ซูเปอร์โนวา

จาก Wikipedia สารานุกรมเสรี
ข้ามไปที่การนำทาง ข้ามไปที่การค้นหา
SN 1994D (จุดสว่างทางด้านซ้ายล่าง) ซูเปอร์โนวาประเภท Iaภายในดาราจักรเจ้าภาพNGC 4526

ซูเปอร์โนวา ( / ˌ s U P ər n วีə /พหูพจน์: ซูเปอร์โนวา / ˌ s U P ər n วีi /หรือซุปเปอร์โนวาย่อ: SNและSNE ) ที่มีประสิทธิภาพและการส่องสว่างของดาวฤกษ์ระเบิดนี้เหตุการณ์ทางดาราศาสตร์ชั่วคราวเกิดขึ้นในช่วงขั้นตอนการวิวัฒนาการของดาวขนาดใหญ่หรือเมื่อดาวแคระขาวจะถูกเรียกเข้าไปหนีนิวเคลียร์ฟิวชันวัตถุดั้งเดิมที่เรียกว่าprogenitorอาจพังทลายลงจนกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำหรือถูกทำลายจนหมดความส่องสว่างสูงสุดของซูเปอร์โนวาสามารถเทียบได้กับกาแลคซีทั้งหมดก่อนที่จะจางหายไปในช่วงหลายสัปดาห์หรือหลายเดือน

ซูเปอร์โนวาที่มีพลังมากขึ้นกว่าโนวาในภาษาละติน , novaหมายความว่า "ใหม่" หมาย astronomically กับสิ่งที่ดูเหมือนจะเป็นชั่วคราวดาวสว่างใหม่ การเพิ่มคำนำหน้า "super-" ทำให้ซูเปอร์โนวาแตกต่างจากโนวาธรรมดาซึ่งมีการส่องสว่างน้อยกว่ามาก คำว่าซูเปอร์โนวาได้รับการประกาศเกียรติคุณโดยWalter BaadeและFritz Zwickyในปีพ . . 2472

ซูเปอร์โนวาที่สังเกตได้โดยตรงล่าสุดในทางช้างเผือกคือซูเปอร์โนวาของเคปเลอร์ในปี 1604 แต่พบเศษซากของซูเปอร์โนวาล่าสุด การสังเกตซูเปอร์โนวาในดาราจักรอื่น ๆ ชี้ให้เห็นว่าเกิดขึ้นในทางช้างเผือกโดยเฉลี่ยประมาณสามครั้งทุกศตวรรษ ซูเปอร์โนวาเหล่านี้แทบจะสังเกตเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ ซูเปอร์โนวาตาเปล่าล่าสุดคือSN 1987Aซึ่งเป็นการระเบิดของดาวยักษ์สีน้ำเงินในเมฆแมกเจลแลนใหญ่ซึ่งเป็นดาวเทียมของทางช้างเผือก

การศึกษาเชิงทฤษฎีระบุว่าซูเปอร์โนวามากที่สุดจะถูกเรียกโดยหนึ่งในสองกลไกพื้นฐานอย่างฉับพลันอีกจุดระเบิดของนิวเคลียร์ฟิวชันในดาวเลวเช่นสีขาวแคระหรือฉับพลันล่มสลายแรงโน้มถ่วงของดาวขนาดใหญ่ของแกนในชั้นหนึ่งของเหตุการณ์อุณหภูมิของวัตถุจะสูงขึ้นมากพอที่จะกระตุ้นให้เกิดนิวเคลียร์ฟิวชั่นที่หลบหนีซึ่งรบกวนดาวโดยสิ้นเชิง สาเหตุที่เป็นไปได้คือการสะสมของวัสดุจากสหายไบนารีผ่านการเพิ่มหรือการควบรวมกิจการเป็นตัวเอกในกรณีของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่แกนกลางของดาวฤกษ์มวลมากอาจพังทลายลงอย่างกะทันหันและปลดปล่อยออกมาพลังงานศักย์โน้มถ่วงเป็นซูเปอร์โนวา ในขณะที่ซูเปอร์โนวาที่สังเกตเห็นบางส่วนมีความซับซ้อนมากกว่าทฤษฎีที่เรียบง่ายทั้งสองนี้กลศาสตร์ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ได้รับการจัดตั้งและยอมรับโดยชุมชนดาราศาสตร์

ซุปเปอร์โนวาสามารถขับไล่หลายเท่าของดวงอาทิตย์ของวัสดุที่ความเร็วสูงถึงร้อยละหลายของความเร็วของแสงไดรฟ์นี้ขยายคลื่นกระแทกเข้าไปในรอบดวงดาวกลางกวาดขึ้นเปลือกขยายตัวของก๊าซและฝุ่นที่สังเกตเป็นเศษเล็กเศษน้อยซูเปอร์โนวาซูเปอร์โนวาเป็นแหล่งสำคัญขององค์ประกอบในดวงดาวกลางจากออกซิเจนเพื่อรูบิเดียมคลื่นกระแทกที่ขยายตัวของซูเปอร์โนวาสามารถกระตุ้นการก่อตัวของดาวดวงใหม่ได้ เศษซูเปอร์โนวาอาจจะเป็นแหล่งสำคัญของรังสีคอสมิกซูเปอร์โนวาอาจก่อให้เกิดคลื่นความโน้มถ่วงแม้ว่าจนถึงขณะนี้คลื่นความโน้มถ่วงถูกตรวจพบจากการรวมตัวของหลุมดำและดาวนิวตรอนเท่านั้น

ประวัติการสังเกตการณ์[ แก้ไข]

เนบิวลาปูเป็นเนบิวลาลมพัลซาร์ที่เกี่ยวข้องกับ1054 ซูเปอร์โนวา
ข้อความที่ไฮไลต์กล่าวถึงการสังเกตการณ์ของจีน SN 1054

เมื่อเทียบกับประวัติศาสตร์ทั้งหมดของดาวฤกษ์ลักษณะที่มองเห็นได้ของซูเปอร์โนวานั้นสั้นมากอาจใช้เวลาหลายเดือนเพื่อให้โอกาสในการสังเกตด้วยตาเปล่าประมาณหนึ่งครั้งในชีวิต เพียงเศษเสี้ยวเล็ก ๆ ของ 100000000000 ดาวในแบบฉบับของกาแล็คซี่มีความสามารถที่จะกลายเป็นซูเปอร์โนวา จำกัด ให้กับผู้ที่ทั้งมีมวลขนาดใหญ่หรือชนิดที่หายากเป็นพิเศษของดาวคู่ที่มีดาวแคระขาว [1]

ซูเปอร์โนวาที่บันทึกไว้ได้เร็วที่สุดเท่าที่จะเป็นไปได้ซึ่งเรียกว่า HB9 สามารถดูและบันทึกได้โดยผู้สังเกตการณ์ชาวอินเดียที่ไม่รู้จักใน4500 ± 1,000 ปีก่อนคริสตกาล [2]ต่อมานักดาราศาสตร์ชาวจีนได้ดูSN 185ในปีค. ศ. 185 ซูเปอร์โนวาที่สว่างที่สุดที่บันทึกไว้คือSN 1006ซึ่งเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1006 ในกลุ่มดาวลูปัสและได้รับการอธิบายโดยผู้สังเกตการณ์ทั่วทั้งจีนญี่ปุ่นอิรักอียิปต์และยุโรป[3] [4] [5]สังเกตกันอย่างแพร่หลายซูเปอร์โนวาSN 1054ผลิตเนบิวลาปู Supernovae SN 1572และSN 1604ซึ่งเป็นสิ่งล่าสุดที่สามารถสังเกตเห็นได้ด้วยตาเปล่าในกาแลคซีทางช้างเผือกมีผลกระทบที่น่าทึ่งต่อพัฒนาการของดาราศาสตร์ในยุโรปเนื่องจากพวกเขาถูกนำมาใช้เพื่อโต้แย้งกับแนวคิดของอริสโตเติลที่ว่าเอกภพที่อยู่นอกดวงจันทร์และดาวเคราะห์นั้นคงที่และไม่เปลี่ยนแปลง[6] โยฮันเนสเคปเลอร์เริ่มสังเกต SN 1604 ที่จุดสูงสุดในวันที่ 17 ตุลาคม ค.ศ. 1604 และยังคงประมาณค่าความสว่างจนกว่ามันจะจางหายไปจากการมองด้วยตาเปล่าในอีกหนึ่งปีต่อมา[7]มันเป็นซูเปอร์โนวาครั้งที่สองที่ได้รับการสังเกตในรุ่นหนึ่ง (หลังจาก SN 1572 เห็นโดยTycho Braheในแคสสิโอเปีย) [8]

มีหลักฐานบางอย่างที่แสดงว่าซูเปอร์โนวากาแลกติกที่อายุน้อยที่สุดG1.9 + 0.3เกิดขึ้นในช่วงปลายศตวรรษที่ 19 ซึ่งเร็วกว่าแคสสิโอเปียเอในราวปี 1680 [9]ไม่มีการสังเกตซูเปอร์โนวาในเวลานั้น ในกรณีของ G1.9 + 0.3 การสูญพันธุ์ในระดับสูงตามแนวระนาบของกาแลคซีอาจทำให้เหตุการณ์จางลงจนไม่มีใครสังเกตเห็น สถานการณ์ของ Cassiopeia A นั้นไม่ชัดเจนตรวจพบการสะท้อนแสงอินฟราเรดที่แสดงว่าเป็นซูเปอร์โนวาประเภท IIb และไม่ได้อยู่ในบริเวณที่มีการสูญพันธุ์สูงเป็นพิเศษ[10]

การสังเกตและการค้นพบซูเปอร์โนวานอกโลกเป็นเรื่องปกติมากขึ้น คนแรกที่สังเกตดังกล่าวเป็นของSN 1885AในAndromeda Galaxy ปัจจุบันนักดาราศาสตร์มือสมัครเล่นและมืออาชีพพบหลายร้อยคนทุกปีบางคนเมื่อใกล้ความสว่างสูงสุดบางคนอยู่ในภาพถ่ายหรือจานทางดาราศาสตร์เก่า ๆ นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันRudolph MinkowskiและFritz Zwicky ได้พัฒนารูปแบบการจำแนกซูเปอร์โนวาที่ทันสมัยขึ้นในปี พ.ศ. 2484 [11]ในช่วงทศวรรษที่ 1960 นักดาราศาสตร์พบว่าความเข้มสูงสุดของซูเปอร์โนวาสามารถใช้เป็นเทียนมาตรฐานได้ดังนั้นจึงเป็นตัวบ่งชี้ระยะทางดาราศาสตร์[12]ซูเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลที่สุดบางส่วนที่พบในปี 2546 มีสีจางกว่าที่คาดไว้ สิ่งนี้สนับสนุนมุมมองที่ว่าการขยายตัวของเอกภพกำลังเร่งขึ้น[13]เทคนิคได้รับการพัฒนาขึ้นสำหรับการสร้างเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาขึ้นมาใหม่ซึ่งไม่มีการบันทึกเป็นลายลักษณ์อักษรว่ามีการสังเกต วันของCassiopeiaเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาถูกกำหนดจากการสะท้อนแสงออกเนบิวล่า , [14]ในขณะที่อายุของซูเปอร์โนวาเศษเล็กเศษน้อยRX J0852.0-4622เป็นที่คาดจากการวัดอุณหภูมิ[15]และรังสีแกมมาปล่อยก๊าซเรือนกระจกจากการสลายตัวของสารกัมมันตรังสีของไทเทเนียม -44 . [16]

SN Antikythera ในกระจุกดาราจักร RXC J0949.8 + 1707 พบ SN Eleanor และ SN Alexander ในกาแลคซีเดียวกันในปี 2554 [17]

ซูเปอร์โนวาส่องสว่างมากที่สุดที่เคยบันทึกไว้เป็นASASSN-15lhที่ระยะทาง 3.82 gigalight ปี มีการตรวจพบครั้งแรกในเดือนมิถุนายน 2558 และสูงสุดที่ 570 พันล้าน  L ซึ่งเป็นสองเท่าของความส่องสว่างแบบโบโลเมตริกของซูเปอร์โนวาอื่น ๆ ที่รู้จักกันดี [18]อย่างไรก็ตามธรรมชาติของซูเปอร์โนวานี้ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่และมีการเสนอคำอธิบายทางเลือกหลายประการเช่นการหยุดชะงักของดาวโดยหลุมดำ [19]

ในบรรดาสิ่งที่ตรวจพบเร็วที่สุดนับตั้งแต่เวลาระเบิดและที่ได้รับสเปกตรัมเร็วที่สุด (เริ่มต้นที่ 6 ชั่วโมงหลังการระเบิดจริง) คือประเภท II SN 2013fs (iPTF13dqy) ซึ่งบันทึกไว้ 3 ชั่วโมงหลังจากเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาในวันที่ 6 ตุลาคม 2013 โดยIntermediate Palomar Transient Factory (iPTF) ดาวฤกษ์ดวงนี้อยู่ในดาราจักรชนิดก้นหอยชื่อNGC 7610ซึ่งอยู่ห่างออกไป 160 ล้านปีแสงในกลุ่มดาวเพกาซัส[20] [21]

ที่ 20 กันยายน 2016 นักดาราศาสตร์สมัครเล่นวิกเตอร์ Buso จากโรซาริโอ , อาร์เจนตินาถูกทดสอบกล้องโทรทรรศน์ของเขา[22] [23]เมื่อถ่ายภาพกาแลคซีNGC 613หลาย ๆ ครั้งBuso ได้พบกับซูเปอร์โนวาที่เพิ่งปรากฏให้เห็นบนโลก หลังจากตรวจสอบภาพแล้วเขาได้ติดต่อ Instituto de Astrofísica de La Plata "นี่เป็นครั้งแรกที่ใครก็ตามที่จับภาพช่วงเวลาเริ่มต้นของ 'การแตกของช็อต' จากซูเปอร์โนวาแบบออปติคอลซึ่งไม่เกี่ยวข้องกับการระเบิดของรังสีแกมมาหรือรังสีเอกซ์" [22]อัตราต่อรองของการจับภาพเหตุการณ์ดังกล่าวอยู่ระหว่างหนึ่งในสิบล้านถึงหนึ่งในร้อยล้านตามที่นักดาราศาสตร์ Melina Bersten จาก Instituto de Astrofísica ซูเปอร์โนวาบูโซที่สังเกตเห็นเป็นประเภท IIb ที่สร้างขึ้นโดยดาวฤกษ์ยี่สิบเท่าของมวลดวงอาทิตย์ [22]อเล็กซ์ฟิลิปเพนโกนักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนียตั้งข้อสังเกตว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพค้นหาเหตุการณ์ดังกล่าวมานานแล้ว เขากล่าวว่า: "การสังเกตดวงดาวในช่วงแรกที่พวกเขาเริ่มระเบิดให้ข้อมูลที่ไม่สามารถหาได้โดยตรงจากวิธีอื่นใด" [22]

การค้นพบ[ แก้ไข]

งานแรกในสิ่งที่เดิมเชื่อว่าเป็นเพียงหมวดใหม่ของโนวาได้ดำเนินการในช่วงปี ค.ศ. 1920 สิ่งเหล่านี้เรียกว่า "โนแวชั้นสูง", "Hauptnovae" หรือ "โนวายักษ์" [24]ชื่อ "ซูเปอร์โนวา" คิดว่าจะได้รับการประกาศเกียรติคุณโดยวอลเตอร์เบาดและฟริตซ์ Zwickyในการบรรยายที่คาลเทคในช่วงปี 1931 มันถูกนำมาใช้เป็น "ซุปเปอร์คอกล้อม" ในกระดาษวารสารที่ตีพิมพ์โดยนัตลันด์มาร์กในปี 1933 [ 25]และในกระดาษปี 1934 โดย Baade and Zwicky [26]ในปีพ. ศ. 2481 ยัติภังค์ได้สูญหายไปและมีการใช้ชื่อสมัยใหม่[27]เนื่องจากซูเปอร์โนวาเป็นเหตุการณ์ที่ค่อนข้างหายากภายในกาแลคซีซึ่งเกิดขึ้นประมาณสามครั้งต่อศตวรรษในทางช้างเผือก[28]การได้รับตัวอย่างซูเปอร์โนวาที่ดีในการศึกษาจึงจำเป็นต้องมีการตรวจสอบกาแลคซีจำนวนมากเป็นประจำ

ซูเปอร์โนวาในดาราจักรอื่นไม่สามารถทำนายได้อย่างแม่นยำ โดยปกติเมื่อมีการค้นพบก็กำลังดำเนินการอยู่แล้ว[29]ในการใช้ซูเปอร์โนวาเป็นเทียนมาตรฐานในการวัดระยะทางจำเป็นต้องมีการสังเกตความส่องสว่างสูงสุดของมัน ดังนั้นจึงเป็นเรื่องสำคัญที่จะต้องค้นพบให้ดีก่อนที่จะถึงจุดสูงสุดนักดาราศาสตร์สมัครเล่นซึ่งมีจำนวนมากกว่านักดาราศาสตร์มืออาชีพเป็นอย่างมากมีบทบาทสำคัญในการค้นหาซูเปอร์โนวาโดยทั่วไปแล้วโดยการดูกาแลคซีที่อยู่ใกล้กว่าบางแห่งผ่านกล้องโทรทรรศน์ออปติคอลและเปรียบเทียบกับภาพถ่ายก่อนหน้านี้[30]

ในช่วงปลายศตวรรษที่ 20 นักดาราศาสตร์หันมาใช้กล้องโทรทรรศน์และCCD ที่ควบคุมด้วยคอมพิวเตอร์เพื่อล่าซูเปอร์โนวามากขึ้น ในขณะที่ระบบดังกล่าวเป็นที่นิยมกับมือสมัครเล่นนอกจากนี้ยังมีการติดตั้งมืออาชีพเช่นKatzman ถ่ายภาพกล้องโทรทรรศน์อัตโนมัติ[31]โครงการSupernova Early Warning System (SNEWS) ใช้เครือข่ายของเครื่องตรวจจับนิวตริโนเพื่อแจ้งเตือนซูเปอร์โนวาในกาแลคซีทางช้างเผือกล่วงหน้า[32] [33] นิว ตริโนเป็นอนุภาคที่เกิดขึ้นในปริมาณมหาศาลโดยซูเปอร์โนวาและพวกมันไม่ได้ถูกดูดซับโดยก๊าซระหว่างดวงดาวและฝุ่นของดิสก์กาแลกติกอย่างมีนัยสำคัญ[34]

"ชุดดาวจะระเบิด" เนบิวลา SBW1 ล้อมรอบซุปเปอร์ยักษ์สีฟ้าขนาดใหญ่ในเนบิวลากระดูกงูเรือ

