Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Наднові типу II утворюються в результаті швидкого колапсу ядра та різкого подальшого вибуху масивної зорі масою не менше

Наднові типу II

Наднові типу II

Наднові типу II утворюються в результаті швидкого колапсу ядра та різкого подальшого вибуху масивної зорі масою не менше 8 і не більше 40-50 мас Сонця (M☉) . Цей тип вирізняють від інших типів наднових за наявністю водню у її спектрі. Наднові типу II переважно спостерігаються в місцях активного зореутворення, багатих на молоді масивні зорі - спіральних рукавах галактик та зонах H II, - але не в еліптичних галактиках, які здебільшого складаються зі старих маломасивних зір.

image
Залишок SN 1987A, наднової типу II-P у Великій Магеллановій Хмарі.

Зорі генерують енергію завдяки ядерному синтезу елементів. На відміну від Сонця, масивні зорі мають достатньо маси для синтезу елементів з атомною масою, більшою за масу водню та гелію, хоча і при все вищих температурах та тиску, що веде до значно коротшої тривалості життя таких зір. Тиск виродженого електроного газу та енергія, створена такими реакціями ядерного синтезу, достатні для протидії силі гравітації та утримують зорю від колапсу, підтримуючи зоряну рівновагу. Зоря в ядерному синтезі утворює все важчі елементи: починаючи синтез з водню, вона утворює гелій, потім вуглець і так далі аж до утворення залізно-нікелевого ядра. Ядерний синтез нікелю та заліза вже не дає виграша в енергії, тому подальший ядерний синтез припиняється і залізно-нікелеве ядро стає інертним. Через відсутність вироблення енергії, ядро стискається, протидіючи власній вазі і зовнішньому тиску, в основному, тиском виродженого електронного газу.

Коли маса стиснутого інертного ядра перевищує межу Чандрасекара (близько 1,4 M☉), електронного виродження стає недостатньо для протидії гравітації і підтримки зоряної рівноваги. За лічені секунди відбувається катаклізмічна імплозія ядра. Без підтримки внутрішнього ядра, яке стиснулось, зовнішнє ядро падає всередину під дією сили тяжіння та досягає швидкості до 23% швидкості світла, а раптове стиснення підвищує температуру внутрішнього ядра до 100 мільярдів К. Шляхом зворотного бета-розпаду утворюються нейтрони і нейтрино, вивільняючи до 1046 джоулів (100 foe) енергії протягом десятисекундного спалаху. Колапс внутрішнього ядра зупиняється виродженням нейтронів, що зупиняє імплозію та відкидає її назовні. Енергія такої спрямованої назовні ударної хвилі достатня для того, щоб прискорити оточуючу речовину зорі до другої космічної швидкості, утворюючи вибух наднової. Ударна хвиля та надзвичайно високі температури на короткий час дозволяють синтез елементів, важчих за залізо. Залежно від початкової маси зорі, залишок ядра утворює нейтронну зорю або чорну діру. Через такий механізм вибуху, наднові цього типу також називають надновими з колапсом ядра.

Існують декілька підтипів наднових типу II, які класифікують за виглядом кривої блиску — графіка залежності світності від часу. Так, наднові типу II-L демонструють стабільне (лінійне) зниження яскравості після вибуху, а наднові типу II-P мають на кривій період повільнішого зниження (плато) яскравості, після чого йде лінійне зниження. Наднові типу Ib та Ic є також типом наднових колапсу ядра, але для масивних зір, які скинули зовнішні оболонки з водню та (для типу Ic) гелію, в результаті в їх спектрі ці елементи відсутні.

Утворення

image
Схожа на цибулину структура оболонок розвинутої масивної зорі (масштаб не витриманий).

Зорі, набагато масивніші за Сонце, мають складну еволюцію. Спочатку в ядрі зорі відбувається перетворення водню на гелій, що вивільняє теплову енергію, яка нагріває ядро зорі та створює тиск, що утримує шари зорі в гідростатичній рівновазі. Утворений гелій накопичується в ядрі. Температуря в ядрі ще недостатньо висока, щоб викликати його термоядерне злиття. Поступово, у міру вичерпання водню в ядрі, воднева термоядерна реакція уповільнюється, і гравітація спричиняє стиснення ядра. Це збільшує температуру та густину в ядрі до рівня, коли там почаєтся потрійна гелієва реакція. Ця фаза триває менше 10% часу існування зорі і призводить до утворення вуглецю і кисню.

