سوبرنوڤا

SN 1994D (نقطة مضيئة فى أسفل اليسار)، سوبرنوڤا من النوع Ia جوه مجرته المضيفة، NGC 4526

سوبرنوڤا ( PL : سوبرنوڤى أو سوبرنوڤاس ) هو انفجار قوى ومضيء للنجم . يحصل سوبرنوڤا فى المراحل التطورية الأخيرة لنجم ضخم أو لما يتم إطلاق قزم أبيض فى اندماج نووى جامح. الجسم الأصلي، المسمى السلف ، إما ينهار لنجم نيوترونى أو ثقب أسود ، أو يتدمر بالكامل علشان يشكل سديم منتشر . ممكن تكون ذروة اللمعان البصرى للسوبرنوڤا مماثلة للموجودة فى مجرة كلها قبل ما تتلاشى على مدار أسابيع أو أشهر.

آخر سوبرنوڤا تمت ملاحظته مباشرة فى درب اللبانه كان سوبرنوڤا كبلر سنة 1604، و ظهر بعد وقت قصير من ظهور سوبرنوڤا تايكو سنة 1572، و الاتنين كان ممكن يتشافو بالعين المجردة . اتلقت بقايا سوبرنوڤا الأحدث، و تشير ملاحظات سوبرنوڤا فى المجرات التانيه أنها تحدث فى درب اللبانه بمعدل 3 مرات بالتقريب كل قرن. من شبه المؤكد أن سوبرنوڤا فى درب اللبانه ممكن ملاحظته عن طريق التلسكوبات الفلكية الحديثة. أحدث سوبرنوڤا بالعين المجردة كان SN 1987A ، اللى كان انفجار نجم أزرق عملاق فىسحابة ماجلان الكبيره، و هو قمر صناعى لمجرة درب اللبانه.

تشير الدراسات النظرية أن معظم سوبرنوڤا بتحصل بآليتين أساسيتين: إعادة الاشتعال المفاجئ للاندماج النووى فى قزم أبيض ، أو الانهيار المفاجئ للجاذبية فى قلب نجم ضخم.

  • عند إعادة اشتعال القزم الأبيض، ترتفع درجة حرارة الجسم بما يكفى لتحفيز الاندماج النووى الجامح ، ده يسبب تعطيل النجم تمامًا. الأسباب المحتملة هيا تراكم المواد من رفيق ثنائى عن طريق التراكم ، أو عن طريق الاندماج النجمى .
  • فى حالة الانفجار الداخلى المفاجئ لنجم ضخم، قلب النجم الهائل هايتعرض لانهيار مفاجئ بمجرد عدم قدرته على إنتاج طاقة كافية من الاندماج لمواجهة جاذبية النجم، و هو اللى لازم يحصل بمجرد أن يبدأ النجم فى دمج الحديد ، لكن ممكن يحصل فى مرحلة مبكرة من اندماج المعادن .

سوبرنوڤا ممكن تقذف كتل شمسية من المواد بسرعات من سرعة الضوء . ده يسبب دفع موجة صدمية متوسعةإلوسط البينجمى المحيط، ده يسبب كنس غلاف متوسع من الغاز والغبار يُلاحظ على أنه بقايا سوبرنوڤا . سوبرنوڤا مصدر رئيسى للعناصر الموجودة فى الوسط النجمى من الأكسجين لالروبيديوم . ممكن لموجات الصدمة المتوسعة للسوبرنوڤا أن توصل لتكوين نجوم جديدة . سوبرنوڤا هيا المصدر الرئيسى للأشعة الكونية . و ممكن تنتج كمان موجات جاذبية ، رغم أنه لم يتم اكتشاف موجات الجاذبية لحد دلوقتى إلا من اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية.

اصل الاسم

[تعديل]

كلمة سوبرنوڤا ليها صيغة الجمع سوبرنوڤى /-viː/ أو سوبرنوڤا و غالب ما يتم اختصارها كـ SN أو SNe. من الكلمة اللاتينية نوفا ، اللى تعنى "جديد"، اللى تشير لنجم لامع جديد مؤقت. إضافة "super-" يميز السوبرنوڤا عن السوبرنوڤا العادية، اللى تكون أقل سطوع بكثير. كلمة سوبرنوڤا صاغها والتر بادى وفريتز زويكى ، اللى بدأو استخدامها فى محاضرات الفيزياء الفلكية سنة 1931.[1] أول استخدام ليها فى مقال صحفى جه فى 1932 فى منشور بقلم كنوت لوندمارك ، اللى ممكن صاغها بشكل مستقل.

تاريخ المراقبة

[تعديل]

بالمقارنة مع تاريخ النجم بأكمله،المظهر المرئى للسوبرنوڤا يكون قصير جدًا، و يمتد ساعات لأشهر،علشان كده رصده بالعين المجردة هيا بالتقريب مرة واحدة فى العمر. جزء صغير بس من الـ 100 مليار نجم فى مجرة نموذجية عندها قدرة تكون سوبرنوڤا ، يقتصر ذلك على تلكاللى عندها كتلة عالية و أنواع نادرة من النجوم الثبعيدهاللى فيها أقزام بيضاء .

الاكتشافات المبكرة

[تعديل]

من الممكن أن يكون أول سوبرنوڤا مسجل، والمعروف باسم HB9، قد شاهده أشخاص مجهولون من عصور قبل التاريخ فى شبه القارة الهندية بعدين تم تسجيله على نحت صخري، حيث اتلقا عليه فى منطقة بورزاهاما فى كشمير ويرجع تاريخه ل4500± 1000 سنة. قبل الميلاد .[2] و بعد كده ، تم توثيق SN 185 على ايد علما الفلك الصينيين سنة 185 بعد الميلاد. ألمع سوبرنوڤا مسجل كان SN 1006 ، اللى حدث سنة 1006 بعد الميلاد فى كوكبة الذئبة . و ممكن تم وصف ده الحدث على ايد مراقبين فى الصين واليابان والعراق ومصر و أوروبا.[3] أنتج سوبرنوڤا SN 1054 الملاحظ على نطاق واسع سديم السرطان .

السوبرنوڤا SN 1572 و SN 1604 ، أحدث سوبرنوڤا عظمى فى درب اللبانه ممكن ملاحظتها بالعين المجردة، كان ليها تأثير ملحوظ على تطور علم الفلك فى اوروبا لأنها كانت تستخدم للجدل ضد فكرة أرسطو القائلة بأن الكون بعد القمر والكواكب كان موجود. ساكنة و مش متغيرة. ابتدا يوهانس كيبلر برصد السوبرنوڤا 1604 فى ذروته فى 17 اكتوبر 1604، و استمر فى تقدير سطوعه لحد تلاشى من رؤية العين المجردة بعد سنه.[4] و كان ده هو السوبرنوڤا التانى اللى يتم ملاحظته فى جيل واحد، بعد ما لاحظ تايكو براهى السوبرنوڤا 1572 فى اللى ليها الكرسي.

فيه بعض الأدلة أن أصغر سوبرنوڤا مجري، G1.9+0.3 ، حدث فى أواخر القرن التسعتاشر، فى وقت أقرب بكثير من اللى ليها الكرسى A من حوالى سنة 1680.[5] و لم تتم ملاحظة أى من السوبرنوڤا ساعتها . فى حالة G1.9+0.3، كان ممكن أن يؤدى الانقراض العالى الناتج عن الغبار على طول مستوى مجرة درب اللبانه لتعتيم الحدث بدرجة كافية لحد لا يلاحظه أحد. الوضع بالنسبة للCassiopeia A أقل وضوح ؛ تم الكشف عن أصداء ضوء الأشعة تحت الحمرا يدل على أنه ماكانش فى منطقة اللى ليها معدل انقراض مرتفع بشكل خاص.[6]

السوبرنوڤا التاريخية فى المجموعة المحلية
سنة لوحظ في أقصى سطوع واضح اليقين [7] تحديد هوية SN
185 كوكبة القنطور -6 م ممكن SN، لكن ممكن يكون مذنب [8][9]
386 كوكبة القوس +1.5 م غير متأكد اذا كان SN أو المستعر الكلاسيكى [10]
393 كوكبة العقرب -3 م ممكن الرقم التسلسلى [10]
1006 كوكبة الذئبة −7.5 ± م [11] يقين: SNR معروف
1054 كوكبة برج الثور -6 م مؤكد: نسبة الإشارة لالضوضاء (SNR) والنجم النابض معروفان
1181 كوكبة اللى ليها الكرسى -2 م من المحتمل أن يكون النوع Iax SN مرتبط بالبقايا Pa30 [12]
1572 كوكبة اللى ليها الكرسى -4 م يقين: SNR معروف
1604 كوكبة الحواء -2 م يقين: SNR معروف
1680 ؟ كوكبة اللى ليها الكرسى +6 م SNR معروف، ومن مش الواضح اذا كان قد تم ملاحظة SN
1800-1900 كوكبة القوس ؟ م SNR معروف، لكن لم يتم ملاحظته
1885 مجرة أندروميدا +6 م تأكيد
1987 سحابة ماجلان الكبرى +3 م تأكيد

تلسكوب

[تعديل]

مع تطور التلسكوب الفلكي، بقت مراقبة واكتشاف السوبرنوڤا الخافتة والبعيدة ممكنة. أول ملاحظة كانت لـ SN 1885A فى مجرة المرأة المسلسلة . تم اكتشاف السوبرنوڤا التانى ، SN 1895B ، فى NGC 5253 بعد عقد من الزمان.[13] تم إجراء الشغل المبكر على ما كان يُعتقد فى الأصل أنه مجرد فئة جديدة من السوبرنوڤا فى عشرينات القرن العشرين. كانت تسمى دى بشكل مختلف "نوفاى الطبقة العليا" أو "هاوبتنوفا" أو "السوبرنوڤا العملاقة". يُعتقد أن اسم "السوبرنوڤا " صاغه والتر بادى و زويكى فى محاضرات فى معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا فى سنة 1931. تم استخدامه، باعتباره "super-Novae"، فى ورقة بحث نشرها كنوت لوندمارك سنة 1933، [14] و فى ورقة بحث كتبها بادى وزويكى سنة 1934.[15] بحلول سنة 1938، مابقتش  الواصلة مستخدمة و بقت  الاسم الحديث supernova.

رودولف مينكوفسكى وفريتز زويكى طورو مخطط تصنيف السوبرنوڤا الحديث من سنة 1941.[16] فى ستينات القرن العشرين، وجد علما الفلك أن الشدة القصوى للسوبرنوڤا ممكن استخدامها كشموع قياسية ، و بكده مؤشرات للمسافات الفلكية.[17] بعض السوبرنوڤا البعيدةاللى لوحظت سنة 2003 بدت باهتة اكترو ده كان متوقعا. وده يدعم الرأى القائل بأن توسع الكون يتسارع .[18] تم تطوير تقنيات لإعادة بناء أحداث السوبرنوڤا اللى مش ليها سجلات مكتوبة لرصدها. تم تحديد تاريخ السوبرنوڤا ذو الكرسى عن طريق أصداء الضوء الصادرة عن السدم ، [19] فى الوقت نفسه تم تقدير عمر بقايا السوبرنوڤا RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة [20] وانبعاثات أشعة جاما من التحلل الإشعاعى للتيتانيوم . -44 .[21]

سوبر نوفا 2015 فى العنقود المجرى RXC J0949.8+1707. سنة 2011، تم رصد 2 سوبرنوڤا فى نفس المجرة الحلزونية.[22]

سوبرنوڤا الاكتر لمعان تم تسجيله هو ASASSN-15lh ، على مسافة 3.82 جيجا ضوئية . تم اكتشافه لأول مرة فى يونيه 2015 وبلغ ذروته عند 570 billion L ☉ ، و هو ضعف اللمعان البوليمرى لأى سوبرنوڤا معروف آخر.[23] طبيعة سوبرنوڤا دى محل نقاش و تم اقتراح تفسيرات بديلة، زى اضطراب المد و الجزر للنجم بثقب أسود.[24]

تم تسجيل SN 2013fs بعد 3 ساعات من حدث سوبرنوڤا فى 6 اكتوبر 2013، بواسطة Intermediate Palomar Transient Factory . يعد ده من أقدم السوبرنوڤا اللى تم اكتشافها بعد الانفجار، و هو الأقدم اللى تم الحصول على أطياف له، بدء من 6 ساعات بعد الانفجار الفعلي. و النجم فى مجرة حلزونية تسمى NGC 7610 ، 160 على بعد مليون سنة ضوئية فى كوكبة بيجاسوس.[25]

تم اكتشاف السوبرنوڤا SN 2016gkg على ايد عالم الفلك الهاوى فيكتور بوسو من روزاريو ، الأرجنتين، فى 20 سبتمبر 2016.[26] كانت دى المرة الأولى اللى يتم فيها ملاحظة "بداية الصدمة" الأولى من سوبرنوڤا بصري.[27] تم التعرف على النجم السلف فى صور تلسكوب هابل الفضائى قبل انهياره. و أليكس فيليبنكو كتب إن "ملاحظات النجوم فى اللحظات الأولى اللى تبدأ فيها بالانفجار توفر معلومات مش ممكن الحصول عليها مباشرة بأى طريقة تانيه".[27]

برامج الاكتشاف

[تعديل]
بقايا السوبرنوڤا SNR E0519-69.0 فى سحابة ماجلان الكبرى
علشان السوبرنوڤا هيا أحداث نادرة نسبى جوه المجرة، حيث تحدث حوالى 3 مرات كل قرن فى درب اللبانه، [28] الحصول على عينة جيدة من السوبرنوڤا لدراستها يتطلب مراقبة منتظمة للكتير من المجرات. واليوم، يجد علما الفلك الهواة والمحترفون شوية مئات من الكواكب دى كل سنه بعضها لما يقترب من الحد الأقصى للسطوع، والبعض التانى على صور أو لوحات فلكية قديمة. و مش ممكن التنبؤ بالسوبرنوڤا فى المجرات التانيه بأى قدر من الدقة. عادة، لما يتم اكتشافها، فهى فى طور التقدم بالفعل.[29] لاستخدام السوبرنوڤا كشموع قياسية لقياس المسافة، يلزم مراقبة ذروة سطوعها. مهم اكتشافها كويس قبل ما توصل الحد الأقصى. لعب علما الفلك الهواة ، اللى يفوق عددهم عدد كبير من علما الفلك المحترفين، دور مهم فى العثور على السوبرنوڤا ، فى العاده عن طريق النظر لبعض المجرات الأقرب عن طريق تلسكوب بصرى و مقارنتها بصور سابقة.

فى نهاية القرن العشرين، تحول علما الفلك بشكل متزايد للتلسكوبات و أجهزة CCDاللى يتم التحكم فيها بالكمبيوتر لصيد السوبرنوڤا . دى الأنظمة تاخد بشعبية عند الهواة، لكن هناك كمان تركيبات احترافية زى تلسكوب التصوير التلقائى كاتزمان . يستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر للسوبرنوڤا (SNEWS) شبكة من أجهزة كشف النيوترينو لإعطاء إنذار مبكر حوالين حدوث سوبرنوڤا فى مجرة درب اللبانه.[30][31] النيوترينوات هيا جسيمات يتم إنتاجها بكميات كبيرة بواسطة السوبرنوڤا ، ولا يتم امتصاصها بشكل كبير بواسطة الغاز بين النجوم والغبار الموجود فى قرص المجرة.[32]

"نجم على وشك الانفجار"، يحيط سديم SBW1 بعملاق أزرق ضخم فى سديم كارينا .

