogenaamde 'ystergroep' van elemente, yster, nikkel, chroom en mangaan. Hierdie swaarder elemente word gewoonlik van die ligter gekook en vorm die bepalende kenmerke van termonukleêre supernovas. Die gebrek aan ystergroepelemente in SDSSJ1240 + 6710 dui daarop dat die ster eers deur 'n gedeeltelike supernova gegaan het voordat die kernbranding uitgesterf het.

Die wetenskaplikes kon die witdwerg se snelheid meet en bevind dat dit 900 000 kilometer per uur beweeg. Dit het ook 'n besonder lae massa vir 'n wit dwerg - slegs 40% van die massa van ons son - wat ooreenstem met die massaverlies van 'n gedeeltelike supernova.

Hoofskrywer professor Boris Gaensicke van die Departement Fisika aan die Universiteit van Warwick het gesê: 'Hierdie ster is uniek omdat hy al die belangrikste kenmerke van 'n wit dwerg het, maar hy het 'n baie hoë snelheid en ongewone oorvloed wat geen sin het as dit gekombineer word met sy lae massa.

"Dit het 'n chemiese samestelling wat die vingerafdruk is van kernverbranding, 'n lae massa en 'n baie hoë snelheid: al hierdie feite impliseer dat dit uit 'n soort nabye binêre stelsel moes kom en dat dit 'n termonukleêre ontsteking moes ondergaan. 'n soort supernova was, maar van 'n soort wat ons nog nie voorheen gesien het nie. '

Die wetenskaplikes teoretiseer dat die supernova die baan van die wit dwerg met sy maatster onderbreek het toe dit 'n groot deel van sy massa baie skielik uitgestoot het. Albei sterre sou in 'n soort slingervelbeweging in teenoorgestelde rigtings met hul wentelsnelheid weggevoer word. Dit sal die ster se hoë snelheid verklaar.

Professor Gaensicke voeg by: "As dit 'n noue binair was en hy het 'n termonukleêre ontsteking ondergaan en 'n groot deel van die massa uitwerp, het u die voorwaardes om 'n wit dwerg met 'n lae massa te produseer en met sy wentelsnelheid weg te vlieg."

Die bes bestudeerde termonukleêre supernovas is die 'Type Ia', wat gelei het tot die ontdekking van donker energie, en word nou gereeld gebruik om die struktuur van die heelal in kaart te bring. Maar daar is toenemend bewyse dat termonukleêre supernovas onder heel ander toestande kan gebeur.

SDSSJ1240 + 6710 kan die oorlewende wees van 'n soort supernova wat nog nie 'opgevang is nie'. Sonder die radioaktiewe nikkel wat die langdurige nasleep van die Type Ia-supernovas dryf, sou die ontploffing wat SDSS1240 + 6710 oor ons Melkweg geslinger het, 'n kort ligflits wees wat moeilik sou wees om te ontdek.

Professor Gaensicke voeg by: "Die studie van termonukleêre supernovas is 'n groot veld en daar is baie waarnemingspogings om supernovas in ander sterrestelsels te vind. Die probleem is dat u die ster sien as dit ontplof, maar dit is baie moeilik om die eienskappe van die ster voordat dit ontplof het.

"Ons ontdek nou dat daar verskillende soorte wit dwerge is wat supernovas onder verskillende toestande oorleef. Met behulp van die samestellings, massas en snelhede wat hulle het, kan ons uitvind watter tipe supernova hulle ondergaan het. Daar is duidelik 'n hele dieretuin buite daar. Die bestudering van die oorlewendes van supernovas in ons Melkweg sal ons help om die magdom supernovas wat ons in ander sterrestelsels sien afneem, te verstaan. '

Professor S.O. Kepler van Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Brasilië, en wat hierdie ster oorspronklik ontdek het, het gesê: 'Die feit dat so 'n lae massa dwerg deur koolstof verbrand is, is 'n getuienis van die gevolge van interaksie met binêre evolusie en die effek daarvan op die chemiese evolusie van die Heelal. '

Dr Roberto Raddi van Universitat Polit & # 232cnica de Catalunya, Spanje, wat die kinematiese ontleding gedoen het, het gesê: "Weereens het die sinergie tussen baie presiese Gaia-astrometrie en spektroskopiese analise gehelp om die opvallende eienskappe van 'n unieke wit dwerg te beperk, wat het waarskynlik in 'n termonukleêre supernova gevorm en is met 'n hoë snelheid as gevolg van die ontploffing uitgestoot. '

* Die navorsing het befondsing en ondersteuning ontvang van die Wetenskap- en Tegnologiefasiliteitsraad (STFC), onderdeel van UK Research and Innovation.

* 'SDSS J124043.01 + 671034.68: Die gedeeltelik verbrande oorblyfsel van 'n lae-massa wit dwerg wat 'n termo-kernontsteking ondergaan het?' word gepubliseer in Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, DOI: 10.1093 / mnras / staa1761

Die kunstenaar se indruk is beskikbaar op die onderstaande skakel. Hierdie beeld is gratis vir gebruik as dit in direkte verband met hierdie verhaal gebruik word, maar die kopiereg en krediet van die beeld moet die Universiteit van Warwick / Mark Garlick wees:

Byskrif: Die materiaal wat deur die supernova uitgestoot word, sal aanvanklik baie vinnig uitbrei, maar dan geleidelik vertraag en 'n ingewikkelde reuseborrel met warm gloeiende gas vorm. Uiteindelik sal die verkoolde oorblyfsels van die wit dwerg wat ontplof het hierdie gasvormige lae verbysteek en op sy reis oor die Melkweg spoed. Krediet: Universiteit van Warwick / Mark Garlick

Vir onderhoude of 'n afskrif van die papierkontak:

Tom Frew, senior pers- en mediaverhoudingsbestuurder, Universiteit van Warwick:

Die Wetenskap- en Tegnologiefasiliteitsraad (STFC) is deel van UK Research and Innovation - die Britse liggaam wat in vennootskap met universiteite, navorsingsorganisasies, ondernemings, liefdadigheidsorganisasies en die regering werk om die beste moontlike omgewing te skep vir navorsing en innovasie om te kan floreer. Besoek UK Research and Innovation vir meer inligting.

STFC finansier en ondersteun navorsing in deeltjie- en kernfisika, sterrekunde, gravitasie-navorsing en astrofisika, en ruimtewetenskap, en bedryf ook 'n netwerk van vyf nasionale laboratoriums, insluitend die Rutherford Appleton Laboratory en die Daresbury Laboratory, sowel as die ondersteuning van Britse navorsing op 'n aantal internasionale navorsingsfasiliteite, waaronder CERN, FERMILAB, die ESO-teleskope in Chili en vele meer. Besoek https: / / stfc. ukri. org / vir meer inligting. @STFC_Materies

Oor die Leverhulme Trust

Die Leverhulme Trust is gestig deur die testament van William Hesketh Lever, die stigter van Lever Brothers. Sedert 1925 bied die Trust toekennings en beurse vir navorsing en onderwys. Vandag is dit een van die grootste verskaffers van navorsingsfinansiering in die Verenigde Koninkryk, wat tans elke jaar 100 miljoen pond versprei. Besoek http: // www vir meer inligting oor die Trust. hefboom. ac. uk en volg die Trust op Twitter @LeverhulmeTrust

Vrywaring: AAAS en EurekAlert! is nie verantwoordelik vir die akkuraatheid van nuusberigte wat aan EurekAlert gepos word nie! deur instansies by te dra of vir die gebruik van enige inligting deur die EurekAlert-stelsel.


Kernontploffing stuur ster wat dwarsdeur die sterrestelsel beweeg

'N Supernova is 'n kragtige ontploffing wat plaasvind wanneer sommige sterre die einde van hul lewens bereik. In hierdie geval was die ontploffing nie voldoende om dit te vernietig nie.

In plaas daarvan stuur dit die ster met 900 000 km / uur deur die ruimte.

Sterrekundiges dink dat die voorwerp, bekend as 'n wit dwerg, oorspronklik 'n ander ster omring het, wat in die teenoorgestelde rigting sou vlieg.

Wanneer twee sterre so om mekaar wentel, word hulle beskryf as 'n & quotbinary & quot. Slegs een van die sterre is deur sterrekundiges opgespoor.

Daar is voorheen bevind dat die voorwerp, bekend as SDSS J1240 + 6710, 'n ongewone atmosferiese samestelling het.

Ontdek in 2015, het dit gelyk of dit nie waterstof of helium bevat nie (wat gewoonlik voorkom), wat blykbaar saamgestel is in plaas van 'n ongewone mengsel van suurstof, neon, magnesium en silikon.

Met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop het 'n internasionale span ook koolstof, natrium en aluminium in die atmosfeer van die ster en # 27s geïdentifiseer, wat almal geproduseer word in die eerste termonukleêre reaksies van 'n supernova.

Maar daar is ook 'n duidelike afwesigheid van wat bekend staan ​​as die & quotiron groep & quot van elemente, yster, nikkel, chroom en mangaan.

Hierdie swaarder elemente word normaalweg van die ligter gekook en vorm die bepalende kenmerke van termonukleêre supernovas.

Die gebrek aan ystergroepelemente in SDSSJ1240 + 6710 dui daarop dat die ster slegs 'n gedeeltelike supernova ondergaan het voordat die kernbrand uitsterf.

Hoofskrywer professor Boris Gänsicke, van die departement fisika aan die Universiteit van Warwick, UK, het gesê: & quot; Hierdie ster is uniek omdat dit al die belangrikste kenmerke van 'n wit dwerg het, maar hy het hierdie baie hoë snelheid en ongewone oorvloed wat geen sin maak nie. in kombinasie met sy lae massa.

& quot Dit het 'n chemiese samestelling wat die vingerafdruk van kernverbranding is, 'n lae massa en 'n baie hoë snelheid. Al hierdie feite impliseer dat dit uit 'n soort nabye binêre stelsel moet kom en dat dit 'n termonukleêre ontsteking moet ondergaan. Dit sou 'n soort supernova gewees het, maar van 'n soort wat ons nog nie voorheen gesien het nie. & Quot

Die hoë snelheid kan in aanmerking geneem word as albei sterre in die binêre in teenoorgestelde rigtings met hul wentelsnelheid in 'n soort slingervelmanoeuvre na die ontploffing weggevoer word.

Die wetenskaplikes kon ook die stermassa meet, wat besonder laag is vir 'n wit dwerg - slegs 40% van die massa van ons son - wat ooreenstem met 'n gedeeltelike supernova wat die ster nie heeltemal vernietig het nie.

Die aard van die kernbrand wat in 'n supernova voorkom, verskil van die reaksies wat energie in kernkragstasies of die meeste kernwapens vrystel. Die meeste gebruike van kernenergie op Aarde berus op splitsing - wat swaarder elemente in ligter elemente afbreek - eerder as die samesmelting wat in 'n ster voorkom.

& quotDie proses wat ontwikkel word tydens 'n termonukleêre supernova, stem baie ooreen met wat ons op Aarde in ons toekomstige kragstasies wil bereik: kernfusie van ligter elemente in swaarder, wat baie energie vrystel, 'het prof Gänsicke aan BBC News gesê.

& quotIn 'n samesmeltingsreaktor gebruik ons ​​die ligste element, waterstof (meer spesifiek, verskillende geure of isotope daarvan). In 'n termonukleêre supernova word die digtheid en temperatuur in die ster so hoog dat samesmelting van swaarder elemente ontvlam, begin met koolstof en suurstof as & # x27brandstof & # x27, en smelt swaarder en swaarder elemente. & Quot

Die best bestudeerde termonukleêre supernovas word as tipe Ia geklassifiseer. Dit het gelei tot die ontdekking van donker energie, en word nou gereeld gebruik om die struktuur van die heelal in kaart te bring. Maar daar is toenemend bewyse dat termonukleêre supernovas onder baie verskillende toestande kan gebeur.

SDSSJ1240 + 6710 kan die oorlewende wees van 'n tipe supernova wat nog nie waargeneem is soos dit gebeur nie.

Sonder die radioaktiewe nikkel wat die langdurige nasleep van die Type Ia-supernovas dryf, sou die ontploffing wat die wit dwerg oor ons Melkweg loop, 'n kort ligflits gewees het wat moeilik sou wees om te ontdek.


Wat is die laaste kernreaksie in 'n binêre stelsel voor supernova? - Sterrekunde

Hoe lank duur die supernova-stadium van 'n ster? Hoe lank duur die pieksterkte van 'n supernova? Ure, dae, weke? As 'n supernova naby en helder genoeg was om gedurende die dag op aarde gesien te word, hoe lank sou dit dan oor die dag onsigbaar wees?

Die ontploffing van 'n supernova vind plaas in 'n ster in 'n baie kort tydsbestek van ongeveer 100 sekondes. Wanneer 'n ster 'n supernova-ontploffing ondergaan, sterf dit en laat 'n oorblyfsel agter: óf 'n neutronster óf 'n swart gat.

November 2002-opdatering deur Karen: Hieronder is 'n figuur wat die tipiese ligkrommes vir die twee hoofsoorte supernova toon. 'N Ligkromme is 'n teken van hoe helder die supernova oor tyd is. Soos u in die diagram kan sien, hang die antwoord op u vraag af van die tipe supernova waarna u vra. Tipe I-supernovas, (wat vermoedelik die gevolg is van materie wat op 'n wit dwerg in 'n binêre stelsel val), is gewoonlik helderder, maar val vinniger af, met 'n helderheid van 'n paar uur tot dae. Tipe II-supernovas (wat vermoedelik die gevolg is van die ineenstorting van 'n massiewe ster), het gewoonlik 'n plato in helderheid voordat hulle stadiger verdof. Hul helderheid kan 'n paar maande duur.

Die vertikale as op die figuur toon die absolute grootte van die Supernova. Magnitude is 'n helderheidseenheid wat algemeen deur sterrekundiges gebruik word. U kan 'n verduideliking hier lees as u nog nie daarvan weet nie. Die absolute magitude sê net hoe helder die supernova op 'n afstand van 10 parsek sou wees ('n parsec is 'n ander sterrekundige eenheid, 1 parsec = 3,26 ligjaar). Om 'n voorwerp gedurende die dag in te sien, moet dit 'n skynbare grootte hê van minder as (kleiner grootte beteken helderder voorwerp!) Ongeveer -4 (jy kan Venus gedurende die dag sien as dit die helderste is, ongeveer -4,4), so hoe lank supernova sou gedurende die dag sigbaar wees, hang af van hoe helder dit op sy hoogtepunt was, afhangend van die absolute omvang en hoe ver dit is. Daar word geskat dat die tipe II-supernova wat die krapnevel geskep het, 'n piek helderheid van -6 sterkte gehad het en gedurende die dag 23 dae (in 1054) sigbaar was! Dit is ongeveer 6500 ligjare (of 3000 parsek weg) en het dus 'n absolute grootte van ongeveer -17 (onthou dat die ligkrommes in die figuur 'tipies' is, maar dat nie alle supernova's presies dieselfde is nie).

Hoop dit gee u 'n idee van die antwoord op u vrae.

Hierdie bladsy is laas op 27 Junie 2015 opgedateer.

Oor die skrywer

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep het 'n nuwe ontvanger vir die Arecibo-radioteleskoop gebou wat tussen 6 en 8 GHz werk. Hy bestudeer 6,7 GHz metanol masers in ons Galaxy. Hierdie masers kom voor op plekke waar massiewe sterre gebore word. Hy behaal sy doktorsgraad aan Cornell in Januarie 2007 en was 'n postdoktor aan die Max Planck Insitute vir Radiosterrekunde in Duitsland. Daarna werk hy by die Institute for Astronomy aan die Universiteit van Hawaii as die Submillimeter Postdoctoral Fellow.Jagadheep is tans by die Indian Institute of Space Scence and Technology.


Inhoud

In vergelyking met die hele geskiedenis van 'n ster, is die uiterlike van 'n supernova baie kort, miskien oor 'n paar maande, sodat die kans om een ​​met die blote oog waar te neem ongeveer een keer in die lewe is. Slegs 'n klein fraksie van die 100 miljard sterre in 'n tipiese sterrestelsel het die vermoë om 'n supernova te word, beperk tot diegene met 'n groot massa of buitengewoon seldsame soorte binêre sterre wat wit dwerge bevat. [1]

Die vroegste moontlike opgetekende supernova, bekend as HB9, kon in 4500 ± 1000 vC deur onbekende Indiese waarnemers besigtig en opgeneem word. [2] Later is SN 185 deur Chinese sterrekundiges in 185 nC beskou. Die helderste aangetekende supernova was SN 1006, wat in 1006 nC in die sterrebeeld Lupus plaasgevind het, en is beskryf deur waarnemers regoor China, Japan, Irak, Egipte en Europa. [3] [4] [5] Die supernova SN 1054 wat baie waargeneem word, het die krapnevel voortgebring. Supernovae SN 1572 en SN 1604, die nuutste wat met die blote oog in die Melkwegstelsel waargeneem is, het opvallende uitwerking op die ontwikkeling van sterrekunde in Europa gehad omdat hulle gebruik is om te argumenteer teen die Aristoteliese idee dat die heelal anderkant die maan en planete. was staties en onveranderlik. [6] Johannes Kepler het SN 1604 op sy hoogtepunt op 17 Oktober 1604 begin waarneem en het steeds die helderheid daarvan gemaak totdat dit 'n jaar later uit die blote oog vervaag het. [7] Dit was die tweede supernova wat in 'n generasie waargeneem is (na SN 1572 gesien deur Tycho Brahe in Cassiopeia). [8]

Daar is bewyse dat die jongste galaktiese supernova, G1.9 + 0.3, in die laat 19de eeu voorgekom het, aansienlik meer onlangs as Cassiopeia A van ongeveer 1680. [9] Geen supernova is destyds opgemerk nie. In die geval van G1.9 + 0.3, sou 'n hoë uitwissing langs die vlak van die sterrestelsel die gebeurtenis voldoende kon verdof om ongesiens te bly. Die situasie vir Cassiopeia A is minder duidelik. Infrarooi lig-eggo's is opgespoor wat toon dat dit 'n tipe IIb-supernova was en nie in 'n gebied met 'n baie groot uitsterwing was nie. [10]

Waarneming en ontdekking van ekstragalaktiese supernovas kom nou baie meer voor. Die eerste sodanige waarneming was van SN 1885A in die Andromeda-sterrestelsel. Vandag vind amateur- en professionele sterrekundiges elke jaar 'n paar honderde, sommige is amper maksimum helder, ander op ou astronomiese foto's of plate. Amerikaanse sterrekundiges Rudolph Minkowski en Fritz Zwicky het die moderne supernova-klassifikasieskema ontwikkel in 1941. [11] Tydens die 1960's het sterrekundiges gevind dat die maksimum intensiteite van supernovas as standaardkerse gebruik kon word, dus die aanduidings van astronomiese afstande. [12] Sommige van die verste supernovas wat in 2003 waargeneem is, lyk dowwer as wat verwag is. Dit ondersteun die siening dat die uitbreiding van die heelal versnel. [13] Tegnieke is ontwikkel vir die rekonstruksie van supernova-gebeure wat nie skriftelik opgemerk is nie. Die datum van die Cassiopeia A-supernova-gebeurtenis is bepaal deur ligte eggo’s van newels, [14] terwyl die ouderdom van die supernova-oorblyfsel RX J0852.0-4622 geskat is uit temperatuurmetings [15] en die gammastraling as gevolg van die radioaktiewe verval van titaan -44. [16]

Die helderste supernova wat nog ooit aangeteken is, is ASASSN-15lh, op 'n afstand van 3,82 gigalight-jaar. Dit is die eerste keer in Junie 2015 opgespoor en het 'n hoogtepunt van 570 miljard L bereik , wat twee keer die bolometriese helderheid is van enige ander bekende supernova. [18] Die aard van hierdie supernova word egter steeds gedebatteer en verskeie alternatiewe verklarings is voorgestel, bv. getyversteuring van 'n ster deur 'n swart gat. [19]

Van die vroegste waargeneem sedert die ontploffingstydperk en waarvoor die vroegste spektra verkry is (begin 6 uur na die werklike ontploffing), is die tipe II SN 2013fs (iPTF13dqy) wat 3 uur na die supernova-gebeurtenis op 6 Oktober opgeteken is. 2013 deur die Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Die ster is geleë in 'n spiraalstelsel genaamd NGC 7610, 160 miljoen ligjaar weg in die sterrebeeld Pegasus. [20] [21]

Op 20 September 2016 het die amateur-sterrekundige Victor Buso van Rosario, Argentinië, sy teleskoop getoets. [22] [23] Toe hy verskeie foto's van die sterrestelsel NGC 613 neem, kyk Buso af op 'n supernova wat pas op die aarde sigbaar geword het. Nadat hy die beelde ondersoek het, het hy die Instituto de Astrofísica de La Plata gekontak. "Dit was die eerste keer dat iemand die eerste oomblikke van die 'skokbreuk' van 'n optiese supernova vasgevang het, een wat nie verband hou met 'n gammastraal of 'n X-straal-uitbarsting nie." [22] Volgens astronoom Melina Bersten van die Instituto de Astrofísica is die kans om so 'n gebeurtenis vas te lê tussen een uit tien miljoen en een uit die honderd miljoen gestel. Die supernova wat Buso waargeneem het, was 'n tipe IIb wat deur 'n ster twintig keer die sonmassa gemaak is. [22] Sterrekundige Alex Filippenko, van die Universiteit van Kalifornië, het opgemerk dat professionele sterrekundiges al lank na so 'n gebeurtenis gesoek het. Hy het gesê: "Waarnemings van sterre in die eerste oomblik dat hulle begin ontplof, verskaf inligting wat nie direk op 'n ander manier verkry kan word nie." [22]

Vroeë werk oor wat oorspronklik glo bloot 'n nuwe kategorie novas was, is gedurende die 1920's uitgevoer. Hierdie is verskillende "Novae", "Hauptnovae" of "reuse novae" genoem. [24] Die naam "supernovae" word vermoedelik deur Walter Baade en Fritz Zwicky geskep in lesings in Caltech gedurende 1931. Dit is as 'super-Novae' gebruik in 'n tydskrifartikel wat in 1933 deur Knut Lundmark gepubliseer is, [ 25] en in 'n artikel van Baade en Zwicky uit 1934. [26] Teen 1938 was die koppelteken verlore en is die moderne naam in gebruik. [27] Aangesien supernovas relatief skaars gebeurtenisse binne 'n sterrestelsel is, wat ongeveer drie keer per eeu in die Melkweg voorkom, [28] is die verkryging van 'n goeie monster supernovas vir bestudering nodig om baie sterrestelsels gereeld te monitor.

