Перейти до вмісту

Наднова типу Ia

Добра стаття
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Наднові типу Ia)
Залишок SN 1572 — наднової типу Ia, описаної Тихо Браге, яку тепер часто називають на його честь «надновою Тихо»

Наднова типу Ia (англ. Type Ia supernova, SN Ia) — тип наднової зорі, що спалахує у подвійній системі, де одна з зір є білим карликом, а інша може бути гігантом або іншим типом зорі, в тому числі іншим карликом. Наднова є результатом термоядерного вибуху або надзвичайно швидкого термоядерного горіння білого карлика після того, як унаслідок перетікання речовини з супутника його маса перевищить межу Чандрасекара[1].

Білий карлик є залишком зорі, яка завершила свій еволюційний шлях і в якій припинилися термоядерні реакції. Такий залишок складається в основному з вуглецю. У білих карликів можуть відбуватися подальші реакції вуглецево-кисневого синтезу, які вивільняють велику кількість енергії. Умовою для цього є нагрівання білого карлика, матерія якого є виродженою, внаслідок падіння на нього достатньої кількості речовини із зорі-компаньйона. Білі карлики з низькою швидкістю обертання обмежені за масою межею Чандрасекара (близько 1,44 сонячних мас[2]), максимальною масою, яка може утримуватися в рівновазі тиском вироджених електронів. У разі перевищення цієї межі внаслідок акреції речовини від зорі-супутника білий карлик починає стрімко стискатися, відбувається гравітаційний колапс. За загальноприйнятою гіпотезою, його ядро досягає температури ядерного горіння вуглецю у міру наближення маси до межі. В рідкісних випадках, коли білий карлик зливається з іншою зорею, він миттєво перевищує межу Чандрасекара і починає руйнуватися, підіймаючи свою температуру до точки займання згаданого ядерного синтезу.

За будь-якого зі згаданих сценаріїв, протягом декількох секунд після початку ядерного синтезу зі значною частиною речовини білого карлика відбувається швидка термоядерна реакція з виділенням величезної кількості енергії (1 — 2 × 1044 Дж), що призводить до спалаху наднової зорі. Термоядерний вибух або дуже швидке горіння повністю знищують залишки зорі, що спалахнула. Ця категорія наднових має схожу максимальну світність та криву блиску через однорідність маси білих карликів, які спалахують. Сталість світності дозволяє застосовувати ці спалахи як «стандартні свічки» для побудови шкали космічних відстаней, оскільки видима зоряна величина наднових залежить лише від відстані до них.

Консенсусна модель

[ред. | ред. код]
Розподіл енергії в спектрі наднової типу Ia SN 1998aq[en], через один день після максимуму світності в B-фільтрі[3]

Наднові типу Ia — це підкатегорія в класифікації наднових за схемою Мінковського — Цвіккі, що була розроблена американськими астрономами Рудольфом Мінковські і Фріцом Цвіккі[4]. Наднові цього типу можуть утворюватися кількома шляхами, що мають спільний основний механізм. Коли вуглецево-кисневий білий карлик, що повільно обертається[5], акреціює речовину зорі-компаньйона, його маса може перевищити межу Чандрасекара (близько 1,44 мас Сонця), після чого тиск виродженого електронного газу вже не може врівноважити сили гравітації[6]. При відсутності компенсуючого процесу, якими були термоядерні реакції, білий карлик мав би зруйнуватися з утворенням нейтронної зорі[7]. Це зазвичай трапляється із зорями, початкова маса яких перевищує межу Чандрасекара.

Залишок наднової типу Ia G299.2-2.9.

Однак серед астрономів, що моделюють процеси утворення таких наднових переважає думка, що межа Чандрасекара в білих карликах з акрецією насправді не досягається, а колапс так і не настає. Натомість коли до межі залишається приблизно 1 %, тиск і температура в ядрі досягають таких значень, що починається конвекція[8][9], яка триває приблизно 1000 років[10], і водночас можуть відбуватись реакції перетворення вуглецю на важчі елементи. Під час фази повільного тління народжується фронт дефлаграційного ядерного горіння вуглецю. Подробиці запалювання досі невідомі, включаючи місце і кількість точок, де починається горіння[11]. Процес термоядерного горіння кисню ініціюється незабаром після цього моменту, однак це паливо не вигорає повністю як вуглець[12].