تنقسم عمليات البحث عن السوبرنوڤا لفئتين: اللى تركز على الأحداث القريبة نسبى اللى تبحث عن مسافة أبعد. بسبب توسع الكون ، ممكن تقدير المسافة لجسم بعيد ذى طيف انبعاث معروف عن طريق قياس إزاحة دوبلر (أو الانزياح الأحمر )؛ فى المتوسط، تتراجع الأجسام البعيدة بسرعة اكبر من تلك القريبة، و بكده يكون ليها انزياح أحمر أعلى. و بكده ، ينقسم البحث بين انزياح أحمر مرتفع وانزياح أحمر منخفض، مع وقوع الحدود حوالين نطاق انزياح أحمر قدره z=0.1–0.3، حيث z هو مقياس بلا أبعاد لتحول تردد الطيف.[33]

عادة تتضمن عمليات البحث عن الانزياح الأحمر العالى للسوبرنوڤا مراقبة منحنيات ضوء السوبرنوڤا . و دى مفيدة للشموع القياسية أو المعايرة لإنشاء مخططات هابل و إجراء تنبؤات كونية. يعد التحليل الطيفى للسوبرنوڤا ، المستخدم لدراسة فيزياء وبيئات السوبرنوڤا ، اكتر عملية عند الانزياح الأحمر المنخفض منه عند الانزياح الأحمر العالي.[34] تعمل عمليات رصد الانزياح الأحمر المنخفض كمان على تثبيت نهاية المسافة المنخفضة لمنحنى هابل ، و هو رسم بيانى للمسافة مقابل الانزياح الأحمر للمجرات المرئية.[35][36] 

علشان برامج المسح تزيد بسرعة من عدد السوبرنوڤا المكتشفة، فقد تم تجميع مجموعات من الملاحظات (منحنيات اضمحلال الضوء، والقياس الفلكي، وملاحظات قبل السوبرنوڤا ، والتحليل الطيفي). مجموعة بيانات البانثيون،اللى تم تجميعها سنة 2018، قدمت تفاصيل عن 1048 سوبرنوڤا .[37] سنة 2021، تم توسيع مجموعة البيانات دى لتشمل 1701 منحنى ضوئى لـ 1550 سوبرنوڤا مأخوذة من 18 مسح مختلف، بزيادة 50% فى أقل من 3 سنين .[38]
pورة مجمعة بالأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء والبصرية متعددة الأطوال الموجية لبقايا سوبرنوڤا كبلر SN 1604

يتم الإبلاغ عن اكتشافات السوبرنوڤا لالمكتب المركزى للبرقيات الفلكية التابع للاتحاد الفلكى الدولى ، اللى يرسل تعميم يحمل الاسم اللى يخصصه علشان كده السوبرنوڤا .[39] يتكون الاسم من البادئة SN ، متبوعة بسنة الاكتشاف، وملحقة بتسمية مكونة من حرف واحد أو حرفين. يتم تحديد السوبرنوڤا الـ 26 الأولى لده العام بحرف كبير من A لZ. بعد ذلك، يتم استخدام أزواج من الحروف الصغيرة: aa ، ab ، وهكذا. ومن ثم، على سبيل المثال، يشير السوبرنوڤا 2003C للسوبرنوڤا التالت اللى تم الإبلاغ عنه سنة 2003.[40] السوبرنوڤا الأخير سنة 2005، SN 2005nc، كان رقم 367 (14 × 26 + 3 = 367). من سنة 2000، اكتشف علما الفلك المحترفون والهواة شوية مئات من السوبرنوڤا كل سنة (572 سنة 2007، و 261 سنة 2008، و 390 سنة 2009، و 231 سنة 2013).[41][42]

معروفه السوبرنوڤا التاريخية ببساطة حسب سنة حدوثها: SN 185، SN 1006، SN 1054، SN 1572 (وتسمى Tycho's Nova ) وSN 1604 ( نجم كيبلر ). من سنة 1885، تم استخدام تدوين الحروف الإضافية، لحد لو تم اكتشاف سوبرنوڤا واحد بس فى السنه دى (على سبيل المثال، SN 1885A، SN 1907A، وما لذلك)؛ حدث ده آخر مرة مع SN 1947A. SN ، لـ SuperNova، هيا بادئة قياسية. لحد سنة 1987، نادر ما كان فيه حاجة لتسميات مكونة من حرفين؛ من سنة 1988، كان فيه حاجة ليها كل سنة . من سنة 2016، أدى العدد المتزايد من الاكتشافات بانتظام لالاستخدام الإضافى للتسميات المكونة من 3 أرقام.[43]

تصنيف

[تعديل]

ويصنف علما الفلك السوبرنوڤا وفقا لمنحنياتها الضوئية وخطوط امتصاص العناصر الكيميائية المختلفةاللى تظهر فى أطيافها . إذا كان طيف السوبرنوڤا فيه خطوط من الهيدروجين (المعروفة باسم سلسلة بالمر فى الجزء المرئى من الطيف) فإنه يصنف من النوع الثاني ؛ و إلا فهو من النوع الأول . و فى النوعين هناك تقسيمات فرعية حسب وجود خطوط من عناصر تانيه أو شكل منحنى الضوء (رسم بيانى للحجم الظاهرى للسوبرنوڤا كدالة للزمن).

تصنيف السوبرنوڤا
النوع I



لا الهيدروجين 		اكتب لا



يقدم خط من السيليكون المتأين منفرد (Si II) عند 615.0 نانومتر (نانومتر)، قرب ذروة الضوء 		هارب الحراري
النوع Ib/c



خاصية امتصاص السيليكون ضعيفة أو معدومة 		اكتب إب



يُظهر خط الهيليوم مش المتأين (He I) عند 587.6 نانومتر 		انهيار الأساسية
اكتب جيم



هليوم ضعيف أو معدوم
النوع الثاني



يظهر الهيدروجين 		النوع II-P/-L/n



طيف النوع التانى فى كل أنحاء 		النوع II-P/L



لا خطوط ضيقة 		النوع II-P



يوصل ل"الهضبة" فى منحنى الضوء
النوع II-L



يعرض انخفاض "خطى" فى منحنى الضوء الخاص به (الخطى فى الحجم مقابل الوقت) [44]
النوع الثاني



بعض الخطوط الضيقة
النوع بنك الاستثمار الدولي



يتغير الطيف علشان يكون زى النوع Ib

النوع I

[تعديل]
منحنى الضوء للنوع Ia SN 2018gv

تنقسم السوبرنوڤا من النوع الاولانى لأقسام فرعية على أساس أطيافها، حيث يُظهر النوع Ia خط امتصاص قوى للسيليكون المتأين . يتم تصنيف السوبرنوڤا من النوع الاولانى بدون الخط القوى ده على أنها من النوع Ib وIc، حيث يظهر النوع Ib خطوط هيليوم محايدة قوية والنوع Ic يفتقر ليها. منحنيات الضوء من السوبرنوڤا من النوع الاولانى كانت بتعتبر متشابهة لحد كبير، لدرجة مش ممكن معاها تقديم تمييزات مفيدة.[44] رغم دراسة الاختلافات فى منحنيات الضوء، لسه التصنيف يتم على أسس طيفية بدل شكل منحنى الضوء.

يُظهر عدد صغير من السوبرنوڤا من النوع Ia سمات مش عادية، زى اللمعان مش القياسى أو منحنيات الضوء الموسعة، وعادةً ما يتم تصنيفها عن طريق الإشارة لالمثال الأقدم اللى يظهر ميزات مماثلة. على سبيل المثال، فى الغالب يشار لSN 2008ha شبه المضيئة باسم SN 2002cx -like أو الفئة Ia-2002cx.[45]

تُظهِر نسبة صغيرة من السوبرنوڤا من النوع Ic خطوط انبعاث واسعة اوى ومختلطة اللى تُؤخذ للإشارة لسرعات تمدد عالية اوى للمقذوفات. و ممكن تم تصنيفها على أنها من النوع Ic-BL أو Ic-bl.[46]

السوبرنوڤا الغنية بالكالسيوم هيا نوع نادر من السوبرنوڤا السريعة اوى مع خطوط كالسيوم قوية بشكل مش عادى فى أطيافها.[47][48] تشير النماذج لأنها تحدث لما تتراكم المادة من نجم مرافق غنى بالهيليوم بدل نجم غنى بالهيدروجين. بسبب خطوط الهيليوم فى أطيافها، ممكن تشبه السوبرنوڤا من النوع Ib، لكن يُعتقد أن ليها أسلاف مختلفة جدًا.[49]

النوع التانى

[تعديل]
تُستخدم منحنيات الضوء لتصنيف السوبرنوڤا من النوع II-P والنوع II-L.[50]

يمكن كمان تقسيم السوبرنوڤا من النوع التانى لأقسام فرعية بناء على أطيافها. معظم السوبرنوڤا من النوع التانى تظهر خطوط انبعاث واسعة اوى تشير لسرعات تمدد توصل لشوية آلاف من الكيلومترات فى التانيه ،بعضها، زى SN 2005gl ، له ميزات ضيقة نسبى فى أطيافها. وتسمى دى بالنوع IIn، يشير الحرف "n" ل"ضيق".

ويظهر ان بعض السوبرنوڤا ، زى SN 1987K [51] و SN 1993J ، تغير أنواعها: فهى تظهر خطوط من الهيدروجين فى أوقات مبكرة، لكن على مدى فترة من أسابيع لأشهر، تهيمن عليها خطوط الهيليوم. يُستخدم المصطلح "النوع IIb" لوصف مجموعة الميزات المرتبطة فى العاده بالنوعين II وIb.

يتم تصنيف السوبرنوڤا من النوع التانى اللى ليها الأطياف العاديةاللى تهيمن عليها خطوط الهيدروجين العريضةاللى تبقى طول حياة الانخفاض على أساس منحنياتها الضوئية. يُظهر النوع الاكتر شيوع "هضبة" مميزة فى منحنى الضوء بعد وقت قصير من ذروة السطوع حيث يظل اللمعان البصرى ثابت نسبى لأشهر قبل استئناف الانخفاض. و تسمى النوع دى II-P فى إشارة لالهضبة. الأقل شيوع هيا السوبرنوڤا ية من النوع II-Lاللى تفتقر لهضبة مميزة. يشير الحرف "L" ل"خطي" رغم أن منحنى الضوء مش فى الواقع خط مستقيم.

يتم تصنيف السوبرنوڤا اللى لا تتناسب مع التصنيفات العادية على أنها غريبة، أو "pec".

الأنواع التالت والرابع والخامس

[تعديل]

حدد زويكى أنواع إضافية من السوبرنوڤا استناد لعدد قليل اوى من الأمثلةاللى لم تتوافق تمام مع المعلمات الخاصة بالسوبرنوڤا من النوع الاولانى أو النوع الثاني. كان SN 1961i الموجود فى NGC 4303 هو النموذج الأولى والعضو الوحيد فى فئة السوبرنوڤا من النوع التالت، المشهور بأقصى منحنى الضوء الواسع وخطوط الهيدروجين بالمر العريضةاللى كانت بطيئة فى التطور فى الطيف.[44] كان SN 1961f فى NGC 3003 هو النموذج الأولى والعضو الوحيد فى فئة النوع الرابع، مع منحنى خفيف مشابه للسوبرنوڤا من النوع II-P، مع خطوط امتصاص الهيدروجين لكن خطوط انبعاث الهيدروجين ضعيفة.[44] تمت صياغة فئة النوع V لـ SN 1961V فى NGC 1058 ، و هو سوبرنوڤا خافت مش عادى أو سوبرنوڤا محتال مع ارتفاع بطيء فى السطوع، ويدوم الحد الأقصى لعدة أشهر، وطيف انبعاث مش عادي. ولوحظ تشابه SN 1961V مع انفجار إيتا كاريناى العظيم.[52] تم كمان اقتراح السوبرنوڤا فى M101 (1909) وM83 (1923 و 1957) على أنها سوبرنوڤا عظمى محتملة من النوع IV أو النوع V.

سيتم دلوقتى التعامل مع كل دى الأنواع على أنها سوبرنوڤا عظمى من النوع التانى (IIpec)، اللى تم اكتشاف الكتير من الأمثلة عليها، رغم أنه لسه جدل إذا كان SN 1961V سوبرنوڤا حقيقى بعد انفجار LBV أو محتال.[44][53]

النماذج دلوقتى

[تعديل]
فى مجرة NGC 1365 ، يضيء السوبرنوڤا (النقطة المضيئة فوق مركز المجرة بقليل) بسرعة، بعدين يتلاشى ببطء اكبر.

رموز نوع السوبرنوڤا ، فى الجدول، هيا تصنيفية : يعتمد رقم النوع على الضوء المرصود من السوبرنوڤا ، و مش بالضرورة سببه. على سبيل المثال، يتم إنتاج السوبرنوڤا من النوع Ia عن طريق الاندماج الجامح اللى يتم إشعاله على أسلاف الأقزام البيضاء المتحللة، فى حين يتم إنتاج السوبرنوڤا من النوع Ib/c المشابه طيفى من النجوم السلفية الضخمة المجردة عن طريق انهيار النواة.

هارب الحرارى

[تعديل]
تشكيل سوبرنوڤا من النوع Ia

قد يجمع النجم القزم الأبيض ما يكفى من المواد من رفيق نجمى لرفع درجة حرارته الأساسية بما يكفى لإشعال اندماج الكربون ، وعند دى النقطة يخضع للاندماج النووى الجامح ، ده يسبب تعطيله تمامًا. هناك 3 طرق ممكن من فىها نظرى حدوث ده الانفجار: التراكم المستقر للمواد من رفيق، أو صدام قزمين أبيضين، أو التراكم اللى يسبب اشتعال فى القشرةاللى توصل بعد كده لإشعال القلب. لسه الآلية السائدةاللى يتم من فىها إنتاج السوبرنوڤا من النوع Ia مش واضحة.[54] رغم عدم اليقين بخصوص كيفية إنتاج السوبرنوڤا من النوع Ia،السوبرنوڤا من النوع Ia ليها خصائص موحدة اوى هيا شموع قياسية مفيدة على المسافات بين المجرات. بعض المعايرات مطلوبة للتعويض عن التغير التدريجى فى الخصائص أو الترددات المختلفة للسوبرنوڤا مش الطبيعية اللى ليها اللمعان عند الانزياح الأحمر العالي، وللتغيرات الصغيرة فى السطوعاللى يتم تحديدها بواسطة شكل منحنى الضوء أو الطيف.[55][56]

النوع العادى Ia

[تعديل]

فيه شوية وسايل ممكن من فىها أن يتشكل سوبرنوڤا من ده النوع، لكن تشترك فى آلية أساسية مشتركة. إذا قام قزم أبيض من الكربون والأكسجين بتراكم مادة كافية للوصول لحد شاندراسيخار اللى حوالى 1.44 كتلة شمسية [57] (بالنسبة لنجم مش دوار)، فمش هايقدر يدعم الجزء الاكبر من كتلته عن طريق ضغط الانحلال الإلكترونى [58] و ها يبتدى فى الانهيار. بس،الرأى الحالى هو أن ده الحد لا يتم بلوغه عادة؛ توصل زيادة درجة الحرارة والكثافة جوه النواة لإشعال اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد الأقصى (ل حوالى 1٪) قبل بدء الانهيار.[57] فى المقابل، بالنسبة للنواة المكونة أساس من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم،القزم الأبيض المنهار هايشكل فى العاده نجم نيوترونى . فى دى الحالة، سيتم إخراج جزء بس من كتلة النجم وقت الانهيار.[59]

البقعة الزرقاء فى وسط الحلقة الحمراء هيا نجم نيوترونى معزول فى سحابة ماجلان الصغيرة .

