مستعر أعظم

(تم التحويل من سوبرنوفا)
بقايا المستعر الأعظم كبلر
SN 1994D (نقطة مضيئة أسفل اليسار)، مستعر أعظم من النوع ون إيه داخل مجرة، NGC 4526 المضيفة

المستعرّ الأعظم أو الطارف الأعظم هو إنفجار قوي ومضيء لنجم. يظهر المستعر الأعظم أثناء مراحل التطور الأخيرة من نجم ضخم أو عندما يتحول نجم القزم الأبيض لاندماج نووي بسرعة خاطفة. كما ينهار السلف الأصلي، إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود، أو يتدمر تماماً ليشكل سديم منتشر. يمكن مقارنة ذروة اللمعان البصري المستعر الأعظم لتلك الموجودة في مجرة كاملة قبل أن يتلاشى على مدى عدة أسابيع أو شهور.

آخر مستعر أعظم لوحظ بشكل مباشر في درب التبانة كان المستعر الأعظم كپلر في عام 1604، ظهر بعد فترة قصيرة من SN 1572، ولكن عُثر على بقايا أحدث لمستعرات أعظمية. تشير ملاحظات المستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى إلى حدوثها في مجرة درب التبانة بمعدل ثلاث مرات كل قرن. من شبه المؤكد أن هذه المستعرات الأعظمية يمكن ملاحظتها باستخدام التلسكوبات الفلكية الحديثة، بينما كانت المستعرات الأعظمية لعام 1604 و1572 مرئية بالعين المجردة. أحدث مستعر أعظم بالعين المجردة كان SN 1987A، والذي كان انفجار عملاق عظيم أزرق في سحابة ماجلان الكبرى، أحد التوابع لمجرة درب التبانة.

تشير الدراسات النظرية إلى أن معظم المستعرات الأعظمية تنجم بواسطة إحدى آليتين أساسيتين: إعادة الاشتعال المفاجئ للانصهار النووي في بقايا نجمية متراصة مثل النجم القزم الأبيض، أو الانهيار الجاذبي المفاجئ لنواة نجم ضخم. في الفئة الأولى من الأحداث، ترتفع درجة حرارة الجسم بما يكفي لتحفيز الاندماج النووي الحراري، مما يؤدي لانحلال النجم تماماً. الأسباب المحتملة هي تراكم المواد من قرين ثنائي من خلال تراكم، أو اندماج نجمي. وفي حالة النجم الهائل، قد تتعرض نواة نجم ضخم لانهيار مفاجئ بمجرد أن يصبح غير قادر على إنتاج طاقة كافية من الاندماج لمواجهة جاذبية النجم. في حين أن بعض المستعرات الأعظمية المرصودة أكثر تعقيداً من هاتين النظريتين المبسّطتين، فقد تأسست ميكانيكا الفيزياء الفلكية وصودق عليها من قبل المجتمع الفلكي.

يمكن للمستعرات الأعظمية أن تقذف عدة مواد من كتل شمسية بسرعات تصل إلى عدة بالمائة من سرعة الضوء. يؤدي هذا إلى تمدد موجة صدمة في وسط بين نجمي محيط كما تجتاح قشرة غاز وغبار ممتدة لوحظت على أنها بقايا مستعر أعظم. المستعرات الأعظمية هي مصدر رئيسي للعناصر في الوسط بين النجوم من الأكسجين إلى الروبيديوم. ويمكن لموجات الصدمة الممتدة للمستعرات الأعظمية أن تؤدي إلى تشكل نجوم جديدة. المستعرات الأعظمية هي مصدر رئيسي للأشعة الكونية. قد تنتج المستعرات الأعظمية أمواج ثقالية، على الرغم من أنه حتى الآن، تم اكتشاف موجات ثقالية فقط من اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية.

هناك طريقان محتملان لهذه النهاية: إما أن نجما ضخما تفوق كتلته 8 كتل شمسيّة يتسبب في إنتاج طاقة اندماج عظيمة ضمن لبّ النجم تؤدي إلى انهيار النجم نحو الداخل تحت تأثير قوة ثقالته وهو المستعر الأعظم من النّمط الثّاني. الطريق الآخر المحتمل أن يقوم قزم أبيض بالتقاط مادة إضافية من نجم مجاور إلى ان يصل إلى كتلة حرجة هي حد شاندراسيخار فيخضع لانفجار نووي حراري وهو المستعر الأعظم من النّمط الأوّل . وفي كلتا الحالتين فإن انفجار المستعر الأعظم يقذف بكامل مادة النجم أو معظمها بقوة هائلة في الفضاء.

المستعر فائق التوهج نجمة تنفجر ثم تصبح ساطعة بلايين المرات أكثر من الشمس قبل أن تخبو تدريجيًا وتتلاشى. وفي أوج تَوهُّجِها يُمْكن أن تضيء مجرة بأكملها. وينتج عن الانفجار سحابة هائلة من الغبار والغاز في الفضاء، وقد يفوق حجم المواد المقذوفة والمتناثرة منها في الفضاء عشر مرات حجم الشمس.

وفي كل سنة يلاحظ الفلكيون وجود 20 مستعراً فائق التوهج. ويُقَدِّر الفلكيون أن مستعراً واحداً فائق التوهج يحدث كل 30 عاماً في المجرة. ولكن خلال الألف سنة الماضية شوهدت في مجرتنا، درب اللبانة، سبع مستعرات فائقة التوهج فقط وذلك لأن المجرة مغطاة بالغبار والغاز. وقد لاحظ الفلكي الدنماركي تيخو براهه مستعراً فائق التوهج في درب اللبَّانة عام 1572. وذكر الفلكي البولندي يوهانس كپلر أن أقرب مستعر فائق التوهج شوهد في مجرتنا كان عام 1604.

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

تاريخ الرصد

المقالة الرئيسية: تاريخ رصد المستعر الأعظم

بالمقارنة مع تاريخ النجم بأكمله، المظهر المرئي للمستعر الأعظم قصير جداً، ويمتد أحياناً لعدة أشهر، لذا فإن فرص ملاحظة المرء بالعين المجردة تكون تقريباً مرة واحدة في العمر. فقط جزء ضئيل من 100 بليون نجم في مجرة نموذجية لديها القدرة على أن تصبح مستعر أعظم، حيث تقتصر على تلك التي تحتوي على كتلة عالية وأنواع نادرة من النجوم الثنائية التي تحتوي على نجوم قزمة بيضاء.[1]


الاكتشافات المبكرة

كان من الممكن مشاهدة أقرب مستعر أعظم ممكن، والمعروف باسم HB9، من قبل أشخاص مجهولين من عصور ما قبل التاريخ في شبه القارة الهندية، ثم تم تسجيلها على نحت صخري تم العثور عليه في برزاهامه في منطقة كشمير، بتاريخ 4500±1000 BC.[2] لاحقاً، تم توثيق SN 185 من قبل علماء الفلك الصينيين في عام 185 م. كان ألمع نجم مستعر أعظم مسجل هو SN 1006، والذي حدث في عام 1006 م في كوكبة الذئب. تم وصف هذا الحدث من قبل المراقبين في جميع أنحاء الصين واليابان والعراق ومصر وأوروبا.[3][4][5]كما أنتج المستعر الأعظم الذي تمت ملاحظته على نطاق واسع SN 1054 سديم السرطان.[6]

المستعرات الأعظمية SN 1572 وSN 1604، أحدث ما تم ملاحظته بالعين المجردة في مجرة درب التبانة، كان لهما تأثير ملحوظ على تطور علم الفلك في أوروبا لأنهم اعتادوا على المجادلة ضد فكرة أرسطو أن الكون وراء القمر والكواكب كان ثابتاً ولا يتغير.[7] بدأ يوهانس كيپلر في مراقبة SN 1604 في ذروته في 17 أكتوبر 1604، واستمر في إجراء تقديرات لسطوعه حتى تلاشى من الرؤية بالعين المجردة بعد عام.[8] كان هذا هو ثاني مستعر أعظم يتم ملاحظته خلال جيل، بعد SN 1572 الذي شاهده تيكو براهى في كاسيوپيا في كوكبة ذات الكرسي.[9]

هناك بعض الأدلة على أن أصغر مستعر أعظم مجرّي، G1.9+0.3، حدث في أواخر القرن التاسع عشر، مؤخراً أكثر بكثير من كاسيوپيا إيه من حوالي عام 1680.[10]لم يُلاحظ أي من المستعرات الأعظمية في ذلك الوقت. في حالة G1.9+0.3، يمكن أن يؤدي الانقراض الكبير من الغبار على طول مستوى مجرتنا إلى تعتيم الحدث بدرجة كافية حتى لا يلاحظه أحد. فإن وضع كاسيوپيا إيه أقل وضوحاً؛ تم الكشف عن صدى ضوء الأشعة تحت الحمراء مما يدل على أنها لم تكن في منطقة عالية الانقراض بشكل خاص.[11]