Після того як почалась реакція синтезу, температура білого карлика починає зростати. На відміну від зір головної послідовності, у яких внаслідок збільшення температури зростає тиск, що призводить до розширення та охолодження зорі, електронний газ у білому карлику перебуває у виродженому стані і його тиск не залежить від температури; тому розширення не відбувається, а внаслідок збільшення температури процес ядерного горіння набуває ланцюгового характеру. Горіння все пришвидшується, частково завдяки нестійкості Релея — Тейлора і турбулентній взаємодії. Досі тривають суперечки чи це горіння перетворюється в детонацію, чи поширюється дефлаграційно[10][13].

Незалежно від точних деталей спалаху наднової, загальновизнано, що значна частина вуглецю та кисню в білому карлику перетворюється на важчі елементи протягом лише кількох секунд[12], з супутнім вивільненням енергії, що підвищує внутрішню температуру до мільярдів градусів. Вивільненої енергії (1–2×1044 Дж)[14] вистачає для роз'єднання зірки: окремі частинки, що складають білий карлик, отримують достатньо кінетичної енергії, щоб розлетітися одна від одної. Зоря бурхливо вибухає та випускає ударну хвилю, в якій матерія викидається зі швидкістю до кількох десятків тисяч км/с, що становить приблизно 6 % від швидкості світла[15]. Енергія, що вивільняється під час вибуху, викликає надзвичайне збільшення світності. Типова видима абсолютна зоряна величина наднових типу Ia на піку яскравості становить Mv = −19.3 (приблизно в 5 мільярдів разів яскравіше за Сонце), з невеликими варіаціями[10]. В енергетичних одиницях це відповідає потужності випромінювання 1043 ерг/с. Пік яскравості настає через 2-3 тижні після початку спалаху[16]. Наднова типу Ia не залишає компактного залишку, вся маса колишнього білого карлика розсіюється в просторі[17].

Утворення

[ред. | ред. код]
Процес утворення
Перетікання речовини з зорі-гіганта на білий карлик через акреційний диск
Чотири зображення моделювання наднової типу Ia
Комп'ютерне моделювання вибуху наднової типу Ia з переходом дефлаграції в детонацію.

Одинарно вироджений сценарій

[ред. | ред. код]

Однією з моделей утворення наднових типу Ia є тісна подвійна зоряна система. Подвійна система-попередник складається із зір головної послідовності різних мас. Масивніша первинна зоря першою еволюціонує до асимптотичної гілки гігантів, де її оболонка значно розширюється. Якщо обидві зорі опиняються у спільній оболонці, система може втратити значну кількість маси, зменшуючи кутовий момент, радіус орбіти та орбітальний період, а після цього первинна зоря може виродитися в білий карлик. Тим часом вторинна зоря продовжує еволюціонувати, згодом перетворюється на червоного гіганта, і виникають умови для акреції її речовини на первинну компоненту[18][19]. Якщо акреція триває достатньо довго, білий карлик зрештою може наблизитися до межі Чандрасекара[20].

Білий карлик-компаньйон також може акреціювати речовину від інших типів супутників, зокрема від субгіганта або (якщо орбіта достатньо тісна) навіть від зорі головної послідовності. Реальний еволюційний процес на цій стадії акреції залишається невизначеним, оскільки він може залежати як від темпу акреції, так і від перенесення кутового моменту до білого карлика-компаньйона[21].

За оцінками, одинарно вироджені попередники становлять не більш як 20 % усіх наднових типу Ia[22].

Подвійно вироджений сценарій

[ред. | ред. код]

Другим можливим механізмом запуску наднової типу Ia є злиття двох білих карликів, сумарна маса яких перевищує межу Чандрасекара. Утворений після злиття об'єкт називають білим карликом надчандрасекарівської маси[23][24]. У такому разі загальна маса не обмежується межею Чандрасекара.