Supernovas in ander sterrestelsels kan nie met enige betekenisvolle akkuraatheid voorspel word nie. Normaalweg, wanneer hulle ontdek word, is hulle reeds aan die gang. [29] Om supernovas as standaardkerse te gebruik om afstand te meet, is die waarneming van hul pieksterkte nodig. Dit is dus belangrik om hulle goed te ontdek voordat hulle hul maksimum bereik. Amateursterrekundiges, wat baie hoër is as professionele sterrekundiges, het 'n belangrike rol gespeel in die vind van supernovas, gewoonlik deur 'n optiese teleskoop na sterrestelsels te kyk en dit met vorige foto's te vergelyk. [30]

Teen die einde van die 20ste eeu het sterrekundiges hulle toenemend gewend tot rekenaarbeheerde teleskope en CCD's om jag op supernovas. Alhoewel sulke stelsels gewild is onder amateurs, is daar ook professionele installasies soos die Katzman Automatic Imaging Telescope. [31] Die Supernova Early Warning System (SNEWS) -projek gebruik 'n netwerk neutrino-detektors om vroegtydig te waarsku oor 'n supernova in die Melkwegstelsel. [32] [33] Neutrino's is deeltjies wat in groot hoeveelhede deur 'n supernova geproduseer word, en hulle word nie noemenswaardig deur die interstellêre gas en stof van die galaktiese skyf geabsorbeer nie. [34]

Supernova-soektogte val in twee klasse: dié wat op relatief nabygeleë gebeure fokus en dié wat verder weg kyk. Vanweë die uitbreiding van die heelal, kan die afstand na 'n afgeleë voorwerp met 'n bekende emissiespektrum geskat word deur die Doppler-verskuiwing (of rooi verskuiwing) gemiddeld te meet; voorwerpe wat verder verwyder is, daal met groter snelheid as die nabygeleë, en het dus 'n hoër rooi verskuiwing. Die soektog word dus verdeel tussen hoë rooi verskuiwing en lae rooi verskuiwing, met die grens rondom 'n rooi verskuiwing van Z= 0.1–0.3 [35] —waar Z is 'n dimensielose maatstaf van die frekwensieverskuiwing van die spektrum.

Hoë rooi verskuiwing vir supernovas behels gewoonlik die waarneming van supernova-ligkrommes. Dit is handig vir standaard- of gekalibreerde kerse om Hubble-diagramme te genereer en kosmologiese voorspellings te maak. Supernova-spektroskopie, wat gebruik word om die fisika en omgewings van supernovas te bestudeer, is praktieser teen lae as by hoë rooiverskuiwing. [36] [37] Waarnemings met lae rooi verskuiwing anker ook die lae-afstandseinde van die Hubble-kurwe, wat 'n plot van afstand versus rooi verskuiwing vir sigbare sterrestelsels is. [38] [39]

Supernova-ontdekkings word gerapporteer aan die Sentrale Buro vir Astronomiese Telegramme van die Internasionale Astronomiese Unie, wat 'n omsendbrief uitstuur met die naam wat dit aan daardie supernova toeken. Die naam word gevorm uit die voorvoegsel SN, gevolg deur die jaar van ontdekking, met 'n een of twee letter benaming. Die eerste 26 supernovas van die jaar word met 'n hoofletter van aangedui A aan Z. Daarna word pare kleinletters gebruik: aa, ab, en so aan. Vandaar, byvoorbeeld, SN 2003C dui die derde supernova aan wat in 2003 gerapporteer is. [40] Die laaste supernova van 2005, SN 2005nc, was die 367ste (14 × 26 + 3 = 367). Die agtervoegsel "nc" dien as 'n byektiewe basis-26-kodering, met a = 1, b = 2, c = 3, . Z = 26. Sedert 2000 vind professionele en amateur-sterrekundiges elke jaar honderde supernovas (572 in 2007, 261 in 2008, 390 in 2009 231 in 2013). [41] [42]

Historiese supernovas is bloot bekend aan die jaar wat dit plaasgevind het: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (genoem Tycho se Nova) en SN 1604 (Kepler's Star). Sedert 1885 word die bykomende letternotasie gebruik, selfs al is daar net een supernova in daardie jaar ontdek (bv. SN 1885A, SN 1907A, ens.) - dit het laas gebeur met SN 1947A. SN, vir SuperNova, is 'n standaardvoorvoegsel. Tot 1987 was daar sedert 1988 selde twee letterbenamings nodig, maar dit is elke jaar nodig. Sedert 2016 het die toenemende aantal ontdekkings gereeld gelei tot die bykomende gebruik van drie-syfer-benamings. [43]

Sterrekundiges klassifiseer supernovas volgens hul ligkurwes en die absorpsielyne van verskillende chemiese elemente wat in hul spektra voorkom. As 'n supernova se spektrum waterstoflyne bevat (bekend as die Balmer-reeks in die visuele gedeelte van die spektrum), word dit geklassifiseer Tipe II anders is dit Tik I. In elk van hierdie twee soorte is daar onderafdelings volgens die teenwoordigheid van lyne van ander elemente of die vorm van die ligkromme ('n grafiek van die supernova se skynbare grootte as 'n funksie van tyd). [45] [46]

Supernova-taksonomie [45] [46]
Tik I
Geen waterstof nie
Tik Ia
Bied 'n enkel geïoniseerde silikon (Si II) lyn by 615,0 nm (nanometer), naby pieklig
Termiese weghol
Tik Ib / c
Swak of geen silikonabsorpsie-eienskap nie
Tik Ib
Toon 'n nie-geïoniseerde helium (He I) lyn by 587,6 nm
Kern ineenstorting
Tik Ic
Swak of geen helium nie
Tipe II
Toon waterstof
Tik II-P / -L / n
Tipe II spektrum deurgaans
Tik II-P / L
Geen smal lyne nie
Tik II-P
Bereik 'n "plato" in sy ligkromme
Tik II-L
Toon 'n "lineêre" afname in sy ligkromme (lineêr in grootte versus tyd) [47]
Tipe IIn
Sommige smal lyne
Tipe IIb
Spektrum verander om soos tipe Ib te word

Tik I Edit

Tipe I-supernovas word onderverdeel op grond van hul spektra, met tipe Ia wat 'n sterk geïoniseerde silikonabsorpsielyn toon. Tipe I-supernovas sonder hierdie sterk lyn word as tipe Ib en Ic geklassifiseer, met tipe Ib met sterk neutrale heliumlyne en tipe Ic wat dit nie het nie. Die ligkrommes is almal dieselfde, alhoewel tipe Ia oor die algemeen helderder is op pieksterkte, maar die ligkromme is nie belangrik vir die klassifikasie van tipe I-supernovas nie.

'N Klein aantal tipe Ia-supernovas vertoon ongewone kenmerke, soos nie-standaard helderheid of verbreed ligkrommes, en word gewoonlik geklassifiseer deur te verwys na die vroegste voorbeeld wat soortgelyke kenmerke toon. Daar word byvoorbeeld na die sub-lumineuse SN 2008ha verwys as SN 2002cx-agtige of klas Ia-2002cx.

'N Klein deel van die tipe Ic-supernovas toon hoogs verbrede en gemengde emissielyne wat geneem word om baie hoë uitbreidingsnelhede vir die uitwerping aan te dui. Dit is geklassifiseer as tipe Ic-BL of Ic-bl. [48]

Tipe II Wysig

Die supernova's van tipe II kan ook onderverdeel word op grond van hul spektra. Terwyl die meeste tipe II-supernovas baie breë emissielyne toon wat uitbreidingsnelhede van duisende kilometers per sekonde aandui, het sommige, soos SN 2005gl, relatief smal eienskappe in hul spektra. Dit word tipe IIn genoem, waar die 'n 'vir' smal 'staan.

'N Paar supernovas, soos SN 1987K [49] en SN 1993J, lyk asof dit van tipe verander: dit toon waterstoflyne op vroeë tye, maar word oor 'n periode van weke tot maande oorheers deur lyne van helium. Die term "tipe IIb" word gebruik om die kombinasie van kenmerke wat gewoonlik met tipe II en Ib geassosieer word, te beskryf. [46]

Tipe II-supernovas met normale spektra wat oorheers word deur breë waterstoflyne wat die lewensduur van die agteruitgang bly, word op grond van hul ligkrommes geklassifiseer. Die mees algemene tipe toon 'n kenmerkende "plato" in die ligkromme kort na piekhelderheid, waar die visuele helderheid 'n paar maande relatief konstant bly voordat die agteruitgang weer begin. Dit word tipe II-P genoem met verwysing na die plato. Minder algemeen is tipe II-L supernovas wat nie 'n duidelike plato het nie. Die "L" beteken "lineêr" alhoewel die ligkromme nie eintlik 'n reguit lyn is nie.

Supernovas wat nie in die normale klassifikasies pas nie, word 'peculiar' of 'pec' genoem. [46]

Tipes III, IV en V Edit

Fritz Zwicky het addisionele supernovae-tipes gedefinieer op grond van 'n paar voorbeelde wat nie die parameters vir supernova's van tipe I of II goed pas nie. SN 1961i in NGC 4303 was die prototipe en enigste lid van die tipe III-supernovaklas, bekend vir sy breë ligkromme-maksimum en breë waterstof-balmerlyne wat stadig in die spektrum ontwikkel het. SN 1961f in NGC 3003 was die prototipe en enigste lid van die tipe IV-klas, met 'n ligkromme soortgelyk aan 'n tipe II-P supernova, met waterstofabsorpsielyne maar swak waterstofemissielyne. Die tipe V-klas is geskep vir SN 1961V in NGC 1058, 'n ongewone flou supernova of supernova-bedrieër met 'n stadige styging van die helderheid, die maksimum duur baie maande en 'n ongewone emissiespektrum. Die ooreenkoms tussen SN 1961V en die groot uitbarsting van Eta Carinae is opgemerk. [50] Supernovas in M101 (1909) en M83 (1923 en 1957) is ook as moontlike tipe IV- of tipe V-supernovas voorgestel. [51]

Hierdie soorte sal nou almal as eienaardige tipe II-supernovas (IIpec) behandel word, waarvan baie meer voorbeelde ontdek is, hoewel daar steeds gedebatteer word of SN 1961V 'n ware supernova was na 'n LBV-uitbarsting of 'n bedrieër. [47]

Supernovae-tipe kodes, soos hierbo beskryf, is taksonomies: die tipe nommer beskryf die lig wat van die supernova waargeneem word, nie noodwendig die oorsaak daarvan nie. Soortgelyke supernovas van tipe Ia word byvoorbeeld vervaardig deur wegholfusie wat op ontaarde wit dwergvaders aangesteek word, terwyl die soortgelyke tipe Ib / c uit massiewe Wolf-Rayet-stamvaders geproduseer word deur die ineenstorting van die kern. Die volgende is 'n opsomming van wat tans geglo word as die mees aanneemlike verklaring vir supernovas.

Thermal runaway Edit

'N Wit dwergster kan genoeg materiaal van 'n sterre metgesel ophoop om sy kerntemperatuur genoeg te verhoog om koolstoffusie aan die brand te steek, waarop dit 'n weglopende kernfusie ondergaan en dit heeltemal onderbreek. Daar is drie maniere waarop hierdie ontploffing geteoretiseer kan word: stabiele aanwas van materiaal van 'n metgesel, die botsing van twee wit dwerge of aanwas wat ontbranding in 'n dop veroorsaak wat dan die kern aansteek. Die dominante meganisme waardeur tipe Ia-supernovas geproduseer word, bly onduidelik. [53] Ondanks hierdie onsekerheid oor hoe tipe Ia-supernovas geproduseer word, het supernovae van tipe Ia baie eenvormige eienskappe en is dit handige standaardkerse oor intergalaktiese afstande. Sommige kalibrasies is nodig om te kompenseer vir die geleidelike verandering in eienskappe of verskillende frekwensies van abnormale helderheidsupernovas by hoë rooiverskuiwing, en vir klein variasies in helderheid wat deur die vorm van die ligkromme of die spektrum geïdentifiseer word. [54] [55]

Normale tipe Ia Edit

Daar is verskillende maniere waarop 'n supernova van hierdie tipe kan vorm, maar hulle het 'n gemeenskaplike onderliggende meganisme. As 'n koolstof-suurstofwit dwerg genoeg stof versamel om die Chandrasekhar-limiet van ongeveer 1,44 sonmassas te bereik (M ) [56] (vir 'n nie-roterende ster), sou dit nie meer die grootste deel van die massa kon ondersteun deur elektronedegenerasie-druk nie [57] [58] en sou dit begin ineenstort. Die huidige siening is egter dat hierdie limiet normaalweg nie bereik word nie, maar die toename in temperatuur en digtheid binne die kern ontsteek koolstoffusie, aangesien die ster die limiet nader (tot binne ongeveer 1% [59]) voordat ineenstorting begin word. [56] Vir 'n kern wat hoofsaaklik bestaan ​​uit suurstof, neon en magnesium, sal die ineenstortende wit dwerg gewoonlik 'n neutronster vorm. In hierdie geval sal slegs 'n fraksie van die ster se massa tydens die ineenstorting uitgestoot word. [58]

Binne enkele sekondes ondergaan 'n aansienlike fraksie van die materie in die wit dwerg kernfusie, wat genoeg energie vrystel (1–2 × 10 44 J) [60] om die ster in 'n supernova te ontbind. [61] 'n Skuifgolf wat uitwaarts uitbrei, word gegenereer, met materie wat snelhede in die orde van 5.000-20.000 km / s bereik, of ongeveer 3% van die ligsnelheid. Daar is ook 'n beduidende toename in helderheid en bereik 'n absolute grootte van -19,3 (of 5 miljard keer helderder as die son), met min variasie. [62]

Die model vir die vorming van hierdie kategorie supernova is 'n noue binêre sterstelsel. Die grootste van die twee sterre is die eerste wat van die hoofreeks af ontwikkel, en dit brei uit tot 'n rooi reus. Die twee sterre deel nou 'n gemeenskaplike koevert, wat veroorsaak dat hul onderlinge baan krimp. Die reuse-ster vergiet dan die grootste deel van sy koevert en verloor massa totdat dit nie meer met kernfusie kan voortgaan nie. Op hierdie stadium word dit 'n wit dwergster wat hoofsaaklik uit koolstof en suurstof bestaan. [63] Uiteindelik ontwikkel die sekondêre ster ook van die hoofreeks af tot 'n rooi reus. Materie van die reus word deur die wit dwerg aangewakker, wat veroorsaak dat laasgenoemde in massa toeneem.Ondanks die wydverspreide aanvaarding van die basiese model, is die presiese besonderhede van inisiasie en van die swaar elemente wat tydens die katastrofiese gebeurtenis voortgebring is, nog onduidelik.

Tipe Ia-supernovas volg 'n kenmerkende ligkromme - die grafiek van die helderheid as 'n funksie van tyd - na die gebeurtenis. Hierdie helderheid word gegenereer deur die radioaktiewe verval van nikkel-56 deur kobalt-56 tot yster-56. [62] Die piekligsterkte van die ligkurwe is uiters konsekwent oor normale tipe Ia-supernovas, met 'n maksimum absolute grootte van ongeveer −19.3. Dit is omdat tipe Ia-supernovas ontstaan ​​uit 'n konstante tipe stamvaderster deur geleidelike massaverwerwing en ontplof wanneer hulle 'n konstante tipiese massa verkry, wat aanleiding gee tot baie soortgelyke supernova-toestande en gedrag. Hierdeur kan hulle as 'n sekondêre [64] standaardkers gebruik word om die afstand na hul gasheerstelsels te meet. [65]

Nie-standaard tipe Ia Edit

'N Ander model vir die vorming van tipe Ia-supernovas behels die samesmelting van twee wit dwergsterre, met 'n gesamentlike massa wat die Chandrasekhar-grens kortstondig oorskry. [66] Daar is baie variasie in hierdie tipe gebeurtenisse, [67] en in baie gevalle is daar hoegenaamd geen supernova nie, in welke geval hulle 'n breër en minder ligkromme sal hê as die normale SN-tipe Ia .

Abnormaal helder tipe Ia-supernovas kom voor wanneer die wit dwerg reeds 'n massa hoër as die Chandrasekhar-limiet het, [68] moontlik verder verbeter deur asimmetrie, [69] maar die uitgestote materiaal sal minder as normale kinetiese energie hê.

Daar is geen formele subklassifikasie vir die nie-standaard tipe Ia-supernovas nie. Daar is voorgestel dat 'n groep sublichtende supernovas wat voorkom wanneer helium op 'n wit dwerg uitloop, geklassifiseer moet word as tipe Iax. [70] [71] Hierdie tipe supernova kan die wit dwergvader nie altyd heeltemal vernietig nie en kan 'n zombiester agterlaat. [72]

Een spesifieke tipe nie-standaard tipe Ia-supernova ontwikkel waterstof en ander emissielyne en gee die voorkoms van 'n mengsel tussen 'n normale tipe Ia en 'n tipe II-supernova. Voorbeelde hiervan is SN 2002ic en SN 2005gj. Hierdie supernovas is gedoop tipe Ia / IIn, tik Ian, tipe IIa en tipe IIan. [73]

Kernstorting Wysig

Baie massiewe sterre kan kerninval ondergaan wanneer kernfusie nie die kern kan onderhou teen sy eie swaartekrag nie. Dit is die oorsaak van alle soorte supernova, behalwe tipe Ia. Die ineenstorting kan gewelddadige uitdrywing van die buitenste lae van die ster veroorsaak, wat 'n supernova tot gevolg het, of die vrystelling van potensiële swaartekrag-energie kan onvoldoende wees en die ster kan in 'n swart gat of neutronster val met min uitgestraalde energie.

Die ineenstorting van die kern kan veroorsaak word deur verskillende meganismes: elektronopvang wat die Chandrasekhar oorskry, beperk die paar onstabiliteit of fotodisintegrasie. [74] [75]

  • Wanneer 'n massiewe ster 'n ysterkern ontwikkel wat groter is as die Chandrasekhar-massa, kan dit nie meer deur elektronedegenerasie-druk onderhou word nie en sal dit verder ineenstort tot 'n neutronster of swart gat.
  • Elektronopname deur magnesium in 'n ontaarde O / Ne / Mg-kern veroorsaak swaartekrag-ineenstorting gevolg deur plofbare suurstof-fusie, met baie soortgelyke resultate.
  • Elektron-positron-paarproduksie in 'n groot kern wat na helium verbrand, verwyder termodinamiese ondersteuning en veroorsaak aanvanklike ineenstorting gevolg deur weglopende samesmelting, wat lei tot 'n paar onstabiliteit-supernova.
  • 'N Voldoende groot en warm sterkerne kan gammastrale genereer wat energiek genoeg is om direk met fotodisintegrasie te begin, wat 'n volledige ineenstorting van die kern sal veroorsaak.