У зорях із масами менше 8 мас Сонця, подальших термоядерних реакцій не відбувається, зоря втрачає оболонку, а її ядро перетворюється на білий карлик, який повільно охолоджується. Якщо білий карлик з часом отримує більшу масу (наприклад, в результаті перетікання речовини в тісній подвійній системі), він може перетворитись на наднову типу Ia.

Якщо маса зорі більша 8 M☉, то стискання ядра, яке відбувається наприкінці фази горіння гелію, створює достатні температуру та тиск, щоб запустити термоядерні реакції за участі вуглецю. У міру еволюції масивної зорі, вона проходить кілька стадій, коли термоядерні реакції в ядрі припиняються і воно стискається, доки тиск та температура стають достатніми для початку наступної стадії термоядерного горіння. Ядра таких зір стають розшарованими як цибулина — зовнішня газова оболонка з водню, потім шар, де водень перетворюється на гелій, потім шар, де гелій перетворюється на вуглець, і далі вглиб шари термоядерних реакцій утворення все важчих елементів.

Стадії термоядерного горіння в ядрі для зорі масою 25 мас Сонця
Процес Основне паливо Основний продукт Зоря масою 25 M☉
Температура

(К)

Щільність

(г/см3)

Тривалість
Горіння водню Водень Гелій 7×107 10 107 років
Потрійна альфа-реакція Гелій Вуглець, Кисень 2×108 2000 106 років
Ядерне горіння вуглецю Вуглець Неон, Натрій, Магній, Алюміній 8×108 106 103 років
Ядерне горіння неону Неон Кисень, Магній 1,6×109 107 3 років
Ядерне горіння кисню Кисень Кремній, Сірка, Аргон, Кальцій 1,8×109 107 0,3 років
Ядерне горіння кремнію Кремній Нікель (розкладається у залізо) 2,5×109 108 5 днів

Колапс ядра

Фактором, який обмежує зазначений цикл «ядерний синтез — зупинка — стискання — розігрів — перехід до синтезу важчого елементу» в ядрі зорі, є кількість енергії, яка вивільняється в ядерному синтезі, — вона залежить від енергії зв'язку ядер елементів. Кожна наступна стадія ядерного синтезу створює важчі ядра, які вивільняють все менше енергії в подальшому синтезі. Крім того, починаючи з ядерного горіння вуглецю, значними стають втрати енергії на утворення нейтрино, що веде до вищої швидкості реакції, ніж якби цього не відбувалось. Цикл триває доки не утворюється нікель-56, який протягом декількох місяців радіоактивно розпадається у кобальт-56, і далі у залізо-56. Оскільки залізо та нікель мають найвищу енергію зв'язку ядра серед усіх елементів, далі термоядерний синтез у ядрі зорі енергію виробляти не може, і починається зростання нікелево-залізного ядра зорі. Ядро зорі перебуває під величезним гравітаційним тиском, а за відсутності наступного циклу ядерного синтезу, гравітації протидіє лише тиск вироджених електронів. У такому стані матерія є настільки щільною, що подальше стискання потребує, щоб електрони займали однакові енергетичні рівні. Це однак заборонено для ферміонних частинок, таких як електрон, — це явище називається принципом виключення Паулі.

Коли маса ядра перевищує межу Чандрасекара (близько 1,4 M☉), тиск вироджених електронів більше не може протидіяти гравітації, і відбувається катастрофічний колапс. Зовнішня частина ядра досягає швидкості до 70,000 км/с (23% швидкості світла) при колапсі до центру зорі. Ядро, яке швидко стискається, нагрівається і виробляє високоенергетичні гамма-промені, які розкладають ядро атома заліза на ядра гелію та вільні нейтрони (фотодезінтеграція). Густина ядра зростає, і для електронів та протонів стає енергетично доцільним злитися шляхом зворотнього бета-розпаду, з утворенням нейтронів та нейтрино. Оскільки нейтрино слабко взаємодіють з нормальною речовиною, вони можуть вийти з ядра зорі, уносячи з собою енергію і пришвидшуючи колапс, який триває протягом кількох мілісекунд. Ядро відділяється від зовнішніх шарів зорі, а деякі нейтрино поглинаються цими зовнішніми шарами, що запускає вибух наднової.

