Supernova typu II

Supernova typu  II je typ supernovy s kolabujícím jádrem , u kterého v důsledku rychlého stlačení a následné silné exploze hmotné hvězdy dojde k prudkému (10 8  - 10 10násobnému) nárůstu svítivosti hvězdy . Aby byl takový výbuch možný, musí hmotnost hvězdy převyšovat hmotnost Slunce ( M ʘ ) alespoň 8krát, ale ne více než 40–50krát [1] . Klasifikace supernov je založena na rozdílu v jejich spektrech a supernovy typu II lze identifikovat podle charakteristických spektrálních sérií vodíku [2] . Takové supernovy jsou obvykle pozorovány ve spirálních ramenech galaxií a v oblastech H II , ale ne v eliptických galaxiích .

Energie ve hvězdách se uvolňuje v důsledku termonukleárních fúzních reakcí prvků. Na rozdíl od Slunce mají velké hvězdy hmotnost nezbytnou pro termonukleární fúzi prvků s atomovou hmotností větší než vodík a helium. Protože teplota a tlak uvnitř hvězdy jsou mnohem vyšší, je životní cyklus takových hvězd kratší. Odpudivý tlak elektronů a energie generovaná fúzními reakcemi jsou dostatečné k udržení hvězdy v rovnováze – když tyto procesy odolávají síle stlačení a brání hvězdě před kolapsem . Hvězda spojuje prvky se stále vyššími hmotnostmi, počínaje vodíkem a heliem a poté se pohybuje periodickou tabulkou, dokud nevznikne železo a nikl . Termonukleární fúze železa a niklu neposkytuje dostatečný energetický výdej pro syntézu těžších prvků, proto se nikl a železo postupně hromadí v centrální zóně hvězdy a tvoří jádro se sníženým obsahem lehkých prvků zapojených do termojaderné fúze. Kvůli nedostatku energie klesá odolnost vůči vnějšímu tlaku, narušuje se rovnováha a centrální jádro je stlačováno hmotou vnějších obalů hvězdy.

Když hmotnost stlačeného centrálního jádra překročí Chandrasekharovu mez (asi 1,4 Mʘ ), energie odpuzování elektronů již nestačí k tomu, aby působila proti gravitační kontrakci. Během několika sekund dojde ke katastrofické implozi jádra. Bez dopadu zhrouceného vnitřního jádra se vnější hmota pod vlivem gravitace zhroutí a dosáhne rychlosti až 23 % rychlosti světla a rychlá kontrakce zvýší teplotu vnitřního jádra na 100 miliard kelvinů . V důsledku toho začnou probíhat neutronizační reakce , které produkují neutrony a neutrina . To způsobí rychlou ztrátu energie unášené výslednými neutriny, přičemž se uvolní asi 10 46 J (100 nepřátel ) v desetisekundovém záblesku. Kolaps vnitřního jádra je zastaven neutronovou degenerací  – začíná působit odpuzování mezi nukleony atomového jádra (protony, neutrony), které donutí imploze otočit se a zhasnout. Energie této rozpínající se rázové vlny je dostatečná k tomu, aby zničila vnější vrstvy hvězdy a zvýšila jejich rychlost a vytvořila explozi supernovy. Výbuch je tak silný, že umožňuje syntézu prvků těžších než železo [2] . V závislosti na počáteční velikosti hvězdy tvoří zbytky jádra neutronovou hvězdu nebo černou díru . Kvůli základnímu mechanismu se výsledná supernova také nazývá supernova s ​​kolapsem jádra.

Existuje několik kategorií výbuchů supernov typu II, které jsou klasifikovány na základě výsledné světelné křivky (grafu závislosti světla na čase) po výbuchu. Supernovy typu II-L zažívají po explozi stálý lineární pokles své světelné křivky, zatímco supernovy typu II-P zažívají období pomalejšího poklesu (plató) své světelné křivky, po kterém následuje normální pokles. Supernovy typu Ib a typu Ic  jsou masivní hvězdy s kolabujícím jádrem, které se zbavily svých vodíkových a (u typu Ic) heliových obalů. V důsledku toho tyto prvky v jejich spektru chybí.

