Supernova

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje

Supernova ali eksplozija supernove je pojav, pri katerem zvezda močno poveča svojo svetlost za 4-8 zaporednih velikosti (za 10-20 magnitud ), čemur sledi relativno počasen upad izbruha [1] [2] . Je rezultat kataklizmičnega procesa, ki se pojavi ob koncu evolucije nekaterih zvezd in ga spremlja sproščanje ogromne količine energije.

Praviloma se supernove opazujejo po tem, ko se je dogodek že zgodil in je njegovo sevanje doseglo Zemljo. Zato narava supernov že dolgo ni jasna. Zdaj pa je predlaganih kar nekaj scenarijev, ki vodijo do takšnih izbruhov, čeprav so glavne določbe že povsem jasne Pojdite na razdelek "#Splošna slika" ...

Eksplozijo spremlja izmet znatne mase snovi iz zunanje lupine zvezde v medzvezdni prostor, iz preostalega jedra eksplodirane zvezde pa praviloma nastane kompakten objekt - nevtronska zvezda , če je masa zvezde pred eksplozijo več kot 8 sončnih mas (M ) ali črna luknja z zvezdno maso nad 40 M (masa jedra, ki ostane po eksploziji več kot 5 M ). Skupaj tvorita ostanek supernove Pojdite na razdelek "# Model ostanka mlade supernove" ...

Celovita študija predhodno pridobljenih spektrov in svetlobnih krivulj v kombinaciji s študijo ostankov in možnih zvezd predhodnikov omogoča izdelavo podrobnejših modelov in preučevanje pogojev, ki so že vladali v času izbruha. Pojdite na razdelek "# Gradnja podrobnega opisa" ...

Med drugim material, izločen med izbruhom, v veliki meri vsebuje produkte termonuklearne fuzije, ki je potekala skozi celotno življenje zvezde. Zahvaljujoč supernovam se vesolje kot celota in vsaka galaksija posebej kemično razvijajo.

Ime odraža zgodovinski proces preučevanja zvezd, katerih svetlost se sčasoma bistveno spreminja, tako imenovane nove zvezde Pojdite na razdelek "# Zgodovina opazovanj" ...

Ime je sestavljeno iz oznake SN , ki mu sledi leto odprtja, s koncem eno- ali dvočrkovne oznake. Prvih 26 supernov v tekočem letu prejme enočrkovne oznake na koncu imena, z velikimi črkami od A do Z. Preostale supernove prejmejo dvočrkovne oznake iz malih črk: aa , ab itd. Nepotrjene supernove so označene s črkami PSN ( angleško možna supernova ) z nebesnimi koordinatami v formatu Jhhmmssss + ddmmsss .

Velika slika

Sodobna klasifikacija supernov [3]
Razred Podrazred Mehanizem
jaz
Brez vodikovih vodov
Močne linije ioniziranega silicija (Si II) pri 6150 Å Ia

Po eksploziji ne ostane nič (niti pritlikavec).

Termonuklearna eksplozija
Iax [4]
Pri največji svetlosti imajo nižjo svetilnost v primerjavi z Ia. Po eksploziji ostane bel pritlikavec, ki pridobi veliko hitrost gibanja.
Šibke ali brez silicijevih linij Ib
Prisotne so linije helija (He I).
Gravitacijski kolaps
Ic
Šibke ali odsotne linije helija
II
Prisotne so vodikove vodi
II-P / L / N
Spekter je stalen
II-P / L
Brez ozkih črt
II-P
Svetlobna krivulja ima planoto
II-L
Velikost se s časom linearno zmanjšuje[5]
IIn
Prisotne so ozke črte
IIb
Spekter se s časom spreminja in postaja podoben spektru Ib.

Svetlobne krivulje

Svetlobne krivulje za tip I so zelo podobne: 2-3 dni se močno poveča, nato pa se nadomesti z občutnim padcem (za 3 magnitude) za 25-40 dni, čemur sledi počasen razpad, skoraj linearen v lestvica velikosti. Absolutna zvezdna velikost največjega v povprečju za baklje Ia je , za Ib / c - ...