การค้นหาซูเปอร์โนวาแบ่งออกเป็น 2 ประเภท ได้แก่ กลุ่มที่เน้นเหตุการณ์ที่ค่อนข้างใกล้เคียงและผู้ที่มองไกลออกไป เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพระยะทางไปยังวัตถุระยะไกลที่มีสเปกตรัมการแผ่รังสีที่ทราบสามารถประมาณได้โดยการวัดการเลื่อนของDoppler (หรือการเปลี่ยนสีแดง ) โดยเฉลี่ยแล้ววัตถุที่อยู่ห่างไกลจะถดถอยด้วยความเร็วที่มากกว่าวัตถุที่อยู่ใกล้เคียงและมีการเปลี่ยนสีแดงที่สูงกว่า ดังนั้นการค้นหาจะแยกระหว่าง redshift redshift สูงและต่ำกับเขตแดนล้มรอบช่วง redshift ของZ = 0.1-0.3 [35] -where Zเป็นตัวชี้วัดมิติของการเปลี่ยนแปลงความถี่คลื่นความถี่ฯ

การค้นหาซูเปอร์โนวาที่มีการเปลี่ยนสีแดงสูงมักเกี่ยวข้องกับการสังเกตเส้นโค้งของแสงซูเปอร์โนวา สิ่งเหล่านี้มีประโยชน์สำหรับเทียนมาตรฐานหรือที่ปรับเทียบแล้วเพื่อสร้างแผนภาพฮับเบิลและทำการทำนายจักรวาล ซูเปอร์โนวาสเปกโทรสโกปีที่ใช้ในการศึกษาฟิสิกส์และสภาพแวดล้อมของซูเปอร์โนวานั้นใช้งานได้จริงในระดับต่ำกว่าการเปลี่ยนสีแดงสูง [36] [37]การสังเกตการเปลี่ยนสีแดงต่ำยังยึดจุดสิ้นสุดระยะต่ำของเส้นโค้งฮับเบิลซึ่งเป็นพล็อตของระยะทางเทียบกับการเปลี่ยนสีแดงสำหรับกาแลคซีที่มองเห็นได้ [38] [39]

หลักการตั้งชื่อ[ แก้ไข]

หลายความยาวคลื่นX-ray , อินฟราเรดและแสงของภาพสะสมของเคปเลอร์ เศษเล็กเศษน้อยซูเปอร์โนวา , SN 1604

การค้นพบซูเปอร์โนวาจะมีการรายงานไปยังสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลของสำนักงานกลางสำหรับดาราศาสตร์โทรเลขซึ่งจะส่งออกเป็นวงกลมด้วยชื่อที่กำหนดให้กับซูเปอร์โนวาที่ ชื่อนี้สร้างขึ้นจากคำนำหน้าSNตามด้วยปีที่ค้นพบโดยต่อท้ายด้วยตัวอักษรหนึ่งหรือสองตัว 26 ซูเปอร์โนวาแรกของปีที่มีการกำหนดด้วยตัวอักษรเงินทุนจากไปZใช้ตัวอักษรตัวพิมพ์เล็กคู่หลัง: aa , abและอื่น ๆ ดังนั้นตัวอย่างเช่นSN 2003Cกำหนดซูเปอร์โนวาครั้งที่สามที่รายงานในปี พ.ศ. 2546 [40]ซูเปอร์โนวาสุดท้ายของปี 2548 SN 2005nc คืออันดับ 367 (14 × 26 + 3 = 367) คำต่อท้าย "nc" ทำหน้าที่เข้ารหัสbijective base-26โดยมีa = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26 ตั้งแต่ปี 2000 นักดาราศาสตร์มืออาชีพและมือสมัครเล่นได้ค้นพบซูเปอร์โนวาหลายร้อยแห่งในแต่ละปี (572 ในปี 2550, 261 ในปี 2551, 390 ในปี 2552; 231 ในปี 2556) [41] [42]

ซูเปอร์โนวาในประวัติศาสตร์เป็นที่รู้จักกันในปีที่เกิด: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (เรียกว่าTycho's Nova ) และSN 1604 ( Kepler's Star ) ตั้งแต่ 1885 โน้ตตัวอักษรเพิ่มเติมได้ถูกนำมาใช้แม้ว่าจะมีเพียงหนึ่งในซูเปอร์โนวาที่ค้นพบในปีนั้น (เช่นSN 1885A , SN 1907Aฯลฯ .) - ล่าสุดนี้เกิดขึ้นกับSN 1947A SNสำหรับ SuperNova เป็นคำนำหน้ามาตรฐาน จนถึงปี 1987 การกำหนดอักษรสองตัวแทบไม่จำเป็น อย่างไรก็ตามตั้งแต่ปี 1988 เป็นต้นมาพวกเขาเป็นที่ต้องการทุกปี ตั้งแต่ปี 2559 จำนวนการค้นพบที่เพิ่มขึ้นทำให้มีการใช้ตัวเลขสามหลักเพิ่มเติมเป็นประจำ [43]

การจัดหมวดหมู่[ แก้ไข]

ความประทับใจของศิลปินต่อซูเปอร์โนวา 1993J [44]

นักดาราศาสตร์จำแนกตามซูเปอร์โนวาของพวกเขาโค้งแสงและสายการดูดซึมที่แตกต่างกันองค์ประกอบทางเคมีที่ปรากฏในพวกเขาสเปกตรัมหากคลื่นความถี่ซูเปอร์โนวาที่มีเส้นของไฮโดรเจน (ที่รู้จักกันเป็นชุด Balmerในส่วนภาพของสเปกตรัม) มันเป็นความลับType II ; มิฉะนั้นจะเป็นประเภทในแต่ละประเภททั้งสองนี้มีการแบ่งย่อยตามการปรากฏตัวของเส้นจากองค์ประกอบอื่น ๆ หรือรูปร่างของเส้นโค้งแสง (กราฟของขนาดที่เห็นได้ชัดของซูเปอร์โนวาตามฟังก์ชันของเวลา) [45] [46]

อนุกรมวิธานซูเปอร์โนวา[45] [46]
พิมพ์ฉัน
ไม่มีไฮโดรเจน
Type Ia
นำเสนอสายซิลิกอนที่แตกตัวเป็นไอออน (Si II) ที่ 615.0 นาโนเมตร (นาโนเมตร) ใกล้แสงสูงสุด
หนีความร้อน
พิมพ์ Ib / c
คุณสมบัติการดูดซึมของซิลิกอนที่อ่อนแอหรือไม่มีเลย
ประเภท Ib
แสดงสายฮีเลียมที่ไม่แตกตัวเป็นไอออน(He I) ที่ 587.6 นาโนเมตร
แกนยุบ
พิมพ์ Ic
อ่อนแอหรือไม่มีฮีเลียม
Type II
แสดงไฮโดรเจน
Type II-P / -L / n
สเปกตรัม Type II ตลอด
Type II-P / L
ไม่มีเส้นแคบ
Type II-P มา
ถึง "ที่ราบสูง" ในแนวโค้งของแสง
ประเภท II-L
แสดงการลดลง "เชิงเส้น" ของเส้นโค้งของแสง (ขนาดเชิงเส้นเทียบกับเวลา) [47]
Type IIn
บางเส้นแคบ
Type IIb
Spectrum เปลี่ยนเป็นเหมือน Type Ib

พิมพ์ I [ แก้ไข]

ประเภทซูเปอร์โนวาจะแบ่งบนพื้นฐานของสเปกตรัมของพวกเขาที่มีประเภท Ia แสดงที่แข็งแกร่งซึมซิลิกอน สายการดูดซึม ซูเปอร์โนวาประเภท I ที่ไม่มีเส้นที่แข็งแกร่งนี้จัดเป็นประเภท Ib และ Ic โดยประเภท Ib แสดงเส้นฮีเลียมเป็นกลางที่แข็งแกร่งและประเภท Ic ขาดพวกมัน เส้นโค้งของแสงมีความคล้ายคลึงกันแม้ว่าโดยทั่วไปประเภท Ia จะสว่างกว่าที่ความส่องสว่างสูงสุด แต่เส้นโค้งของแสงไม่สำคัญสำหรับการจำแนกประเภทของซูเปอร์โนวาประเภทที่ 1

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia จำนวนเล็กน้อยมีคุณสมบัติที่ผิดปกติเช่นความส่องสว่างที่ไม่ได้มาตรฐานหรือเส้นโค้งของแสงที่กว้างขึ้นและโดยทั่วไปแล้วสิ่งเหล่านี้จะถูกจัดประเภทโดยอ้างถึงตัวอย่างแรกสุดที่แสดงคุณสมบัติที่คล้ายคลึงกัน ตัวอย่างเช่นSN 2008ha ที่ส่องสว่างย่อยมักเรียกว่าSN 2002cx -likeหรือคลาส Ia-2002cx

ซูเปอร์โนวาประเภท Ic ในสัดส่วนเล็กน้อยจะแสดงเส้นการแผ่รังสีที่ขยายกว้างและผสมซึ่งใช้เพื่อระบุความเร็วในการขยายตัวที่สูงมากสำหรับดีด สิ่งเหล่านี้ได้รับการจัดประเภทเป็นประเภท Ic-BL หรือ Ic-bl [48]

Type II [ แก้ไข]

เส้นโค้งของแสงใช้ในการจำแนกซูเปอร์โนวาประเภท II-P และประเภท II-L

นอกจากนี้ซูเปอร์โนวาประเภท II ยังสามารถแบ่งย่อยได้ตามสเปกตรัมของมัน ในขณะที่ซูเปอร์โนวาประเภท II ส่วนใหญ่แสดงเส้นการแผ่รังสีที่กว้างมากซึ่งระบุความเร็วในการขยายตัวหลายพันกิโลเมตรต่อวินาทีบางชนิดเช่นSN 2005glมีคุณสมบัติที่ค่อนข้างแคบในสเปกตรัม สิ่งเหล่านี้เรียกว่าประเภท IIn โดยที่ 'n' หมายถึง 'แคบ'

ซูเปอร์โนวาสองสามตัวเช่นSN 1987K [49]และSN 1993Jดูเหมือนจะเปลี่ยนประเภท: พวกมันแสดงเส้นของไฮโดรเจนในช่วงแรก ๆ แต่ในช่วงเวลาหลายสัปดาห์ถึงเดือนจะถูกครอบงำด้วยสายของฮีเลียม คำว่า"ประเภท IIb"ใช้เพื่ออธิบายการรวมกันของคุณสมบัติที่ปกติจะเกี่ยวข้องกับประเภท II และ Ib [46]

ซูเปอร์โนวาประเภท II ที่มีสเปกตรัมปกติที่ถูกครอบงำโดยเส้นไฮโดรเจนวงกว้างที่คงอยู่ตลอดชีวิตของการลดลงนั้นถูกจำแนกตามเส้นโค้งของแสง ประเภทที่พบมากที่สุดแสดงให้เห็น "ที่ราบสูง" ที่โดดเด่นในเส้นโค้งของแสงไม่นานหลังจากความสว่างสูงสุดซึ่งความส่องสว่างของภาพจะคงที่ค่อนข้างคงที่เป็นเวลาหลายเดือนก่อนที่การลดลงจะกลับมาอีกครั้ง สิ่งเหล่านี้เรียกว่าประเภท II-P หมายถึงที่ราบสูง ที่พบได้น้อยคือซูเปอร์โนวาประเภท II-L ที่ขาดที่ราบสูงที่แตกต่างกัน "L" หมายถึง "เส้นตรง" แม้ว่าเส้นโค้งของแสงจะไม่ใช่เส้นตรงก็ตาม

ซูเปอร์โนวาที่ไม่เข้ากับการจำแนกประเภทปกติจะถูกกำหนดให้มีลักษณะเฉพาะหรือ 'pec' [46]

ประเภท III, IV และ V [ แก้ไข]

Fritz Zwicky ได้กำหนดประเภทของซูเปอร์โนวาเพิ่มเติมโดยพิจารณาจากตัวอย่างไม่กี่ตัวอย่างที่ไม่พอดีกับพารามิเตอร์สำหรับซูเปอร์โนวาประเภท I หรือ Type II อย่างหมดจดSN 1961iในNGC 4303เป็นเครื่องต้นแบบและเป็นสมาชิกเพียงคนเดียวของคลาสซูเปอร์โนวาประเภท III ซึ่งสังเกตได้จากเส้นโค้งแสงกว้างสูงสุดและเส้นไฮโดรเจนบาล์มเมอร์ที่กว้างซึ่งพัฒนาช้าในสเปกตรัมSN 1961fในNGC 3003เป็นต้นแบบและสมาชิกคนเดียวของระดับประเภท IV ที่มีกราฟแสงคล้ายกับชนิด II-P ซูเปอร์โนวาที่มีสายการดูดซึมไฮโดรเจนแต่อ่อนแอไฮโดรเจนสายการปล่อยก๊าซเรือนกระจกคลาสประเภท V ได้รับการประกาศเกียรติคุณสำหรับSN 1961VในNGC 1058ซูเปอร์โนวาจาง ๆ ที่ผิดปกติหรือซูเปอร์โนวาเปรตที่มีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างช้าๆเป็นเวลานานสูงสุดหลายเดือนและสเปกตรัมการแผ่รังสีที่ผิดปกติ ความคล้ายคลึงกันของ SN 1961V กับEta Carinae Great Outburst ถูกบันทึกไว้ [50]ซูเปอร์โนวาใน M101 (1909) และ M83 (1923 และ 1957) ได้รับการเสนอแนะว่าเป็นซุปเปอร์โนวาประเภท IV หรือประเภท V ที่เป็นไปได้ [51]

ตอนนี้ประเภทเหล่านี้จะถือว่าเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II ที่แปลกประหลาด (IIpec) ซึ่งมีการค้นพบตัวอย่างอื่น ๆ อีกมากมายแม้ว่าจะยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่า SN 1961V เป็นซูเปอร์โนวาที่แท้จริงหลังจากการระเบิดของLBVหรือการหลอกลวง [47]

รุ่นปัจจุบัน[ แก้ไข]

ลำดับแสดงความสว่างอย่างรวดเร็วและการซีดจางช้าลงของซูเปอร์โนวาในกาแลคซีNGC 1365 (จุดสว่างที่อยู่ใกล้และอยู่เหนือศูนย์กลางกาแลคซีเล็กน้อย) [52]

รหัสประเภทซูเปอร์โนวาตามที่อธิบายไว้ข้างต้นเป็นอนุกรมวิธาน : หมายเลขประเภทอธิบายแสงที่สังเกตได้จากซูเปอร์โนวาไม่จำเป็นต้องเป็นสาเหตุ ตัวอย่างเช่นซูเปอร์โนวาประเภท Ia เกิดขึ้นโดยฟิวชั่นที่หลบหนีซึ่งจุดไฟบนต้นกำเนิดของดาวแคระขาวที่เสื่อมสภาพในขณะที่ Ib / c ประเภทที่คล้ายคลึงกันนั้นผลิตจากต้นกำเนิด Wolf – Rayet ขนาดใหญ่โดยการยุบตัวของแกนกลาง ต่อไปนี้สรุปสิ่งที่เชื่อว่าเป็นคำอธิบายที่เป็นไปได้มากที่สุดสำหรับซูเปอร์โนวา

การระบายความร้อน[ แก้ไข]

การก่อตัวของซูเปอร์โนวาประเภท Ia

ดาวแคระขาวอาจสะสมวัสดุจากดาวฤกษ์ที่เป็นดาวฤกษ์ได้เพียงพอเพื่อเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางของมันมากพอที่จะจุดประกาย คาร์บอนฟิวชั่นซึ่งเมื่อถึงจุดนั้นจะต้องผ่านฟิวชั่นนิวเคลียร์ที่หลบหนีซึ่งทำให้เกิดการรบกวนโดยสิ้นเชิง มีสามแนวทางที่ทำให้เกิดการระเบิดนี้ตามทฤษฎีที่จะเกิดขึ้น ได้แก่การสะสมของวัสดุอย่างมีเสถียรภาพจากเพื่อนร่วมทางการชนกันของดาวแคระขาวสองดวงหรือการสะสมที่ทำให้เกิดการจุดระเบิดในเปลือกหอยที่แล้วจุดแกนกลาง กลไกที่โดดเด่นที่ทำให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท Ia ยังไม่ชัดเจน [53]แม้จะมีความไม่แน่นอนในวิธีการผลิตซูเปอร์โนวาประเภท Ia แต่ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ก็มีคุณสมบัติที่สม่ำเสมอมากและเป็นเทียนมาตรฐานที่มีประโยชน์ในระยะห่างระหว่างอวกาศ การสอบเทียบบางอย่างจำเป็นต้องใช้เพื่อชดเชยการเปลี่ยนแปลงอย่างค่อยเป็นค่อยไปในคุณสมบัติหรือความถี่ที่แตกต่างกันของซูเปอร์โนวาที่มีความส่องสว่างผิดปกติที่การเปลี่ยนสีแดงสูงและสำหรับการเปลี่ยนแปลงความสว่างเล็กน้อยที่ระบุโดยรูปร่างโค้งของแสงหรือสเปกตรัม [54] [55]

ประเภทปกติ Ia [ แก้ไข]

มีหลายวิธีที่ซูเปอร์โนวาประเภทนี้สามารถก่อตัวได้ แต่มีกลไกพื้นฐานร่วมกัน ถ้าดาวแคระขาวที่มีคาร์บอน - ออกซิเจน สะสมสสารมากพอที่จะไปถึงขีด จำกัดของจันทราสคาร์ที่มีมวลสุริยะประมาณ 1.44 มวล ( M ) [56] (สำหรับดาวที่ไม่หมุน) ก็จะไม่สามารถรองรับมวลส่วนใหญ่ของมันได้อีกต่อไปความดันเสื่อมของอิเล็กตรอน[57] [58]และจะเริ่มยุบลง อย่างไรก็ตามมุมมองในปัจจุบันก็คือว่าโดยปกติจะไม่บรรลุขีด จำกัด นี้ การเพิ่มอุณหภูมิและความหนาแน่นภายในแกนกลางทำให้เกิดการหลอมเหลวของคาร์บอน เมื่อดาวฤกษ์เข้าใกล้ขีด จำกัด (ถึงภายในประมาณ 1% [59] ) ก่อนที่จะเริ่มการล่มสลาย [56] สำหรับหลักประกอบด้วยหลักของออกซิเจนนีออนและแมกนีเซียมดาวแคระขาวยุบจะมักก่อให้เกิดดาวนิวตรอน ในกรณีนี้มวลของดาวจะถูกขับออกมาในช่วงการยุบตัวเพียงเศษเสี้ยวเท่านั้น [58]

ภายในไม่กี่วินาทีเศษสสารจำนวนมากในดาวแคระขาวจะผ่านการฟิวชันนิวเคลียร์และปล่อยพลังงานออกมามากพอ (1–2 × 10 44  J ) [60]เพื่อปลดผนึกดาวในซูเปอร์โนวา[61]คลื่นกระแทกที่ขยายออกไปด้านนอกถูกสร้างขึ้นโดยมีสสารถึงความเร็วตามลำดับ 5,000–20,000 กม. / วินาทีหรือประมาณ 3% ของความเร็วแสง นอกจากนี้ยังมีความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญโดยมีขนาดสัมบูรณ์ที่ −19.3 (หรือสว่างกว่าดวงอาทิตย์ 5 พันล้านเท่า) โดยมีการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย[62]