سديم السرطان هو رياح سديمية نبضية مرتبطة بـ المستعر الأعظم 1054.
يستشهد نص عام 1414 بتقرير عام 1055: منذ ظهور النجم المواجه، مر عام كامل ولم يتلاشى بريقه حتى الآن."[12]
المستعرات الأعظمية التاريخية في المجموعة المحلية
العام لوحظ في أقصى سطوع ظاهر يقين[13] تحديد المستعر الأعظم
185 كوكبة القنطور −6m ممكن أن يكون مستعر أعظم ومحتمل أن يكون مذنب[14][15]
386 كوكبة الرامي +1.5m[16] غير مؤكد إذا مستعر أعظم أو مستعر كلاسيكي[17]
393 كوكبة العقرب −3m ممكن أن يكون مستعر أعظم[17]
1006 كوكبة الذئب −7.5+0.4−{{{2}}}m[18] بقايا مستعر أعظم معروف أكيد
1054 كوكبة الثور −6m بقايا مستعر أعظم ونابض معروف أكيد
1181 كوكبة ذات الكرسي −2m مستعر أعظم محتمل، أو نشاط لنجم وولف-رايت[19]
1572 كوكبة ذات الكرسي −4m بقايا مستعر أعظم معروف أكيد
1604 كوكبة الحواء −2m بقايا مستعر أعظم معروف أكيد
1680 كوكبة ذات الكرسي +6m وضع تحديد غير مؤكد
1885 مجرة المرأة المسلسلة +6m مؤكد
1987 سحابة ماجلان الكبرى +3m مؤكد


اكتشافات التلكسوبات

مع تطور المراصد الفلكية، أصبح من الممكن مراقبة واكتشاف المستعرات العظمى الأكثر خفوتاً والأبعد. أول ملاحظة كانت لـ SN 1885A في مجرة المرأة المسلسلة. تم اكتشاف مستعر أعظم ثان، SN 1895B، في NGC 5253 بعد عقد من الزمن.[20] تم تنفيذ العمل المبكر على ما كان يُعتقد في الأصل أنه مجرد فئة جديدة من المستعرات خلال عشرينيات القرن الماضي. وقد سُميت تلك بشكل مختلف "مستعرات الطبقة العليا" أو "Hauptnovae" أو "المستعرات العملاقة".[21] يُعتقد أن اسم "المستعر الأعظم" قد صاغه والتر باد وزويكي في محاضرات في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا خلال عام 1931. وقد تم استخدامه، باسم "المستعر الأعظم"، في ورقة بحثية نشرتها كنوت لوندمارك في عام 1933،[22] وفي ورقة عام 1934 كتبها باد وتسڤيكي.[23] بحلول عام 1938، أُزيلت الواصلة وكان الاسم الحديث قيد الاستخدام.[24]

طور علماء الفلك الأمريكيون رودولف منكوفسكي وفريتس تسڤيكي مخطط تصنيف المستعر الأعظم الحديث بداية من عام 1941.[25] خلال الستينيات، وجد علماء الفلك أن أقصى شدة من المستعرات العظمى يمكن استخدامها كشموع قياسية، ومن ثم فهي مؤشرات للمسافات الفلكية.[26] بعض من أبعد المستعرات العظمى التي لوحظت في عام 2003 بدت أكثر قتامة مما كان متوقعاً. يدعم هذا الرأي القائل بأن توسع الكون في تسارع.[27] تم تطوير تقنيات لإعادة بناء أحداث المستعرات العظمى التي لم يتم رصدها مكتوبة. تم تحديد تاريخ حدث المستعر الأعظم ذو الكرسي A من صدى الضوء المنبعث من السدم،[28] بينما تم تقدير عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة[29] وانبعاثات آشعة گاما من الانحلال الإشعاعي للتيتانيوم-44.[30]

مستعر الأنتي‌كثيرا الأعظم في مجموعة المجرات RXC J0949.8+1707. لوحظ مستعر إليونور الأعظم ومستعر ألكسندر الأعظم في نفس المجرة في عام 2011.[31]

كان المستعر الأعظم الأكثر سطوعاً الذي تم تسجيله على الإطلاق هو ASASSN-15lh، على مسافة 3.82 گيگالايت من السنوات. وقد اكتُشف لأول مرة في يونيو 2015 وبلغ ذروته عند 570 billion L☉، وهو ضعف اللمعان البوليومتري لأي مستعر أعظم معروف آخر.[32] تمت مناقشة طبيعة هذا المستعر الأعظم وتم اقتراح العديد من التفسيرات البديلة، مثل الاضطراب المدّي لنجم بواسطة ثقب أسود.[33]

من بين أقدم ما تم اكتشافه منذ الانفجار الكبير، والذي تم الحصول على الأطياف الأولى له (بدءاً من ست ساعات بعد الانفجار الفعلي)، هو SN 2013fs، الذي تم تسجيله بعد ثلاث ساعات من حدث المستعر الأعظم في 6 أكتوبر 2013 بواسطة مصنع پالومار المتوسط (iPTF). يقع النجم في المجرة الحلزونية المسماة NGC 7610، على بعد 160 مليون سنة ضوئية في كوكبة الفرس الأعظم.[34][35]

اكتُشف المستعر الأعظم SN 2016gkg بواسطة عالم الفلك الهاوي فيكتور بوسو من روساريو، الأرجنتين، في 20 سبتمبر 2016.[36][37] كانت هذه هي المرة الأولى التي لوحظ فيها "الانفجار الخاطف" الأولي من مستعر أعظم بصري.[36] كما تم التعرف على النجم السلف في صور تلسكوب الفضاء هبل قبل انهياره. لاحظ الفلكي أليكس فلپينكو: "إن عمليات رصد النجوم في اللحظات الأولى التي تبدأ فيها في الانفجار توفر معلومات لا يمكن الحصول عليها بشكل مباشر بأي طريقة أخرى."[36]

برامج الاكتشاف

بقايا المستعر الأعظم SNR E0519-69.0 في سحابة ماجلان الكبرى

لأن المستعرات العظمى هي أحداث نادرة نسبياً داخل المجرة، تحدث حوالي ثلاث مرات كل قرن في مجرة درب التبانة،[38]يتطلب الحصول على عينة جيدة من المستعرات الأعظمية للدراسة رصداً منتظماً للعديد من المجرات. اليوم، يجد علماء الفلك الهواة والمحترفون عدة مئات كل عام، بعضها عندما يكون بالقرب من أقصى سطوع، والبعض الآخر على صور أو لوحات فلكية قديمة. لا يمكن التنبؤ بالمستعرات العظمى في المجرات الأخرى بأي دقة مهمة. عادة، عندما يتم اكتشافها، فهي بالفعل قيد التقدم.[39] لاستخدام المستعرات الأعظمية كشموع قياسية لقياس المسافة، يلزم مراقبة ذروة لمعانها. لذلك من المهم اكتشافها جيداً قبل أن تصل إلى الحد الأقصى. لعب علماء الفلك الهواة، الذين يفوق عددهم عدداً كبيراً من علماء الفلك المحترفين، دوراً مهماً في العثور على المستعرات العظمى، عادةً من خلال النظر إلى بعض المجرات الأقرب من خلال التلسكوب البصري ومقارنتها بالصور السابقة.[40]

قرب نهاية القرن العشرين، لجأ علماء الفلك بشكل متزايد إلى التلسكوبات المُتحكم فيها بواسطة الحاسب و CCDs لاصطياد المستعرات العظمى. بينما تحظى هذه الأنظمة بشعبية لدى الهواة، هناك أيضاً تركيبات احترافية مثل مقراب التصوير الآلي كاتزمان.[41]يستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر للمستعر الأعظم (SNEWS) شبكة من كاشف النيوترينو لإعطاء إنذار مبكر بمستعر أعظم في مجرة درب التبانة.[42][43]جزيئات النيوترينو هي جسيمات يتم إنتاجها بكميات كبيرة بواسطة مستعر أعظم، ولا يتم امتصاصها بشكل كبير بواسطة الغاز بين النجمي وغبار القرص المجري.[44]

"نجم على وشك الانفجار"، يحيط سديم SBW1 بعملاق أزرق ضخم في سديم القاعدة.

