Supernova de tip II

Supernova de tip II este un tip  de supernovă cu un miez care se prăbușește , în care, ca urmare a comprimării rapide și a exploziei puternice ulterioare a unei stele masive, are loc o creștere bruscă (de 10 8  - 10 10 ori) a luminozității stelei . Pentru a face posibilă o astfel de explozie, masa stelei trebuie să depășească masa Soarelui ( M ʘ ) de cel puțin 8 ori, dar nu de mai mult de 40-50 de ori [1] . Clasificarea supernovelor se bazează pe diferența dintre spectre , iar supernovele de tip II pot fi identificate după caracteristicile lor. seria spectrală a hidrogenului [2] . Astfel de supernove sunt de obicei observate în brațele spirale ale galaxiilor și în regiunile H II , dar nu și în galaxiile eliptice .

Energia din stele este eliberată ca rezultat al reacțiilor de fuziune termonucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, stelele mari au masa necesară fuziunii termonucleare a elementelor cu o masă atomică mai mare decât hidrogenul și heliul. Deoarece temperatura și presiunea din interiorul stelei sunt mult mai mari, ciclul de viață al acestor stele este mai scurt. Presiunea respingătoare a electronilor și energia generată de reacțiile de fuziune sunt suficiente pentru a menține steaua în echilibru - atunci când aceste procese rezistă forței de compresie și împiedică stea să se prăbușească . Steaua fuzionează elemente cu mase din ce în ce mai mari, începând cu hidrogenul și heliul , apoi trecând prin tabelul periodic până când se formează fier și nichel . Fuziunea termonucleară a fierului și nichelului nu asigură o ieșire de energie suficientă pentru sinteza elementelor mai grele, prin urmare nichelul și fierul se acumulează treptat în zona centrală a stelei, formând un miez cu un conținut redus de elemente ușoare implicate în fuziunea termonucleară. Din cauza lipsei de energie, rezistența la presiunea exterioară scade, echilibrul este perturbat, iar miezul central este comprimat de masa învelișurilor exterioare ale stelei.

Când masa miezului central comprimat depășește limita Chandrasekhar (aproximativ 1,4 Mʘ ), energia de repulsie a electronilor nu mai este suficientă pentru a contracara contracția gravitațională. O implozie catastrofală a miezului are loc în câteva secunde. Fără impactul nucleului interior prăbușit, materia exterioară se prăbușește sub forța gravitației și atinge viteze de până la 23% din viteza luminii , iar contracția rapidă crește temperatura nucleului interior la 100 de miliarde de kelvin . Ca urmare, încep să aibă loc reacții de neutronizare , producând neutroni și neutrini . Acest lucru determină o pierdere rapidă de energie transportată de neutrinii rezultați, eliberând aproximativ 10 46 J (100 foe ) într-o explozie de zece secunde. Prăbușirea nucleului interior este oprită de degenerarea neutronilor  - repulsia dintre nucleonii nucleului atomic (protoni, neutroni) începe să afecteze, forțând implozia să se întoarcă și să se stingă. Energia acestei unde de șoc în expansiune este suficientă pentru a distruge straturile exterioare ale stelei și pentru a le crește viteza, formând o explozie de supernovă. Explozia este atât de puternică încât permite sinteza unor elemente mai grele decât fierul [2] . În funcție de dimensiunea inițială a stelei, rămășițele nucleului formează o stea neutronică sau o gaură neagră . Datorită mecanismului de bază, supernova rezultată este numită și supernova de colaps al miezului.

Există mai multe categorii de explozii de supernove de tip II, care sunt clasificate pe baza curbei luminii rezultate (un grafic al luminii în funcție de timp) după explozie. Supernovele de tip II-L experimentează o scădere liniară constantă a curbei lor de lumină după o explozie, în timp ce supernovele de tip II-P experimentează o perioadă de declin mai lent (platoul) în curba lor de lumină, urmată de un declin normal. Supernovele de tip Ib și de tip Ic  sunt stele masive care se prăbușesc cu miez, care și-au pierdut hidrogenul și (pentru tipul Ic) învelișurile de heliu. Ca urmare, aceste elemente sunt absente în spectrul lor.

