Supernova

Stabilní verze byla zkontrolována 2. srpna 2022 . Existují neověřené změny v šablonách nebo .

Supernova nebo exploze supernovy je jev, při kterém hvězda prudce zvýší svou jasnost o 4–8 řádů (o 10–20 magnitud ) s následným relativně pomalým zeslabením záblesku [1] [2] . Je výsledkem kataklyzmatického procesu, který nastává na konci vývoje některých hvězd a je doprovázen uvolněním obrovského množství energie.

Supernovy jsou zpravidla pozorovány až poté, co k události již došlo a její záření dosáhlo Země. Proto byla povaha supernov dlouho nejasná. Nyní však existuje několik scénářů, které vedou k takovým ohniskům, ačkoli hlavní ustanovení jsou již zcela jasná .

Výbuch je doprovázen vyvržením značné hmoty hmoty z vnějšího obalu hvězdy do mezihvězdného prostoru a ze zbývající části hmoty jádra vybuchlé hvězdy se zpravidla vytvoří kompaktní objekt - neutronová hvězda , pokud hmotnost hvězdy před výbuchem byla více než 8 hmotností Slunce (M ☉ ), nebo černá díra s hmotností hvězdy nad 40 M ☉ (hmotnost jádra zbývajícího po výbuchu je přes 5 M ☉ ). Společně tvoří zbytek supernovy .

Komplexní studium dříve získaných spekter a světelných křivek v kombinaci se studiem zbytků a možných progenitorových hvězd umožňuje sestavit podrobnější modely a studovat podmínky již existující v době vzplanutí .

Mimo jiné materiál vyvržený při výbuchu z velké části obsahuje produkty termonukleární fúze, která probíhala po celou dobu života hvězdy. Právě díky supernovám se vesmír jako celek a každá galaxie zvláště chemicky vyvíjí.

Název odráží historický proces studia hvězd, jejichž jasnost se s časem výrazně mění, tzv. nové hvězdy .

Název je tvořen štítkem SN , za nímž je uveden rok objevení, zakončený jedno- nebo dvoupísmenným označením. Prvních 26 supernov aktuálního roku dostává na konci názvu jednopísmenné označení velkými písmeny od A do Z. Zbytek supernov má malá dvoupísmenná označení: aa , ab a tak dále. Nepotvrzené supernovy se označují písmeny PSN ( anglicky possible supernova ) s nebeskými souřadnicemi ve formátu Jhhmmssss+ddmmsss .

Velký obrázek

Moderní klasifikace supernov [3]

Třída	Podtřída			Mechanismus
I Žádné vodíkové vedení	Silné linie ionizovaného křemíku (Si II) při 6150 Á	IA Po výbuchu nezůstane nic (ani trpaslík).		termonukleární výbuch
	Silné linie ionizovaného křemíku (Si II) při 6150 Á	Iax [4] Při maximální jasnosti mají oproti Ia nižší svítivost. Po výbuchu zůstane bílý trpaslík, který získá větší rychlost pohybu.		termonukleární výbuch
	Křemíkové čáry jsou slabé nebo chybí	Ib Héliové (He I) linie jsou přítomny.		Gravitační kolaps
	Křemíkové čáry jsou slabé nebo chybí	Ic Heliové čáry jsou slabé nebo chybí
II Existují vodíkové čáry	II-P/L/N Konstanta spektra	II-P/L Žádné úzké linie	II-P Světelná křivka má plató
		II-P/L Žádné úzké linie	Velikost II-L klesá lineárně s časem [5]
		II Přítomné úzké čáry
	IIb Spektrum se v průběhu času mění a stává se podobným spektru Ib.

Světelné křivky

Světelné křivky pro typ I jsou velmi podobné: 2–3 dny dochází k prudkému nárůstu, poté je vystřídán výrazným poklesem (o 3 magnitudy) 25–40 dnů, po kterém následuje pomalé slábnutí, téměř lineární na stupnici magnitudy . Absolutní velikost maxima v průměru pro vzplanutí Ia je , a pro Ib/c je . ${\textstyle M_{B}=-19,5^{m}}$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$

Ale světelné křivky typu II jsou poměrně rozmanité. Pro některé se křivky podobaly křivkám typu I, jen s pomalejším a delším poklesem jasu až do nástupu lineárního stádia. Jiní, když dosáhli vrcholu, zůstali na něm až 100 dní a poté jas prudce klesl a dosáhl lineárního „ocasu“. Absolutní velikost maxima se mění v širokém rozmezí od do . Průměrná hodnota pro IIp je , pro II-L . ${\textstyle -20^{m}}$ ${\textstyle -13^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-17^{m))$

Spectra

Výše uvedená klasifikace již obsahuje některé z hlavních rysů spekter supernov různých typů, zastavme se u toho, co nebylo zahrnuto. První a velmi důležitou vlastností, která dlouhou dobu bránila interpretaci získaných spekter, je, že hlavní čáry jsou velmi široké.