Formace

Hvězdy, mnohem hmotnější než Slunce, se vyvíjejí poměrně složitým způsobem. V jádru hvězdy je helium syntetizováno z vodíku za uvolňování tepelné energie , která zajišťuje tlak pro expandující plyn. Tento tlak brání hvězdě před gravitačním kolapsem nebo jinými slovy zajišťuje takzvanou hvězdnou nebo hydrostatickou rovnováhu . Vzniklé helium se postupně hromadí, protože teplota v jádře ještě není dostatečně vysoká pro jeho spalování a syntézu nových prvků. Nakonec se vodík v jádře vyčerpá, energie uvolněná jeho spalováním se sníží a gravitace způsobí smrštění jádra. Tato kontrakce zvýší teplotu natolik, aby zahájila kratší fázi fúze za pomoci helia, která představuje méně než 10 % celkové životnosti hvězdy. U hvězd s hmotností menší než 8 slunečního uhlíku , vzniklého při fúzi hélia, nevstupuje do fúzních reakcí a hvězda postupně chladne a stává se bílým trpaslíkem [3] [4] . Bílí trpaslíci, pokud mají blízkého společníka v podobě červeného obra , se mohou stát supernovou typu Ia díky narůstání hmoty ze svého souseda [2] .

Větší hvězda je však dostatečně hmotná na to, aby při další kompresi, kdy se vyčerpá i helium, začal v jádře hořet uhlík. Centrální oblasti těchto hmotných hvězd se vrství jako cibule, když se ve středu hromadí těžší atomová jádra: ve vnějších obalech se vodík spálí na helium, pak se vrstva helia přemění na uhlík procesem trojité heliové reakce . a pak jsou tu vrstvy stále těžších prvků. Ve hvězdě se tento proces neustále vyvíjí a prochází opakovanými fázemi: když se termojaderná fúze dalšího prvku zastaví, jádro se smršťuje, dokud tlak a teplota nedostačují k zahájení další fáze fúze, která zastaví kompresi [3] [ 4] .

Gravitační jádro kolaps

Faktorem omezujícím proces hoření hvězdy je množství energie uvolněné při termojaderné fúzi, které závisí na vazebné energii , která drží nukleony v atomovém jádře. Každý další krok produkuje stále těžší jádra, která při fúzi uvolňují stále méně energie. Navíc během jaderného spalování uhlíku dochází k výrazným ztrátám energie prostřednictvím neutrin , která snadno opouštějí hvězdu , což vede k rychlejší reakci než v jiných případech [6] . Toto pokračuje, dokud se nevytvoří nikl-56 , který se během několika měsíců radioaktivně rozpadá na kobalt-56 a poté na železo-56 . Vzhledem k tomu, že železo a nikl mají největší vazebnou energii na nukleon ze všech prvků [7] , nelze energii ve hvězdě získat další fúzí a jádro nikl-železo roste [4] [8] . Toto jádro je pod obrovským gravitačním tlakem. Protože neexistuje žádný zdroj energie, který by teplotu hvězdy dále zvýšil, gravitační kontrakce je zadržována pouze tlakem odpuzování elektronů . V tomto stavu je hmota tak hustá, že další zhušťování bude vyžadovat, aby elektrony obsadily stejné energetické hladiny . Tato situace však není možná pro identické fermionové částice, jako je elektron, podle Pauliho vylučovacího principu .

Když hmotnost jádra překročí Chandrasekharovu mez přibližně 1,4 Mʘ , elektronový odpudivý tlak již nemůže zadržet kontrakci a dojde ke katastrofickému kolapsu [9] . Vnější část jádra se řítí do středu hvězdy rychlostí dosahující 70 000 km/s (23 % rychlosti světla ) [10] . Rychle se smršťující jádro se zahřívá vyzařováním vysokoenergetických gama paprsků , které štěpí železná jádra prostřednictvím jaderného fotoelektrického jevu , emitují jádra helia a volné neutrony . Jak hustota jádra roste, neutronizační reakce se stává energeticky příznivou , ve které se elektrony a protony spojují prostřednictvím inverzního beta rozpadu a vytvářejí neutrony a elementární částice zvané neutrina . Protože neutrina zřídka interagují s normální hmotou, mohou snadno uniknout z jádra, odnést energii a urychlit kolaps, ke kterému dojde během milisekund. Když se vnitřní oblast oddělí od vnějších vrstev hvězdy, část těchto neutrin je pohlcena vnějšími vrstvami hvězdy, což spustí explozi supernovy zcela neprozkoumaným způsobem [11] .