แบบจำลองการก่อตัวของซูเปอร์โนวาประเภทนี้เป็นระบบดาวคู่ใกล้ที่มีขนาดใหญ่ของสองดาวเป็นครั้งแรกที่มีวิวัฒนาการออกลำดับหลักและจะขยายไปยังแบบฟอร์มยักษ์แดงปัจจุบันดาวทั้งสองมีซองจดหมายร่วมกันทำให้วงโคจรของพวกเขาหดตัวลง จากนั้นดาวยักษ์ก็หลุดออกจากซองเกือบทั้งหมดสูญเสียมวลไปจนไม่สามารถทำนิวเคลียร์ฟิวชั่นต่อไปได้อีกต่อไป เมื่อถึงจุดนี้มันจะกลายเป็นดาวแคระขาวซึ่งประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจนเป็นหลัก[63]ในที่สุดดาวฤกษ์รองก็วิวัฒนาการออกจากลำดับหลักเพื่อสร้างดาวยักษ์แดง สสารจากดาวยักษ์นั้นถูกกระตุ้นโดยดาวแคระขาวทำให้มวลหลังเพิ่มขึ้น แม้จะมีการยอมรับรูปแบบพื้นฐานอย่างกว้างขวาง แต่รายละเอียดที่แน่นอนของการเริ่มต้นและองค์ประกอบที่มีน้ำหนักมากที่เกิดขึ้นในเหตุการณ์ภัยพิบัตินั้นยังไม่ชัดเจน

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia จะเป็นไปตามเส้นโค้งของแสงที่มีลักษณะเฉพาะนั่นคือกราฟของความส่องสว่างตามฟังก์ชันของเวลา - หลังเหตุการณ์ ความส่องสว่างนี้เกิดจากการสลายกัมมันตภาพรังสีของนิกเกิล -56 ถึงโคบอลต์ -56 ถึงเหล็ก -56 [62]ความส่องสว่างสูงสุดของเส้นโค้งแสงมีความสม่ำเสมออย่างมากในซูเปอร์โนวาประเภท Ia ปกติโดยมีขนาดสัมบูรณ์สูงสุดประมาณ −19.3 เนื่องจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia เกิดขึ้นจากดาวต้นกำเนิดชนิดที่สอดคล้องกันโดยการได้มาซึ่งมวลทีละน้อยและระเบิดเมื่อได้มวลทั่วไปที่สม่ำเสมอทำให้เกิดสภาวะและพฤติกรรมของซูเปอร์โนวาที่คล้ายคลึงกันมาก สิ่งนี้ทำให้สามารถใช้เป็นรองได้[64] แท่งเทียนมาตรฐานเพื่อวัดระยะทางไปยังกาแลคซีโฮสต์ [65]

Type Ia ที่ไม่ได้มาตรฐาน[ แก้ไข]

แบบจำลองสำหรับการก่อตัวของซูเปอร์โนวาชนิด Ia อื่นที่เกี่ยวข้องกับการควบรวมกิจการของสองดาวแคระขาวที่มีมวลรวมในไม่ช้าเกินChandrasekhar จำกัด [66]เหตุการณ์ประเภทนี้มีการเปลี่ยนแปลงมากมาย[67]และในหลาย ๆ กรณีอาจไม่มีซูเปอร์โนวาเลยซึ่งในกรณีนี้พวกมันจะมีเส้นโค้งของแสงที่กว้างกว่าและส่องสว่างน้อยกว่าไอเอชนิด SN ทั่วไป .

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่สว่างผิดปกติเกิดขึ้นเมื่อดาวแคระขาวมีมวลสูงกว่าขีด จำกัด ของจันทราสคาร์อยู่แล้ว[68]อาจเพิ่มขึ้นอีกจากความไม่สมมาตร[69]แต่วัสดุที่ถูกขับออกมาจะมีพลังงานจลน์น้อยกว่าปกติ

ไม่มีการจำแนกย่อยอย่างเป็นทางการสำหรับซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่ไม่ได้มาตรฐาน มันได้รับการเสนอว่ากลุ่มของซูเปอร์โนวาย่อยส่องสว่างที่เกิดขึ้นเมื่อฮีเลียม accretes บนดาวแคระขาวจะจัดว่าเป็นประเภท IAX [70] [71]ประเภทของซูเปอร์โนวานี้อาจไม่สมบูรณ์ทำลายรากเหง้าดาวแคระขาวและสามารถทิ้งดาวผีดิบ [72]

ซูเปอร์โนวา Ia ที่ไม่ได้มาตรฐานชนิดหนึ่งที่เฉพาะเจาะจงจะพัฒนาไฮโดรเจนและเส้นการปล่อยอื่น ๆ และให้ลักษณะของส่วนผสมระหว่างซูเปอร์โนวาประเภท Ia ปกติและซูเปอร์โนวาประเภท IIn ตัวอย่างSN 2002icและSN 2005gj ซุปเปอร์โนวาเหล่านี้ได้รับการขนานนามชนิด Ia / Iin , พิมพ์เอียน , พิมพ์ IIaและประเภท IIan [73]

การยุบหลัก[ แก้ไข]

ชั้นของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีการวิวัฒนาการก่อนการยุบตัวของแกนกลาง (ไม่ใช่เพื่อขยายขนาด)

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากอาจเกิดการยุบตัวของแกนกลางเมื่อฟิวชั่นนิวเคลียร์ไม่สามารถค้ำจุนแกนกลางไว้กับแรงโน้มถ่วงของตัวเองได้ การผ่านเกณฑ์นี้เป็นสาเหตุของซูเปอร์โนวาทุกประเภทยกเว้นประเภท Ia การยุบตัวอาจทำให้เกิดการขับไล่ชั้นนอกของดาวอย่างรุนแรงส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวาหรือการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงอาจไม่เพียงพอและดาวฤกษ์อาจยุบลงในหลุมดำหรือดาวนิวตรอนที่มีพลังงานแผ่ออกมาเพียงเล็กน้อย

การยุบตัวของแกนกลางอาจเกิดจากกลไกต่างๆ: การจับอิเล็กตรอน ; เกินขีด จำกัด Chandrasekhar ; คู่ความไม่แน่นอน ; หรือphotodisintegration [74] [75]

  • เมื่อดาวฤกษ์มวลมากพัฒนาแกนเหล็กที่มีขนาดใหญ่กว่ามวลจันทราสคาร์มันจะไม่สามารถพยุงตัวเองได้อีกต่อไปด้วยความกดดันจากการเสื่อมของอิเล็กตรอนและจะยุบตัวลงไปที่ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ
  • การจับอิเล็กตรอนโดยแมกนีเซียมในแกน O / Ne / Mg ที่เสื่อมสภาพทำให้เกิดการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงตามด้วยการหลอมออกซิเจนที่ระเบิดได้ซึ่งมีผลลัพธ์ที่คล้ายคลึงกันมาก
  • การผลิตคู่อิเล็กตรอน - โพซิตรอนในแกนเผาไหม้หลังฮีเลียมขนาดใหญ่จะกำจัดการสนับสนุนทางอุณหพลศาสตร์และทำให้เกิดการยุบตัวครั้งแรกตามด้วยฟิวชั่นที่ไม่สามารถหลีกเลี่ยงได้ส่งผลให้ซูเปอร์โนวาคู่ความไม่เสถียร
  • แกนดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่และร้อนเพียงพออาจสร้างรังสีแกมมาที่มีพลังมากพอที่จะเริ่มการรวมตัวของแสงโดยตรงซึ่งจะทำให้เกิดการยุบตัวของแกนกลางอย่างสมบูรณ์

ตารางด้านล่างแสดงสาเหตุที่ทราบสาเหตุของการยุบตัวของแกนกลางในดาวมวลมากประเภทของดาวที่เกิดขึ้นประเภทของซูเปอร์โนวาที่เกี่ยวข้องและจำนวนที่เหลือที่เกิดขึ้น ความเป็นโลหะคือสัดส่วนของธาตุอื่นที่ไม่ใช่ไฮโดรเจนหรือฮีเลียมเมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ มวลเริ่มต้นคือมวลของดาวฤกษ์ก่อนเกิดเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาซึ่งพิจารณาจากมวลของดวงอาทิตย์เป็นทวีคูณแม้ว่ามวลในช่วงเวลาของซูเปอร์โนวาอาจต่ำกว่ามาก

ซูเปอร์โนวา Type IIn ไม่ได้ระบุไว้ในตาราง พวกมันสามารถเกิดขึ้นได้จากการยุบตัวของแกนกลางประเภทต่างๆในดาวต้นกำเนิดที่แตกต่างกันซึ่งอาจเกิดจากการจุดระเบิดของดาวแคระขาวประเภท Ia แม้ว่าส่วนใหญ่จะมาจากการยุบตัวของแกนเหล็กในsupergiants ที่ส่องสว่างหรือhypergiants (รวมถึงLBVs ) เส้นสเปกตรัมแคบ ๆ ที่พวกมันถูกตั้งชื่อเกิดขึ้นเนื่องจากซูเปอร์โนวากำลังขยายตัวเป็นก้อนเมฆหนาแน่นขนาดเล็กของวัสดุรอบ ๆ[76]ปรากฏว่ามีสัดส่วนที่สำคัญของซูเปอร์โนวาประเภท IIn ที่คาดว่าจะเป็นตัวปลอมของซูเปอร์โนวาการปะทุของดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้ายLBVจำนวนมากคล้ายกับการปะทุครั้งใหญ่ของEta Carinae. ในเหตุการณ์เหล่านี้วัสดุที่พุ่งออกมาจากดาวก่อนหน้านี้จะสร้างเส้นดูดซับที่แคบและทำให้เกิดคลื่นกระแทกผ่านปฏิสัมพันธ์กับวัสดุที่เพิ่งขับออกมา [77]

สถานการณ์การยุบตัวของแกนกลางตามมวลและความเป็นโลหะ[74]
สาเหตุของการล่มสลาย ดาวฤกษ์ดาวฤกษ์มวลเริ่มต้นโดยประมาณ (มวลสุริยะ ) ประเภทซูเปอร์โนวา ส่วนที่เหลือ
การจับอิเล็กตรอนในแกน O + Ne + Mg ที่เสื่อมสภาพ 9–10 เป็นลม II-P ดาวนิวตรอน
แกนเหล็กยุบ 10–25 เป็นลม II-P ดาวนิวตรอน
25–40 ที่มีความเป็นโลหะต่ำหรือแสงอาทิตย์ ปกติ II-P หลุมดำหลังจากวัสดุทางเลือกไปยังดาวนิวตรอนเริ่มต้น
25–40 ที่มีความเป็นโลหะสูงมาก II-L หรือ II-b ดาวนิวตรอน
40–90 ที่มีความเป็นโลหะต่ำ ไม่มี หลุมดำ
≥40พร้อมความเป็นโลหะใกล้แสงอาทิตย์ Faint Ib / c หรือhypernova ที่มีการระเบิดของรังสีแกมมา (GRB) หลุมดำหลังจากวัสดุทางเลือกไปยังดาวนิวตรอนเริ่มต้น
≥40ที่มีความเป็นโลหะสูงมาก Ib / c ดาวนิวตรอน
≥90ที่มีความเป็นโลหะต่ำ ไม่มี GRB ที่เป็นไปได้ หลุมดำ
จับคู่ความไม่เสถียร 140–250 มีความเป็นโลหะต่ำ II-P บางครั้งก็เป็นไฮเปอร์โนวา GRB ที่เป็นไปได้ ไม่มีเศษเหลือ
การแยกแสง ≥250ที่มีความเป็นโลหะต่ำ ไม่มี (หรือซูเปอร์โนวาเรืองแสง?) GRB ที่เป็นไปได้ หลุมดำขนาดใหญ่
ประเภทของซูเปอร์โนวาตามความเป็นโลหะมวลเริ่มต้น
เศษของดาวมวลสูงเดี่ยว
ภายในดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่วิวัฒนาการแล้ว (ก) เปลือกขององค์ประกอบที่เป็นชั้นหัวหอมได้รับการหลอมรวมกันกลายเป็นแกนเหล็ก (b) ที่ไปถึงมวล Chandrasekhar และเริ่มยุบตัว ส่วนด้านในของแกนกลางถูกบีบอัดเป็นนิวตรอน (c) ทำให้วัสดุที่ถูกกระแทกกระแทก (d) และก่อตัวเป็นด้านหน้าช็อกที่กระจายออกไปด้านนอก (สีแดง) การช็อตเริ่มหยุดลง (e) แต่จะถูกเติมพลังอีกครั้งโดยกระบวนการที่อาจรวมถึงปฏิสัมพันธ์ของนิวตริโน วัสดุโดยรอบถูกระเบิดออกไป (f) เหลือเพียงเศษซากที่เสื่อมสภาพ

เมื่อแกนของดาวฤกษ์ไม่ได้รับการสนับสนุนจากแรงโน้มถ่วงอีกต่อไปมันจะยุบตัวลงด้วยความเร็วถึง 70,000 กม. / วินาที (0.23 c ), [78]ส่งผลให้อุณหภูมิและความหนาแน่นเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว สิ่งที่ตามมาต่อไปขึ้นอยู่กับมวลและโครงสร้างของแกนที่ยุบตัวโดยมีแกนที่เสื่อมสภาพมวลต่ำซึ่งก่อตัวเป็นดาวนิวตรอนแกนเสื่อมที่มีมวลสูงกว่าส่วนใหญ่จะยุบตัวลงจนหมดเป็นหลุมดำและแกนที่ไม่เสื่อมสภาพซึ่งอยู่ระหว่างการหลอมรวมที่ไม่สามารถหลบหนีได้

การล่มสลายเริ่มต้นของแกนเลวจะเร่งโดยเบต้าสลาย , photodisintegration และการจับอิเล็กตรอนซึ่งเป็นสาเหตุของการระเบิดของนิวตริโนอิเล็กตรอนเมื่อความหนาแน่นเพิ่มขึ้นการปล่อยนิวตริโนจะถูกตัดออกเมื่อติดอยู่ในแกนกลาง แกนที่สุดก็มาถึงโดยทั่วไป 30  กม.ในเส้นผ่าศูนย์กลาง[79]และมีความหนาแน่นเทียบเท่ากับที่ของนิวเคลียสของอะตอมและนิวตรอนดันเสื่อมพยายามที่จะหยุดยั้งการล่มสลาย ถ้ามวลแกนกลางมากกว่าประมาณ 15  M ความเสื่อมของนิวตรอนก็ไม่เพียงพอที่จะหยุดการยุบตัวและหลุมดำจะก่อตัวขึ้นโดยตรงโดยไม่มีซูเปอร์โนวา

ในแกนมวลต่ำกว่าการยุบตัวจะหยุดลงและแกนนิวตรอนที่เกิดขึ้นใหม่มีอุณหภูมิเริ่มต้นประมาณ 100 พันล้านเคลวินอุณหภูมิ 6000 เท่าของแกนดวงอาทิตย์[80]ที่อุณหภูมินี้นิวตริโน-antineutrino คู่ของทุกรสชาติจะเกิดขึ้นได้อย่างมีประสิทธิภาพโดยการปล่อยความร้อนนิวตริโนระบายความร้อนเหล่านี้มีปริมาณมากกว่านิวตริโนที่จับอิเล็กตรอนหลายเท่า[81]ประมาณ 10 46จูลหรือประมาณ 10% ของมวลที่เหลือของดาวจะถูกแปลงเป็นนิวตริโนที่ระเบิดออกมา 10 วินาทีซึ่งเป็นผลลัพธ์หลักของเหตุการณ์[79] [82]การยุบตัวของแกนกลางอย่างกะทันหันจะดีดตัวและก่อให้เกิดคลื่นสั่นสะเทือนที่แผงลอยภายในมิลลิวินาที[83]ในแกนนอกเมื่อพลังงานสูญเสียไปจากการแยกตัวของธาตุหนัก กระบวนการที่ไม่เข้าใจอย่างชัดเจนจำเป็นต้องอนุญาตให้ชั้นนอกของแกนกลางดูดซับอีกครั้งประมาณ 10 44จูล[82] ( ศัตรู 1 ตัว ) จากพัลส์นิวตริโนทำให้เกิดความสว่างที่มองเห็นได้แม้ว่าจะมีทฤษฎีอื่น ๆ เกี่ยวกับวิธีการใช้พลังงานก็ตาม การระเบิด[79]

วัสดุบางส่วนจากซองด้านนอกตกกลับไปที่ดาวนิวตรอนและสำหรับแกนที่อยู่ไกลกว่าประมาณ 8  M จะมีทางเลือกที่เพียงพอที่จะสร้างหลุมดำ ทางเลือกนี้จะลดพลังงานจลน์ที่สร้างขึ้นและมวลของสารกัมมันตรังสีที่ถูกขับออกมา แต่ในบางสถานการณ์มันอาจสร้างไอพ่นเชิงสัมพัทธภาพซึ่งส่งผลให้เกิดการระเบิดของรังสีแกมมาหรือซูเปอร์โนวาที่ส่องสว่างเป็นพิเศษ

การล่มสลายของแกนกลางขนาดใหญ่ที่ไม่เสื่อมสภาพจะทำให้เกิดการหลอมรวมขึ้นอีก เมื่อการยุบตัวของแกนกลางเริ่มต้นโดยความไม่เสถียรของคู่การหลอมรวมออกซิเจนจะเริ่มขึ้นและการยุบตัวอาจหยุดลง สำหรับฝูงหลักของ 40-60  M ที่หยุดการล่มสลายและดาวยังคงเหมือนเดิม แต่การล่มสลายจะเกิดขึ้นอีกครั้งเมื่อแกนขนาดใหญ่ได้เกิดขึ้น สำหรับแกนประมาณ 60–130  M การหลอมรวมของออกซิเจนและธาตุที่หนักกว่านั้นมีพลังมากจนดาวทั้งดวงกระจัดกระจายทำให้เกิดซูเปอร์โนวา ที่ปลายด้านบนของช่วงมวลซูเปอร์โนวาจะส่องสว่างผิดปกติและมีอายุยืนยาวมากเนื่องจากมวลดวงอาทิตย์จำนวนมากพุ่งออกมา56นิ. สำหรับมวลแกนที่มีขนาดใหญ่ขึ้นอุณหภูมิของแกนจะสูงพอที่จะทำให้เกิดการรวมตัวของแสงและแกนกลางจะยุบตัวจนกลายเป็นหลุมดำได้อย่างสมบูรณ์ [84]

Type II [ แก้ไข]

subluminous ผิดปกติ type II SN 1997D

ดาวที่มีมวลเริ่มต้นน้อยกว่าประมาณ 8  M ไม่เคยพัฒนาหลักขนาดใหญ่พอที่จะยุบและในที่สุดพวกเขาสูญเสียบรรยากาศของพวกเขาจะกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวที่มีอย่างน้อย 9  M (อาจจะมากที่สุดเท่าที่ 12  M [85] ) วิวัฒนาการในลักษณะที่ซับซ้อนก้าวหน้าการเผาไหม้ธาตุที่หนักกว่าที่อุณหภูมิร้อนในแกนของพวกเขา[79] [86]ดาวฤกษ์จะกลายเป็นชั้น ๆ เหมือนหัวหอมโดยการเผาไหม้ขององค์ประกอบที่หลอมรวมได้ง่ายกว่าซึ่งเกิดขึ้นในเปลือกหอยขนาดใหญ่[74] [87]แม้ว่าจะนิยมอธิบายว่าเป็นหัวหอมที่มีแกนเหล็ก แต่ต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาที่มีมวลน้อยที่สุดมีเพียงออกซิเจน - นีออน (-แมกนีเซียม ) แกนดาวซูเปอร์เอจีบีเหล่านี้อาจก่อตัวเป็นซูเปอร์โนวาที่ยุบแกนกลางส่วนใหญ่แม้ว่าจะส่องสว่างน้อยกว่าและสังเกตเห็นได้น้อยกว่าดาวที่มาจากแหล่งกำเนิดที่มีมวลมากกว่า[85]