Formare

Stelele, mult mai masive decât Soarele, evoluează într-un mod destul de complex. În miezul unei stele , heliul este sintetizat din hidrogen cu eliberarea de energie termică , care asigură presiune pentru gazul în expansiune. Această presiune împiedică steaua de colapsul gravitațional sau, cu alte cuvinte, asigură așa-numitul echilibru stelar sau hidrostatic . Heliul rezultat se acumulează treptat, deoarece temperatura din miez nu este încă suficient de ridicată pentru arderea sa și sinteza de noi elemente. În cele din urmă, hidrogenul din miez este epuizat, eliberarea de energie din arderea sa scade, iar gravitația face ca miezul să se micșoreze. Această contracție crește temperatura suficient pentru a iniția o fază mai scurtă de fuziune asistată de heliu, care reprezintă mai puțin de 10% din durata totală de viață a stelei. În stelele cu o masă mai mică de 8 carbonul solar , format în timpul fuziunii heliului, nu intră în reacții de fuziune, iar steaua se răcește treptat, devenind o pitică albă [3] [4] . Piticile albe, dacă au un însoțitor apropiat sub forma unei gigante roșii , pot deveni o supernovă de tip Ia datorită acumulării de materie de la vecinul lor [2] .

Cu toate acestea, o stea mai mare este suficient de masivă încât în ​​timpul următoarei compresii, când heliul este și el epuizat, carbonul începe să ardă în miez. Regiunile centrale ale acestor stele masive devin stratificate ca o ceapă pe măsură ce nucleele atomice mai grele se acumulează în centru: în învelișurile exterioare, hidrogenul este ars în heliu, apoi un strat de heliu este transformat în carbon prin procesul unei reacții triple cu heliu , iar apoi sunt straturi de elemente din ce în ce mai grele. Într-o stea, acest proces este în continuă evoluție, trecând prin etape repetate: atunci când fuziunea termonucleară a următorului element se oprește, miezul se contractă până când presiunea și temperatura devin suficiente pentru a începe următoarea etapă de fuziune, care oprește compresia [3] [ 4] .

Colapsul nucleului gravitațional

Factorul care limitează procesul de ardere al unei stele este cantitatea de energie eliberată în timpul fuziunii termonucleare, care depinde de energia de legare care deține nucleonii în nucleul atomic. Fiecare pas suplimentar produce nuclee din ce în ce mai grele, care, atunci când sunt fuzionate, eliberează din ce în ce mai puțină energie. În plus, în timpul arderii nucleare a carbonului , are loc o pierdere semnificativă de energie prin neutrini care părăsesc cu ușurință steaua , ceea ce duce la o reacție mai rapidă decât în ​​alte cazuri [6] . Aceasta continuă până când se formează nichel-56 , care se descompune radioactiv în cobalt-56 și apoi în fier-56 timp de câteva luni. Deoarece fierul și nichelul au cea mai mare energie de legare per nucleon dintre toate elementele [7] , energia din stea nu poate fi obținută prin fuziune ulterioară, iar miezul nichel-fier crește [4] [8] . Acest nucleu se află sub o presiune gravitațională enormă. Deoarece nu există nicio sursă de energie care să crească în continuare temperatura stelei, contracția gravitațională este oprită doar de presiunea de repulsie a electronilor . În această stare, materia este atât de densă încât o densificare ulterioară va necesita ca electronii să ocupe aceleași niveluri de energie . Cu toate acestea, această situație nu este posibilă pentru particule fermionice identice , cum ar fi electronul, conform principiului de excludere Pauli .

Când masa nucleului depășește limita Chandrasekhar de aproximativ 1,4 Mʘ , presiunea de repulsie a electronilor nu mai poate opri contracția și are loc un colaps catastrofal [9] . Partea exterioară a nucleului se grăbește spre centrul stelei cu o viteză care atinge 70.000 km/s (23% din viteza luminii ) [10] . Miezul care se contractă rapid se încălzește prin emiterea de raze gamma de înaltă energie , care despart nucleele de fier prin efectul fotoelectric nuclear , emițând nuclee de heliu și neutroni liberi . Pe măsură ce densitatea nucleului crește, reacția de neutronizare devine favorabilă din punct de vedere energetic , în care electronii și protonii fuzionează prin dezintegrare beta inversă , creând neutroni și particule elementare numite neutrini . Deoarece neutrinii interacționează rar cu materia normală, ei pot scăpa cu ușurință din nucleu, ducând energie și accelerând colapsul care are loc în câteva milisecunde. Când regiunea interioară se separă de straturile exterioare ale stelei, unii dintre acești neutrini sunt absorbiți de straturile exterioare ale stelei, declanșând o explozie de supernovă într-un mod complet neexplorat [11] .