تنقسم عمليات البحث عن المستعرات العظمى إلى فئتين: تلك التي تركز على الأحداث القريبة نسبياً وتلك التي تبحث عن بُعد. بسبب توسع الكون، يمكن تقدير المسافة إلى جسم بعيد مع طيف الانبعاث معروف عن طريق قياس انزياح دوپلر (أو الإزاحة الحمراء)؛ في المتوسط، تنحسر الأجسام الأبعد بسرعة أكبر من تلك المجاورة، وبالتالي تكون الإزاحة الحمراء أعلى. وهكذا ينقسم البحث بين الإزاحة الحمراء المرتفعة والإزاحة الحمراء المنخفضة، مع انخفاض الحد حول نطاق انزياح أحمر من z=0.1–0.3،[45] حيث z هو مقياس بلا أبعاد لتغير تردد الطيف.

عادةً ما تتضمن عمليات البحث عن الإزاحة الحمراء الكبيرة عن المستعرات العظمى مراقبة منحنيات ضوء المستعر الأعظم. هذه مفيدة للشموع القياسية أو المعايرة لتوليد مخططات هبل وعمل تنبؤات كونية. ويعتبر التحليل الطيفي للمستعرات العظمى، المستخدم لدراسة فيزياء وبيئات المستعرات العظمى، أكثر عملية عند المستويات المنخفضة منه عند الإزاحة الحمراء المرتفعة.[46][47] ترسي ملاحظات الإزاحة الحمراء المنخفضة أيضاً نهاية المسافة المنخفضة منحنى هبل، وهو مخطط للمسافة مقابل الإزاحة الحمراء للمجرات المرئية.[48][49]


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

الاستكشاف

التسمية

SN 1994D, a type 1a supernova in the NGC 4526 galaxy (bright spot on the lower left).

التصنيف

يصنف علماء الفلك المستعرات العظمى وفقاً للمنحنيات الضوئية وخطوط الامتصاص لمختلف العناصر الكيميائية التي تظهر في الأطياف. إذا احتوى طيف المستعر الأعظم على خطوط الهيدروجين (المعروفة باسم سلسلة بالمر في الجزء المرئي من الطيف، فإنه يصنف كـ "النوع الثاني"؛ وإلا فهو "النوع الأول". يوجد في كل من هذين النوعين تقسيمات فرعية وفقاً لوجود خطوط من عناصر أخرى أو شكل منحنى الضوء (رسم بياني للحجم الظاهر للمستعر الأعظم كدالة للزمن).[50][51]

تصنيف المستعرات العظمى[50][51]
النوع الأول
من دون هيدروجين 		نوع Ia
يقدم خطاً فردياً من السليكون المؤين (Si II) عند 615.0 nm (نانومتر)، بالقرب من ذروة الضوء 		انفلات حراري
يظهر النوع Ib/c
ميزة امتصاص السيليكون ضعيفة أو معدومة 		نوع Ib
يُظهر خط الهليوم (He I) غير مؤين عند 587.6 nm 		الانهيار الأساسي
نوع Ic
الهيليوم ضعيف أو معدوم
يظهر نوع II
الهيدروجين 		طيف نوع II-P/-L/n
النوع II في كل مكان 		النوع II-P/L
لا توجد خطوط ضيقة 		يصل النوع II-P
إلى "استقرار" في منحنى الضوء
يعرض النوع II-L
انخفاضاً "خطياً" في منحنى الضوء (خطي في المقدار مقابل الزمن)[52]
يظهر النوع IIn
بعض الخطوط الضيقة
يتغير طيف النوع IIb
ليصبح كالنوع Ib

النماذج الحالية

النوع الأول

المقالة الرئيسية: المستعر الأعظم، النوع أ
تكوين المستعر الأعظم النوع الأول أ
منحنى ضوئي للنوع Ia SN 2018gv

تنقسم المستعرات العظمى من النوع الأول على أساس أطيافها، حيث يظهر النوع Ia خط امتصاص قوي للسيليكون المؤين. تصنف المستعرات العظمى من النوع الأول بدون هذا الخط القوي على أنها من النوع Ib وIc، حيث يُظهر النوع Ib خطوط هيليوم محايدة قوية ويفتقر النوع Ic إليها. جميع منحنيات الضوء متشابهة، على الرغم من أن النوع Ia يكون أكثر سطوعاً بشكل عام عند ذروة السطوع، لكن منحنى الضوء ليس مهماً لتصنيف المستعرات الأعظمية من النوع الأول.[51]

يُظهر عدد صغير من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ميزات غير عادية، مثل اللمعان غير القياسي أو منحنيات الضوء الموسعة، ويتم تصنيفها عادةً بالرجوع إلى المثال الأول الذي يظهر ميزات متشابهة. على سبيل المثال، غالباً ما يُشار إلى SN 2008ha شبه المضيئة باسم شبه SN 2002cx أو التصنيف Ia-2002cx.[53]

تُظهر نسبة صغيرة من المستعرات العظمى من النوع Ic خطوط انبعاث شديدة الاتساع وممزوجة والتي تؤخذ للإشارة إلى سرعات تمدد عالية جداً للقذف. تم تصنيفها على أنها من النوع Ic-BL أو Ic-bl.[54]

المستعرات العظمى الغنية بالكالسيوم هي نوع نادر من المستعرات العظمى السريعة جداً مع خطوط كالسيوم قوية بشكل غير عادي في أطيافها. تشير النماذج إلى أنها تحدث عندما تتراكم المواد من مرافق غني بالهليوم بدلاً من نجم غني بالهيدروجين. بسبب خطوط الهيليوم في أطيافها، يمكن أن تشبه المستعرات الأعظمية من النوع Ib، ولكن يُعتقد أن لها أسلاف مختلفة تماماً.[55]

النوع الثاني

المقالة الرئيسية: المستعر الأعظم، النوع الثاني
الطبقات الشبيهة بالبصل لنجم ضخم متطور قبل انهيار النواة مباشرة. (من دون توسيع النطاق.)
تُستخدم منحنيات الضوء لتصنيف المستعرات العظمى من النوع II-P والنوع II-L.[51][56]
فكرة فنية عن المستعر الأعظم 1993J[57]

يمكن أيضاً تقسيم المستعرات اللعظمى من النوع الثاني على أساس أطيافها. في حين أن معظم المستعرات العظمى من النوع الثاني تظهر خطوط الانبعاث واسعة جداً مما يشير إلى سرعات تمدد تصل إلى عدة آلاف من كيلومترات في الثانية، فإن بعضها، مثل SN 2005gl، لها سمات ضيقة نسبياً في أطيافها. يُطلق عليها النوع IIn، حيث يشير الحرف "n" إلى "الضيق".[51]

يبدو أن عدد قليل من المستعرات العظمى، مثل SN 1987K[58]و SN 1993J، تغير أنواعها: فهي تظهر خطوطاً من الهيدروجين في أوقات مبكرة، ولكن على مدى أسابيع إلى شهور، أصبحت تهيمن عليها خطوط الهليوم. يستخدم المصطلح "النوع IIb" لوصف مجموعة الميزات المرتبطة عادةً بالنوعين II و Ib.[51]

تُصنَّف المستعرات العظمى من النوع الثاني ذات الأطياف العادية التي تهيمن عليها خطوط الهيدروجين العريضة التي تبقى طوال فترة الانحدار على أساس منحنيات الضوء الخاصة بها. يُظهر النوع الأكثر شيوعاً "استقرار" مميز في منحنى الضوء بعد وقت قصير من ذروة السطوع حيث يظل اللمعان البصري ثابتاً نسبياً لعدة أشهر قبل استئناف الانخفاض. هذه تسمى النوع II-P في إشارة إلى الاستقرار. أقل شيوعاً هي المستعرات العظمى من النوع II-L التي تفتقر إلى استقرار مميز. يشير الحرف "L" إلى "خطي" على الرغم من أن منحنى الضوء ليس في الواقع خطاً مستقيماً.[51]

تُصنَّف المستعرات العظمى التي لا تتناسب مع التصنيفات العادية على أنها غريبة أو "غير مألوف".[51]

النوع الثالث، الرابع والخامس

حدد تسڤيكي أنواعاً إضافية من المستعرات العظمى بناءً على عدد قليل جداً من الأمثلة التي لم تتناسب تماماً مع معايير النوع الأول أو النوع الثاني من المستعرات العظمى. كان SN 1961i في NGC 4303 هو النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة المستعر الأعظم من النوع الثالث، والذي لوحظ بسبب منحنى الضوء الواسع وخطوط هيدروجين بالمر العريضة التي كانت بطيئة التطور في الطيف. SN 1961f في NGC 3003 كان النموذج الأولي والعضو الوحيد من التصنيف الرابع، مع منحنى ضوئي مشابه لمستعر أعظم من النوع II-P، مع خطوط امتصاص الهيدروجين ولكن خطوط انبعاث الهيدروجين ضعيفة. كما صيغ التصنيف الخامس من أجل SN 1961V في NGC 1058، وهو مستعر أعظم خافت غير عادي أو مستعر أعظم مع ارتفاع بطيء في السطوع، ويستمر كحد أقصى لعدة أشهر، وطيف انبعاث غير عادي. وقد لوحظ تشابه SN 1961V مع انفجار ايتا كارينا العظيم.[59] كما اقتُرحت مستعرات عظمى في M101 (1909) وM83 (1923 و1957) كنوع محتمل من النوع الرابع أو المستعرات العظمى من النوع الخامس.[60]