หากการยุบตัวของแกนกลางเกิดขึ้นในช่วงที่ยิ่งใหญ่ยักษ์เมื่อดาวยังมีซองไฮโดรเจนผลลัพธ์ที่ได้คือซูเปอร์โนวาประเภทที่ 2 อัตราการสูญเสียมวลดาวส่องสว่างขึ้นอยู่กับโลหะและการส่องสว่างดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างมากใกล้กับความเป็นโลหะของแสงอาทิตย์จะสูญเสียไฮโดรเจนทั้งหมดก่อนที่จะถึงจุดยุบแกนและจะไม่ก่อตัวเป็นซูเปอร์โนวาประเภทที่ 2 ที่ความเป็นโลหะต่ำดาวทั้งหมดจะถึงแกนกลางที่ยุบตัวด้วยซองไฮโดรเจน แต่ดาวที่มีมวลมากเพียงพอจะยุบตัวลงสู่หลุมดำโดยตรงโดยไม่ก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาที่มองเห็นได้

ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นสูงถึง 90 เท่าของดวงอาทิตย์หรือน้อยกว่าเล็กน้อยที่ความเป็นโลหะสูงส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท II-P ซึ่งเป็นประเภทที่สังเกตได้บ่อยที่สุด ที่ความเป็นโลหะปานกลางถึงสูงดาวที่อยู่ใกล้จุดสูงสุดของช่วงมวลนั้นจะสูญเสียไฮโดรเจนส่วนใหญ่ไปเมื่อแกนกลางยุบตัวและผลลัพธ์จะเป็นซูเปอร์โนวาประเภท II-L ที่ความเป็นโลหะต่ำมากดาวฤกษ์ประมาณ 140–250  M จะถึงแกนยุบโดยไม่เสถียรทั้งคู่ในขณะที่ยังมีบรรยากาศไฮโดรเจนและแกนออกซิเจนและผลลัพธ์ที่ได้จะเป็นซูเปอร์โนวาที่มีลักษณะแบบที่ 2 แต่มีมวลมากมากที่พุ่งออกมา56 Ni และความส่องสว่างสูง

พิมพ์ Ib และ Ic [ แก้ไข]

SN 2008D ซูเปอร์โนวาประเภท Ib [88]แสดงในX-ray (ซ้าย) และแสงที่มองเห็นได้ (ขวา) ที่ปลายด้านบนสุดของกาแลคซี[89]

ซูเปอร์โนวาเหล่านี้เช่นเดียวกับประเภท II คือดาวฤกษ์มวลมากที่เกิดการยุบตัวของแกนกลาง อย่างไรก็ตามดาวฤกษ์ที่กลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ib และ Ic ได้สูญเสียซองนอก (ไฮโดรเจน) ส่วนใหญ่ไปเนื่องจากลมดาวฤกษ์แรงหรืออื่น ๆ จากการมีปฏิสัมพันธ์กับเพื่อนร่วมทาง [90]ดาวเหล่านี้เรียกว่าดาว Wolf – Rayetและเกิดขึ้นที่ความเป็นโลหะปานกลางถึงสูงซึ่งลมที่ขับเคลื่อนอย่างต่อเนื่องทำให้เกิดอัตราการสูญเสียมวลสูงพอสมควร การสังเกตซูเปอร์โนวาประเภท Ib / c ไม่ตรงกับที่สังเกตหรือคาดว่าจะเกิดขึ้นของดาว Wolf – Rayet และคำอธิบายทางเลือกสำหรับซูเปอร์โนวาการยุบตัวของแกนกลางประเภทนี้เกี่ยวข้องกับดาวที่ถูกทำลายด้วยไฮโดรเจนด้วยปฏิสัมพันธ์ทวิภาค แบบจำลองไบนารีให้การจับคู่ที่ดีกว่าสำหรับซูเปอร์โนวาที่สังเกตได้โดยมีเงื่อนไขว่าไม่เคยพบดาวฮีเลียมไบนารีที่เหมาะสม[91]เนื่องจากซูเปอร์โนวาสามารถเกิดขึ้นได้เมื่อใดก็ตามที่มวลของดาวฤกษ์ในช่วงเวลาที่แกนกลางยุบตัวต่ำพอที่จะไม่ก่อให้เกิดหลุมดำโดยสิ้นเชิงดาวฤกษ์มวลมากอาจส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวาหากสูญเสียมวลมากพอก่อนที่แกนจะยุบตัว .

ซูเปอร์โนวาประเภท Ib พบได้บ่อยกว่าและเป็นผลมาจากดาว Wolf – Rayet ประเภท WC ซึ่งยังคงมีฮีเลียมอยู่ในชั้นบรรยากาศ สำหรับมวลในช่วงแคบ ๆ ดาวจะมีวิวัฒนาการไปไกลกว่าก่อนที่จะถึงแกนกลางยุบตัวจนกลายเป็นดาว WO โดยมีฮีเลียมเหลืออยู่น้อยมากและเป็นแหล่งกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท Ic

ไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของซูเปอร์โนวาประเภท Ic มีความสัมพันธ์กับการระเบิดของรังสีแกมมา (GRB) แม้ว่าจะเชื่อกันว่าซูเปอร์โนวา Ib หรือ Ic ชนิดใดก็ตามที่มีการปอกด้วยไฮโดรเจนสามารถสร้าง GRB ขึ้นอยู่กับสถานการณ์ของรูปทรงเรขาคณิต[92]กลไกสำหรับการผลิตประเภทของ GRB นี้เป็นเครื่องบินไอพ่นที่ผลิตโดยสนามแม่เหล็กของหมุนอย่างรวดเร็วMagnetarเกิดขึ้นที่แกนยุบของดาว เครื่องบินไอพ่นจะถ่ายเทพลังงานไปยังเปลือกนอกที่กำลังขยายตัวทำให้เกิดซูเปอร์โนวาที่ส่องสว่างมาก[93] [94]

ซูเปอร์โนวาที่ถูกถอดแบบพิเศษเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ที่ระเบิดได้ถูกถอด (เกือบ) ไปจนถึงแกนโลหะโดยการถ่ายโอนมวลในเลขฐานสองที่ใกล้เคียงกัน [95]เป็นผลให้มีวัสดุน้อยมากที่จะขับออกมาจากดาวระเบิด (c. 0.1  M ) ในกรณีที่รุนแรงที่สุดซูเปอร์โนวาที่ถูกถอดแบบพิเศษสามารถเกิดขึ้นได้ในแกนโลหะเปล่าซึ่งแทบจะไม่เกินขีด จำกัด ของมวลจันทราสคาร์ SN 2005ek [96]อาจเป็นตัวอย่างเชิงสังเกตของซูเปอร์โนวาที่ถูกถอดแบบพิเศษทำให้เกิดเส้นโค้งของแสงที่ค่อนข้างสลัวและสลายตัวเร็ว ลักษณะของซูเปอร์โนวาที่ถูกถอดแบบพิเศษสามารถเป็นได้ทั้งการยุบตัวของแกนเหล็กและการจับอิเล็กตรอนของซูเปอร์โนวาขึ้นอยู่กับมวลของแกนที่ยุบตัว

ซูเปอร์โนวาล้มเหลว[ แก้ไข]

การยุบตัวของดาวฤกษ์มวลมากบางดวงอาจไม่ส่งผลให้เกิดซูเปอร์โนวาที่มองเห็นได้ แบบจำลองหลักสำหรับสิ่งนี้คือแกนที่มีมวลมากพอที่พลังงานจลน์ไม่เพียงพอที่จะย้อนกลับด้านล่างของชั้นนอกไปยังหลุมดำ เหตุการณ์เหล่านี้ตรวจพบได้ยาก แต่การสำรวจจำนวนมากตรวจพบผู้สมัครที่เป็นไปได้ [97] [98] N6946-BH1ยักษ์สีแดงในNGC 6946ได้รับการปะทุเล็กน้อยในเดือนมีนาคม 2552 ก่อนที่จะจางหายไปจากมุมมอง มีเพียงแหล่งอินฟราเรดจาง ๆ เท่านั้นที่ยังคงอยู่ที่ตำแหน่งของดาว [99]

เส้นโค้งของแสง[ แก้ไข]

เส้นโค้งแสงประเภทซูเปอร์โนวาเปรียบเทียบ

ปริศนาทางประวัติศาสตร์กล่าวถึงแหล่งพลังงานที่สามารถรักษาการเรืองแสงของซูเปอร์โนวาแบบออปติคอลได้เป็นเวลาหลายเดือน แม้ว่าพลังงานที่ขัดขวางซูเปอร์โนวาแต่ละประเภทจะถูกส่งไปในทันที แต่เส้นโค้งของแสงจะถูกครอบงำโดยการให้ความร้อนจากกัมมันตภาพรังสีของดีดออกที่ขยายตัวอย่างรวดเร็วในเวลาต่อมา บางคนพิจารณาพลังงานหมุนเวียนจากพัลซาร์กลาง ก๊าซที่ขับออกมาจะหรี่ลงอย่างรวดเร็วโดยไม่ต้องป้อนพลังงานเพื่อให้มันร้อน ลักษณะของกัมมันตภาพรังสีที่เข้มข้นของก๊าซอีเจ็คตาซึ่งปัจจุบันเป็นที่ทราบกันดีว่าถูกต้องสำหรับซูเปอร์โนวาส่วนใหญ่ได้รับการคำนวณครั้งแรกโดยอาศัยบริเวณการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลของเสียงในช่วงปลายทศวรรษที่ 1960 [100]จนกระทั่งSN 1987Aการสังเกตโดยตรงของเส้นรังสีแกมมาสามารถระบุนิวเคลียสกัมมันตภาพรังสีที่สำคัญได้อย่างชัดเจน[101]

เป็นที่รู้จักกันในขณะนี้โดยสังเกตโดยตรงที่มากของกราฟแสง (กราฟของฟังก์ชั่นการส่องสว่างเป็นเวลาหนึ่ง) หลังจากเกิดเป็นชนิดที่สองซูเปอร์โนวาเช่น SN 1987A, จะมีการอธิบายโดยผู้ที่คาดการณ์สลายตัวของสารกัมมันตรังสีแม้ว่าการเปล่งแสงจะประกอบด้วยโฟตอนแบบออปติคัล แต่ก็เป็นพลังงานกัมมันตภาพรังสีที่ดูดซับโดยก๊าซที่ปล่อยออกมาซึ่งทำให้ส่วนที่เหลือร้อนเพียงพอที่จะแผ่แสงออกมา การสลายตัวของกัมมันตภาพรังสี56 Niผ่านลูกสาว56 Coถึง56 Feก่อให้เกิดโฟตอนรังสีแกมมาโดยส่วนใหญ่เป็น 847keV และ 1238keV ซึ่งถูกดูดซับและครองความร้อนดังนั้นความส่องสว่างของ ejecta ในช่วงเวลากลาง (หลายสัปดาห์) ถึงช่วงปลาย (หลายเดือน) [102]พลังงานสำหรับจุดสูงสุดของเส้นโค้งแสงของ SN1987A ได้มาจากการสลายตัวของ56 Niถึง56 Co (ครึ่งชีวิต 6 วัน) ในขณะที่พลังงานสำหรับเส้นโค้งแสงในภายหลังโดยเฉพาะอย่างยิ่งใกล้เคียงกับครึ่ง 77.3 วัน พลังชีวิต56 Coสลายตัวเป็น56 Fe. การวัดในภายหลังโดยกล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมาอวกาศของส่วนเล็ก ๆ ของรังสีแกมมา56 Co และ57 Co ที่หลุดรอดจากSN 1987Aส่วนที่เหลือที่ไม่มีการดูดซึมยืนยันการคาดการณ์ก่อนหน้านี้ว่านิวเคลียสกัมมันตภาพรังสีทั้งสองเป็นแหล่งพลังงาน [101]

Messier 61พร้อมซูเปอร์โนวา SN2020jfo ถ่ายโดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นในปี 2020

เส้นโค้งแสงที่มองเห็นของซูเปอร์โนวาประเภทต่างๆล้วนขึ้นอยู่กับความร้อนกัมมันตภาพรังสีในช่วงปลายเวลา แต่รูปร่างและแอมพลิจูดแตกต่างกันไปเนื่องจากกลไกพื้นฐานวิธีการสร้างรังสีที่มองเห็นได้ช่วงการสังเกตและความโปร่งใสของ วัสดุที่ขับออกมา เส้นโค้งของแสงอาจแตกต่างกันอย่างมีนัยสำคัญที่ความยาวคลื่นอื่น ๆ ตัวอย่างเช่นที่ความยาวคลื่นอัลตราไวโอเลตจะมีจุดสูงสุดที่ส่องสว่างมากในช่วงต้นซึ่งอยู่ได้เพียงไม่กี่ชั่วโมงซึ่งสอดคล้องกับการแตกออกของการสั่นสะเทือนที่เกิดจากเหตุการณ์เริ่มต้น แต่การฝ่าวงล้อมนั้นแทบจะไม่สามารถตรวจจับได้ด้วยแสง

เส้นโค้งของแสงสำหรับประเภท Ia ส่วนใหญ่มีความสม่ำเสมอมากโดยมีขนาดสัมบูรณ์สูงสุดที่สม่ำเสมอและความส่องสว่างที่ลดลงค่อนข้างชัน เอาท์พุทพลังงานแสงของพวกเขาขับเคลื่อนโดยการสลายกัมมันตภาพรังสีของนิกเกิล -56 ที่ถูกขับออกมา (ครึ่งชีวิต 6 วัน) ซึ่งจะสลายตัวเป็นโคบอลต์กัมมันตภาพรังสี -56 (ครึ่งชีวิต 77 วัน) ไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีเหล่านี้จะกระตุ้นให้วัสดุโดยรอบเกิดการหลอมละลาย การศึกษาจักรวาลวิทยาในปัจจุบันอาศัยกัมมันตภาพรังสี56 Ni ที่ให้พลังงานสำหรับความสว่างเชิงแสงของซูเปอร์โนวาประเภท Ia ซึ่งเป็น "เทียนมาตรฐาน" ของจักรวาลวิทยา แต่มีการตรวจพบรังสีแกมมา 847keV และ 1238keV ในการวินิจฉัยครั้งแรกในปี 2014 เท่านั้น[103]ระยะเริ่มต้นของเส้นโค้งแสงลดลงอย่างมากเนื่องจากขนาดที่มีประสิทธิภาพของโฟโตสเฟียร์ลดลงและรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ติดอยู่จะหมดลง เส้นโค้งของแสงยังคงลดลงในแถบ B ในขณะที่อาจแสดงไหล่เล็ก ๆ ในภาพประมาณ 40 วัน แต่นี่เป็นเพียงคำใบ้ของค่าสูงสุดรองที่เกิดขึ้นในอินฟาเรดเนื่องจากองค์ประกอบหนักที่แตกตัวเป็นไอออนบางส่วนจะรวมตัวกันใหม่เพื่อสร้าง รังสีอินฟาเรดและอีเจ็คต้าจะโปร่งใส เส้นโค้งของแสงที่มองเห็นยังคงลดลงในอัตราที่สูงกว่าอัตราการสลายตัวของโคบอลต์กัมมันตภาพรังสีเล็กน้อย (ซึ่งมีอายุครึ่งชีวิตนานกว่าและควบคุมเส้นโค้งในภายหลัง) เนื่องจากวัสดุที่ขับออกมาจะกระจายมากขึ้นและไม่สามารถแปลงพลังงานสูงได้ การแผ่รังสีเป็นภาพรังสี หลังจากผ่านไปหลายเดือนเส้นโค้งของแสงจะเปลี่ยนอัตราการลดลงอีกครั้งเป็นการปล่อยโพซิตรอนกลายเป็นสิ่งที่โดดเด่นจากโคบอลต์ -56 ที่เหลืออยู่แม้ว่าส่วนนี้ของเส้นโค้งแสงจะได้รับการศึกษาเพียงเล็กน้อยก็ตาม

เส้นโค้งของแสงประเภท Ib และ Ic นั้นคล้ายคลึงกับประเภท Ia แม้ว่าจะมีค่าความส่องสว่างสูงสุดเฉลี่ยที่ต่ำกว่าก็ตาม เอาต์พุตแสงที่มองเห็นนั้นเกิดขึ้นอีกครั้งเนื่องจากการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีถูกเปลี่ยนเป็นรังสีภาพ แต่มีมวลน้อยกว่ามากของนิกเกิล -56 ที่สร้างขึ้น ความส่องสว่างสูงสุดแตกต่างกันไปมากและยังมีคำสั่งซื้อซูเปอร์โนวาประเภท Ib / c ที่มีขนาดมากกว่าและส่องสว่างน้อยกว่าค่าปกติเป็นครั้งคราว ซูเปอร์โนวา Ic ชนิดที่ส่องสว่างที่สุดเรียกว่าไฮเปอร์โนวาและมีแนวโน้มที่จะมีเส้นโค้งของแสงที่กว้างขึ้นนอกเหนือจากความส่องสว่างสูงสุดที่เพิ่มขึ้น แหล่งที่มาของพลังงานพิเศษนั้นคิดว่าเป็นเครื่องบินไอพ่นเชิงสัมพัทธภาพที่ขับเคลื่อนโดยการก่อตัวของหลุมดำที่หมุนซึ่งก่อให้เกิดการระเบิดของรังสีแกมมาด้วย

เส้นโค้งแสงสำหรับซูเปอร์โนวาประเภท II มีลักษณะการลดลงช้ากว่าประเภท I มากโดยเรียงลำดับ 0.05 แมกนิจูดต่อวัน[104]ไม่รวมเฟสที่ราบสูง การแสดงผลของแสงที่มองเห็นถูกครอบงำโดยพลังงานจลน์มากกว่าการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีเป็นเวลาหลายเดือนโดยส่วนใหญ่เกิดจากการมีอยู่ของไฮโดรเจนในอีเจ็คตาจากชั้นบรรยากาศของดาวต้นกำเนิดที่ยิ่งใหญ่ ในการทำลายครั้งแรกไฮโดรเจนนี้จะถูกทำให้ร้อนและแตกตัวเป็นไอออน ซูเปอร์โนวาประเภท II ส่วนใหญ่แสดงให้เห็นที่ราบสูงเป็นเวลานานในเส้นโค้งของแสงเนื่องจากไฮโดรเจนนี้รวมตัวกันใหม่ทำให้เกิดแสงที่มองเห็นได้และโปร่งใสมากขึ้น จากนั้นตามมาด้วยเส้นโค้งของแสงที่ลดลงซึ่งขับเคลื่อนโดยการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีแม้ว่าจะช้ากว่าซูเปอร์โนวาประเภทที่ 1 เนื่องจากประสิทธิภาพของการเปลี่ยนเป็นแสงโดยไฮโดรเจนทั้งหมด[47]