Svetlobne krivulje tipa II pa so precej raznolike. Za nekatere so bile krivulje podobne tistim za tip I, le z počasnejšim in daljšim zmanjšanjem svetlosti pred začetkom linearne stopnje. Drugi, ko so dosegli vrh, so na njem ostali do 100 dni, nato pa se je svetlost močno zmanjšala in prišla na linearni "rep". Absolutna zvezdna velikost največjega se spreminja v širokem razponu od prej ... Povprečna vrednost za IIp - , za II-L ...

Spectra

Zgornja razvrstitev že vsebuje nekatere glavne značilnosti spektrov različnih vrst supernov; poglejmo se, kaj ni vključeno. Prva in zelo pomembna lastnost, ki je dolgo časa ovirala interpretacijo pridobljenih spektrov, je, da so glavne črte zelo široke.

Za spektre supernov tipa II in Ib / c so značilni:

  • Prisotnost ozkih absorpcijskih lastnosti v bližini največjega sijaja in ozkih nepristranskih komponent emisij.
  • Črte [NIII], [NIV], [CIII], [CIV], opažene pri ultravijoličnem sevanju.

Opazovanja zunaj optičnega območja

Hitrost bliskavice

Pogostost izbruhov je odvisna od števila zvezd v galaksiji ali, kar je enako za navadne galaksije, od svetilnosti. Splošno sprejeta vrednost, ki označuje pogostost izbruhov v različnih vrstah galaksij, je SNu [6] :

kje - svetilnost Sonca v filtru B. Za različne vrste bliskov je njegova vrednost [6] :

Tip galaksije Ia Ib / c II
spirala 0,2 0,25 0,65
eliptični 0,31 Ne Ne

V tem primeru supernove Ib / c in II gravitirajo proti spiralnim krakom.

Opazovanje ostankov supernove

Jasno so vidni Rakova meglica (rentgenska slika), notranji udarni val, prosto širjenje vetra in tok polarnega curka (curek).

Kanonska shema mladega ostanka je naslednja [7] :

  1. Možni kompaktni ostanki; ponavadi pulsar , lahko pa tudi črna luknja .
  2. Zunanji udarni val, ki se širi v medzvezdni snovi .
  3. Vzvratni val, ki se širi v snovi izstrelka supernove.
  4. Sekundarno, razmnožuje se v gručah medzvezdnega medija in v gostih izbruhih supernove.

Skupaj tvorijo naslednjo sliko: za sprednjo stranjo zunanjega udarnega vala se plin segreje na temperature T S ≥ 10 7 K in oddaja v območju rentgenskih žarkov z energijo fotona 0,1–20 keV. za sprednjo stranjo povratnega vala tvori drugo območje rentgenskega sevanja. Linije visoko ioniziranih Fe, Si, S in drugih elementov kažejo na toplotno naravo sevanja iz obeh plasti.

Optično sevanje mladega ostanka ustvarja plin v gručah za sprednjim delom sekundarnega vala. Ker je hitrost širjenja v njih večja, kar pomeni, da se plin hitreje ohladi, sevanje pa prehaja iz območja rentgenskih žarkov v optično. Izvor udarca optičnega sevanja potrjujejo relativne jakosti črt.

Vlakna v Kasiopeji A jasno kažejo, da je izvor grudic snovi lahko dvojen. Tako imenovani hitri filamenti se razpršijo s hitrostjo 5000-9000 km / s in oddajajo le v linijah O, S, Si-torej gre za grude, nastale v času eksplozije supernove. Stacionarne kondenzacije pa imajo hitrost 100-400 km / s in v njih opazimo normalno koncentracijo H, N, O. To skupaj kaže, da je bila ta snov izločena že dolgo pred eksplozijo supernove in je bila kasneje segreje zunanji udarni val.