Die onderstaande tabel gee 'n lys van die bekende redes vir die ineenstorting van kern in massiewe sterre, die soorte sterre waarin dit voorkom, hul gepaardgaande supernovatipe en die geproduseerde oorblyfsel. Die metallisiteit is die verhouding van ander elemente as waterstof of helium, vergeleke met die son. Die aanvanklike massa is die massa van die ster voor die supernova-gebeurtenis, gegee in veelvoude van die massa van die Son, hoewel die massa ten tyde van die supernova heelwat laer kan wees.

Tipe II-supernovas word nie in die tabel gelys nie. Dit kan geproduseer word deur verskillende soorte kerninval in verskillende stamvadersterre, moontlik selfs deur tipe Ia-witdwergontstekings, alhoewel dit blyk dat die meeste van die ysterkern-ineenstorting in helderreuse of hyperreuse (insluitend LBV's) sal wees. Die smal spektrumlyne waarvoor hulle benoem is, kom voor omdat die supernova uitbrei in 'n klein digte wolkie van omliggende materiaal. [76] Dit blyk dat 'n beduidende deel van vermeende tipe IIn-supernovas supernova-bedrieërs is, massiewe uitbarstings van LBV-agtige sterre soortgelyk aan die Groot Uitbarsting van Eta Carinae. In hierdie gebeure skep materiaal wat voorheen van die ster uitgegooi is, die smal absorberingslyne en veroorsaak dit 'n skokgolf deur interaksie met die materiaal wat pas uitgestoot is. [77]

Kern-ineenstortingscenario's volgens massa en metaal [74]
Oorsaak van ineenstorting Stamvader ster benaderde aanvanklike massa (sonmassas) Supernova tipe Oorblyfsel
Elektronopvang in 'n ontaarde O + Ne + Mg-kern 9–10 Flou II-P Neutron ster
Ysterkern ineenstorting 10–25 Flou II-P Neutron ster
25–40 met lae of lae sonkrag Normale II-P Swart gat na terugval van materiaal op 'n aanvanklike neutronster
25–40 met baie hoë metaalagtigheid II-L of II-b Neutron ster
40–90 met lae metallisiteit Geen Swart gat
≥40 met byna sonkrag metaal Flou Ib / c, of hipernova met gammastraalbarsting (GRB) Swart gat na terugval van materiaal op 'n aanvanklike neutronster
≥40 met baie hoë metallisiteit Ib / c Neutron ster
≥90 met lae metallisiteit Geen, moontlik GRB Swart gat
Koppel onstabiliteit 140–250 met lae metaalagtigheid II-P, soms 'n hypernova, moontlik GRB Geen oorblyfsel nie
Fotodisintegrasie ≥250 met 'n lae metallisiteit Geen (of ligte supernova?), Moontlik GRB Massiewe swart gat

Wanneer 'n sterkern nie meer teen swaartekrag ondersteun word nie, val dit op homself in met snelhede wat 70,000 km / s bereik (0,23c), [78] wat lei tot 'n vinnige toename in temperatuur en digtheid. Wat volgende volg, hang af van die massa en struktuur van die ineenstortende kern, met lae massa ontaarde kerne wat neutronsterre vorm, kerne met 'n hoër massa ontaard meestal in swart gate en nie-gedegenereerde kerne wat wegholfusie ondergaan.

Die aanvanklike ineenstorting van ontaarde kerne word versnel deur beta-verval, fotodisintegrasie en elektronopvang, wat 'n uitbarsting van elektronneutrino's veroorsaak. Namate die digtheid toeneem, word neutrino-uitstoot afgesny namate dit in die kern vasgevang word. Die binnekern bereik uiteindelik 'n deursnee van ongeveer 30 km [79] en 'n digtheid wat vergelykbaar is met die van 'n atoomkern, en die druk van neutronedegenerasie probeer die ineenstorting stop. As die kernmassa meer as ongeveer 15 M is dan is neutron-degenerasie onvoldoende om die ineenstorting te stop en vorm 'n swart gat direk met geen supernova nie.

In laer massakerne word die ineenstorting gestop en die nuutgevormde neutronkern het 'n aanvanklike temperatuur van ongeveer 100 miljard kelvin, 6000 keer die temperatuur van die sonkern. [80] By hierdie temperatuur word neutrino-antineutrino-pare van alle geure doeltreffend gevorm deur termiese emissie. Hierdie termiese neutrino's is 'n paar keer meer volop as die elektronopvang-neutrino's. [81] Ongeveer 10 46 joule, ongeveer 10% van die ster se rusmassa, word omgeskakel in 'n uitbarsting van neutrino's van tien sekondes, wat die belangrikste uitset van die gebeurtenis is. [79] [82] Die skielik gestopte ineenstorting van die kern spring terug en veroorsaak 'n skokgolf wat binne millisekondes [83] in die buitenste kern stilstaan ​​namate energie verlore gaan deur die dissosiasie van swaar elemente. 'N Proses wat nie duidelik verstaan ​​word nie [update] is nodig om die buitenste lae van die kern ongeveer 10 44 joule [82] (1 vyand) van die neutrino-pols te herabsorbeer, wat die sigbare helderheid lewer, hoewel daar ook ander teorieë bestaan. hoe om die ontploffing aan te dryf. [79]

Sommige materiaal uit die buitenste omhulsel val terug op die neutronster, en vir kerne verder as ongeveer 8 M , is daar voldoende terugval om 'n swart gat te vorm. Hierdie terugval sal die kinetiese energie wat geskep word en die massa uitgestote radioaktiewe materiaal verminder, maar in sommige situasies kan dit ook relativistiese strale genereer wat tot 'n gammastraling of 'n buitengewone helder supernova lei.

Die ineenstorting van 'n massiewe nie-ontaarde kern sal verdere samesmelting laat opvlam. Wanneer die instorting van die kern veroorsaak word deur onstabiliteit van die paar, begin die samesmelting van suurstof en kan die ineenstorting gestuit word. Vir kernmassas van 40–60 M , die ineenstorting stop en die ster bly ongeskonde, maar die ineenstorting sal weer plaasvind wanneer 'n groter kern gevorm het. Vir kerne van ongeveer 60–130 M , is die samesmelting van suurstof en swaarder elemente so energiek dat die hele ster onderbreek word en 'n supernova veroorsaak. Aan die bopunt van die massa-reeks is die supernova buitengewoon helder en uiters langlewend as gevolg van baie sonmassas wat 56 Ni uitgestoot is. Vir selfs groter kernmassas word die kerntemperatuur hoog genoeg om fotodisintegrasie toe te laat en val die kern heeltemal in 'n swart gat in. [84]

Tipe II Wysig

Sterre met aanvanklike massas minder as ongeveer 8 M ontwikkel nooit 'n kern wat groot genoeg is om ineen te stort nie, en verloor hulle uiteindelik hul atmosfeer om wit dwerge te word. Sterre met ten minste 9 M (moontlik soveel as 12 M [85]) ontwikkel op 'n komplekse manier en lei swaarder elemente geleidelik by warmer temperature in hul kern. [79] [86] Die ster word gelaag soos 'n ui, met die verbranding van makliker versmelte elemente wat in groter skulpe voorkom. [74] [87] Alhoewel dit in die volksmond beskryf word as 'n ui met 'n ysterkern, het die supernova-stamvaders die minste massiewe slegs suurstofneon (-magnesium) kerne. Hierdie super-AGB-sterre kan die meerderheid van die kern-ineenstortingsupernovas vorm, hoewel dit minder helder is en so minder gereeld waargeneem word as dié van massiewe voorouers. [85]

As die kern ineenstort tydens 'n superreusefase wanneer die ster nog 'n waterstofomhulsel het, is die resultaat 'n tipe II-supernova. Die tempo van massaverlies vir ligsterre hang af van die metaalagtigheid en helderheid. Baie sterre wat naby sonkrag is, sal al hul waterstof verloor voordat hulle in duie stort en dus nie 'n tipe II-supernova vorm nie. By lae metallisiteit sal al die sterre met 'n waterstofomhulsel ineenstort, maar voldoende massiewe sterre val direk in 'n swart gat in sonder om 'n sigbare supernova te produseer.

Sterre met 'n aanvanklike massa tot ongeveer 90 keer die son, of 'n bietjie minder met 'n hoë metaalvermoë, het 'n tipe II-P supernova tot gevolg, wat die mees algemene waarnemingstipe is. By matige tot hoë metaalvermoë sal sterre naby die boonste punt van die massa-reeks die grootste deel van hul waterstof verloor het as die kern ineenstort en die resultaat is 'n tipe II-L supernova. Met 'n baie lae metaalagtigheid, sterre van ongeveer 140-250 M die kern ineenstort deur pare onstabiliteit, terwyl hulle nog 'n waterstofatmosfeer en 'n suurstofkern het, en die resultaat is 'n supernova met tipe II-eienskappe, maar 'n baie groot massa van 56 Ni en hoë helderheid.

Tik Ib en Ic Edit

Hierdie supernovas is, net soos dié van tipe II, massiewe sterre wat in duie stort. Die sterre wat die tipe Ib- en Ic-supernovas word, het egter die meeste van hul buitenste (waterstof) omhulsels verloor as gevolg van sterk sterwinde of andersins deur interaksie met 'n metgesel. [90] Hierdie sterre staan ​​bekend as Wolf-Rayet-sterre, en hulle kom teen matige tot hoë metallisiteit voor waar kontinuumgedrewe winde voldoende hoë massaverlies-koerse veroorsaak. Waarnemings van die tipe Ib / c-supernova stem nie ooreen met die waargenome of verwagte voorkoms van Wolf-Rayet-sterre nie, en alternatiewe verklarings vir hierdie tipe kernval-supernova behels sterre wat van hul waterstof verwyder is deur binêre interaksies. Binêre modelle bied 'n beter pasmaat vir die waargenome supernovas, met dien verstande dat daar nog nooit geskikte binêre heliumsterre waargeneem is nie. [91] Aangesien 'n supernova kan voorkom wanneer die massa van die ster ten tye van die ineenstorting van die kern laag genoeg is om nie 'n swart terugval te veroorsaak nie, kan enige massiewe ster 'n supernova tot gevolg hê as dit genoeg massa verloor voordat die ineenstorting van die kern plaasvind. .

Type Ib supernovae kom die algemeenste voor en is die gevolg van Wolf-Rayet-sterre van die tipe WC wat nog helium in hul atmosfeer het. Vir 'n beperkte reeks massas ontwikkel sterre verder voordat hulle ineenstorting van kern tot WO-sterre word met baie min helium oor, en dit is die stamvaders van tipe Ic-supernovas.

'N Paar persent van die tipe Ic-supernovas hou verband met gammastraalbarstings (GRB), hoewel daar ook geglo word dat enige waterstofgestroopte tipe Ib- of Ic-supernova 'n GRB kan produseer, afhangende van die omstandighede van die meetkunde. [92] Die meganisme vir die vervaardiging van hierdie tipe GRB is die strale wat geproduseer word deur die magnetiese veld van die vinnig draaiende magnetar wat gevorm word by die ineenstortende kern van die ster. Die strale sal ook energie in die uitbreidende buitedop oordra, wat 'n superlichtende supernova lewer. [93] [94]

Ultra-gestroopte supernovas kom voor wanneer die ontploffende ster (amper) tot by die metaalkern gestroop is, via massa-oordrag in 'n noue binêre. [95] As gevolg hiervan word baie min materiaal van die ontploffende ster uitgegooi (ongeveer 0,1 M ). In die mees ekstreme gevalle kan ultra-gestroopte supernovas in naakte metaalkern voorkom, skaars bo die massagrens van Chandrasekhar. SN 2005ek [96] kan 'n waarnemingsvoorbeeld van 'n ultra gestroopte supernova wees, wat aanleiding gee tot 'n relatiewe dowwe en vinnig vervalle ligkurwe. Die aard van supergestroopte supernovas kan sowel ysterkern-ineenstorting as elektron-vangsupernovas wees, afhangende van die massa van die ineenstortende kern.

Mislukking van supernovas Redigeer

Die kern-ineenstorting van massiewe sterre lei moontlik nie tot 'n sigbare supernova nie. Die hoofmodel hiervoor is 'n voldoende massiewe kern dat die kinetiese energie onvoldoende is om die binneste lae van 'n swart gat om te keer. Hierdie gebeure is moeilik om op te spoor, maar groot opnames het moontlike kandidate opgespoor. [97] [98] Die rooi superreus N6946-BH1 in NGC 6946 het in Maart 2009 'n beskeie uitbarsting ondergaan voordat dit uit die oog verdwyn het. Slegs 'n flou infrarooi bron bly op die ster se plek. [99]

Ligkrommes Wysig

'N Historiese raaisel het betrekking op die bron van energie wat die optiese supernova-gloed maande lank kan handhaaf. Alhoewel die energie wat elke tipe supernovas ontwrig, vinnig gelewer word, word die ligkrommes oorheers deur die daaropvolgende radioaktiewe verhitting van die vinnig uitbreidende uitwerp. Sommige het rotasie-energie van die sentrale pulsar oorweeg. Die uitstootgasse sal vinnig verdof sonder enige energie-insette om dit warm te hou. Die intens radioaktiewe aard van die uitwerpgasse, wat nou bekend is dat dit korrek is vir die meeste supernovas, is die eerste keer in die laat 1960's bereken op grond van 'n goeie nukleosintese. [100] Eers in SN 1987A het direkte waarneming van gammastraallyne die belangrikste radioaktiewe kerne ondubbelsinnig geïdentifiseer. [101]

Dit is nou bekend deur direkte waarneming dat baie van die ligkromme (die grafiek van die helderheid as 'n funksie van tyd) na die voorkoms van 'n tipe II Supernova, soos SN 1987A, verklaar word deur die voorspelde radioaktiewe verval. Alhoewel die liguitstraling uit optiese fotone bestaan, is dit die radioaktiewe krag wat deur die uitgestote gasse opgeneem word, wat die oorskot warm genoeg hou om lig uit te straal. Die radioaktiewe verval van 56 Ni deur sy dogters 56 Co tot 56 Fe produseer gammastraalfotone, hoofsaaklik van 847keV en 1238keV, wat geabsorbeer word en die verwarming en dus die helderheid van die uitwerping oorheers op tussentydse (etlike weke) tot laat tye (etlike maande). [102] Energie vir die piek van die ligkromme van SN1987A is voorsien deur die verval van 56 Ni tot 56 Co (halfleeftyd 6 dae), terwyl veral energie vir die latere ligkromme baie nou aansluit by die 77,3-dae half- lewe van 56 Co verval tot 56 Fe. Latere metings deur gammastraal-teleskope van die ruimte van die klein fraksie van 56 Co en 57 Co gammastrale wat die SN 1987A-oorblyfsel sonder absorpsie vrygespring het, het vroeër voorspellings bevestig dat die twee radioaktiewe kerne die kragbronne was. [101]

Die visuele ligkrommes van die verskillende supernovatipes hang almal op laat tye af van radioaktiewe verhitting, maar dit wissel in vorm en amplitude vanweë die onderliggende meganismes, die manier waarop sigbare straling geproduseer word, die periode van waarneming daarvan en die deursigtigheid van die uitgestote materiaal. Die ligkurwes kan by ander golflengtes aansienlik verskil. Byvoorbeeld, by ultraviolette golflengtes is daar 'n vroeë uiters helder piek wat slegs 'n paar uur duur, wat ooreenstem met die uitbreek van die skok wat deur die aanvanklike gebeurtenis geloods is, maar die uitbreek is beswaarlik opties waarneembaar.

Die ligkrommes vir tipe Ia is meestal baie eenvormig, met 'n konstante maksimum absolute grootte en 'n relatiewe steil daling in helderheid. Hul optiese energie-uitset word aangedryf deur radioaktiewe verval van uitgestote nikkel-56 (halfleeftyd 6 dae), wat dan verval tot radioaktiewe kobalt-56 (halfleeftyd 77 dae). Hierdie radio-isotope prikkel die omliggende materiaal tot gloeilamp. Studies van kosmologie vertrou vandag op 56 Ni-radioaktiwiteit wat die energie bied vir die optiese helderheid van supernovas van tipe Ia, wat die "standaardkerse" van kosmologie is, maar waarvan die diagnostiese gammastrale 847keV en 1238keV eers in 2014 bespeur is. [103] Die die aanvanklike fases van die ligkromme neem drasties af namate die effektiewe grootte van die fotosfeer afneem en gevange elektromagnetiese straling uitgeput raak. Die ligkromme bly daal in die B-band, terwyl dit ongeveer 40 dae 'n klein skouer in die visuele vorm kan toon, maar dit is slegs 'n wenk van 'n sekondêre maksimum wat in die infrarooi voorkom, aangesien sekere geïoniseerde swaar elemente weer saamkom om te produseer. infrarooi bestraling en die uitwerping word deursigtig daarvoor. Die visuele ligkurwe daal steeds teen 'n tempo wat effens groter is as die verval van die radioaktiewe kobalt (wat die langer halfleeftyd het en die latere kurwe beheer), omdat die uitgestote materiaal diffuser word en minder in staat is om die hoë energie om te skakel bestraling in visuele bestraling. Na 'n paar maande verander die ligkromme weer sy afname, aangesien positron-emissie dominant word van die oorblywende kobalt-56, alhoewel hierdie gedeelte van die ligkromme min bestudeer is.

Tipe Ib- en Ic-ligkrommes is basies soortgelyk aan tipe Ia, hoewel dit met 'n laer gemiddelde pieksterkte het. Die visuele liguitset is weer as gevolg van radioaktiewe verval wat in visuele straling omgeskakel word, maar daar is 'n baie laer massa van die geskepde nikkel-56. Die piekligsterkte wissel aansienlik en daar is soms ook soorte Ib / c-supernovas met groter orde as die norm. Daar word na die helderste tipe Ic-supernovas verwys as hipernovas en is geneig om verbreedde ligkrommes te hê, benewens die verhoogde piekligsterkte. Die bron van die ekstra energie word vermoedelik relatiwistiese strale aangedryf deur die vorming van 'n roterende swart gat wat ook gammastraalbarstels veroorsaak.

Die ligkrommes vir tipe II-supernovas word gekenmerk deur 'n baie stadiger afname as tipe I, in die orde van 0,05 magnitudes per dag, [104] uitgesluit die plato-fase. Die visuele liguitset word gedurende etlike maande deur kinetiese energie eerder as deur radioaktiewe verval oorheers, hoofsaaklik as gevolg van die bestaan ​​van waterstof in die uitwerp van die atmosfeer van die superreus-stamvader. By die aanvanklike vernietiging word hierdie waterstof verhit en geïoniseer. Die meerderheid tipe II-supernovas toon 'n lang plato in hul ligkrommes namate hierdie waterstof weer saamkom, wat sigbare lig uitstraal en deursigtiger word. Dit word gevolg deur 'n dalende ligkromme wat aangedryf word deur radioaktiewe verval, hoewel stadiger as in tipe I-supernovas, as gevolg van die doeltreffendheid van omskakeling in lig deur al die waterstof.[47]

In tipe II-L is die plato afwesig omdat die stamvader relatief min waterstof in sy atmosfeer oorgehou het, voldoende om in die spektrum te verskyn, maar onvoldoende om 'n merkbare plato in die liguitset te lewer. In tipe IIb-supernovas is die waterstofatmosfeer van die stamvader so uitgeput (as gevolg van die getystroop deur 'n begeleidende ster), dat die ligkromme nader is aan 'n tipe I-supernova en die waterstof verdwyn selfs na 'n paar weke uit die spektrum. [47]

Tipe IIn-supernovas word gekenmerk deur bykomende smal spektrale lyne wat geproduseer word in 'n digte omhulsel van omliggende materiaal. Hul ligkrommes is oor die algemeen baie breed en uitgebrei, soms ook uiters helder en na verwys as 'n superlumineuse supernova. Hierdie ligkrommes word vervaardig deur die uiters doeltreffende omskakeling van kinetiese energie van die uitwerping in elektromagnetiese straling deur wisselwerking met die digte omhulsel van materiaal. Dit vind slegs plaas as die materiaal voldoende dig en kompak is, wat daarop dui dat dit deur die stamvader self geproduseer is kort voordat die supernova plaasvind.

Groot getalle supernovas is gekatalogiseer en geklassifiseer om afstandskerse en toetsmodelle te verskaf. Gemiddelde eienskappe wissel ietwat met die afstand en die tipe gasheerstelsel, maar kan breedweg vir elke supernovatipe gespesifiseer word.