ในประเภท II-L จะไม่มีที่ราบสูงเนื่องจากต้นกำเนิดมีไฮโดรเจนเหลืออยู่ในชั้นบรรยากาศค่อนข้างน้อยเพียงพอที่จะปรากฏในสเปกตรัม แต่ไม่เพียงพอที่จะสร้างที่ราบสูงที่เห็นได้ชัดเจนในการส่องสว่าง ในซูเปอร์โนวาประเภท IIb บรรยากาศไฮโดรเจนของต้นกำเนิดจะหมดลงอย่างมาก (คิดว่าน่าจะเกิดจากการที่ดาวคู่หูถูกกระแสน้ำ) ทำให้เส้นโค้งของแสงอยู่ใกล้กับซูเปอร์โนวาประเภทที่ 1 มากขึ้นและไฮโดรเจนจะหายไปจากสเปกตรัมหลังจากผ่านไปหลายสัปดาห์[47]

ซูเปอร์โนวา Type IIn มีลักษณะเฉพาะด้วยเส้นสเปกตรัมแคบเพิ่มเติมที่ผลิตในเปลือกหนาแน่นของวัสดุรอบดวงดาว โดยทั่วไปเส้นโค้งของแสงจะกว้างและยาวมากบางครั้งก็ส่องสว่างมากและเรียกว่าซูเปอร์โนวาที่เรืองแสงมาก เส้นโค้งของแสงเหล่านี้เกิดจากการแปลงพลังงานจลน์ของ ejecta ที่มีประสิทธิภาพสูงเป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าโดยปฏิสัมพันธ์กับเปลือกหนาแน่นของวัสดุ สิ่งนี้จะเกิดขึ้นเมื่อวัสดุมีความหนาแน่นเพียงพอและมีขนาดกะทัดรัดซึ่งบ่งชี้ว่าได้รับการผลิตโดยดาวต้นกำเนิดเองเพียงไม่นานก่อนที่ซูเปอร์โนวาจะเกิดขึ้น

ซูเปอร์โนวาจำนวนมากได้รับการจัดทำรายการและจัดประเภทเพื่อจัดหาเทียนระยะทางและแบบจำลองการทดสอบ ลักษณะโดยเฉลี่ยจะแตกต่างกันบ้างตามระยะทางและประเภทของดาราจักรเจ้าภาพ แต่สามารถระบุได้อย่างกว้าง ๆ สำหรับซูเปอร์โนวาแต่ละประเภท

คุณสมบัติทางกายภาพของซูเปอร์โนวาตามประเภท[105] [106]
พิมพ์ ขนาดสัมบูรณ์สูงสุดเฉลี่ยb พลังงานโดยประมาณ ( ศัตรู ) วันที่ความส่องสว่างสูงสุด วันจากจุดสูงสุดถึงความส่องสว่าง 10%
เอีย −19 1 ประมาณ 19 ประมาณ 60
Ib / c (จาง ๆ ) ประมาณ −15 0.1 15–25 ไม่ทราบ
Ib ประมาณ −17 1 15–25 40–100
เข้าใจแล้ว ประมาณ −16 1 15–25 40–100
Ic (สว่าง) ถึง −22 สูงกว่า 5 ประมาณ 25 ประมาณ 100
II-b ประมาณ −17 1 ประมาณ 20 ประมาณ 100
II-L ประมาณ −17 1 รอบ 13 ประมาณ 150
II-P (จาง ๆ ) ประมาณ −14 0.1 ประมาณ 15 ไม่ทราบ
II-P ประมาณ −16 1 ประมาณ 15 ที่ราบสูงแล้วประมาณ 50
ครั้งที่สอง ประมาณ −17 1 12–30 หรือมากกว่า 50–150
IIn (สว่าง) ถึง −22 สูงกว่า 5 สูงกว่า 50 สูงกว่า 100

หมายเหตุ:

  • ก. ^ประเภทที่เป็นลมอาจเป็นคลาสย่อยที่แตกต่างกัน ประเภทที่สว่างอาจเป็นความต่อเนื่องตั้งแต่การส่องสว่างมากเกินไปไปจนถึงไฮเปอร์โนวา
  • ข. ^ขนาดเหล่านี้วัดได้ในแถบ R การวัดเป็นแถบ V หรือ B เป็นเรื่องปกติและจะสว่างขึ้นประมาณครึ่งหนึ่งสำหรับซูเปอร์โนวา
  • ค. ^ ลำดับของพลังงานจลน์ของขนาด พลังงานรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมดมักจะต่ำกว่าพลังงานนิวตริโน (ตามทฤษฎี) สูงกว่ามาก
  • ง. ^น่าจะเป็นกลุ่มที่แตกต่างกันประเภทอื่น ๆ ที่ฝังอยู่ใน nebulosity

ความไม่สมมาตร[ แก้ไข]

พัลซาร์ในเนบิวลาปูเดินทางที่ 375 กิโลเมตร / วินาทีเทียบกับเนบิวลา[107]

ปริศนาที่มีมาช้านานรอบซูเปอร์โนวาประเภท II คือสาเหตุที่วัตถุขนาดกะทัดรัดที่เหลืออยู่ได้รับความเร็วมากจากจุดศูนย์กลาง[108] พัลซาร์และดาวนิวตรอนจึงถูกสังเกตว่ามีความเร็วสูงและหลุมดำก็น่าจะทำได้เช่นกันแม้ว่าจะสังเกตแยกได้ยากกว่า แรงผลักดันเริ่มต้นอาจมีนัยสำคัญขับเคลื่อนวัตถุที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ด้วยความเร็ว 500 กม. / วินาทีหรือมากกว่า สิ่งนี้บ่งบอกถึงความไม่สมมาตรของการขยายตัว แต่กลไกที่โมเมนตัมถูกถ่ายโอนไปยังวัตถุขนาดกะทัดรัดยังคงเป็นปริศนา คำอธิบายเสนอเตะนี้รวมถึงการพาความร้อนในดาวและเจ็ทผลิตยุบในระหว่างนิวตรอนก่อตัวดาว

คำอธิบายที่เป็นไปได้อย่างหนึ่งสำหรับความไม่สมมาตรนี้คือการพาความร้อนขนาดใหญ่เหนือแกนกลาง การพาความร้อนสามารถสร้างความผันแปรขององค์ประกอบที่มีอยู่มากมายในท้องถิ่นส่งผลให้เกิดการเผาไหม้ของนิวเคลียร์ที่ไม่สม่ำเสมอในระหว่างการยุบตัวการตีกลับและการขยายตัวที่เกิดขึ้น [109]

คำอธิบายที่เป็นไปได้อีกประการหนึ่งคือการเพิ่มขึ้นของก๊าซบนดาวนิวตรอนกลางสามารถสร้างดิสก์ที่ขับเคลื่อนไอพ่นที่มีทิศทางสูงขับเคลื่อนสสารด้วยความเร็วสูงออกจากดาวและทำให้เกิดการกระแทกตามขวางที่รบกวนดาวอย่างสิ้นเชิง เครื่องบินไอพ่นเหล่านี้อาจมีบทบาทสำคัญในการเกิดซูเปอร์โนวา [110] [111] (ขณะนี้โมเดลที่คล้ายกันเป็นที่นิยมสำหรับการอธิบายการระเบิดของรังสีแกมมาที่ยาวนาน)

ความไม่สมมาตรเริ่มต้นยังได้รับการยืนยันในซูเปอร์โนวาประเภท Ia ผ่านการสังเกต ผลลัพธ์นี้อาจหมายความว่าความส่องสว่างเริ่มต้นของซูเปอร์โนวาประเภทนี้ขึ้นอยู่กับมุมมอง อย่างไรก็ตามการขยายตัวจะสมมาตรมากขึ้นเมื่อเวลาผ่านไป ความไม่สมมาตรในช่วงต้นสามารถตรวจจับได้โดยการวัดโพลาไรซ์ของแสงที่ปล่อยออกมา [112]

เอาท์พุทพลังงาน[ แก้ไข]

กัมมันตภาพรังสีจะสลายตัวของนิกเกิล -56 และโคบอลต์ -56 ซึ่งก่อให้เกิดเส้นโค้งแสงที่มองเห็นได้ของซูเปอร์โนวา

แม้ว่าซูเปอร์โนวาจะรู้จักกันในชื่อเหตุการณ์การส่องสว่าง แต่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมานั้นแทบจะเป็นผลข้างเคียงเล็กน้อย โดยเฉพาะอย่างยิ่งในกรณีของซูเปอร์โนวาแกนยุบตัวรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาเป็นเพียงเศษเสี้ยวเล็ก ๆ ของพลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาในระหว่างเหตุการณ์

มีความแตกต่างพื้นฐานระหว่างความสมดุลของการผลิตพลังงานในซูเปอร์โนวาประเภทต่างๆ ในการระเบิดของดาวแคระขาวประเภท Ia พลังงานส่วนใหญ่จะถูกนำไปสู่การสังเคราะห์ธาตุหนักและพลังงานจลน์ของการดีดออก ในซูเปอร์โนวาที่มีการยุบตัวของแกนกลางพลังงานส่วนใหญ่จะถูกนำไปสู่การปลดปล่อยนิวตริโนและในขณะที่บางส่วนของสิ่งนี้มีพลังในการทำลายล้างที่สังเกตได้ แต่นิวตริโน 99% + จะหลบหนีจากดาวในช่วงสองสามนาทีแรกหลังจากการเริ่มต้นของการล่มสลาย

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ได้รับพลังงานจากการหลอมรวมนิวเคลียร์ของดาวแคระขาวคาร์บอน - ออกซิเจน รายละเอียดของพลังงานยังไม่เข้าใจทั้งหมด แต่ผลลัพธ์สุดท้ายคือการขับมวลทั้งหมดของดาวฤกษ์เดิมออกด้วยพลังงานจลน์สูง ประมาณครึ่งหนึ่งมวลพลังงานแสงอาทิตย์ของมวลที่56 Niที่เกิดจากการเผาไหม้ซิลิกอน 56 Ni เป็นกัมมันตภาพรังสีและสลายตัวเป็น56 Coโดยการสลายตัวของเบต้าบวก (มีครึ่งชีวิตหกวัน) และรังสีแกมมา56 Co สลายตัวโดยเส้นทางเบต้าบวก ( โพซิตรอน ) โดยมีครึ่งชีวิต 77 วันเข้าสู่สภาวะเสถียร56เฟ กระบวนการทั้งสองนี้รับผิดชอบการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia เมื่อรวมกับความโปร่งใสที่เปลี่ยนไปของวัสดุที่ขับออกมาพวกมันจะสร้างเส้นโค้งของแสงที่ลดลงอย่างรวดเร็ว[113]

ซูเปอร์โนวาการยุบตัวของแกนกลางนั้นมีค่าเฉลี่ยที่มองเห็นได้ชัดเจนกว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia แต่พลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมานั้นสูงกว่า ในซูเปอร์โนวาประเภทนี้พลังงานศักย์โน้มถ่วงจะถูกเปลี่ยนเป็นพลังงานจลน์ที่บีบอัดและยุบแกนกลางโดยเริ่มผลิตอิเล็กตรอนนิวตริโนจากนิวตริโนที่สลายตัวตามด้วยนิวตริโนความร้อนทุกรสชาติจากแกนดาวนิวตรอนที่ให้ความร้อนสูง ประมาณ 1% ของนิวตริโนเหล่านี้คิดว่าจะฝากพลังงานไว้ในชั้นนอกของดาวอย่างเพียงพอเพื่อขับเคลื่อนหายนะที่เกิดขึ้น แต่รายละเอียดไม่สามารถทำซ้ำได้อย่างแน่นอนในรุ่นปัจจุบัน พลังงานจลน์และผลผลิตนิกเกิลค่อนข้างต่ำกว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia ด้วยเหตุนี้ความส่องสว่างในการมองเห็นที่ต่ำกว่าของซูเปอร์โนวาประเภท II แต่เป็นพลังงานจากเดอ -การแตกตัวเป็นไอออนของมวลแสงอาทิตย์จำนวนมากของไฮโดรเจนที่เหลืออยู่สามารถส่งผลให้ความส่องสว่างลดลงช้าลงมากและก่อให้เกิดระยะที่ราบสูงที่เห็นได้ในซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลางส่วนใหญ่

พลังของซูเปอร์โนวา
ซูเปอร์โนวา พลังงานรวมโดยประมาณ
10 44จูล ( ศัตรู ) c
Ni ที่ถูกขับออกมา
(มวลแสงอาทิตย์)
พลังงานนิวตริโน
(ศัตรู)
พลังงานจลน์
(ศัตรู)
รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า
(ศัตรู)
พิมพ์ Ia [113] [114] [115] 1.5 0.4 - 0.8 0.1 1.3 - 1.4 ~ 0.01
การล่มสลายของแกนกลาง[116] [117] 100 (0.01) - 1 100 1 0.001 - 0.01
ไฮเปอร์โนวา 100 ~ 1 1–100 1–100 ~ 0.1
ความไม่เสถียรของคู่[84] 5–100 0.5 - 50 ต่ำ? 1–100 0.01 - 0.1

ในซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวแกนกลางบางตัวทางเลือกกลับไปยังหลุมดำจะขับเคลื่อนไอพ่นเชิงสัมพัทธภาพซึ่งอาจก่อให้เกิดการระเบิดของรังสีแกมมาที่มีพลังและมีทิศทางในช่วงสั้น ๆและยังถ่ายโอนพลังงานเพิ่มเติมจำนวนมากไปยังวัสดุที่ถูกขับออกมา นี้เป็นหนึ่งในสถานการณ์การผลิตซูเปอร์โนวาสูงส่องสว่างและคิดว่าจะเป็นสาเหตุของประเภทไอซีไฮเปอร์โนวาและระยะยาวระเบิดรังสีแกมมาหากเครื่องบินไอพ่นเชิงสัมพัทธภาพสั้นเกินไปและไม่สามารถทะลุผ่านซองดาวฤกษ์ได้อาจเกิดการระเบิดของรังสีแกมมาที่มีความส่องสว่างต่ำและซูเปอร์โนวาอาจส่องสว่างได้

เมื่อซูเปอร์โนวาเกิดขึ้นภายในก้อนเมฆหนาแน่นขนาดเล็กของวัสดุรอบดวงดาวมันจะสร้างคลื่นกระแทกที่สามารถเปลี่ยนพลังงานจลน์ส่วนสูงให้เป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าได้อย่างมีประสิทธิภาพ แม้ว่าพลังงานเริ่มต้นจะเป็นปกติโดยสิ้นเชิง แต่ซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นจะมีความส่องสว่างสูงและมีระยะเวลานานขึ้นเนื่องจากไม่ต้องอาศัยการสลายตัวของกัมมันตภาพรังสีแบบเอ็กซ์โปเนนเชียล เหตุการณ์ประเภทนี้อาจทำให้เกิดไฮเปอร์โนวาชนิด IIn

แม้ว่าซูเปอร์โนวาที่ไม่มีความไม่เสถียรแบบคู่จะเป็นซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลางที่มีสเปกตรัมและเส้นโค้งของแสงคล้ายกับประเภท II-P แต่ธรรมชาติหลังจากการยุบตัวของแกนกลางนั้นเหมือนกับ Ia ขนาดยักษ์ที่มีการหลอมรวมกันของคาร์บอนออกซิเจนและซิลิกอน พลังงานทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากเหตุการณ์ที่มีมวลสูงสุดนั้นเทียบได้กับซูเปอร์โนวาการยุบตัวของแกนกลางอื่น ๆ แต่การผลิตนิวตริโนนั้นต่ำมากดังนั้นพลังงานจลน์และแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาจึงสูงมาก แกนกลางของดาวเหล่านี้มีขนาดใหญ่กว่าดาวแคระขาวมากและปริมาณของนิกเกิลกัมมันตภาพรังสีและธาตุหนักอื่น ๆ ที่ขับออกมาจากแกนของพวกมันอาจมีขนาดที่สูงขึ้นตามลำดับด้วยความส่องสว่างในการมองเห็นที่สูง

Progenitor [ แก้ไข]

แสดงให้เห็นในความประทับใจของศิลปินที่เร่งความเร็วนี้คือกลุ่มกาแลคซีที่อยู่ห่างไกลซึ่งสามารถมองเห็นซูเปอร์โนวาได้เป็นครั้งคราว ดาวฤกษ์ที่ระเบิดแต่ละดวงเหล่านี้จะเทียบกับความสว่างของกาแลคซีเจ้าบ้าน

การจำแนกประเภทของซูเปอร์โนวานั้นมีความเชื่อมโยงอย่างใกล้ชิดกับประเภทของดาวฤกษ์ในช่วงเวลาแห่งการล่มสลาย การเกิดซูเปอร์โนวาแต่ละประเภทขึ้นอยู่กับความเป็นโลหะเป็นอย่างมากและด้วยเหตุนี้อายุของดาราจักรเจ้าบ้าน

ประเภทซุปเปอร์โนวา Ia ผลิตจากดาวแคระขาวดาวในไบนารีระบบและเกิดขึ้นในทุกประเภทกาแล็คซี่ซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลางพบได้เฉพาะในกาแลคซีที่อยู่ระหว่างการก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันหรือล่าสุดเนื่องจากเป็นผลมาจากดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีอายุสั้น พวกเขาจะพบมากที่สุดในประเภท Sc เกลียวแต่ยังอยู่ในอ้อมแขนของกาแลคซีเกลียวอื่น ๆ และในกาแลคซีที่ผิดปกติโดยเฉพาะอย่างยิ่งกาแลคซีดาวกระจาย

ประเภท Ib / c และ II-L และอาจเป็นประเภท IIn ส่วนใหญ่ซูเปอร์โนวาถูกคิดว่าผลิตขึ้นจากดาวฤกษ์ที่มีระดับความเป็นโลหะใกล้สุริยะซึ่งส่งผลให้เกิดการสูญเสียมวลสูงจากดาวมวลมากดังนั้นจึงพบได้น้อยกว่าในผู้ที่มีอายุมากกว่า กาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล ตารางแสดงต้นกำเนิดสำหรับประเภทหลักของซูเปอร์โนวาแกนยุบตัวและสัดส่วนโดยประมาณที่สังเกตได้ในพื้นที่ใกล้เคียง

ประเภทของซูเปอร์โนวาการยุบตัวของแกนกลางโดยผู้ให้กำเนิด[91]
ประเภท ดาราต้นกำเนิด เศษส่วน
Ib WC Wolf – Rayetหรือดาวฮีเลียม 9.0%
เข้าใจแล้ว WO Wolf - Rayet 17.0%
II-P Supergiant 55.5%
II-L Supergiantด้วยเปลือกไฮโดรเจนที่หมดลง 3.0%
IIn Supergiantในก้อนเมฆที่หนาแน่นของวัสดุที่ถูกขับออกมา (เช่นLBV ) 2.4%
IIb Supergiantด้วยไฮโดรเจนที่หมดลงอย่างมาก (ถูกปล้นโดยเพื่อนร่วมทาง?) 12.1%
IIpec ยักษ์สีฟ้า 1.0%