فى ثوانى قليلة من عملية الانهيار، يخضع جزء كبير من المادة الموجودة فى القزم الأبيض للاندماج النووي، ده يسبب إطلاق ما يكفى من الطاقة ( 2× 10 44) . J ) [60] لفك النجم فى السوبرنوڤا .[61] ياتعمل موجة صدمية متوسعة للخارج، مع وصول المادة لسرعات تتراوح بين 5000-20000 كم/ثانية ، أو يقارب من 3٪ من سرعة الضوء. هناك كمان زيادة كبيرة فى اللمعان، وصل للقدر المطلق −19.3 (أو 5 اكتر سطوعا من الشمس بمليار مرة)، مع اختلاف بسيط.[62]

نموذج تكوين الفئة دى من السوبرنوڤا هو نظام نجمى ثنائى قريب. اكبر النجمين هو أول نجم يتطور بره التسلسل الرئيسى ، ويتوسع علشان يشكل عملاق أحمر . يتشارك النجمان دلوقتى فى غلاف مشترك،و ده يتسبب فى تقلص مدارهما المتبادل. بعدين يتخلص النجم العملاق من معظم غلافه، ويفقد كتلته لحد لا يتمكن من مواصلة الاندماج النووى . عند دى النقطة، يبقا نجم قزم أبيض، يتكون بشكل أساسى من الكربون والأكسجين. فى النهاية، يتطور النجم الثانوى كمان من التسلسل الرئيسى علشان يشكل عملاق أحمر. تتراكم المادة الناتجة عن العملاق بواسطة القزم الأبيض،و ده يتسبب فى زيادة كتلة الأخير. التفاصيل الدقيقة للبدء والعناصر الثقيلةاللى تم إنتاجها فى الحدث الكارثى لسه مش واضحة.[63]

تنتج السوبرنوڤا من النوع Ia منحنى ضوئى مميز - الرسم البيانى للسطوع كدالة للوقت - بعد الحدث. ياتعمل ده اللمعان عن طريق التحلل الإشعاعى للنيكل -56 عبر الكوبالت -56 لالحديد -56.[62] إن ذروة لمعان منحنى الضوء تكون متسقة اوى عبر السوبرنوڤا العادية من النوع Ia، حيث الحد الأقصى للقدر المطلق حوالى -19.3. وذلك علشان السوبرنوڤا النموذجية من النوع Ia تنشأ من نوع ثابت من النجوم السلف عن طريق اكتساب كتلة تدريجية، وتنفجر لما تكتسب كتلة نموذجية ثابتة، ده يسبب ظروف وسلوك سوبرنوڤا متشابهة جدًا. وده يسمح باستخدامها كشمعة ثانوية [64] قياسية لقياس المسافة لالمجرات المضيفة لها.[65]

يتضمن النموذج التانى لتكوين السوبرنوڤا من النوع Ia اندماج نجمين قزمين أبيضين، مع تجاوز الكتلة المجمعة حد شاندراسيخار للحظات.[66] يُشار لده ساعات باسم نموذج الانحطاط المزدوج، النجمين أقزام بيضا منحلة. علشان التركيبات المحتملة للكتلة و التركيب الكيميائى للزوج، هناك اختلاف كبير فى النوع ده من الأحداث، [67] وفى كثير من الحالات، ممكن مايكونش فيه سوبرنوڤا ، فيالحالة دى هايكون ضوءهم أقل إضاءة منحنى من نوع SN Ia الاكتر طبيعية.[68]

النوع مش القياسى Ia

[تعديل]

السوبرنوڤا الساطعة تحدث بشكل مش طبيعى من النوع Ia لما تكون كتلة القزم الأبيض أعلى من حد شاندراسيخار، [69] ومن المحتمل أن يتم تعزيزها بشكل اكبر بسبب عدم التماثل، [70] لكن المادة المقذوفة هايكون ليها طاقة حركية أقل من العادية. ممكن أن يحصل سيناريو كتلة شاندراسيخار الفائقة، على سبيل المثال، لما تكون الكتلة الإضافية مدعومة بالدوران التفاضلى .[71]

مافيش تصنيف فرعى رسمى للسوبرنوڤا مش القياسية من النوع Ia. تم اقتراح أن مجموعة من السوبرنوڤا شبه المضيئةاللى تحدث لما يتراكم الهيليوم على قزم أبيض لازم تصنيفها على أنها من النوع Iax .[72][73] النوع ده من سوبرنوڤا قد لا يدمر دايما سلف القزم الأبيض تمام ويمكن أن يترك وراءه نجم زومبى .[74]

ينشأ نوع محدد من سوبرنوڤا من انفجار الأقزام البيضاء، زى النوع Ia، ولكنه فيه خطوط هيدروجين فى أطيافها، ممكن علشان القزم الأبيض محاط بغلاف من مادة محيطية غنية بالهيدروجين. أُطلق على السوبرنوڤا دى أسماء من النوع Ia/IIIn ، والنوع Ian ، والنوع IIa ، والنوع IIan .[75]

متوقع أن يبقا النجم الرباعى HD 74438 ، اللى ينتمى للمجموعة المفتوحة IC 2391 وكوكبة فيلا ، سوبرنوڤا مش قياسى من النوع Ia.[76][77]

انهيار النواة

[تعديل]
طبقات نجم ضخم ومتطور قبل الانهيار الأساسى (ليس بالقياس)

يمكن تتعرض النجوم الضخمة اوى لانهيار النواة لما يبقا الاندماج النووى مش قادر على الحفاظ على النواة ضد جاذبيتها؛ إن تجاوز دى العتبة هو سبب كل أنواع سوبرنوڤا باستمدح النوع Ia. و ممكن يتسبب الانهيار فى طرد عنيف للطبقات الخارجية للنجم ده يسبب حدوث سوبرنوڤا . بس، إذا كان إطلاق طاقة الجاذبية الكامنة مش كافٍ، فقد ينهار النجم بدل ذلك لثقب أسود أو نجم نيوترونى مع القليل من الطاقة المشعة.[78]

يمكن أن يحصل الانهيار الأساسى بسبب شوية آليات مختلفة: تجاوز حد شاندراسيخار؛ التقاط الإلكترون ; عدم استقرار الزوج أو التحلل الضوئى .[78][79][80]

  • لما يطور نجم ضخم نواة حديدية اكبر من كتلة شاندراسيخار، فإنه لن يكون قادر على دعم نفسه عن طريق ضغط الانحلال الإلكترونى وسينهار اكتر ليتحول لنجم نيوترونى أو ثقب أسود.
  • يؤدى التقاط الإلكترون بواسطة المغنيسيوم فى نواة O/Ne/Mg المتحللة (8-10 نجم سلف ذو كتلة شمسية) لإزالة الدعم ويسبب انهيار الجاذبية بعديه اندماج الأكسجين المتفجر، مع نتائج مشابهة جدًا.
  • يؤدى إنتاج زوج الإلكترون والبوزيترون فى نواة كبيرة بعد احتراق الهيليوم لإزالة الدعم الديناميكى الحرارى ويسبب انهيار أولى يتبعه اندماج جامح، ده يسبب سوبرنوڤا ثنائى عدم الاستقرار.
  • قد تولد نواة نجمية كبيرة وساخنة بما فيه الكفاية أشعة غاما نشطة بما يكفى لبدء التفكك الضوئى مباشرة،و ده سيؤدى لانهيار كامل للنواة.

الجدول الأسباب المعروفة لانهيار النواة فى النجوم الضخمة، و أنواع النجوماللى تحدث فيها، ونوع السوبرنوڤا المرتبط بها، والبقايا المنتجة. المعدنية هيا نسبة العناصر التانيه مش الهيدروجين أو الهيليوم، مقارنة بالشمس. الكتلة الأولية هيا كتلة النجم قبل حدث السوبرنوڤا ، معطاة بمضاعفات كتلة الشمس، رغم أن الكتلة فى وقت السوبرنوڤا ممكن تكون أقل بكثير.[78]

السوبرنوڤا من النوع التانى مش مدرجة فى الجدول. ممكن إنتاجها عن طريق أنواع مختلفة من انهيار النواة فى نجوم سلفية مختلفة، ويمكن لحد عن طريق اشتعال القزم الأبيض من النوع Ia، رغم أنه يظهر ان معظمها هايكون من انهيار النواة الحديدية فى العمالقة الفائقة المضيئة أو العمالقة المفرطة (بما فيها LBVs). تحدث الخطوط الطيفية الضيقةاللى سميت بيها بسبب توسع السوبرنوڤا لسحابة صغيرة كثيفة من المواد المحيطة بالنجم.[81] يظهر ان نسبة كبيرة من سوبرنوڤا المفترضة من النوع IIn هيا سوبرنوڤا محتالة، هيا انفجارات ضخمة لنجوم شبيهة بـ LBV مشابهة للثوران العظيم لإيتا كاريناى . فى دى الأحداث، تخلق المادة المقذوفة قبل كده من النجم خطوط امتصاص ضيقة وتسبب موجة صدمية عن طريق التفاعل مع المادة المقذوفة جديد.[82]

سيناريوهات انهيار النواة حسب الكتلة والمعدنية [78]
سبب الانهيار النجم السلف الكتلة الأولية التقريبية ( الكتلة الشمسية ) نوع السوبرنوڤا بقية
التقاط الإلكترون فى قلب O + Ne + Mg المنحل 9-10 خافت II-P النجم النيوتروني
انهيار قلب الحديد 10-25 خافت II-P النجم النيوتروني
25-40 مع معدنية منخفضة أو شمسية عادى II-P ثقب أسود بعد ارتداد المواد لنجم نيوترونى أولي
25-40 مع نسبة معدنية عالية جدًا II-L أو II-b النجم النيوتروني
40-90 مع معدنية منخفضة لا أحد الثقب الأسود
≥40 مع معدنية قريبة من الطاقة الشمسية Ib/c خافت، أو سوبرنوڤا مع انفجار أشعة جاما (GRB) ثقب أسود بعد ارتداد المواد لنجم نيوترونى أولي
≥40 مع معدنية عالية جدًا إب / ج النجم النيوتروني
≥90 مع معدنية منخفضة لا شيء، ممكن GRB الثقب الأسود
عدم استقرار الزوج 140-250 مع معدنية منخفضة II-P، و أحيان هايبر نوفا، ومن الممكن أن تكون انفجارات GRB لا بقايا
التفكك الضوئي ≥250 مع معدنية منخفضة لا شيء (أو سوبرنوڤا مضيء؟)، ممكن حدوث انفجارات GRB ثقب أسود هائل

عملية مفصلة

[تعديل]
جوه نجم ضخم ومتطور (أ) تخضع طبقات العناصر اللى ليها الطبقات البصلية للاندماج، لتشكل نواة حديدية (ب) توصل لكتلة شاندراسيخار وتبدأ فى الانهيار. يتم ضغط الجزء الداخلى من النواة لنيوترونات (ج)،و ده يتسبب فى ارتداد المادة الساقطة (د) وتشكيل جبهة صدمية تنتشر نحو الخارج (باللون الأحمر). تبدأ الصدمة فى التوقف (هـ)، لكن يتم تنشيطها مرة تانيه، على الأرجح عن طريق تسخين النيوترينو . يتم تفجير المواد المحيطة بعيد (و)، و مافضلش اللا بقايا متحللة.[83]

لما لا يكون قلب النجم مدعوم ضد الجاذبية، فإنه ينهار على نفسه بسرعات توصل ل70.000 كم/ث (0.23 ج )، [84] و ده اتسبب فى زيادة سريعة فى درجة الحرارة والكثافة. يعتمد ما يلى على كتلة وبنية النواة المنهارة، حيث تشكل النوى المتحللة منخفضة الكتلة نجوم نيوترونية، وتنهار النوى المتحللة اللى ليها الكتلة الأعلى تمام لثقوب سوداء، وتخضع النوى مش المتحللة للاندماج الجامح.[83][85]

يتم تسريع الانهيار الأولى للنوى المتحللة عن طريق اضمحلال بيتا ، والتفكك الضوئي، و أسر الإلكترون،و ده يتسبب فى انفجار نيوترينوات الإلكترون . ومع زيادة الكثافة، ينقطع انبعاث النيوترينو لما تصبح محاصرة فى القلب. يوصل اللب الداخلى فى النهاية ل30 فى العاده كيلومترًا [86] بكثافة مماثلة لكثافة نواة الذرة ، ويحاول ضغط الانحلال النيوترونى وقف الانهيار. إذا كانت الكتلة الأساسية اكتر من حوالى 15 كتلة شمسية،انحطاط النيوترونات مش كافٍ لوقف الانهيار ويتشكل ثقب أسود مباشرة دون وجود سوبرنوڤا .[79]

فى النوى اللى ليها الكتلة المنخفضة، يتوقف الانهيار وتكون درجة حرارة قلب النيوترون المتكون جديد حوالى 100 درجة مليار كلفن ، أى 6000 مرة درجة حرارة قلب الشمس .[83] عند درجة الحرارة هذه، تتشكل أزواج النيوترينو-النيوترينو المضاد بجميع النكهات بكفاءة عن طريق الانبعاث الحرارى . النيوترينوات الحرارية دى اكتر وفرة بكذا مره من النيوترينوات الكاتشارة للإلكترون. يتم تحويل حوالى 1046 جول، أى حوالى 10% من كتلة النجم الساكنة، لانفجار من النيوترينوات مدته عشر ثوانى، و هو الناتج الرئيسى للحدث.[86] يرتد الانهيار المركزى المتوقف فجأة وينتج موجة صدمية تتوقف فى النواة الخارجية فى أجزاء من التانيه [87] يتم فقدان الطاقة عن طريق تفكك العناصر الثقيلة.

تتساقط بعض المواد من الغلاف الخارجى على النجم النيوتروني، وبالنسبة للنوى اللى تتجاوز حوالى 8 م ، هناك تراجع كافٍ لتكوين ثقب أسود. سيؤدى ده التراجع لتقليل الطاقة الحركية الناتجة وكتلة المواد المشعة المطرودة، لكن فى بعض الحالات، قد يؤدى كمان لتوليد نفاثات نسبية توصل لانفجار أشعة جاما أو سوبرنوڤا مضيء بشكل استثنائي.[88]

انهيار النواة الضخمة مش المتحللة هايسبب إشعال اندماج اكتر.[85] لما يبدأ الانهيار الأساسى بسبب عدم الاستقرار الزوجى (تحول الفوتونات لأزواج إلكترون - بوزيترون ، و بكده تقليل ضغط الإشعاع) يبدأ اندماج الأكسجين و ممكن يتوقف الانهيار. للكتل الأساسية من 40–60 M ، يتوقف الانهيار و يظل النجم سليم، لكن الانهيار هايحصل تانى لما تتشكل نواة اكبر. للنوى من حوالى 60–130 م ، يكون اندماج الأكسجين والعناصر الأثقل نشيط اوى لدرجة أن النجم بأكمله يتعطل،و ده يتسبب فى حدوث سوبرنوڤا . فى الطرف العلوى من نطاق الكتلة، يكون السوبرنوڤا مضيء بشكل مش عادى وطويل العمر اوى بسبب وجود كتل شمسية كبيرة تبلغ 56 Ni. بالنسبة للكتل الأساسية الاكبر حجمًا، تصبح درجة الحرارة الأساسية مرتفعة بما يكفى للسماح بالتفكك الضوئى وينهار المركز تمام فى ثقب أسود.[89][79]

النوع التانى

[تعديل]
نوع تحت مضيئة مش نمطية II SN 1997D

النجوم اللى ليها الكتل الأولية أقل من حوالى 8 M لا تتطور أبدًا لنواة كبيرة بما يكفى للانهيار، وفى النهاية تفقد غلافها الجوى علشان تكون أقزام بيضاء. النجوم مع ما يقلش عن 9 م (يمكن يوصل ل12 M [90] ) تتطور بطريقة معقدة، حيث تحرق العناصر الأثقل تدريجى عند درجات حرارة أعلى فى قلوبها.[86][91] يبقا النجم على شكل طبقات زى البصلة، مع احتراق العناصراللى تندمج بسهولة اكبر فى الأصداف الاكبر.[78] رغم وصفها شعبى بأنها بصلة اللى ليها نواة حديدية، لكن أسلاف السوبرنوڤا الأقل كتلة تحتوى بس على نوى أكسجين-نيون (- مغنيسيوم ). قد تشكل دى النجوم الفائقة AGB أغلبية السوبرنوڤا المنهارة الأساسية، رغم أنها أقل سطوع و بكده أقل شيوع من تلك الموجودة فى أسلافها الاكتر ضخامة.[90]

تم فهرسة وتصنيف أعداد كبيرة من السوبرنوڤا لتوفير شموع المسافة ونماذج الاختبار.[92][93] تختلف الخصائص المتوسطة لحد ما باختلاف المسافة ونوع المجرة المضيفة، لكن ممكن تحديدها على نطاق واسع لكل نوع من السوبرنوڤا .

الخصائص الفيزيائية للسوبرنوڤا حسب النوع [94][95]
اكتب a متوسط الذروة المطلقة b الطاقة التقريبية ( العدو ) c أيام لذروة اللمعان أيام من الذروة للمعان 10٪
I ل -19 1 تقريبا. 19 حوالى 60
إب / ج (خافت) حوالى -15 0.1 15-25 مجهول
إب حوالى -17 1 15-25 40-100
جيم حوالى -16 1 15-25 40-100
إيك (مشرق) ل-22 فوق 5 حوالى 25 حوالى 100
II-ب حوالى -17 1 حوالى 20 حوالى 100
II-L حوالى -17 1 حوالى 13 حوالى 150
II-P (خافت) حوالى -14 0.1 حوالى 15 مجهول
II-P حوالى -16 1 حوالى 15 الهضبة بعدين حوالى 50
فى d حوالى -17 1 12-30 أو أكثر 50-150
إى إن (مشرق) ل-22 فوق 5 فوق 50 فوق 100

ملحوظات:

  • a. ^ Faint types may be a distinct sub-class. Bright types may be a continuum from slightly over-luminous to hypernovae.
  • b. ^ These magnitudes are measured in the R band. Measurements in V or B bands are common and will be around half a magnitude brighter for supernovae.
  • c. ^ Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.
  • d. ^ Probably a heterogeneous group, any of the other types embedded in nebulosity.