У випадку наднових типу II, колапс врешті-решт зупиняється за рахунок нейтрон-нейтронного відштовхування на малих відстанях, з урахуванням сильної взаємодії, а також тиску виродження нейтронів за густини порядку густини атомного ядра. Коли колапс зупиняється, речовина, яка падала всередину, починає рухатись назовні, створюючи ударну хвилю. Енергія від цієї хвилі дисоціює важкі елементи в ядрі, і це зменшує енергію ударної хвилі та може затримати вибух в межах зовнішнього ядра.

Фаза колапсу ядра настільки щільна та енергетична, що уникнути колапсу можуть тільки нейтрино. Коли протони перетворюються на нейтрони за рахунок захоплення електронів, народжуються електронні нейтрино. У типовій надновій типу II, новонароджене нейтронне ядро має початкову температуру близько 100 мільярдів К, що у 104 разів більше температури ядра Сонця. Для народження стабільної нейтронної зорі більша частина цієї енергії має бути скинута, інакше нейтрони «википлять». Це досягається подальшим випромінюванням нейтрино. Ці 'теплові' нейтрино утворюються як пари нейтрино-антинейтрино всіх видів у кількості, що в декілька разів перевищує кількість нейтрино, утворених під час захоплення електронів. Два механізми утворення нейтрино перетворюють гравітаційну потенціальну енергію колапсу у десятисекундний спалах нейтрино, який вивільняє близько 1046 джоулів (100 foe) енергії.

В рамках процесу, який ще погано зрозумілий, близько 1044 джоулів (1 foe) енергії знову поглинаються затриманою ударною хвилею, що спричиняє вибух[a]. Нейтрино, утворені надновою, спостерігались у випадку наднової SN 1987A, що дозволило астрономам дійти висновку про правильність теорії колапсу ядра. Водні детектори нейтрино та зафіксували «термальні» антинейтрино, а заснований на галії-71 Баксанський інструмент зафіксував нейтрино (лептонний заряд = 1) або термального походження, або від захоплення електрону.

image
В масивній розвиненій зорі (a) ядерний синтез елементів створює шари та врешті-решт нікелево-залізне ядро, (b) яке досягає межі Чандрасекара та починає колапсувати. Внутрішня частина ядра стискається у нейтрони (c), внаслідок чого вадаючий матеріали «відскакує» (d) і формує ударний фронт, який розширюється назовні (червоний). Ударна хвиля починає зупинятись (e), але за рахунок взаємодії з нейтрино отримує додаткову енергію. Оточюучий матеріал розкидає вибухом (f), залишаючи лише дегенеративний залишок.

Коли зоря-попередник має масу меншу за приблизно 20 M☉ — в залежності від сили вибуху та кількості матеріалу, який падає назад — вироджений залишок від колапсу ядра утворює нейтронну зорю, а якщо маса була більшою, залишок колапсує у чорну діру. Теоретична межа для цього сценарію колапсу ядра становить близько 40-50 M☉. Вважається, що масивніша зоря колапсує прямо у чорну діру без вибуху наднової, хоча невизначеності у моделях колапсу наднової роблять розрахунок цієї межі непевним.

Теоретичні моделі

Стандартна модель фізики елементарних частинок — це теорія, яка описує три з чотирьох відомих фундаментальних взаємодій між елементарними частинками, з яких створена вся матерія. Ця теорія дозволяє робити передбачення, як частинки поведуть себе у різних умовах. Енергія однієї елементарної частинки у надновій як правило складає від 1 до 150 пікоджоулів (від десятків до сотень MeV) , тобто є досить малою, щоб прогнози на підставі Стандартної моделі фізики елементарних частинок були в основі правильні. Однак висока щільність ймовірно вимагатиме коригування Стандартної моделі. Зокрема, розташовані на Землі прискорювачі заряджений частинок можуть створювати взаємодію частинок зі значно більшою енергією, ніж у наднових, однак в цих експериментах окремі частинки взаємодіють з окремими частинками, а у високій щільності всередині наднових можуть виникати несподівані нові результати: взаємодія між нейтрино та іншими частинками у наднових відбувається в межах слабкої взаємодії, яка вважається добре зрозумілою, а от взаємодія між протонами та нейтронами включає сильну взаємодію, яка вивчена значно гірше.