มีความยากลำบากหลายประการในการกระทบยอดวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่จำลองและสังเกตได้ซึ่งนำไปสู่ซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลาง ซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงเป็นต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลางส่วนใหญ่และมีการสังเกตเห็นเฉพาะที่มวลและความส่องสว่างค่อนข้างต่ำโดยต่ำกว่า 18  M และ 100,000  L ตามลำดับ ส่วนใหญ่จะตรวจไม่พบต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท II และจะต้องมีความอ่อนกว่ามากและน่าจะมีมวลน้อยกว่า ปัจจุบันมีการเสนอว่าซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงที่มีมวลสูงกว่าจะไม่ระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา แต่จะวิวัฒนาการกลับไปสู่อุณหภูมิที่ร้อนกว่าแทน มีการยืนยันต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท IIb หลายตัวและสิ่งเหล่านี้คือซุปเปอร์โนวา K และ G รวมทั้ง A supergiant หนึ่งตัว[118]ไฮเปอร์ไจแอนต์สีเหลืองหรือ LBVs เป็นสารกำเนิดต้นกำเนิดสำหรับซูเปอร์โนวาประเภท IIb และซูเปอร์โนวาประเภท IIb เกือบทั้งหมดที่อยู่ใกล้พอที่จะสังเกตได้แสดงให้เห็นถึงต้นกำเนิดดังกล่าว [119] [120]

ดาวนิวตรอนที่แยกได้ในเมฆแมกเจลแลนเล็ก

จนกระทั่งเมื่อไม่กี่ทศวรรษที่ผ่านมาซูเปอร์ไจแอนต์สุดฮอตไม่ได้รับการพิจารณาว่ามีแนวโน้มที่จะระเบิด แต่การสังเกตได้แสดงให้เห็นเป็นอย่างอื่น ซูเปอร์ไจแอนต์สีน้ำเงินก่อตัวเป็นต้นกำเนิดซูเปอร์โนวาที่ได้รับการยืนยันในสัดส่วนที่สูงอย่างไม่คาดคิดส่วนหนึ่งเป็นผลมาจากความส่องสว่างที่สูงและการตรวจจับที่ง่ายในขณะที่ยังไม่มีการระบุต้นกำเนิดของ Wolf – Rayet เพียงตัวเดียว[118] [121]แบบจำลองมีปัญหาในการแสดงให้เห็นว่า supergiants สีน้ำเงินสูญเสียมวลมากพอที่จะไปถึงซูเปอร์โนวาได้อย่างไรโดยไม่ต้องก้าวไปสู่ขั้นตอนการวิวัฒนาการที่แตกต่างกัน การศึกษาชิ้นหนึ่งแสดงให้เห็นถึงเส้นทางที่เป็นไปได้สำหรับตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงที่มีความส่องสว่างต่ำโพสต์เรดซูเปอร์ไจแอนต์สีน้ำเงินที่จะยุบซึ่งส่วนใหญ่เป็นซูเปอร์โนวาประเภท IIn [122]มีการตรวจพบตัวอย่างของสารกำเนิดแสงที่ร้อนจัดของซูเปอร์โนวาประเภท IIn: SN 2005gyและSN 2010jlต่างก็เป็นดาวฤกษ์ส่องสว่างขนาดใหญ่ แต่อยู่ห่างไกลกันมาก และSN 2009ipมีต้นกำเนิดที่ส่องสว่างสูงซึ่งน่าจะเป็นLBVแต่เป็นซูเปอร์โนวาที่แปลกประหลาดซึ่งมีลักษณะที่แน่นอนไม่อาจโต้แย้งได้[118]

ไม่พบต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท Ib / c เลยและข้อ จำกัด เกี่ยวกับความส่องสว่างที่เป็นไปได้มักจะต่ำกว่าดาว WC ที่เป็นที่รู้จัก[118]ดาว WO เป็นดาวที่หายากมากและมองเห็นได้ค่อนข้างเลือนลางดังนั้นจึงยากที่จะบอกได้ว่าต้นกำเนิดดังกล่าวหายไปหรือยังไม่มีใครสังเกตเห็น ยังไม่มีการระบุแหล่งกำเนิดที่ส่องสว่างมากอย่างปลอดภัยแม้ว่าจะมีการสังเกตซูเปอร์โนวาจำนวนมากใกล้มากพอที่จะมีการถ่ายภาพวัตถุต้นกำเนิดดังกล่าวได้อย่างชัดเจน[123]การสร้างแบบจำลองประชากรแสดงให้เห็นว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ib / c ที่สังเกตได้สามารถทำซ้ำได้โดยการผสมของดาวฤกษ์มวลมากเพียงดวงเดียวและดาวที่ห่อหุ้มออกจากระบบเลขฐานสองที่มีปฏิสัมพันธ์กัน[91]ขาดอย่างต่อเนื่องของการตรวจสอบที่ชัดเจนของบรรพบุรุษสำหรับประเภทปกติ Ib และไอซีซูเปอร์โนวาอาจจะเป็นเพราะดาวมีขนาดใหญ่ที่สุดยุบโดยตรงไปยังหลุมดำโดยไม่ต้องมีการระเบิดซูเปอร์โนวา จากนั้นซูเปอร์โนวาเหล่านี้ส่วนใหญ่ผลิตจากดาวฮีเลียมที่มีความส่องสว่างต่ำมวลต่ำในระบบเลขฐานสอง เล็ก ๆ จำนวนมากจะมาจากอย่างรวดเร็วหมุนดาวขนาดใหญ่มีแนวโน้มที่สอดคล้องกับประเภทสูงพลังเหตุการณ์ IC-BL ที่เกี่ยวข้องกับระยะเวลานานระเบิดรังสีแกมมา [118]

ผลกระทบอื่น ๆ[ แก้ไข]

แหล่งที่มาของธาตุหนัก[ แก้ไข]

ตารางธาตุแสดงที่มาของแต่ละองค์ประกอบในสื่อระหว่างดวงดาว

ซูเปอร์โนวาเป็นแหล่งสำคัญขององค์ประกอบในตัวกลางระหว่างดวงดาวจากออกซิเจนผ่านไปยังรูบิเดียม[124] [125] [126]แม้ว่าความอุดมสมบูรณ์ทางทฤษฎีของธาตุที่ผลิตหรือเห็นในสเปกตรัมจะแตกต่างกันอย่างมีนัยสำคัญขึ้นอยู่กับซูเปอร์โนวาประเภทต่างๆ[126] ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ผลิตธาตุซิลิกอนและธาตุเหล็กเป็นส่วนใหญ่โลหะเช่นนิกเกิลและเหล็ก[127] [128]ซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลางจะปล่อยองค์ประกอบยอดเหล็กออกมาในปริมาณที่น้อยกว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia แต่มีมวลอัลฟ่าแสงจำนวนมากเช่นออกซิเจนและนีออนและธาตุที่หนักกว่าสังกะสี อย่างหลังนี้เป็นจริงโดยเฉพาะอย่างยิ่งกับซูเปอร์โนวาที่จับอิเล็กตรอน[129]วัสดุจำนวนมากที่ขับออกมาโดยซูเปอร์โนวาประเภท II คือไฮโดรเจนและฮีเลียม[130]ธาตุหนักเกิดจาก: นิวเคลียร์ฟิวชั่นสำหรับนิวเคลียสได้ถึง34 S; การจัดเรียงใหม่ของการแยกแสงของซิลิคอนและความสมดุลระหว่างการเผาซิลิกอนสำหรับนิวเคลียสระหว่าง36 Ar ถึง56 Ni; และการจับนิวตรอนอย่างรวดเร็ว ( กระบวนการ r ) ในระหว่างการล่มสลายของซูเปอร์โนวาสำหรับองค์ประกอบที่หนักกว่าเหล็ก กระบวนการrสร้างนิวเคลียสที่ไม่เสถียรสูงซึ่งอุดมไปด้วยนิวตรอนและมีการสลายตัวของเบต้าอย่างรวดเร็วในรูปแบบที่มีเสถียรภาพมากขึ้น ในซูเปอร์โนวาปฏิกิริยา r-process มีหน้าที่ประมาณครึ่งหนึ่งของไอโซโทปของธาตุทั้งหมดที่อยู่นอกเหนือจากเหล็ก[131]แม้ว่าการรวมตัวของดาวนิวตรอนอาจเป็นแหล่งที่มาของฟิสิกส์ดาราศาสตร์หลักสำหรับองค์ประกอบเหล่านี้ [124] [132]

ในจักรวาลสมัยใหม่ดาวแขนงยักษ์ที่ไม่แสดงอาการเก่า(AGB) เป็นแหล่งที่มาของฝุ่นจากองค์ประกอบs-processออกไซด์และคาร์บอน [124] [133]อย่างไรก็ตามในจักรวาลยุคแรกก่อนที่ดาว AGB จะก่อตัวขึ้นซูเปอร์โนวาอาจเป็นแหล่งกำเนิดฝุ่นหลัก [134]

บทบาทในการวิวัฒนาการของดวงดาว[ แก้ไข]

เศษซากของซูเปอร์โนวาจำนวนมากประกอบด้วยวัตถุขนาดเล็กและคลื่นกระแทกของวัสดุที่ขยายตัวอย่างรวดเร็ว เมฆของวัสดุนี้กวาดขึ้นโดยรอบตัวกลางระหว่างดวงดาวในช่วงระยะการขยายตัวฟรีซึ่งสามารถคงอยู่ได้นานถึงสองศตวรรษ จากนั้นคลื่นจะค่อยๆผ่านช่วงเวลาของการขยายตัวของอะเดียแบติกและจะค่อยๆเย็นตัวลงและผสมกับตัวกลางระหว่างดวงดาวโดยรอบในช่วงเวลาประมาณ 10,000 ปี [135]

ส่วนที่เหลือของซูเปอร์โนวา N 63A อยู่ในบริเวณที่เป็นก้อนของก๊าซและฝุ่นในเมฆแมกเจลแลนใหญ่

บิ๊กแบงผลิตไฮโดรเจน , ฮีเลียมและร่องรอยของลิเธียมในขณะที่ทุกธาตุที่หนักกว่ามีการสังเคราะห์ในดาวและซูเปอร์โนวา ซูเปอร์โนวามีแนวโน้มที่จะเสริมสร้างตัวกลางระหว่างดวงดาวโดยรอบด้วยองค์ประกอบอื่นที่ไม่ใช่ไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งโดยปกตินักดาราศาสตร์เรียกว่า " โลหะ "

ในที่สุดองค์ประกอบที่ฉีดเข้าไปเหล่านี้จะเสริมสร้างเมฆโมเลกุลที่เป็นที่ตั้งของการก่อตัวของดาว[136]ดังนั้นการสร้างดาวฤกษ์แต่ละรุ่นจึงมีองค์ประกอบที่แตกต่างกันเล็กน้อยโดยเริ่มจากส่วนผสมของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่เกือบบริสุทธิ์ไปจนถึงองค์ประกอบที่เป็นโลหะมากขึ้น ซูเปอร์โนวาเป็นกลไกสำคัญในการกระจายองค์ประกอบที่หนักกว่าเหล่านี้ซึ่งก่อตัวขึ้นในดาวฤกษ์ในช่วงที่มีการหลอมนิวเคลียร์ ความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบที่แตกต่างกันในวัสดุที่ก่อตัวเป็นดาวมีอิทธิพลสำคัญต่อชีวิตของดาวและอาจส่งผลอย่างเด็ดขาดต่อความเป็นไปได้ที่จะมีดาวเคราะห์โคจรรอบ

พลังงานจลน์ของซูเปอร์โนวาที่เหลืออยู่สามารถเรียกขยายก่อตัวดาวโดยการบีบอัดในบริเวณใกล้เคียงเมฆโมเลกุลหนาแน่นในพื้นที่ [137]การเพิ่มขึ้นของความดันที่ปั่นป่วนยังสามารถป้องกันการก่อตัวของดาวได้หากเมฆไม่สามารถสูญเสียพลังงานส่วนเกินได้ [138]

หลักฐานจากผลิตภัณฑ์ลูกสาวของไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีอายุสั้นแสดงให้เห็นว่าซูเปอร์โนวาในบริเวณใกล้เคียงช่วยกำหนดองค์ประกอบของระบบสุริยะเมื่อ 4.5 พันล้านปีก่อนและอาจก่อให้เกิดการก่อตัวของระบบนี้ [139]

เมื่อวันที่ 1 มิถุนายน 2020 นักดาราศาสตร์รายงานว่าแหล่งที่มาของFast Radio Bursts (FRB) แคบลงซึ่งตอนนี้อาจรวมถึง " การควบรวมวัตถุขนาดกะทัดรัดและแม่เหล็กที่เกิดจากซูเปอร์โนวาการยุบตัวของแกนกลางตามปกติ" [140] [141]

รังสีคอสมิก[ แก้]

เศษซากของซูเปอร์โนวาถูกคิดว่าจะเร่งรังสีคอสมิกปฐมภูมิของกาแลคซีจำนวนมาก แต่หลักฐานโดยตรงสำหรับการผลิตรังสีคอสมิกพบได้ในเศษเล็กเศษน้อยเท่านั้น รังสีแกมมาจากpion -decay ได้รับการตรวจพบจากซูเปอร์โนวาที่เหลือIC 443และ W44 สิ่งเหล่านี้เกิดขึ้นเมื่อโปรตอนเร่งจากผลกระทบของ SNR ที่มีต่อวัสดุระหว่างดวงดาว [142]

คลื่นความโน้มถ่วง[ แก้ไข]

ซูเปอร์โนวาเป็นแหล่งที่อาจแข็งกาแล็คซี่ของคลื่นความโน้มถ่วง , [143]แต่ไม่มีผู้ใดได้รับการตรวจพบเพื่อให้ห่างไกล เหตุการณ์คลื่นความโน้มถ่วงเดียวที่ตรวจพบมาจากการรวมตัวของหลุมดำและดาวนิวตรอนซึ่งเป็นเศษซากของซูเปอร์โนวาที่น่าจะเป็น [144]

ผลกระทบต่อโลก[ แก้ไข]

ใกล้โลกซูเปอร์โนวาเป็นซูเปอร์โนวาพอใกล้โลกจะมีผลกระทบที่เห็นได้ชัดในตัวของมันชีวมณฑลทั้งนี้ขึ้นอยู่กับชนิดและการใช้พลังงานของซูเปอร์โนวาก็อาจจะไกลเท่าที่ 3000 ปีแสงออกไป ในปี 1996 มันถูกมหาเศรษฐีที่ร่องรอยของซูเปอร์โนวาที่ผ่านมาอาจจะมีการตรวจพบบนโลกในรูปแบบของลายเซ็นโลหะไอโซโทปในชั้นหิน Iron-60การตกแต่งมีรายงานต่อมาในหินในทะเลลึกของมหาสมุทรแปซิฟิก [145] [146] [147]ในปี 2009 พบไนเตรตไอออนในระดับสูงในน้ำแข็งแอนตาร์กติกซึ่งใกล้เคียงกับซูเปอร์โนวาปี 1006 และ 1054 รังสีแกมมาจากซูเปอร์โนวาเหล่านี้สามารถเพิ่มระดับของไนโตรเจนออกไซด์ซึ่งติดอยู่ในน้ำแข็ง[148]

เชื่อว่าซูเปอร์โนวาประเภท Ia อาจเป็นอันตรายที่สุดหากเกิดขึ้นใกล้โลกมากพอ เนื่องจากซูเปอร์โนวาเหล่านี้เกิดขึ้นจากดาวแคระขาวที่มืดสลัวทั่วไปในระบบเลขฐานสองจึงมีแนวโน้มว่าซูเปอร์โนวาที่สามารถส่งผลกระทบต่อโลกจะเกิดขึ้นอย่างไม่สามารถคาดเดาได้และในระบบดาวที่ไม่ได้รับการศึกษาอย่างดี ผู้สมัครที่รู้จักกันดีที่สุดคือIK Pegasi (ดูด้านล่าง) [149] การคาดการณ์ล่าสุดคาดการณ์ว่าซูเปอร์โนวาประเภท II จะต้องอยู่ใกล้กว่าแปดพาร์เซก (26 ปีแสง) เพื่อทำลายชั้นโอโซนครึ่งหนึ่งของโลกและไม่มีผู้เข้าร่วมรายนี้ใกล้กว่า 500 ปีแสง [150]

ผู้สมัครทางช้างเผือก[ แก้ไข]

เนบิวลารอบWolf-Rayet ดาว WR124 ซึ่งตั้งอยู่ที่ระยะทางประมาณ 21,000 ปีแสง[151]

ซูเปอร์โนวาต่อไปในทางช้างเผือกมีแนวโน้มที่จะตรวจพบได้แม้ว่าจะเกิดขึ้นที่ด้านไกลของกาแลคซีก็ตาม มีแนวโน้มที่จะเกิดขึ้นจากการล่มสลายของ supergiant สีแดงที่ไม่มีเครื่องหมายและมีความเป็นไปได้สูงมากที่จะได้รับการจัดทำรายการในการสำรวจอินฟราเรดเช่น2MASS. มีโอกาสน้อยกว่าที่ซูเปอร์โนวาที่ยุบแกนถัดไปจะเกิดจากดาวมวลมากประเภทอื่นเช่นดาวยักษ์สีเหลืองตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงหรือ Wolf – Rayet โอกาสที่ซูเปอร์โนวาตัวต่อไปจะเป็นประเภท Ia ที่เกิดจากดาวแคระขาวนั้นคำนวณได้ว่ามีประมาณหนึ่งในสามของซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลาง อีกครั้งควรสังเกตได้ทุกที่ที่เกิดขึ้น แต่มีโอกาสน้อยที่จะสังเกตเห็นบรรพบุรุษ ยังไม่ทราบแน่ชัดว่าระบบต้นกำเนิดของ Ia มีลักษณะอย่างไรและเป็นการยากที่จะตรวจจับพวกมันนอกเหนือจากพาร์เซกเพียงไม่กี่ตัว อัตราซูเปอร์โนวาทั้งหมดในกาแลคซีของเราคาดว่าจะอยู่ระหว่าง 2 ถึง 12 ต่อศตวรรษแม้ว่าเราจะไม่ได้สังเกตเห็นมานานหลายศตวรรษแล้วก็ตาม[99]

ในทางสถิติซูเปอร์โนวาตัวต่อไปมีแนวโน้มที่จะผลิตจากซูเปอร์ยักษ์สีแดงที่ไม่เหมือนใคร แต่ก็ยากที่จะระบุได้ว่าซูเปอร์โนวาตัวใดอยู่ในขั้นตอนสุดท้ายของการหลอมรวมธาตุหนักในแกนกลางของพวกมันและยังเหลือเวลาอีกหลายล้านปี ซุปเปอร์ไจแอนต์สีแดงที่มีขนาดใหญ่ที่สุดทำลายชั้นบรรยากาศและวิวัฒนาการไปเป็นดาว Wolf – Rayet ก่อนที่แกนกลางของพวกมันจะพังทลาย ดาว Wolf – Rayet ทั้งหมดจบชีวิตจากระยะ Wolf – Rayet ภายในหนึ่งล้านปีหรือมากกว่านั้น แต่อีกครั้งเป็นการยากที่จะระบุกลุ่มที่อยู่ใกล้กับการล่มสลายของแกนกลาง คลาสหนึ่งที่คาดว่าจะมีไม่เกินสองสามพันปีก่อนที่จะระเบิดคือดาว WO Wolf – Rayet ซึ่งเป็นที่ทราบกันดีว่าฮีเลียมแกนกลางของมันหมดแล้ว[152]มีเพียงแปดคนเท่านั้นที่รู้จักและมีเพียงสี่คนเท่านั้นที่อยู่ในทางช้างเผือก[153]

