Supernova

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
Ostatak supernove RCW 103 s neutronskom zvijezdom 1E 161348-5055 u centru

Supernova ili eksplozija supernove je pojava tokom koje zvijezda naglo povećava svoj sjaj za 4-8 redova magnitude (za 10-20 magnituda ), nakon čega slijedi relativno sporo raspadanje izbijanja [1] [2] . To je rezultat kataklizmičkog procesa koji se javlja na kraju evolucije nekih zvijezda i praćen je oslobađanjem ogromne količine energije.

Po pravilu, supernove se posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i kada je njegovo zračenje stiglo do Zemlje. Stoga je priroda supernova dugo bila nejasna. Ali sada se predlaže dosta scenarija koji dovode do takvih izbijanja, iako su glavne odredbe već sasvim jasne Idite na odjeljak "#Opšta slika" ...

Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase materije iz vanjske ljuske zvijezde u međuzvjezdani prostor, a iz ostatka jezgrenog materijala eksplodirane zvijezde u pravilu se formira kompaktni objekt - neutronska zvijezda. , ako je masa zvijezde prije eksplozije bila veća od 8 solarnih masa (M ), ili crna rupa sa masom zvijezde preko 40 M (masa jezgra preostale nakon eksplozije je preko 5 M ). Zajedno formiraju ostatak supernove Idite na odjeljak "# Model mladog ostatka supernove" ...

Sveobuhvatno proučavanje prethodno dobijenih spektra i svjetlosnih krivulja u kombinaciji sa proučavanjem ostataka i mogućih zvijezda prekursora omogućava izgradnju detaljnijih modela i proučavanje uslova koji su već vladali u vrijeme izbijanja. Idite na odjeljak "# Izrada detaljnog opisa" ...

Između ostalog, materijal izbačen tokom izbijanja u velikoj meri sadrži proizvode termonuklearne fuzije koja se odvijala tokom čitavog života zvezde. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini i svaka galaksija posebno se razvijaju kemijski.

Ime odražava istorijskog procesa studije zvezda, osvjetljenje koji se mijenja značajno tokom vremena, tzv nove zvezde Idite na odjeljak "# historija posmatranja" ...

Ime se sastoji od oznake SN , iza koje se stavlja godina otvaranja, a kraj jednoslovne ili dvoslovne oznake. Prvih 26 supernova tekuće godine dobija jednoslovne oznake na kraju imena, velikim slovima od A do Z. Ostale supernove dobijaju dvoslovne oznake malim slovima: aa , ab , itd. Nepotvrđenim supernove su označeni slovima PSN ( na engleskom moguće supernova) sa nebeskih koordinata u formatu Jhhmmssss + ddmmsss.

Velika slika

Moderna klasifikacija supernova [3]
Klasa Podklasa Mehanizam
I
Nema vodonika
Jake linije jonizovanog silicijuma (Si II) na 6150 Å Ia

Nakon eksplozije ne ostaje ništa (čak ni patuljak).

Termonuklearna eksplozija
Iax [4]
Pri maksimalnom osvjetljenju imaju manju svjetlost u odnosu na Ia. Nakon eksplozije ostaje bijeli patuljak, koji postiže veliku brzinu kretanja.
Slabe ili nikakve silikonske linije Ib
Prisutne su linije helijuma (He I).
Gravitacijski kolaps
Ic
Slabe ili nikakve helijumske linije
II
Vodikove linije su prisutne
II-P / L / N
Spektar je konstantan
II-P / L
Nema uskih linija
II-P
Svjetlosna kriva ima plato
II-L
Magnituda se linearno smanjuje s vremenom[5]
IIn
Prisutne su uske linije
IIb
Spektar se vremenom mijenja i postaje sličan spektru Ib.

Svjetlosne krive

Krivulje svjetlosti za tip I su veoma slične: tokom 2-3 dana dolazi do oštrog porasta, zatim se zamjenjuje značajnim padom (za 3 magnitude) tokom 25-40 dana, nakon čega slijedi sporo opadanje, gotovo linearno u skala magnitude. Apsolutna zvezdana magnituda maksimuma u proseku za baklje Ia je , za Ib / c - ...