عدم التماثل

[تعديل]
يتحرك النجم النابض فى سديم السرطان بسرعة 375 كم/ث بالنسبة للسديم.[96]

فيه لغز طويل الأمد يحيط بالسوبرنوڤا من النوع التانى ، و هو السبب ورا تلقى الجسم المضغوط المتبقى سرعة كبيرة بعيد عن مركز الزلزال؛ لوحظ أن النجوم النابضة ، و بكده النجوم النيوترونية، تتمتع بسرعات غريبة عالية، ومن المفترض أن تفعل الثقوب السوداء ذلك كمان ، رغم صعوبة مراقبتها بمعزل عن غيرها. ممكن أن يكون الدافع الأولى كبير ، حيث يدفع جسم اكبر من كتلة الشمس بسرعة 500 كم/ثانية أو اكبر. يشير ده لعدم تناسق التوسع، لكن الآلية اللى يتم من فىها نقل الزخم لالجسم المضغوط As of 2023 لغز. تشمل التفسيرات المقترحة لهذه الركلة الحمل الحرارى فى النجم المنهار، والقذف مش المتماثل للمادة وقت تكوين النجم النيوترونى ، وانبعاثات النيوترينو مش المتماثلة.[97][98] 

واحد من التفسيرات المحتملة لعدم التماثل ده هو الحمل الحرارى واسع النطاق فوق القلب. ممكن للحمل الحرارى أن يخلق اختلافات فى الوفرة المحلية للعناصر،و ده يؤدى لاحتراق نووى مش متساو وقت الانهيار والارتداد والتوسع الناتج.[99] تفسير آخر محتمل هو أن تراكم الغاز على النجم النيوترونى المركزى ممكن أن يخلق قرص يدفع نفاثات عالية الاتجاه، ويدفع المادة بسرعة عالية بره النجم، ويؤدى لصدمات عرضية تعطل النجم تمامًا. قد تلعب دى النفاثات دور حاسم فى السوبرنوڤا الناتج.[100][101] (يُستخدم نموذج مشابه لتفسير انفجارات أشعة جاما الطويلة). و ممكن تعتمد الآلية السائدة على كتلة النجم السلف.[98]

تم كمان تأكيد عدم التماثل الأولى فى السوبرنوڤا من النوع Ia عن طريق المراقبة. قد تعنى النتيجة دى أن اللمعان الأولى لده النوع من السوبرنوڤا يعتمد على زاوية الرؤية. بس، يبقا التوسع اكتر تناسق مع مرور الوقت. ممكن اكتشاف عدم التماثل المبكر عن طريق قياس استقطاب الضوء المنبعث.[102]

انتاج الطاقة

[تعديل]
يؤدى التحلل الإشعاعى للنيكل-56 والكوبالت-56 لإنتاج منحنى الضوء المرئى للسوبرنوڤا [62][103]
رغم أن السوبرنوڤا  معروفه فى المقام الاولانى بالأحداث المضيئة، لكن الإشعاع الكهرومغناطيسى اللى تطلقه هو بالتقريب  أثر جانبى بسيط. خصوصا فى حالة السوبرنوڤا  اللى تنهار فى قلبها، الإشعاع الكهرومغناطيسى المنبعث ى زى جزء صغير من إجمالى الطاقة المنبعثة وقت الحدث.[104]

فيه فرق جوهرى بين توازن إنتاج الطاقة فى الأنواع المختلفة من السوبرنوڤا . فى انفجارات القزم الأبيض من النوع Ia، يتم توجيه معظم الطاقة لتخليق العناصر الثقيلة والطاقة الحركية للمقذوفات.[105] فى السوبرنوڤا اللى تنهار فى جوهرها، يتم توجيه الغالبية العظمى من الطاقة لانبعاث النيوترينو ، وبينما يعمل بعض ده على ما يبدو على تعزيز التدمير المرصود، 99٪ + من النيوترينوات تهرب من النجم فى الدقائق القليلة الأولى بعد بداية الانهيار.[30]

تستمد السوبرنوڤا من النوع Ia طاقتها من الاندماج النووى الجامح لقزم أبيض من الكربون والأكسجين. لسه تفاصيل علم الطاقة مش مفهومة بشكل كامل، لكن النتيجة هيا قذف كامل كتلة النجم الأصلى بطاقة حركية عالية. حوالى نصف الكتلة الشمسية من تلك الكتلة هيا 56 Ni المتولدة من حرق السيليكون . 56 Ni مشع ويتحلل ل56 Co بواسطة بيتا و الاضمحلال (مع نصف عمر ستة أيام) و أشعة جاما. يتحلل 56 Co نفسه بواسطة مسار بيتا زائد ( بوزيترون ) بعمر نصف قدره 77 يوم ل56 Fe مستقر. هاتان العمليتان مسؤولتان عن الإشعاع الكهرومغناطيسى الصادر عن السوبرنوڤا من النوع Ia. وبالاشتراك مع الشفافية المتغيرة للمادة المقذوفة، فإنها تنتج منحنى الضوء المتناقص بسرعة.[103]

تكون السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسى فى المتوسط اكتر خفوت بصرى من السوبرنوڤا من النوع Ia، [106][107] لكن إجمالى الطاقة المنطلقة أعلى بكثير، زى ما هو موضح فى الجدول التالي.

طاقة السوبرنوڤا
السوبرنوڤا إجمالى الطاقة التقريبية



×10 44 جول ( عدو ) c 		طرد ني



(الكتل الشمسية) 		طاقة النيوترينو



(عدو) 		الطاقة الحركية



(عدو) 		الاشعاع الكهرومغناطيسي



(عدو)
النوع أ [103][108][109] 1.5 0.4 - 0.8 0.1 1.3 - 1.4 ~0.01
الانهيار الأساسى [110][111] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 - 0.01
هايبر نوفا 100 ~1 1-100 1-100 ~0.1
عدم استقرار الزوج [89] 5-100 0.5 - 50 قليل؟ 1-100 0.01 - 0.1

فى بعض السوبرنوڤا اللى تنهار فى قلب السوبرنوڤا ، يؤدى التراجع للثقب الأسود لدفع نفاثات نسبية قد تنتج انفجار نشط و اتجاهى قصير من أشعة غاما، كما تنقل طاقة إضافية كبيرة للمادة المقذوفة. يعد ده واحد من السيناريوهات لإنتاج سوبرنوڤا عالية السطوع ويُعتقد أنه السبب بعد السوبرنوڤا الفائقة من النوع Ic وانفجارات أشعة غاما طويلة الأمد.[112] إذا كانت النفاثات النسبية قصيرة اوى وفشلت فى اختراق الغلاف النجمي، فقد يتم إنتاج انفجار أشعة غاما منخفض اللمعان و ممكن يكون السوبرنوڤا شبه مضيئ.[113]

لما السوبرنوڤا تحصل جوه سحابة صغيرة كثيفة من المواد المحيطة بالنجم، فإنه سينتج موجة صدمية يمكنها بكفاءة تحويل جزء كبير من الطاقة الحركية لإشعاع كهرومغناطيسي. رغم أن الطاقة الأولية كانت طبيعية تمامًا، لكن السوبرنوڤا الناتج هايكون له لمعان عالى ومدة ممتدة لأنه لا يعتمد على الاضمحلال الإشعاعى الأسي. قد يتسبب النوع ده من الأحداث فى حدوث هايبرنوفا من النوع IIn.[114][115]

رغم أن السوبرنوڤا المزدوجة مش المستقرة هيا سوبرنوڤا من النوع Ia اللى ليها أطياف ومنحنيات ضوئية مشابهة للنوع II-P، الطبيعة بعد انهيار النواة تشبه لحد كبير تلك الخاصة بالسوبرنوڤا العملاقة من النوع Ia مع اندماج هارب للكربون والأكسجين والسيليكون. إجمالى الطاقة المنبعثة من الأحداث اللى ليها الكتلة الاكبر ممكن مقارنتها مع غيرها من السوبرنوڤا اللى انهارت فى مركزها، لكن يُعتقد أن إنتاج النيوترينو منخفض جدًا، و بكده الطاقة الحركية والكهرومغناطيسية المنبعثة عالية جدًا. نوى دى النجوم اكبر بكثير من أى قزم أبيض، ويمكن أن تكون كمية النيكل المشع والعناصر الثقيلة التانيه المقذوفة من قلوبها أعلى بكثير، و بكده لمعان بصرى عالي.[116]

مبتدى

[تعديل]
تظهر السوبرنوڤا من وقت للتانى فى انطباع ده الفنان المتسارع عن المجرات البعيدة. كل نجم منفجر ينافس لمده صغيره سطوع المجرة المضيفة له.

نوع تصنيف السوبرنوڤا يرتبط بنوع النجم وقت الانهيار. و يعتمد حدوث كل نوع من السوبرنوڤا على معدنية النجم السلف، حيث يؤثر ذلك على قوة الرياح النجمية و بكده معدل فقدان النجم لكتلته.[117]

يتم إنتاج السوبرنوڤا من النوع Ia من النجوم القزمة البيضاء فى أنظمة النجوم الثبعيده وتحدث فى كل أنواع المجرات .[118] توجد السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسى بس فى المجرات اللى تمر بتكوين نجمى حالى أو حديث جدًا، لأنها تنتج عن نجوم ضخمة قصيرة العمر. توجد بشكل منتشر فى المجرات الحلزونية من النوع Sc، لكن توجد كمان فى دراعات المجرات الحلزونية التانيه وفى المجرات مش المنتظمة ، و بالخصوص المجرات النجمية .[119][120][121]

يُفترض أن السوبرنوڤا من النوع Ib وIc قد نتجت عن انهيار قلب النجوم الضخمة اللى فقدت طبقتها الخارجية من الهيدروجين والهيليوم، إما عن طريق الرياح النجمية القوية أو انتقال الكتلة لرفيق.[122] تحدث فى العاده فى مناطق تكوين النجوم الجديدة، هيا نادرة اوى فى المجرات الإهليلجية .[49] تتمتع أسلاف السوبرنوڤا من النوع IIn كمان بمعدلات عالية لفقد الكتلة فى الفترة اللى سبقت انفجاراتها مباشرة.[123] و ممكن لوحظ أن السوبرنوڤا من النوع Ic تحدث فى المناطق الغنية بالمعادن و عندهامعدلات تكوين نجوم أعلى من المتوسط بالنسبة للمجرات المضيفة لها.[124] يُظهر الجدول السلف للأنواع الرئيسية من السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسي، والنسب التقريبية اللى تم ملاحظتها فى الحى المحلي.

جزء من أنواع السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسى حسب السلف [125]
يكتب النجم السلفي جزء
إب WC Wolf–Rayet أو نجمة الهيليوم 9.0%
جيم وو وولف رايت 17.0%
II-P عملاق 55.5%
II-L عملاق مع غلاف هيدروجينى مستنفد 3.0%
أنا عملاق عملاق فى سحابة كثيفة من المواد المطرودة ( زى LBV ) 2.4%
بنك الاستثمار الدولي عملاق ضخم فيه هيدروجين مستنفد اوى (تم تجريده على ايد رفيقه؟) 12.1%
إيبيك العملاق الأزرق 1.0%
أنواع السوبرنوڤا حسب الكتلة المعدنية الأولية
بقايا نجوم منفردة ضخمة

فيه عدد من الصعوبات فى التوفيق بين التطور النجمى النموذجى والمرصود اللى يؤدى لانهيار السوبرنوڤا . العمالقة الحمراء الفائقة هيا أسلاف الغالبية العظمى من السوبرنوڤا اللى تنهار فى قلبها، و ممكن تمت ملاحظتها لكن بس عند كتل و إضاءة منخفضة نسبى، أقل من حوالى 18 . و 100,000 ل ، على التوالي. لم يتم اكتشاف معظم أسلاف السوبرنوڤا من النوع التانى و لازم أن تكون اكتر خفوت لحد كبير، ويفترض أنها أقل كتلة. و ممكن تمت الإشارة لده التناقض باسم مشكلة العملاق الأحمر الفائق .[126] تم وصفه لأول مرة سنة 2009 على ايد ستيفن سمارت، اللى صاغ ده المصطلح كمان . بعد إجراء بحث محدود الحجم عن السوبرنوڤا ، سمارت و ناس تانيه . وجد أن حدود الكتلة الدنيا والعليا لتكوين السوبرنوڤا من النوع II-P هيا 8.5+1 8.5 م و 16.5± 1.5 م على التوالي. يتوافق الاولانى مع حدود الكتلة العليا المتوقعة لتشكل أسلاف الأقزام البيضاء، لكن الأخير لا يتوافق مع أعداد النجوم الضخمة فى المجموعة المحلية.[127] تم حساب الحد الأعلى للعمالقة الحمراء العملاقة اللى تنتج انفجار مرئى للسوبرنوڤا عند 19+4 19 م ☉ .[126]

يُعتقد أن العمالقة الحمراء العملاقة اللى ليها الكتلة الاكبر لا تنفجر على شكل سوبرنوڤا، لكن بدل ذلك تتطور تانى نحو درجات حرارة أعلى. تم تأكيد الكتير من أسلاف السوبرنوڤا من النوع IIb، و كانت دى السوبرنوڤا العظمى K وG، و عملاق واحد A.[128] العمالقة الصفرو الفائقة أو LBVs هيا أسلاف مقترحة للسوبرنوڤا من النوع IIb، و ممكن أظهرت كل السوبرنوڤا من النوع IIb بالتقريب بما يكفى لمراقبتها زى دى الأسلاف.[129][130]

تشكل العمالقة الزرقاء نسبة عالية بشكل مش متوقع من أسلاف السوبرنوڤا المؤكدة، و سبب ده جزئى للمعانها العالى وسهولة اكتشافها، فى حين لم يتم التعرف بشكل واضح على أسلاف وولف-رايت.[128][131] واجهت النماذج صعوبة فى إظهار كيف تفقد العمالقة الزرقاء الضخمة كتلة كافية للوصول لالسوبرنوڤا دون التقدم لمرحلة تطورية مختلفة. واحده من الدراسات أظهرت طريق محتمل لانهيار المتغيرات الزرقاء المضيئة اللى ليها الإضاءة المنخفضة بعد اللون الأحمر، على الأرجح على شكل سوبرنوڤا من النوع IIn.[132] تم اكتشاف شوية أمثلة على أسلاف مضيئة ساخنة من السوبرنوڤا من النوع IIn: كان SN 2005gy و SN 2010jl نجمين مضيئين ضخمين على ما يبدو، لكنهما بعيدان جدًا؛ و SN 2009ip كان له سلف شديد الإضاءة من المحتمل أن يكون LBV، ولكنه سوبرنوڤا غريب لسه طبيعته الدقيقة محل نزاع.[128]

لم تتم ملاحظة أسلاف السوبرنوڤا من النوع Ib/c ، وفى الغالب تكون القيود المفروضة على لمعانها المحتمل أقل من تلك الخاصة بنجوم WC المعروفة.[128] نجوم WO نادرة اوى وباهتة بصرى نسبى، علشان كده صعب تحديد اذا كانت دى الأسلاف مفقودة أو لم تتم ملاحظتها بعد. لم يتم التعرف على الأسلاف المضيئة اوى بشكل آمن، رغم ملاحظة كتير من السوبرنوڤا بالقرب بما يكفى بحيث ممكن تصوير دى الأسلاف بوضوح.[133] تُظهر النمذجة السكانية أن السوبرنوڤا من النوع Ib/c المرصودة ممكن تكاثرها بواسطة خليط من النجوم الضخمة المفردة والنجوم اللى ليها الغلاف المجرد من الأنظمة الثبعيده المتفاعلة.[125] ممكن يكون النقص المستمر فى الكشف بشكل لا لبس فيه عن أسلاف السوبرنوڤا العادية من النوع Ib و Ic ناتج عن انهيار معظم النجوم الضخمة مباشرة لثقب أسود دون انفجار سوبرنوڤا . يتم بعد كده إنتاج معظم دى السوبرنوڤا من نجوم الهيليوم منخفضة الكتلة ومنخفضة اللمعان فى الأنظمة الثبعيده. ممكن يكون هناك عدد صغير من النجوم الضخمة اللى تدور بسرعة، اللى من المحتمل أن تتوافق مع أحداث النوع Ic-BL النشطة اوى والمرتبطة بانفجارات أشعة غاما طويلة الأمد.[128]

التأثير الخارجى

[تعديل]

تولد أحداث السوبرنوڤا عناصر أثقل منتشرة فى كل اماكن الوسط البينجمى المحيط. ممكن لموجة الصدمة المتوسعة من السوبرنوڤا أن توصل لتكوين النجوم. تتولد الأشعة الكونية المجرية من انفجارات السوبرنوڤا .