Fisiese eienskappe van supernovas volgens tipe [105] [106]
Tik a Gemiddelde piek absolute grootte b Benaderde energie (vyand) c Dae tot piekligsterkte Dae van piek tot 10% helderheid
Ia −19 1 ongeveer 19 ongeveer 60
Ib / c (flou) ongeveer −15 0.1 15–25 onbekend
Ib ongeveer −17 1 15–25 40–100
Ek sien rondom −16 1 15–25 40–100
Ic (helder) tot −22 bo 5 ongeveer 25 ongeveer 100
II-b ongeveer −17 1 ongeveer 20 ongeveer 100
II-L ongeveer −17 1 ongeveer 13 ongeveer 150
II-P (flou) ongeveer −14 0.1 ongeveer 15 onbekend
II-P rondom −16 1 ongeveer 15 Plateau dan omstreeks 50
IIn d ongeveer −17 1 12–30 of meer 50–150
IIn (helder) tot −22 bo 5 bo 50 bo 100

  • a. ^ Flou tipes kan 'n duidelike subklas wees. Helder tipes kan 'n kontinuum wees van effens oorlig tot hipernova's.
  • b. ^ Hierdie groottes word in die R-band gemeet. Metings in V- of B-bande is algemeen en sal ongeveer 'n halwe sterkte helderder wees vir supernovas.
  • c. ^Grootte orde kinetiese energie. Totale elektromagnetiese uitgestraalde energie is gewoonlik laer, (teoretiese) neutrino-energie baie hoër.
  • d. ^ Waarskynlik 'n heterogene groep, enige van die ander tipes wat in newels ingebed is.

Asimmetrie Wysig

'N Puzzel wat al jare lank bestaan ​​uit supernovae van tipe II, is die rede waarom die oorblywende kompakte voorwerp 'n groot snelheid weg van die episentrum [108] pulse ontvang, en dus neutronsterre, het hoë snelhede, en swart gate vermoedelik ook so, alhoewel hulle is baie moeiliker om in isolasie waar te neem. Die aanvanklike impuls kan aansienlik wees, wat 'n voorwerp van meer as 'n sonmassa dryf teen 'n snelheid van 500 km / s of meer. Dit dui op 'n uitbreidingsasimmetrie, maar die meganisme waardeur momentum na die kompakte voorwerp oorgedra word, bly 'n raaisel. Voorgestelde verklarings vir hierdie skop sluit in konveksie in die ineenstortende ster en stralerproduksie tydens die vorming van neutronsterre.

Een moontlike verklaring vir hierdie asimmetrie is grootskaalse konveksie bokant die kern. Die konveksie kan variasies skep in die plaaslike oorvloed van elemente, wat kan lei tot ongelyke kernbranding tydens die ineenstorting, weiering en gevolglike uitbreiding. [109]

'N Ander moontlike verklaring is dat die aanwas van gas op die sentrale neutronster 'n skyf kan skep wat stralings met 'n baie groot rigting dryf, wat materie teen 'n hoë snelheid uit die ster dryf, en dwarsskokke dryf wat die ster heeltemal ontwrig. Hierdie stralers kan 'n belangrike rol speel in die supernova wat daaruit ontstaan. [110] [111] ('n Soortgelyke model word nou verkies om lang gammastraalbarstings te verklaar.)

Aanvanklike asimmetrieë is ook in supernovas van tipe Ia bevestig. Hierdie resultaat kan beteken dat die aanvanklike helderheid van hierdie tipe supernova afhang van die kykhoek. Die uitbreiding word egter meer simmetries met die verloop van tyd. Vroeë asimmetrieë is waarneembaar deur die polarisasie van die uitgestraalde lig te meet. [112]

Energie-uitset Wysig

Alhoewel supernovas hoofsaaklik bekend staan ​​as liggebeurtenisse, is die elektromagnetiese straling wat hulle vrystel byna 'n geringe newe-effek. Veral in die geval van kernval-supernovas, is die vrygestelde elektromagnetiese straling 'n klein fraksie van die totale energie wat tydens die geleentheid vrygestel word.

Daar is 'n fundamentele verskil tussen die balans tussen energieproduksie in die verskillende soorte supernova's. In tipe Ia wit dwergontploffings word die meeste energie gerig op die sintese van swaar elemente en die kinetiese energie van die uitwerping. In kern-ineenstortingsupernovas word die oorgrote meerderheid van die energie na neutrino-emissie gelei, en hoewel sommige hiervan blykbaar die waargenome vernietiging bewerkstellig, ontsnap 99% + van die neutrino's die ster in die eerste paar minute na die aanvang van die ineenstorting.

Tipe Ia-supernovas put hul energie uit 'n weghol-kernfusie van 'n koolstof-suurstofwit dwerg. Die besonderhede van die energetika word nog nie volledig verstaan ​​nie, maar die eindresultaat is die uitwerping van die massa van die oorspronklike ster teen hoë kinetiese energie. Ongeveer 'n halwe sonmassa van die massa is 56 Ni wat gegenereer word deur silikonverbranding. 56 Ni is radioaktief en verval in 56 Co deur beta plus verval (met 'n halfleeftyd van ses dae) en gammastrale. 56 Co self verval deur die beta plus (positron) -weg met 'n halfleeftyd van 77 dae in stabiele 56 Fe. Hierdie twee prosesse is verantwoordelik vir die elektromagnetiese straling van tipe Ia supernovas. In kombinasie met die veranderende deursigtigheid van die uitgestote materiaal, produseer hulle die vinnig dalende ligkromme. [113]

Supernovas met kerninval is gemiddeld visueel flouer as supernovas van tipe Ia, maar die totale vrygestelde energie is baie hoër. In hierdie tipe supernovas word die swaartekragpotensiële energie omgeskakel in kinetiese energie wat die kern saamdruk en ineenstort, wat aanvanklik elektronneutrino's produseer uit disintegrerende nukleone, gevolg deur alle geure van termiese neutrino's uit die superverhitte neutronsterkern. Daar word vermoed dat ongeveer 1% van hierdie neutrino's genoeg energie in die buitenste lae van die ster deponeer om die gevolglike katastrofe te dryf, maar weer kan die besonderhede nie presies in die huidige modelle weergegee word nie. Kinetiese energieë en nikkelopbrengste is ietwat laer as tipe Ia-supernovas, vandaar die onderste piekvisuele helderheid van tipe II-supernovas, maar energie uit die de-ionisasie van die vele sonmassas oorblywende waterstof kan bydra tot 'n baie stadiger afname in helderheid en produksie die plato-fase gesien in die meerderheid van die kern-ineenstortingsupernovas.

In sommige kernval-supernovas dryf terugval op 'n swart gat relativistiese strale aan wat 'n kort, energieke en rigtinggewende uitbarsting van gammastrale kan veroorsaak en ook aansienlike verdere energie in die uitgestote materiaal kan oordra. Dit is een scenario vir die vervaardiging van supernovas met 'n hoë helderheid en word beskou as die oorsaak van tipe Ic-hipernovas en langdurige gammastraalbarstings. As die relativistiese straalvliegtuie te kort is en die steromhulsel nie binnedring nie, kan 'n gammastraalbarsting met 'n lae helderheid geproduseer word en kan die supernova onderliggend wees.

Wanneer 'n supernova in 'n klein digte wolk van omringende materiaal voorkom, sal dit 'n skokgolf voortbring wat 'n hoë fraksie van die kinetiese energie effektief in elektromagnetiese straling kan omskakel. Alhoewel die aanvanklike energie heeltemal normaal was, sal die gevolglike supernova 'n hoë helderheid en lang duur hê, aangesien dit nie op eksponensiële radioaktiewe verval staatmaak nie. Hierdie tipe gebeurtenis kan tipe IIn hipernova's veroorsaak.

Alhoewel paarinstabiliteit-supernovas kern-ineenstortingsnormnowe is met spektra en ligkrommes soortgelyk aan tipe II-P, is die aard na die ineenstorting van die kern meer soos dié van 'n reuse-tipe Ia met weglopende samesmelting van koolstof, suurstof en silikon. Die totale energie wat deur die grootste massa-vrystellings vrygestel word, is vergelykbaar met ander kern-ineenstorting-supernovas, maar die produksie van neutrino's word beskou as baie laag, en daarom word die vrygestelde kinetiese en elektromagnetiese energie baie hoog. Die kern van hierdie sterre is baie groter as enige wit dwerg, en die hoeveelheid radioaktiewe nikkel en ander swaar elemente wat uit hul kern uitgegooi word, kan groter orde wees, en gevolglik 'n hoë visuele helderheid.

Stamvader wysig

Die tipe supernova-klassifikasie is ten nouste gekoppel aan die tipe ster tydens die ineenstorting. Die voorkoms van elke tipe supernova hang dramaties af van die metaalagtigheid en dus van die ouderdom van die gasheerstelsel.

Tipe Ia-supernovas word in witstelsels in wit stelsels vervaardig en kom in alle sterrestelsels voor. Supernovas wat kern ineenstort, word slegs aangetref in sterrestelsels wat huidige of baie onlangse stervorming ondergaan, omdat dit die gevolg is van kortstondige massiewe sterre. Hulle kom meestal voor in tipe Sc-spirale, maar ook in die arms van ander spiraalvormige sterrestelsels en in onreëlmatige sterrestelsels, veral sterrestelselstelsels.

Daar word slegs gedink dat tipe Ib / c en II-L, en moontlik die meeste tipe IIn, supernovas geproduseer word uit sterre met byna sonkrag-metaalvlakke wat tot groot massaverlies van massiewe sterre lei, daarom kom hulle minder voor by ouer, meer- verre sterrestelsels. Die tabel toon die stamvader vir die hooftipes supervalle van die ineenstorting van kernstowwe, en die benaderde verhoudings wat in die plaaslike omgewing waargeneem is.

Fraksie van kernstortingsupernovatipes volgens stamvader [91]
Tik Stamvaderster Breuk
Ib WC Wolf – Rayet of heliumster 9.0%
Ek sien WO Wolf – Rayet 17.0%
II-P Superreus 55.5%
II-L Superreus met 'n uitgeputte waterstofdop 3.0%
IIn Superreus in 'n digte wolk van verdryf materiaal (soos LBV) 2.4%
IIb Superreus met waterstof wat baie uitgeput is (gestroop deur metgesel?) 12.1%
IIpek Blou superreus 1.0%

Daar is 'n aantal probleme met die versoening van gemodelleerde en waargenome sterre-evolusie wat lei tot kern-ineenstortingsupernovas. Rooi superreuse is die voorvaders vir die oorgrote meerderheid kernval-supernovas, en dit is waargeneem, maar slegs teen relatief lae massas en helderheid, onder ongeveer 18 M en 100 000 L , onderskeidelik. Die meeste stamvaders van tipe II-supernovas word nie opgespoor nie en moet aansienlik flouer en waarskynlik minder massief wees. Daar word nou voorgestel dat rooi superreuse met 'n hoër massa nie as supernovas ontplof nie, maar eerder na warmer temperature ontwikkel. Verskeie stamvaders van tipe IIb-supernovas is bevestig, en dit was K- en G-reuse, plus een A-reus. [118] Geel hyperreuse of LBV's word voorgestel aan stamvaders vir tipe IIb-supernovas, en byna alle tipe IIb-supernovas wat naby genoeg is om waar te neem, het sulke voorvaders getoon. [119] [120]

Tot net 'n paar dekades gelede word warm superreuse nie as waarskynlik beskou om te ontplof nie, maar waarnemings het anders getoon. Blou superreuse vorm 'n onverwagte hoë persentasie bevestigde supernova-stamvaders, deels vanweë hul hoë helderheid en maklike opsporing, terwyl nog geen enkele Wolf-Rayet-stamvader duidelik geïdentifiseer is nie. [118] [121] Modelle het sukkel om aan te toon hoe blou superreuse genoeg massa verloor om supernova te bereik sonder om na 'n ander evolusionêre stadium te vorder. Een studie het getoon dat 'n moontlike roete vir lae-helderheid na-rooi superreuse helderblou veranderlikes kan ineenstort, waarskynlik as 'n tipe II-supernova. [122] Verskeie voorbeelde van warmkleurige stamvaders van tipe IIn supernovas is opgespoor: SN 2005gy en SN 2010jl was albei blykbaar massiewe ligsterre, maar is baie ver en SN 2009ip het 'n sterk ligvader gehad wat waarskynlik 'n LBV was, maar is 'n eienaardige supernova waarvan die presiese aard betwis word. [118]

Die stamvaders van die tipe Ib / c-supernovas word glad nie waargeneem nie, en beperkings op hul moontlike helderheid is dikwels laer as dié van bekende WC-sterre. [118] WO-sterre is uiters skaars en visueel relatief flou, daarom is dit moeilik om te sê of sulke stamvaders ontbreek of nog net waargeneem moet word. Baie ligvaders is nie veilig geïdentifiseer nie, ondanks die feit dat talle supernovas naby genoeg is waargeneem dat sulke stamvaders duidelik afgebeeld sou kon word. [123] Bevolkingsmodellering toon aan dat die waargenome tipe Ib / c-supernovas gereproduseer kan word deur 'n mengsel van enkele massiewe sterre en gestroopte omhulselsterre uit interaksie met binêre stelsels. [91] Die voortdurende gebrek aan ondubbelsinnige opsporing van stamvaders vir normale tipe Ib- en Ic-supernovas kan die gevolg wees van die mees massiewe sterre wat direk in 'n swart gat ineengestort het sonder 'n supernova-uitbarsting. Die meeste van hierdie supernovas word dan vervaardig uit heliumsterre met 'n laer massa heliumsterre in binêre stelsels. 'N Klein aantal is afkomstig van vinnig draaiende massiewe sterre, wat waarskynlik ooreenstem met die uiters energieke tipe Ic-BL-gebeure wat gepaard gaan met gammastralings. [118]

Bron van swaar elemente

Supernovas is 'n belangrike bron van elemente in die interstellêre medium van suurstof tot rubidium, [124] [125] [126] alhoewel die teoretiese oorvloed van die elemente wat in die spektrums geproduseer of gesien word, aansienlik varieer na gelang van die verskillende supernovatipes. [126] Supernovae van tipe Ia produseer hoofsaaklik silikon- en ysterpiekelemente, metale soos nikkel en yster. [127] [128] Kernval-supernovas werp baie kleiner hoeveelhede van die ysterpiekelemente uit as tipe Ia-supernovas, maar groter massas ligte alfa-elemente soos suurstof en neon, en elemente swaarder as sink. Laasgenoemde is veral waar met elektronvangsupernovas. [129] Die grootste deel van die materiaal wat deur tipe II-supernovas uitgestoot word, is waterstof en helium. [130] Die swaar elemente word geproduseer deur: kernfusie vir kerne tot 34 S silikonfotodisintegrasie-herrangskikking en kwasiequilibrium tydens silikonverbranding vir kerne tussen 36 Ar en 56 Ni en vinnige vang van neutrone (r-proses) tydens die ineenstorting van die supernova vir elemente swaarder as yster. Die r-proses lewer hoogs onstabiele kerne wat ryk is aan neutrone en wat vinnig bèta in meer stabiele vorms verval. In supernovas is reaksies van die r-proses verantwoordelik vir ongeveer die helfte van al die isotope van elemente buite yster, [131] hoewel neutronster-samesmeltings die belangrikste astrofisiese bron vir baie van hierdie elemente kan wees. [124] [132]

In die moderne heelal is ou asimptotiese reuse-tak (AGB) -sterre die oorheersende stofbron van s-proses-elemente, oksiede en koolstof. [124] [133] In die vroeë heelal, voordat AGB-sterre gevorm het, was supernovas egter die hoofbron van stof. [134]

Rol in sterre evolusie

Oorblyfsels van baie supernovas bestaan ​​uit 'n kompakte voorwerp en 'n vinnig groeiende skokgolf van materiaal. Hierdie wolk van materiaal spoel omliggende interstellêre medium op tydens 'n gratis uitbreidingsfase, wat tot twee eeue kan duur. Die golf ondergaan dan geleidelik 'n periode van adiabatiese uitbreiding en sal stadig afkoel en meng met die omliggende interstellêre medium gedurende 'n periode van ongeveer 10 000 jaar. [135]

Die oerknal het waterstof, helium en spore van litium vervaardig, terwyl alle swaarder elemente in sterre en supernovas gesintetiseer is. Supernovas is geneig om die omliggende interstellêre medium te verryk met ander elemente as waterstof en helium, wat gewoonlik deur sterrekundiges as "metale" verwys word.

Hierdie ingespuite elemente verryk uiteindelik die molekulêre wolke wat die terrein van stervorming is. [136] Elke sterregenerasie het dus 'n effens ander samestelling, van 'n byna suiwer mengsel van waterstof en helium na 'n meer metaalryke samestelling. Supernovas is die oorheersende meganisme vir die verspreiding van hierdie swaarder elemente wat gedurende 'n kernfusieperiode in 'n ster gevorm word. Die verskillende hoeveelhede elemente in die materiaal wat 'n ster vorm, het belangrike invloede op die lewe van die ster en kan die moontlikheid van planete laat wentel.

Die kinetiese energie van 'n uitbreidende supernova-oorblyfsel kan stervorming veroorsaak deur nabygeleë, digte molekulêre wolke in die ruimte saam te pers. [137] Die toename in onstuimige druk kan ook stervorming voorkom as die wolk nie die oortollige energie kan verloor nie. [138]

Bewyse uit dogterprodukte van kortstondige radioaktiewe isotope toon dat 'n nabygeleë supernova 4,5 miljard jaar gelede gehelp het om die samestelling van die Sonnestelsel te bepaal en dat dit selfs die vorming van hierdie stelsel veroorsaak het. [139]

Op 1 Junie 2020 het sterrekundiges gerapporteer dat hulle die bron van Fast Radio Bursts (FRB's) verklein, wat nou waarskynlik 'samesmeltings van kompakte voorwerpe en magnetare wat voortspruit uit normale supernovas met kernverstorting' kan insluit. [140] [141]

Kosmiese strale Edit

Daar word vermoed dat supernova-oorblyfsels 'n groot fraksie van galaktiese primêre kosmiese strale versnel, maar direkte bewyse vir die produksie van kosmiese strale is slegs in 'n klein aantal oorblyfsels gevind. Gammastrale vanaf pionverval is uit die supernovareste IC 443 en W44 opgespoor. Dit word vervaardig wanneer versnelde protone van die SNR 'n impak op interstellêre materiaal het. [142]

Gravitasiegolwe Edit

Supernovas is potensieel sterk galaktiese bronne van swaartekraggolwe, [143], maar geen is tot dusver opgespoor nie. Die enigste swaartekraggolfgebeurtenisse wat tot dusver opgespoor is, is die samesmelting van swart gate en neutronsterre, waarskynlik oorblyfsels van supernovas. [144]

Effek op aarde Edit

A naby die aarde supernova is 'n supernova naby genoeg aan die aarde om 'n merkbare uitwerking op sy biosfeer te hê. Afhangend van die tipe en energie van die supernova, kan dit tot 3000 ligjaar weg wees. In 1996 is daar die teorie dat spore van supernovas uit die verlede op die aarde waarneembaar kan wees in die vorm van metaal-isotoophandtekeninge in rotslae. Yster-60-verryking is later in diepsee-rots van die Stille Oseaan gerapporteer. [145] [146] [147] In 2009 is verhoogde vlakke van nitraatione in Antarktiese ys gevind, wat saamgeval het met die supernovas 1006 en 1054. Gammastrale van hierdie supernovas kon die vlakke van stikstofoksiede, wat in die ys vasgevang het, verhoog het. [148]

Daar word vermoed dat tipe Ia-supernovas die gevaarlikste is as hulle naby genoeg aan die aarde voorkom. Omdat hierdie supernovas in dowwe, algemene wit dwergsterre in binêre stelsels ontstaan, is dit waarskynlik dat 'n supernova wat die aarde kan beïnvloed onvoorspelbaar sal voorkom en in 'n sterstelsel wat nie goed bestudeer is nie. IK naaste bekende kandidaat is IK Pegasi (sien hieronder). [149] Onlangse beramings voorspel dat 'n tipe II-supernova nader as agt parseke (26 ligjaar) moet wees om die helfte van die aarde se osoonlaag te vernietig, en daar is nie sulke kandidate nader as ongeveer 500 ligjare nie. [150]