Головна невирішена проблема у розумінні наднових типу II — відсутність розуміння того, як потік нейтрино передає свою енергію решті зорі, що спричиняє ударну хвилю, яка веде до вибуху. Як наведено вище, для вибуху потрібно передати лише 1% енергії, однак виявилось дуже важко пояснити, як відбувається передача цього 1% енергії, навіть незважаючи на те, що взаємодія залучених у передачу частинок вважається добре зрозумілою. У 1990-ті роки, одна з моделей цього включала конвективний переворот, який припускає, що нейтрино знизу, або матерія, яка падає згори, завершує процес знищення зорі-попередника. Під час цього вибуху важчі за залізо елементи формуються захватом нейтронів, а під тиском нейтрино, які тиснуть на межу «нейтриносфери», у міжзоряний простір випускається газопилова хмара, яка більш багата на важкі елементи ніж матеріал зорі, з якої вона походить<.

Фізика нейтрино, яка моделюється Стандартною моделлю, є критичною для розуміння цього процесу. Іншим важливим напрямком досліджень є гідродинаміка плазми, з якої складається помираюча зірка; те, як вона поводиться під час колапсу визначає коли та як формується ударна хвиля, коли вона затримується і коли отримує додаткову енергію.

Зокрема, деякі теоретичні моделі враховують гідродинамічну нестабільність у затриманій ударній хвилі, відому як «Standing Accretion Shock Instability» (SASI). Ця нестабільність є наслідком несферичних пертурбацій, які осцилюють затриману ударну хвилю, таким чином деформуючи її. У комп'ютерних симуляціях SASI часто використовується у тандемі з теоріями нейтрино для надання додаткової енергії затриманій ударній хвилі.

Комп'ютерні моделі є досить успішними у розрахунку поведінки наднових типу II після формування ударної хвилі. Ігноруючи першу секунду вибуху та припускаючи, що вибух почався, астрофізики змогли зробити детальні передбачення про елементи, які утворюються надновою, та про очікувану криву яскравості наднової.

Криві яскравості для наднових типів II-L та II-P 

image
Характерні криві яскравості для наднових типу II-L та II-P

Спектр наднових типу II як правило демонструє лінії поглинання Бальмера — зменшений потік на характерних частотах, де атоми водню поглинають енергію. За наявністю цих ліній наднові типу ІІ вирізняють від наднових типу Іа.

Коли яскравість наднової типу II розглядається у часі, графік показує характерне зростання до піку з подальшим поступовим зниженням, яке в середньому становить 0,008 абсолютних зоряних величин на день; це значно менше, ніж зниження яскравості у наднових типу Ia. Наднові типу II поділяються на два підтипи в залежності від форми кривої яскравості. Крива яскравості наднової типу II-L має поступове (лінійне)зниження після піку яскравості, а крива яскравості типу II-P при зниженні має чіткий плаский відрізок (що має назву плато), де яскравість знижується більш повільно. Чистий середній рівень зниження яскравості для наднових II-P становить 0,0075 зоряних величин на день, у порівнянні з 0,012 зоряних величин на день для типу magnitudes II-L.<

Вважається, що така різниця між кривими яскравості викликана тим, що наднова типу II-L викидає майже всю водневу оболонку зорі-попередника, а плато у наднових типу II-P викликано зміною у непрозорості зовнішнього шару. Ударна хвиля іонізує водень зовнішньої оболонки, забираючи електрон у атому, що значно збільшує непрозорість. Це не дозволяє витік протонів внутрішніх шарів вибуху. А коли водень достатньо охолоджується для рекомбінації, зовнішній шар відновлює прозорість.

Наднові типу IIn 

У наднових типу IIn, «n» означає «вузький» (англ. narrow), на позначення наявності у спектрі наднової середніх або вузьких ліній емісії водню. Лінія середньої ширини може вказувати на сильну взаємодію викинутої вибухом зоряної речовини з із гадом довкола зорі — міжзоряною речовиною. Однак розрахункова щільність міжзоряної речовини, яка потрібна для пояснення таких спостережень, є значно вищою, ніж очікувана при застосування стандартної теорії зоряної еволюції. Тому як правило припускають, що висока щільність міжзоряної величини спричинена за рахунок високих ступеню втрати речовини зорями-попередниками наднових типу IIn; рохрахунковий коефіцієнт втрати маси становить більше 10−3 M⊙ рік−1. Існують певні вказівки, що до вибуху такі зорі-попердники бухи схожі на яскраві блакитні змінні зі значною втратою маси. Відомими прикладами наднових типу IIn є (інші мови) та ; SN 2006gy, надзвичайно високоенергетична наднова, можливо буде також підтверджена надновою цього типу.