مصدر العناصر الثقيلة

[تعديل]
جدول دورى يوضح مصدر كل عنصر فى الوسط النجمى

السوبرنوڤا مصدر رئيسى للعناصر الموجودة فى الوسط النجمى بدايه من الأكسجين وحتى الروبيديوم، [134][135] رغم أن الوفرة النظرية للعناصر المنتجة أو المرئية فى الأطياف تختلف بشكل كبير اعتماد على أنواع السوبرنوڤا المختلفة.[136] تنتج السوبرنوڤا من النوع Ia بشكل رئيسى عناصر السيليكون والحديد والمعادن زى النيكل والحديد.[137][138] تقذف السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسى كميات أقل بكثير من عناصر ذروة الحديد مقارنة بالسوبرنوڤا من النوع Ia، لكن تقذف كتل اكبر من عناصر ألفا الخفيفة زى الأكسجين والنيون، وعناصر أثقل من الزنك. وده الأخير ينطبق بشكل خاص على السوبرنوڤا اللى تلتقط الإلكترون.[139] الجزء الاكبر من المواد المقذوفة بواسطة السوبرنوڤا من النوع التانى هيا الهيدروجين والهيليوم.[140] يتم إنتاج العناصر الثقيلة عن طريق: الاندماج النووى للنوى لحد 34 س؛ إعادة ترتيب التفكك الضوئى للسيليكون وشبه التوازن وقت احتراق السيليكون للنوى بين 36 Ar و 56 Ni؛ والالتقاط السريع للنيوترونات ( عملية r ) وقت انهيار السوبرنوڤا للعناصر الأثقل من الحديد. تنتج عملية r نوى مش مستقرة اوى وغنية بالنيوترونات اللى تتحلل بسرعة بيتا لأشكال اكتر استقرار. فى السوبرنوڤا ، تكون تفاعلات العملية r مسؤولة عن حوالى نصف نظائر العناصر مش الحديد، [141] رغم أن اندماجات النجوم النيوترونية ممكن تكون المصدر الفيزيائى الفلكى الرئيسى للكتير من دى العناصر.[134][142]

فى الكون الحديث، تعتبر نجوم الفرع العملاق المقارب القديم (AGB) المصدر المهيمن للغبار الناتج عن عناصر العملية s والأكاسيد والكربون.[134][143] بس، فى بداية الكون، قبل تشكل نجوم AGB، ممكن كانت السوبرنوڤا هيا المصدر الرئيسى للغبار.[144]

دور فى تطور النجوم

[تعديل]

تتكون بقايا الكتير من السوبرنوڤا من جسم مدمج وموجة صدمية سريعة التوسع من المواد. تكتسح دى السحابة من المواد الوسط النجمى المحيط فى مرحلة التوسع الحر، اللى ممكن أن تستمر لمدة توصل لقرنين من الزمان. تمر الموجة بعد كده تدريجى بفترة من التوسع الأدياباتى ، وسوف تبرد ببطء وتختلط مع الوسط النجمى المحيط بيها على مدى حوالى 10000 عام.[145]

بقايا السوبرنوڤا N 63A جوه منطقة متكتلة من الغاز والغبار فىسحابة ماجلان الكبيره.

أنتج الانفجار الكبير الهيدروجين والهيليوم و آ ثار الليثيوم ، فى الوقت نفسه يتم تصنيع كل العناصر الأثقل فى النجوم والسوبرنوڤا والاصطدامات بين النجوم النيوترونية (و علشان كده سبب ده بشكل مش مباشر لالسوبرنوڤا ). تميل السوبرنوڤا لإثراء الوسط البينجمى المحيط بعناصر تانيه مش الهيدروجين والهيليوم، اللى فى العاده ما يشير ليها علما الفلك باسم "المعادن".[146] تعمل دى العناصر المقذوفة فى الاخر على إثراء السحب الجزيئية اللى تشكل مواقع تكوين النجوم.[147] و بكده ، كل جيل نجمى له تركيبة مختلفة قليلاً، بدايه من خليط نقى بالتقريب من الهيدروجين والهيليوم لتركيبة اكتر ثراء بالمعادن. السوبرنوڤا هيا الآلية السائدة لتوزيع دى العناصر الأثقل، اللى تتشكل فى النجم فى فترة الاندماج النووي. إن الوفرة المختلفة للعناصر فى المادة اللى تشكل النجم ليها تأثيرات مهمة على حياة النجم، [146][148] و ممكن تؤثر على إمكانية وجود كواكب تدور حوله: تتشكل كواكب عملاقة اكتر حوالين نجوم اللى ليها معدنية أعلى.[149][150]

يمكن للطاقة الحركية لبقايا السوبرنوڤا المتوسع أن توصل لتكوين النجوم عن طريق ضغط السحب الجزيئية الكثيفة القريبة فى الفضاء.[151] ممكن أن توصل الزيادة فى الضغط المضطرب كمان لمنع تكوين النجوم إذا كانت السحابة مش قادرة على فقدان الطاقة الزائدة.[152]

تظهر الأدلة المستمدة من المنتجات الوليدة للنظائر المشعة قصيرة العمر أن السوبرنوڤا القريب ساعد فى تحديد تكوين النظام الشمسى 4.5 من مليار سنة مضت، ويمكن تكون هيا اللى وصلت لتكوين ده النظام.[153]

الانفجارات الراديوية السريعة (FRBs) هيا نبضات مكثفة وعابرة من موجات الراديواللى  مابتدومش فى العاده اكتر من ميلى ثانية. تم اقتراح تفسيرات كتير للأحداث دى . تعتبر النجوم المغناطيسية اللى تنتجها السوبرنوڤا اللى ليها الانهيار الأساسى من المرشحين الرئيسيين.[154][155][156][157]

الأشعة الكونية

[تعديل]

يُعتقد أن بقايا السوبرنوڤا تعمل على تسريع جزء كبير من الأشعة الكونية الأولية المجرية، لكن ما اتلقاش دليل مباشر على إنتاج الأشعة الكونية إلا فى عدد صغير من البقايا. تم الكشف عن أشعة جاما الناتجة عن اضمحلال البيون من بقايا السوبرنوڤا IC 443 وW44. يتم إنتاجها لما تتسارع البروتونات من تأثير البقايا على المواد بين النجوم.[158]

موجات الجاذبية

[تعديل]

من المحتمل أن تكون السوبرنوڤا الأعظمية مصادر مجرية قوية لموجات الجاذبية ، [159] لكن لم يتم اكتشاف أى منها لحد دلوقتى . إن أحداث موجات الجاذبية الوحيدةاللى تم اكتشافها لحد دلوقتى هيا من اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية، هيا بقايا محتملة للسوبرنوڤا الأعظم.[160] زى انبعاثات النيوترينو، متوقع أن توصل موجات الجاذبيةاللى ينتجها السوبرنوڤا المنهار فى قلبه دون تأخير يؤثر على الضوء. و بكده ، فإنها قد توفر معلومات حوالين عملية الانهيار الأساسياللى لا تتوفر بوسايل تانيه. معظم إشارات موجات الجاذبيةاللى تنبأت بيها نماذج السوبرنوڤا الأعظم تكون قصيرة المدة، وتدوم أقل من ثانية، و بكده يصعب اكتشافها. إن استخدام وصول إشارة النيوترينو قد يوفر محفز يمكنه تحديد النافذة الزمنيةاللى ممكن فىها البحث عن موجة الجاذبية،و ده يساعد على تمييز الأخيرة عن ضجيج الخلفية.[161]

التأثير على الأرض

[تعديل]

السوبرنوڤا القريب من الأرض هو سوبرنوڤا قريب بدرجة كافية من الأرض ليكون له تأثيرات ملحوظة على محيطه الحيوى . اعتماد على نوع و طاقة السوبرنوڤا ، ممكن أن يكون على بعد 3000 سنة ضوئية. سنة 1996، تم الافتراض بأن آثار السوبرنوڤا الأعظمية الماضية ممكن تكون قابلة للاكتشاف على الأرض فى شكل توقيعات نظائر معدنية فى طبقات الصخور . تم الإبلاغ بعدين عن تخصيب الحديد 60 فى صخور أعماق البحار بالمحيط الهادى .[162][163][164] سنة 2009، اتلقا مستويات مرتفعة من أيونات النترات فى الجليد فى القطب الجنوبي، اللى تزامنت مع السوبرنوڤا الأعظم 1006 و 1054. ممكن تكون أشعة جاما الصادرة عن دى السوبرنوڤا الأعظمية قد عززت مستويات أكاسيد النيتروجين فى الغلاف الجوي، اللى بقت محاصرة فى الجليد.[165]

يُعتقد أن السوبرنوڤا الأعظم من النوع Ia ممكن تكون الاكتر خطورة إذا حصلت قرب الأرض بدرجة كافية. علشان دى السوبرنوڤا الأعظمية تنشأ من نجوم قزمة بيضاء خافتة شائعة فى الأنظمة الثبعيده، فمن المحتمل أن تحدث سوبرنوڤا عظمى ممكن أن تؤثر على الأرض بشكل مش متوقع وفى نظام نجمى لم يتم دراسته كويس . أقرب مرشح معروف هو IK Pegasi ، على بعد حوالى 150 سنة ضوئية.[166] حسب تقديرات سنة 2003، لازم يكون السوبرنوڤا من النوع التانى أقرب من 8 فرسخ فلكى (26 سنة ضوئية) لتدمير نصف طبقة الأوزون للأرض، ومافيش زى المرشح ده أقرب من حوالى 500 سنة ضوئية.[167]

مرشحين درب اللبانه

[تعديل]
السديم المحيط بنجم وولف رايت WR124 اللى على مسافة حوالى 21000 سنة ضوئية [168]

مرجح يكون السوبرنوڤا اللى بعد كده فى درب اللبانه قابل للاكتشاف لحد لو حدث فى الجانب البعيد من المجرة. من المحتمل أن يتم إنتاجه عن طريق انهيار عملاق أحمر مش ملحوظ، ومن المحتمل اوى أنه قد تم فهرسته بالفعل فى مسوحات الأشعة تحت الحمراء زى 2MASS . هناك احتمال ضئيل أن يتم إنتاج السوبرنوڤا اللى بعد كده للانهيار الأساسى بواسطة نوع مختلف من النجوم الضخمة زى العملاق الأصفر الفائق، أو المتغير الأزرق المضيء، أو وولف-رايت. تم حساب احتمالات أن يكون السوبرنوڤا اللى بعد كده من النوع Ia اللى ينتجه قزم أبيض بحوالى ثلث تلك الخاصة بسوبرنوڤا ينهار فى قلبه. ومرة تانيه، ينبغى أن يكون قابل للملاحظة مكان حدث، لكن من مش المرجح أن يتم ملاحظة السلف . مش معروف بالظبط كيف يبدو النظام السلفى من النوع Ia، وصعب اكتشافه بعد شوية فراسخ فلكية. يقدر إجمالى معدل السوبرنوڤا فى مجرة درب اللبانه بما يتراوح بين 2 و 12 فى كل قرن، رغم عدم ملاحظة واحد من فعلى من شوية قرون.[169]

النوع الاكتر شيوع من السوبرنوڤا صاحبة الانهيار الأساسى هو النوع II-P، و أسلاف النوع ده هم العمالقة الحمراء الفائقة.[170] صعب تحديد من العمالقة الفائقة هو فى المراحل النهائية من اندماج العناصر الثقيلة فى قلبها و أى منها بقى له ملايين السنين. تتخلى أضخم العمالقة الحمراء العملاقة عن غلافها الجوى وتتطور لنجوم وولف-رايت قبل ما تنهار قلوبها. تنتهى كل نجوم وولف-رايت حياتها من مرحلة وولف-رايت فى مليون سنة أو نحو ذلك، لكن مرة تانيه، صعب تحديد النجوم الأقرب لالانهيار الأساسي. واحده من الفئاتاللى من المتوقع ألا تمر باكتر من شوية آلاف من السنين قبل الانفجار هيا نجوم WO Wolf-Rayet، اللى معروف أنها استنفدت الهيليوم الأساسي.[171] ثمانية منها بس معروفة، و 4 منها بس موجودة فى درب اللبانه.[172]

تم تحديد عدد من النجوم القريبة أو المعروفة كمرشحين محتملين لانهيار سوبرنوڤا : العملاق الأحمر العملاق قلب العقرب ومنكب الجوزاء ؛ العملاق الأصفر العملاق Rho Cassiopeiae ؛ [173] المتغير الأزرق المضيء Eta Carinae اللى أنتج بالفعل سوبرنوڤا محتال؛ [174] والعنصر الاكتر سطوع هو نجم Wolf-Rayet، فى نظام Regor أو Gamma Velorum . و اكتسب البعض التانى سمعة سيئة، رغم أنه مش من المحتمل جدًا، يكونو أسلاف لانفجارات أشعة جاما؛ على سبيل المثال WR 104 .[175]

تحديد المرشحين للسوبرنوڤا من النوع Ia اكتر تخمين. أى ثنائى فيه قزم أبيض متراكم قد ينتج عنه سوبرنوڤا ، رغم أن الآلية الدقيقة والجدول الزمنى لا يزالان موضع نقاش. دى الأنظمة باهتة ويصعب التعرف عليها، لكن السوبرنوڤا والسوبرنوڤا المتكررة هيا أنظمة تعلن عن نفسها بسهولة. واحد من الأمثلة هو U Scorpii . أقرب سوبرنوڤا معروف من النوع Ia هو IK Pegasi (HR 8210)، و على مسافة 150 سنة ضوئية، [176] لكن الملاحظات تشير لأنه قد يستغرق الأمر ما يوصل ل1.9 مليار سنة قبل ما يتمكن القزم الأبيض من تجميع الكتلة الحرجة المطلوبة. علشان يكون سوبرنوڤا من النوع Ia.[177]

لينكات برانيه

[تعديل]

Tsvetkov، D. Yu.؛ Pavlyuk، N. N.؛ Bartunov، O. S.؛ Pskovskii، Y. P. "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue". Sternberg Astronomical Institute, Moscow University. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-28. 

A searchable catalogue

"The Open Supernova Catalog". GitHub. 6 أكتوبر 2022. 

An open-access catalog of supernova light curves and spectra.

"List of Supernovae with IAU Designations". IAU: Central Bureau for Astronomical Telegrams. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-25.