S druge strane, krive svjetla tipa II su prilično raznolike. Za neke su krive ličile na one za tip I, samo sa sporijim i dužim smanjenjem svjetline do početka linearne faze. Drugi, nakon što su dostigli vrhunac, ostali su na njemu i do 100 dana, a onda je sjaj naglo opao i otišao na linearni "rep". Apsolutna zvezdana magnituda maksimuma varira u širokom rasponu od prije ... Prosjek za IIp - , za II-L ...

Spectra

Gornja klasifikacija već sadrži neke od glavnih karakteristika spektra različitih tipova supernova; zadržimo se na onome što nije uključeno. Prva i veoma važna karakteristika koja je dugo vremena ometala interpretaciju dobijenih spektra je da su glavne linije veoma široke.

Spektre supernove tipa II i Ib/c karakteriziraju:

  • Prisustvo uskih karakteristika apsorpcije blizu maksimalnog sjaja i uskih nepristrasnih komponenti emisije.
  • Linije [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] uočene u ultraljubičastom zračenju.

Posmatranja izvan optičkog opsega

Flash rate

Učestalost bljeskova zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, od svjetline. Općeprihvaćena vrijednost koja karakterizira učestalost baklji u različitim tipovima galaksija je SNu [6] :

gdje - luminoznost Sunca u filteru B. Za različite vrste baklji njegova vrijednost je [6] :

Tip galaksije Ia Ib / c II
spirala 0.2 0,25 0,65
eliptični 0.31 br br

U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.

Posmatranje ostataka supernove

Rakova maglina (rendgenski snimak), unutrašnji udarni talas, vetar koji se slobodno širi i polarni mlazni tok (mlaz) su jasno vidljivi.

Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća [7] :

  1. Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar , ali moguće i crna rupa .
  2. Vanjski udarni val koji se širi u međuzvjezdanoj materiji .
  3. Povratni talas koji se širi u supstanci izbacivanja supernove.
  4. Sekundarni, koji se širi u nakupinama međuzvjezdanog medija iu gustim izbacivanjima supernove.

Zajedno formiraju sljedeću sliku: iza prednjeg dijela vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature T S ≥ 10 7 K i emituje u rendgenskom području s energijom fotona od 0,1–20 keV, shodno tome, plin iza prednje strane povratnog talasa formira drugu oblast rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanih Fe, Si, S i drugih elemenata ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.

Optičko zračenje mladog ostatka stvara plin u nakupinama iza prednjeg dijela sekundarnog vala. Pošto je brzina širenja u njima veća, što znači da se gas brže hladi, a zračenje prelazi iz rendgenskog u optičko područje. Porijeklo udarnog optičkog zračenja potvrđuje se relativnim intenzitetima linija.

Vlakna u Kasiopeji A jasno pokazuju da porijeklo nakupina materije može biti dvostruko. Takozvani brzi filamenti se raspršuju brzinom od 5000-9000 km/s i emituju samo u linijama O, S, Si - to jest, to su nakupine nastale u trenutku eksplozije supernove. Stacionarne kondenzacije, s druge strane, imaju brzinu od 100-400 km/s i u njima se uočava normalna koncentracija H, N, O. To zajedno ukazuje da je ova supstanca izbačena mnogo prije eksplozije supernove i da je kasnije zagrejan spoljnim udarnim talasom.

Sinhrotronska radio-emisija iz relativističkih čestica u jakom magnetnom polju glavna je karakteristika posmatranja za čitav ostatak. Područje njegove lokalizacije su frontalna područja vanjskih i povratnih valova. Sinhrotronsko zračenje se također opaža u rendgenskom području [7] .

Teorijski opis

Dekompozicija zapažanja

Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih baklji. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib\c i II u eliptičnim galaksijama. Iz općih podataka o potonjem, poznato je da plina i plavih zvijezda ima malo, a formiranje zvijezda je završeno prije 10-10 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a od neevoluiranih zvijezda ostale su samo one s masom manjom od Sunčeve. Iz teorije zvjezdane evolucije poznato je da je zvijezde ovog tipa nemoguće raznijeti, te je stoga potreban mehanizam za produženje života zvijezda s masama od 1-2M [6] .

Odsustvo vodoničnih linija u Ia \ Iax spektru sugerira da je on izuzetno mali u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene supstance je dovoljno velika - 1M , uglavnom sadrži ugljenik, kiseonik i druge teške elemente. A pomaknute linije Si II ukazuju na to da se nuklearne reakcije aktivno odvijaju tokom izbacivanja. Sve nas to uvjerava da bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljično-kiseonički patuljak, djeluje kao zvijezda prekursor [8] .