จำนวนดาวใกล้หรือที่รู้จักกันดีได้รับการระบุว่าเป็นไปได้ที่ผู้สมัครแกนกลางยุบ Supernova: ซุปเปอร์ยักษ์สีแดงAntaresและBetelgeuse ; [154] Rho Cassiopeiaeตัวเหลืองตัวใหญ่สีเหลือง; [155] Eta Carinaeตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงที่ได้ผลิตซูเปอร์โนวานักต้มตุ๋นแล้ว[156]และองค์ประกอบที่มีความสว่างเป็นดาว Wolf-Rayetใน Regor หรือแกมมา Velorumระบบ[157]คนอื่น ๆ ได้รับความอื้อฉาวเท่าที่จะเป็นไปได้แม้ว่าจะไม่มีโอกาสมากนัก ตัวอย่างเช่นWR 104 [158]

การระบุผู้สมัครสำหรับซูเปอร์โนวาประเภท Ia เป็นการเก็งกำไรมากกว่า ไบนารีใด ๆ ที่มีดาวแคระขาวสะสมอยู่อาจก่อให้เกิดซูเปอร์โนวาแม้ว่ากลไกและเวลาที่แน่นอนจะยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ ระบบเหล่านี้ไม่ชัดเจนและยากที่จะระบุ แต่ Novae และ Novae ที่เกิดซ้ำเป็นระบบที่โฆษณาตัวเองได้อย่างสะดวก ตัวอย่างหนึ่งคือU Scorpii [159]ผู้สมัครซูเปอร์โนวา Type Ia ที่ใกล้ที่สุดที่รู้จักคือIK Pegasi (HR 8210) ซึ่งตั้งอยู่ที่ระยะ 150 ปีแสง[160]แต่การสังเกตชี้ให้เห็นว่าจะต้องใช้เวลาหลายล้านปีก่อนที่ดาวแคระขาวจะสามารถเพิ่มมวลวิกฤตที่ต้องการได้ กลายเป็นซูเปอร์โนวาประเภท Ia [161]

ดูเพิ่มเติม[ แก้ไข]

อ้างอิง[ แก้ไข]