Spektra supernov typu II a Ib/c se vyznačují:

Přítomnost úzkých absorpčních prvků v blízkosti maximálního jasu a úzkých neposunutých emisních složek.
Čáry [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] pozorované v ultrafialovém záření.

Frekvence záblesků

Frekvence výbuchů závisí na počtu hvězd v galaxii nebo, což je stejné pro běžné galaxie, na svítivosti. Obecně přijímaná veličina charakterizující frekvenci vzplanutí v různých typech galaxií je SNu [6] :

1\ {\text{SNu}}={\frac {1\ {\text{SN}}}{10^{10}L_{\odot }(B)\times 100\ {\text{roky }}}},

kde je sluneční svítivost ve filtru B. Pro různé typy erupcí je její hodnota [6] : ${\textstyle L_{\odot }(B)}$

Typ galaxie	IA	Ib/c	II
spirála	0,2	0,25	0,65
eliptický	0,31	Ne	Ne

V tomto případě supernovy Ib/c a II gravitují ke spirálním ramenům.

Pozorování zbytků supernov

Kanonické schéma mladého zbytku je následující [7] :

Možné kompaktní zbytky; obvykle pulsar , ale možná černá díra .
Vnější rázová vlna šířící se v mezihvězdné hmotě .
Zpětná vlna šířící se v látce vyvržené supernovy.
Sekundární, šířící se ve sraženinách mezihvězdného prostředí a v hustých výronech supernov.

Dohromady tvoří následující obrázek: za čelem vnější rázové vlny se plyn ohřívá na teploty T S ≥ 10 7 K a vyzařuje v oblasti rentgenového záření s energií fotonu 0,1–20 keV; podobně plyn za čelem zpětné vlny tvoří druhou oblast rentgenového záření. Čáry vysoce ionizovaného Fe, Si, S a dalších prvků naznačují tepelnou povahu záření z obou vrstev.

Optické záření mladého zbytku vytváří plyn v shlucích za čelem sekundární vlny. Protože je v nich rychlost šíření vyšší, plyn se rychleji ochlazuje a záření přechází z oblasti rentgenového záření do oblasti optické. Původ dopadu optického záření je potvrzen relativní intenzitou čar.

Vlákna v Cassiopeia A jasně ukazují, že původ shluků hmoty může být dvojí. Takzvaná rychlá vlákna se rozptylují rychlostí 5000-9000 km/s a vyzařují pouze v liniích O, S, Si - tedy jde o shluky vzniklé v době výbuchu supernovy. Stacionární kondenzace mají naproti tomu rychlost 100–400 km/s a je v nich pozorována normální koncentrace H, N, O. Dohromady to ukazuje, že tato látka byla vyvržena dávno před výbuchem supernovy a byla později zahřátý vnější rázovou vlnou.

Synchrotronová rádiová emise z relativistických částic v silném magnetickém poli je hlavním pozorovacím znakem pro celý zbytek. Oblastí jeho lokalizace jsou frontální oblasti vnějších a zpětných vln. Synchrotronové záření je také pozorováno v oblasti rentgenového záření [7] .

Teoretický popis

Dekompozice pozorování

Povaha supernov Ia je odlišná od povahy ostatních vzplanutí. Jasně to dokazuje absence vzplanutí typu Ib/c a typu II v eliptických galaxiích. Z obecných informací o posledně jmenovaném je známo, že je zde málo plynu a modrých hvězd a tvorba hvězd skončila před 10 10 lety. To znamená, že všechny hmotné hvězdy již dokončily svůj vývoj a z těch nevyvinutých zůstaly jen hvězdy s hmotností menší než Slunce. Z teorie hvězdné evoluce je známo, že hvězdy tohoto typu nelze vyhodit do povětří, a proto je pro hvězdy o hmotnosti 1-2M ⊙ [6] potřeba mechanismus prodloužení života .