ستُعامل هذه الأنواع الآن جميعاً على أنها مستعر أعظم من النوع الثاني الغير مألوف (IIpec)، تم اكتشاف العديد من الأمثلة عليها، على الرغم من أنه لا يزال هناك جدل حول ما إذا كان SN 1961V مستعر أعظم حقيقي يتبع LBV انفجار أم مقلد.[52]

SN 2008D, a Type Ib[61] supernova, shown in X-ray (left) and visible light (right) at the far upper end of the galaxy.[62]


. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Current models

في المجرة NGC 1365، يضيء المستعر الأعظم (النقطة الساطعة فوق مركز المجرة قليلاً) بسرعة، ثم يتلاشى بشكل أبطأ.[63]

أكواد أنواع المستعرات العظمى، كما تم تلخيصها في الجدول أعلاه، هي تصنيفية: يعتمد رقم النوع على الضوء المرصود من المستعر الأعظم، وليس بالضرورة السبب. على سبيل المثال، يتم إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia عن طريق الاندماج القوي المشتعل على أسلاف نجم قزم أبيض متحلل، بينما يتم إنتاج النوع المماثل طيفياً Ib/c من نجوم أصلية مجردة ضخمة عن طريق انهيار النواة.

الانفلات الحراري

المقالة الرئيسية: Type Ia supernova
تشكيل مستعر أعظم من النوع Ia

قد يراكم نجم قزم أبيض ما يكفي من المواد من رفيق نجمي لرفع درجة حرارته الأساسية بدرجة كافية للإشعال لاندماج الكربون، وعند هذه النقطة يخضع انفلات الاندماج النووي، مما يؤدي إلى تعطيله تماماً. هناك ثلاث طرق يُفترض أن يحدث من خلالها هذا الانفجار: تراكم مادة من رفيق، أو اصطدام اثنين من النجوم القزمية البيضاء، أو التراكم الذي يسبب الاشتعال في القشرة التي تشعل بعد ذلك النواة. تظل الآلية السائدة التي يتم بواسطتها إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia غير واضحة.[64]على الرغم من عدم اليقين في كيفية إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia، فإن المستعرات الأعظمية من النوع Ia لها خصائص موحدة جداً وهي شموع معيارية مفيدة على مسافات بين المجرات. بعض المعايرات مطلوبة للتعويض عن التغيير التدريجي في الخصائص أو الترددات المختلفة لمستعرات أعظم سطوع غير طبيعي عند الإزاحة الحمراء المرتفعة، وللتغيرات الصغيرة في السطوع التي يحددها شكل منحنى الضوء أو الطيف.[65][66]

النوع القياسي الأول أ

هناك العديد من الوسائل التي يمكن من خلالها تكوين مستعر أعظم من هذا النوع، لكنها تشترك في آلية أساسية مشتركة. إذا قام نجم قزمي أبيض الكربون-الأكسجين بجمع مادة كافية للوصول إلى حد تشاندرسيخار بحوالي 1.44 كتلة شمسية[67] (بالنسبة لنجم غير دوار)، لن يكون قادراً على دعم الجزء الأكبر من كتلته من خلال ضغط انحلال الإلكترون[68][69]وسيبدأ في الانحلال. ومع ذلك، فإن الرأي الحالي هو أن هذا الحد لا يتم بلوغه في العادة؛ تؤدي زيادة درجة الحرارة والكثافة داخل النواة إلى اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد الأقصى (إلى حوالي 1٪[70]) قبل بدء الانحلال.[67] على النقيض من ذلك، بالنسبة للنواة المكونة أساساً من الأكسجين والنيون والمغنسيوم، فإن القزم الأبيض المنحل سيشكل عادةً نجمًا نيوترونيًا. في هذه الحالة، سيتم إخراج جزء صغير فقط من كتلة النجم أثناء الانحلال.[69]

في غضون ثوانٍ قليلة من عملية الانحلال، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض للانصهار النووي، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة كافية (1–2×1044 J)[71] إلى فك ارتباط النجم في مستعر أعظم.[72] تتولد موجة صدمة تتمدد خارجياً، حيث تصل المادة إلى سرعات تتراوح ما بين 5000 إلى 20000 كم/ثانية، أو ما يقرب من 3٪ من سرعة الضوء. هناك أيضاً زيادة ملحوظة في اللمعان، حيث تصل إلى الحجم المطلق من -19.3 (أو 5 أكثر سطوعًا من الشمس)، مع اختلاف بسيط.[73]

نموذج تكوين هذه الفئة من المستعرات العظمى هو نظام نجمي ثنائي وثيق. أكبر النجمين هو أول من يتطور من النسق الأساسي، ويتوسع ليشكل النجم العملاق الأحمر. يتشارك النجمان الآن في غلاف مشترك، مما يتسبب في تقلص مدارهما المشترك. ثم يتخلص النجم العملاق من معظم غلافه، ويفقد كتلته حتى لا يعود بإمكانه مواصلة الاندماج النووي. في هذه المرحلة، يصبح نجماً قزماً أبيض، يتكون أساساً من الكربون والأكسجين.[74]في النهاية، يتطور النجم الثانوي أيضاً من التسلسل الرئيسي ليشكل عملاقاً أحمر. تتراكم المادة من العملاق بواسطة القزم الأبيض، مما يؤدي إلى زيادة الكتلة الأخيرة. لا تزال التفاصيل الدقيقة للمبادرة والعناصر الثقيلة الناتجة عن الحدث الكارثي غير واضحة.[75]

تنتج المستعرات العظمى من النوع النوع الأول أ منحنى ضوئي مميز - الرسم البياني للسطوع كدالة للزمن - بعد الحدث. يتولد هذا اللمعان بواسطة الاضمحلال الإشعاعي للنيكل-56 حتى الكوبالت-56 إلى الحديد-56.[73] إن ذروة لمعان منحنى الضوء متسقة للغاية عبر المستعرات العظمى من النوع الأول أ العادي، ولها أقصى قدر مطلق يبلغ حوالي 19.3. وذلك لأن المستعرات العظمى النموذجية من النوع الأول أ تنشأ من نوع ثابت من النجم السلف عن طريق اكتساب الكتلة التدريجي، وتنفجر عندما تكتسب كتلة نموذجية متسقة، مما يؤدي إلى نشوء ظروف وسلوك مستعر أعظم متشابه للغاية. هذا يسمح لهم لاستخدامها كمرحلة ثانوية[76] كشمعة معيارية لقياس المسافة إلى المجرات المضيفة.[77]

يشتمل النموذج الثاني لتشكيل المستعرات العظمى من النوع الأول أ على اندماج نجمين قزمين أبيضين، مع تجاوز الكتلة المشتركة حد تشاندراسيخار مؤقتاً.[78]يشار إلى هذا أحياناً باسم النموذج المزدوج الانحلال، حيث أن كلاً من النجمين القزمين البيض المتدهورة. بسبب التوليفات المحتملة للكتلة والتركيب الكيميائي للزوج، هناك تباين كبير في هذا النوع من الأحداث،[79] وفي كثير من الحالات، قد لا يكون هناك مستعر أعظم على الإطلاق، وفي هذه الحالة سيكون لديهم منحنى ضوئي أقل سطوعاً من النوع SN العادي Ia.[80]

النوع الأول أ الغير قياسي

تحدث المستعرات العظمى الساطعة من النوع الأول أ بشكل غير طبيعي عندما يكون للنجم القزم الأبيض بالفعل كتلة أعلى من حد تشاندراسيخار،[81] ربما يتعزز بشكل أكبر من خلال عدم التناسق،[82]لكن المادة المقذوفة سيكون لها طاقة حركية أقل من الطبيعي. يمكن أن يحدث سيناريو الكتلة الفائقة تشاندراسيخار، على سبيل المثال، عندما يتم دعم الكتلة الزائدة بواسطة الدوران التفاوتي.[83]

لا يوجد تصنيف فرعي رسمي للمستعرات العظمى من النوع الأول أ غير القياسي. تم اقتراح أن مجموعة من المستعرات العظمى شبه المضيئة التي تحدث عندما يتراكم الهليوم على نجم قزم أبيض يجب تصنيفها على أنها نوع Iax.[84][85]هذا النوع من المستعرات العظمى قد لا يدمر دائماً سلف القزم الأبيض تماماً ويمكن أن يترك وراءه نجم كسول.[86]

نوع واحد محدد من المستعرات العظمى ينشأ من انفجار النجوم القزمية البيضاء، مثل النوع النوع الأول أ، ولكنه يحتوي على خطوط هيدروجين في أطيافها، ربما لأن القزم الأبيض محاط بغلاف مادة نجمية غنية بالهيدروجين. أُطلق على هذه المستعرات العظمى اسم النوع Ia/IIn والنوع Ian والنوع IIa والنوع IIan.[87]

النجم الرباعي HD 74438، الذي ينتمي إلى العنقود المفتوح IC 2391 كوكبة الشراع، تم التنبؤ به ليكون نوع غير قياسي من المستعر الأعظم Ia.[88][89]

Light curves and unusual spectra

This graph of the luminosity as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.