Наднові типу IIb 

Наднові типу IIb відносять до типу ІІ, оскільки у початковому спектрі вони мають слабкі лінії водню, однак пізніше лінія емісії водню у спектрі зникає, а крива яскравості має другий пік зі спектром, що більше нагадує наднову типу Ib. Зорею-попередником цього типу наднових може бути гігант, що втратив більшість своєї водневої оболонки внаслідок взаємодії з компаньйоном у подвійній зоряній системі, а позаду лишилось переважно гелієве ядро. У міру розширення викинутої вибухом матерії, тонкий шар водню швидко стає прозорішим і відкриває глибші шари. Класичним прикладом наднової типу IIb є , ще одним — Кассіопея A. Наднові типу IIb були вперше запропоновані (як теоретична концепція) Енсманом та Вуслі у 1987 році.

Гіпернові (колапсари)

Гіпернова зірка — це рідкісний тип наднової, значно більш яскравий та енергетичний ніж класичні наднові. Її прикладом є (тип Ic) та (тип IIn). Гіпернові утворюються поєднанням більш ніж однієї з подій: релятивістські струмені під час утворення чорної діри від падіння матерії на ядро нейтронної зорі, модель колапсара; взаємодія зі щільною оболонкою навколозоряної матерії, модель навколозоряної матерії; найбільша маса наднової, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар; ймовірно інші, такі як модель подвійної та кваркової зорі.

Зоря з початковими масами бл.25-90 мас Сонця формують достатньо великі ядра, що після вибуху наднової частина матерії впаде назад на ядро нейтронної зорі та утворить чорну діру. У багатьох випадках це зменшує яскравість наднової, а вище маси 90 M☉ зоря колапсує прямо у чорну дірі без вибуху наднової. Однак, якщо зоря-попередник обертається достатньо швидко, матерія, яка падає назад на ядро, створює релятивістські струмені, які випускають більше енергії, ніж сам початковий вибух. Ці промені можна також прямо побачили, якщо вони направлені на Землю, що створює враження ще більш яскравого об'єкту. У деяких випадках це створює гамма-сплески, хоча не всі гамма-сплески походять від вибуху наднових.

У деяких випадках наднова типу II утворюється, коли зоря оточена дуже щільною хмарою матерії, швидше за все скинутою під час спалахів яскравих блакитних змінних. Ця матерія під час вибуху наднової зазнає впливу ударної хвилі та стає більш яскравою, ніж класична наднова. Ймовірно для таких наднових типу IIn є шкала яскравості і лише найяскравіші можна класифікувати як гіпернові.

Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар, утворюється, коли кисневе ядро дуже масивної зорі стає достатньо гарячим, щоб гамма-промені спонтанно породжували електрон-позитронні пари. У такому випадку ядро колапсує, але там де колапс залізного ядра спричиняє ендотермічний синтез більш важких елементів, колапс кисневого ядра утворює неконтрольований екзотермічний синтез, який повністю руйнує зорю. Загальна кількість випущеної енергії залежить від початкової маси зорі, значна частина ядра перетворюється у Ni-56 та викидається, що годує наднову багато місяців. У нижчому діапазоні таких зір, зорі з масою бл.140 M☉ утворюють довготривалі наднові, але в іншому класичні, а от на найвищому кінці, зорі з масою бл. 250 M☉ породжують наднові дуже яскраві та дуже довготривалі — гіпернові. Ще більш масивні зорі знищуються фотодизинтеграцією. Цієї стадії досягти можуть лише зорі III популяції з дуже низькою металічністю. Зорі з більш важкими елементами є більш непрозорими та скидають свої зовнішні оболонки доки їх маса не зменшитьс ядостатньо, щоб вибухнути як звичайні наднові типу Ib/c. Вважається, що навіть у нашій Галактиці, злиття старих зір з низькою металічністю може сформувати достатньо масивні зорі, які можуть вибухнути як наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар.