Pentru supernovele de tip II, la atingerea unei densități comparabile cu densitatea unui nucleu atomic, colapsul este în cele din urmă oprit de forțele de respingere între neutroni. Aceste forțe se datorează atât interacțiunii puternice , cât și presiunii de degenerare a neutronilor . Când colapsul se oprește, materia care se comprimă se împinge, creând o undă de șoc care se propagă spre exterior. Reacțiile de fisiune nucleară, precum și reacțiile de captare a electronilor, pot reduce energia ejecției și pot încetini valul într-un interval de 100–200 de kilometri [12] .

Faza de colaps nuclear este atât de scurtă și energetică încât numai neutrinii pot scăpa. Pe măsură ce protonii și electronii se combină pentru a forma neutroni prin captarea electronilor , se creează un neutrin electronic . Într-o supernova tipică de tip II, miezul de neutroni nou format are o temperatură inițială de aproximativ 100 de miliarde de kelvin , care este de 104 ori mai mare decât temperatura nucleului Soarelui. Cea mai mare parte a acestei energii termice trebuie pierdută, altfel formarea unei stele neutronice stabile este imposibilă, deoarece neutronii pur și simplu „fierb”. Această scurgere de energie este realizată prin eliberarea suplimentară de neutrini [13] . Acești neutrini „termici” sunt creați ca urmare a oscilațiilor sub formă de perechi de neutrino-antineutrini de toate aromele , care sunt de câteva ori mai mulți decât neutrinii eliberați prin captarea electronilor [14] . Aceste două mecanisme de producție de neutrini transformă energia potențială gravitațională a colapsului într-o explozie de zece secunde de neutrini, eliberând aproximativ 10 46 J (100 foe ) [15] .

Printr-un proces neînțeles clar, aproximativ 1% sau 10 44 J (1 foe) din energia eliberată (sub formă de neutrini) este reabsorbită de unda de șoc retardată, provocând o explozie de supernova [12] . Neutrinii emiși de supernova SN 1987A i-au determinat pe cei mai importanți astrofizicieni să concluzioneze că imaginea teoretică a colapsului nucleului este practic corectă. Instrumentele de apă Kamiokande II și IMB au detectat antineutrini de origine termică [13] , în timp ce instrumentul Baksan bazat pe galiu-71 a detectat neutrini ( număr lepton = 1) fie de origine termică, fie de captură de electroni.

Dacă masa stelei originale este mai mică de 20 M ʘ , atunci, în funcție de puterea exploziei și de cantitatea de material care se prăbușește, restul nou format al nucleului devine o stea neutronică [10] . Dacă masa a fost mai mare, atunci rămășița se transformă într-o gaură neagră [4] [16] . Limita de masă teoretică pentru un astfel de scenariu este de aproximativ 40-50 Mʘ . Peste această limită, se consideră că steaua se transformă într-o gaură neagră direct, fără o explozie de supernovă [17] , deși incertitudinile din modelele de colaps al supernovei fac calculele acestor limite inexacte.

Descrierea teoretică a modelului de explozie a supernovei

Modelul standard în fizica particulelor este o teorie care descrie trei dintre cele patru interacțiuni fundamentale cunoscute între particulele elementare care alcătuiesc întreaga materie . Această teorie face posibilă prezicerea modului în care particulele vor interacționa în diferite condiții. Energia particulelor dintr-o supernova este de obicei de la unu la o sută cincizeci de picojouli (de la zeci la sute de MeV ) [18] . Această energie este suficient de mică încât predicțiile derivate din modelul standard al fizicii particulelor să fie în mare parte corecte. Dar densitatea mare poate necesita ajustări la Modelul Standard [19] . În special, acceleratorii de particule de pe Pământ pot crea situații de interacțiune între particule care au o energie mult mai mare decât în ​​supernove [20] . Cu toate acestea, în aceste experimente, interacțiunea are loc între un număr mic de particule și este probabil ca densitățile mari din interiorul supernovei să creeze efecte necunoscute. Interacțiunile dintre neutrini și alte particule dintr-o supernovă au loc prin forța nucleară slabă , care este considerată a fi bine înțeleasă. Cu toate acestea, interacțiunea dintre protoni și neutroni se realizează prin forța nucleară puternică , care este mult mai puțin studiată [21] .

Principala problemă nerezolvată în supernovele de tip II este că nu este clar cum explozia de neutrini își transferă energia restului stelei, creând o undă de șoc care face ca steaua să explodeze. Din discuția de mai sus se poate observa că doar un procent din energie trebuie transferată pentru a crea o explozie. Dar este foarte dificil de explicat cum are loc acest proces de transfer de energie, deși se crede că particulele implicate în interacțiune sunt bine studiate. În anii 1990, un model a fost schimbul de convecție, presupunând că convecția, fie implicând neutrini de jos, fie cu materie căzând de sus, completează procesul de distrugere a stelei progenitoare. Elementele mai grele decât fierul se formează în timpul acestei explozii prin captarea neutronilor și din presiunea neutrinilor apăsați împotriva graniței „sferei de neutrini”. O explozie de supernovă ejectează un nor de gaz și praf în spațiul înconjurător, care este mult mai bogat în elemente grele decât materialul din care a constat inițial steaua [22] .