Pair-instability type

المقالة الرئيسية: Pair-instability supernova


This composite image shows X-ray (blue) and optical (red) radiation from the Crab Nebula's core region. A pulsar near the center is propelling particles to almost the speed of light.[90] This neutron star is travelling at an estimated 375 km/s.[91]

One possible explanation for the asymmetry in the explosion is large-scale convection above the core. The convection can create variations in the local abundances of elements, resulting in uneven nuclear burning during the collapse, bounce and resulting explosion.[92]

Interstellar impact

Source of heavy elements

المقالة الرئيسية: Supernova nucleosynthesis


Role in stellar evolution

المقالة الرئيسية: Supernova remnant


Effect on Earth

المقالة الرئيسية: Near-Earth supernova



Milky Way candidates

المقالة الرئيسية: List of supernova candidates
nebula around Wolf-Rayet star WR124, which is located at a distance of about 21,000 light years.[93]

The next supernova in the Milky Way will likely be detectable even if it occurs on the far side of the galaxy. It is likely to be produced by the collapse of an unremarkable red supergiant and it is very probable that it will already have been catalogued in infrared surveys such as 2MASS. There is a smaller chance that the next core collapse supernova will be produced by a different type of massive star such as a yellow hypergiant, luminous blue variable, or Wolf–Rayet. The chances of the next supernova being a type Ia produced by a white dwarf are calculated to be about a third of those for a core collapse supernova. Again it should be observable wherever it occurs, but it is less likely that the progenitor will ever have been observed. It is not even known exactly what a type Ia progenitor system looks like, and it is difficult to detect them beyond a few parsecs. The total supernova rate in our galaxy is estimated to be between 2 and 12 per century, although we have not actually observed one for several centuries.[94]

Statistically, the next supernova is likely to be produced from an otherwise unremarkable red supergiant, but it is difficult to identify which of those supergiants are in the final stages of heavy element fusion in their cores and which have millions of years left. The most-massive red supergiants shed their atmospheres and evolve to Wolf–Rayet stars before their cores collapse. All Wolf–Rayet stars end their lives from the Wolf–Rayet phase within a million years or so, but again it is difficult to identify those that are closest to core collapse. One class that is expected to have no more than a few thousand years before exploding are the WO Wolf–Rayet stars, which are known to have exhausted their core helium.[95] Only eight of them are known, and only four of those are in the Milky Way.[96]

A number of close or well known stars have been identified as possible core collapse supernova candidates: the red supergiants Antares and Betelgeuse;[97] the yellow hypergiant Rho Cassiopeiae;[98] the luminous blue variable Eta Carinae that has already produced a supernova impostor;[99] and the brightest component, a Wolf–Rayet star, in the Regor or Gamma Velorum system.[100] Others have gained notoriety as possible, although not very likely, progenitors for a gamma-ray burst; for example WR 104.[101]

Identification of candidates for a type Ia supernova is much more speculative. Any binary with an accreting white dwarf might produce a supernova although the exact mechanism and timescale is still debated. These systems are faint and difficult to identify, but the novae and recurrent novae are such systems that conveniently advertise themselves. One example is U Scorpii.[102] The nearest known Type Ia supernova candidate is IK Pegasi (HR 8210), located at a distance of 150 light-years,[103] but observations suggest it will be several million years before the white dwarf can accrete the critical mass required to become a type Ia supernova.[104]

انظر أيضًا

120px-Office-book.svg
Wikipedia:Books has a book on: Classes of supernovae
Portal icon بوابة فلك
Portal icon بوابة نجوم
Portal icon بوابة فضاء