Absence vodíkových čar ve spektrech Ia \ Iax naznačuje, že je v atmosféře původní hvězdy extrémně malá. Hmotnost vyvržené hmoty je poměrně velká - 1M ⊙ , obsahuje především uhlík, kyslík a další těžké prvky. A posunuté čáry Si II naznačují, že během ejekce aktivně probíhají jaderné reakce. To vše přesvědčuje, že jako prekurzorová hvězda se chová bílý trpaslík, pravděpodobně uhlík-kyslíkový [8] .

Gravitace směrem ke spirálním ramenům supernov typu Ib\c a II naznačuje, že progenitorová hvězda jsou krátkodobé O-hvězdy o hmotnosti 8-10M ⊙ .

Termonukleární výbuch

Jedním ze způsobů, jak uvolnit potřebné množství energie, je prudké zvýšení hmotnosti látky podílející se na termojaderném spalování, tedy termonukleární výbuch. Fyzika jednotlivých hvězd to však neumožňuje. Procesy ve hvězdách umístěných v hlavní posloupnosti jsou v rovnováze. Proto všechny modely berou v úvahu konečnou fázi hvězdného vývoje - bílé trpaslíky . Poslední jmenovaný je však stabilní hvězdou a vše se může změnit pouze při přiblížení k hranici Chandrasekhar . To vede k jednoznačnému závěru, že termonukleární výbuch je možný pouze ve více hvězdných systémech, nejspíše v tzv. dvojhvězdách .

V tomto schématu existují dvě proměnné, které ovlivňují skupenství, chemické složení a konečnou hmotnost látky účastnící se exploze.

První [8] :

Druhým společníkem je obyčejná hvězda, ze které k té první proudí hmota.
Druhým společníkem je stejný bílý trpaslík. Tento scénář se nazývá dvojitá degenerace.

Druhý:

Při překročení Chandrasekharova limitu dojde k výbuchu.
Před ním dojde k výbuchu.

Společné pro všechny scénáře supernovy Ia je, že explodující trpaslík je s největší pravděpodobností uhlík-kyslík. V nárazové vlně spalování, jdoucí od středu k povrchu, probíhají reakce [9] :

^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16,76~MeV),

^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).

Hmotnost reagující látky určuje energii výbuchu a podle toho i brilanci na svém maximu. Pokud předpokládáme, že do reakce vstoupí celá hmota bílého trpaslíka, pak energie exploze bude 2,2 10 51 erg [10] .

Další chování světelné křivky je určeno hlavně rozpadovým řetězcem [9] :

^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe.

Izotop 56 Ni je nestabilní a má poločas rozpadu 6,1 dne. Dále e -záchyt vede k vytvoření jádra 56Co, převážně v excitovaném stavu s energií 1,72 MeV. Tato hladina je nestabilní a přechod jádra do základního stavu je doprovázen emisí kaskády γ-kvant s energiemi od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Tato kvanta zažívají Comptonův rozptyl a jejich energie rychle klesá na ~100 keV. Taková kvanta jsou již účinně absorbována fotoelektrickým jevem a v důsledku toho ohřívají látku. Jak se hvězda rozpíná, hustota hmoty ve hvězdě klesá, počet srážek fotonů se snižuje a hmota na povrchu hvězdy se stává pro záření průhledná. Jak ukazují teoretické výpočty, tato situace nastává přibližně 20-30 dní poté, co hvězda dosáhne své maximální svítivosti.

Po 60 dnech po nástupu se látka stane transparentní pro γ-záření. Na světelné křivce začíná exponenciální rozpad. V této době se izotop 56 Ni již rozpadl a uvolnění energie je způsobeno β-rozpadem 56 Co na 56 Fe ( T 1/2 = 77 dní) s excitační energií až 4,2 MeV.

Gravitační jádro kolaps

Druhým scénářem uvolnění potřebné energie je kolaps jádra hvězdy. Její hmotnost by měla být přesně rovna hmotnosti jejího zbytku – neutronové hvězdy, dosazením typických hodnot dostáváme [11] :

E_{{tot}}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{{53}}

erg,

kde M = M ☉ a R = 10 km, G je gravitační konstanta. Typický čas je:

\tau _{{ff}}\sim {\frac {1}{{\sqrt {G\rho }}}}~4\cdot 10^{{-3}}\cdot \rho _{{12}} ^{{-0,5}}

kde ρ 12 je hustota hvězdy, normalizovaná na 10 12 g/cm 3 .