Fizica neutrinilor , care este modelată de Modelul Standard, este esențială pentru înțelegerea acestui proces [19] . Un alt domeniu important de cercetare este hidrodinamica plasmei care alcătuiește o stea pe moarte. Modul în care se comportă plasma în timpul prăbușirii miezului depinde de când și cum se formează „unda de șoc”, precum și de când și cum este „încetinită” și activată [23] .

De fapt, unele modele teoretice includ o instabilitate hidrodinamică într-o undă de șoc stagnată cunoscută sub numele de „Standing Accretion Shock Instability” (SASI, Standing Accretion Shock Wave). Această instabilitate apare din cauza dezvoltării unor perturbații non-radiale ale undei de șoc care se acreează, deformându-l, ceea ce poate duce la intrarea undei de șoc în straturile exterioare ale stelei și o explozie de supernovă [24] . SASI este adesea folosit în tandem cu teoriile neutrinilor în simulările computerizate ale activării șocului împiedicat [25] .

Modelarea computerizată a adus succes în calcularea comportamentului supernovelor de tip II în stadiul formării undelor de șoc în ele. Neglijând prima secundă a exploziei și presupunând că explozia a început, astrofizicienii au reușit să facă predicții detaliate despre elementele create de supernova și curba ei de lumină așteptată [26] [27] [28] .

Curbe de lumină pentru supernove de tip II-L și tip II-P

Spectrul unei supernove de tip II prezintă de obicei linii de absorbție Balmer  , un flux redus la frecvențe caracteristice în care atomii de hidrogen absorb energie. Prezența acestor linii este folosită pentru a distinge această categorie de supernove de o supernovă de tip I.

Când luminozitatea unei supernove de tip II este reprezentată pe o linie temporală, aceasta arată un vârf caracteristic al luminozității urmat de o scădere. Aceste curbe de lumină au o rată medie de declin de 0,008 magnitudini pe zi; mult mai mică decât rata de declin a supernovelor de tip Ia. Tipul II este împărțit în două clase, în funcție de forma curbei luminii. Curba luminii pentru o supernovă de tip II-L arată o scădere liniară constantă după luminozitatea maximă. În schimb, curba luminii unei supernove de tip II-P are o planeitate particulară (numită platou ) în timpul declinului, când luminozitatea scade cu o rată mai mică: 0,0075 magnitudini pe zi pentru tipul II-P, față de 0,012 magnitudini pe zi. pentru tipul II-L [ 29] .

Se crede că diferența de formă a curbelor luminii este cauzată în cazul supernovelor de tip II-L de ejecția celei mai multe din învelișul de hidrogen al stelei părinte [29] . Faza de platou în supernovele de tip II-P se datorează unei modificări a opacității stratului exterior. Unda de șoc ionizează hidrogenul din învelișul exterior - alungă electronul de atomul de hidrogen - ceea ce duce la o creștere semnificativă a opacității . Acest lucru previne scăparea fotonilor din interiorul exploziei. Când hidrogenul este suficient de răcit pentru recombinare, stratul exterior devine transparent [30] .

Supernove de tip IIn

„N” înseamnă îngust, indicând prezența liniilor de emisie de hidrogen înguste sau medii în spectre. Lățimea medie indică faptul că ejecta de la explozie poate interacționa puternic cu gazul din jurul stelei - mediul circumstelar [31] [32] . Densitatea circumstelară estimată necesară pentru a explica proprietățile observate este mult mai mare decât se aștepta din teoria standard a evoluției stelare [33] . Se crede că densitatea circumstelară mare se datorează pierderii mari de masă înainte de apariția supernovei IIn. Valorile estimate ale pierderii de masă sunt de obicei peste 10 −3 M ʘ an −1 . Există indicii că acestea provin ca stele variabile albastre strălucitoare cu pierderi mari de masă înainte de explozie [34] . SN 1998S și SN 2005gl sunt exemple de supernove de tip IIn; SN 2006gy , o supernovă extrem de activă, poate fi un alt exemplu [35] .