Примітки

  1. Gilmore, Gerry (2004). The Short Spectacular Life of a Superstar. Science. 304 (5697): 1915—1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132.
  2. Staff (7 вересня 2006). Introduction to Supernova Remnants. NASA Goddard/SAO. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 1 травня 2007.
  3. Richmond, Michael. . Rochester Institute of Technology. Архів оригіналу за 11 червня 2020. Процитовано 4 серпня 2006.
  4. Hinshaw, Gary (23 серпня 2006). . NASA (WMAP) Mission. Архів оригіналу за 3 червня 2013. Процитовано 1 вересня 2006.
  5. Woosley, S.; Janka, H.-T. (December 2005). The Physics of Core-Collapse Supernovae. Nature Physics. 1 (3): 147—154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. doi:10.1038/nphys172.
  6. Clayton, Donald (1983). . University of Chicago Press. ISBN . Архів оригіналу за 24 грудня 2016. Процитовано 8 жовтня 2015.
  7. Fewell, M. P. (1995). The atomic nuclide with the highest mean binding energy. American Journal of Physics. 63 (7): 653—658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828.
  8. Fleurot, Fabrice. . Laurentian University. Архів оригіналу за 21 травня 2017. Процитовано 13 серпня 2007.
  9. Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. Astrophysical Journal. 323 (1): 140—144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813.
  10. Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 січня 2006). . . Архів оригіналу за 13 грудня 2006. Процитовано 14 грудня 2006.
  11. Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. (2006). Principle of Universality of Gamma-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosions. The Astrophysical Journal. 648 (1): L47—L50. Bibcode:2006ApJ...648L..47H. doi:10.1086/507703.
  12. Fryer, C. L.; New, K. B. C. (24 січня 2006). . Los Alamos National Laboratory. Архів оригіналу за 13 жовтня 2006. Процитовано 9 грудня 2006.
  13. Mann, Alfred K. (1997). . New York: W. H. Freeman. с. 122. ISBN . Архів оригіналу за 5 травня 2008. Процитовано 8 жовтня 2015.
  14. ; Gribbin, Mary (2000). . New Haven: Yale University Press. с. 173. ISBN . Архів оригіналу за 10 грудня 2014. Процитовано 8 жовтня 2015.
  15. Barwick, S.; Beacom, J. та ін. (29 жовтня 2004). (PDF). American Physical Society. Архів оригіналу (PDF) за 16 грудня 2018. Процитовано 12 грудня 2006.
  16. Fryer, Chris L. (2003). Black Hole Formation from Stellar Collapse. Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73—S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
  17. Fryer, Chris L. (1999). Mass Limits For Black Hole Formation. The Astrophysical Journal. 522 (1): 413—418. arXiv:astro-ph/9902315. Bibcode:1999ApJ...522..413F. doi:10.1086/307647.
  18. Izzard, R. G.; Ramirez-Ruiz, E.; Tout, C. A. (2004).
  19. Rampp, M.; Buras, R.; Janka, H.-Th.; Raffelt, G. (February 11–16, 2002). Core-collapse supernova simulations: Variations of the input physics. Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics". Ringberg Castle, Tegernsee, Germany. с. 119—125. Bibcode:2002nuas.conf..119R.
  20. The OPAL Collaboration; Ackerstaff, K. та ін. (1998). . Submitted to . 2 (3): 441—472. doi:10.1007/s100529800851. Архів оригіналу за 21 березня 2007. Процитовано 18 березня 2007.
  21. Staff (5 жовтня 2004). . Nobel Foundation. Архів оригіналу за 3 травня 2007. Процитовано 30 травня 2007.
  22. Stover, Dawn (2006). Life In A Bubble. Popular Science. 269 (6): 16.
  23. Janka, H.-Th.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Mueller, B. (2006). Theory of Core-Collapse Supernovae. Bethe Centennial Volume of Physics Reports (submitted). 142 (1–4): 229. arXiv:astro-ph/0612072. Bibcode:1993JHyd..142..229H. doi:10.1016/0022-1694(93)90012-X.