U supernov typu II, po dosažení hustoty srovnatelné s hustotou atomového jádra, kolaps nakonec zastaví odpudivé síly mezi neutrony. Tyto síly jsou způsobeny jak silnou interakcí , tak tlakem neutronové degenerace . Když se kolaps zastaví, stlačující se hmota se roztlačí a vytvoří rázovou vlnu , která se šíří ven. Jaderné štěpné reakce, stejně jako reakce záchytu elektronů, mohou snížit energii vyvržení a zpomalit vlnu na vzdálenost 100–200 kilometrů [12] .

Fáze jaderného kolapsu je tak krátká a energetická, že uniknout mohou pouze neutrina. Když se protony a elektrony spojí a vytvoří neutrony prostřednictvím elektronového záchytu , vytvoří se elektronové neutrino . U typické supernovy typu II má nově vytvořené neutronové jádro počáteční teplotu asi 100 miliard kelvinů , což je 104násobek teploty jádra Slunce. Většina této tepelné energie se musí ztratit, jinak je vytvoření stabilní neutronové hvězdy nemožné, protože neutrony se jednoduše „vyvaří“. Tohoto úniku energie je dosaženo dalším uvolňováním neutrin [13] . Tato „tepelná“ neutrina vznikají jako výsledek oscilací ve formě párů neutrin-antineutrin všech příchutí , kterých je několikanásobně více než neutrin uvolněných záchytem elektronů [14] . Tyto dva mechanismy produkce neutrin převádějí gravitační potenciální energii kolapsu na desetisekundový výbuch neutrin, přičemž se uvolní asi 10 46 J (100 nepřátel ) [15] .

Prostřednictvím procesu, který není jasně pochopen, je asi 1% nebo 10 44 J (1 nepřítel) uvolněné energie (ve formě neutrin) reabsorbováno retardovanou rázovou vlnou, což způsobí explozi supernovy [12] . Neutrina emitovaná supernovou SN 1987A vedla přední astrofyziky k závěru, že teoretický obraz kolapsu jádra je v zásadě správný. Vodní přístroje Kamiokande II a IMB detekovaly antineutrina tepelného původu [13] , zatímco přístroj Baksan založený na galliu-71 detekoval neutrina ( leptonové číslo = 1) buď tepelného původu, nebo elektronového záchytu.

Pokud je hmotnost původní hvězdy menší než 20 M ʘ , pak se v závislosti na síle výbuchu a množství kolabujícího materiálu z nově vzniklého zbytku jádra stane neutronová hvězda [10] . Pokud byla hmotnost větší, pak se zbytek promění v černou díru [4] [16] . Teoretický hmotnostní limit pro takový scénář je asi 40-50 Mʘ . Nad touto hranicí se má za to, že se hvězda přemění v černou díru přímo, bez exploze supernovy [17] , i když nejistoty v modelech kolapsu supernov činí výpočty těchto limitů nepřesné.

Teoretický popis modelu výbuchu supernovy

Standardní model v částicové fyzice je teorie, která popisuje tři ze čtyř známých základních interakcí mezi elementárními částicemi , které tvoří veškerou hmotu . Tato teorie umožňuje předpovídat, jak budou částice interagovat za různých podmínek. Energie částic v supernově je obvykle od jednoho do sto padesáti pikojoulů (od desítek do stovek MeV ) [18] . Tato energie je dostatečně malá, aby předpovědi odvozené ze standardního modelu částicové fyziky byly většinou správné. Vysoká hustota však může vyžadovat úpravy standardního modelu [19] . Zejména urychlovače částic na Zemi mohou vytvářet situace interakce mezi částicemi, které mají mnohem vyšší energii než u supernov [20] . V těchto experimentech však dochází k interakci mezi malým počtem částic a je pravděpodobné, že vysoké hustoty uvnitř supernovy vytvářejí neznámé efekty. K interakcím mezi neutriny a jinými částicemi v supernově dochází prostřednictvím slabé jaderné síly , která je považována za dobře známou. Interakce mezi protony a neutrony se však provádí prostřednictvím silné jaderné síly , která je mnohem méně studována [21] .

Hlavním nevyřešeným problémem u supernov typu II je to, že není jasné, jak výbuch neutrin předá svou energii zbytku hvězdy a vytvoří rázovou vlnu, která způsobí výbuch hvězdy. Z diskuse výše je vidět, že k vytvoření exploze je potřeba předat pouze jedno procento energie. Je však velmi obtížné vysvětlit, jak k tomuto procesu přenosu energie dochází, ačkoli se věří, že částice zapojené do interakce jsou dobře studovány. V 90. letech 20. století byl jedním z modelů konvekční výměna za předpokladu, že konvekce, ať už zahrnující neutrina zespodu, nebo s hmotou padající shora, dokončuje proces zničení progenitorové hvězdy. Prvky těžší než železo vznikají při této explozi záchytem neutronů a tlakem neutrin přitisknutých k hranici „neutrinové koule“. Výbuch supernovy vyvrhne do okolního prostoru oblak plynu a prachu, který je mnohem bohatší na těžké prvky než materiál, ze kterého se hvězda původně skládala [22] .