Die volgende supernova in die Melkweg is waarskynlik waarneembaar, selfs al kom dit aan die ander kant van die melkweg voor. Dit sal waarskynlik geproduseer word deur die ineenstorting van 'n onopvallende rooi superreus, en dit is heel waarskynlik dat dit reeds in infrarooi-opnames soos 2MASS gekatalogiseer sou wees. Daar is 'n kleiner kans dat die volgende kern-ineenstorting-supernova geproduseer word deur 'n ander soort massiewe ster soos 'n geel hipergigant, helderblou veranderlike of Wolf-Rayet. Die kans dat die volgende supernova 'n tipe Ia is wat deur 'n wit dwerg geproduseer word, word bereken op ongeveer 'n derde van dié vir 'n kernval-supernova. Weereens moet dit waar waar dit voorkom, waarneembaar wees, maar dit is minder waarskynlik dat die stamvader ooit waargeneem sou word. Dit is nie eens bekend presies hoe 'n tipe Ia-stamvaderstelsel daar uitsien nie, en dit is moeilik om dit verder as 'n paar parsec op te spoor.Die totale supernovasnelheid in ons sterrestelsel word geskat op tussen 2 en 12 per eeu, hoewel ons dit al eeue lank nie waarneem nie. [99]

Statisties sal die volgende supernova waarskynlik geproduseer word uit 'n andersins onopvallende rooi superreus, maar dit is moeilik om te identifiseer wie van die superreuse in die finale stadium van samesmelting van swaar elemente in hul kern is en watter miljoene jare oor is. Die mees massiewe rooi superreuse vergiet hul atmosfeer en ontwikkel tot Wolf-Rayet-sterre voordat hulle kern ineenstort. Alle Wolf – Rayet-sterre beëindig hul lewens binne 'n miljoen jaar of so van die Wolf-Rayet-fase, maar dit is weer moeilik om diegene te identifiseer wat die naaste aan die ineenstorting van die kern is. Een klas wat na verwagting nie meer as 'n paar duisend jaar sal duur voordat dit ontplof het nie, is die WO Wolf-Rayet-sterre, waarvan bekend is dat hulle hul kernhelium uitgeput het. [152] Slegs agt daarvan is bekend, en slegs vier daarvan is in die Melkweg. [153]

'N Aantal hegte of bekende sterre is geïdentifiseer as moontlike supernova-kandidate vir die ineenstorting van die kern: die rooi reuse Antares en Betelgeuse [154] die geel hipergigant Rho Cassiopeiae [155] die ligblou veranderlike Eta Carinae wat reeds 'n supernova-bedrieër opgelewer het [156 ] en die helderste komponent, 'n Wolf – Rayet-ster, in die Regor- of Gamma Velorum-stelsel. [157] Ander het bekendheid verwerf as moontlik, alhoewel dit nie baie waarskynlik is nie, stamvaders vir 'n gammastraalbarsting, byvoorbeeld WR 104. [158]

Die identifisering van kandidate vir 'n tipe Ia-supernova is baie meer spekulatief. Enige binêr met 'n wit dwerg wat aangroei, kan 'n supernova produseer, hoewel daar steeds oor die presiese meganisme en tydskaal gedebatteer word. Hierdie stelsels is flou en moeilik om te identifiseer, maar die novae en herhalende novae is sulke stelsels wat hulself gemaklik adverteer. Een voorbeeld is U Scorpii. [159] Die naaste bekende Type Ia-supernovakandidaat is IK Pegasi (HR 8210), geleë op 'n afstand van 150 ligjaar, [160], maar waarnemings dui daarop dat dit 'n paar miljoen jaar sal duur voordat die wit dwerg die benodigde kritieke massa kan akkretreer. om 'n tipe Ia-supernova te word. [161]