Supernove de tip IIb

O supernova de tip IIb are o linie slabă de hidrogen în spectrul original, deci este clasificată ca tip II. Cu toate acestea, mai târziu, emisia de hidrogen devine imperceptibilă, dar există un al doilea vârf în curba luminii, care are un spectru care amintește mai mult de o supernova de tip Ib . Progenitoarea ar putea fi o stea masivă care și-a ejectat majoritatea straturilor exterioare sau care și-a pierdut cea mai mare parte din învelișul de hidrogen din cauza interacțiunii cu un însoțitor într-un sistem binar, lăsând în urmă un nucleu compus aproape în întregime din heliu [36] . Pe măsură ce emisiile de tip IIb se extind, stratul de hidrogen devine rapid mai transparent și dezvăluie straturi mai adânci [36] . Exemplul clasic de supernovă de tip IIb este SN 1993J [37] [38] , un alt exemplu de Cassiopeia A [39] . Clasa IIb a fost propusă pentru prima dată (ca concept teoretic) de Woosley et al. în 1987 [40] și această clasă a fost aplicată în curând la SN 1987K [41] și SN 1993J [42] .

Hypernova

O hipernova  este un tip rar de supernovă care este semnificativ mai strălucitoare și mai activă decât supernovele normale. Exemple sunt 1997ef (tip Ic) și 1997cy (tip IIn). Hipernovele se formează în diferite moduri: jeturi relativiste în timpul formării unei găuri negre când materia se întoarce în miezul unei stele neutronice - modelul colapsar ; interacțiune cu o înveliș dens de materie circumstelară - modelul CSM (în engleză: Material CircumStellar); uriașe perechi de supernove instabile ; sunt posibile alte modele, cum ar fi steaua binară și quark .

Stele cu mase inițiale de aproximativ 25 până la 90 de mase solare au nuclee suficient de mari încât, după explozia unei supernove, materia se întoarce în miezul unei stele neutronice și formează o gaură neagră. În multe cazuri, acest lucru reduce luminozitatea supernovei, iar peste 90 Mʘ steaua se transformă direct într-o gaură neagră fără o explozie de supernovă. Dar dacă progenitorul se rotește suficient de repede, materia în cădere generează jeturi relativiste care radiază mai multă energie decât explozia originală [43] . De asemenea, pot fi văzute direct dacă iradiază în direcția noastră, dând impresia unui obiect și mai luminos. În unele cazuri, ele pot genera explozii de raze gamma , deși nu toate exploziile de raze gamma provin din supernove [44] .

În unele cazuri, o supernova de tip II apare atunci când steaua este înconjurată de un nor foarte dens de materie ejectat, probabil în timpul izbucnirilor variabile albastre . Această materie de explozie de șoc devine mai strălucitoare decât o supernova standard. Există probabil o gamă de luminozități pentru aceste supernove de tip IIn, hipernova fiind cea mai strălucitoare.

Supernovele instabile în perechi apar atunci când miezul de oxigen dintr-o stea extrem de masivă devine suficient de fierbinte pentru ca radiația gamma să genereze spontan perechi electron-pozitron [45] . Acest lucru are ca rezultat prăbușirea miezului, dar când prăbușirea miezului de fier determină fuziunea endotermă cu elemente mai grele, prăbușirea miezului de oxigen creează o fuziune exotermă rapidă care în cele din urmă distruge steaua. Energia totală eliberată depinde de masa inițială, cea mai mare parte a miezului fiind convertită în 56 Ni și ejectată, ceea ce duce apoi la o supernova în câteva luni. La sfârșitul călătoriei, stelele cu o masă de aproximativ 140 Mʘ produc supernove cu viață lungă, dar de altfel tipice, în timp ce stelele cu masa cea mai mare de aproximativ 250 Mʘ produc supernove cu hipernove extrem de strălucitoare, precum și cu viață foarte lungă. Mai multe stele masive mor din cauza transformărilor fotonucleare . Doar stelele din populația III cu metalitate foarte scăzută pot ajunge în acest stadiu . Stelele cu elemente mai grele sunt mai slabe și își elimină straturile exterioare până când sunt suficient de mici pentru a exploda ca o supernovă normală de tip Ib/c. Se crede că, chiar și în galaxia noastră, fuziunile de stele vechi cu metalitate scăzută pot forma stele masive care se pot transforma într-o supernovă instabilă.