قالب:Supernovaeقالب:Star

  1. ↑ Zwicky, Fritz (1 Jan 1940). "Types of Novae". Reviews of Modern Physics (بالإنجليزية). 12 (1): 66–85. Bibcode:1940RvMP...12...66Z. DOI:10.1103/RevModPhys.12.66. ISSN:0034-6861.
  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 ع. 41: 207–211. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2019-05-10. اطلع عليه بتاريخ 2019-05-29.
  3. ↑ 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. ج. 585 ع. 1: 324–335. arXiv:astro-ph/0208415. Bibcode:2003ApJ...585..324W. DOI:10.1086/345985.
  4. ↑ Baade، W. (1943). "No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova". Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. ج. 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675....1B.
  5. ↑ Chakraborti، S.؛ Childs، F.؛ Soderberg، A. (25 فبراير 2016). "Young Remnants of type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study Of SNR G1.9+0.3". The Astrophysical Journal. ج. 819 ع. 1: 37. arXiv:1510.08851. Bibcode:2016ApJ...819...37C. DOI:10.3847/0004-637X/819/1/37.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  6. ↑ Krause، O. (2008). "The Cassiopeia A Supernova was of type IIb". Science. ج. 320 ع. 5880: 1195–1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Sci...320.1195K. DOI:10.1126/science.1155788. PMID:18511684.
  7. ↑ "SNRcat – High Energy Observations of Galactic Supernova Remnants". University of Manitoba. اطلع عليه بتاريخ 2020-10-16.
  8. ↑ Chin, Y.-N.; Huang, Y.-L. (Sep 1994). "Identification of the guest star of AD 185 as a comet rather than a supernova". Nature (بالألمانية). 371 (6496): 398–399. Bibcode:1994Natur.371..398C. DOI:10.1038/371398a0. ISSN:0028-0836. Retrieved 2021-11-08.
  9. ↑ Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (Oct 2006). "The Guest Star of AD185 must have been a Supernova" (بالألمانية). 6 (5): 635–640. Bibcode:2006ChJAA...6..635Z. DOI:10.1088/1009-9271/6/5/17. ISSN:1009-9271. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الاستشهاد بدورية محكمة يطلب |دورية محكمة= (help)
  10. ↑ أ ب Hoffmann, Susanne M.; Vogt, Nikolaus (1 Jul 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 (بالألمانية). 497 (2): 1419–1433. arXiv:2007.01013. Bibcode:2020MNRAS.497.1419H. DOI:10.1093/mnras/staa1970.
  11. ↑ Winkler, P. Frank; Gupta, G. (2003), "The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum", The Astrophysical Journal (بالألمانية), 585 (1): 324–335, arXiv:astro-ph/0208415, Bibcode:2003ApJ...585..324W, DOI:10.1086/345985 {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (help) and الوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (help)
  12. ↑ Ritter, Andreas; Parker, Quentin A.; Lykou, Foteini; Zijlstra, Albert A.; Guerrero, Martín A. (1 Sep 2021), "The Remnant and Origin of the Historical Supernova 1181 AD", The Astrophysical Journal Letters (بالألمانية), 918 (2): L33, arXiv:2105.12384, Bibcode:2021ApJ...918L..33R, DOI:10.3847/2041-8213/ac2253, ISSN:2041-8205 {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (help) and الوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (help)صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  13. ↑ Schaefer، Bradley E. (يوليو 1995). "The Peak Brightness of SN 1895B in NGC 5253 and the Hubble Constant". Astrophysical Journal Letters. ج. 447: L13. Bibcode:1995ApJ...447L..13S. DOI:10.1086/309549.
  14. ↑ Osterbrock، D. E. (2001). "Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?". Bulletin of the American Astronomical Society. ج. 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O.
  15. ↑ Baade، Walter؛ Zwicky، Fritz (1934). "On Super-novae". Proceedings of the National Academy of Sciences. ج. 20 ع. 5: 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. DOI:10.1073/pnas.20.5.254. PMC:1076395. PMID:16587881.
  16. ↑ da Silva، L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. ج. 202 ع. 2: 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. DOI:10.1007/BF00626878.
  17. ↑ Kowal، C. T. (1968). "Absolute magnitudes of supernovae". Astronomical Journal. ج. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. DOI:10.1086/110763.
  18. ↑ Leibundgut، B. (2003). "A cosmological surprise: The universe accelerates". Europhysics News. ج. 32 ع. 4: 121–125. Bibcode:2001ENews..32..121L. DOI:10.1051/epn:2001401.
  19. ↑ Fabian، A. C. (2008). "A Blast from the Past". Science. ج. 320 ع. 5880: 1167–1168. DOI:10.1126/science.1158538. PMID:18511676.
  20. ↑ Aschenbach، B. (1998). "Discovery of a young nearby supernova remnant". Nature. ج. 396 ع. 6707: 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. DOI:10.1038/24103.
  21. ↑ Iyudin، A. F.؛ Schönfelder، V.؛ Bennett، K.؛ Bloemen، H.؛ Diehl، R.؛ Hermsen، W.؛ Lichti، G. G.؛ Van Der Meulen، R. D.؛ Ryan، J. (1998). "Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova". Nature. ج. 396 ع. 6707: 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. DOI:10.1038/24106.
  22. ↑ "One galaxy, three supernovae". www.spacetelescope.org. مؤرشف من الأصل في 2018-06-18. اطلع عليه بتاريخ 2018-06-18.
  23. ↑ 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. (2016). "ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova". Science. ج. 351 ع. 6270: 257–260. arXiv:1507.03010. Bibcode:2016Sci...351..257D. DOI:10.1126/science.aac9613. PMID:26816375.
  24. ↑ Leloudas، G.؛ وآخرون (2016). "The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole". Nature Astronomy. ج. 1 ع. 2: 0002. arXiv:1609.02927. Bibcode:2016NatAs...1E...2L. DOI:10.1038/s41550-016-0002.
  25. ↑ Yaron، O.؛ Perley، D. A.؛ Gal-Yam، A.؛ Groh، J. H.؛ Horesh، A.؛ Ofek، E. O.؛ Kulkarni، S. R.؛ Sollerman، J.؛ Fransson، C. (13 فبراير 2017). "Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova". Nature Physics. ج. 13 ع. 5: 510–517. arXiv:1701.02596. Bibcode:2017NatPh..13..510Y. DOI:10.1038/nphys4025.
  26. ↑ Bersten، M. C.؛ Folatelli، G.؛ García، F.؛ Van Dyk، S. D.؛ Benvenuto، O. G.؛ Orellana، M.؛ Buso، V.؛ Sánchez، J. L.؛ Tanaka، M. (21 فبراير 2018). "A surge of light at the birth of a supernova". Nature. ج. 554 ع. 7693: 497–499. arXiv:1802.09360. Bibcode:2018Natur.554..497B. DOI:10.1038/nature25151. PMID:29469097.
  27. ↑ أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع AS_Now
  28. ↑ 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. ج. 680 ع. 1: L41–L44. arXiv:0803.1487. Bibcode:2008ApJ...680L..41R. DOI:10.1086/589570.
  29. ↑ Colgate، S. A.؛ McKee، C. (1969). "Early Supernova Luminosity". The Astrophysical Journal. ج. 157: 623. Bibcode:1969ApJ...157..623C. DOI:10.1086/150102.
  30. ↑ أ ب Antonioli، P.؛ Fienberg، R. T.؛ Fleurot، F.؛ Fukuda، Y.؛ Fulgione، W.؛ Habig، A.؛ Heise، J.؛ McDonald، A. B.؛ Mills، C. (2004). "SNEWS: The SuperNova Early Warning System". New Journal of Physics. ج. 6: 114. arXiv:astro-ph/0406214. Bibcode:2004NJPh....6..114A. DOI:10.1088/1367-2630/6/1/114. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Antonioli-2004" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  31. ↑ Scholberg، K. (2000). "SNEWS: The supernova early warning system". AIP Conference Proceedings. ج. 523: 355–361. arXiv:astro-ph/9911359. Bibcode:2000AIPC..523..355S. DOI:10.1063/1.1291879.
  32. ↑ Beacom، J. F. (1999). "Supernova neutrinos and the neutrino masses". Revista Mexicana de Fisica. ج. 45 ع. 2: 36. arXiv:hep-ph/9901300. Bibcode:1999RMxF...45...36B.
  33. ↑ Frieman، J. A.؛ وآخرون (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary". The Astronomical Journal. ج. 135 ع. 1: 338–347. arXiv:0708.2749. Bibcode:2008AJ....135..338F. DOI:10.1088/0004-6256/135/1/338.
  34. ↑ Linder، E. V.؛ Huterer، D. (2003). "Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy". Physical Review D. ج. 67 ع. 8: 081303. arXiv:astro-ph/0208138. Bibcode:2003PhRvD..67h1303L. DOI:10.1103/PhysRevD.67.081303.
  35. ↑ Perlmutter، S. A.؛ Gabi، S.؛ Goldhaber، G.؛ Goobar، A.؛ Groom، D. E.؛ Hook، I. M.؛ Kim، A. G.؛ Kim، M. Y.؛ Lee، J. C. (1997). "Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35". The Astrophysical Journal. ج. 483 ع. 2: 565. arXiv:astro-ph/9608192. Bibcode:1997ApJ...483..565P. DOI:10.1086/304265.
  36. ↑ Copin، Y.؛ Blanc، N.؛ Bongard، S.؛ Gangler، E.؛ Saugé، L.؛ Smadja، G.؛ Antilogus، P.؛ Garavini، G.؛ Gilles، S. (2006). "The Nearby Supernova Factory" (PDF). New Astronomy Reviews. ج. 50 ع. 4–5: 637–640. arXiv:astro-ph/0401513. Bibcode:2006NewAR..50..436C. DOI:10.1016/j.newar.2006.02.035. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2017-09-22. اطلع عليه بتاريخ 2017-10-25.
  37. ↑ Scolnic، D. M.؛ Jones، D. O.؛ Rest، A. (2018). "The Complete Light-curve Sample of Spectroscopically Confirmed SNe Ia from Pan-STARRS1 and Cosmological Constraints from the Combined Pantheon Sample". The Astrophysical Journal. ج. 859 ع. 2: 101. arXiv:1710.00845. Bibcode:2018ApJ...859..101S. DOI:10.3847/1538-4357/aab9bb.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  38. ↑ Scolnic، D. M.؛ Brout، D.؛ Carr، A. (2021). "The Pantheon+ Analysis: The Full Dataset and Light-Curve Release". Astrophysical Journal Letters. ج. 938 ع. 2: 113. arXiv:2112.03863. Bibcode:2022ApJ...938..113S. DOI:10.3847/1538-4357/ac8b7a.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  39. ↑ "What Kinds of Discovered Objects to Report for IAUC Publication". www.cbat.eps.harvard.edu. اطلع عليه بتاريخ 2023-03-08.
  40. ↑ Kirshner، R. P. (1980). "Type I supernovae: An observer's view" (PDF). AIP Conference Proceedings. ج. 63: 33–37. Bibcode:1980AIPC...63...33K. DOI:10.1063/1.32212. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2020-08-07. اطلع عليه بتاريخ 2020-03-20.
  41. ↑ "List of Supernovae". IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. مؤرشف من الأصل في 2010-11-12. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-25.
  42. ↑ "The Padova-Asiago supernova catalogue". Osservatorio Astronomico di Padova. مؤرشف من الأصل في 2014-01-10. اطلع عليه بتاريخ 2014-01-10.
  43. ↑ "Open Supernova Catalog". مؤرشف من الأصل في 2016-03-03. اطلع عليه بتاريخ 2020-02-05.
  44. ↑ أ ب ت ث ج Doggett، J. B.؛ Branch، D. (1985). "A comparative study of supernova light curves". The Astronomical Journal. ج. 90: 2303. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. DOI:10.1086/113934. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "doggett" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  45. ↑ Foley، Ryan J.؛ Chornock، Ryan؛ Filippenko، Alexei V.؛ Ganeshalingam، Mohan؛ Kirshner، Robert P.؛ Li، Weidong؛ Cenko، S. Bradley؛ Challis، Peter J.؛ Friedman، Andrew S. (2009). "SN 2008ha: an extremely low luminosity and exceptionally low energy supernova". The Astronomical Journal. ج. 138 ع. 2: 376. arXiv:0902.2794. Bibcode:2009AJ....138..376F. DOI:10.1088/0004-6256/138/2/376.
  46. ↑ Bianco، F. B.؛ Modjaz، M.؛ Hicken، M.؛ Friedman، A.؛ Kirshner، R. P.؛ Bloom، J. S.؛ Challis، P.؛ Marion، G. H.؛ Wood-Vasey، W. M. (2014). "Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal Supplement. ج. 213 ع. 2: 19. arXiv:1405.1428. Bibcode:2014ApJS..213...19B. DOI:10.1088/0067-0049/213/2/19.
  47. ↑ Lyman, J. D.; Levan, A. J.; James, P. A.; Angus, C. R.; Church, R. P.; Davies, M. B.; Tanvir, N. R. (11 May 2016). "Hubble Space Telescope observations of the host galaxies and environments of calcium-rich supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 458 (2): 1768–1777. DOI:10.1093/mnras/stw477. ISSN:0035-8711.
  48. ↑ Nugent, Peter (2 Jun 2017). "Supernovae: The explosion in a bubble". Nature Astronomy (بالإنجليزية). 1 (6): 0140. Bibcode:2017NatAs...1E.140N. DOI:10.1038/s41550-017-0140. ISSN:2397-3366. OSTI:1456969.
  49. ↑ أ ب Perets، H. B.؛ Gal-Yam، A.؛ Mazzali، P. A.؛ Arnett، D.؛ Kagan، D.؛ Filippenko، A. V.؛ Li، W.؛ Arcavi، I.؛ Cenko، S. B. (2010). "A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion". Nature. ج. 465 ع. 7296: 322–325. arXiv:0906.2003. Bibcode:2010Natur.465..322P. DOI:10.1038/nature09056. PMID:20485429. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Perets-2010" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  50. ↑ Barbon، R.؛ Ciatti، F.؛ Rosino، L. (1979). "Photometric properties of type II supernovae". Astronomy and Astrophysics. ج. 72: 287. Bibcode:1979A&A....72..287B.
  51. ↑ Filippenko، A. V. (1988). "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". The Astronomical Journal. ج. 96: 1941. Bibcode:1988AJ.....96.1941F. DOI:10.1086/114940.
  52. ↑ Zwicky، F. (1964). "NGC 1058 and its Supernova 1961". The Astrophysical Journal. ج. 139: 514. Bibcode:1964ApJ...139..514Z. DOI:10.1086/147779.
  53. ↑ Filippenko, Alexei V. (Sep 1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (بالإنجليزية). 35 (1): 309–355. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. DOI:10.1146/annurev.astro.35.1.309. ISSN:0066-4146. SN 1961V in NGC 1058 (Type V) had the most bizarre light curve ever recorded.
  54. ↑ 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. ج. 438 ع. 4: 3456. arXiv:1308.0334. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. DOI:10.1093/mnras/stt2451.
  55. ↑ Chen، W.-C.؛ Li، X.-D. (2009). "On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 702 ع. 1: 686–691. arXiv:0907.0057. Bibcode:2009ApJ...702..686C. DOI:10.1088/0004-637X/702/1/686.
  56. ↑ 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. ج. 667 ع. 1: L37–L40. arXiv:astro-ph/0701912. Bibcode:2007ApJ...667L..37H. DOI:10.1086/522030.
  57. ↑ أ ب Mazzali، P. A.؛ Röpke، F. K.؛ Benetti، S.؛ Hillebrandt، W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. ج. 315 ع. 5813: 825–828. arXiv:astro-ph/0702351. Bibcode:2007Sci...315..825M. DOI:10.1126/science.1136259. PMID:17289993.
  58. ↑ Lieb، E. H.؛ Yau، H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". The Astrophysical Journal. ج. 323 ع. 1: 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. DOI:10.1086/165813. مؤرشف من الأصل في 2020-03-03. اطلع عليه بتاريخ 2020-03-20.
  59. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع canal1997
  60. ↑ Khokhlov، A. M.؛ Mueller، E.؛ Höflich، P. A. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. ج. 270 ع. 1–2: 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
  61. ↑ 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. ج. 420 ع. 1: L1–L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. DOI:10.1051/0004-6361:20040135.
  62. ↑ أ ب ت Hillebrandt، W.؛ Niemeyer، J. C. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 38 ع. 1: 191–230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "explosion_model" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  63. ↑ Poludnenko, Alexei Y.; Chambers, Jessica; Ahmed, Kareem; Gamezo, Vadim N.; Taylor, Brian D. (Nov 2019). "A unified mechanism for unconfined deflagration-to-detonation transition in terrestrial chemical systems and type Ia supernovae". Science (بالإنجليزية). 366 (6465): eaau7365. arXiv:1911.00050. Bibcode:2019Sci...366.7365P. DOI:10.1126/science.aau7365. ISSN:0036-8075. PMID:31672866. 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.
  64. ↑ 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. ج. 652 ع. 2: 1133–1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. DOI:10.1086/508530.
  65. ↑ Colgate، S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". The Astrophysical Journal. ج. 232 ع. 1: 404–408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. DOI:10.1086/157300.
  66. ↑ 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. ج. 71: 435. Bibcode:2000MmSAI..71..435R.