    - Supernova gevorm uit 'n samesmelting van neutronsterre - 'n tipe supernova met 'n helderheid van 10 keer dié van normale supernovas en 'n ander ligvorming. - Hipotetiese hewige ontploffing as gevolg van die omskakeling van 'n neutronster na 'n kwarkster - 'n Lys van supernovae wat in fiktiewe werke voorkom - Chronologiese lys van ontwikkelings in kennis en rekords
  1. ^ Murdin, P. Murdin, L. (1978). Supernovas. New York, NY: Perssindikaat van die Universiteit van Cambridge. pp. 1–3. ISBN978-0521300384.
  2. ^
  3. Joglekar, H. Vahia, M. N. Sule, A. (2011). "Oudste hemelkaart met Supernova-rekord (in Kasjmir)" (PDF). Purātattva: Tydskrif van die Indiese Argeologiese Vereniging (41): 207–211. Besoek op 29 Mei 2019.
  4. ^
  5. Murdin, Paul Murdin, Lesley (1985). Supernovas . Cambridge University Press. bl. 14–16. ISBN978-0521300384.
  6. ^
  7. Burnham, Robert Jr. (1978). Die Hemelse handboek. Dover. bl. 1117–1122.
  8. ^
  9. Winkler, P. F. Gupta, G. Long, K. S. (2003). "Die SN 1006-oorblyfsel: optimale bewegings, diep beelding, afstand en helderheid op maksimum". Astrofisiese joernaal. 585 (1): 324–335. arXiv: astro-ph / 0208415. Trefwoord: 2003ApJ. 585..324W. doi: 10.1086 / 345985. S2CID1626564.
  10. ^
  11. Clark, D. H. Stephenson, F. R. (1982). "Die historiese supernovas". Supernovae: 'n opname van huidige navorsingsverrigtinge van die Advanced Study Institute, Cambridge, Engeland, 29 Junie - 10 Julie 1981. Dordrecht: D. Reidel. bl. 355–370. Trefwoord: 1982ASIC. 90..355C.
  12. ^
  13. Baade, W. (1943). "No. 675. Nova Ophiuchi van 1604 as 'n supernova". Bydraes van die Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675: 1–9. Trefwoord: 1943CMWCI.675. 1B.
  14. ^
  15. Motz, L. Weaver, J. H. (2001). Die verhaal van sterrekunde. Basiese boeke. bl. 76. ISBN978-0-7382-0586-1.
  16. ^
  17. Chakraborti, S. Childs, F. Soderberg, A. (25 Februarie 2016). "Jong oorblyfsels van tipe Ia Supernovae en hul stamvaders: 'n studie van SNR G1.9 + 0.3". Die Astrofisiese Tydskrif. 819 (1): 37. arXiv: 1510.08851. Tikcode: 2016ApJ. 819. 37C. doi: 10.3847 / 0004-637X / 819 / 1/37. S2CID119246128.
  18. ^
  19. Krause, O. (2008). "Die Cassiopeia A Supernova was van tipe IIb". Wetenskap. 320 (5880): 1195–1197. arXiv: 0805.4557. Trefwoord: 2008Sci. 320.1195K. doi: 10.1126 / science.1155788. PMID18511684. S2CID40884513.
  20. ^
  21. da Silva, L. A. L. (1993). "Die klassifikasie van supernovas". Astrofisika en ruimtewetenskap. 202 (2): 215–236. Trefwoord: 1993Ap & ampSS.202..215D. doi: 10.1007 / BF00626878. S2CID122727067.
  22. ^
  23. Kowal, C. T. (1968). "Absolute groottes supernovas". Sterrekundige Tydskrif. 73: 1021–1024. Trefwoord: 1968AJ. 73.1021K. doi: 10.1086 / 110763.
  24. ^
  25. Leibundgut, B. (2003). "'N Kosmologiese verrassing: die heelal versnel". Europhysics Nuus. 32 (4): 121–125. Trefwoord: 2001ENuus..32..121L. doi: 10.1051 / epn: 2001401.
  26. ^
  27. Fabian, A. C. (2008). "'N Ontploffing uit die verlede". Wetenskap. 320 (5880): 1167–1168. doi: 10.1126 / science.1158538. PMID18511676. S2CID206513073.
  28. ^
  29. Aschenbach, B. (1998). "Ontdekking van 'n jong supernova-oorblyfsel in die omgewing". Aard. 396 (6707): 141–142. Trefwoord: 1998Natur.396..141A. doi: 10.1038 / 24103. S2CID4426317.
  30. ^
  31. Iyudin, A. F. et al. (1998). "Uitstoot van 44 Ti wat verband hou met 'n voorheen onbekende Galaktiese supernova". Aard. 396 (6707): 142–144. Trefwoord: 1998Natur.396..142I. doi: 10.1038 / 24106. S2CID4430526.
  32. ^
  33. "Een sterrestelsel, drie supernovas". www.spaseleskoop.org . Besoek op 18 Junie 2018.
  34. ^
  35. Subo Dong, B. J. et al. (2016). "ASASSN-15lh: 'n uiters super-helder supernova". Wetenskap. 351 (6270): 257–260. arXiv: 1507.03010. Bibcode: 2016Sci. 351..257D. doi: 10.1126 / science.aac9613. PMID26816375. S2CID31444274.
  36. ^
  37. Leloudas, G. et al. (2016). "Die superlumineuse kortstondige ASASSN-15lh as 'n getyversteuringsgebeurtenis van 'n Kerr-swart gat". Natuursterrekunde. 1 (2): 0002. arXiv: 1609.02927. Bibcode: 2016NatAs. 1E. 2L. doi: 10.1038 / s41550-016-0002. S2CID73645264.
  38. ^
  39. Voorbeeld, I. (2017-02-13). "Massiewe supernova wat miljoene ligjare vanaf die aarde sigbaar is". Die voog. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 13-02-2017. Besoek 13-02-2017.
  40. ^
  41. Yaron, O. Perley, D. A. Gal-Yam, A. Groh, J. H. Horesh, A. Ofek, E. O. Kulkarni, S. R. Sollerman, J. Fransson, C. (2017-02-13). "Beperkte digte sirkelvormige materiaal rondom 'n gereelde tipe II-supernova". Natuurfisika. 13 (5): 510–517. arXiv: 1701.02596. Trefwoord: 2017NatPh..13..510Y. doi: 10.1038 / nphys4025. S2CID29600801.
  42. ^ abcd
  43. Astronomy Now-joernalis (23 Februarie 2018). "Amateur-sterrekundige maak een keer in die lewe ontdekking". Sterrekunde Nou . Besoek op 15 Mei 2018.
  44. ^
  45. Bersten, MC Folatelli, G. García, F. Van Dyk, SD Benvenuto, OG Orellana, M. Buso, V. Sánchez, JL Tanaka, M. Maeda, K. Filippenko, AV Zheng, W. Brink, TG Cenko, SB De Jaeger, T. Kumar, S. Moriya, TJ Nomoto, K. Perley, DA Shivvers, I. Smith, N. (21 Februarie 2018). "'N Oplewing van lig by die geboorte van 'n supernova". Aard. 554 (7693): 497–499. arXiv: 1802.09360. Trefwoord: 2018Natur.554..497B. doi: 10.1038 / nature25151. PMID29469097. S2CID4383303.
  46. ^
  47. Michael F. Bode Aneurin Evans (7 April 2008). Klassieke Novae. Cambridge University Press. pp. 1–. ISBN978-1-139-46955-5.
  48. ^
  49. Osterbrock, D. E. (2001). "Wie het die woord Supernova regtig geskep? Wie het die eerste keer neutronsterre voorspel?". Bulletin van die Amerikaanse Astronomiese Vereniging. 33: 1330. Bibcode: 2001AAS. 199.1501O.
  50. ^
  51. Baade, W. Zwicky, F. (1934). "Op Super-novae". Verrigtinge van die Nasionale Akademie vir Wetenskappe. 20 (5): 254–259. Trefwoord: 1934PNAS. 20..254B. doi: 10.1073 / pnas.20.5.254. PMC1076395. PMID16587881.
  52. ^
  53. Murdin, P. Murdin, L. (1985). Supernovas (2de uitg.). Cambridge University Press. bl. 42. ISBN978-0-521-30038-4.
  54. ^
  55. Reynolds, S. P. et al. (2008). "Die jongste galaktiese supernova-oorblyfsel: G1.9 + 0.3". Die astrofisiese joernaalbriewe. 680 (1): L41 – L44. arXiv: 0803.1487. Trefwoord: 2008ApJ. 680L..41R. doi: 10.1086 / 589570. S2CID67766657.
  56. ^
  57. Colgate, S. A. McKee, C. (1969). "Vroeë Supernova-helderheid". Die Astrofisiese Tydskrif. 157: 623. Bibcode: 1969ApJ. 157..623C. doi: 10.1086 / 150102.
  58. ^
  59. Zuckerman, B. Malkan, M. A. (1996). Die ontstaan ​​en evolusie van die heelal. Jones & amp Bartlett Learning. bl. 68. ISBN978-0-7637-0030-0. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 20-08-2016.
  60. ^
  61. Filippenko, A. V. Li, W.-D. Treffers, R. R. Modjaz, M. (2001). "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". In Paczynski, B. Chen, W.-P. Lemme, C. (reds.). Klein Teleskoop Astronomie op wêreldwye skaal. ASP-konferensie-reeks. 246. San Francisco: Astronomiese Vereniging van die Stille Oseaan. bl. 121. Bibcode: 2001ASPC..246..121F. ISBN978-1-58381-084-2.
  62. ^
  63. Antonioli, P. et al. (2004). "SNEWS: die SuperNova-waarskuwingstelsel". Nuwe Tydskrif vir Fisika. 6: 114. arXiv: astro-ph / 0406214. Trefwoord: 2004NJPh. 6..114A. doi: 10.1088 / 1367-2630 / 6/1/114. S2CID119431247.
  64. ^
  65. Scholberg, K. (2000). "SNEWS: Die supernova-waarskuwingstelsel". AIP-konferensieverrigtinge. 523: 355–361. arXiv: astro-ph / 9911359. Trefwoord: 2000AIPC..523..355S. CiteSeerX10.1.1.314.8663. doi: 10.1063 / 1.1291879. S2CID5803494.
  66. ^
  67. Beacom, J. F. (1999). "Supernova-neutrino's en die neutrino-massas". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv: hep-ph / 9901300. Trefwoord: 1999RMxF. 45. 36B.
  68. ^
  69. Frieman, J. A. et al. (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary". Die Astronomiese Tydskrif. 135 (1): 338–347. arXiv: 0708.2749. Trefwoord: 2008AJ. 135..338F. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/338. S2CID53135988.
  70. ^
  71. Perlmutter, S. A. (1997). "Geplande ontdekking van 7+ hoë-rooiverskuiwing SNe: eerste kosmologiese resultate en perke aan q0". In Ruiz-Lapuente, P. Canal, R. Isern, J. (reds.). Thermonuclear Supernovae, Verrigtinge van die Navo Advanced Study Institute. Navo Advanced Science Institutes Series C. 486. Dordrecth: Kluwer Akademiese Uitgewers. bl. 749. arXiv: astro-ph / 9602122. Trefwoord: 1997ASIC..486..749P. doi: 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46.
  72. ^
  73. Linder, E. V. Huterer, D. (2003). "Belangrikheid van supernovas by Z & gt 1.5 om donker energie te ondersoek ". Fisiese oorsig D. 67 (8): 081303. arXiv: astro-ph / 0208138. Trefwoord: 2003PhRvD..67h1303L. doi: 10.1103 / PhysRevD.67.081303. S2CID8894913.
  74. ^
  75. Perlmutter, S. A. et al. (1997). "Metings van die kosmologiese parameters Ω en Λ uit die eerste sewe supernovas by Z ≥ 0.35". Die Astrofisiese Tydskrif. 483 (2): 565. arXiv: astro-ph / 9608192. Trefwoord: 1997ApJ. 483..565P. doi: 10.1086 / 304265. S2CID118187050.
  76. ^
  77. Copin, Y. et al. (2006). "Die nabygeleë Supernova-fabriek" (PDF). Nuwe sterrekunde-resensies. 50 (4–5): 637–640. arXiv: astro-ph / 0401513. Trefwoord: 2006NewAR..50..436C. CiteSeerX10.1.1.316.4895. doi: 10.1016 / j.newar.2006.02.035.
  78. ^
  79. Kirshner, R. P. (1980). "Tipe I-supernovas: 'n siener se siening" (PDF) AIP-konferensieverrigtinge. 63: 33–37. Trefwoord: 1980AIPC. 63. 33K. doi: 10.1063 / 1.32212. hdl: 2027.42 / 87614.
  80. ^
  81. "Lys van Supernova's". IAU Sentrale Buro vir Astronomiese Telegramme. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 2010-11-12. Besoek op 2010-10-25.
  82. ^
  83. "Die Padova-Asiago-supernovakatalogus". Osservatorio Astronomico di Padova. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 10/01/2014. Besoek op 10/01/2014.
  84. ^Maak Supernova-katalogus oop
  85. ^
  86. "Kunstenaar se indruk van supernova 1993J". SpaceTelescope.org. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 13/09/2014. Besoek 12/09/2014.
  87. ^ ab
  88. Cappellaro, E. Turatto, M. (2001). "Tipes en tariewe van Supernova". Invloed van binaries op sterre bevolkingstudies. 264. Dordrecht: Kluwer Akademiese Uitgewers. bl. 199. arXiv: astro-ph / 0012455. Trefwoord: 2001ASSL..264..199C. doi: 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16. ISBN978-0-7923-7104-5.
  89. ^ abcd
  90. Turatto, M. (2003). "Klassifikasie van Supernova's". Supernovae en Gamma-Ray Bursters. Lesingaantekeninge in fisika. 598. bl. 21–36. arXiv: astro-ph / 0301107. CiteSeerX10.1.1.256.2965. doi: 10.1007 / 3-540-45863-8_3. ISBN978-3-540-44053-6. S2CID15171296.
  91. ^ abcd
  92. Doggett, J. B. Branch, D. (1985). "'N Vergelykende studie van supernova-ligkrommes". Die Astronomiese Tydskrif. 90: 2303. Bibcode: 1985AJ. 90.2303D. doi: 10.1086 / 113934.
  93. ^
  94. Bianco, F. B. Modjaz, M. Hicken, M. Friedman, A. Kirshner, R. P. Bloom, J. S. Challis, P. Marion, G. H. Wood-Vasey, W. M. Rest, A. (2014). "Multikleurige optiese en naby-infrarooi ligkrommes van 64 gestroopte koevert Core-Collapse Supernovae". Die Astrophysical Journal Supplement. 213 (2): 19. arXiv: 1405.1428. Trefwoord: 2014ApJS..213. 19B. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19. S2CID119243970.
  95. ^
  96. Filippenko, A. V. (1988). "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". Die Astronomiese Tydskrif. 96: 1941. Bibcode: 1988AJ. 96.1941F. doi: 10.1086 / 114940.
  97. ^
  98. Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 en sy Supernova 1961". Die Astrofisiese Tydskrif. 139: 514. Bibcode: 1964ApJ. 139..514Z. doi: 10.1086 / 147779.
  99. ^
  100. Zwicky, F. (1962). "Nuwe waarnemings van belang vir kosmologie". In McVittie, G. C. (red.). Probleme van ekstra-galaktiese navorsing, verloop van die IAU-simposium. 15. New York: Macmillan Press. bl. 347. Bibcode: 1962IAUS. 15..347Z.
  101. ^
  102. "Die opkoms en val van 'n Supernova". ESO Foto van die Week. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 2013-07-02. Besoek op 14-06-2013.
  103. ^
  104. Piro, A. L. Thompson, T. A. Kochanek, C. S. (2014). "Versoening van 56Ni-produksie in Type Ia-supernovas met dubbele ontaarde scenario's". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 438 (4): 3456. arXiv: 1308.0334. Trefwoord: 2014MNRAS.438.3456P. doi: 10.1093 / mnras / stt2451. S2CID27316605.
  105. ^
  106. Chen, W.-C. Li, X.-D. (2009). "Oor die voorvaders van Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae". Die Astrofisiese Tydskrif. 702 (1): 686–691. arXiv: 0907.0057. Trefwoord: 2009ApJ. 702..686C. doi: 10.1088 / 0004-637X / 702/1/686. S2CID14301164.
  107. ^
  108. Howell, D. A. Sullivan, M. Conley, A. J. Carlberg, R. G. (2007). "Voorspelde en waargenome evolusie in die gemiddelde eienskappe van tipe Ia-supernovas met rooiverskuiwing". Astrofisiese joernaalbriewe. 667 (1): L37 – L40. arXiv: astro-ph / 0701912. Trefwoord: 2007ApJ. 667L..37H. doi: 10.1086 / 522030. S2CID16667595.
  109. ^ ab
  110. Mazzali, P. A. Röpke, F. K. Benetti, S. Hillebrandt, W. (2007). "'N Algemene ontploffingsmeganisme vir tipe Ia Supernovae". Wetenskap. 315 (5813): 825–828. arXiv: astro-ph / 0702351. Bibcode: 2007Sci. 315..825M. doi: 10.1126 / science.1136259. PMID17289993. S2CID16408991.
  111. ^
  112. Lieb, E. H. Yau, H.-T. (1987). "'N Streng ondersoek van die Chandrasekhar-teorie van sterre-ineenstorting". Die Astrofisiese Tydskrif. 323 (1): 140–144. Bibcode: 1987ApJ. 323..140L. doi: 10.1086 / 165813.
  113. ^ ab
  114. Canal, R. Gutiérrez, J. L. (1997). "Die moontlike witdwerg-neutronsterverbinding". In Isern, J. Hernanz, M. Gracia-Berro, E. (reds.). White Dwarfs, Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs. Wit dwerge. 214. Dordrecht: Kluwer Akademiese Uitgewers. bl. 49. arXiv: astro-ph / 9701225. Trefwoord: 1997ASSL..214. 49C. doi: 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7. ISBN978-0-7923-4585-5. S2CID9288287.
  115. ^
  116. Wheeler, J. C. (2000). Kosmiese katastrofes: supernovas, gammastraalbarstings en avonture in die ruimte. Cambridge University Press. bl. 96. ISBN978-0-521-65195-0. Gearchiveer vanaf die oorspronklike op 2015-09-10.
  117. ^
  118. Khokhlov, A. M. Mueller, E. Höflich, P. A. (1993). "Ligkrommes van tipe IA-supernovamodelle met verskillende ontploffingsmeganismes". Sterrekunde en astrofisika. 270 (1–2): 223–248. Trefwoord: 1993A & ampA. 270..223K.
  119. ^
  120. Röpke, F. K. Hillebrandt, W. (2004). "Die saak teen die stamvader se koolstof-tot-suurstofverhouding as bron van piekveranderingsvariasies in tipe Ia supernovas". Sterrekunde en astrofisika briewe. 420 (1): L1 – L4. arXiv: astro-ph / 0403509. Trefwoord: 2004A & ampA. 420L. 1R. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20040135. S2CID2849060.
  121. ^ ab
  122. Hillebrandt, W. Niemeyer, J. C. (2000). "Tipe IA Supernova-ontploffingsmodelle". Jaarlikse oorsig van sterrekunde en astrofisika. 38 (1): 191–230. arXiv: astro-ph / 0006305. Trefwoord: 2000ARA & ampA..38..191H. doi: 10.1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID10210550.
  123. ^
  124. Paczyński, B. (1976). "Algemene koevertbinaries". In Eggleton, P. Mitton, S. Whelan, J. (reds.). Struktuur en evolusie van noue binêre stelsels. IAU-simposium nr. 73. Dordrecht: D. Reidel. bl. 75–80. Trefwoord: 1976IAUS. 73. 75P.
  125. ^
  126. Macri, L. M. Stanek, K. Z. Bersier, D. Greenhill, L. J. Reid, M. J. (2006). "'N Nuwe afstand van die Cepheid tot die Maser-Host Galaxy NGC 4258 en die implikasies daarvan vir die Hubble Constant". Die Astrofisiese Tydskrif. 652 (2): 1133–1149. arXiv: astro-ph / 0608211. Trefwoord: 2006ApJ. 652.1133M. doi: 10.1086 / 508530. S2CID15728812.
  127. ^
  128. Colgate, S. A. (1979). "Supernovas as standaardkers vir kosmologie". Die Astrofisiese Tydskrif. 232 (1): 404–408. Trefwoord: 1979ApJ. 232..404C. doi: 10.1086 / 157300.
  129. ^
  130. Ruiz-Lapuente, P. et al. (2000). "Tipe IA supernova-stamvaders". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71: 435. Bibcode: 2000MmSAI..71..435R.
  131. ^
  132. Dan, M. Rosswog, S. Guillochon, J. Ramirez-Ruiz, E. (2012). "Hoe die samesmelting van twee wit dwerge afhang van hul massaverhouding: Orbitale stabiliteit en ontploffings by kontak". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 422 (3): 2417. arXiv: 1201.2406. Trefwoord: 2012MNRAS.422.2417D. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID119159904.
  133. ^
  134. Howell, D. A. et al. (2006). "Die tipe Ia supernova SNLS-03D3bb van 'n super-Chandrasekhar-massa wit dwergster". Aard. 443 (7109): 308–311. arXiv: astro-ph / 0609616. Trefwoord: 2006Natur.443..308H. doi: 10.1038 / nature05103. PMID16988705. S2CID4419069.
  135. ^
  136. Tanaka, M. et al. (2010). "Spektropolimetrie van uiters ligte tipe Ia Supernova 2009dc: byna bolvormige ontploffing van Super-Chandrasekhar massa wit dwerg". Die Astrofisiese Tydskrif. 714 (2): 1209. arXiv: 0908.2057. Bibcode: 2010ApJ. 714.1209T. doi: 10.1088 / 0004-637X / 714/2/1209. S2CID13990681.
  137. ^
  138. Wang, B. Liu, D. Jia, S. Han, Z. (2014)."Helium-ontploffings met dubbele ontploffing vir die stamvaders van tipe Ia-supernovas". Verrigtinge van die Internasionale Astronomiese Unie. 9 (S298): 442. arXiv: 1301.1047. Trefwoord: 2014IAUS..298..442W. doi: 10.1017 / S1743921313007072. S2CID118612081.
  139. ^
  140. Foley, R. J. et al. (2013). "Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion". Die Astrofisiese Tydskrif. 767 (1): 57. arXiv: 1212.2209. Bibcode: 2013ApJ. 767. 57F. doi: 10.1088 / 0004-637X / 767/1/57. S2CID118603977.
  141. ^
  142. McCully, C. et al. (2014). "'N Lig, blou stamvaderstelsel vir die tipe Iax supernova 2012Z". Aard. 512 (7512): 54–56. arXiv: 1408.1089. Trefwoord: 2014Natur.512. 54M. doi: 10.1038 / nature13615. PMID25100479. S2CID4464556.
  143. ^
  144. Silverman, J. M. et al. (2013). "Tipe Ia Supernovae sterk interaksie met hul sirkelvormige medium". Die Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1): 3. arXiv: 1304.0763. Trefwoord: 2013ApJS..207. 3S. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 207 / 1/3. S2CID51415846.
  145. ^ abc
  146. Heger, A. Fryer, C. L. Woosley, S. E. Langer, N. Hartmann, D. H. (2003). "Hoe massiewe enkelsterre hul lewe beëindig". Astrofisiese joernaal. 591 (1): 288–300. arXiv: astro-ph / 0212469. Trefwoord: 2003ApJ. 591..288H. doi: 10.1086 / 375341. S2CID59065632.
  147. ^
  148. Nomoto, K. Tanaka, M. Tominaga, N. Maeda, K. (2010). "Hypernovae, gammastralings en eerste sterre". Nuwe sterrekunde-resensies. 54 (3–6): 191. Bibcode: 2010NewAR..54..191N. doi: 10.1016 / j.newar.2010.09.022.
  149. ^
  150. Moriya, T. J. (2012). "Voorvaders vir die herkombinasie van Supernova-oorblyfsels". Die Astrofisiese Tydskrif. 750 (1): L13. arXiv: 1203.5799. Trefwoord: 2012ApJ. 750L..13M. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13. S2CID119209527.
  151. ^
  152. Smith, N. et al. (2009). "Sn 2008S: 'n koel Super-Eddington-wind in 'n Supernova-bedrieër". Die Astrofisiese Tydskrif. 697 (1): L49. arXiv: 0811.3929. Trefwoord: 2009ApJ. 697L..49S. doi: 10.1088 / 0004-637X / 697/1 / L49. S2CID17627678.
  153. ^
  154. Fryer, C. L. New, K. C. B. (2003). "Swaartekraggolwe van swaartekrag-ineenstorting". Lewende resensies in relatiwiteit. 6 (1): 2. arXiv: gr-qc / 0206041. Trefwoord: 2003LRR. 6. 2F. doi: 10.12942 / lrr-2003-2. PMC5253977. PMID28163639.
  155. ^ abcd
  156. Woosley, S. E. Janka, H.-T. (2005). "Die fisika van kern-ineenstortende supernovas". Natuurfisika. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibcode: 2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176. doi: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  157. ^
  158. Janka, H.-T. Langanke, K. Marek, A. Martínez-Pinedo, G. Müller, B. (2007). "Teorie van kern-ineenstorting supernovas". Fisikaverslae. 442 (1–6): 38–74. arXiv: astro-ph / 0612072. Trefwoord: 2007PhR. 442. 38J. doi: 10.1016 / j.physrep.2007.02.002. S2CID15819376.
  159. ^
  160. Gribbin, J. R. Gribbin, M. (2000). Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection. Yale University Press. bl. 173. ISBN978-0-300-09097-0.
  161. ^ ab
  162. Barwick, S. W Beacom, J. F Cianciolo, V. Dodelson, S. Feng, J. L Fuller, G. M Kaplinghat, M. McKay, D. W Meszaros, P. Mezzacappa, A. Murayama, H. Olive , K. A Stanev, T. Walker, T. P (2004). "APS Neutrino Study: Verslag van die Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group". arXiv: astro-ph / 0412544.
  163. ^
  164. Myra, E. S. Burrows, A. (1990). "Neutrino's van tipe II-supernovas - Die eerste 100 millisekondes". Astrofisiese joernaal. 364: 222–231. Trefwoord: 1990ApJ. 364..222M. doi: 10.1086 / 169405.
  165. ^ ab
  166. Kasen, D. Woosley, S. E. Heger, A. (2011). "Paar onstabiliteitsupernovas: ligkrommes, spektra en skokbreuk". Die Astrofisiese Tydskrif. 734 (2): 102. arXiv: 1101.3336. Bibcode: 2011ApJ. 734..102K. doi: 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102. S2CID118508934.
  167. ^ ab
  168. Poelarends, A. J. T. Herwig, F. Langer, N. Heger, A. (2008). "Die Supernova-kanaal van Super ‐ AGB-sterre". Die Astrofisiese Tydskrif. 675 (1): 614–625. arXiv: 0705.4643. Trefwoord: 2008ApJ. 675..614P. doi: 10.1086 / 520872. S2CID18334243.
  169. ^
  170. Gilmore, G. (2004). "ASTRONOMIE: Die kort spektakulêre lewe van 'n superster". Wetenskap. 304 (5679): 1915–1916. doi: 10.1126 / science.1100370. PMID15218132. S2CID116987470.
  171. ^
  172. Faure, G. Mensing, T. M. (2007). "Lewe en dood van sterre". Inleiding tot Planetêre Wetenskap. bl. 35–48. doi: 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4. ISBN978-1-4020-5233-0.
  173. ^
  174. Malesani, D. et al. (2009). "Vroeë spektroskopiese identifikasie van SN 2008D". Die astrofisiese joernaalbriewe. 692 (2): L84. arXiv: 0805.1188. Trefwoord: 2009ApJ. 692L..84M. doi: 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84. S2CID1435322.
  175. ^
  176. Svirski, G. Nakar, E. (2014). "Sn 2008D: 'n Wolf-Rayet-ontploffing deur 'n dik wind". Die Astrofisiese Tydskrif. 788 (1): L14. arXiv: 1403.3400. Trefwoord: 2014ApJ. 788L..14S. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14. S2CID118395580.
  177. ^
  178. Pols, O. (1997). "Sluit binêre voorvaders van tipe Ib / Ic en IIb / II-L Supernovae". In Leung, K.-C. (red.). Verrigtinge van die Derde Pacific Rim-konferensie oor onlangse ontwikkeling oor navorsing oor binêre sterre. ASP-konferensie-reeks. 130. bl. 153–158. Trefwoord: 1997ASPC..130..153P.
  179. ^ abc
  180. Eldridge, J. J. Fraser, M. Smartt, S. J. Maund, J. R. Crockett, R. Mark (2013). "Die dood van massiewe sterre - II. Waarnemingsbeperkings op die stamvaders van tipe Ibc-supernovas". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 436 (1): 774. arXiv: 1301.1975. Trefwoord: 2013MNRAS.436..774E. doi: 10.1093 / mnras / stt1612. S2CID118535155.
  181. ^
  182. Ryder, S. D. et al. (2004). "Modulasies in die radioligkromme van die Type IIb supernova 2001ig: bewyse vir 'n Wolf-Rayet binêre stamvader?". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 349 (3): 1093–1100. arXiv: astro-ph / 0401135. Trefwoord: 2004MNRAS.349.1093R. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID18132819.