  24. Wakana Iwakami; Kei Kotake; Naofumi Ohnishi; Shoichi Yamada; Keisuke Sawada (March 10–15, 2008). (PDF). 3D Simulations of Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae. 14th Workshop on “Nuclear Astrophysics”. Архів оригіналу (PDF) за 15 березня 2011. Процитовано 30 січня 2013.
  25. Blinnikov, S.I.; Röpke, F. K.; Sorokina, E. I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. (2006). Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova. Astronomy and Astrophysics. 453 (1): 229—240. arXiv:astro-ph/0603036. Bibcode:2006A&A...453..229B. doi:10.1051/0004-6361:20054594.
  26. Young, Timothy R. (2004). A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores. The Astrophysical Journal. 617 (2): 1233—1250. arXiv:astro-ph/0409284. Bibcode:2004ApJ...617.1233Y. doi:10.1086/425675.
  27. Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R. D.; Woosley, S. E. (2002). Nucleosynthesis in Massive Stars With Improved Nuclear and Stellar Physics. The Astrophysical Journal. 576 (1): 323—348. arXiv:astro-ph/0112478. Bibcode:2002ApJ...576..323R. doi:10.1086/341728.
  28. Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). A Comparative Study of Supernova Light Curves. Astronomical Journal. 90: 2303—2311. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934.
  29. . Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 жовтня 2019. Процитовано 17 березня 2007.
  30. Filippenko, A. V. (1997). Optical Spectra of Supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35: 309—330. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  31. Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Cappellaro, E.; Danziger, I. J.; Mazzali, P. A.; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, D. J.; Matheson, T. (2002). The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (1): 27—38. arXiv:astro-ph/0201483. Bibcode:2002MNRAS.333...27P. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x.
  32. Langer, N. (22 вересня 2012). Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 107—164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA&A..50..107L. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125534.
  33. Michael Kiewe; Avishay Gal-Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; Fox; Dae-Sik Moon; Sand; Soderberg, Alicia M.; Cccp, The (2010). Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars. ApJ. 744 (10): 10. arXiv:1010.2689. Bibcode:2012ApJ...744...10K. doi:10.1088/0004-637X/744/1/10.
  34. Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, J. M.; Filippenko, A. V.; Foley, R. J. (2010). (PDF). The Astrophysical Journal. 709 (2): 856—883. arXiv:0906.2200. Bibcode:2010ApJ...709..856S. doi:10.1088/0004-637X/709/2/856. Архів оригіналу (pdf) за 26 жовтня 2019. Процитовано 7 жовтня 2015.
  35. Utrobin, V. P. (1996). Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J. Astronomy and Astrophysics. 306 (5940): 219—231. Bibcode:1996A&A...306..219U.
  36. Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. (1993). A type IIb model for supernova 1993J. Nature. 364 (6437): 507. Bibcode:1993Natur.364..507N. doi:10.1038/364507a0.
  37. Chevalier, R. A.; Soderberg, A. M. (2010). Type IIb Supernovae with Compact and Extended Progenitors. The Astrophysical Journal. 711: L40. arXiv:0911.3408. Bibcode:2010ApJ...711L..40C. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L40.
  38. Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. (2008). The Cassiopeia A supernova was of type IIb. Science. 320 (5880): 1195—1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Sci...320.1195K. doi:10.1126/science.1155788. PMID 18511684.
  39. Nomoto, K. I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. (2010). Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars. New Astronomy Reviews. 54 (3–6): 191. Bibcode:2010NewAR..54..191N. doi:10.1016/j.newar.2010.09.022.
  40. . (ESO). 18 червня 2003. Архів оригіналу за 20 лютого 2007. Процитовано 30 жовтня 2006.