Radijska emisija sinhrotronskih relativistov v močnem magnetnem polju je glavna opazovalna značilnost celotnega ostanka. Področje njegove lokalizacije so čelna območja zunanjih in povratnih valov. Sinhrotronsko sevanje opazimo tudi v rentgenskem območju [7] .

Teoretični opis

Razpad opazovanj

Narava supernov Ia se razlikuje od narave drugih sevalnic. To jasno dokazuje odsotnost bliskov tipov Ib \ c in II v eliptičnih galaksijah. Iz splošnih informacij o slednjem je znano, da je plina in modrih zvezd malo, nastanek zvezd pa se je končal pred 10 10 leti. To pomeni, da so vse masivne zvezde že zaključile svojo evolucijo, od nerazvitih pa so ostale le tiste z maso manjšo od sončne. Iz teorije evolucije zvezd je znano, da takšnih zvezd ni mogoče razstreliti, zato je potreben mehanizem za podaljšanje življenjske dobe zvezd z maso 1-2M [6] .

Odsotnost vodikovih linij v spektru Ia \ Iax kaže, da je v ozračju prvotne zvezde izredno majhen. Masa izločene snovi je dovolj velika - 1M , v glavnem vsebuje ogljik, kisik in druge težke elemente. Premaknjene črte Si II kažejo, da se med izmetom aktivno odvijajo jedrske reakcije. Vse to nas prepriča, da beli pritlikavec, najverjetneje karbonski ogljikovodikov škrat, deluje kot zvezda predhodnica [8] .

Gravitacija proti spiralnim krakom supernov tipa Ib \ c in tipa II kaže, da so prednik zvezde kratkotrajne O-zvezde z maso 8-10M .

Termonuklearna eksplozija

Prevladujoči scenarij

Eden od načinov sproščanja potrebne količine energije je močno povečanje mase snovi, ki sodeluje pri termonuklearnem zgorevanju, torej termonuklearna eksplozija. Vendar fizika posameznih zvezd tega ne dopušča. Procesi v zvezdah na glavnem zaporedju so v ravnovesju. Zato vsi modeli upoštevajo zadnjo stopnjo zvezdne evolucije - bele pritlikavce . Vendar je slednja sama stabilna zvezda in vse se lahko spremeni le, ko se približamo meji Chandrasekhar . To vodi do nedvoumnega zaključka, da je termonuklearna eksplozija možna le v več zvezdnih sistemih, najverjetneje v tako imenovanih dvojnih zvezdah .

V tej shemi obstajata dve spremenljivki, ki vplivata na stanje, kemično sestavo in končno maso snovi, ki je vključena v eksplozijo.

Najprej [8] :

  • Drugi spremljevalec je navadna zvezda, iz katere snov teče v prvo.
  • Drugi spremljevalec je isti beli pritlikavec. Ta scenarij se imenuje dvojna degeneracija.

Drugič:

  • Ko je presežena meja Chandrasekhar, pride do eksplozije.
  • Eksplozija se zgodi pred njim.

V vseh scenarijih supernove Ia je običajno, da je eksplodirajoči pritlikavec najverjetneje pritlikavec ogljik-kisik. V eksplozivnem zgorevalnem valu, ki poteka od središča do površine, pride do reakcij [9] :

Masa reagirajoče snovi določa energijo eksplozije in s tem največjo svetlost. Če predpostavimo, da celotna masa belega pritlikavca vstopi v reakcijo, bo energija eksplozije 2,2 10 51 erg [10] .