Fyzika neutrin , která je modelována standardním modelem, je rozhodující pro pochopení tohoto procesu [19] . Další důležitou oblastí výzkumu je hydrodynamika plazmy, která tvoří umírající hvězdu. To, jak se plazma chová při kolapsu jádra, závisí na tom, kdy a jak vzniká „rázová vlna“, a také kdy a jak je „zpomalena“ a aktivována [23] .

Některé teoretické modely ve skutečnosti zahrnují hydrodynamickou nestabilitu v zastavené rázové vlně známé jako "Standing Accretion Shock Instability" (SASI, Standing Accretion Shock Wave). Tato nestabilita vzniká v důsledku vývoje neradiálních poruch narůstající rázové vlny, které ji deformují, což může vést k tomu, že rázová vlna vstoupí do vnějších vrstev hvězdy a explozi supernovy [24] . SASI se často používá v tandemu s teoriemi neutrin v počítačových simulacích aktivace bráněného šoku [25] .

Počítačové modelování přineslo úspěch při výpočtu chování supernov typu II ve fázi vzniku rázové vlny v nich. Zanedbáním první sekundy exploze a předpokladem, že exploze začala, byli astrofyzikové schopni provést podrobné předpovědi o prvcích vytvořených supernovou a její očekávané světelné křivce [26] [27] [28] .

Světelné křivky pro supernovy typu II-L a typu II-P

Spektrum supernovy typu II typicky zobrazuje Balmerovy absorpční čáry  , snížený tok na charakteristických frekvencích , kde atomy vodíku absorbují energii. Přítomnost těchto čar se používá k odlišení této kategorie supernov od supernov typu I.

Když je jasnost supernovy typu II vynesena na časové ose, vykazuje charakteristický vrchol jasnosti následovaný poklesem. Tyto světelné křivky mají průměrnou rychlost poklesu 0,008 magnitudy za den; mnohem nižší než rychlost poklesu supernov typu Ia. Typ II je rozdělen do dvou tříd v závislosti na tvaru světelné křivky. Světelná křivka pro supernovu typu II-L ukazuje stálý lineární pokles po maximální jasnosti. Naproti tomu světelná křivka supernovy typu II-P má zvláštní plochost (nazývanou plošina ) během poklesu, kdy svítivost klesá pomaleji: 0,0075 magnitudy za den pro typ II-P oproti 0,012 magnitudy za den pro typ II-L [ 29] .

Předpokládá se, že rozdíl ve tvaru světelných křivek je v případě supernov typu II-L způsoben vyvržením většiny vodíkového obalu mateřské hvězdy [29] . Fáze plošiny u supernov typu II-P je způsobena změnou opacity vnější vrstvy. Rázová vlna ionizuje vodík ve vnějším obalu - vyhání elektron pryč od atomu vodíku - což vede k výraznému zvýšení opacity . To zabraňuje úniku fotonů z nitra exploze. Když je vodík dostatečně ochlazen pro rekombinaci, vnější vrstva se stane průhlednou [30] .

Supernovy typu IIn

"N" znamená úzký, což znamená přítomnost úzkých nebo středních čar emise vodíku ve spektrech. Průměrná šířka ukazuje, že ejekta z exploze může silně interagovat s plynem kolem hvězdy – cirkumstelárním prostředím [31] [32] . Odhadovaná cirkumstelární hustota potřebná k vysvětlení pozorovaných vlastností je mnohem vyšší, než se očekávalo ze standardní teorie hvězdné evoluce [33] . Předpokládá se, že vysoká cirkumstelární hustota je způsobena velkou ztrátou hmoty před objevením se supernovy IIn. Odhadované hodnoty ztráty hmotnosti jsou obvykle nad 10 −3 M ʘ rok −1 . Existují náznaky, že pocházejí jako jasně modré proměnné hvězdy s velkými ztrátami hmoty před výbuchem [34] . SN 1998S a SN 2005gl jsou příklady supernov typu IIn; Dalším příkladem může být SN 2006gy , extrémně aktivní supernova [35] .