Зіткнення одинарних зір у Чумацькому Шляху відбуваються лише раз на 107—1013 років, тобто значно рідше, ніж спалахи нових[25]. Зіткнення частіше трапляються в щільних центральних регіонах кулястих скупчень[26] (пор. блакитні бродяги). Імовірним сценарієм є зіткнення з подвійною зоряною системою або між двома подвійними системами, що містять білі карлики. Таке зіткнення може залишити після себе тісну подвійну систему з двох білих карликів. Їхня орбіта поступово звужується, і вони зливаються через спільну оболонку[27]. Дослідження на основі спектрів SDSS виявило 15 подвійних систем серед 4000 перевірених білих карликів, що означає одне злиття подвійних білих карликів кожні 100 років у Чумацькому Шляху. Ця частота відповідає очікуваній кількості наднових типу Ia[28].

Подвійно вироджений сценарій є одним із кількох пояснень аномально масивного (2 M☉) попередника наднової SN 2003fg[en][29][30]. Це також єдине можливе пояснення для залишку наднової SNR 0509−67.5[en], для якої доводиться відкинути всі моделі з лише з одним білим карликом[31]. Його також пропонують для SN 1006, оскільки там не знайдено залишку зорі-компаньйона[22]. Спостереження космічного телескопа Swift виключили наявність надгігантів або гігантів-компаньйонів у всіх досліджених наднових типу Ia. Викинута ударною хвилею зовнішня оболонка надгіганта-компаньйона мала б випромінювати рентгенівські промені, але рентгенівський телескоп XRT на Swift не виявив цього світіння у 53 найближчих залишках наднових. Для 12 наднових типу Ia, які спостерігали впродовж 10 днів після вибуху, ультрафіолетово-оптичний телескоп UVOT не зафіксував ультрафіолетового випромінювання від нагрітої ударною хвилею поверхні зорі-компаньйона, тобто навколо цих попередників не було червоних гігантів або більших зір. У випадку SN 2011fe зоря-компаньйон, якщо вона існувала, мала бути меншою за Сонце[32]. Рентгенівська обсерваторія Чандра показала, що рентгенівське випромінювання п'яти еліптичних галактик і балджа галактики Андромеди у 30–50 разів слабше, ніж очікувалося. Рентгенівське випромінювання мали б створювати акреційні диски попередників наднових типу Ia. Відсутність цього випромінювання означає, що небагато білих карликів мають акреційні диски, що ставить під сумнів поширену акреційну модель наднових типу Ia[33].

Спостереження

[ред. | ред. код]
Залишок наднової N103B[en], знятий космічним телескопом Габбл[34]

На відміну від інших типів наднових, наднові типу Ia зазвичай виникають у всіх типах галактик, включно з еліптичними. Вони не тяжіють до регіонів активного зореутворення[35]. Оскільки білі карлики формуються наприкінці еволюції зорі, зорі встигають до того часу відійти далеко від області свого утворення. Після цього тісна подвійна система може провести ще мільйон років на стадії передачі маси (можливо, породжуючи повторювані спалахи нової), перш ніж виникнуть умови для наднової типу Ia[36].

Давньою проблемою астрономії було встановлення попередників наднових. Безпосереднє спостереження попередника дало б корисні обмеження для моделей наднових. Станом на 2006 рік пошуки такого попередника тривали вже понад століття[37]. Важливі обмеження дало спостереження наднової SN 2011fe. Попередні спостереження за допомогою космічного телескопа Габбл не виявили зорі в місці цієї події, що виключило червоний гігант як можливого попередника. Виявилося, що розширювана плазма у вибуху містить вуглець і кисень, тому ймовірно, що попередником був білий карлик, який переважно складався з цих елементів[38]. Подібно до цього, спостереження близької наднової SN PTF 11kx[39], відкритої 16 січня 2011 року проєктом Palomar Transient Factory[en], привели до висновку, що цей вибух походить від одинарно-виродженого попередника з компаньйоном — червоним гігантом, що свідчить про відсутність єдиного шляху формування наднових типу Ia. Прямі спостереження попередника PTF 11kx підтвердили цей висновок, а також показали, що зоря-попередник перед вибухом наднової зазнавала періодичних спалахів як нова зоря, що стало ще одним несподіваним відкриттям[39][40]. Однак пізніший аналіз показав, що навколозоряна речовина має надто велику масу для сценарію одинарно-виродженої системи й краще узгоджується зі сценарієм виродженого ядра[41].