Získaná hodnota je o dva řády větší než kinetická energie pláště. Je potřeba nosič, který na jedné straně musí odnášet uvolněnou energii a na druhé straně nesmí interagovat s hmotou. Neutrino je pro roli takového nosiče vhodné.

Za jejich vznik je zodpovědné několik procesů. První a nejdůležitější pro destabilizaci hvězdy a začátek komprese je proces neutronizace [11] :

{}^{3}He+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e},

{}^{4}He+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e},

{}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}.

Neutrina z těchto reakcí odnášejí 10 %. Hlavní roli při chlazení hrají procesy URCA (chlazení neutrin):

e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p,

e^{-}+p\to \nu _{e}+n.

Místo protonů a neutronů mohou atomová jádra také působit s tvorbou nestabilního izotopu, který podléhá rozpadu beta:

e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},

(A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.

Intenzita těchto procesů se kompresí zvyšuje, a tím ji urychluje. Tento proces je zastaven rozptylem neutrin degenerovanými elektrony, při kterém dochází k jejich termolýze[ termín neznámý ] a jsou uzamčeny uvnitř látky. Dostatečná koncentrace degenerovaných elektronů je dosažena při hustotách g/cm 3 . ${\textstyle \rho _{{nuc}}=2,8\cdot 10^{{14}}}$

Všimněte si, že neutronizační procesy probíhají pouze při hustotách 10 11 g/cm 3 , které jsou dosažitelné pouze v jádře hvězdy. To znamená, že hydrodynamická rovnováha je narušena pouze v ní. Vnější vrstvy jsou v místní hydrodynamické rovnováze a kolaps začíná až poté, co se centrální jádro smrští a vytvoří pevný povrch. Odraz od tohoto povrchu zajišťuje vyhození pláště.

Model pozůstatku mladé supernovy Teorie evoluce zbytku supernovy

Ve vývoji zbytku supernovy existují tři fáze:

Volný let. Končí v okamžiku, kdy se hmotnost hrabané hmoty rovná hmotnosti výhozu: $R_{s}=\left({\frac {3M_{0}}{4\pi \nu m_{H}n_{0}}}\right)\simeq 2$ pc, roky. $t={\frac {R_{s}}{V_{s}}}\simeq 200$
Adiabatická expanze (stupeň Sedov). Výbuch supernovy v této fázi je reprezentován jako silný bodový výbuch v médiu s konstantní tepelnou kapacitou. Automodální řešení Sedov , testované na jaderných explozích v zemské atmosféře, je použitelné na tento problém: $R_{S}=13.5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)^{0.2}\left({\frac {t}{10 ^{4} rok}}\vpravo)^{0,4}$ PC $T_{S}=1,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)R_{S,(pc)}^{-3}10^{10 }$ Na
Stupeň intenzivního osvětlení. Začíná, když teplota za frontou dosáhne maxima na křivce radiačních ztrát. Podle numerických výpočtů k tomu v tuto chvíli dochází: ${\displaystyle t_{cool}=2,7E_{51}^{0,24}n_{0}^{-0,52}*10^{4))$ let Odpovídající poloměr vnější rázové vlny a její rychlost jsou: $R_{cool}=20E_{51}^{0},29n_{0}^{-0,41}$ ks, km/s $V_{cool}=280E_{51}^{0,055}n_{0}^{0,11}$

Expanze obalu se zastaví v okamžiku, kdy se tlak zbytkového plynu vyrovná tlaku plynu v mezihvězdném prostředí. Poté se zbytek začne rozptýlit a narazí na náhodně se pohybující mraky. Doba resorpce dosahuje:

t_{max}=7E_{51}^{0.32}n_{0}^{0.34}{\tilde {P}}_{0.4}^{-0.7}

let

Vytvoření podrobného popisu

Hledání zbytků supernov

Hledání prekurzorových hvězd

Teorie supernovy Ia

Kromě výše popsaných nejistot v teoriích supernov Ia vyvolává mnoho kontroverzí samotný mechanismus exploze. Nejčastěji lze modely rozdělit do následujících skupin [12] :

Okamžitá detonace.
Zpožděná detonace.
Pulzující zpožděná detonace.
Turbulentní rychlé spalování.

Alespoň pro každou kombinaci počátečních podmínek lze uvedené mechanismy nalézt v té či oné variantě. Ale rozsah navrhovaných modelů není omezen na toto. Jako příklad můžeme uvést modely, kdy vybuchnou dva bílí trpaslíci najednou. To je přirozeně možné pouze v těch scénářích, kde se obě složky vyvinuly.