Vezi și

• Supernova de tip Ia
• Lista rămășițelor de supernove
• acumulare
• Hipernova
• rest de supernova
• supernova aproape de Pământ
• Lista de stele - candidați pentru supernove

Note

1. ↑ Gilmore, Gerry. Scurta viață spectaculoasă a unui superstar   // Știință . - 2004. - Vol. 304 , nr. 5697 . - P. 1915-1916 . - doi : 10.1126/science.1100370 . — PMID 15218132 .
2. ↑ 1 2 3 Personal. Introducere în Supernova Remnants . NASA Goddard/SAO (7 septembrie 2006). Preluat la 1 mai 2007. Arhivat din original pe 3 februarie 2017. (nedefinit)
3. ↑ 1 2 Richmond, Michael Etape târzii ale evoluției pentru stelele cu masă mică . Institutul de Tehnologie Rochester . Preluat la 4 august 2006. Arhivat din original la 29 mai 2020. (nedefinit)
4. ↑ 1 2 3 4 Hinshaw, Gary Viața și moartea stelelor . Misiune NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) (23 august 2006). Consultat la 1 septembrie 2006. Arhivat din original pe 3 iunie 2013. (nedefinit)
5. ↑ Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae  (engleză)  // Nature Physics  : jurnal. - 2005. - Decembrie ( vol. 1 , nr. 3 ). - P. 147-154 . - doi : 10.1038/nphys172 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0601261 ​​​​.
6. ↑ Clayton, Donald. Principii ale evoluției stelare și nucleosintezei  (engleză) . - University of Chicago Press , 1983. - ISBN 978-0-226-10953-4 . Arhivat la 1 februarie 2017 la Wayback Machine
7. ↑ Fewell, MP Nuclidul atomic cu cea mai mare energie de legare medie  // American  Journal of Physics  : journal. - 1995. - Vol. 63 , nr. 7 . - P. 653-658 . - doi : 10.1119/1.17828 . — Cod .
8. ↑ Fleurot, Fabrice Evolution of Massive Stars (link indisponibil) . Universitatea Laurentiană. Preluat la 13 august 2007. Arhivat din original la 21 mai 2017. (nedefinit) 
9. ↑ Lieb, EH; Yau, H.-T. O examinare riguroasă a teoriei Chandrasekhar a colapsului stelar  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1987. - Vol. 323 , nr. 1 . - P. 140-144 . - doi : 10.1086/165813 . - Cod biblic .
10. ↑ 12 Fryer , C.L.; Nou, KCB Gravitational Waves from Gravitational Collapse (link inaccesibil) . Institutul Max Planck pentru Fizică Gravitațională (24 ianuarie 2006). Consultat la 14 decembrie 2006. Arhivat din original la 19 februarie 2015.  (nedefinit) 
11. ↑ În timpul prăbușirii, forța de atracție a cochiliei către miez, care depinde de pătratul distanței dintre obiecte, scade foarte brusc, din cauza scăderii dimensiunilor geometrice ale miezului, și duce la ejectarea înveliș, care se află sub influența tensiunilor interne nucleare și electromagnetice, adică vine un moment în care energia de respingere a electronilor și nucleelor ​​devine suficientă pentru a rezista contracției gravitaționale. Apoi, când învelișul exterior zboară pe o anumită distanță, partea sa inferioară, care nu s-a prăbușit complet cu miezul, respinge din nou, cu și mai multă energie, creând o a doua undă de șoc, mai puternică, care se propagă spre exterior și o accelerează pe prima. Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. Principiul universalității nucleosintezei procesului gamma în exploziile supernovei cu colaps-nucleu  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2006. - Vol. 648 , nr. 1 . -P.L47- L50 . - doi : 10.1086/507703 . - .
12. ↑ 12 Fryer , C.L.; Nou, KBC Gravitational Waves from Gravitational Collapse, secțiunea 3.1 (link mort) . Laboratorul Național Los Alamos (24 ianuarie 2006). Consultat la 9 decembrie 2006. Arhivat din original pe 7 decembrie 2014.  (nedefinit) 
13. ↑ 1 2 Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 17 ianuarie 2018. Arhivat din original la 5 mai 2008.  (nedefinit)  Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 17 ianuarie 2018. Arhivat din original la 5 mai 2008. (nedefinit) 
14. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection  (engleză) . - New Haven: Yale University Press , 2000. - P. 173. - ISBN 978-0-300-09097-0 .
15. ↑ Barwick, S.; Beacom, J. APS Neutrino Study: Raport al grupului de lucru pentru astrofizică și cosmologie neutrină (PDF). Societatea Americană de Fizică (29 octombrie 2004). Consultat la 12 decembrie 2006. Arhivat din original pe 16 decembrie 2018. (nedefinit)
16. ↑ Fryer, Chris L. Black Hole Formation from Stellar Collapse  // Classical and Quantum Gravity  : journal  . - 2003. - Vol. 20 , nr. 10 . -P.S73- S80 . - doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . — Cod .