2015 року космічний телескоп Кеплер спостерігав KSN 2011b — наднову типу Ia у процесі вибуху[42]. 2019 року космічний телескоп Габбл отримав три зображення наднової типу Ia через гравітаційну лінзу з різницею в кілька десятків днів через різний час ходу світла різними шляхами. Четверте зображення має з’явитися у 2037 році, що дасть змогу простежити весь цикл зміни світності наднової[43].

Станом на 2024 рік найдальшою відкритою надновою типу Ia є SN 2023adsy на відстані червоного зміщення z~2.9[44].

Криві блиску та значимість для космології

[ред. | ред. код]
Типова крива блиску наднової типу Ia. Пік зумовлений переважно розпадом нікелю (Ni), тоді як пізніша стадія живиться розпадом кобальту (Co).

Наднові типу Ia мають характерну криву блиску — графік залежності світності від часу після вибуху. Поблизу моменту максимальної світності спектр містить лінії елементів проміжної маси від кисню до кальцію; це основні складники зовнішніх шарів зорі. Через кілька місяців після вибуху, коли зовнішні шари розширюються настільки, що стають прозорими, у спектрі переважає світло, випромінене речовиною поблизу ядра зорі — важкими елементами, синтезованими під час вибуху. Найпомітнішими є ізотопи з масами, близькими до маси заліза — елементи залізного піка. Радіоактивний розпад нікелю-56 через кобальт-56 до заліза-56 породжує високоенергійні фотони, які домінують в енергетичному балансі викинутої речовини на проміжних і пізніх стадіях[10].

Використання наднових типу Ia для точного вимірювання відстаней започаткувала співпраця чилійських і американських астрономів — Calán/Tololo Supernova Survey[en][45]. У серії праць 1990-х років цей огляд показав, що хоча не всі наднові типу Ia досягають однакової пікової світності, один параметр, виміряний із кривої блиску, можна використати для корекції світностей незатемнених наднових типу Ia й перетворення їх на стандартні свічки. Така корекція, відоме як співвідношення Філліпса[46], дозволяє вимірювати відносні відстані з точністю до 7 %[47]. Причина цієї однорідності пікової яскравості пов'язана з кількістю нікелю-56, що утворюється в білих карликах, які, ймовірно, вибухають поблизу межі Чандрасекара[48]. Зважаючи на деяку кількість підтипів наднових Ia, вчені вказують на коректніший термін — стандартизовані (а не стандартні) свічки для цих явищ. Так, їхня світність може бути стандартизована, зокрема через локальний темп зореутворення[49]. Є дослідження, що показують більшу схожість кривих блиску цих наднових в близько-інфрачервоному спектрі[50].

Подібність профілів абсолютної світності майже всіх відомих наднових типу Ia зумовила їх використання як вторинних стандартних свічок у позагалактичній астрономії[51]. Удосконалені калібрування шкали відстаней за цефеїдами[52] і прямі геометричні вимірювання відстані до NGC 4258 за динамікою мазерного випромінювання[53] дали змогу вимірювати відстані до наднових типу Ia у віддалених частинах Всесвіту. 1998 року спостереження далеких наднових типу Ia науковими командами Supernova Cosmology Project і High-Z Supernova Search Team показали, що Всесвіт розширюється прискорено[54][55]. Згодом трьох учасників із двох команд удостоїли Нобелівської премії за це відкриття[56].

Підтипи

[ред. | ред. код]

Наднові типу Ia досить різноманітні, тому їх поділяють на багато підтипів. Два відомих і добре вивчених приклади включають підтип 1991T, надсвітний підтип , який демонструє особливо сильні лінії поглинання заліза та аномально слабкі лінії кремнію[57], і підтип 1991bg, тьмяний підтип , що характеризується раннім виникненням сильних ліній поглинання титану та швидкою фотометричною й спектральною еволюцією[58]. Попри аномальну світність, члени обох незвичайних груп можна стандартизувати за допомогою співвідношення Філліпса для визначення відстаней[59].