  183. ^
  184. Inserra, C. et al. (2013). "Superliggende Type Ic-supernovas: vang 'n magnetar by die stert". Die Astrofisiese Tydskrif. 770 (2): 28. arXiv: 1304.3320. Bibcode: 2013ApJ. 770..128I. doi: 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128. S2CID13122542.
  185. ^
  186. Nicholl, M. et al. (2013). "Super-helder supernovae wat stadigaan ontplof is, word stadigaan vervaag." Aard. 502 (7471): 346–349. arXiv: 1310.4446. Trefwoord: 2013Natur.502..346N doi: 10.1038 / nature12569. PMID24132291. S2CID4472977.
  187. ^
  188. Tauris, T. M. Langer, N. Moriya, T. J. Podsiadlowski, P. Yoon, S.-C. Blinnikov, S. I. (2013). "Ultra-gestroopte tipe Ic-supernovas van noue binêre evolusie". Astrofisiese joernaalbriewe. 778 (2): L23. arXiv: 1310.6356. Bibcode: 2013ApJ. 778L..23T. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 778/2 / L23. S2CID50835291.
  189. ^
  190. Drout, MR Soderberg, AM Mazzali, PA Parrent, JT Margutti, R. Milisavljevic, D. Sanders, NE Chornock, R. Foley, RJ Kirshner, RP Filippenko, AV Li, W. Brown, PJ Cenko, SB Chakraborti, S. Challis, P. Friedman, A. Ganeshalingam, M. Hicken, M. Jensen, C. Modjaz, M. Perets, HB Silverman, JM Wong, DS (2013). "Die vinnige en woedende verval van die eienaardige tipe Ic Supernova 2005ek". Astrofisiese joernaal. 774 (58): 44. arXiv: 1306.2337. Bibcode: 2013ApJ. 774. 58D. doi: 10.1088 / 0004-637X / 774 / 1/58. S2CID118690361.
  191. ^
  192. Reynolds, T. M. Fraser, M. Gilmore, G. (2015). "Weg sonder 'n knal: 'n argief-HST-opname vir die verdwyning van massiewe sterre". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 453 (3): 2886–2901. arXiv: 1507.05823. Trefwoord: 2015MNRAS.453.2885R. doi: 10.1093 / mnras / stv1809. S2CID119116538.
  193. ^
  194. Gerke, J. R. Kochanek, C. S. Stanek, K. Z. (2015). "Die soeke na mislukte supernovas met die Groot Binokulêre Teleskoop: eerste kandidate". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 450 (3): 3289–3305. arXiv: 1411.1761. Trefwoord: 2015MNRAS.450.3289G. doi: 10.1093 / mnras / stv776. S2CID119212331.
  195. ^ ab
  196. Adams, S. M. Kochanek, C. S. Beacom, J. F. Vagins, M. R. Stanek, K. Z. (2013). "Waarneming van die volgende galaktiese supernova". Die Astrofisiese Tydskrif. 778 (2): 164. arXiv: 1306.0559. Bibcode: 2013ApJ. 778..164A. doi: 10.1088 / 0004-637X / 778/2/164. S2CID119292900.
  197. ^
  198. Bodansky, D. Clayton, D. D. Fowler, W. A. ​​(1968). "Nukleosintese tydens die verbranding van silikon". Fisiese oorsigbriewe. 20 (4): 161. Bibcode: 1968PhRvL..20..161B. doi: 10.1103 / PhysRevLett.20.161.
  199. ^ ab
  200. Matz, S. M. Share, G. H. Leising, M. D. Chupp, E. L. Vestrand, W. T. Purcell, W.R. Strickman, M.S. Reppin, C. (1988). "Gammastraallynemissie van SN1987A". Aard. 331 (6155): 416. Bibcode: 1988Natur.331..416M. doi: 10.1038 / 331416a0. S2CID4313713.
  201. ^
  202. Kasen, D. Woosley, S. E. (2009). "Type Ii Supernovae: Modelligkrommes en standaard kersverhoudings". Die Astrofisiese Tydskrif. 703 (2): 2205. arXiv: 0910.1590. Trefwoord: 2009ApJ. 703.2205K. doi: 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205. S2CID42058638.
  203. ^
  204. Churazov, E. Sunyaev, R. Isern, J. Knödlseder, J. Jean, P. Lebrun, F. Chugai, N. Grebenev, S. Bravo, E. Sazonov, S. Renaud, M. (2014). "Kobalt-56 γ-straal-emissielyne van die Type Ia supernova 2014J". Aard. 512 (7515): 406–8. arXiv: 1405.3332. Trefwoord: 2014Natur.512..406C. doi: 10.1038 / nature13672. PMID25164750. S2CID917374.
  205. ^
  206. Barbon, R. Ciatti, F. Rosino, L. (1979). "Fotometriese eienskappe van tipe II supernovas". Sterrekunde en astrofisika. 72: 287. Bibcode: 1979A & ampA. 72..287B.
  207. ^
  208. Li, W. Leaman, J. Chornock, R. Filippenko, A. V. Poznanski, D. Ganeshalingam, M. Wang, X. Modjaz, M. Jha, S. Foley, R. J. Smith, N. (2011). "Nabygeleë supernovasnelhede van die Lick Observatory Supernova Search - II. Die waargenome helderheid funksioneer en breuke van supernovas in 'n volledige monster". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 412 (3): 1441. arXiv: 1006.4612. Trefwoord: 2011MNRAS.412.1441L. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.18160.x. S2CID59467555.
  209. ^
  210. Richardson, D. Branch, D. Casebeer, D. Millard, J. Thomas, R. C. Baron, E. (2002). "'N Vergelykende studie van die absolute grootteverdeling van supernovas". Die Astronomiese Tydskrif. 123 (2): 745–752. arXiv: astro-ph / 0112051. Trefwoord: 2002AJ. 123..745R. doi: 10.1086 / 338318. S2CID5697964.
  211. ^
  212. Frail, D. A. Giacani, E. B. Goss, W. Miller Dubner, G. M. (1996). "Die Pulsar-windnevel rondom PSR B1853 + 01 in die Supernova-oorblyfsel W44". Astrofisiese joernaalbriewe. 464 (2): L165 – L168. arXiv: astro-ph / 9604121. Trefwoord: 1996ApJ. 464L.165F. doi: 10.1086 / 310103. S2CID119392207.
  213. ^
  214. Höflich, P. A. Kumar, P. Wheeler, J. Craig (2004). "Neutronsterskoppe en supernova-asimmetrie". Kosmiese ontploffings in drie dimensies: Asimmetrieë in supernovas en gammastralings. Kosmiese ontploffings in drie dimensies. Cambridge University Press. bl. 276. arXiv: astro-ph / 0312542. Trefwoord: 2004cetd.conf..276L.
  215. ^
  216. Fryer, C. L. (2004). "Neutronsterskoppe van asimmetriese ineenstorting". Astrofisiese joernaal. 601 (2): L175 – L178. arXiv: astro-ph / 0312265. Trefwoord: 2004ApJ. 601L.175F. doi: 10.1086 / 382044. S2CID1473584.
  217. ^
  218. Gilkis, A. Soker, N. (2014). "Implikasies van onstuimigheid vir stralers in kern-ineenstorting van supernova-ontploffings". Die Astrofisiese Tydskrif. 806 (1): 28. arXiv: 1412.4984. Trefwoord: 2015ApJ. 806. 28G. doi: 10.1088 / 0004-637X / 806/1/28. S2CID119002386.
  219. ^
  220. Khokhlov, A. M. et al. (1999). "Straalgeïnduceerde ontploffings van kernval-supernovas". Die Astrofisiese Tydskrif. 524 (2): L107. arXiv: astro-ph / 9904419. Trefwoord: 1999ApJ. 524L.107K. doi: 10.1086 / 312305. S2CID37572204.
  221. ^
  222. Wang, L. et al. (2003). "Spektropolimetrie van SN 2001el in NGC 1448: Asferiteit van 'n normale tipe Ia Supernova". Die Astrofisiese Tydskrif. 591 (2): 1110–1128. arXiv: astro-ph / 0303397. Trefwoord: 2003ApJ. 591.1110W. doi: 10.1086 / 375444. S2CID2923640.
  223. ^ ab
  224. Mazzali, P. A. Nomoto, K. I. Cappellaro, E. Nakamura, T. Umeda, H. Iwamoto, K. (2001). "Kan verskille in die nikkeloorvloed in Chandrasekhar-massamodelle die verband tussen die helderheid en die afname van normale tipe Ia-supernovas verklaar?". Die Astrofisiese Tydskrif. 547 (2): 988. arXiv: astro-ph / 0009490. Trefwoord: 2001ApJ. 547..988M. doi: 10.1086 / 318428. S2CID9324294.
  225. ^
  226. Iwamoto, K. (2006). "Neutrino-emissie van tipe Ia-supernovas". AIP-konferensieverrigtinge. 847: 406–408. Trefwoord: 2006AIPC..847..406I. doi: 10.1063 / 1.2234440.
  227. ^
  228. Hayden, BT Garnavich, premier Kessler, R. Frieman, JA Jha, SW Bassett, B. Cinabro, D. Dilday, B. Kasen, D. Marriner, J. Nichol, RC Riess, AG Sako, M. Schneider, DP Smith , M. Sollerman, J. (2010). "Die opkoms en val van tipe Ia Supernova-ligkurwes in die SDSS-II Supernova-opname". Die Astrofisiese Tydskrif. 712 (1): 350–366. arXiv: 1001.3428. Bibcode: 2010ApJ. 712..350H. doi: 10.1088 / 0004-637X / 712/1/350. S2CID118463541.
  229. ^
  230. Janka, H.-T. (2012). "Ontploffingsmeganismes van kern-ineenstortende supernovas". Jaarlikse oorsig van kern- en deeltjiewetenskap. 62 (1): 407–451. arXiv: 1206.2503. Trefwoord: 2012ARNPS..62..407J. doi: 10.1146 / annurev-nucl-102711-094901. S2CID118417333.
  231. ^
  232. Smartt, Stephen J. Nomoto, Ken'ichi Cappellaro, Enrico Nakamura, Takayoshi Umeda, Hideyuki Iwamoto, Koichi (2009). "Voorvaders van kern-ineenstortingsupernovas". Jaarlikse oorsig van sterrekunde en astrofisika. 47 (1): 63–106. arXiv: 0908.0700. Trefwoord: 2009ARA & ampA..47. 63S. doi: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  233. ^ abcde
  234. Smartt, Stephen J. Thompson, Todd A. Kochanek, Christopher S. (2009). "Voorvaders van Core-Collapse Supernovae". Jaarlikse oorsig oor sterrekunde en astrofisika. 47 (1): 63–106. arXiv: 0908.0700. Trefwoord: 2009ARA & ampA..47. 63S. doi: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  235. ^
  236. Walmswell, J. J. Eldridge, J. J. (2012). "Sirkelstellêre stof as oplossing vir die rooi superreus-supernova-stamvaderprobleem". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 419 (3): 2054. arXiv: 1109.4637. Trefwoord: 2012MNRAS.419.2054W. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID118445879.
  237. ^
  238. Georgy, C. (2012). "Geel superreuse as supernova-stamvaders: 'n aanduiding van sterk massaverlies vir rooi superreuse?". Sterrekunde & astrofisika. 538: L8 – L2. arXiv: 1111,7003. Tikode: 2012A & ampA. 538L. 8G. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201118372. S2CID55001976.
  239. ^
  240. Yoon, S. -C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "Oor die aard en opspoorbaarheid van tipe Ib / c-supernova-stamvaders". Sterrekunde & astrofisika. 544: L11. arXiv: 1207.3683. Tikode: 2012A & ampA. 544L..11Y. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  241. ^
  242. Groh, J. H. Meynet, G. Ekström, S. (2013). "Massiewe ster-evolusie: helderblou veranderlikes as onverwagte supernova-stamvaders". Sterrekunde & astrofisika. 550: L7. arXiv: 1301.1519. Bibcode: 2013A & ampA. 550L. 7G. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201220741. S2CID119227339.
  243. ^
  244. Yoon, S.-C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "Oor die aard en opspoorbaarheid van tipe Ib / c-supernova-stamvaders". Sterrekunde & astrofisika. 544: L11. arXiv: 1207.3683. Tikode: 2012A & ampA. 544L..11Y. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  245. ^ abc
  246. Johnson, Jennifer A. (2019). "Bevolking van die periodieke tabel: Nukleosintese van die elemente". Wetenskap. 363 (6426): 474–478. Tikcode: 2019Sci. 363..474J. doi: 10.1126 / science.aau9540. PMID30705182. S2CID59565697.
  247. ^
  248. François, P. Matteucci, F. Cayrel, R. Spite, M. Spite, F. Chiappini, C. (2004). "Die evolusie van die melkweg vanaf sy vroegste fases: beperkings op sterre nukleosintese". Sterrekunde & astrofisika. 421 (2): 613–621. arXiv: astro-ph / 0401499. Trefwoord: 2004A & ampA. 421..613F. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20034140. S2CID16257700.
  249. ^ ab
  250. Truran, J. W. (1977). "Supernova-nukleosintese". In Schramm, D. N. (red.). Supernovas. Biblioteek vir astrofisika en ruimtewetenskap. 66. Springer. bl. 145–158. doi: 10.1007 / 978-94-010-1229-4_14. ISBN978-94-010-1231-7.
  251. ^
  252. Nomoto, Ken'Ichi Leung, Shing-Chi (2018). 'Enkele ontaarde modelle vir tipe Ia-supernovas: evolusie van stamvaders en opbrengste van nukleosintese'. Ruimtewetenskap-resensies. 214 (4): 67. arXiv: 1805.10811. Trefwoord: 2018SSRv..214. 67N. doi: 10.1007 / s11214-018-0499-0. S2CID118951927.
  253. ^
  254. Maeda, K. Röpke, F.K. Fink, M. Hillebrandt, W. Travaglio, C. Thielemann, F.-K. (2010). "NUCLEOSYNTHESE IN TWEE-DIMENSIONELE VERTRAGDE DETONASIE MODELLE VAN TIP Ia SUPERNOVA ONTPLOOTINGS". Die Astrofisiese Tydskrif. 712 (1): 624–638. arXiv: 1002.2153. Bibcode: 2010ApJ. 712..624M. doi: 10.1088 / 0004-637X / 712/1/624. S2CID119290875.
  255. ^
  256. Wanajo, Shinya Janka, Hans-Thomas Müller, Bernhard (2011). "Elektronopvang-supernovas as die oorsprong van elemente buite yster". Die Astrofisiese Tydskrif. 726 (2): L15. arXiv: 1009.1000. Bibcode: 2011ApJ. 726L..15W. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 726/2 / L15. S2CID119221889.
  257. ^
  258. Eichler, M. Nakamura, K. Takiwaki, T. Kuroda, T. Kotake, K. Hempel, M. Cabezón, R. Liebendörfer, M. Thielemann, F-K (2018). "Nukleosintese in 2D kern-ineenstorting supernovas van 11.2 en 17.0 M⊙ stamvaders: Implikasies vir Mo en Ru produksie". Tydskrif vir Fisika G: Kern- en deeltjiefisika. 45 (1): 014001. arXiv: 1708.08393. Trefwoord: 2018JPhG. 45a4001E. doi: 10.1088 / 1361-6471 / aa8891. S2CID118936429.
  259. ^
  260. Qian, Y.-Z. Vogel, P. Wasserburg, G. J. (1998). "Diverse Supernova-bronne vir die r-proses". Astrofisiese joernaal. 494 (1): 285–296. arXiv: astro-ph / 9706120. Trefwoord: 1998ApJ. 494..285V. doi: 10.1086 / 305198. S2CID15967473.
  261. ^
  262. Siegel, Daniel M. Barnes, Jennifer Metzger, Brian D. (2019). "Collapsars as 'n belangrike bron van r-proseselemente". Aard. 569 (7755): 241–244. arXiv: 1810.00098. Trefwoord: 2019Natur.569..241S. doi: 10.1038 / s41586-019-1136-0. PMID31068724. S2CID73612090.
  263. ^
  264. Gonzalez, G. Brownlee, D. Ward, P. (2001). "The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution". Ikarus. 152 (1): 185. arXiv: astro-ph / 0103165. Trefwoord: 2001Icar..152..185G. doi: 10.1006 / icar.2001.6617. S2CID18179704.
  265. ^
  266. Rho, Jeonghee Milisavljevic, Danny Sarangi, Arkaprabha Margutti, Raffaella Chornock, Ryan Rest, Armin Graham, Melissa Craig Wheeler, J. DePoy, Darren Wang, Lifan Marshall, Jennifer Williams, Grant Street, Rachel Skidmore, Warren Haojing, Yan Bloom, Joshua Starrfield, Sumner Lee, Chien-Hsiu Cowperthwaite, Philip S. Stringfellow, Guy S. Coppejans, Deanne Terreran, Giacomo Sravan, Niharika Geballe, Thomas R. Evans, Aneurin Marion, Howie (2019). "Astro2020 Wetenskap Witskrif: Is Supernovae die stofprodusent in die vroeë heelal?". Bulletin van die Amerikaanse Astronomiese Vereniging. 51 (3): 351. arXiv: 1904.08485. Trefwoord: 2019BAAS. 51c.351R.
  267. ^
  268. Cox, D. P. (1972). "Cooling and Evolution of a Supernova Remnant". Astrofisiese joernaal. 178: 159. Bibcode: 1972ApJ. 178..159C. doi: 10.1086 / 151775.
  269. ^
  270. Sandstrom, K. M. Bolatto, A. D. Stanimirović, S. Van Loon, J. Th. Smith, J. D. T. (2009). "Stofproduksie meet in die klein Magellaanse wolk Core-Collapse Supernova-oorblyfsel 1E 0102.2–7219". Die Astrofisiese Tydskrif. 696 (2): 2138–2154. arXiv: 0810.2803. Trefwoord: 2009ApJ. 696.2138S. doi: 10.1088 / 0004-637X / 696/2/2138. S2CID8703787.
  271. ^
  272. Preibisch, T. Zinnecker, H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". Van duisternis tot lig: oorsprong en evolusie van jong sterregroepe. 243: 791. arXiv: astro-ph / 0008013. Trefwoord: 2001ASPC..243..791P.
  273. ^
  274. Krebs, J. Hillebrandt, W. (1983). "Die interaksie van supernova-skokfronte en nabygeleë interstellêre wolke". Sterrekunde en astrofisika. 128 (2): 411. Bibcode: 1983A & ampA. 128..411K.
  275. ^
  276. Cameron, A.G.W. Truran, J.W. (1977). "Die supernova-sneller vir die vorming van die sonnestelsel". Ikarus. 30 (3): 447. Bibcode: 1977Icar. 30..447C. doi: 10.1016 / 0019-1035 (77) 90101-4.
  277. ^
  278. Starr, Michelle (1 Junie 2020). "Sterrekundiges het die bron van daardie kragtige radioseine uit die ruimte net vernou". ScienceAlert.com . Besoek op 2 Junie 2020.
  279. ^
  280. Bhandan, Shivani (1 Junie 2020). "Die gasheersterrestelsels en voorvaders van vinnige radiobarstings gelokaliseer met die Australiese vierkante kilometer Array Pathfinder". Die astrofisiese joernaalbriewe. 895 (2): L37. arXiv: 2005.13160. Trefwoord: 2020ApJ. 895L..37B. doi: 10.3847 / 2041-8213 / ab672e. S2CID218900539.
  281. ^
  282. Ackermann, M. et al. (2013). "Opsporing van die kenmerkende handtekening van pionverval in Supernova-oorblyfsels". Wetenskap. 339 (6121): 807–11. arXiv: 1302.3307. Bibcode: 2013Sci. 339..807A. doi: 10.1126 / science.1231160. PMID23413352. S2CID29815601.
  283. ^
  284. Ott, C. D. et al. (2012). "Kern-ineenstorting van supernovas, neutrino's en swaartekraggolwe". Kernfisika B: Aanvullings vir prosedures. 235: 381–387. arXiv: 1212.4250. Trefwoord: 2013NuPhS.235..381O. doi: 10.1016 / j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID34040033.
  285. ^
  286. Morozova, Viktoriya Radice, David Burrows, Adam Vartanyan, David (2018). "Die swaartekraggolfsein van kernval-supernovas". Die Astrofisiese Tydskrif. 861 (1): 10. arXiv: 1801.01914. Trefwoord: 2018ApJ. 861. 10M. doi: 10.3847 / 1538-4357 / aac5f1. S2CID118997362.
  287. ^
  288. Fields, B. D. Hochmuth, K. A. Ellis, J. (2005). "Diep-oseaankorse as teleskope: gebruik lewendige radioisotope om Supernova-nukleosintese te ondersoek". Die Astrofisiese Tydskrif. 621 (2): 902–907. arXiv: astro-ph / 0410525. Trefwoord: 2005ApJ. 621..902F. doi: 10.1086 / 427797. S2CID17932224.
  289. ^
  290. Knie, K. et al. (2004). "60 Fe-afwyking in 'n diepsee-mangaankors en implikasies vir 'n nabygeleë Supernova-bron". Fisiese oorsigbriewe. 93 (17): 171103–171106. Trefwoord: 2004PhRvL..93q1103K. doi: 10.1103 / PhysRevLett.93.171103. PMID15525065. S2CID23162505.
  291. ^
  292. Fields, B. D. Ellis, J. (1999). "Op die diep-oseaan Fe-60 as 'n fossiel van 'n naby-aarde Supernova". Nuwe Sterrekunde. 4 (6): 419–430. arXiv: astro-ph / 9811457. Trefwoord: 1999NuweA. 4..419F. doi: 10.1016 / S1384-1076 (99) 00034-2. S2CID2786806.
  293. ^
  294. "Kortliks". Scientific American. 300 (5): 28. 2009. Bibcode: 2009SciAm.300e..28 .. doi: 10.1038 / scientificamerican0509-28a.
  295. ^
  296. Gorelick, M. (2007). "Die Supernova-bedreiging". Sky & amp Teleskoop. 113 (3): 26. Bibcode: 2007S & ampT. 113c..26G.
  297. ^
  298. Gehrels, N. et al. (2003). "Ozonverdunning van nabygeleë supernovas". Astrofisiese joernaal. 585 (2): 1169–1176. arXiv: astro-ph / 0211361. Trefwoord: 2003ApJ. 585.1169G. doi: 10.1086 / 346127. S2CID15078077.
  299. ^
  300. Van Der Sluys, M. V. Lamers, H. J. G. L. M. (2003). "Die dinamika van die newel M1-67 rondom die weghol Wolf-Rayet-ster WR 124". Sterrekunde en astrofisika. 398: 181–194. arXiv: astro-ph / 0211326. Bibcode: 2003A & ampA. 398..181V. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20021634. S2CID6142859.
  301. ^
  302. Tramper, F. Straal, S. M. Sanyal, D. Sana, H. De Koter, A. Gräfener, G. Langer, N. Vink, J. S. De Mink, S. E. Kaper, L. (2015). "Massiewe sterre op die punt om te ontplof: Die eienskappe van die suurstofreeks Wolf-Rayet-sterre". Sterrekunde & astrofisika. 581: A110. arXiv: 1507.00839. Trefwoord: 2015A & ampA. 581A.110T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201425390. S2CID56093231.
  303. ^
  304. Tramper, F. Gräfener, G. Hartoog, O. E. Sana, H. De Koter, A. Vink, J. S. Ellerbroek, L. E. Langer, N. Garcia, M. Kaper, L. De Mink, S. E. (2013). "Oor die aard van WO-sterre: 'n kwantitatiewe analise van die WO3-ster DR1 in IC 1613". Sterrekunde & astrofisika. 559: A72. arXiv: 1310.2849. Bibcode: 2013A & ampA. 559A..72T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201322155. S2CID216079684.
  305. ^
  306. Inglis, M. (2015). "Star Death: Supernovae, Neutron Stars & amp Black Holes". Astrofisika is maklik!. Die Patrick Moore Praktiese Sterrekunde-reeks. bl. 203–223. doi: 10.1007 / 978-3-319-11644-0_12. ISBN978-3-319-11643-3.
  307. ^
  308. Lobel, A. et al. (2004). "Spektroskopie van die Millennium-uitbarsting en onlangse wisselvalligheid van die geel hipergigant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns: aktiwiteit. 219: 903. arXiv: astro-ph / 0312074. Trefwoord: 2004IAUS..219..903L.
  309. ^
  310. Van Boekel, R. et al. (2003). "Direkte meting van die grootte en vorm van die hedendaagse sterwind van eta Carinae". Sterrekunde en astrofisika. 410 (3): L37. arXiv: astro-ph / 0310399. Bibcode: 2003A & ampA. 410L..37V. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20031500. S2CID18163131.
  311. ^
  312. Thielemann, F.-K. Hirschi, R. Liebendörfer, M. Diehl, R. (2011). "Massiewe sterre en hul supernovas". Sterrekunde met radioaktiwiteite. Lesingaantekeninge in fisika. 812. bl. 153. arXiv: 1008.2144. doi: 10.1007 / 978-3-642-12698-7_4. ISBN978-3-642-12697-0. S2CID119254840.
  313. ^
  314. Tuthill, P. G. et al. (2008). "Die prototipe botsende windwiel WR 104". Die Astrofisiese Tydskrif. 675 (1): 698–710. arXiv: 0712.2111. Trefwoord: 2008ApJ. 675..698T. doi: 10.1086 / 527286. S2CID119293391.
  315. ^
  316. Thoroughgood, T. D. et al. (2002). "The recurrent nova U Scorpii - A type Ia supernova stamvader". Die fisika van kataklismiese veranderlikes en verwante voorwerpe. 261. San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. arXiv: astro-ph / 0109553. Trefwoord: 2002ASPC..261. 77T.
  317. ^
  318. Landsman, W. Simon, T. Bergeron, P. (1999). "Die warm witdwerggenote van HR 1608, HR 8210 en HD 15638". Publikasies van die Astronomiese Vereniging van die Stille Oseaan. 105 (690): 841–847. Trefwoord: 1993PASP..105..841L. doi: 10.1086 / 133242.
  319. ^
  320. Vennes, S. Kawka, A. (2008). "Oor die empiriese bewyse vir die bestaan ​​van ultramassiewe wit dwerge". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. 389 (3): 1367. arXiv: 0806.4742. Trefwoord: 2008MNRAS.389.1367V. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID15349194.
  • Tak, D. Wheeler, J. C. (2017). Supernova-ontploffings. [Springer]. ISBN978-3-662-55052-6. 'N Navorsingsvlakboek, 721 bladsye
  • "Inleiding tot Supernova-oorblyfsels". NASA / GSFC. 2007-10-04. Besoek op 15-03-2011.
  • Bethe, H. A. (1990). "Supernovas". Fisika vandag. 43 (9): 736–739. Bibcode: 1990PhT. 43i..24B. doi: 10.1063 / 1.881256.
  • Croswell, K. (1996). Die alchemie van die hemele: soek na betekenis in die melkweg. Ankerboeke. ISBN978-0-385-47214-2. 'N Populêr-wetenskaplike verslag.
  • Filippenko, A. V. (1997). "Optiese spektra van supernovas". Jaarlikse oorsig van sterrekunde en astrofisika. 35: 309–355. Tikcode: 1997ARA & ampA..35..309F. doi: 10.1146 / annurev.astro.35.1.309. 'N Artikel wat spektrale klasse supernovas beskryf.
  • Takahashi, K. Sato, K. Burrows, A. Thompson, T. A. (2003). "Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations, and the Mass of the Progenitor Star". Fisiese oorsig D. 68 (11): 77–81. arXiv: hep-ph / 0306056. Trefwoord: 2003PhRvD..68k3009T. doi: 10.1103 / PhysRevD.68.113009. S2CID119390151. 'N Goeie oorsig van supernova-geleenthede.
  • Hillebrandt, W. Janka, H.-T. Müller, E. (2006). "Hoe om 'n ster op te blaas". Scientific American. 295 (4): 42–49. Trefwoord: 2006SciAm.295d..42H. doi: 10.1038 / scientificamerican1006-42. PMID16989479.
  • Woosley, S. E. Janka, H.-T. (2005). "Die fisika van kern-ineenstortende supernovas". Natuurfisika. 1 (3): 147–154. arXiv: astro-ph / 0601261. Bibcode: 2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176. doi: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  • "RSS-nuusstroom" (RSS). Die sterrekundige se telegram. Besoek op 28/11/2006.
  • Tsvetkov, D. Yu. Pavlyuk, N. N. Bartunov, O. S. Pskovskii, Y. P. "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalog". Sternberg Astronomiese Instituut, Moskou Universiteit. Besoek op 28/11/2006. 'N Soekbare katalogus.
  • "Die oop Supernova-katalogus". Besoek 2016-02-02. 'N Open-toegang katalogus van supernova ligkrommes en spektra.
  • "Lys van Supernova's met IAU - benamings". IAU: Sentrale Buro vir Astronomiese Telegramme. Besoek op 10-10-2010.
  • Overbye, D. (2008-05-21). "Wetenskaplikes sien Supernova in aksie". Die New York Times . Besoek 2008-05-21.
  • "Hoe om 'n ster op te blaas". Elizabeth Gibney. Aard. 2018-04-18. Besoek 2018-04-20.