هوامش

المصادر

  1. ^ Murdin, P.; Murdin, L. (1978). Supernovae. New York, NY: Press Syndicate of the University of Cambridge. pp. 1–3. ISBN 978-0521300384.
  2. ^ Joglekar, H.; Vahia, M. N.; Sule, A. (2011). "Oldest sky-chart with Supernova record (in Kashmir)" (PDF). Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society (41): 207–211. Archived (PDF) from the original on 10 May 2019. Retrieved 29 May 2019.
  3. ^ Murdin, Paul; Murdin, Lesley (1985). Supernovae. Cambridge University Press. pp. 14–16. ISBN 978-0521300384.
  4. ^ Burnham, Robert Jr. (1978). The Celestial handbook. Dover. pp. 1117–1122.
  5. ^ Winkler, P. F.; Gupta, G.; Long, K. S. (2003). "The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum". Astrophysical Journal. 585 (1): 324–335. arXiv:astro-ph/0208415. Bibcode:2003ApJ...585..324W. doi:10.1086/345985. S2CID 1626564.
  6. ^ Fraknoi, Andrew; et al. (2022). Astronomy 2e. OpenStax. p. 767. ISBN 978-1-951-69350-3.
  7. ^ (1982) "The Historical Supernovae".: 355–370, Dordrecht: D. Reidel. 
  8. ^ Baade, W. (1943). "No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675....1B.
  9. ^ Motz, L.; Weaver, J. H. (2001). The Story of Astronomy. Basic Books. p. 76. ISBN 978-0-7382-0586-1.
  10. ^ Chakraborti, S.; Childs, F.; Soderberg, A. (25 February 2016). "Young Remnants of type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study Of SNR G1.9+0.3". The Astrophysical Journal. 819 (1): 37. arXiv:1510.08851. Bibcode:2016ApJ...819...37C. doi:10.3847/0004-637X/819/1/37. S2CID 119246128.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  11. ^ Krause, O. (2008). "The Cassiopeia A Supernova was of type IIb". Science. 320 (5880): 1195–1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Sci...320.1195K. doi:10.1126/science.1155788. PMID 18511684. S2CID 40884513.
  12. ^ Pankenier, David W. (2006). "Notes on translations of the East Asian records relating to the supernova of AD 1054". Journal of Astronomical History and Heritage. 9 (1): 77. Bibcode:2006JAHH....9...77P.
  13. ^ "SNRcat – High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants". University of Manitoba. Retrieved 16 October 2020.
  14. ^ Chin, Y.-N.; Huang, Y.-L. (September 1994). "Identification of the guest star of AD 185 as a comet rather than a supernova". Nature (in الألمانية). 371 (6496): 398–399. Bibcode:1994Natur.371..398C. doi:10.1038/371398a0. ISSN 0028-0836. S2CID 4240119. Retrieved 8 November 2021.
  15. ^ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (October 2006). "The Guest Star of AD185 must have been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics (in الألمانية). 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17. ISSN 1009-9271. Retrieved 8 November 2021.
  16. ^ Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy. CRC Press. pp. 295–296. ISBN 978-1-4200-3344-1.
  17. ^ أ ب Hoffmann, Susanne M.; Vogt, Nikolaus (1 July 2020). "A search for the modern counterparts of the Far Eastern guest stars 369 CE, 386 CE and 393 CE". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (in الألمانية). 497 (2): 1419–1433. arXiv:2007.01013. Bibcode:2020MNRAS.497.1419H. doi:10.1093/mnras/staa1970.
  18. ^ Winkler, P. Frank; Gupta, G. (2003), "The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum" (in de), The Astrophysical Journal 585 (1): 324–335, doi:10.1086/345985, Bibcode: 2003ApJ...585..324W 
  19. ^ Ritter, Andreas; Parker, Quentin A.; Lykou, Foteini; Zijlstra, Albert A.; Guerrero, Martín A. (1 September 2021), "The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD" (in de), The Astrophysical Journal Letters 918 (2): L33, doi:10.3847/2041-8213/ac2253, ISSN 2041-8205, Bibcode: 2021ApJ...918L..33R, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ac2253, retrieved on 8 November 2021 
  20. ^ Schaefer, Bradley E. (July 1995). "The Peak Brightness of SN 1895B in NGC 5253 and the Hubble Constant". Astrophysical Journal Letters. 447: L13. Bibcode:1995ApJ...447L..13S. doi:10.1086/309549. S2CID 227285055.
  21. ^ Dick, Steven J. (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. Springer International Publishing. p. 191. ISBN 9783030103804.
  22. ^ Osterbrock, D. E. (2001). "Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?". Bulletin of the American Astronomical Society. 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O.
  23. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). "On Super-novae". Proceedings of the National Academy of Sciences. 20 (5): 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. doi:10.1073/pnas.20.5.254. PMC 1076395. PMID 16587881.
  24. ^ Murdin, P.; Murdin, L. (1985). Supernovae (2nd ed.). Cambridge University Press. p. 42. ISBN 978-0-521-30038-4.
  25. ^ da Silva, L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. S2CID 122727067.
  26. ^ Kowal, C. T. (1968). "Absolute magnitudes of supernovae". Astronomical Journal. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. doi:10.1086/110763.
  27. ^ Leibundgut, B. (2003). "A cosmological surprise: The universe accelerates". Europhysics News. 32 (4): 121–125. Bibcode:2001ENews..32..121L. doi:10.1051/epn:2001401.
  28. ^ Fabian, A. C. (2008). "A Blast from the Past". Science. 320 (5880): 1167–1168. doi:10.1126/science.1158538. PMID 18511676. S2CID 206513073.
  29. ^ Aschenbach, B. (1998). "Discovery of a young nearby supernova remnant". Nature. 396 (6707): 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. doi:10.1038/24103. S2CID 4426317.
  30. ^ Iyudin, A. F.; Schönfelder, V.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Diehl, R.; Hermsen, W.; Lichti, G. G.; Van Der Meulen, R. D.; Ryan, J.; Winkler, C. (1998). "Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova". Nature. 396 (6707): 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. doi:10.1038/24106. S2CID 4430526.
  31. ^ "One galaxy, three supernovae". www.spacetelescope.org. Archived from the original on 18 June 2018. Retrieved 18 June 2018.
  32. ^ Dong, Subo; Shappee, B. J.; Prieto, J. L.; Jha, S. W.; Stanek, K. Z.; Holoien, T. W. -S.; Kochanek, C. S.; Thompson, T. A.; Morrell, N.; Thompson, I. B.; Basu, U.; Beacom, J. F.; Bersier, D.; Brimacombe, J.; Brown, J. S.; Bufano, F.; Chen, Ping; Conseil, E.; Danilet, A. B.; Falco, E.; Grupe, D.; Kiyota, S.; Masi, G.; Nicholls, B.; Olivares E., F.; Pignata, G.; Pojmanski, G.; Simonian, G. V.; Szczygiel, D. M.; Woźniak, P. R. (2016). "ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova". Science. 351 (6270): 257–260. arXiv:1507.03010. Bibcode:2016Sci...351..257D. doi:10.1126/science.aac9613. PMID 26816375. S2CID 31444274.
  33. ^ Leloudas, G.; Fraser, M.; Stone, N. C.; van Velzen, S.; Jonker, P. G.; Arcavi, I.; Fremling, C.; Maund, J. R.; Smartt, S. J.; Krìhler, T.; Miller-Jones, J. C. A.; Vreeswijk, P. M.; Gal-Yam, A.; Mazzali, P. A.; De Cia, A.; Howell, D. A.; Inserra, C.; Patat, F.; de Ugarte Postigo, A.; Yaron, O.; Ashall, C.; Bar, I.; Campbell, H.; Chen, T. -W.; Childress, M.; Elias-Rosa, N.; Harmanen, J.; Hosseinzadeh, G.; Johansson, J.; Kangas, T.; Kankare, E.; Kim, S.; Kuncarayakti, H.; Lyman, J.; Magee, M. R.; Maguire, K.; Malesani, D.; Mattila, S.; McCully, C. V.; Nicholl, M.; Prentice, S.; Romero-Cañizales, C.; Schulze, S.; Smith, K. W.; Sollerman, J.; Sullivan, M.; Tucker, B. E.; Valenti, S.; Wheeler, J. C.; Young, D. R. (2016). "The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole". Nature Astronomy. 1 (2): 0002. arXiv:1609.02927. Bibcode:2016NatAs...1E...2L. doi:10.1038/s41550-016-0002. S2CID 73645264.
  34. ^ Sample, I. (13 February 2017). "Massive supernova visible millions of light-years from Earth". The Guardian. Archived from the original on 13 February 2017. Retrieved 13 February 2017.
  35. ^ Yaron, O.; Perley, D. A.; Gal-Yam, A.; Groh, J. H.; Horesh, A.; Ofek, E. O.; Kulkarni, S. R.; Sollerman, J.; Fransson, C. (13 February 2017). "Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova". Nature Physics. 13 (5): 510–517. arXiv:1701.02596. Bibcode:2017NatPh..13..510Y. doi:10.1038/nphys4025. S2CID 29600801.
  36. ^ أ ب ت Astronomy Now journalist (23 February 2018). "Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery". Astronomy Now. Archived from the original on 16 May 2018. Retrieved 15 May 2018.
  37. ^ Bersten, M. C.; Folatelli, G.; García, F.; Van Dyk, S. D.; Benvenuto, O. G.; Orellana, M.; Buso, V.; Sánchez, J. L.; Tanaka, M.; Maeda, K.; Filippenko, A. V.; Zheng, W.; Brink, T. G.; Cenko, S. B.; De Jaeger, T.; Kumar, S.; Moriya, T. J.; Nomoto, K.; Perley, D. A.; Shivvers, I.; Smith, N. (21 February 2018). "A surge of light at the birth of a supernova". Nature. 554 (7693): 497–499. arXiv:1802.09360. Bibcode:2018Natur.554..497B. doi:10.1038/nature25151. PMID 29469097. S2CID 4383303.
  38. ^ Reynolds, S. P.; Borkowski, K. J.; Green, D. A.; Hwang, U.; Harrus, I. M.; Petre, R. (2008). "The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3". The Astrophysical Journal Letters. 680 (1): L41–L44. arXiv:0803.1487. Bibcode:2008ApJ...680L..41R. doi:10.1086/589570. S2CID 67766657.