Ще одним підтипом є наднова типу Iax, який також має назву SN 2002cx. Зорі цього підтипу відрізняються спектром і кривими блиску, мають нижчу швидкість викиду та меншу світність, ніж звичайні наднові типу Ia, і набагато більшу дисперсію цих параметрів. Теоретичні моделі цих зір передбачають перетікання гелію на білий карлик від зорі-компаньйона, яка є гелієвою зорею, досягнення білим карликом межі Чандрасекара і займання на ньому термоядерної реакції, яка, однак, не обов'язково повністю руйнує зорю[60]. Рештки білих карликів, що пережили вибух наднової типу Iax, отримали в пресі назву зір-зомбі[61]. Станом на 2017 рік відомо про 50 спалахів таких наднових[62].

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi (28 жовтня 2008). Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum. Nature. 456 (7222): 617—9. arXiv:0810.5106. Bibcode:2008Natur.456..617K. doi:10.1038/nature07608. PMID 19052622.
  2. ↑ Brown, Hans A. Bethe, Gerald (1 травня 1985). How a Supernova Explodes. Scientific American (англ.). Процитовано 30 квітня 2026.
  3. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh та ін. (2008). Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae. Astronomical Journal. 135 (4): 1598—1615. arXiv:0803.1705. Bibcode:2008AJ....135.1598M. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation. Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Архів оригіналу за 25 жовтня 2007. Процитовано 30 травня 2007.
  6. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. Astrophysical Journal. 323 (1): 140—144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813.
  7. ↑ Canal, R.; Gutierrez; Gutiérrez, J. (1997). The possible white dwarf-neutron star connection. Astrophysics and Space Science Library. Astrophysics and Space Science Library. 214: 49. arXiv:astro-ph/9701225. Bibcode:1997astro.ph..1225C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-0-7923-4585-5.
  8. ↑ Mazzali, P. A.; K. 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.
  9. ↑ Wheeler, J. Craig (15 січня 2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press. с. 96. ISBN 0-521-65195-6. Архів оригіналу за 8 жовтня 2018. Процитовано 27 грудня 2013.
  10. ↑ а б в г 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.
  11. ↑ Science Summary. ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. Архів оригіналу за 14 січня 2007. Процитовано 27 листопада 2006.
  12. ↑ а б 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. 420 (1): L1—L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135.
  13. ↑ Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (3 січня 2003). Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications. Science. 299 (5603): 77—81. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. Архів оригіналу за 12 березня 2009. Процитовано 28 листопада 2006.
  14. ↑ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (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.
  15. ↑ Filippenko, Alexei V. (1 вересня 1997). OPTICAL SPECTRA OF SUPERNOVAE. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). 35 (Volume 35, 1997): 309—355. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309. ISSN 0066-4146. {{cite journal}}: |issue= має зайвий текст (довідка)
  16. ↑ Howell, D. Andrew (14 червня 2011). Type Ia supernovae as stellar endpoints and cosmological tools. Nature Communications (англ.). 2 (1): 350. doi:10.1038/ncomms1344. ISSN 2041-1723.
  17. ↑ Supernova. web.mit.edu. Процитовано 1 травня 2026.
  18. ↑ Paczynski, B. (28 липня – 1 серпня 1975). Common Envelope Binaries. Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. с. 75—80. Bibcode:1976IAUS...73...75P.