Gravitacija prema spiralnim krakovima supernove tipa Ib \ c i II ukazuje na to da su zvijezda progenitor kratkovječne O-zvijezde s masom od 8-10 M .

Termonuklearna eksplozija

Dominantni scenario

Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno sagorijevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu evolucije zvijezda - bijele patuljke . Međutim, potonji je sam po sebi stabilna zvijezda i sve se može promijeniti tek kada se približi Chandrasekhar granici . Ovo dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u višestrukim zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim binarnim zvijezdama .

U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.

Prvi [8] :

  • Drugi pratilac je obična zvijezda iz koje materija teče u prvu.
  • Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.

Sekunda:

  • Eksplozija se događa kada je granica Chandrasekhara prekoračena.
  • Eksplozija se dešava prije toga.

Zajedničko za sve scenarije Ia supernove je da je patuljak koji eksplodira najvjerovatnije patuljak na bazi ugljika i kisika. U eksplozivnom talasu sagorevanja koji ide od centra ka površini, javljaju se reakcije [9] :

Masa supstance koja reaguje određuje energiju eksplozije i, shodno tome, maksimalnu svetlost. Ako pretpostavimo da cijela masa bijelog patuljka ulazi u reakciju, tada će energija eksplozije biti 2,2 10 51 erg [10] .

Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspada [9] :

Izotop 56 Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Sljedeće e- Capture dovodi do formiranja jezgra 56, poželjno Co u pobuđenom stanju sa energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan, a prelazak jezgra u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ-kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti prolaze kroz Comptonovo raspršenje , a njihova energija brzo opada na ~ 100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbovani fotoelektričnim efektom i, kao posljedica toga, zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a materija površine zvijezde postaje providna za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.

60 dana nakon početka, supstanca postaje providna za γ-zračenje. Na krivulji svjetlosti počinje eksponencijalni pad. Do tog vremena, izotop 56 Ni se već raspao, a oslobađanje energije je nastalo zbog β-raspada 56 Co do 56 Fe ( T 1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.

Kolaps gravitacionog jezgra

Model mehanizma gravitacionog kolapsa

Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa treba da bude tačno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvezde, zamenjujući tipične vrednosti, dobijamo [11] :

erg,

gdje je M = M , i R = 10 km, G je gravitaciona konstanta. Karakteristično vrijeme u ovom slučaju:

c,

gdje je ρ 12 gustina zvijezde, normalizirana na 10 12 g/cm 3 .

Dobivena vrijednost je dva reda veličine veća od kinetičke energije ljuske. Potreban je nosač, koji mora, s jedne strane, da odnese oslobođenu energiju, as druge da ne stupi u interakciju sa supstancom. Za ulogu takvog nosioca prikladan je neutrino.

Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kompresije je proces neutronizacije [11] :

Neutrini odnesu 10% ovih reakcija. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URKA-procesi (neutrino hlađenje):

Umjesto protona i neutrona mogu se pojaviti i atomska jezgra sa stvaranjem nestabilnog izotopa koji prolazi kroz beta raspad:

Intenzitet ovih procesa raste sa kompresijom, čime se ubrzava. Ovaj proces zaustavlja raspršivanje neutrina degenerisanim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju. [ nepoznat pojam ] i zaključani su unutar supstance. Dovoljna koncentracija degenerisanih elektrona postiže se pri gustinama g/cm 3 .

Imajte na umu da se procesi neutronizacije odvijaju samo pri gustinama od 10 11 g/cm 3 , koje se mogu postići samo u jezgru zvijezde. To znači da je hidrodinamička ravnoteža narušena samo u njemu. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine omogućava izbacivanje granate.

Model ostatka mlade supernove

Teorija evolucije ostatka supernove

Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:

  1. Besplatno proširenje. Završava se u trenutku kada je masa pokupljene tvari jednaka masi izbacivanja:
    PC, godine.
  2. Adijabatsko širenje (Sedov stupanj). Eksplozija supernove u ovoj fazi izgleda kao eksplozija jake tačke u mediju sa konstantnim toplotnim kapacitetom. Sedovovo samomodalno rješenje, testirano na nuklearne eksplozije u Zemljinoj atmosferi, primjenjivo je na ovaj 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