Chemický vývoj a dopad na mezihvězdné prostředí

Chemický vývoj vesmíru. Původ prvků s atomovým číslem nad železem

Výbuchy supernov jsou hlavním zdrojem doplňování mezihvězdného prostředí prvky s atomovými čísly většími (nebo, jak se říká, těžšími ) He . Procesy, které k nim vedly, jsou však různé pro různé skupiny prvků a dokonce i izotopy.

Téměř všechny prvky těžší než He a až Fe jsou výsledkem klasické termonukleární fúze, ke které dochází například v nitru hvězd nebo při explozích supernov během p-procesu . Zde stojí za zmínku, že extrémně malá část byla přesto získána v průběhu primární nukleosyntézy.
Všechny prvky těžší než 209 Bi jsou výsledkem r-procesu.
Původ ostatních je předmětem diskuse, jako možné mechanismy jsou navrženy s- , r-, ν- a rp-procesy [13] .

R proces

r-proces je proces tvorby těžších jader z lehčích postupným záchytem neutronů v průběhu ( n , γ) reakcí; pokračuje, dokud je rychlost záchytu neutronů vyšší než rychlost β − -rozpadu izotopu . Jinými slovy, průměrná doba záchytu n neutronů τ(n,γ) by měla být:

\tau (n,\gamma )\cca {\frac {1}{n))\tau _{\beta },

kde τ β je průměrná doba β-rozpadu jader tvořících řetězec r-procesu. Tato podmínka ukládá omezení na hustotu neutronů, protože:

\tau (n,\gamma )\přibližně \left(\rho \overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}\vpravo)^{{-1}}

kde je součin průřezu reakce ( n ,γ) a rychlosti neutronu vzhledem k cílovému jádru, zprůměrované přes Maxwellovo spektrum distribuce rychlosti. Vzhledem k tomu, že r-proces probíhá v těžkých a středních jádrech, 0,1 s < τ β < 100 s, pak pro n ~ 10 a okolní teplotu T = 10 9 K získáme charakteristickou hustotu: $\overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}$

\rho \cca 2\cdot 10^{{17}}

neutrony /cm3 .

Takové podmínky jsou dosaženy v:

rázová vlna, která při průchodu vrstvou helia a neonu vyvolá reakci s požadovanou koncentrací neutronů. $\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$
centrální část hmotné hvězdy ve stádiu před supernovou. Při fotodezintegraci železa v konečné fázi evoluce tam vzniká velké množství neutronů a -částic. $\displaystyle\mathrm{\alpha}$ $\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}He} + 4\,\mathrm{^{1}n}$

ν-proces

ν-proces je proces nukleosyntézy prostřednictvím interakce neutrin s atomovými jádry. Může být zodpovědný za výskyt izotopů 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La a 180 Ta [13] .

Historie pozorování

Hipparchův zájem o stálice mohl být inspirován pozorováním supernovy (podle Plinia). Nejstarší záznam, který je identifikován jako pozorování supernovy SN 185 , pořídili čínští astronomové v roce 185 našeho letopočtu. Nejjasnější známá supernova, SN 1006 , byla podrobně popsána čínskými a arabskými astronomy. Supernova SN 1054 byla dobře pozorována a dala vzniknout Krabí mlhovině . Supernovy SN 1572 a SN 1604 byly viditelné pouhým okem a měly velký význam pro rozvoj astronomie v Evropě, protože byly používány jako argument proti aristotelské myšlence, že svět za Měsícem a sluneční soustavou se nemění. Johannes Kepler začal SN 1604 dodržovat 17. října 1604 . Jednalo se o druhou supernovu, která byla zaznamenána ve fázi zjasnění (po SN 1572 Tycha Brahe v souhvězdí Cassiopeia).

S rozvojem dalekohledů bylo možné pozorovat supernovy v jiných galaxiích, počínaje pozorováním supernovy S Andromeda v mlhovině Andromeda v roce 1885 . Během dvacátého století byly vyvinuty úspěšné modely pro každý typ supernovy a porozumění jejich roli v procesu tvorby hvězd se zvýšilo. V roce 1941 vyvinuli američtí astronomové Rudolf Minkowski a Fritz Zwicky moderní klasifikační schéma pro supernovy.