Supernovy typu IIb

Supernova typu IIb má v původním spektru slabou vodíkovou čáru, takže je klasifikována jako typ II. Později se však emise vodíku stává nepostřehnutelnou, ale ve světelné křivce je druhý vrchol, který má spektrum připomínající spíše supernovu typu Ib . Progenitorem by mohla být hmotná hvězda, která vyvrhla většinu svých vnějších vrstev nebo která ztratila většinu svého vodíkového obalu v důsledku interakce se společníkem v binárním systému a zanechala za sebou jádro složené téměř výhradně z helia [36] . Jak se emise typu IIb rozšiřují, vodíková vrstva se rychle stává průhlednější a odhaluje hlubší vrstvy [36] . Klasickým příkladem supernovy typu IIb je SN 1993J [37] [38] , další příklad Cassiopeia A [39] . Třída IIb byla poprvé navržena (jako teoretický koncept) Woosley et al. v roce 1987 [40] a tato třída byla brzy aplikována na SN 1987K [41] a SN 1993J [42] .

Hypernova

Hypernova  je vzácný typ supernovy, která je výrazně jasnější a aktivnější než normální supernovy. Příklady jsou 1997ef (typ Ic) a 1997cy (typ IIn). Hypernovy vznikají různými způsoby: relativistickými výtrysky během formování černé díry, když se hmota vrací do jádra neutronové hvězdy – model kolapsaru ; interakce s hustou schránkou cirkumstelární hmoty - model CSM (anglicky: CircumStellar Material); obrovské párově nestabilní supernovy ; jsou možné i jiné modely, jako je dvojhvězda a kvarková hvězda .

Hvězdy s počáteční hmotností přibližně 25 až 90 hmotností Slunce mají jádra dostatečně velká na to, aby se po výbuchu supernovy hmota vrátila do jádra neutronové hvězdy a vytvořila černou díru. V mnoha případech to snižuje jasnost supernovy a nad 90 Mʘ se hvězda promění přímo v černou díru bez výbuchu supernovy. Pokud se však progenitor otáčí dostatečně rychle, padající hmota generuje relativistické výtrysky, které vyzařují více energie než původní exploze [43] . Jsou také vidět přímo, pokud vyzařují naším směrem, což působí dojmem ještě svítivějšího předmětu. V některých případech mohou generovat záblesky gama , i když ne všechny záblesky gama pocházejí ze supernov [44] .

V některých případech se supernova typu II objeví, když je hvězda obklopena velmi hustým oblakem hmoty vyvržené, pravděpodobně během modrých proměnných výbuchů . Tato rázová hmota se stává jasnější než standardní supernova. Pravděpodobně existuje řada jasů pro tyto supernovy typu IIn, přičemž hypernova je nejjasnější.

K párově nestabilním supernovám dochází, když se kyslíkové jádro extrémně hmotné hvězdy zahřeje natolik, že gama záření samovolně vytvoří páry elektron-pozitron [45] . To má za následek kolaps jádra, ale když kolaps železného jádra způsobí endotermickou fúzi s těžšími prvky, kolaps kyslíkového jádra vytvoří rychlou exotermickou fúzi , která nakonec hvězdu zničí. Celková uvolněná energie závisí na počáteční hmotnosti, přičemž většina jádra se přemění na 56 Ni a je vyvržena, což pak vede k supernově během několika měsíců. Na konci cesty hvězdy o hmotnosti asi 140 Mʘ produkují supernovy, které jsou dlouhověké, ale jinak typické, zatímco hvězdy s nejvyšší hmotností asi 250 Mʘ produkují supernovy extrémně jasných i velmi dlouhých hypernov. Masivnější hvězdy umírají fotonukleárními přeměnami . Pouze hvězdy populace III s velmi nízkou metalicitou mohou dosáhnout tohoto stadia . Hvězdy s těžšími prvky jsou slabší a odlupují své vnější vrstvy, dokud nejsou dostatečně malé, aby explodovaly jako normální supernova typu Ib/c. Předpokládá se, že i v naší galaxii může spojení starých hvězd s nízkou metalicitou vytvořit masivní hvězdy, které se mohou změnit v párově nestabilní supernovu.