  39. ^ Colgate, S. A.; McKee, C. (1969). "Early Supernova Luminosity". The Astrophysical Journal. 157: 623. Bibcode:1969ApJ...157..623C. doi:10.1086/150102.
  40. ^ Zuckerman, B.; Malkan, M. A. (1996). The Origin and Evolution of the Universe. Jones & Bartlett Learning. p. 68. ISBN 978-0-7637-0030-0. Archived from the original on 20 August 2016.
  41. ^ (2001) "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". 246: 121, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. 
  42. ^ Antonioli, P.; Fienberg, R. T.; Fleurot, F.; Fukuda, Y.; Fulgione, W.; Habig, A.; Heise, J.; McDonald, A. B.; Mills, C.; Namba, T.; Robinson, L. J.; Scholberg, K.; Schwendener, M.; Sinnott, R. W.; Stacey, B.; Suzuki, Y.; Tafirout, R.; Vigorito, C.; Viren, B.; Virtue, C.; Zichichi, A. (2004). "SNEWS: The SuperNova Early Warning System". New Journal of Physics. 6: 114. arXiv:astro-ph/0406214. Bibcode:2004NJPh....6..114A. doi:10.1088/1367-2630/6/1/114. S2CID 119431247.
  43. ^ Scholberg, K. (2000). "SNEWS: The supernova early warning system". AIP Conference Proceedings. 523: 355–361. arXiv:astro-ph/9911359. Bibcode:2000AIPC..523..355S. CiteSeerX 10.1.1.314.8663. doi:10.1063/1.1291879. S2CID 5803494.
  44. ^ Beacom, J. F. (1999). "Supernova neutrinos and the neutrino masses". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv:hep-ph/9901300. Bibcode:1999RMxF...45...36B.
  45. ^ Frieman, J. A.; et al. (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary". The Astronomical Journal. 135 (1): 338–347. arXiv:0708.2749. Bibcode:2008AJ....135..338F. doi:10.1088/0004-6256/135/1/338. S2CID 53135988.
  46. ^ (1997) "Scheduled discovery of 7+ high-redshift SNe: First cosmology results and bounds on q0". 486: 749, Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46. 
  47. ^ Linder, E. V.; Huterer, D. (2003). "Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy". Physical Review D. 67 (8): 081303. arXiv:astro-ph/0208138. Bibcode:2003PhRvD..67h1303L. doi:10.1103/PhysRevD.67.081303. S2CID 8894913.
  48. ^ Perlmutter, S. A.; Gabi, S.; Goldhaber, G.; Goobar, A.; Groom, D. E.; Hook, I. M.; Kim, A. G.; Kim, M. Y.; Lee, J. C.; Pain, R.; Pennypacker, C. R.; Small, I. A.; Ellis, R. S.; McMahon, R. G.; Boyle, B. J.; Bunclark, P. S.; Carter, D.; Irwin, M. J.; Glazebrook, K.; Newberg, H. J. M.; Filippenko, A. V.; Matheson, T.; Dopita, M.; Couch, W. J. (1997). "Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35". The Astrophysical Journal. 483 (2): 565. arXiv:astro-ph/9608192. Bibcode:1997ApJ...483..565P. doi:10.1086/304265. S2CID 118187050.
  49. ^ Copin, Y.; Blanc, N.; Bongard, S.; Gangler, E.; Saugé, L.; Smadja, G.; Antilogus, P.; Garavini, G.; Gilles, S.; Pain, R.; Aldering, G.; Bailey, S.; Lee, B.C.; Loken, S.; Nugent, P. E.; Perlmutter, S. A.; Scalzo, R.; Thomas, R.C.; Wang, L.; Weaver, B.A.; Pécontal, E.; Kessler, R.; Baltay, C.; Rabinowitz, D.; Bauer, A. (2006). "The Nearby Supernova Factory" (PDF). New Astronomy Reviews. 50 (4–5): 637–640. arXiv:astro-ph/0401513. Bibcode:2006NewAR..50..436C. CiteSeerX 10.1.1.316.4895. doi:10.1016/j.newar.2006.02.035. Archived (PDF) from the original on 22 September 2017. Retrieved 25 October 2017.
  50. ^ أ ب (2001) "The Influence of Binaries on Stellar Population Studies". 264, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. 
  51. ^ أ ب ت ث ج ح خ د Turatto, M. (2003). "Classification of Supernovae". Supernovae and Gamma-Ray Bursters. Lecture Notes in Physics. Vol. 598. pp. 21–36. arXiv:astro-ph/0301107. CiteSeerX 10.1.1.256.2965. doi:10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN 978-3-540-44053-6. S2CID 15171296.
  52. ^ أ ب Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). "A comparative study of supernova light curves". The Astronomical Journal. 90: 2303. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934.
  53. ^ Foley, Ryan J.; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei V.; Ganeshalingam, Mohan; Kirshner, Robert P.; Li, Weidong; Cenko, S. Bradley; Challis, Peter J.; Friedman, Andrew S.; Modjaz, Maryam; Silverman, Jeffrey M.; Wood-Vasey, W. Michael (2009). "SN 2008ha: an extremely low luminosity and exceptionally low energy supernova". The Astronomical Journal. 138 (2): 376. arXiv:0902.2794. Bibcode:2009AJ....138..376F. doi:10.1088/0004-6256/138/2/376. S2CID 13855329.
  54. ^ Bianco, F. B.; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, R. P.; Bloom, J. S.; Challis, P.; Marion, G. H.; Wood-Vasey, W. M.; Rest, A. (2014). "Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal Supplement. 213 (2): 19. arXiv:1405.1428. Bibcode:2014ApJS..213...19B. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID 119243970.
  55. ^ Perets, H. B.; Gal-Yam, A.; Mazzali, P. A.; Arnett, D.; Kagan, D.; Filippenko, A. V.; Li, W.; Arcavi, I.; Cenko, S. B.; Fox, D. B.; Leonard, D. C.; Moon, D.-S.; Sand, D. J.; Soderberg, A. M.; Anderson, J. P.; James, P. A.; Foley, R. J.; Ganeshalingam, M.; Ofek, E. O.; Bildsten, L.; Nelemans, G.; Shen, K. J.; Weinberg, N. N.; Metzger, B. D.; Piro, A. L.; Quataert, E.; Kiewe, M.; Poznanski, D. (2010). "A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion". Nature. 465 (7296): 322–325. arXiv:0906.2003. Bibcode:2010Natur.465..322P. doi:10.1038/nature09056. PMID 20485429. S2CID 4368207.
  56. ^ خطأ استشهاد: وسم <ref> غير صحيح؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماة barbon1979
  57. ^ "Artist's impression of supernova 1993J". SpaceTelescope.org. Archived from the original on 13 September 2014. Retrieved 12 September 2014.
  58. ^ Filippenko, A. V. (1988). "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". The Astronomical Journal. 96: 1941. Bibcode:1988AJ.....96.1941F. doi:10.1086/114940.
  59. ^ Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 and its Supernova 1961". The Astrophysical Journal. 139: 514. Bibcode:1964ApJ...139..514Z. doi:10.1086/147779.
  60. ^ Zwicky, F. (1962). "New Observations of Importance to Cosmology". 15: 347, New York: Macmillan Press. 
  61. ^ قالب:Cite arxiv
  62. ^ Naeye, R.; Gutro, R. (2008-05-21). "NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding". NASA/GSFC. Retrieved 2008-05-22.
  63. ^ "The Rise and Fall of a Supernova". ESO Picture of the Week. Archived from the original on 2 July 2013. Retrieved 14 June 2013.
  64. ^ Piro, A. L.; Thompson, T. A.; Kochanek, C. S. (2014). "Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (4): 3456. arXiv:1308.0334. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. doi:10.1093/mnras/stt2451. S2CID 27316605.
  65. ^ Chen, W.-C.; Li, X.-D. (2009). "On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae". The Astrophysical Journal. 702 (1): 686–691. arXiv:0907.0057. Bibcode:2009ApJ...702..686C. doi:10.1088/0004-637X/702/1/686. S2CID 14301164.
  66. ^ Howell, D. A.; Sullivan, M.; Conley, A. J.; Carlberg, R. G. (2007). "Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift". Astrophysical Journal Letters. 667 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0701912. Bibcode:2007ApJ...667L..37H. doi:10.1086/522030. S2CID 16667595.
  67. ^ أ ب Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. 315 (5813): 825–828. arXiv:astro-ph/0702351. Bibcode:2007Sci...315..825M. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. S2CID 16408991.
  68. ^ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". The Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813. Archived from the original on 3 March 2020. Retrieved 20 March 2020.
  69. ^ أ ب Canal, R.; Gutiérrez, J. L. (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". In Isern, J.; Hernanz, M.; Gracia-Berro, E. (eds.). White Dwarfs: Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. p. 49. arXiv:astro-ph/9701225. Bibcode:1997ASSL..214...49C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5. S2CID 9288287.
  70. ^ Wheeler, J. C. (2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge University Press. p. 96. ISBN 978-0-521-65195-0. Archived from the original on 10 September 2015.
  71. ^ Khokhlov, A. M.; Mueller, E.; Höflich, P. A. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
  72. ^ Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics Letters. 420 (1): L1–L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135. S2CID 2849060.
  73. ^ أ ب Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191–230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID 10210550.
  74. ^ Paczyński, B. (1976). "Common Envelope Binaries" in IAU Symposium No. 73.: 75–80, Dordrecht: D. Reidel. 
  75. ^ Poludnenko, Alexei Y.; Chambers, Jessica; Ahmed, Kareem; Gamezo, Vadim N.; Taylor, Brian D. (November 2019). "A unified mechanism for unconfined deflagration-to-detonation transition in terrestrial chemical systems and type Ia supernovae". Science (in الإنجليزية). 366 (6465): eaau7365. arXiv:1911.00050. Bibcode:2019Sci...366.7365P. doi:10.1126/science.aau7365. ISSN 0036-8075. Theoretical models of SNIa have remained limited because of uncertainties in the explosion mechanisms. [...] SNIa explosions are driven by fast thermonuclear burning in 12C/16O white dwarf (WD) stars with a mass close to, or below, the Chandrasekhar mass limit of ≈1.4 solar masses [...] Beyond this general statement, however, the exact mechanisms of SNIa remain unclear, with a number of possible scenarios.