17. ↑ Fryer, Chris L. Mass Limits For Black Hole Formation  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1999. - Vol. 522 , nr. 1 . - P. 413-418 . - doi : 10.1086/307647 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9902315 .
18. ↑ Izzard, R.G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, CA Ratele de formare a supernovelor cu colaps de miez și a exploziilor de raze gamma  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  : jurnal  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 348 , nr. 4 . - P. 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 februarie 2002). „Simulări de supernove cu colaps de miez: variații ale fizicii de intrare”. Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics" . Castelul Ringberg, Tegernsee, Germania. pp. 119-125. arXiv : astro-ph/0203493 . Cod biblic : 2002nuas.conf..119R .
20. ↑ Ackerstaff, K. Teste ale modelului standard și constrângeri ale noii fizice din măsurători ale producției de perechi de fermion la 189 GeV la LEP  //  Înaintat la The European Physical Journal C : jurnal. - 1998. - Vol. 2 , nr. 3 . - P. 441-472 . - doi : 10.1007/s100529800851 . Arhivat din original pe 5 februarie 2018.
21. ↑ Personal. Premiul Nobel pentru fizică 2004 (link indisponibil) . Fundația Nobel (5 octombrie 2004). Preluat la 30 mai 2007. Arhivat din original la 24 august 2011. (nedefinit) 
22. ↑ Stover, Dawn. Life In A Bubble  (engleză)  // Popular Science  : revistă. - Bonnier Corp. , 2006. - Vol. 269 , nr. 6 . — P. 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 (demis). - 2006. - T. 142 , nr. 1-4 . - S. 229 . - doi : 10.1016/0022-1694(93)90012-X . - Cod . — arXiv : astro-ph/0612072 .
24. ↑ Gennady Semenovich Bisnovaty-Kogan; Serghei Grigorievici Moiseenko. „Motorul” magnetic al supernovelor . elementy.ru . Jurnalul „Natura” Nr. 9, 2015, RAS (septembrie 2015). Consultat la 6 februarie 2018. Arhivat din original pe 7 februarie 2018. (nedefinit)
25. ↑ Wakana Iwakami; Kei Kotake; Naofumi Ohnishi; Shoichi Yamada; Keisuke Sawada. Simulări 3D ale instabilității șocurilor de acreție în picioare în supernovele cu colaps de miez (link indisponibil) . Simulări 3D ale instabilității șocurilor de acreție în picioare în supernovele cu colaps de bază . Al 14-lea Atelier de lucru „Astrofizică nucleară” (10 martie 2008). Data accesului: 30 ianuarie 2013. Arhivat din original pe 15 martie 2011.  (nedefinit) 
26. ↑ Blinnikov, S.I.; Röpke, FK; Sorokina, E.I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. Curbe teoretice de lumină pentru modelele de deflagrație ale supernovei de tip Ia  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Vol. 453 , nr. 1 . - P. 229-240 . - doi : 10.1051/0004-6361:20054594 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0603036 .
27. ↑ Young, Timothy R. A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2004. - Vol. 617 , nr. 2 . - P. 1233-1250 . - doi : 10.1086/425675 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0409284 .
28. ↑ Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R.D.; Woosley, SE Nucleosinteza în stele masive cu fizică nucleară și stelară îmbunătățită  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 576 , nr. 1 . - P. 323-348 . - doi : 10.1086/341728 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0112478 .
29. ↑ 1 2 Doggett, JB; Branch, D. A Comparative Study of Supernova Light Curves  // Astronomical Journal  :  journal. - 1985. - Vol. 90 . - P. 2303-2311 . - doi : 10.1086/113934 . - Cod biblic .
30. ↑ Curbe de lumină pentru supernova de tip II . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Consultat la 17 martie 2007. Arhivat din original la 17 octombrie 2019. (nedefinit)
31. ↑ Filippenko, Spectrele optice AV ale supernovelor   // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii : jurnal. - 1997. - Vol. 35 . - P. 309-330 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . — Cod biblic .
32. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Danziger, IJ; Mazzali, PA; Patat, F.; Filippenko, A.V.; Schlegel, DJ; Matheson, T. Supernova de tip IIn 1995G: interacțiunea cu mediul circumstelar   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2002. - Vol. 333 , nr. 1 . - P. 27-38 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . - . - arXiv : astro-ph/0201483 .