Viz také

• Supernova typu Ia
• Seznam zbytků supernov
• navýšení
• Hypernova
• pozůstatek supernovy
• blízkozemské supernovy
• Seznam hvězd - kandidátů na supernovy

Poznámky

1. ↑ Gilmore, Gerry. The Short Spectacular Life of a Superstar   // Science . - 2004. - Sv. 304 , č.p. 5697 . - S. 1915-1916 . - doi : 10.1126/science.1100370 . — PMID 15218132 .
2. ↑ 1 2 3 Zaměstnanci. Úvod do zbytků supernovy . NASA Goddard/SAO (7. září 2006). Získáno 1. května 2007. Archivováno z originálu 3. února 2017. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 Richmond, Michael Pozdní stadia evoluce pro hvězdy s nízkou hmotností . Rochester Institute of Technology . Získáno 4. srpna 2006. Archivováno z originálu dne 29. května 2020. (neurčitý)
4. ↑ 1 2 3 4 Hinshaw, Gary Život a smrt hvězd . Mise NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) (23. srpna 2006). Získáno 1. září 2006. Archivováno z originálu 3. června 2013. (neurčitý)
5. ↑ Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae  (anglicky)  // Nature Physics  : journal. - 2005. - prosinec ( roč. 1 , č. 3 ). - S. 147-154 . - doi : 10.1038/nphys172 . - . - arXiv : astro-ph/0601261 ​​​​.
6. ↑ Clayton, Donald. Principy hvězdné evoluce a nukleosyntézy  (anglicky) . - University of Chicago Press , 1983. - ISBN 978-0-226-10953-4 . Archivováno 1. února 2017 na Wayback Machine
7. ↑ Fewell, MP Atomový nuklid s nejvyšší střední vazebnou energií  // American  Journal of Physics  : journal. - 1995. - Sv. 63 , č. 7 . - S. 653-658 . - doi : 10.1119/1.17828 . — .
8. ↑ Fleurot, Fabrice Evolution of Massive Stars (odkaz není k dispozici) . Laurentian University. Získáno 13. srpna 2007. Archivováno z originálu 21. května 2017. (neurčitý) 
9. ↑ Lieb, EH; Yau, H.-T. Přísné zkoumání Chandrasekharovy teorie hvězdného kolapsu  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1987. - Sv. 323 , č.p. 1 . - S. 140-144 . - doi : 10.1086/165813 . - .
10. ↑ 12 Fritéza , C.L.; Novinka, KCB Gravitational Waves from Gravitational Collapse (odkaz nepřístupný) . Institut Maxe Plancka pro gravitační fyziku (24. ledna 2006). Získáno 14. prosince 2006. Archivováno z originálu 19. února 2015.  (neurčitý) 
11. ↑ Během kolapsu síla přitahování pláště k jádru, která závisí na druhé mocnině vzdálenosti mezi objekty, velmi prudce klesá v důsledku zmenšení geometrických rozměrů jádra a vede k vymrštění jádra. obal, který je pod vlivem vnitřního jaderného a elektromagnetického napětí, tj. nastává okamžik, kdy energie odpuzování elektronů a jader se stane dostatečnou k tomu, aby odolala gravitační kontrakci. Poté, když vnější obal odletí na určitou vzdálenost, jeho spodní část, která se zcela nezhroutila s jádrem, se znovu odpuzuje s ještě větší energií a vytváří druhou, silnější rázovou vlnu, která se šíří směrem ven a urychluje první. Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. Princip univerzálnosti nukleosyntézy gama procesu při výbuchu supernovy s kolapsem jádra  //  The Astrophysical Journal  : časopis. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 648 , č.p. 1 . -P.L47- L50 . - doi : 10.1086/507703 . - .
12. ↑ 12 Fritéza , C.L.; Novinka, KBC Gravitational Waves z Gravitational Collapse, sekce 3.1 (mrtvý odkaz) . Národní laboratoř Los Alamos (24. ledna 2006). Získáno 9. prosince 2006. Archivováno z originálu 7. prosince 2014.  (neurčitý) 
13. ↑ 1 2 Archivovaná kopie (odkaz není k dispozici) . Získáno 17. ledna 2018. Archivováno z originálu 5. května 2008.  (neurčitý)  Archivovaná kopie (nedostupný odkaz) . Získáno 17. ledna 2018. Archivováno z originálu 5. května 2008. (neurčitý) 
14. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection  (anglicky) . - New Haven: Yale University Press , 2000. - S. 173. - ISBN 978-0-300-09097-0 .
15. ↑ Barwick, S.; Beacom, J. APS studie neutrin: Zpráva pracovní skupiny pro astrofyziku a kosmologii neutrin (PDF). Americká fyzikální společnost (29. října 2004). Získáno 12. prosince 2006. Archivováno z originálu 16. prosince 2018. (neurčitý)
16. ↑ Fryer, Chris L. Vznik černé díry z kolapsu hvězd  // Klasická a kvantová gravitace  : časopis  . - 2003. - Sv. 20 , č. 10 . -P.S73- S80 . - doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . — .
17. ↑ Fryer, Chris L. Hmotnostní limity pro formování černých děr  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 522 , č.p. 1 . - str. 413-418 . - doi : 10.1086/307647 . - . - arXiv : astro-ph/9902315 .
18. ↑ Izzard, R.G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, CA Rychlost tvorby supernov s kolapsem jádra a gama záblesků  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2004. - Sv. 348 , č.p. 4 . - str. 1215 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x . - . — arXiv : astro-ph/0311463 .
19. ↑ 1 2 Rampp, M.; Buras, R.; Janka, H.-Th.; Raffelt, G. (11.–16. února 2002). „Simulace supernovy s kolapsem jádra: Variace vstupní fyziky“. Sborník příspěvků z 11. workshopu "Jaderná astrofyzika" . Hrad Ringberg, Tegernsee, Německo. str. 119-125. arXiv : astro-ph/0203493 . Bibcode : 2002nuas.conf..119R .
20. ↑ Ackerstaff, K. Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair production at 189 GeV at LEP  //  Submitted to The European Physical Journal C : deník. - 1998. - Sv. 2 , ne. 3 . - str. 441-472 . - doi : 10.1007/s100529800851 . Archivováno z originálu 5. února 2018.
21. ↑ Zaměstnanci. Nobelova cena za fyziku 2004 (nedostupný odkaz) . Nobelova nadace (5. října 2004). Získáno 30. května 2007. Archivováno z originálu dne 24. srpna 2011. (neurčitý) 
22. ↑ Stover, Svítání. Life In A Bubble  (anglicky)  // Popular Science  : magazín. — Bonnier Corp. , 2006. - Sv. 269 , č.p. 6 . — S. 16 .
23. ↑ Janka, H.-Th.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Mueller, B. Theory of Core-Collapse Supernovae // Bethe Centennial Volume of Physics Reports (předloženo). - 2006. - T. 142 , č. 1-4 . - S. 229 . - doi : 10.1016/0022-1694(93)90012-X . - . — arXiv : astro-ph/0612072 .
24. ↑ Gennadij Semenovič Bisnovaty-Kogan; Sergej Grigorjevič Mojseenko. Magnetický "motor" supernov . elementy.ru _ Časopis "Příroda" č. 9, 2015, RAS (září 2015). Staženo 6. února 2018. Archivováno z originálu 7. února 2018. (neurčitý)
25. ↑ Wakana Iwakami; Kei Kotake; Naofumi Ohnishi; Shoichi Yamada; Keisuke Sawada. 3D simulace nestability stálého akrečního šoku v supernovách Core-Collapse (nedostupný odkaz) . 3D simulace nestability akrečního šoku vestoje u supernov s kolapsem jádra . 14. workshop o „jaderné astrofyzice“ (10. března 2008). Datum přístupu: 30. ledna 2013. Archivováno z originálu 15. března 2011.  (neurčitý) 
26. ↑ Blinnikov, S.I.; Röpke, FK; Sorokina, E.I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. Teoretické světelné křivky pro modely deflagrace supernovy typu Ia  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Sv. 453 , č.p. 1 . - str. 229-240 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054594 . - . — arXiv : astro-ph/0603036 .
27. ↑ Young, Timothy R. Parametrová studie světelných křivek supernov typu II s použitím 6 M He jader  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 617 , č.p. 2 . - S. 1233-1250 . - doi : 10.1086/425675 . - . — arXiv : astro-ph/0409284 .
28. ↑ Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R.D.; Woosley, SE Nukleosyntéza v masivních hvězdách s vylepšenou jadernou a hvězdnou fyzikou  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 576 , č.p. 1 . - str. 323-348 . - doi : 10.1086/341728 . - . - arXiv : astro-ph/0112478 .
29. ↑ 1 2 Doggett, JB; Branch, D. A Comparative Study of Supernova Light Curves  // Astronomical Journal  :  journal. - 1985. - Sv. 90 . - S. 2303-2311 . - doi : 10.1086/113934 . - .
30. ↑ Světelné křivky supernovy typu II . Swinburne University of Technology . Získáno 17. března 2007. Archivováno z originálu 17. října 2019. (neurčitý)
31. ↑ Filippenko, AV Optická spektra supernov   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 1997. - Sv. 35 . - S. 309-330 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . — .
32. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Danziger, IJ; Mazzali, PA; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, DJ; Matheson, T. Supernova typu IIn 1995G: interakce s cirkumstelárním médiem   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2002. - Sv. 333 , č.p. 1 . - str. 27-38 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . - . - arXiv : astro-ph/0201483 .