  67. ↑ 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. ج. 422 ع. 3: 2417. arXiv:1201.2406. Bibcode:2012MNRAS.422.2417D. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x.
  68. ↑ Maoz, Dan; Mannucci, Filippo; Nelemans, Gijs (18 Aug 2014). "Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (بالإنجليزية). 52 (1): 107–170. arXiv:1312.0628. Bibcode:2014ARA&A..52..107M. DOI:10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN:0066-4146.
  69. ↑ Howell، D. A.؛ Sullivan، M.؛ Nugent، P. E.؛ Ellis، R. S.؛ Conley، A. J.؛ Le Borgne، D.؛ Carlberg، R. G.؛ Guy، J.؛ Balam، D. (2006). "The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star". Nature. ج. 443 ع. 7109: 308–311. arXiv:astro-ph/0609616. Bibcode:2006Natur.443..308H. DOI:10.1038/nature05103. PMID:16988705.
  70. ↑ Tanaka، M.؛ Kawabata، K. S.؛ Yamanaka، M.؛ Maeda، K.؛ Hattori، T.؛ Aoki، K.؛ Nomoto، K. I.؛ Iye، M.؛ Sasaki، T. (2010). "Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf". The Astrophysical Journal. ج. 714 ع. 2: 1209. arXiv:0908.2057. Bibcode:2010ApJ...714.1209T. DOI:10.1088/0004-637X/714/2/1209.
  71. ↑ Fink، M.؛ Kromer، M.؛ Hillebrandt، W.؛ Röpke، F. K.؛ Pakmor، R.؛ Seitenzahl، I. R.؛ Sim، S. A. (أكتوبر 2018). "Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?". Astronomy & Astrophysics. ج. 618: A124. arXiv:1807.10199. Bibcode:2018A&A...618A.124F. DOI:10.1051/0004-6361/201833475. A124.
  72. ↑ 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. ج. 9 ع. S298: 442. arXiv:1301.1047. Bibcode:2014IAUS..298..442W. DOI:10.1017/S1743921313007072.
  73. ↑ Foley، R. J.؛ Challis، P. J.؛ Chornock، R.؛ Ganeshalingam، M.؛ Li، W.؛ Marion، G. H.؛ Morrell، N. I.؛ Pignata، G.؛ Stritzinger، M. D. (2013). "Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion". The Astrophysical Journal. ج. 767 ع. 1: 57. arXiv:1212.2209. Bibcode:2013ApJ...767...57F. DOI:10.1088/0004-637X/767/1/57.
  74. ↑ 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. ج. 512 ع. 7512: 54–56. arXiv:1408.1089. Bibcode:2014Natur.512...54M. DOI:10.1038/nature13615. PMID:25100479.
  75. ↑ 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. (2013). "Type Ia Supernovae strongly interaction with their circumstellar medium". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 207 ع. 1: 3. arXiv:1304.0763. Bibcode:2013ApJS..207....3S. DOI:10.1088/0067-0049/207/1/3.
  76. ↑ Gilmore, Gerry; Randich, Sofia (Mar 2012). "The Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey". The Messenger (بالإنجليزية). Garching, Germany: European Southern Observatory. 147 (147): 25–31. Bibcode:2012Msngr.147...25G.
  77. ↑ Merle، Thibault؛ Hamers، Adrian S.؛ Van Eck، Sophie؛ Jorissen، Alain؛ Van der Swaelmen، Mathieu؛ Pollard، Karen؛ Smiljanic، Rodolfo؛ Pourbaix، Dimitri؛ Zwitter، Tomaž (12 مايو 2022). "A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar type Ia supernovae". Nature Astronomy. ج. 6 ع. 6: 681–688. arXiv:2205.05045. Bibcode:2022NatAs...6..681M. DOI:10.1038/s41550-022-01664-5.
  78. ↑ أ ب ت ث ج Heger، A.؛ Fryer، C. L.؛ Woosley، S. E.؛ Langer، N.؛ Hartmann، D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. ج. 591 ع. 1: 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. DOI:10.1086/375341. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "heger" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  79. ↑ أ ب ت Renzo، M.؛ Farmer، R.؛ Justham، S.؛ Götberg، Y.؛ De Mink، S. E.؛ Zapartas، E.؛ Marchant، P.؛ Smith، N. (2020). "Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae". Astronomy and Astrophysics. ج. 640: A56. arXiv:2002.05077. Bibcode:2020A&A...640A..56R. DOI:10.1051/0004-6361/202037710. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "renzon2018" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  80. ↑ Nomoto، K.؛ Tanaka، M.؛ Tominaga، N.؛ Maeda، K. (2010). "Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars". New Astronomy Reviews. ج. 54 ع. 3–6: 191. Bibcode:2010NewAR..54..191N. DOI:10.1016/j.newar.2010.09.022.
  81. ↑ Moriya، T. J. (2012). "Progenitors of Recombining Supernova Remnants". The Astrophysical Journal. ج. 750 ع. 1: L13. arXiv:1203.5799. Bibcode:2012ApJ...750L..13M. DOI:10.1088/2041-8205/750/1/L13.
  82. ↑ Smith، N.؛ Ganeshalingam، M.؛ Chornock، R.؛ Filippenko، A. V.؛ Li، W.؛ Silverman، J. M.؛ Steele، T. N.؛ Griffith، C. V.؛ Joubert، N. (2009). "Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor". The Astrophysical Journal. ج. 697 ع. 1: L49. arXiv:0811.3929. Bibcode:2009ApJ...697L..49S. DOI:10.1088/0004-637X/697/1/L49.
  83. ↑ أ ب ت Janka، H.-T.؛ Langanke، K.؛ Marek، A.؛ Martínez-Pinedo، G.؛ Müller، B. (2007). "Theory of core-collapse supernovae". Physics Reports. ج. 442 ع. 1–6: 38–74. arXiv:astro-ph/0612072. Bibcode:2007PhR...442...38J. DOI:10.1016/j.physrep.2007.02.002. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Janka-2007" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  84. ↑ Fryer، C. L.؛ New، K. C. B. (2003). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse". Living Reviews in Relativity. ج. 6 ع. 1: 2. arXiv:gr-qc/0206041. Bibcode:2003LRR.....6....2F. DOI:10.12942/lrr-2003-2. PMC:5253977. PMID:28163639.
  85. ↑ أ ب Hurley, J. R.; Pols, O. R.; Tout, C. A. (1 Jul 2000). "Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 315 (3): 543–569. arXiv:astro-ph/0001295. Bibcode:2000MNRAS.315..543H. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x. ISSN:0035-8711. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Hurley-2000" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  86. ↑ أ ب ت Woosley، S. E.؛ Janka، H.-T. (2005). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. ج. 1 ع. 3: 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. DOI:10.1038/nphys172. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "WoosleyJanka" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  87. ↑ Myra، E. S.؛ Burrows، A. (1990). "Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds". Astrophysical Journal. ج. 364: 222–231. Bibcode:1990ApJ...364..222M. DOI:10.1086/169405.
  88. ↑ Piran، Tsvi؛ Nakar، Ehud؛ Mazzali، Paolo؛ Pian، Elena (2019). "Relativistic Jets in Core-collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 871 ع. 2: L25. Bibcode:2019ApJ...871L..25P. DOI:10.3847/2041-8213/aaffce.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  89. ↑ أ ب Kasen، D.؛ Woosley، S. E.؛ Heger، A. (2011). "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout". The Astrophysical Journal. ج. 734 ع. 2: 102. arXiv:1101.3336. Bibcode:2011ApJ...734..102K. DOI:10.1088/0004-637X/734/2/102. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "kasen" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  90. ↑ أ ب Poelarends، A. J. T.؛ Herwig، F.؛ Langer، N.؛ Heger، A. (2008). "The Supernova Channel of Super‐AGB Stars". The Astrophysical Journal. ج. 675 ع. 1: 614–625. arXiv:0705.4643. Bibcode:2008ApJ...675..614P. DOI:10.1086/520872.
  91. ↑ Gilmore، G. (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. ج. 304 ع. 5679: 1915–1916. DOI:10.1126/science.1100370. PMID:15218132.
  92. ↑ Hauret, C; Magain, P; Biernaux, J (21 Sep 2018). "A cosmology-independent calibration of Type Ia supernovae data". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 479 (3): 3996–4003. arXiv:1806.10900. Bibcode:2018MNRAS.479.3996H. DOI:10.1093/mnras/sty1715. ISSN:0035-8711.
  93. ↑ de Jaeger, T.; Galbany, L.; González-Gaitán, S.; Kessler, R.; Filippenko, A. V.; Förster, F.; Hamuy, M.; Brown, P. J.; Davis, T. M. (11 Jul 2020). "Studying Type II supernovae as cosmological standard candles using the Dark Energy Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 495 (4): 4860–4892. arXiv:1806.10900. Bibcode:2018MNRAS.479.3996H. DOI:10.1093/mnras/staa1402. ISSN:0035-8711.
  94. ↑ Li، W.؛ Leaman، J.؛ Chornock، R.؛ Filippenko، A. V.؛ Poznanski، D.؛ Ganeshalingam، M.؛ Wang، X.؛ Modjaz، M.؛ Jha، S. (2011). "Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search – II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 412 ع. 3: 1441. arXiv:1006.4612. Bibcode:2011MNRAS.412.1441L. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x.
  95. ↑ Richardson، D.؛ Branch، D.؛ Casebeer، D.؛ Millard، J.؛ Thomas، R. C.؛ Baron، E. (2002). "A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae". The Astronomical Journal. ج. 123 ع. 2: 745–752. arXiv:astro-ph/0112051. Bibcode:2002AJ....123..745R. DOI:10.1086/338318.
  96. ↑ Frail، D. A.؛ Giacani، E. B.؛ Goss، W. Miller؛ Dubner، G. M. (1996). "The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44". Astrophysical Journal Letters. ج. 464 ع. 2: L165–L168. arXiv:astro-ph/9604121. Bibcode:1996ApJ...464L.165F. DOI:10.1086/310103.
  97. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع Höflich-2004
  98. ↑ أ ب Janka، Hans-Thomas؛ Wongwathanarat، Annop؛ Kramer، Michael (1 فبراير 2022). "Supernova Fallback as Origin of Neutron Star Spins and Spin-kick Alignment". The Astrophysical Journal. ج. 926 ع. 1: 9. arXiv:2104.07493. Bibcode:2022ApJ...926....9J. DOI:10.3847/1538-4357/ac403c. ISSN:0004-637X.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link) المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Janka-2022" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  99. ↑ Fryer، C. L. (2004). "Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse". Astrophysical Journal. ج. 601 ع. 2: L175–L178. arXiv:astro-ph/0312265. Bibcode:2004ApJ...601L.175F. DOI:10.1086/382044.
  100. ↑ Gilkis، A.؛ Soker، N. (2014). "Implications of turbulence for jets in core-collapse supernova explosions". The Astrophysical Journal. ج. 806 ع. 1: 28. arXiv:1412.4984. Bibcode:2015ApJ...806...28G. DOI:10.1088/0004-637X/806/1/28.
  101. ↑ Khokhlov، A. M.؛ Höflich، P. A.؛ Oran، E. S.؛ Wheeler، J. Craig؛ Wang، L.؛ Chtchelkanova، A. Yu. (1999). "Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 524 ع. 2: L107. arXiv:astro-ph/9904419. Bibcode:1999ApJ...524L.107K. DOI:10.1086/312305.
  102. ↑ Wang، L.؛ Baade، D.؛ Höflich، P. A.؛ Khokhlov، A. M.؛ Wheeler، J. C.؛ Kasen، D.؛ Nugent، P. E.؛ Perlmutter، S. A.؛ Fransson، C. (2003). "Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova". The Astrophysical Journal. ج. 591 ع. 2: 1110–1128. arXiv:astro-ph/0303397. Bibcode:2003ApJ...591.1110W. DOI:10.1086/375444.
  103. ↑ أ ب ت Mazzali، P. A.؛ Nomoto، K. I.؛ Cappellaro، E.؛ Nakamura، T.؛ Umeda، H.؛ Iwamoto، K. (2001). "Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar‐Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae?". The Astrophysical Journal. ج. 547 ع. 2: 988. arXiv:astro-ph/0009490. Bibcode:2001ApJ...547..988M. DOI:10.1086/318428. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "mazzali" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  104. ↑ Janka، H.-Th. (2002). "The Secrets Behind Supernovae". Science. ج. 297 ع. 5584: 1134–1135. DOI:10.1126/science.1075935. PMID:12183617.
  105. ↑ Nomoto، Ken'Ichi؛ Iwamoto، Koichi؛ Kishimoto، Nobuhiro (1997). "Type Ia Supernovae: Their Origin and Possible Applications in Cosmology". Science. ج. 276 ع. 5317: 1378–1382. arXiv:astro-ph/9706007. Bibcode:1997Sci...276.1378N. DOI:10.1126/science.276.5317.1378. PMID:9190677.
  106. ↑ Modjaz، M.؛ Gutiérrez، C. P.؛ Arcavi، I. (أغسطس 2019). "New regimes in the observation of core-collapse supernovae". Nature Astronomy. ج. 3 ع. 8: 717–724. arXiv:1908.02476. Bibcode:2019NatAs...3..717M. DOI:10.1038/s41550-019-0856-2.
  107. ↑ Nyholm، A.؛ وآخرون (2020). "Type IIn supernova light-curve properties measured from an untargeted survey sample". Astronomy and Astrophysics. ج. 637: A73. arXiv:1906.05812. Bibcode:2020A&A...637A..73N. DOI:10.1051/0004-6361/201936097.
  108. ↑ Iwamoto، K. (2006). "Neutrino Emission from Type Ia Supernovae". AIP Conference Proceedings. ج. 847: 406–408. Bibcode:2006AIPC..847..406I. DOI:10.1063/1.2234440.
  109. ↑ Hayden، B. T.؛ Garnavich، P. M.؛ Kessler، R.؛ Frieman، J. A.؛ Jha، S. W.؛ Bassett، B.؛ Cinabro، D.؛ Dilday، B.؛ Kasen، D. (2010). "The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey". The Astrophysical Journal. ج. 712 ع. 1: 350–366. arXiv:1001.3428. Bibcode:2010ApJ...712..350H. DOI:10.1088/0004-637X/712/1/350.
  110. ↑ Janka، H.-T. (2012). "Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Nuclear and Particle Science. ج. 62 ع. 1: 407–451. arXiv:1206.2503. Bibcode:2012ARNPS..62..407J. DOI:10.1146/annurev-nucl-102711-094901.
  111. ↑ Smartt، Stephen J.؛ Nomoto، Ken'ichi؛ Cappellaro، Enrico؛ Nakamura، Takayoshi؛ Umeda، Hideyuki؛ Iwamoto، Koichi (2009). "Progenitors of core-collapse supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 47 ع. 1: 63–106. arXiv:0908.0700. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101737.
  112. ↑ Dessart, L.; Burrows, A.; Livne, E.; Ott, C. D. (20 Jan 2008). "The Proto-Neutron Star Phase of the Collapsar Model and the Route to Long-Soft Gamma-Ray Bursts and Hypernovae". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 673 (1): L43–L46. arXiv:0710.5789. Bibcode:2008ApJ...673L..43D. DOI:10.1086/527519. ISSN:0004-637X.
  113. ↑ Senno, Nicholas; Murase, Kohta; Mészáros, Peter (8 Apr 2016). "Choked jets and low-luminosity gamma-ray bursts as hidden neutrino sources". Physical Review D (بالإنجليزية). 93 (8): 083003. arXiv:1512.08513. Bibcode:2016PhRvD..93h3003S. DOI:10.1103/PhysRevD.93.083003. ISSN:2470-0010.
  114. ↑ Woosley, S. E.; Blinnikov, S.; Heger, Alexander (15 Nov 2007). "Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae". Nature (بالإنجليزية). 450 (7168): 390–392. arXiv:0710.3314. Bibcode:2007Natur.450..390W. DOI:10.1038/nature06333. ISSN:0028-0836. PMID:18004378.
  115. ↑ Barkov, Maxim V.; Komissarov, Serguei S. (21 Jul 2011). "Recycling of neutron stars in common envelopes and hypernova explosions: Recycling of neutron stars and hypernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 415 (1): 944–958. arXiv:1012.4565. Bibcode:2011MNRAS.415..944B. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18762.x.
  116. ↑ Wright, Warren P.; Gilmer, Matthew S.; Fröhlich, Carla; Kneller, James P. (13 Nov 2017). "Neutrino signal from pair-instability supernovae". Physical Review D (بالإنجليزية). 96 (10): 103008. arXiv:1706.08410. Bibcode:2017PhRvD..96j3008W. DOI:10.1103/PhysRevD.96.103008. ISSN:2470-0010.
  117. ↑ Ganss, R; Pledger, J L; Sansom, A E; James, P A; Puls, J; Habergham-Mawson, S M (22 Mar 2022). "Metallicity estimation of core-collapse Supernova H ii regions in galaxies within 30 Mpc". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 512 (1): 1541–1556. arXiv:2203.03308. Bibcode:2022MNRAS.512.1541G. DOI:10.1093/mnras/stac625. ISSN:0035-8711.
  118. ↑ Prochaska, J. X.; Bloom, J. S.; Chen, H.‐W.; Foley, R. J.; Perley, D. A.; Ramirez‐Ruiz, E.; Granot, J.; Lee, W. H.; Pooley, D. (10 May 2006). "The Galaxy Hosts and Large‐Scale Environments of Short‐Hard Gamma‐Ray Bursts". The Astrophysical Journal (بالإنجليزية). 642 (2): 989–994. arXiv:astro-ph/0510022. Bibcode:2006ApJ...642..989P. DOI:10.1086/501160. ISSN:0004-637X.
  119. ↑ Petrosian, Artashes; Navasardyan, Hripsime; Cappellaro, Enrico; McLean, Brian; Allen, Ron; Panagia, Nino; Leitherer, Claus; MacKenty, John; Turatto, Massimo (Mar 2005). "Active and Star-forming Galaxies and Their Supernovae". The Astronomical Journal (بالإنجليزية). 129 (3): 1369–1380. Bibcode:2005AJ....129.1369P. DOI:10.1086/427712. ISSN:0004-6256.