Nadaljnje vedenje svetlobne krivulje v glavnem določa veriga razpada [9] :

Izotop 56 Ni je nestabilen in ima razpolovno dobo 6,1 dni. Naslednji e -zajem vodi do tvorbe jedra 56 po možnosti Co v vzbujenem stanju z energijo 1,72 MeV. Ta raven je nestabilna, prehod jedra v osnovno stanje pa spremlja emisija kaskade γ-kvanti z energijami od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ti kvanti so podvrženi Comptonovemu sipanju in njihova energija se hitro zmanjša na ~ 100 keV. Takšne kvante že učinkovito absorbira fotoelektrični učinek in posledično segrejejo snov. Ko se zvezda širi, se gostota snovi v zvezdi zmanjšuje, število trkov fotonov se zmanjšuje in snov zvezdne površine postane prozorna za sevanje. Kot kažejo teoretični izračuni, se to zgodi približno 20-30 dni po tem, ko zvezda doseže največjo svetilnost.

60 dni po pojavu postane snov prozorna za γ-sevanje. Na svetlobni krivulji se začne eksponentni upad. Do takrat je izotop 56 Ni že razpadel, sproščanje energije pa je bilo posledica β-razpada 56 Co do 56 Fe ( T 1/2 = 77 dni) z energijo vzbujanja do 4,2 MeV.

Gravitacijski zlom jedra

Model mehanizma gravitacijskega kolapsa

Drugi scenarij za sproščanje potrebne energije je propad jedra zvezde. Njegova masa bi morala biti popolnoma enaka masi njenega ostanka - nevtronske zvezde, ki nadomesti tipične vrednosti, dobimo [11] :

erg,

kjer je M = M in R = 10 km, G je gravitacijska konstanta. Značilen čas v tem primeru:

c,

kjer je ρ 12 gostota zvezde, preračuna 10 12 g / cm3.

Dobljena vrednost je za dva reda velikosti višja od kinetične energije lupine. Potreben je nosilec, ki mora po eni strani odnesti sproščeno energijo, po drugi pa ne sme vplivati ​​na snov. Za vlogo takega nosilca je primeren nevtrino.

Za nastanek je odgovornih več procesov. Prvi in ​​najpomembnejši za destabilizacijo zvezde in začetek stiskanja je proces nevtronizacije [11] :

Neutrini odnesejo 10% teh reakcij. Glavno vlogo pri hlajenju igrajo procesi URKA (hlajenje nevtrinov):

Namesto protonov in nevtronov lahko atomska jedra tvorijo nestabilen izotop, ki je podvržen beta razpadu:

Intenzivnost teh procesov se s stiskanjem povečuje in s tem pospešuje. Ta postopek ustavi razprševanje nevtrinov z degeneriranimi elektroni, med katerim se termolizirajo [ neznani izraz ] in so zaprti v snovi. Pri gostotah se doseže zadostna koncentracija degeneriranih elektronov g / cm3.

Upoštevajte, da neutronization postopki potekajo le na gostoto 10 11 g / cm3, ki so dosegljive samo v jedru zvezde. To pomeni, da se samo v njem krši hidrodinamično ravnovesje. Zunanje plasti so v lokalnem hidrodinamičnem ravnovesju in propad se začne šele potem, ko se osrednje jedro skrči in tvori trdno površino. Odboj od te površine zagotavlja izstrelitev lupine.

Model ostanka mlade supernove

Teorija evolucije ostankov supernove

V razvoju ostanka supernove obstajajo tri stopnje:

  1. Brezplačna razširitev. Konča se v trenutku, ko je masa nabrane snovi enaka masi izmeta:
    Osebni računalnik, leta.
  2. Adiabatska ekspanzija (stopnja Sedov). Eksplozija supernove se na tej stopnji pojavi kot močna eksplozija v mediju s konstantno toplotno zmogljivostjo. Sedovova samomodalna rešitev, preizkušena za jedrske eksplozije v zemeljski atmosferi, je uporabna za ta problem:
    пк
    К
  3. Стадия интенсивного высвечивания. Начинается когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь. Согласно численным расчётам это происходит в момент:
    лет
    Соответствующие радиус внешней ударной волны и её скорость:
    пк, км/с

Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает:

лет
Теория возникновения синхротронного излучения

Построение детального описания

Поиск остатков сверхновых

Поиск звёзд-предшественников

Теория сверхновых Ia

Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia , описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам [12] :

  • Мгновенная детонация.
  • Отложенная детонация.
  • Пульсирующая отложенная детонация.
  • Турбулентное быстрое горение.