  76. ^ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. S2CID 15728812.
  77. ^ Colgate, S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". The Astrophysical Journal. 232 (1): 404–408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300.
  78. ^ Ruiz-Lapuente, P.; Blinnikov, S.; Canal, R.; Mendez, J.; Sorokina, E.; Visco, A.; Walton, N. (2000). "Type IA supernova progenitors". Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71: 435. Bibcode:2000MmSAI..71..435R.
  79. ^ Dan, M.; Rosswog, S.; Guillochon, J.; Ramirez-Ruiz, E. (2012). "How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (3): 2417. arXiv:1201.2406. Bibcode:2012MNRAS.422.2417D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID 119159904.
  80. ^ Maoz, Dan; Mannucci, Filippo; Nelemans, Gijs (18 August 2014). "Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (in الإنجليزية). 52 (1): 107–170. arXiv:1312.0628. Bibcode:2014ARA&A..52..107M. doi:10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN 0066-4146.
  81. ^ Howell, D. A.; Sullivan, M.; Nugent, P. E.; Ellis, R. S.; Conley, A. J.; Le Borgne, D.; Carlberg, R. G.; Guy, J.; Balam, D.; Basa, S.; Fouchez, D.; Hook, I. M.; Hsiao, E. Y.; Neill, J. D.; Pain, R.; Perrett, K. M.; Pritchet, C. J. (2006). "The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star". Nature. 443 (7109): 308–311. arXiv:astro-ph/0609616. Bibcode:2006Natur.443..308H. doi:10.1038/nature05103. PMID 16988705. S2CID 4419069.
  82. ^ Tanaka, M.; Kawabata, K. S.; Yamanaka, M.; Maeda, K.; Hattori, T.; Aoki, K.; Nomoto, K. I.; Iye, M.; Sasaki, T.; Mazzali, P. A.; Pian, E. (2010). "Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf". The Astrophysical Journal. 714 (2): 1209. arXiv:0908.2057. Bibcode:2010ApJ...714.1209T. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209. S2CID 13990681.
  83. ^ Fink, M.; Kromer, M.; Hillebrandt, W.; Röpke, F. K.; Pakmor, R.; Seitenzahl, I. R.; Sim, S. A. (October 2018). "Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?". Astronomy & Astrophysics. 618: A124. arXiv:1807.10199. Bibcode:2018A&A...618A.124F. doi:10.1051/0004-6361/201833475. S2CID 118965737. A124.
  84. ^ Wang, B.; Liu, D.; Jia, S.; Han, Z. (2014). "Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae". Proceedings of the International Astronomical Union. 9 (S298): 442. arXiv:1301.1047. Bibcode:2014IAUS..298..442W. doi:10.1017/S1743921313007072. S2CID 118612081.
  85. ^ Foley, R. J.; Challis, P. J.; Chornock, R.; Ganeshalingam, M.; Li, W.; Marion, G. H.; Morrell, N. I.; Pignata, G.; Stritzinger, M. D.; Silverman, J. M.; Wang, X.; Anderson, J. P.; Filippenko, A. V.; Freedman, W. L.; Hamuy, M.; Jha, S. W.; Kirshner, R. P.; McCully, C.; Persson, S. E.; Phillips, M. M.; Reichart, D. E.; Soderberg, A. M. (2013). "Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion". The Astrophysical Journal. 767 (1): 57. arXiv:1212.2209. Bibcode:2013ApJ...767...57F. doi:10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID 118603977.
  86. ^ McCully, C.; Jha, S. W.; Foley, R. J.; Bildsten, L.; Fong, W.-F.; Kirshner, R. P.; Marion, G. H.; Riess, A. G.; Stritzinger, M. D. (2014). "A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z". Nature. 512 (7512): 54–56. arXiv:1408.1089. Bibcode:2014Natur.512...54M. doi:10.1038/nature13615. PMID 25100479. S2CID 4464556.
  87. ^ Silverman, J. M.; Nugent, P. E.; Gal-Yam, A.; Sullivan, M.; Howell, D. A.; Filippenko, A. V.; Arcavi, I.; Ben-Ami, S.; Bloom, J. S.; Cenko, S. B.; Cao, Y.; Chornock, R.; Clubb, K. I.; Coil, A. L.; Foley, R. J.; Graham, M. L.; Griffith, C. V.; Horesh, A.; Kasliwal, M. M.; Kulkarni, S. R.; Leonard, D. C.; Li, W.; Matheson, T.; Miller, A. A.; Modjaz, M.; Ofek, E. O.; Pan, Y.-C.; Perley, D. A.; Poznanski, D.; Quimby, R. M. (2013). "Type Ia Supernovae strongle interaction with their circumstellar medium". The Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1): 3. arXiv:1304.0763. Bibcode:2013ApJS..207....3S. doi:10.1088/0067-0049/207/1/3. S2CID 51415846.
  88. ^ Gilmore, Gerry; Randich, Sofia (March 2012). "The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey". The Messenger (in الإنجليزية). Garching, Germany: European Southern Observatory. 147 (147): 25–31. Bibcode:2012Msngr.147...25G.
  89. ^ Merle, Thibault; Hamers, Adrian S.; Van Eck, Sophie; Jorissen, Alain; Van der Swaelmen, Mathieu; Pollard, Karen; Smiljanic, Rodolfo; Pourbaix, Dimitri; Zwitter, Tomaž; Traven, Gregor; Gilmore, Gerry; Randich, Sofia; Gonneau, Anaïs; Hourihane, Anna; Sacco, Germano; Worley, C. Clare (12 May 2022). "A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar type Ia supernovae". Nature Astronomy. 6 (6): 681–688. arXiv:2205.05045. Bibcode:2022NatAs...6..681M. doi:10.1038/s41550-022-01664-5. S2CID 248665714.
  90. ^ Beasley, D.; Roy, S.; Watzke, M.; Villard, R. (2002-09-19). "Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar". NASA. Retrieved 2006-08-10.
  91. ^ Frail, D. A.; Giacani, E. B.; Goss, W. M.; Dubner, G. (1996). "The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44". Astrophysical Journal Letters. 464 (2): L165–L168. arXiv:astro-ph/9604121. Bibcode:1996ApJ...464L.165F. doi:10.1086/310103.
  92. ^ Fryer, C. L. (2004). "Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse". Astrophysical Journal. 601 (2): L175–L178. arXiv:astro-ph/0312265. Bibcode:2004ApJ...601L.175F. doi:10.1086/382044.
  93. ^ van der Sluys, M,; Lamers, H. J. G. L. M. (2003). "The dynamics of the Wolf-Rayet ring nebula M1-67". Astronomical Institute of Utrecht. Retrieved 2007-06-07.{{cite web}}: CS1 maint: extra punctuation (link) CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  94. ^ Adams, S. M.; Kochanek, C. S.; Beacom, J. F.; Vagins, M. R.; Stanek, K. Z. (2013). "Observing the Next Galactic Supernova". The Astrophysical Journal. 778 (2): 164. arXiv:1306.0559. Bibcode:2013ApJ...778..164A. doi:10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID 119292900.
  95. ^ Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; De Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S.; De Mink, S. E.; Kaper, L. (2015). "Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars". Astronomy & Astrophysics. 581: A110. arXiv:1507.00839. Bibcode:2015A&A...581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID 56093231.
  96. ^ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, O. E.; Sana, H.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Ellerbroek, L. E.; Langer, N.; Garcia, M.; Kaper, L.; De Mink, S. E. (2013). "On the nature of WO stars: A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613". Astronomy & Astrophysics. 559: A72. arXiv:1310.2849. Bibcode:2013A&A...559A..72T. doi:10.1051/0004-6361/201322155. S2CID 216079684.
  97. ^ Inglis, M. (2015). "Star Death: Supernovae, Neutron Stars & Black Holes". Astrophysics is Easy!. The Patrick Moore Practical Astronomy Series. pp. 203–223. doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN 978-3-319-11643-3.
  98. ^ Lobel, A.; Stefanik, R. P.; Torres, G.; Davis, R. J.; Ilyin, I.; Rosenbush, A. E. (2004). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns: Activity. 219: 903. arXiv:astro-ph/0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.
  99. ^ Van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; De Koter, A.; Waters, L. B. F. M.; Hillier, D. J.; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. (2003). "Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of eta Carinae". Astronomy and Astrophysics. 410 (3): L37. arXiv:astro-ph/0310399. Bibcode:2003A&A...410L..37V. doi:10.1051/0004-6361:20031500. S2CID 18163131.
  100. ^ Thielemann, F.-K.; Hirschi, R.; Liebendörfer, M.; Diehl, R. (2011). "Massive Stars and Their Supernovae". Astronomy with Radioactivities. Lecture Notes in Physics. Vol. 812. p. 153. arXiv:1008.2144. Bibcode:2011LNP...812..153T. doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 978-3-642-12697-0. S2CID 119254840.
  101. ^ Tuthill, P. G.; Monnier, J. D.; Lawrance, N.; Danchi, W. C.; Owocki, S. P.; Gayley, K. G. (2008). "The Prototype Colliding‐Wind Pinwheel WR 104". The Astrophysical Journal. 675 (1): 698–710. arXiv:0712.2111. Bibcode:2008ApJ...675..698T. doi:10.1086/527286. S2CID 119293391.
  102. ^ (2002) "The recurrent nova U Scorpii – A type Ia supernova progenitor". 261, San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. 
  103. ^ Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999). "The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105 (690): 841–847. Bibcode:1993PASP..105..841L. doi:10.1086/133242.
  104. ^ Vennes, S.; Kawka, A. (2008). "On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (3): 1367. arXiv:0806.4742. Bibcode:2008MNRAS.389.1367V. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID 15349194.

قراءات إضافية

وصلات خارجية

الكلمات الدالة:
تمّ الاسترجاع من "https://www.marefa.org/w/index.php?title=مستعر_أعظم&oldid=2887080"