  120. ↑ Shao، X.؛ Liang، Y. C.؛ Dennefeld، M.؛ Chen، X. Y.؛ Zhong، G. H.؛ Hammer، F.؛ Deng، L. C.؛ Flores، H.؛ Zhang، B. (25 يوليو 2014). "Comparing the Host Galaxies of Type Ia, Type II, and Type Ibc Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 791 ع. 1: 57. arXiv:1407.0483. Bibcode:2014ApJ...791...57S. DOI:10.1088/0004-637X/791/1/57. ISSN:0004-637X.
  121. ↑ Taggart, K; Perley, D A (5 Apr 2021). "Core-collapse, superluminous, and gamma-ray burst supernova host galaxy populations at low redshift: the importance of dwarf and starbursting galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 503 (3): 3931–3952. arXiv:1911.09112. Bibcode:2021MNRAS.503.3931T. DOI:10.1093/mnras/stab174. ISSN:0035-8711.
  122. ↑ Filippenko، A.V. (2004). "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". The Fate of the Most Massive Stars. ج. 332: 34. arXiv:astro-ph/0412029. Bibcode:2005ASPC..332...33F.
  123. ↑ Moriya, Takashi J.; Maeda, Keiichi; Taddia, Francesco; Sollerman, Jesper; Blinnikov, Sergei I.; Sorokina, Elena I. (11 Apr 2014). "Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 439 (3): 2917–2926. arXiv:1401.4893. Bibcode:2014MNRAS.439.2917M. DOI:10.1093/mnras/stu163. ISSN:1365-2966.
  124. ↑ Galbany، L.؛ Anderson، J. P.؛ Sánchez، S. F.؛ Kuncarayakti، H.؛ Pedraz، S.؛ González-Gaitán، S.؛ Stanishev، V.؛ Domínguez، I.؛ Moreno-Raya، M. E. (13 مارس 2018). "PISCO: The PMAS/PPak Integral-field Supernova Hosts Compilation". The Astrophysical Journal. ج. 855 ع. 2: 107. arXiv:1802.01589. Bibcode:2018ApJ...855..107G. DOI:10.3847/1538-4357/aaaf20. ISSN:1538-4357.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  125. ↑ أ ب Eldridge، J. J.؛ Fraser، M.؛ Smartt، S. J.؛ Maund، J. R.؛ Crockett، R. Mark (2013). "The death of massive stars – II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 436 ع. 1: 774. arXiv:1301.1975. Bibcode:2013MNRAS.436..774E. DOI:10.1093/mnras/stt1612. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "eldridge" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  126. ↑ أ ب Davies، Ben؛ Beasor، Emma R. (2020). "'On the red supergiant problem': A rebuttal, and a consensus on the upper mass cut-off for II-P progenitors". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 496 ع. 1: L142–L146. arXiv:2005.13855. Bibcode:2020MNRAS.496L.142D. DOI:10.1093/mnrasl/slaa102.
  127. ↑ Smartt، S. J.؛ Eldridge، J. J.؛ Crockett، R. M.؛ Maund، J. R. (مايو 2009). "The death of massive stars – I. Observational constraints on the progenitors of Type II-P supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 395 ع. 3: 1409–1437. arXiv:0809.0403. Bibcode:2009MNRAS.395.1409S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.14506.x. ISSN:0035-8711.
  128. ↑ أ ب ت ث ج Smartt، Stephen J.؛ Thompson، Todd A.؛ Kochanek، Christopher S. (2009). "Progenitors of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. ج. 47 ع. 1: 63–106. arXiv:0908.0700. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101737. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "smartt" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  129. ↑ Walmswell، J. J.؛ Eldridge، J. J. (2012). "Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 419 ع. 3: 2054. arXiv:1109.4637. Bibcode:2012MNRAS.419.2054W. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x.
  130. ↑ Georgy، C. (2012). "Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?". Astronomy & Astrophysics. ج. 538: L8–L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A&A...538L...8G. DOI:10.1051/0004-6361/201118372.
  131. ↑ Yoon، S. -C.؛ Gräfener، G.؛ Vink، J. S.؛ Kozyreva، A.؛ Izzard، R. G. (2012). "On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. ج. 544: L11. arXiv:1207.3683. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. DOI:10.1051/0004-6361/201219790.
  132. ↑ Groh، J. H.؛ Meynet، G.؛ Ekström، S. (2013). "Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. ج. 550: L7. arXiv:1301.1519. Bibcode:2013A&A...550L...7G. DOI:10.1051/0004-6361/201220741.
  133. ↑ Yoon، S.-C.؛ Gräfener، G.؛ Vink، J. S.؛ Kozyreva، A.؛ Izzard، R. G. (2012). "On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors". Astronomy & Astrophysics. ج. 544: L11. arXiv:1207.3683. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. DOI:10.1051/0004-6361/201219790.
  134. ↑ أ ب ت Johnson، Jennifer A. (2019). "Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements". Science. ج. 363 ع. 6426: 474–478. Bibcode:2019Sci...363..474J. DOI:10.1126/science.aau9540. PMID:30705182. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "nucleosynthesis" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  135. ↑ François، P.؛ Matteucci، F.؛ Cayrel، R.؛ Spite، M.؛ Spite، F.؛ Chiappini، C. (2004). "The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis". Astronomy & Astrophysics. ج. 421 ع. 2: 613–621. arXiv:astro-ph/0401499. Bibcode:2004A&A...421..613F. DOI:10.1051/0004-6361:20034140.
  136. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع Truran
  137. ↑ Nomoto، Ken'Ichi؛ Leung، Shing-Chi (2018). "Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae: Progenitor's Evolution and Nucleosynthesis Yields". Space Science Reviews. ج. 214 ع. 4: 67. arXiv:1805.10811. Bibcode:2018SSRv..214...67N. DOI:10.1007/s11214-018-0499-0.
  138. ↑ Maeda، K.؛ Röpke، F.K.؛ Fink، M.؛ Hillebrandt، W.؛ Travaglio، C.؛ Thielemann، F.-K. (2010). "Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions". The Astrophysical Journal. ج. 712 ع. 1: 624–638. arXiv:1002.2153. Bibcode:2010ApJ...712..624M. DOI:10.1088/0004-637X/712/1/624.
  139. ↑ Wanajo، Shinya؛ Janka، Hans-Thomas؛ Müller، Bernhard (2011). "Electron-Capture Supernovae as the Origin of Elements Beyond Iron". The Astrophysical Journal. ج. 726 ع. 2: L15. arXiv:1009.1000. Bibcode:2011ApJ...726L..15W. DOI:10.1088/2041-8205/726/2/L15.
  140. ↑ Eichler، M.؛ Nakamura، K.؛ Takiwaki، T.؛ Kuroda، T.؛ Kotake، K.؛ Hempel، M.؛ Cabezón، R.؛ Liebendörfer، M.؛ Thielemann، F-K (2018). "Nucleosynthesis in 2D core-collapse supernovae of 11.2 and 17.0 M⊙ progenitors: Implications for Mo and Ru production". Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. ج. 45 ع. 1: 014001. arXiv:1708.08393. Bibcode:2018JPhG...45a4001E. DOI:10.1088/1361-6471/aa8891.
  141. ↑ Qian، Y.-Z.؛ Vogel، P.؛ Wasserburg، G. J. (1998). "Diverse Supernova Sources for the r-Process". Astrophysical Journal. ج. 494 ع. 1: 285–296. arXiv:astro-ph/9706120. Bibcode:1998ApJ...494..285Q. DOI:10.1086/305198.
  142. ↑ Siegel، Daniel M.؛ Barnes، Jennifer؛ Metzger، Brian D. (2019). "Collapsars as a major source of r-process elements". Nature. ج. 569 ع. 7755: 241–244. arXiv:1810.00098. Bibcode:2019Natur.569..241S. DOI:10.1038/s41586-019-1136-0. PMID:31068724.
  143. ↑ Gonzalez، G.؛ Brownlee، D.؛ Ward، P. (2001). "The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution". Icarus. ج. 152 ع. 1: 185. arXiv:astro-ph/0103165. Bibcode:2001Icar..152..185G. DOI:10.1006/icar.2001.6617.
  144. ↑ Rho، Jeonghee؛ Milisavljevic، Danny؛ Sarangi، Arkaprabha؛ Margutti، Raffaella؛ Chornock، Ryan؛ Rest، Armin؛ Graham، Melissa؛ Craig Wheeler، J.؛ DePoy، Darren (2019). "Astro2020 Science White Paper: Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe?". Bulletin of the American Astronomical Society. ج. 51 ع. 3: 351. arXiv:1904.08485. Bibcode:2019BAAS...51c.351R.
  145. ↑ Cox، D. P. (1972). "Cooling and Evolution of a Supernova Remnant". Astrophysical Journal. ج. 178: 159. Bibcode:1972ApJ...178..159C. DOI:10.1086/151775.
  146. ↑ أ ب Johnson, Jennifer A. (Feb 2019). "Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements". Science (بالإنجليزية). 363 (6426): 474–478. Bibcode:2019Sci...363..474J. DOI:10.1126/science.aau9540. ISSN:0036-8075. PMID:30705182.
  147. ↑ Sandstrom، K. M.؛ Bolatto، A. D.؛ Stanimirović، S.؛ Van Loon، J. Th.؛ Smith، J. D. T. (2009). "Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2–7219". The Astrophysical Journal. ج. 696 ع. 2: 2138–2154. arXiv:0810.2803. Bibcode:2009ApJ...696.2138S. DOI:10.1088/0004-637X/696/2/2138.
  148. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (Aug 2017). "Chemical element transport in stellar evolution models". Royal Society Open Science (بالإنجليزية). 4 (8): 170192. arXiv:1707.07454. Bibcode:2017RSOS....470192S. DOI:10.1098/rsos.170192. ISSN:2054-5703. PMC:5579087. PMID:28878972.
  149. ↑ Fischer، Debra A.؛ Valenti، Jeff (2005). "The planet-metallicity correlation". The Astrophysical Journal. ج. 622 ع. 2: 1102–1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. DOI:10.1086/428383.
  150. ↑ Zhu، Wei؛ Dong، Subo (2021). "Exoplanet Statistics and Theoretical Implications". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 59: 291–336. arXiv:2103.02127. Bibcode:2021ARA&A..59..291Z. DOI:10.1146/annurev-astro-112420-020055.
  151. ↑ Preibisch، T.؛ Zinnecker، H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters. ج. 243: 791. arXiv:astro-ph/0008013. Bibcode:2001ASPC..243..791P.
  152. ↑ Krebs، J.؛ Hillebrandt، W. (1983). "The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds". Astronomy and Astrophysics. ج. 128 ع. 2: 411. Bibcode:1983A&A...128..411K.
  153. ↑ Cameron، A.G.W.؛ Truran، J.W. (1977). "The supernova trigger for formation of the solar system". Icarus. ج. 30 ع. 3: 447. Bibcode:1977Icar...30..447C. DOI:10.1016/0019-1035(77)90101-4.
  154. ↑ Bhandan, Shivani (1 يونيو 2020). "The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localised with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder". The Astrophysical Journal Letters. ج. 895: L37. arXiv:2005.13160. Bibcode:2020ApJ...895L..37B. DOI:10.3847/2041-8213/ab672e.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  155. ↑ Zhang, Bing (5 Nov 2020). "The physical mechanisms of fast radio bursts". Nature (بالإنجليزية). 587 (7832): 45–53. arXiv:2011.03500. Bibcode:2020Natur.587...45Z. DOI:10.1038/s41586-020-2828-1. ISSN:0028-0836. PMID:33149290.
  156. ↑ Chu, Jennifer (13 Jul 2022). "Astronomers detect a radio "heartbeat" billions of light-years from Earth". MIT News (بالإنجليزية). Massachusetts Institute of Technology. Retrieved 2023-03-19.
  157. ↑ Petroff, E.; Hessels, J. W. T.; Lorimer, D. R. (29 Mar 2022). "Fast radio bursts at the dawn of the 2020s". The Astronomy and Astrophysics Review (بالإنجليزية). 30 (1): 2. arXiv:2107.10113. Bibcode:2022A&ARv..30....2P. DOI:10.1007/s00159-022-00139-w. ISSN:1432-0754.
  158. ↑ Ackermann، M.؛ وآخرون (2013). "Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants". Science. ج. 339 ع. 6121: 807–11. arXiv:1302.3307. Bibcode:2013Sci...339..807A. DOI:10.1126/science.1231160. PMID:23413352.
  159. ↑ Ott، C. D.؛ O'Connor، E. P.؛ Gossan، S. E.؛ Abdikamalov، E.؛ Gamma، U. C. T.؛ Drasco، S. (2012). "Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. ج. 235: 381–387. arXiv:1212.4250. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. DOI:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036.
  160. ↑ Morozova، Viktoriya؛ Radice، David؛ Burrows، Adam؛ Vartanyan، David (2018). "The Gravitational Wave Signal from Core-collapse Supernovae". The Astrophysical Journal. ج. 861 ع. 1: 10. arXiv:1801.01914. Bibcode:2018ApJ...861...10M. DOI:10.3847/1538-4357/aac5f1.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  161. ↑ Al Kharusi، S.؛ BenZvi، S. Y.؛ Bobowski، J. S.؛ Bonivento، W.؛ Brdar، V.؛ Brunner، T.؛ Caden، E.؛ Clark، M.؛ Coleiro، A. (1 مارس 2021). "SNEWS 2.0: a next-generation supernova early warning system for multi-messenger astronomy". New Journal of Physics. ج. 23 ع. 3: 031201. arXiv:2011.00035. Bibcode:2021NJPh...23c1201A. DOI:10.1088/1367-2630/abde33. ISSN:1367-2630. {{استشهاد بدورية محكمة}}: الوسيط |display-authors=14 غير صالح (مساعدة)
  162. ↑ Fields، B. D.؛ Hochmuth، K. A.؛ Ellis، J. (2005). "Deep‐Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis". The Astrophysical Journal. ج. 621 ع. 2: 902–907. arXiv:astro-ph/0410525. Bibcode:2005ApJ...621..902F. DOI:10.1086/427797.
  163. ↑ Knie، K.؛ Korschinek، G.؛ Faestermann، T.؛ Dorfi، E.؛ Rugel، G.؛ Wallner، A. (2004). "60Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source". Physical Review Letters. ج. 93 ع. 17: 171103–171106. Bibcode:2004PhRvL..93q1103K. DOI:10.1103/PhysRevLett.93.171103. PMID:15525065. مؤرشف من الأصل في 2021-05-15. اطلع عليه بتاريخ 2020-03-20.
  164. ↑ Fields، B. D.؛ Ellis، J. (1999). "On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova". New Astronomy. ج. 4 ع. 6: 419–430. arXiv:astro-ph/9811457. Bibcode:1999NewA....4..419F. DOI:10.1016/S1384-1076(99)00034-2.
  165. ↑ "In Brief". Scientific American. ج. 300 ع. 5: 28. 2009. Bibcode:2009SciAm.300e..28.. DOI:10.1038/scientificamerican0509-28a.
  166. ↑ Gorelick، M. (2007). "The Supernova Menace". Sky & Telescope. ج. 113 ع. 3: 26. Bibcode:2007S&T...113c..26G.
  167. ↑ Gehrels، N.؛ Laird، C. M.؛ Jackman، C. H.؛ Cannizzo، J. K.؛ Mattson، B. J.؛ Chen، W. (2003). "Ozone Depletion from Nearby Supernovae". Astrophysical Journal. ج. 585 ع. 2: 1169–1176. arXiv:astro-ph/0211361. Bibcode:2003ApJ...585.1169G. DOI:10.1086/346127.
  168. ↑ Van Der Sluys، M. V.؛ Lamers، H. J. G. L. M. (2003). "The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124". Astronomy and Astrophysics. ج. 398: 181–194. arXiv:astro-ph/0211326. Bibcode:2003A&A...398..181V. DOI:10.1051/0004-6361:20021634.
  169. ↑ Adams، S. M.؛ Kochanek، C. S.؛ Beacom، J. F.؛ Vagins، M. R.؛ Stanek، K. Z. (2013). "Observing the Next Galactic Supernova". The Astrophysical Journal. ج. 778 ع. 2: 164. arXiv:1306.0559. Bibcode:2013ApJ...778..164A. DOI:10.1088/0004-637X/778/2/164.
  170. ↑ Cristofari, P; Marcowith, A; Renaud, M; Dwarkadas, V V; Tatischeff, V; Giacinti, G; Peretti, E; Sol, H (18 Feb 2022). "The first days of Type II-P core collapse supernovae in the gamma-ray range". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية). 511 (3): 3321–3329. DOI:10.1093/mnras/stac217. ISSN:0035-8711.
  171. ↑ Tramper، F.؛ Straal، S. M.؛ Sanyal، D.؛ Sana، H.؛ De Koter، A.؛ Gräfener، G.؛ Langer، N.؛ Vink، J. S.؛ De Mink، S. E. (2015). "Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars". Astronomy & Astrophysics. ج. 581: A110. arXiv:1507.00839. Bibcode:2015A&A...581A.110T. DOI:10.1051/0004-6361/201425390.
  172. ↑ Tramper، F.؛ Gräfener، G.؛ Hartoog، O. E.؛ Sana، H.؛ De Koter، A.؛ Vink، J. S.؛ Ellerbroek، L. E.؛ Langer، N.؛ Garcia، M. (2013). "On the nature of WO stars: A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613". Astronomy & Astrophysics. ج. 559: A72. arXiv:1310.2849. Bibcode:2013A&A...559A..72T. DOI:10.1051/0004-6361/201322155.
  173. ↑ 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. ج. 219: 903. arXiv:astro-ph/0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.
  174. ↑ Van Boekel، R.؛ Kervella، P.؛ Schöller، M.؛ Herbst، T.؛ Brandner، W.؛ De Koter، A.؛ Waters، L. B. F. M.؛ Hillier، D. J.؛ Paresce، F. (2003). "Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of eta Carinae". Astronomy and Astrophysics. ج. 410 ع. 3: L37. arXiv:astro-ph/0310399. Bibcode:2003A&A...410L..37V. DOI:10.1051/0004-6361:20031500.
  175. ↑ 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. ج. 675 ع. 1: 698–710. arXiv:0712.2111. Bibcode:2008ApJ...675..698T. DOI:10.1086/527286.
  176. ↑ 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. ج. 105 ع. 690: 841–847. Bibcode:1993PASP..105..841L. DOI:10.1086/133242.
  177. ↑ Beech, Martin (Dec 2011). "The past, present and future supernova threat to Earth's biosphere". Astrophysics and Space Science (بالإنجليزية). 336 (2): 287–302. Bibcode:2011Ap&SS.336..287B. DOI:10.1007/s10509-011-0873-9. ISSN:0004-640X.