По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду

Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа

Взрывы сверхновых — основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или, как говорят, тяжелее ) He . Однако процессы, их породившие, для различных групп элементов и даже изотопов свои.

  1. Практически все элементы тяжелее He и до Fe — результат классического термоядерного синтеза, протекающего, например, в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса . Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
  2. Все элементы тяжелее 209 Bi — это результат r-процесса.
  3. Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s- , r-, ν-, и rp-процессы [13] .
Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25 M , масштаб не соблюдён [13] .

R-процесс

r-проце́сс — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе ( n ,γ) реакций; продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β -распада изотопа . Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:

где τ β — среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, так как:

где — произведение сечения реакции ( n ,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0,1 с < τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 K , получим характерную плотность:

нейтронов/см 3 .

Такие условия достигаются в:

  • ударной волне, которая, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию с требуемой концентрацией нейтронов.
  • центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой. Там образуется большое количество нейтронов и -частиц при фоторасщеплении железа на заключительной стадии эволюции.

ν-процесс

ν-процесс — это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La и 180 Ta [13] .

Влияние на крупномасштабную структуру межзвёздного газа галактики

История наблюдений

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 , была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054 , породившая Крабовидную туманность . Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года . Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году . В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи , следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности , в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0−4622 оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44 . В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты , соответствующие времени взрыва сверхновой.

Остаток сверхновой SN 1987A, снимок телескопа « Хаббл », опубликованный 19 мая 1994 года [14]

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A , самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA , « Хаббла » и « Чандры ». Ни нейтронная звезда , ни чёрная дыра , которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

22 января 2014 года в галактике M82 , расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J . Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

В апреле 2018 года английскими учёными из Саутгемптонского университета Британского королевского астрономического общества на конференции EWASS ( Европейская неделя астрономии и космических исследований (англ.) ) были озвучены данные [15] о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, в рамках программы Dark Energy Survey Supernova Programme (DES-SN), были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых. [16]

Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая Дата вспышки Созвездие Макс. блеск Рассто-
яние ( св. лет )
Тип вспы-
шки
Дли-
тель-
ность види-
мости
Остаток Примечания
SN 185 185 , 7 декабря Центавр −8 3000 Ia ? 8—20 мес. G315.4-2.3 (RCW 86) [17] китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369 369 неизвестно неиз-
вестно
неиз-
вестно
неиз-
вестно
5 мес. неизвестно китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
SN 386 386 Стрелец +1,5 16 000 II ? 2—4 мес. G11.2-0.3 китайские летописи
SN 393 393 Скорпион 0 34 000 неиз-
вестно
8 мес. несколько кандидатур китайские летописи
SN 1006 1006 , 1 мая Волк −7,5 7200 Ia 18 мес. SNR 1006 швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054 1054 , 4 июля Телец −6 6300 II 21 мес. Крабовидная туманность на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
SN 1181 1181 , август Кассиопея −1 8500 неиз-
вестно
6 мес. Возможно, 3C58 (G130.7+3.1) труды профессора Парижского университета Александра Некэма , китайские и японские тексты.
SN 1572 1572 , 6 ноября Кассиопея −4 7500 Ia 16 мес. Остаток сверхновой Тихо Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге . Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября , но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему.
SN 1604 1604 , 9 октября Змееносец −2,5 20000 Ia 18 мес. Остаток сверхновой Кеплера С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер , который изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680 1680 , 16 августа Кассиопея +6 10000 IIb [18] неиз-
вестно (не более недели)
Остаток Сверхновой Кассиопея А возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи .

См. также

Примечания

  1. Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды .
  2. Сверхновые звёзды // Физическая энциклопедия : [в 5 т.] / Гл. ред. А. М. Прохоров . — М. : Советская энциклопедия (т. 1—2); Большая Российская энциклопедия (т. 3—5), 1988—1999. — ISBN 5-85270-034-7 .
  3. Scannapieco Evan , Bildsten Lars. The Type Ia Supernova Rate // The Astrophysical Journal. — 2005. — 5 августа ( т. 629 , № 2 ). — С. L85—L88 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/452632 . [ исправить ]
  4. Foley Ryan J. , Challis PJ , Chornock R. , Ganeshalingam M. , Li W. , Marion GH , Morrell NI , Pignata G. , Stritzinger MD , Silverman JM , Wang X. , Anderson JP , Filippenko AV , Freedman WL , Hamuy M. , Jha SW , Kirshner RP , McCully C. , Persson SE , Phillips MM , Reichart DE , Soderberg AM TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION // The Astrophysical Journal. — 2013. — 25 марта ( т. 767 , № 1 ). — С. 57 . — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . [ исправить ]
  5. Doggett JB , Branch D. A comparative study of supernova light curves // The Astronomical Journal. — 1985. — Ноябрь ( т. 90 ). — С. 2303 . — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/113934 . [ исправить ]
  6. 1 2 3 Лозинская Т. А. Взрывы звёзд и звёздный ветер в галактиках. — 2-е. — Москва: URSS, 2013. — С. 48—54. — 216 с. — ISBN 978-5-397-03582-8 .
  7. 1 2 Лозинская Т. А. Взрывы звёзд и звёздный ветер в галактиках. — 2-е. — Москва: URSS, 2013. — С. 59—67. — 216 с. — ISBN 978-5-397-03582-8 .
  8. 1 2 Hillebrandt Wolfgang , Niemeyer Jens C. Type Ia Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2000. — Сентябрь ( т. 38 , № 1 ). — С. 191—230 . — ISSN 0066-4146 . — doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . [ исправить ]
  9. 1 2 Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А. Нуклеосинтез во Вселенной . — М. , 1998.
  10. Iben I., Jr. , Tutukov AV Supernovae of type I as end products of the evolution of binaries with components of moderate initial mass (M not greater than about 9 solar masses) // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 1984. — Февраль ( т. 54 ). — С. 335 . — ISSN 0067-0049 . — doi : 10.1086/190932 . [ исправить ]
  11. 1 2 Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с. — (Сверхновые и остатки сверхновых звёзд). — 3000 экз.ISBN 5-85099-169-7 , УДК 52, ББК 22.6.
  12. 1 2 3 José J.; Iliadis C. Nuclear astrophysics: the unfinished quest for the origin of the elements. — Reports on Progress in Physics, 2011. — doi : 10.1088/0034-4885/74/9/096901 . — Bibcode : 2011RPPh...74i6901J .
  13. Hubble Finds Mysterious Ring Structure around Supernova 1987a (англ.) , HubbleSite (19 May 1994). Архивировано 27 апреля 2015 года. Дата обращения 27 апреля 2015.
  14. Astronomers find 72 bright and fast explosions (англ.) , ScienceDaily . Архивировано 5 апреля 2018 года. Дата обращения 5 апреля 2018.
  15. С.Васильев. Быстрые и яркие вспышки указали на существование сверхновых неизвестного типа. . Naked Science . naked-science.ru (4 апреля 2018). Дата обращения: 5 апреля 2018. Архивировано 5 апреля 2018 года.
  16. RCW 86: исторический остаток сверхновой
  17. Остатки сверхновых // Астронет

Литература

  • Handbook of Supernovae / Alsabti, Athem W., Murdin, Paul (Eds.). — Springer International Publishing, 2017. — 2727 с. — ISBN 978-3-319-21845-8 .

Ссылки