V 60. letech 20. století astronomové přišli na to, že maximální svítivost výbuchů supernov lze použít jako standardní svíčku , tedy měřítko astronomických vzdáleností. Supernovy nyní poskytují důležité informace o kosmologických vzdálenostech. Nejvzdálenější supernovy se ukázaly být slabší, než se očekávalo, což podle moderních konceptů ukazuje, že expanze vesmíru se zrychluje.

Byly vyvinuty metody pro rekonstrukci historie výbuchů supernov, které nemají žádné písemné záznamy o pozorováních. Datum objevení supernovy Cassiopeia A bylo určeno ze světelné ozvěny z mlhoviny , zatímco stáří zbytku supernovy RX J0852.0−4622 se odhaduje na základě měření teploty a γ-emise z rozpadu titanu-44 . V roce 2009 byly v antarktickém ledu nalezeny dusičnany , což odpovídá době výbuchu supernovy.

23. února 1987 se ve Velkém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 168 tisíc světelných let od Země zableskla supernova SN 1987A , nejblíže Zemi pozorované od vynálezu dalekohledu. Poprvé byl zaznamenán tok neutrin z erupce. Výbuch byl intenzivně studován pomocí astronomických družic v oblasti ultrafialového, rentgenového a gama záření. Zbytek supernovy byl prozkoumán pomocí ALMA , Hubblea a Chandry . Neutronová hvězda ani černá díra , které by podle některých modelů měly být v místě ohniska, dosud nebyly objeveny.

22. ledna 2014 explodovala supernova SN 2014J v galaxii M82 , která se nachází v souhvězdí Velké medvědice . Galaxie M82 se nachází ve vzdálenosti 12 milionů světelných let od naší galaxie a má zdánlivou hvězdnou velikost těsně pod 9. Tato supernova je Zemi nejblíže od roku 1987 (SN 1987A).

V dubnu 2018 britští vědci z University of Southampton z British Royal Astronomical Society na konferenci EWASS ( Evropský týden astronomie a kosmického výzkumu) byly oznámeny údaje [15] o možném objevu nového, dosud neprozkoumaného třetího typu supernov v průběhu jejich pozorování. Během těchto pozorování bylo v rámci programu Dark Energy Survey Supernova Program (DES-SN) zaznamenáno 72 krátkodobých vzplanutí s teplotami od 10 do 30 tisíc °C a velikostí od několika jednotek do několika stovek AU. e. Hlavním rysem těchto kosmických událostí je jejich relativně krátké trvání – pouze několik týdnů a ne několik měsíců jako u běžných supernov. [16]

Nejznámější supernovy a jejich pozůstatky

krabí mlhovina
Supernova SN 1572
Supernova SN 1604 (Keplerova supernova)
Supernova SN 1987A
Supernova SN 1993J
Hypernova SN 2006gy
Supernova G1.9+0.3 (nejmladší známá v naší Galaxii)

Historické supernovy v naší galaxii (pozorované)

supernova	Datum vypuknutí	Souhvězdí	Max. lesk	Vzdálenost ( st. roky )	Typ blesku	Doba viditelnosti _ _	Zbytek	Poznámky
SN 185	185 , 7. prosince	Kentaurus	−8	9100	IA?	8-20 měsíců	G315.4-2.3 (RCW 86) [17]	Čínské kroniky: pozorováno poblíž Alpha Centauri.
SN 369	369	neznámý	neznámý _	neznámý _	neznámý _	5 měsíců	neznámý	Čínské kroniky: situace je velmi málo známá. Pokud se nacházela poblíž galaktického rovníku, je vysoce pravděpodobné, že šlo o supernovu, pokud ne, byla to s největší pravděpodobností pomalá nova.
SN 386	386	Střelec	+1,5	16 000	II?	2-4 měsíce	G11,2-0,3	Čínské kroniky
SN 393	393	Štír	0	34 000	neznámý _	8 měsíců	několik kandidátů	Čínské kroniky
SN 1006	1. května 1006	Vlk	−7.5	7200	IA	18 měsíců	SNR 1006	Švýcarští mniši, arabští vědci a čínští astronomové.
SN 1054	1054 4. července	Býk	−6	6300	II	21 měsíců	krabí mlhovina	na Blízkém a Dálném východě (nevyskytuje se v evropských textech, kromě vágních narážek v irských klášterních kronikách).
SN 1181	1181 , srpen	Cassiopeia	−1	8500	neznámý _	6 měsíců	Možná 3C58 (G130.7+3.1)	díla Alexandra Nekema , profesora na univerzitě v Paříži, a čínské a japonské texty.
SN 1572	1572 6. listopadu	Cassiopeia	−4	7500	IA	16 měsíců	Zbytek supernovy Tycho	Tato událost je zaznamenána v mnoha evropských zdrojích, včetně záznamů mladého Tycha Brahe . Je pravda, že si všiml plápolající hvězdy až 11. listopadu , ale sledoval ji celý rok a půl a napsal knihu „De Nova Stella“ („O nové hvězdě“) - první astronomickou práci na toto téma.
SN 1604	1604 9. října	Ophiuchus	−2.5	20 000	IA	18 měsíců	Keplerovy zbytky supernovy	Od 17. října ji začal studovat Johannes Kepler , který svá pozorování nastínil v samostatné knize.
SN 1680	1680 16. srpna	Cassiopeia	+6	10 000	IIb [18]	neznámé (ne více než týden)	Zbytek supernovy Cassiopeia A	možná viděný Flamsteedem a katalogizovaný jako 3 Cassiopeiae .