  19. ↑ Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006). The Evolution of Compact Binary Star Systems. Living Reviews in Relativity. 9 (1): 6. arXiv:astro-ph/0701059. Bibcode:2006LRR.....9....6P. doi:10.12942/lrr-2006-6. PMC 5253975. PMID 28163653.
  20. ↑ Ruiter, Ashley J.; Belczynski, Krzysztof; Fryer, Chris (26 червня 2009). RATES AND DELAY TIMES OF TYPE Ia SUPERNOVAE. The Astrophysical Journal. 699 (2): 2026—2036. doi:10.1088/0004-637X/699/2/2026. ISSN 0004-637X.
  21. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf. У Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. (ред.). The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. с. 252. Bibcode:2002ASPC..261..252L.
  22. ↑ а б González Hernández, J. I.; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, H. M.; Montes, D.; Canal, R.; Méndez, J.; Bedin, L. R. (2012). No surviving evolved companions of the progenitor of SN 1006. Nature. 489 (7417): 533—536. arXiv:1210.1948. Bibcode:2012Natur.489..533G. doi:10.1038/nature11447. PMID 23018963. See also lay reference: Matson, John (Грудень 2012). No Star Left Behind. Scientific American. Т. 307, № 6. с. 16.
  23. ↑ Type Ia Supernova Progenitors. Swinburne University. Процитовано 20 травня 2007.
  24. ↑ Brightest supernova discovery hints at stellar collision. New Scientist. 3 січня 2007. Процитовано 6 січня 2007.
  25. ↑ Whipple, Fred L. (1939). Supernovae and Stellar Collisions. Proceedings of the National Academy of Sciences. 25 (3): 118—125. Bibcode:1939PNAS...25..118W. doi:10.1073/pnas.25.3.118. PMC 1077725. PMID 16577876.
  26. ↑ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters. Mercury. 28 (4): 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Архів оригіналу за 21 травня 2006. Процитовано 2 червня 2006.
  27. ↑ Middleditch, J. (2004). A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal. 601 (2): L167—L170. arXiv:astro-ph/0311484. Bibcode:2004ApJ...601L.167M. doi:10.1086/382074. S2CID 15092837.
  28. ↑ Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh. University of Pittsburgh. Процитовано 23 березня 2012.
  29. ↑ The Weirdest Type Ia Supernova Yet. Lawrence Berkeley National Laboratory. 20 вересня 2006. Архів оригіналу за 8 жовтня 2017. Процитовано 2 листопада 2006.
  30. ↑ Bizarre Supernova Breaks All The Rules. New Scientist. 20 вересня 2006. Процитовано 8 січня 2007.
  31. ↑ Schaefer, Bradley E.; Pagnotta, Ashley (2012). An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509-67.5. Nature. 481 (7380): 164—166. Bibcode:2012Natur.481..164S. doi:10.1038/nature10692. PMID 22237107. S2CID 4362865.
  32. ↑ NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class. NASA. Архів оригіналу за 12 червня 2020. Процитовано 24 березня 2012.
  33. ↑ NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions. Chandra X-ray Observatory website. Процитовано 28 березня 2012.
  34. ↑ Search for stellar survivor of a supernova explosion. www.spacetelescope.org. Процитовано 30 березня 2017.
  35. ↑ van Dyk, Schuyler D. (1992). Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies. Astronomical Journal. 103 (6): 1788—1803. Bibcode:1992AJ....103.1788V. doi:10.1086/116195.
  36. ↑ Hoeflich, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae. Astronomy and Astrophysics. 362: 1046—1064. arXiv:astro-ph/0008444. Bibcode:2000A&A...362.1046L.
  37. ↑ Kotak, R. (Грудень 2008). Progenitors of Type Ia Supernovae. У Evans, A.; Bode, M.F.; O'Brien, T.J.; Darnley, M.J. (ред.). RS Ophiuchi (2006) and the Recurrent Nova Phenomenon. ASP Conference Series. Т. 401. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. с. 150. Bibcode:2008ASPC..401..150K. Proceedings of the conference held 12–14 June 2007, at Keele University, Keele, United Kingdom.