140 ms 10.1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: gsub 140 ms 10.1% dataWrapper 140 ms 10.1% Scribunto_LuaSandboxCallback :: pas 120 ms 8.7% Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 100 ms 7.2% Scribunto_LuaSandboxCallback :: msExp.% Msg 40 ms 2,9% [ander] 360 ms 26,1% Aantal Wikibase-entiteite gelaai: 1/400 ->


Bekende sterontploffing aangesteek deur Ultrafast Mach 1.000 Shock Wave

Sterrekundiges wat die oorblyfsels van 'n bekende sterreontploffing bestudeer, het 'n blitsend vinnige skokgolf ontdek wat teen 1000 maal die klanksnelheid na binne jaag, wat die oorblyfsels van die kragtige kosmiese ontploffing verlig.

Wanneer 'n ster die einde van sy lewe bereik, ontplof dit in 'n supernova wat die hele sterrestelsels kortstondig kan uitsteek. Hierdie ontploffings verdwyn gewoonlik na 'n paar weke of maande, maar die materiaal wat agterbly van hierdie gewelddadige ontploffings kan honderde of duisende jare aanhou gloei. Wetenskaplikes het nou 'n gedugte inwendige skokgolf waargeneem wat een van hierdie sterre lyke laat gloei.

Hierdie sogenaamde omgekeerde skokgolf beweeg teen Mach 1.000, of duisend keer die klanksnelheid, en verhit die oorblyfsels van die beroemde supernova SN 1572 en laat dit X-straallig uitstraal, het die navorsers gesê. [Supernova-foto's: wonderlike beelde van sterontploffings]

'Ons sou nie antieke supernovareste kon bestudeer sonder 'n omgekeerde skok om dit te verlig nie,' het Hiroya Yamaguchi, 'n sterrekundige by die Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics in Cambridge, Massachusetts, in 'n verklaring gesê.

SN 1572, ook bekend as Tycho se supernova, was 'n ster wat in November 1572 met 'n briljante ontploffing uitgebars het. Die supernova en mdash wat vernoem is na die Deense sterrekundige Tycho Brahe, wat dit omvattend bestudeer het en mdash is ongeveer 10 000 ligjare weg in die sterrebeeld Cassiopeia.

Die brand van Tycho se supernova was so helder dat dit met die blote oog gesien kon word, en die voorkoms van hierdie 'nuwe ster' in die lug het baie mense destyds in die war gebring wat geglo het dat die hemel reg en onveranderlik was. Die supernova-ontploffing was op sy helderste met die planeet Venus, en die ontploffing het 15 maande sigbaar gebly voordat dit uiteindelik uit die oog verdwyn het.

Tycho se supernova was 'n tipe Ia-supernova, wat voorkom wanneer 'n wit dwergster in 'n noue binêre stelsel materiaal van sy buurman ophoop totdat 'n wegholkernreaksie ontbrand. Die gevolglike katastrofale ontploffing het elemente, soos silikon en yster, met 'n snelheid van meer as 11 miljoen myl per uur (17,7 miljoen kilometer per uur) in die ruimte uitgespuug, het die navorsers gesê.

Aangesien hierdie uitgestote materiaal die omliggende interstellêre gas beïnvloed het, het dit 'n skokgolf geskep wat soortgelyk is aan 'n kosmiese soniese oplewing. Hierdie skokgolf brei vandag steeds uit en swel volgens die navorsers 300 keer die klanksnelheid na buite. Hierdie dinamika het ook 'n omgekeerde skokgolf veroorsaak wat op Mach 1000 na binne beweeg.

'Dit is soos die golf van remligte wat 'n verkeerslyn opmars na 'n spatbord op 'n besige snelweg,' het die medeskrywer Randall Smith, 'n sterrekundige by die Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, gesê.

Die ultravinnige omgekeerde skokgolf verhit die gasse in die uitgebrande doppie van die voormalige ster en laat gloei. Hierdie proses is soortgelyk aan hoe fluoresserende gloeilampe werk, behalwe dat die supernovareste in X-strale gloei in plaas van sigbare lig, het die navorsers verduidelik.

As sodanig help die skokgolf van Tycho se supernova sterrekundiges om die oorblyfsels van hierdie beroemde kosmiese ontploffing te bestudeer honderde jare nadat dit plaasgevind het. 'Danksy die omgekeerde skok hou Tycho se supernova aan,' het Smith gesê.

Die navorsers is van plan om na tekens van soortgelyke omgekeerde skokgolwe in ander supernovareste te soek.


Ruimteteleskoop vind nuwe leidrade vir 'n kameleon-supernova

"Ons is van sterre-dinge gemaak," het sterrekundige Carl Sagan beroemd gesê. Kernreaksies wat in antieke sterre plaasgevind het, het baie van die materiaal genereer waaruit ons liggame, ons planeet en ons sonnestelsel bestaan. Wanneer sterre ontplof in gewelddadige sterftes wat supernovas genoem word, ontsnap daardie nuutgevormde elemente en versprei dit in die heelal.

Een supernova is veral besig om sterrekundiges se modelle uit te daag oor hoe ontploffende sterre hul elemente versprei. Die supernova SN 2014C het in die loop van 'n jaar dramaties verander, blykbaar omdat dit laat in sy lewe baie materiaal afgegooi het. Dit pas nie in enige erkende kategorie van hoe 'n sterreontploffing moet gebeur nie. Om dit te verklaar, moet wetenskaplikes gevestigde idees oor hoe massiewe sterre hul lewens uitleef, heroorweeg voordat hulle ontplof.

"Hierdie 'chameleon supernova' kan 'n nuwe meganisme voorstel van hoe massiewe sterre elemente wat in hul kerne geskep is, aan die res van die heelal lewer," sê Raffaella Margutti, assistent professor in fisika en sterrekunde aan die Noordwes-Universiteit in Evanston, Illinois.

Sterrekundiges klassifiseer ontploffende sterre op grond van of daar waterstof in die geleentheid voorkom. Terwyl sterre hul lewens begin met waterstof wat in helium versmelt, het waterstof as brandstof by groot sterre wat 'n supernovadood nader, op. Supernovas waarin baie min waterstof voorkom, word 'tipe I' genoem. Diegene wat wel 'n oorvloed waterstof het, wat skaarser is, word 'tipe II' genoem.

Maar SN 2014C, wat in 2014 ontdek is in 'n spiraalvormige sterrestelsel, ongeveer 36 tot 46 miljoen ligjare weg, is anders. Deur dit in optiese golflengtes met verskillende teleskope op die grond te bekyk, kom sterrekundiges tot die gevolgtrekking dat SN 2014C homself van 'n tipe I na 'n tipe II-supernova verander het nadat die kern ineengestort het, soos gevind in 'n 2015 deur Dan Milisavljevic in die Harvard-Smithsonian-sentrum. vir Astrofisika in Cambridge, Massachusetts. Aanvanklike waarnemings het nie waterstof opgespoor nie, maar na ongeveer 'n jaar was dit duidelik dat skokgolwe wat uit die ontploffing voortplant, 'n dop van waterstof-gedomineerde materiaal buite die ster tref.

NASA & # 8217s Nuclear Spectroscopic Telescope Array, oftewel NuSTAR, is 'n vooraanstaande swartgatjagter en het baie ander talente. Beeldkrediet: NASA

In die nuwe navorsing het NASA se NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) -satelliet, met sy unieke vermoë om bestraling in die harde X-straal-energiebereik waar te neem & # 8211 die hoogste energie-röntgenstrale & # 8211 wetenskaplikes toegelaat om te kyk hoe die temperatuur elektrone wat deur die supernova-skok versnel word, het mettertyd verander. Hulle het hierdie meting gebruik om te skat hoe vinnig die supernova uitgebrei het en hoeveel materiaal daar in die buitenste dop is.

Om hierdie dop te skep, het SN 2014C iets geheimsinnigs gedoen: dit het baie materiaal en meestal waterstof afgegooi, maar ook swaarder elemente en dekades tot eeue voordat dit ontplof het. Die ster het die ekwivalent van die massa van die son uitgestoot. Normaalweg gooi sterre nie materiaal so laat in hul lewe weg nie.

"Om hierdie materiaal laat in die lewe uit te dryf, is waarskynlik 'n manier waarop sterre elemente, wat hulle gedurende hul leeftyd produseer, teruggee na hul omgewing," sê Margutti, 'n lid van Northwestern se Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics.

NASA se Chandra- en Swift-sterrewagte is ook gebruik om die prentjie van die evolusie van die supernova verder te skets. Die versameling waarnemings het getoon dat die supernova verrassend helder geword het na die aanvanklike ontploffing in X-strale, wat getoon het dat daar 'n dop materiaal moet wees wat die skokgolwe voorheen deur die ster uitgestoot het.

Waarom sou die ster soveel waterstof weggooi voordat hy ontplof het? Een teorie is dat daar iets ontbreek in ons begrip van die kernreaksies wat in die kern van massiewe, supernova-geneigde sterre voorkom. 'N Ander moontlikheid is dat die ster nie alleen gesterf het nie & # 8212 'n metgesel-ster in 'n binêre stelsel kan die lewe en die ongewone dood van die stamvader van SN 2014C beïnvloed het. Hierdie tweede teorie pas by die waarneming dat ongeveer sewe uit tien massiewe sterre metgeselle het.

Die studie dui daarop dat sterrekundiges moet let op die lewens van massiewe sterre in die eeue voordat hulle ontplof. Sterrekundiges sal ook voortgaan om die nagevolge van hierdie verwarrende supernova te monitor.

"Die idee dat 'n ster binne 'n kort tydjie so 'n groot hoeveelheid materiaal kan verdryf, is heeltemal nuut," sê Fiona Harrison, hoofnavorser van NuSTAR in Caltech in Pasadena. "Dit daag ons fundamentele idees uit oor hoe massiewe sterre ontwikkel en uiteindelik ontplof en versprei die chemiese elemente wat nodig is vir die lewe."

Bly op hoogte van die nuutste ruimte nuus in All About Space - beskikbaar elke maand vir slegs £ 4,99. Alternatiewelik kan u inteken hier vir 'n fraksie van die prys!


& # 8220Oddball Supernova & # 8221 Verskyn vreemd koel voordat dit ontplof - & # 8220Stretches Wat & # 8217; s liggaamlik moontlik! & # 8221

Kunstenaar se indruk van 'n geel superreus in 'n noue binêre met 'n blou, hoofreeks metgesel-ster, soortgelyk aan die eienskappe afgelei vir die 2019yvr stamvaderstelsel in Kilpatrick et al. (2021).As die stamvaderstelsel tot 2019yvr in so 'n binêr was, moes dit 'n baie noue interaksie gehad het wat die afgelope 100 jaar 'n groot hoeveelheid waterstof van die geel superreus verwyder het voordat dit as 'n supernova ontplof het. Krediet: Kavli IPMU / Aya Tsuboi

Nooit voorheen gesien scenario 'rek wat fisies moontlik is nie.'

'N Merkwaardige geel ster het veroorsaak dat astrofisici herevalueer wat moontlik is in ons heelal.

Onder leiding van die Noordwes-Universiteit het die internasionale span NASA se Hubble-ruimteteleskoop gebruik om die massiewe ster twee en 'n half jaar te ondersoek voordat dit in 'n supernova ontplof het. Aan die einde van hul lewens is koel, geel sterre gewoonlik in waterstof gehul, wat die ster se warm, blou binnekant verberg. Maar hierdie geel ster, wat 35 miljoen ligjare van die Aarde in die Maagd-sterrestelsel geleë is, het hierdie belangrike waterstoflaag op die oomblik van ontploffing op 'n geheimsinnige manier ontbreek.

"Ons het hierdie scenario nog nie voorheen gesien nie," het Charles Kilpatrick van Northwestern, wat die studie gelei het, gesê. 'As 'n ster sonder waterstof ontplof, moet dit baie blou wees - regtig, baie warm. Dit is amper onmoontlik vir 'n ster om so koel te wees sonder om waterstof in sy buitenste laag te hê. Ons het gekyk na elke ster-model wat 'n ster soos hierdie kon verklaar, en elke model vereis dat die ster waterstof gehad het, wat ons weet uit sy supernova. Dit rek wat fisies moontlik is. '

Hubble-ruimteteleskoop (HST) -beelding wat die ontploffingsterrein van 2019yvr toon vanaf 2,5 jaar voor die ontploffing daarvan. Links bo: die supernova self word gesien in 'n afbeelding van die Tweeling-Suid-teleskoop 72 dae nadat dit ontplof het. Links onder: 'n inzoomen op dieselfde werf in die HST-beeld voor die ontploffing, met 'n enkele bron wat blyk dat die stamvaderster van 2019yvr blyk te wees. Krediet: Charles Kilpatrick / Noordwes-Universiteit

Die span beskryf die eienaardige ster en die gevolglike supernova daarvan in 'n nuwe studie wat op 5 Mei 2021 in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society. In die referaat veronderstel die navorsers dat die ster in die jare voor sy dood moontlik sy waterstoflaag sou vergiet of verloor het aan 'n nabygeleë ster.

Kilpatrick is 'n postdoktorale genoot by Northwestern's Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) en lid van die Young Supernova Experiment, wat die Pan-STARSS-teleskoop in Haleakalā, Hawaii, gebruik om supernovae te vang onmiddellik nadat hulle ontplof het.

Vang 'n ster voordat dit ontplof

Nadat die Young Supernova-eksperiment supernova 2019yvr in die betreklik nabygeleë spiraalstelsel NGC 4666 opgemerk het, het die span diep ruimtebeelde gebruik wat deur die NASA se Hubble-ruimteteleskoop vasgelê is, wat gelukkig hierdie gedeelte van die lug waargeneem het.

"Wat massiewe sterre doen net voordat hulle ontplof, is 'n groot onopgeloste raaisel," het Kilpatrick gesê. 'Dit is selde om hierdie soort ster te sien voordat dit in 'n supernova ontplof.'

Die Hubble-beelde het die bron van die supernova getoon, 'n massiewe ster wat 'n paar jaar voor die ontploffing afgeneem is. Alhoewel die supernova self heeltemal normaal voorgekom het, was die bron - of stamvaderster - allesbehalwe.

"Toe dit ontplof het, het dit na 'n baie normale waterstofvrye supernova gelyk," het Kilpatrick gesê. 'Hieraan was niks uitstaande nie. Maar die stamvaderster stem nie ooreen met wat ons van hierdie tipe supernova weet nie. '

Direkte bewys van gewelddadige dood

Enkele maande na die ontploffing het Kilpatrick en sy span egter 'n leidraad ontdek. Toe die uitwerping van die ster se finale ontploffing deur sy omgewing gereis het, het dit met 'n groot hoeveelheid waterstof gebots. Dit het daartoe gelei dat die span veronderstel het dat die stamvader die waterstof binne enkele jare voor sy dood moontlik sou verdryf het.

"Sterrekundiges het vermoed dat sterre gewelddadige uitbarstings of doodsnikke ondergaan in die jare voordat ons supernovas sien," het Kilpatrick gesê. 'Hierdie ster se ontdekking lewer 'n paar van die mees direkte bewyse wat ooit gevind is dat sterre katastrofiese uitbarstings ervaar, wat veroorsaak dat hulle massa verloor voor 'n ontploffing. As die ster hierdie uitbarstings gehad het, het hy waarskynlik sy waterstof etlike dekades voor die ontploffing verdryf. '

"Die ontdekking van hierdie ster lewer van die mees direkte bewyse wat ooit gevind is dat sterre katastrofiese uitbarstings ervaar, wat veroorsaak dat hulle massa verloor voor 'n ontploffing."
- Charles Kilpatrick, astrofisikus

In die nuwe studie bied Kilpatrick se span ook 'n ander moontlikheid aan: 'n Minder massiewe metgesel-ster het moontlik waterstof van die supernova se stamvaderster verwyder. Die span sal egter nie na die metgeselster kan soek voordat die supernova se helderheid vervaag nie, wat tot 10 jaar kan duur.

"Anders as die normale gedrag direk nadat dit ontplof het, het die waterstofinteraksie aan die lig gebring dat dit 'n soort van hierdie vreemde supernova is," het Kilpatrick gesê. 'Maar dit is buitengewoon dat ons sy stamvaderster in Hubble-data kon vind. Oor vier of vyf jaar dink ek sal ons meer kan leer oor wat gebeur het. ”

Verwysing: "'n Koel en opgeblase stamvader-kandidaat vir die Type Ib supernova 2019yvr op 2.6 jr voor ontploffing" deur Charles D Kilpatrick, Maria R Drout, Katie Auchettl, Georgios Dimitriadis, Ryan J Foley, David O Jones, Lindsay DeMarchi, K Decker French , Christa Gall, Jens Hjorth, Wynn V Jacobson-Galán, Raffaella Margutti, Anthony L Piro, Enrico Ramirez-Ruiz, Armin Rest en César Rojas-Bravo, 30 Maart 2021, Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.
DOI: 10.1093 / mnras / stab838

Die studie, ''n Koel en opgeblase stamvader-kandidaat vir die tipe Ib supernova 2019 yvr op 2.6 jaar voor ontploffing', is ondersteun deur NASA (toekenningsnommers GO-15691 en AR-16136), die National Science Foundation (toekenningsnommers AST-1909796 , AST-1944985), die Kanadese Instituut vir Gevorderde Navorsing, die VILLUM-stigting en die Australian Research Council Centre of Excellence. Benewens die Hubble-ruimteteleskoop, het die navorsers instrumente gebruik by die Gemini-sterrewag, Keck-sterrewag, Las Cumbres-sterrewag, Spitzer-ruimteteleskoop en die Swope-teleskoop.


Dit is moontlik as die inkomende proton genoeg energie het. Vir 'n rowwe skatting:
* kyk na die potensiële energie wat 'n proton het net voor die kwotasie en die kaliumkern.
* neem die energiebalans in ag en bereken die minimale protonenergie
Neem die grootste van die twee waardes.

Dit is nie 'n baie waarskynlike reaksie nie.

Dit is moontlik as die inkomende proton genoeg energie het. Vir 'n rowwe skatting:
* oorweeg die potensiële energie wat 'n proton het net voor die kwotasie & quot die kaliumkern.
* neem die energiebalans in ag en bereken die minimale protonenergie
Neem die grootste van die twee waardes.

Dit is nie 'n baie waarskynlike reaksie nie.

Ruwe, maar misleidende benadering.
p, γ reaksies is baie algemeen en belangrik. Kyk net op.
d + p = 3 Hy + γ gebeur die hele tyd, en baie vinnig. En kompeteer nie met splitsing nie. dit stel energie vry, terwyl dit die enigste alternatief is
d + p = 2p + n
verloor baie.
Kyk nou na CNO-siklus:
1) 12 C + p = 13 N + 1,95 MeV
2) 13 C + p = 14 N + 7,54 MeV
3) 14 N + p = 15 O + 7,35 MeV
4) 15 N + p = 16 O + 12,13 MeV
12 C + α + 4,96 MeV
5) 16 O + p = 17 F + 0,60 MeV
6) 17 O + p = 18 F + 5,61 MeV
14 N + α + 1,19 MeV
7) 18 O + p = 19 F + 7,99 MeV
15 N + α + 3,98 MeV
8) 19 F + p =.
16 O + α + 8,11 MeV

In elke stap wat 'n keuse bied tussen p, γ en p, α, het laasgenoemde die oorhand, want dit is die sterk proses. Vier van die agt het egter nie die opsie α nie.

Ondergaan K-39 en K-41 by voorkeur p, γ of p, α?
Hoe algemeen is p, γ prosesse om Ca te vorm? Veral Ca-42?
Isotope deelbaar deur α - Ne-20, Mg-24, Si-28, S-32, Ar-36 en Ca-40, en hul dogters Ca-44, Ti-48, Cr-52 en Fe-56 kom algemeen voor in wêreld, omdat hulle eenvoudig vorm deur α, γ. Maar hulle is nie die enigste wat bestaan ​​nie.
Wat is die mees algemene reaksies wat Ca-42 vorm, en hul verhoudings?
41 K + p = 42 Ca?
38 Ar + α = 42 Ca?
Enige ander?

Dankie vir al u reaksie!

Hoe gaan dit met die energiebehoefte (min of meer as) en die moontlikheid van hierdie reaksie in vergelyking met die samesmelting van twee swaarder elemente? In die besonder N 14 + K 39 of Ca 42 + N 14.

Wat ek eintlik wonder, is as ek die volgende elemente het:

en aanvaar dat hulle almal saamsmelt om uiteindelik 'n swaarder element soos Pd te skep,
in watter volgorde sou hulle waarskynlik saamsmelt? (bv. H & amp K om Ca te vorm, dan Ca & amp N om Fe te vorm, en dan Fe & amp Fe om Pd te vorm)

* jammer vir die klein skrif, dit lyk asof die kode korrek is en ek kon nie agterkom hoe dit reggestel kan word nie!


Kyk die video: Rasionale en irrasionale getalle (November 2022).