Viz také

Poznámky

↑ Tsvetkov D. Yu. Supernovy . Získáno 6. června 2015. Archivováno z originálu 18. června 2015. (neurčitý)
↑ Supernovy // Fyzická encyklopedie : [v 5 svazcích] / Kap. vyd. A. M. Prochorov . - M .: Sovětská encyklopedie (sv. 1-2); Velká ruská encyklopedie (sv. 3-5), 1988-1999. — ISBN 5-85270-034-7 .
↑ Scannapieco Evan , Bildsten Lars. Rychlost supernov typu Ia // The Astrophysical Journal. - 2005. - 5. srpna ( roč. 629 , č. 2 ). - S. L85-L88 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/452632 .
↑ 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 TYP Iax SUPERNOVAE: NOVÁ TŘÍDA STELAR EXPLOZE // The Astrophysical Journal. - 2013. - 25. března ( roč. 767 , č. 1 ). - S. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 .
↑ Doggett JB , Branch D. Srovnávací studie světelných křivek supernov // The Astronomical Journal. - 1985. - Listopad ( sv. 90 ). - S. 2303 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/113934 .
↑ 1 2 3 Lozinskaya T. A. Exploze hvězd a hvězdného větru v galaxiích. - 2. - Moskva: URSS, 2013. - S. 48-54. — 216 s. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Lozinskaya T. A. Exploze hvězd a hvězdného větru v galaxiích. - 2. - Moskva: URSS, 2013. - S. 59-67. — 216 s. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Hillebrandt Wolfgang , Niemeyer Jens C. Modely výbuchu supernovy typu Ia // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - 2000. - září ( roč. 38 , č. 1 ). - S. 191-230 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 .
↑ 1 2 Ishkhanov B. S., Kapitonov I. M., Tutyn I. A. Nukleosyntéza ve vesmíru . - M. , 1998. Archivní kopie z 27. prosince 2012 na Wayback Machine
↑ Iben I., Jr. , Tutukov AV Supernovy typu I jako konečné produkty evoluce dvojhvězd se složkami střední počáteční hmotnosti (M ne větší než asi 9 hmotností Slunce) // The Astrophysical Journal Supplement Series. - 1984. - únor ( sv. 54 ). - S. 335 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1086/190932 .
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Obecná astrofyzika. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 s. — (Supernovy a zbytky supernov). - 3000 výtisků. - ISBN 5-85099-169-7 , MDT 52, BBC 22.6.
↑
* http://adsabs.harvard.edu/abs/2012nuco.confE..50F Archivováno 12. září 2017 na Wayback Machine
- http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...719.1067K Archivováno 19. února 2015 na Wayback Machine
- Maoz Dan , Mannucci Filippo , Nelemans Gijs. Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - 2014. - 18. srpna ( roč. 52 , č. 1 ). - S. 107-170 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031 .
↑ 1 2 3 José J.; Iliadis C. Nukleární astrofyzika: nedokončené pátrání po původu prvků. - Zprávy o pokroku ve fyzice, 2011. - doi : 10.1088/0034-4885/74/9/096901 . - .
↑ Hubble našel záhadnou prstencovou strukturu kolem supernovy 1987a , HubbleSite ( 19. května 1994). Archivováno z originálu 27. dubna 2015. Staženo 27. dubna 2015.
↑ Astronomové našli 72 jasných a rychlých explozí , ScienceDaily . Archivováno z originálu 5. dubna 2018. Staženo 5. dubna 2018.
↑ S. Vasiliev. Rychlé a jasné záblesky naznačovaly existenci supernov neznámého typu. . Nahá věda . naked-science.ru (4. dubna 2018). Staženo 5. dubna 2018. Archivováno z originálu 5. dubna 2018. (Ruština)
↑ RCW 86: pozůstatek historické supernovy . Získáno 11. listopadu 2011. Archivováno z originálu 26. listopadu 2011. (neurčitý)
↑ Zbytky supernovy Archivovány 23. března 2009 na Wayback Machine // Astronet