33. ↑ Langer, N. Presupernova Evoluce hmotných jednoduchých a dvojhvězd  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : deník. - 2012. - 22. září ( roč. 50 , č. 1 ). - str. 107-164 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . — . - arXiv : 1206.5443 .
34. ↑ Michael Kiewe; Avishay Gal Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Čenko; liška; Dae-Sik měsíc; písek; Soderberg, Alicia M.; Cccp, The. Pozorování supernov typu IIn v projektu Caltech Core-Collapse Project (CCCP): typické vlastnosti a důsledky pro jejich progenitorové hvězdy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 744 , č.p. 10 . — str. 10 . - doi : 10.1088/0004-637X/744/1/10 . — . - arXiv : 1010.2689 .
35. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, JM; Filippenko, A. V.; Foley, RJ Spektrální evoluce mimořádného typu II v Supernova 2006gy  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 709 , č.p. 2 . - S. 856-883 . - doi : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . - . - arXiv : 0906.2200 .
36. ↑ 1 2 Utrobin, VP Netermální ionizace a excitace u supernovy typu IIb 1993J  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - 1996. - Sv. 306 , č.p. 5940 . - str. 219-231 . - .
37. ↑ Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. Model typu IIb pro supernovu 1993J   // Nature . - 1993. - Sv. 364 , č.p. 6437 . — S. 507 . - doi : 10.1038/364507a0 . - .
38. ↑ Chevalier, RA; Soderberg, AM Supernovy typu IIb s kompaktními a rozšířenými progenitory  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 711 . — P.L40 . - doi : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . — . - arXiv : 0911.3408 .
39. ↑ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. Supernova Cassiopeia A byla typu IIb   // Science . - 2008. - Sv. 320 , č.p. 5880 . - str. 1195-1197 . - doi : 10.1126/science.1155788 . - . - arXiv : 0805.4557 . — PMID 18511684 .
40. ↑ Woosley, SE; Pinto, P.A.; Martin, P.G.; Weaver, Thomas A. Supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu - exploze hvězdy o hmotnosti přibližně 20 Sluncí, která zaznamenala ztrátu hmotnosti? (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1987. - Sv. 318 . — S. 664 . - doi : 10.1086/165402 . - .
41. ↑ Alexey V.; Filippenko. Supernova 1987K - Typ II v mládí, typ Ib ve stáří  (anglicky)  // Astronomical Journal  : journal. - 1988. - Sv. 96 . — S. 1941 . - doi : 10.1086/114940 . - .
42. ↑ Alexey V.; Filippenko; Matheson, Thomas; Ho, Luis C. Supernova typu IIb 1993J v M81: Blízký příbuzný supernov typu Ib  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1993. - Sv. 415 . — P.L103 . - doi : 10.1086/187043 . - .
43. ↑ Nomoto, K.I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. Hypernovae, gama záblesky a první hvězdy // New Astronomy Reviews. - 2010. - T. 54 , č. 3-6 . - S. 191 . - doi : 10.1016/j.newar.2010.09.022 . - .
44. ↑ Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked , Evropská organizace pro astronomický výzkum na jižní polokouli (ESO) (18. června 2003). Archivováno z originálu 20. února 2007. Staženo 30. října 2006.
45. ↑ Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 734 , č.p. 2 . — S. 102 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . - . - arXiv : 1101.3336 . Archivováno z originálu 4. září 2012.

Odkazy

• Tsvetkov D. Yu. Supernovy  - moderní přehled supernov.
• Popov S. B. Jak explodují vyhublí supergianti?  — Detailní model výbuchu supernovy II.
• Bisnovatyi-Kogan G. S. , Moiseenko S. G. Magnetický "motor" supernov  - magnetorotační mechanismus výbuchu supernov.
• Levin A. Vesmírné bomby // Populární mechanika
• Green D. A., Stevenson R. F. Historické supernovy // Astronet
• Seznam všech pozorovaných supernov - Seznam supernov , CBAT IAU 
• Jsou modely pro progenitory supernov typu ia v souladu s vlastnostmi zbytků supernov?  (Angličtina)
• Astrofyzici objevili hvězdu, která se chystá v blízké budoucnosti explodovat jako supernova (Video)

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)