33. ↑ Langer, N. Evoluția presupernovai a stelelor masive simple și binare  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : jurnal. - 2012. - 22 septembrie ( vol. 50 , nr. 1 ). - P. 107-164 . - doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125534 . — Cod biblic . - arXiv : 1206,5443 .
34. ↑ Michael Kiewe; Avishay Gal Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; vulpe; Dae-Sik Moon; nisip; Soderberg, Alicia M.; Cccp, The. Observații Caltech Core-Collapse Project (CCCP) ale supernovelor de tip IIn: proprietăți tipice și implicații pentru stelele lor progenitoare  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2010. - Vol. 744 , nr. 10 . — P. 10 . - doi : 10.1088/0004-637X/744/1/10 . — Cod biblic . - arXiv : 1010.2689 .
35. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, JM; Filippenko, A.V.; Foley, RJ Evoluția spectrală a tipului II extraordinar în Supernova 2006gy  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2010. - Vol. 709 , nr. 2 . - P. 856-883 . - doi : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . - Cod biblic . - arXiv : 0906.2200 .
36. ↑ 1 2 Utrobin, VP Ionizarea netermală și excitația în supernova de tip IIb 1993J  // Astronomie și astrofizică  : jurnal  . - 1996. - Vol. 306 , nr. 5940 . - P. 219-231 . - Cod biblic .
37. ↑ Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. Un model de tip IIb pentru supernova 1993J   // Nature . - 1993. - Vol. 364 , nr. 6437 . — P. 507 . - doi : 10.1038/364507a0 . - Cod .
38. ↑ Chevalier, RA; Soderberg, Supernovele AM ​​de tip IIb cu progenitori compacti și extinși  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2010. - Vol. 711 . — P.L40 . - doi : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . — Cod biblic . - arXiv : 0911.3408 .
39. ↑ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. Supernova Cassiopeia A era de tip IIb   // Știință . - 2008. - Vol. 320 , nr. 5880 . - P. 1195-1197 . - doi : 10.1126/science.1155788 . - Cod biblic . - arXiv : 0805.4557 . — PMID 18511684 .
40. ↑ Woosley, SE; Pinto, P.A.; Martin, P.G.; Weaver, Thomas A. Supernova 1987A în Marele Nor Magellanic - explozia unei stele de aproximativ 20 de masă solară care a suferit pierderi de masă? (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1987. - Vol. 318 . — P. 664 . - doi : 10.1086/165402 . - Cod biblic .
41. ↑ Alexey V.; Filippenko. Supernova 1987K - Tip II la tineret, tip Ib la bătrânețe  (engleză)  // Astronomical Journal  : journal. - 1988. - Vol. 96 . — P. 1941 . - doi : 10.1086/114940 . - Cod biblic .
42. ↑ Alexey V.; Filippenko; Matheson, Thomas; Ho, Luis C. The Type IIb Supernova 1993J in M81: A Close Relative of Type Ib Supernovae  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1993. - Vol. 415 . — P.L103 . - doi : 10.1086/187043 . - Cod biblic .
43. ↑ Nomoto, K.I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. Hypernovae, exploziile de raze gamma și primele stele // New Astronomy Reviews. - 2010. - T. 54 , Nr. 3-6 . - S. 191 . - doi : 10.1016/j.newar.2010.09.022 . - Cod .
44. ^ Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked , Organizația Europeană pentru Cercetare Astronomică în Emisfera Sudică (ESO) (18 iunie 2003). Arhivat din original pe 20 februarie 2007. Consultat la 30 octombrie 2006.
45. ↑ Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectre, and Shock Breakout  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2011. - Vol. 734 , nr. 2 . — P. 102 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . - Cod biblic . - arXiv : 1101.3336 . Arhivat din original pe 4 septembrie 2012.

Link -uri

• Tsvetkov D. Yu. Supernove  - o revizuire modernă a supernovelor.
• Popov S. B. Cum explodează supergiganții slăbiți?  — Un model detaliat al unei explozii de supernovă de tip II.
• Bisnovatyi-Kogan G. S. , Moiseenko S. G. „Motorul” magnetic al supernovelor  - mecanism magnetorotațional al exploziei supernovelor.
• Levin A. Space Bombs // Mecanica populară
• Green D. A., Stevenson R. F. Supernove istorice // Astronet
• Lista tuturor supernovelor observate - Lista supernovelor , CBAT IAU 
• Sunt modelele pentru progenitorii de supernove de tip ia în concordanță cu proprietățile resturilor de supernove?  (Engleză)
• Astrofizicienii au descoperit o stea care este pe cale să explodeze ca supernovă în viitorul apropiat (Video)

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)