  1. ^ เมอร์ดินพี; Murdin, L. (1978). ซูเปอร์โนวา New York, NY: สำนักพิมพ์แห่งมหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า  1–3 . ISBN  978-0521300384.
  2. ^ Joglekar, H.; วาเฮีย, มินนิโซตา; Sule, A. (2011). "เก่าแก่ที่สุดท้องฟ้าแผนภูมิที่มีการบันทึกซูเปอร์โนวา (ในแคชเมียร์)" (PDF) ปุโรหิต: วารสารสมาคมโบราณคดีอินเดีย (41): 207–211 . สืบค้นเมื่อ29 พฤษภาคม 2562 .
  3. ^ เมอร์ดินพอล; เมอร์ดินเลสลีย์ (2528) ซูเปอร์โนวา มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า  14 –16. ISBN  978-0521300384.
  4. ^ อัมโรเบิร์ตจูเนียร์ (1978) คู่มือสวรรค์ โดเวอร์. PP.  1117-1122
  5. ^ วิงค์เลอร์, PF; คุปตะช.; ลองแคนส์ (2546). "SN 1006 ที่เหลืออยู่: การเคลื่อนไหวที่เหมาะสมด้วยแสง, การถ่ายภาพระยะไกล, ระยะทางและความสว่างสูงสุด" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 585 (1): 324–335 arXiv : Astro-PH / 0208415 รหัสไปรษณีย์ : 2003ApJ ... 585..324W . ดอย : 10.1086 / 345985 . S2CID 1626564  
  6. ^ คลาร์ก DH; สตีเฟนสัน, FR (1982). "ซูเปอร์โนวาแห่งประวัติศาสตร์". Supernovae: การสำรวจการวิจัยในปัจจุบัน การดำเนินการของสถาบันการศึกษาขั้นสูง, Cambridge, England ที่ 29 มิถุนายน - 10 กรกฎาคม 1981 Dordrecht: D. Reidel หน้า 355–370 รหัสไปรษณีย์ : 1982ASIC ... 90..355C .
  7. ^ Baade, W. (1943) "เลขที่ 675 โนวาโอฟิอุจิปี 1604 เป็นซูเปอร์โนวา". การมีส่วนร่วมจากหอดูดาววิลสัน / คาร์เนกีสถาบันวอชิงตัน 675 : 1–9. Bibcode : 1943CMWCI.675 .... 1B .
  8. ^ Motz, L.; วีเวอร์, JH (2001). เรื่องของดาราศาสตร์ หนังสือพื้นฐาน หน้า 76. ISBN  978-0-7382-0586-1.
  9. ^ จักรพรรดิ์ส.; พระเกศา, F.; Soderberg, A. (25 กุมภาพันธ์ 2559). "Young Remnants of type Ia Supernovae and their Progenitors: A Study Of SNR G1.9 + 0.3". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 819 (1): 37. arXiv : 1510.08851 . รหัสไปรษณีย์ : 2016ApJ ... 819 ... 37C . ดอย : 10.3847 / 0004-637X / 819/1/37 . S2CID 119246128  
  10. ^ Krause, O. (2008). "แคสสิโอเปีย A ซูเปอร์โนวาเป็นประเภท IIb" วิทยาศาสตร์ . 320 (5880): 1195–1197 arXiv : 0805.4557 . รหัสไปรษณีย์ : 2008Sci ... 320.1195K . ดอย : 10.1126 / science.1155788 . PMID 18511684 S2CID 40884513 .   
  11. ^ ดาซิลวา LAL (1993) "การจำแนกประเภทของซูเปอร์โนวา". ฟิสิกส์ดาราศาสตร์และวิทยาศาสตร์อวกาศ . 202 (2): 215–236 Bibcode : 1993Ap & SS.202..215D . ดอย : 10.1007 / BF00626878 . S2CID 122727067  
  12. ^ โค วาล, CT (2511) "ขนาดสัมบูรณ์ของซูเปอร์โนวา". วารสารดาราศาสตร์ . 73 : 1021–1024 Bibcode : 1968AJ ..... 73.1021K . ดอย : 10.1086 / 110763 .
  13. ^ Leibundgut บี (2003) "แปลกใจดาราศาสตร์: จักรวาลเร่ง" ข่าวยูโรฟิสิกส์ . 32 (4): 121–125. Bibcode : 2001ENews..32..121 ล . ดอย : 10.1051 / epn: 2001401 .
  14. ^ Fabian, AC (2008) "ระเบิดจากอดีต". วิทยาศาสตร์ . 320 (5880): 1167–1168 ดอย : 10.1126 / science.1158538 . PMID 18511676 S2CID 206513073   
  15. ^ Aschenbach บี (1998) "การค้นพบซากซูเปอร์โนวาที่มีอายุน้อยในบริเวณใกล้เคียง" ธรรมชาติ . 396 (6707): 141–142 Bibcode : 1998Natur.396..141A . ดอย : 10.1038 / 24103 . S2CID 4426317  
  16. ^ ไอยุดดิน AF; และคณะ (2541). "การปล่อยจาก44 Ti ที่เกี่ยวข้องกับซูเปอร์โนวากาแลกติกที่ไม่รู้จักก่อนหน้านี้" ธรรมชาติ . 396 (6707): 142–144 Bibcode : 1998Natur.396..142I . ดอย : 10.1038 / 24106 . S2CID 4430526  
  17. ^ "หนึ่งจักรวาลสามซูเปอร์โนวา" www.spacetelescope.org . สืบค้นเมื่อ18 มิถุนายน 2561 .
  18. ^ ซูโบดงบีเจ; และคณะ (2559). "ASASSN-15lh: ซูเปอร์โนวาที่เรืองแสงสูง" วิทยาศาสตร์ . 351 (6270): 257–260 arXiv : 1507.03010 รหัสไปรษณีย์ : 2559Sci ... 351..257D . ดอย : 10.1126 / science.aac9613 . PMID 26816375 S2CID 31444274   
  19. ^ Leloudas, G.; และคณะ (2559). "ASASSN-15lh ที่เรืองแสงเหนือแสงเป็นเหตุการณ์การหยุดชะงักของกระแสน้ำจากหลุมดำเคอร์" ดาราศาสตร์ธรรมชาติ . 1 (2): 0002. arXiv : 1609.02927 . รหัสไปรษณีย์ : 2016NatAs ... 1E ... 2L . ดอย : 10.1038 / s41550-016-0002 . S2CID 73645264  
  20. ^ ตัวอย่าง I. (2017-02-13) "ซูเปอร์โนวาขนาดใหญ่ที่มองเห็นของคนนับล้านปีแสงจากโลก" เดอะการ์เดียน . เก็บถาวรไปจากเดิมใน 2017/02/13 สืบค้นเมื่อ2017-02-13 .
  21. ^ ยา รอนออ; เพอร์ลีย์ DA; กัล - แย้ม, อ.; โกรห์ JH; โฮเรชก.; Ofek, EO; กุลการ์นี, SR; โซลเลอร์แมนเจ.; Fransson, C. (2017-02-13). "วัสดุที่มีสภาพแวดล้อมหนาแน่นคับแคบล้อมรอบซูเปอร์โนวาประเภท II ปกติ" ฟิสิกส์ธรรมชาติ . 13 (5): 510–517 arXiv : 1701.02596 Bibcode : 2017NatPh..13..510Y . ดอย : 10.1038 / nphys4025 . S2CID 29600801  
  22. ^ a b c d Astronomy Now นักข่าว (23 กุมภาพันธ์ 2018) "นักดาราศาสตร์สมัครเล่นทำให้การค้นพบครั้งหนึ่งในชีวิต" ดาราศาสตร์ตอนนี้สืบค้นเมื่อ15 พฤษภาคม 2561 .
  23. ^ เบอร์สเตน, MC; โฟลาเทลลี, G.; การ์เซีย, F.; ฟานไดค์, SD; Benvenuto, OG; ออเรลลาน่า, ม.; บูโซ, วี.; ซานเชซ JL; ทานากะ, ม.; มาเอดะ, K.; ฟิลิปเปนโกเอวี; เจิ้งว.; บริงค์ TG; Cenko, SB; De Jaeger, T.; มาร์, ส.; โมรียา, TJ; นโมโตะ, พ.; เพอร์ลีย์ DA; Shivvers, I .; Smith, N. (21 กุมภาพันธ์ 2018). "แสงไฟกระชากตอนกำเนิดซูเปอร์โนวา". ธรรมชาติ . 554 (7693): 497–499 arXiv : 1802.09360 Bibcode : 2018Natur.554..497B . ดอย : 10.1038 / nature25151 . PMID 29469097 S2CID 4383303   
  24. ^ ไมเคิลเอฟโบเด; Aneurin Evans (7 เมษายน 2551). คลาสสิกคอกล้อม สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 1–. ISBN 978-1-139-46955-5.
  25. ^ Osterbrock, DE (2001) "ใครเป็นผู้บัญญัติศัพท์ซูเปอร์โนวาจริง ๆ ใครทำนายดาวนิวตรอนเป็นคนแรก". แถลงการณ์ของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน 33 : 1330. Bibcode : 2001AAS ... 199.1501O .
  26. ^ Baade, W. ; ซวิกกี้, F. (1934). “ ออนซุปเปอร์โนวา” . การดำเนินการของสถาบันวิทยาศาสตร์แห่งชาติ 20 (5): 254–259. รหัสไปรษณีย์ : 1934PNAS ... 20..254B . ดอย : 10.1073 / pnas.20.5.254 . PMC 1076395 PMID 16587881   
  27. ^ เมอร์ดินพี; Murdin, L. (1985). ซูเปอร์โนวา (2nd ed.) มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 42 . ISBN  978-0-521-30038-4.
  28. ^ เรย์โนลด์ส SP; และคณะ (2551). "ซูเปอร์โนวากาแลกติกที่อายุน้อยที่สุด: G1.9 + 0.3" Astrophysical Journal Letters 680 (1): L41 – L44 arXiv : 0803.1487 . รหัสไปรษณีย์ : 2008ApJ ... 680L..41R . ดอย : 10.1086 / 589570 . S2CID 67766657  
  29. ^ คอลเกต, SA; McKee, C. (2512). “ ความส่องสว่างของซูเปอร์โนวาในช่วงต้น” วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 157 : 623. Bibcode : 1969ApJ ... 157..623C . ดอย : 10.1086 / 150102 .
  30. ^ ซัคเคอร์แมนบี; มัลแคน, MA (1996). ต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล โจนส์แอนด์บาร์ตเลตเรียนรู้ หน้า 68. ISBN  978-0-7637-0030-0. เก็บถาวรไปจากเดิมใน 2016/08/20
  31. ^ ฟิ ลิปเปนโกเอวี; ลี่, W. -D.; Treffers, RR; Modjaz, M. (2001). "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". ใน Paczynski, B .; เฉิน, W. -P.; Lemme, C. (eds.). ขนาดเล็กกล้องโทรทรรศน์ดาราศาสตร์โยทั่วโลก ASP ชุดประชุม 246 . ซานฟรานซิ: สมาคมดาราศาสตร์ของมหาสมุทรแปซิฟิก หน้า 121. รหัสไปรษณีย์ : 2001ASPC..246..121F . ISBN  978-1-58381-084-2.
  32. ^ อันโตนิโอลี, ป.; และคณะ (2547). "SNEWS: ระบบเตือนภัยล่วงหน้า SuperNova" วารสารฟิสิกส์ใหม่. 6 : 114. arXiv : astro-ph / 0406214 . Bibcode : 2004NJPh .... 6..114A . ดอย : 10.1088 / 1367-2630 / 6/1/114 . S2CID 119431247  
  33. ^ Scholberg, K. (2000) "SNEWS: ระบบเตือนภัยล่วงหน้าของซูเปอร์โนวา" AIP Conference Proceedings . 523 : 355–361 arXiv : Astro-PH / 9911359 Bibcode : 2000AIPC..523..355S . CiteSeerX 10.1.1.314.8663 ดอย : 10.1063 / 1.1291879 . S2CID 5803494   
  34. ^ Beacom เจเอฟ (1999) "ซูเปอร์โนวานิวตริโนและมวลนิวตริโน". วิสต้า Mexicana de Fisica 45 (2): 36 arXiv : HEP-PH / 9,901,300 รหัสไปรษณีย์ : 1999RMxF ... 45 ... 36B .
  35. ^ ฟรีแมนจา; และคณะ (2551). "การสำรวจซูเปอร์โนวา Sloan Digital Sky Survey-Ii: สรุปทางเทคนิค" วารสารดาราศาสตร์ . 135 (1): 338–347 arXiv : 0708.2749รหัสไปรษณีย์ : 2008AJ .... 135..338F . ดอย : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/338 . S2CID 53135988  
  36. ^ Perlmutter, SA (1997). "กำหนดการค้นพบ SNe ที่มีสีแดงสูง 7+ รายการ: ผลลัพธ์และขอบเขตของจักรวาลวิทยาครั้งแรกในq 0 " ใน Ruiz-Lapuente, P.; คลองร.; Isern, J. (eds.). แสนสาหัสซุปเปอร์โนวาการดำเนินการของนาโต้ทุกประเภทสถาบันการศึกษา NATO Advanced Science Institutes Series ค. 486 . Dordrecth: Kluwer วิชาการสำนักพิมพ์ น. 749 arXiv : Astro-PH / 9,602,122 Bibcode : 1997ASIC..486..749 ป . ดอย : 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46 .
  37. ^ ลินเดอร์, EV; ฮูเทอเรอร์, D. (2003). "ความสำคัญของซูเปอร์โนวาที่z > 1.5 ต่อการตรวจสอบพลังงานมืด". การทบทวนทางกายภาพง . 67 (8): 081303. arXiv : astro-ph / 0208138 . Bibcode : 2003PhRvD..67h1303L . ดอย : 10.1103 / PhysRevD.67.081303 . S2CID 8894913 .  
  38. ^ Perlmutter, SA; และคณะ (2540). "การวัดพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาΩและΛจากซูเปอร์โนวาเจ็ดดวงแรกที่z ≥ 0.35" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 483 (2): 565. arXiv : Astro-PH / 9,608,192 Bibcode : 1997ApJ ... 483..565 ป . ดอย : 10.1086 / 304265 . S2CID 118187050  
  39. ^ โคปิน, ย.; และคณะ (2549). "โรงงานซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้เคียง" (PDF)ความคิดเห็นเกี่ยวกับดาราศาสตร์ใหม่ 50 (4–5): 637–640 arXiv : Astro-PH / 0401513 Bibcode : 2006NewAR..50..436C . CiteSeerX 10.1.1.316.4895ดอย : 10.1016 / j.newar.2006.02.035 .  
  40. ^ Kirshner, RP (1980) "ซูเปอร์โนวาประเภท: มุมมองของผู้สังเกตการณ์" (PDF) AIP Conference Proceedings . 63 : 33–37. รหัสไปรษณีย์ : 1980AIPC ... 63 ... 33K . ดอย : 10.1063 / 1.32212 . hdl : 2027.42 / 87614 .
  41. ^ "รายการของซุปเปอร์โนวา" IAU สำนักงานกลางสำหรับดาราศาสตร์โทรเลข สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2010-11-12 . สืบค้นเมื่อ2010-10-25 .
  42. ^ "แคตตาล็อกซูเปอร์โนวา Padova-Asiago" Osservatorio Astronomico di Padova เก็บถาวรไปจากเดิมใน 2014/01/10 สืบค้นเมื่อ2014-01-10 .
  43. ^ เปิด Supernova Catalog
  44. ^ "ความประทับใจของศิลปินจากซูเปอร์โนวา 1993J" SpaceTelescope.org . เก็บถาวรไปจากเดิมใน 2014/09/13 สืบค้นเมื่อ2014-09-12 .
  45. ^ a Cappellaro, E. ; ตูรัตโต, M. (2001). "ประเภทและอัตราของซูเปอร์โนวา" อิทธิพลของไบนารีบนดาวฤกษ์ประชากรศาสตร์ 264 . Dordrecht: Kluwer วิชาการสำนักพิมพ์ หน้า 199. arXiv : astro-ph / 0012455 . Bibcode : 2001ASSL..264..199C . ดอย : 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16 . ISBN  978-0-7923-7104-5.
  46. ^ a b c d Turatto, M. (2003). “ การจำแนกประเภทของซูเปอร์โนวา”. ซูเปอร์โนวาและรังสีแกมมา Bursters เอกสารประกอบการบรรยายวิชาฟิสิกส์ . 598 . หน้า 21–36 arXiv : Astro-PH / 0301107 CiteSeerX 10.1.1.256.2965 ดอย : 10.1007 / 3-540-45863-8_3 . ISBN   978-3-540-44053-6. S2CID  15171296
  47. ^ a b c d Doggett เจบี; สาขา, D. (2528). "การศึกษาเปรียบเทียบเส้นโค้งของแสงซูเปอร์โนวา". วารสารดาราศาสตร์ . 90 : 2303. Bibcode : 1985AJ ..... 90.2303D . ดอย : 10.1086 / 113934 .
  48. ^ Bianco, FB; Modjaz, ม.; ฮิคเก้น, ม.; ฟรีดแมน, ก.; เคิร์ชเนอร์ RP; บลูม JS; แชลลิส, พี; แมเรียน GH; ไม้ - แจกัน, WM; พัก, ก. (2557). "ออปติคอลหลายสีและเส้นโค้งแสงใกล้อินฟราเรดของ 64 Core-Collapse Supernovae แบบ Stripped-ซองจดหมาย" เสริม Astrophysical Journal 213 (2): 19. arXiv : 1405.1428 . Bibcode : 2014ApJS..213 ... 19B . ดอย : 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19 . S2CID 119243970  
  49. ^ Filippenko, AV (1988) "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". วารสารดาราศาสตร์ . 96 : 1941. Bibcode : 1988AJ ..... 96.1941F . ดอย : 10.1086 / 114940 .
  50. ^ Zwicky เอฟ (1964) "NGC 1058 และ Supernova 1961" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 139 : 514. Bibcode : 1964ApJ ... 139..514Z . ดอย : 10.1086 / 147779 .
  51. ^ Zwicky เอฟ (1962) "ข้อสังเกตใหม่ที่มีความสำคัญต่อจักรวาลวิทยา". ใน McVittie, GC (ed.) ปัญหาการพิเศษ Galactic วิจัยการดำเนินการจากการประชุมวิชาการ 15 . นิวยอร์ก: Macmillan กด หน้า 347. รหัสไปรษณีย์ : 1962IAUS ... 15..347Z .
  52. ^ "และการล่มสลายของซูเปอร์โนวา" ภาพสพท . ประจำสัปดาห์ สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2013-07-02 . สืบค้นเมื่อ 2013-06-14 .
  53. ^ ปิเอโร, อลาบาม่า; ทอมป์สัน, TA; กชนาค, CS (2557). "คืนดีการผลิต 56Ni ในซูเปอร์โนวา Type Ia ด้วยสถานการณ์ที่เสื่อมถอยสองเท่า" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 438 (4): 3456. arXiv : 1308.0334รหัสไปรษณีย์ : 2014MNRAS.438.3456P . ดอย : 10.1093 / mnras / stt2451 . S2CID 27316605  
  54. ^ เฉิน W. -C.; หลี่ X.-D. (2552). “ ในต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวา Super-Chandrasekhar Mass Type Ia”. วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 702 (1): 686–691 arXiv : 0907.0057รหัสไปรษณีย์ : 2009ApJ ... 702..686C . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 702/1/686 . S2CID 14301164  
  55. ^ ธรรมด๊าธรรมดา DA; ซัลลิแวน, ม.; คอนลีย์, AJ; คาร์ลเบิร์ก, RG (2007). "วิวัฒนาการที่คาดการณ์และสังเกตได้ในคุณสมบัติเฉลี่ยของซูเปอร์โนวา Type Ia ที่มี Redshift" Astrophysical Journal Letters . 667 (1): L37 – L40 arXiv : Astro-PH / 0701912รหัสไปรษณีย์ : 2007ApJ ... 667L..37H . ดอย : 10.1086 / 522030 . S2CID 16667595  
  56. ^ a b Mazzali, PA; Röpke, FK; Benetti, S.; ฮิลเลแบรนดท์, W. (2007). "กลไกการระเบิดทั่วไปสำหรับซูเปอร์โนวาประเภท Ia" วิทยาศาสตร์ . 315 (5813): 825–828 arXiv : Astro-PH / 0702351รหัสไปรษณีย์ : 2007Sci ... 315..825M . ดอย : 10.1126 / science.1136259 . PMID 17289993 S2CID 16408991   
  57. ^ Lieb, EH; เหยา, H.-T. (2530). "การตรวจสอบอย่างเข้มงวดเกี่ยวกับทฤษฎีการล่มสลายของดาวฤกษ์จันทรคราส" . วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 323 (1): 140–144 รหัสไปรษณีย์ : 1987ApJ ... 323..140L . ดอย : 10.1086 / 165813 .
  58. ^ คลองร.; กูติเอร์เรซ, JL (1997). "การเชื่อมต่อของดาวแคระขาว - ดาวนิวตรอนที่เป็นไปได้". ใน Isern, J.; เฮอร์นันซ์, ม.; Gracia-Berro, E. (eds.). คนแคระทั้งสีขาว, การดำเนินการของ 10 การประชุมเชิงปฏิบัติการในยุโรปดาวแคระขาว ดาวแคระขาว 214 . Dordrecht: Kluwer วิชาการสำนักพิมพ์ หน้า 49. arXiv : Astro-PH / 9,701,225 รหัสไปรษณีย์ : 1997ASSL..214 ... 49C . ดอย : 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7 . ISBN  978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287
  59. ^ วีลเลอร์เจซี (2000). หายนะจักรวาล: ซูเปอร์โนวารังสีแกมมาระเบิดและการผจญภัยในอวกาศ มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 96. ISBN  978-0-521-65195-0. สืบค้นจากต้นฉบับเมื่อ 2015-09-10.
  60. ^ โคกห์ลอฟน.; มูลเลอร์, E. ; โฮฟลิช, PA (1993). "เส้นโค้งแสงของแบบจำลองซูเปอร์โนวา Type IA ที่มีกลไกการระเบิดที่แตกต่างกัน" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 270 (1–2): 223–248 รหัสไปรษณีย์ : 1993A & A ... 270..223K .
  61. ^ Röpke, FK; ฮิลเลแบรนดท์, W. (2004). "กรณีเทียบกับอัตราส่วนคาร์บอนต่อออกซิเจนของบรรพบุรุษที่เป็นแหล่งที่มาของการแปรผันของความส่องสว่างสูงสุดในซูเปอร์โนวาประเภท Ia" จดหมายดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 420 (1): L1 – L4 arXiv : Astro-PH / 0403509รหัสไปรษณีย์ : 2004A & A ... 420L ... 1R . ดอย : 10.1051 / 0004-6361: 20040135 . S2CID 2849060  
  62. ^ a Hillebrandt, W; Niemeyer, JC (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". ทบทวนประจำปีดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 38 (1): 191–230 arXiv : Astro-PH / 0006305 Bibcode : 2000ARA & A..38..191H . ดอย : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 . S2CID 10210550  
  63. ^ Paczyńskiบี (1976) "ไบนารีซองจดหมายทั่วไป" ใน Eggleton, P.; มิทัน, ส.; Whelan, J. (eds.). โครงสร้างและวิวัฒนาการของระบบปิดไบนารีการประชุมวิชาการ IAU ครั้งที่ 73 Dordrecht: D. Reidel . หน้า 75–80 รหัสไปรษณีย์ : 1976IAUS ... 73 ... 75P .
  64. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; บ้าดีเดือดง.; กรีนฮิลล์, LJ; เรด, MJ (2549). "ระยะทางใหม่ของ Cepheid ไปยัง Maser-Host Galaxy NGC 4258 และผลกระทบต่อค่าคงที่ของฮับเบิล" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 652 (2): 1133–1149 arXiv : Astro-PH / 0608211รหัสไปรษณีย์ : 2006ApJ ... 652.1133M . ดอย : 10.1086 / 508530 . S2CID 15728812  
  65. ^ คอลเกต, SA (1979) "ซูเปอร์โนวาเป็นเทียนมาตรฐานสำหรับจักรวาลวิทยา". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 232 (1): 404–408 รหัสไปรษณีย์ : 1979ApJ ... 232..404C . ดอย : 10.1086 / 157300 .
  66. ^ รุยซ์ - ลาปูเอนเต, พี; และคณะ (2543). "Type IA supernova progenitors" memorie della Societa Astronomica Italiana 71 : 435. Bibcode : 2000MmSAI..71..435R .
  67. ^ แดนม.; Rosswog, S.; กิโยชอนเจ.; รามิเรซ - รุยซ์, E. (2012). "การรวมตัวของดาวแคระขาวสองดวงขึ้นอยู่กับอัตราส่วนมวลของพวกมันอย่างไร: ความเสถียรของวงโคจรและการระเบิดเมื่อสัมผัสกัน" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 422 (3) : 2417. arXiv : 1201.2406 . รหัสไปรษณีย์ : 2012MNRAS.422.2417D . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x . S2CID 11915990 4.  
  68. ^ ธรรมด๊าธรรมดา DA; และคณะ (2549). "ซูเปอร์โนวาชนิด Ia SNLS-03D3bb จากดาวแคระขาวที่มีมวลมากที่สุดของจันดาราสคาร์" ธรรมชาติ . 443 (7109): 308–311 arXiv : Astro-PH / 0609616 Bibcode : 2006Natur.443..308H . ดอย : 10.1038 / nature05103 . PMID 16988705 . S2CID 4419069   
  69. ^ ทานากะ, ม.; และคณะ (2553). "Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: การระเบิดเกือบเป็นทรงกลมของ Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 714 (2): 1209. arXiv : 0908.2057 . รหัสไปรษณีย์ : 2010ApJ ... 714.1209T . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 714/2/1209 . S2CID 13990681  
  70. ^ วังข; หลิวง.; เจีย, ส.; ฮัน, Z. (2014). "การระเบิดซ้ำสองครั้งของฮีเลียมสำหรับต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท Ia". การดำเนินการของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล . 9 (S298): 442 arXiv : 1301.1047รหัสไปรษณีย์ : 2014IAUS..298..442W . ดอย : 10.1017 / S1743921313007072 . S2CID 118612081  
  71. ^ โฟลีย์อาร์เจ; และคณะ (2556). "Type Iax Supernovae: ชั้นเรียนใหม่ของการระเบิดของดาวฤกษ์" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . รหัสไปรษณีย์ : 2013ApJ ... 767 ... 57F . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 767/1/57 . S2CID 118603977  
  72. ^ แมคคัลลีค.; และคณะ (2557). "ระบบต้นกำเนิดแสงสีฟ้าสำหรับประเภท Iax supernova 2012Z" ธรรมชาติ . 512 (7512): 54–56 arXiv : 1408.1089รหัสไปรษณีย์ : 2014Natur.512 ... 54M . ดอย : 10.1038 / nature13615 . PMID 25100479 S2CID 4464556   
  73. ^ ซิลเวอร์แมน JM; และคณะ (2556). "พิมพ์ Ia Supernovae strongle ปฏิสัมพันธ์กับสื่อที่อยู่รอบตัวพวกมัน" ชุดเสริม Astrophysical Journal 207 (1): 3. arXiv : 1304.0763 Bibcode : 2013ApJS..207 .... 3 ส. ดอย : 10.1088 / 0067-0049 / 207/1/3 . S2CID 51415846  
  74. ^ คเฮ เกอร์ก.; หม้อทอด CL; วูสลีย์ SE; แลงเกอร์น.; ฮาร์ทมันน์, DH (2003). "ดาราโสดจำนวนมหาศาลจบชีวิตลงอย่างไร". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 591 (1): 288–300 arXiv : Astro-PH / 0212469 Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . ดอย : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632  
  75. ^ โนโมโตะ, พ.; ทานากะ, ม.; โทมินากะน.; มาเอดะ, K. (2010). "ไฮเปอร์โนวาระเบิดรังสีแกมมาและดาวดวงแรก" ความคิดเห็นเกี่ยวกับดาราศาสตร์ใหม่ 54 (3–6): 191. Bibcode : 2010NewAR..54..191N . ดอย : 10.1016 / j.newar.2010.09.022 .
  76. ^ Moriya, TJ (2012) "ต้นกำเนิดของการรวมตัวกันของซูเปอร์โนวาที่เหลือ". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 750 (1): L13. arXiv : 1203.5799 รหัสไปรษณีย์ : 2012ApJ ... 750L..13M . ดอย : 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13 . S2CID 119209527  
  77. ^ สมิ ธ น.; และคณะ (2552). "Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 697 (1): L49. arXiv : 0811.3929 . Bibcode : 2009ApJ ... 697L..49S . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 697/1 / L49 . S2CID 17627678  
  78. ^ หม้อทอด CL; ใหม่ KCB (2003) "คลื่นความโน้มถ่วงจากการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง" . บทวิจารณ์ที่มีชีวิตในทฤษฎีสัมพัทธภาพ . 6 (1): 2 arXiv : GR-QC / 0,206,041รหัสไปรษณีย์ : 2003LRR ..... 6 .... 2F . ดอย : 10.12942 / lrr-2003-2 . PMC 5253977 PMID 28163639   
  79. ^ a b c d Woosley, SE; จังกา, H.-T. (2548). "ฟิสิกส์ของ Supernovae แกน - ยุบ". ฟิสิกส์ธรรมชาติ . 1 (3): 147–154. arXiv : Astro-PH / 0601261รหัสไปรษณีย์ : 2005NatPh ... 1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176ดอย : 10.1038 / nphys172 . S2CID 118974639   
  80. ^ Janka, H. -T.; Langanke, K.; มาเร็ก, ก.; มาร์ติเนซ - ปิเนโดช.; มึลเลอร์, บี. (2550). "ทฤษฎีการยุบตัวของแกนกลาง". รายงานฟิสิกส์ 442 (1–6): 38–74 arXiv : Astro-PH / 0612072 รหัสไปรษณีย์ : 2007PhR ... 442 ... 38J . ดอย : 10.1016 / j.physrep.2007.02.002 . S2CID 15819376  
  81. ^ Gribbin, JR; กริบบิน, M. (2000). Stardust: ซุปเปอร์โนวาและชีวิต - การเชื่อมต่อของจักรวาล สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเยล หน้า 173. ISBN  978-0-300-09097-0.
  82. ^ a b Barwick, S. W; บีคอม, เจ F; Cianciolo, โวลต์; Dodelson, S.; ฮ, J. L; ฟูลเลอร์, G. M; กปิงหัต, ม.; แมคเคย์, D. W; เมสซารอสพี; เมซซาคัปปา, ก.; มุรายามะ, H.; มะกอก, K. A; Stanev, T.; วอล์คเกอร์ทีพี (2547). "การศึกษานิวตริโนของ APS: รายงานของคณะทำงานฟิสิกส์ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยานิวตริโน". arXiv : Astro-PH / 0412544
  83. ^ ไมร่า, ES; เบอร์โรวส์, A. (1990). "นิวตริโนจากซูเปอร์โนวาประเภทที่ 2 - 100 มิลลิวินาทีแรก" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 364 : 222–231 รหัสไปรษณีย์ : 1990ApJ ... 364..222M . ดอย : 10.1086 / 169405 .
  84. ^ a b คาเซ็นง.; วูสลีย์ SE; Heger, A. (2011). "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra และ Shock Breakout" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 734 (2): 102 arXiv : 1101.3336รหัสไปรษณีย์ : 2011ApJ ... 734..102K . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102 . S2CID 118508934  
  85. ^ a Poelarends, AJT; เฮอร์วิก, ฉ.; แลงเกอร์น.; เฮเกอร์, A. (2008). "ช่องซูเปอร์โนวาของดาว Super-AGB" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 675 (1): 614–625 arXiv : 0705.4643 Bibcode : 2008ApJ ... 675..614 ป . ดอย : 10.1086 / 520872 . S2CID 18334243  
  86. ^ Gilmore, G. (2004) "ASTRONOMY: The Short Spectacular Life of a Superstar" วิทยาศาสตร์ . 304 (5679): 2458-2559 ดอย : 10.1126 / science.1100370 . PMID 15218132 S2CID 116987470   
  87. ^ Faure, G.; Mensing, TM (2007). "ชีวิตและความตายของดวงดาว". ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ . หน้า 35–48 ดอย : 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4 . ISBN  978-1-4020-5233-0.
  88. ^ Malesani, D.; และคณะ (2552). "Early Spectroscopic Identification of SN 2008D". Astrophysical Journal Letters 692 (2): L84. arXiv : 0805.1188 . Bibcode : 2009ApJ ... 692L..84M . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84 . S2CID 1435322  
  89. ^ Svirski, G.; Nakar, E. (2014). "Sn 2008D: A Wolf-Rayet Explosion through a thick wind". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 788 (1): L14. arXiv : 1403.3400 . Bibcode : 2014ApJ ... 788L..14S . ดอย : 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14 . S2CID 118395580  
  90. ^ พล, โอ. (2540). "ปิดไบนารี Progenitors ของ Type Ib / Ic และ IIb / II-L Supernovae" ใน Leung, K.-C. (เอ็ด) การดำเนินการของริมประชุมสามแปซิฟิกเกี่ยวกับการพัฒนาล่าสุดเกี่ยวกับการวิจัยดาวคู่ ASP ชุดประชุม130 . หน้า 153–158 Bibcode : 1997ASPC..130..153 ป .
  91. ^ a b c Eldridge เจเจ; เฟรเซอร์, ม.; สมาร์ทเอสเจ; Maund, JR; Crockett, R. Mark (2013). "การตายของดาวฤกษ์มวลมาก - II ข้อ จำกัด ด้านการสังเกตเกี่ยวกับต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวา Type Ibc" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 436 (1): 774. arXiv : 1301.1975 Bibcode : 2013MNRAS.436..774E . ดอย : 10.1093 / mnras / stt1612 . S2CID 118535155  
  92. ^ ไรเดอร์ SD; และคณะ (2547). "การมอดูเลตในเส้นโค้งแสงวิทยุของซูเปอร์โนวา Type IIb 2001ig: หลักฐานสำหรับต้นกำเนิดไบนารี Wolf-Rayet?" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 349 (3): 1093–1100 arXiv : Astro-PH / 0401135รหัสไปรษณีย์ : 2004MNRAS.349.1093R . ดอย : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID 18132819  
  93. ^ Inserra, C.; และคณะ (2556). "Super-luminous Type Ic Supernovae: Catching a Magnetar by the Tail". วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 770 (2): 28. arXiv : 1304.3320 . รหัสไปรษณีย์ : 2013ApJ ... 770..128I . ดอย : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128 . S2CID 13122542  
  94. ^ Nicholl, ม.; และคณะ (2556). "ซูเปอร์โนวาเรืองแสงที่จางหายไปอย่างช้าๆซึ่งไม่ใช่การระเบิดที่ไม่เสถียรแบบคู่" ธรรมชาติ . 502 (7471): 346–349 arXiv : 1310.4446 . Bibcode : 2013Natur.502..346N . ดอย : 10.1038 / nature12569 . PMID 24132291 S2CID 4472977   
  95. ^ Tauris, TM; แลงเกอร์น.; โมรียา, TJ; Podsiadlowski, ป.; ยุน, S. -C.; Blinnikov, SI (2013). "ซูเปอร์โนวา Type Ic ที่ถูกถอดออกเป็นพิเศษจากการวิวัฒนาการแบบไบนารีที่ใกล้ชิด" Astrophysical Journal Letters . 778 (2): L23. arXiv : 1310.6356 Bibcode : 20