  38. ↑ Nugent, Peter E.; Sullivan, Mark; Cenko, S. Bradley; Thomas, Rollin C.; Kasen, Daniel; Howell, D. Andrew; Bersier, David; Bloom, Joshua S.; Kulkarni, S. R.; Kandrashoff, Michael T.; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Marcy, Geoffrey W.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard T.; Maguire, Kate; Suzuki, Nao; Tarlton, James E.; Pan, Yen-Chen; Bildsten, Lars; Fulton, Benjamin J.; Parrent, Jerod T.; Sand, David; Podsiadlowski, Philipp; Bianco, Federica B.; Dilday, Benjamin; Graham, Melissa L.; Lyman, Joe; James, Phil та ін. (Грудень 2011). Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star. Nature. 480 (7377): 344—347. arXiv:1110.6201. Bibcode:2011Natur.480..344N. doi:10.1038/nature10644. PMID 22170680. S2CID 205227021.
  39. ↑ а б Dilday, B.; Howell, D. A.; Cenko, S. B.; Silverman, J. M.; Nugent, P. E.; Sullivan, M.; Ben-Ami, S.; Bildsten, L.; Bolte, M.; Endl, M.; Filippenko, A. V.; Gnat, O.; Horesh, A.; Hsiao, E.; Kasliwal, M. M.; Kirkman, D.; Maguire, K.; Marcy, G. W.; Moore, K.; Pan, Y.; Parrent, J. T.; Podsiadlowski, P.; Quimby, R. M.; Sternberg, A.; Suzuki, N.; Tytler, D. R.; Xu, D.; Bloom, J. S.; Gal-Yam, A. та ін. (2012). PTF11kx: A Type-Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor. Science. 337 (6097): 942—945. arXiv:1207.1306. Bibcode:2012Sci...337..942D. doi:10.1126/science.1219164. PMID 22923575. S2CID 38997016.
  40. ↑ The First-Ever Direct Observations of a Type 1a Supernova Progenitor System. Scitech Daily. 24 серпня 2012.
  41. ↑ Soker, Noam; Kashi, Amit; García Berro, Enrique; Torres, Santiago; Camacho, Judit (2013). Explaining the Type Ia supernova PTF 11kx with a violent prompt merger scenario. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 431 (2): 1541—1546. arXiv:1207.5770. Bibcode:2013MNRAS.431.1541S. doi:10.1093/mnras/stt271. S2CID 7846647.
  42. ↑ Johnson, Michele; Chandler, Lynn (20 травня 2015). NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae. NASA. Архів оригіналу за 8 листопада 2020. Процитовано 21 травня 2015.
  43. ↑ Rodney, Steven A.; Brammer, Gabriel B.; Pierel, Justin D. R.; Richard, Johan; Toft, Sune; O’Connor, Kyle F.; Akhshik, Mohammad; Whitaker, Katherine E. (13 вересня 2021). A gravitationally lensed supernova with an observable two-decade time delay. Nature Astronomy. 5 (11): 1118—1125. arXiv:2106.08935. Bibcode:2021NatAs...5.1118R. doi:10.1038/s41550-021-01450-9. S2CID 235446995.
  44. ↑ Burlaka, Olexandr (19 червня 2024). Знайдена найвіддаленіша наднова типу Ia. Universe Space Tech (укр.). Процитовано 21 квітня 2026.
  45. ↑ Hamuy, M. та ін. (1993). The 1990 Calan/Tololo Supernova Search (PDF). Astronomical Journal. 106 (6): 2392. Bibcode:1993AJ....106.2392H. doi:10.1086/116811.
  46. ↑ Phillips, M. M. (1993). The absolute magnitudes of Type Ia supernovae. Astrophysical Journal Letters. 413 (2): L105. Bibcode:1993ApJ...413L.105P. doi:10.1086/186970.
  47. ↑ Hamuy, M.; Phillips, M. M.; Suntzeff, Nicholas B.; Schommer, Robert A.; Maza, José; Aviles, R. (1996). The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae. Astronomical Journal. 112: 2391. arXiv:astro-ph/9609059. Bibcode:1996AJ....112.2391H. doi:10.1086/118190. S2CID 15157846.
  48. ↑ Colgate, S. A. (1979). Supernovae as a standard candle for cosmology. Astrophysical Journal. 232 (1): 404—408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300.
  49. ↑ Rigault, M.; Brinnel, V.; Aldering, G.; Antilogus, P.; Aragon, C.; Bailey, S.; Baltay, C.; Barbary, K.; Bongard, S. (1 грудня 2020). Strong dependence of Type Ia supernova standardization on the local specific star formation rate. Astronomy & Astrophysics (англ.). 644: A176. doi:10.1051/0004-6361/201730404. ISSN 0004-6361.