Literatura

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

Odkazy

Tsvetkov D. Yu. Supernovy - moderní přehled supernov.
Popov S. B. Jak explodují vyhublí supergianti? — Detailní model výbuchu supernovy II.
Levin A. Vesmírné bomby // " Popular Mechanics " č. 8, 2007
Green D. A., Stevenson R. F. Historické supernovy // Astronet
Superluminous supernovae: Nejvzdálenější a nejjasnější supernova šokovala astronomy // " Vesti. Nauka", 23. prosince 2013
Seznam supernov , CBAT IAU

Slovníky a encyklopedie

V bibliografických katalozích
BNE : XX536209 BNF : 11981120n GND : 4184117-7 J9U : 987007551031905171 LCCN : sh85130637 NDL : 00573732 NKC : ph116336

supernovy
Třídy	Typ Ia Typ Iax Typ Ib a Ic Typ II Hypernova těžké povinnosti Párově nestabilní bohaté na vápník
Fyzika	uhlíková detonace Nepřítel blízkozemské supernovy Phillipsův postoj Nukleosyntéza p-proces r-proces y-proces Neutrina supernovy
související témata	pseudo supernova Supernova s párovou nestabilitou Neúspěšná supernova gama záblesk Zdroj měkkých opakujících se záblesků gama Gravitační vlny rychlé výbuchy rádia kilonovaya jasně červená nová Nová hvězda pulsární náraz Quark nova Symbiotická nova
předchůdci	hypergiant žlutá Červené světle modrá proměnná veleobr modrý Červené žlutá bílý trpaslík výběr článků Vlčí hvězda - Rayet Hvězda Super Agb
Zůstává	pozůstatek supernovy plerion neutronová hvězda pulsar magnetar hvězdná hmota černá díra kompaktní hvězda kvarková hvězda exotická hvězda zombie hvězda místní bublina Superbublina
Objevy	Hostující hvězda Historie pozorování supernov Chronologie neutronových hvězd, pulsarů, supernov a bílých trpaslíků
Seznamy	kandidáti na supernovu supernovy masivní hvězdy zbytky supernovy
Známý	Barnardova smyčka Cassiopeia A krabí mlhovina IPTF14hls SN 1000+0216 SN 1572 SN 1604 S Andromedae SN 1987A SN 1994D SN 185 SN 1006 SN 2003fg G1,9+0,3 SN 2007bi SN 2011fe SN 2014J Supernova Refsdala Zbytek supernovy v Sails SN 2006gy ASASSN-15lh SN 2016aps SN 2018 kráva AT2018 kráva
Kategorie:Navigační šablony:Astronomie Commons:Supernovae

proměnné hvězdy
Sopečný	Vlk - Raie Gamma Cassiopeiae Nesprávně ( proměnné Orionu ( T Taurus Fuors )) R Severní koruna RS Beagle Psi S Dorado UV Čína
Pulzující	Cefeidy ( klasické cefeidy Cefeidy typu II ( BL Hercules W Virgin RV Taurus )) Alpha Cygnus Beta Cephei Delta štít Gamma Doradus Pomalu špatně Mirida Polosprávné Pulzující bílí trpaslíci PV dalekohled RR Lyra Phoenix SX
rotující	α² Hound Dogs OD Dragona Rotační elipsoidní Vlasy FK Veroniky Pulsary SX Beran
Kataklyzmatické	Nový Opakujte nové polárky Střední poláry Trpasličí novy ( SS Cygnus , SU Ursa Major , Z Giraffe ) Zářivě červená nová supernovy AM Beagle Psi Z Andromedae
zákrytové dvojhvězdy	Algol Beta Lyrae W Ursa Major
Seznamy	Seznam typů proměnných hvězd GCVS
Kategorie: Proměnné hvězdy

Černé díry

Typy

Rozměry

Vzdělání

Vlastnosti

Modelky

teorie

Přesná řešení v obecné teorii relativity

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Přesné řešení černé díry

související témata

Kategorie:Černé díry