  50. ↑ Avelino, Arturo; Friedman, Andrew S.; Mandel, Kaisey S.; Jones, David O.; Challis, Peter J.; Kirshner, Robert P. (10 грудня 2019). Type Ia Supernovae Are Excellent Standard Candles in the Near-infrared. The Astrophysical Journal. 887 (1): 106. doi:10.3847/1538-4357/ab2a16. ISSN 0004-637X.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  51. ↑ Hamuy, M.; Phillips, M. M.; Maza, Jose; Suntzeff, Nicholas B.; Schommer, R. A.; Aviles, R. (1996). A Hubble diagram of distant type IA supernovae. Astronomical Journal. 109: 1. Bibcode:1995AJ....109....1H. doi:10.1086/117251.
  52. ↑ Freedman, W. та ін. (2001). Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant. Astrophysical Journal. 553 (1): 47—72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638. S2CID 119097691.
  53. ↑ 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. Astrophysical Journal. 652 (2): 1133—1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. S2CID 15728812.
  54. ↑ Perlmutter, S. та ін. (1999). Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae. Astrophysical Journal. 517 (2): 565—86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221.
  55. ↑ Riess, Adam G. та ін. (1998). Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant. Astronomical Journal. 116 (3): 1009—38. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
  56. ↑ The Nobel Prize in Physics 2011. NobelPrize.org (англ.). Процитовано 11 жовтня 2024.
  57. ↑ Sasdelli, Michele; Mazzali, P. A.; Pian, E.; Nomoto, K.; Hachinger, S.; Cappellaro, E.; Benetti, S. (30 вересня 2014). Abundance stratification in Type Ia supernovae – IV. The luminous, peculiar SN 1991T. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 445 (1): 711—725. arXiv:1409.0116. Bibcode:2014MNRAS.445..711S. doi:10.1093/mnras/stu1777. ISSN 0035-8711. S2CID 59067792.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  58. ↑ Mazzali, Paolo A.; Hachinger, Stephan (21 серпня 2012). The nebular spectra of the Type Ia supernova 1991bg: further evidence of a non-standard explosion: The nebular spectra of SN 1991bg. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 424 (4): 2926—2935. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x.
  59. ↑ Taubenberger, S.; Hachinger, S.; Pignata, G.; Mazzali, P. A.; Contreras, C.; Valenti, S.; Pastorello, A.; Elias-Rosa, N.; Bärnbantner, O.; Barwig, H.; Benetti, S. (1 березня 2008). The underluminous Type Ia supernova 2005bl and the class of objects similar to SN 1991bg. MNRAS (англ.). 385 (1): 75—96. arXiv:0711.4548. Bibcode:2008MNRAS.385...75T. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x. ISSN 0035-8711. S2CID 18434976.
  60. ↑ Jha S. W. Type Iax Supernovae // Handbook of Supernovae / Athem W. Alsabti, Paul Murdin (editors). — Springer, 2017. — С. 375-402. — ISBN 978-3-319-21845-8. — DOI:10.1007/978-3-319-21846-5.
  61. ↑ Див., напр.: Hubbard, Amy (6 серпня 2014). Hubble sees 'zombie star' lurking in space: What it is, why it matters. Los Angeles Times. latimes.com. Процитовано 30 жовтня 2014. Hubble discovers 'zombie star' haunting the universe. CNET. Процитовано 30 жовтня 2014. Weaver, Donna; Villard, Ray (6 серпня 2014). NASA's Hubble Finds Supernova Star System Linked to Potential "Zombie Star". NASA. HubbleSite - NewsCenter. Процитовано 30 жовтня 2014. Zombie star: Hubble spots star SN 2012Z living after supernova. Slate Magazine. 12 серпня 2014. Процитовано 30 жовтня 2014. Hauk, Alexis (6 серпня 2014). Hubble Finds Supernova Star System Linked to Potential "Zombie Star". Time Magazine. Процитовано 30 жовтня 2014.
  62. ↑ Jha, Saurabh W. (2017). Type Iax Supernovae. Handbook of Supernovae (англ.). Springer, Cham. с. 375—401. doi:10.1007/978-3-319-21846-5_42. ISBN 978-3-319-21846-5.

Джерела

[ред. | ред. код]

Україномовні

[ред. | ред. код]

Англомовні

[ред. | ред. код]


Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Наднова_типу_Ia&oldid=48011919