  41. Kasen, D.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2011). (PDF). The Astrophysical Journal. 734 (2): 102. arXiv:1101.3336. Bibcode:2011ApJ...734..102K. doi:10.1088/0004-637X/734/2/102. Архів оригіналу (pdf) за 4 вересня 2012. Процитовано 8 жовтня 2015.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Nadnovi tipu II utvoryuyutsya v rezultati shvidkogo kolapsu yadra ta rizkogo podalshogo vibuhu masivnoyi zori masoyu ne menshe 8 i ne bilshe 40 50 mas Soncya M Cej tip viriznyayut vid inshih tipiv nadnovih za nayavnistyu vodnyu u yiyi spektri Nadnovi tipu II perevazhno sposterigayutsya v miscyah aktivnogo zoreutvorennya bagatih na molodi masivni zori spiralnih rukavah galaktik ta zonah H II ale ne v eliptichnih galaktikah yaki zdebilshogo skladayutsya zi starih malomasivnih zir Zalishok SN 1987A nadnovoyi tipu II P u Velikij Magellanovij Hmari Zori generuyut energiyu zavdyaki yadernomu sintezu elementiv Na vidminu vid Soncya masivni zori mayut dostatno masi dlya sintezu elementiv z atomnoyu masoyu bilshoyu za masu vodnyu ta geliyu hocha i pri vse vishih temperaturah ta tisku sho vede do znachno korotshoyi trivalosti zhittya takih zir Tisk virodzhenogo elektronogo gazu ta energiya stvorena takimi reakciyami yadernogo sintezu dostatni dlya protidiyi sili gravitaciyi ta utrimuyut zoryu vid kolapsu pidtrimuyuchi zoryanu rivnovagu Zorya v yadernomu sintezi utvoryuye vse vazhchi elementi pochinayuchi sintez z vodnyu vona utvoryuye gelij potim vuglec i tak dali azh do utvorennya zalizno nikelevogo yadra Yadernij sintez nikelyu ta zaliza vzhe ne daye vigrasha v energiyi tomu podalshij yadernij sintez pripinyayetsya i zalizno nikeleve yadro staye inertnim Cherez vidsutnist viroblennya energiyi yadro stiskayetsya protidiyuchi vlasnij vazi i zovnishnomu tisku v osnovnomu tiskom virodzhenogo elektronnogo gazu Koli masa stisnutogo inertnogo yadra perevishuye mezhu Chandrasekara blizko 1 4 M elektronnogo virodzhennya staye nedostatno dlya protidiyi gravitaciyi i pidtrimki zoryanoyi rivnovagi Za licheni sekundi vidbuvayetsya kataklizmichna imploziya yadra Bez pidtrimki vnutrishnogo yadra yake stisnulos zovnishnye yadro padaye vseredinu pid diyeyu sili tyazhinnya ta dosyagaye shvidkosti do 23 shvidkosti svitla a raptove stisnennya pidvishuye temperaturu vnutrishnogo yadra do 100 milyardiv K Shlyahom zvorotnogo beta rozpadu utvoryuyutsya nejtroni i nejtrino vivilnyayuchi do 1046 dzhouliv 100 foe energiyi protyagom desyatisekundnogo spalahu Kolaps vnutrishnogo yadra zupinyayetsya virodzhennyam nejtroniv sho zupinyaye imploziyu ta vidkidaye yiyi nazovni Energiya takoyi spryamovanoyi nazovni udarnoyi hvili dostatnya dlya togo shob priskoriti otochuyuchu rechovinu zori do drugoyi kosmichnoyi shvidkosti utvoryuyuchi vibuh nadnovoyi Udarna hvilya ta nadzvichajno visoki temperaturi na korotkij chas dozvolyayut sintez elementiv vazhchih za zalizo Zalezhno vid pochatkovoyi masi zori zalishok yadra utvoryuye nejtronnu zoryu abo chornu diru Cherez takij mehanizm vibuhu nadnovi cogo tipu takozh nazivayut nadnovimi z kolapsom yadra Isnuyut dekilka pidtipiv nadnovih tipu II yaki klasifikuyut za viglyadom krivoyi blisku grafika zalezhnosti svitnosti vid chasu Tak nadnovi tipu II L demonstruyut stabilne linijne znizhennya yaskravosti pislya vibuhu a nadnovi tipu II P mayut na krivij period povilnishogo znizhennya plato yaskravosti pislya chogo jde linijne znizhennya Nadnovi tipu Ib ta Ic ye takozh tipom nadnovih kolapsu yadra ale dlya masivnih zir yaki skinuli zovnishni obolonki z vodnyu ta dlya tipu Ic geliyu v rezultati v yih spektri ci elementi vidsutni UtvorennyaShozha na cibulinu struktura obolonok rozvinutoyi masivnoyi zori masshtab ne vitrimanij Zori nabagato masivnishi za Sonce mayut skladnu evolyuciyu Spochatku v yadri zori vidbuvayetsya peretvorennya vodnyu na gelij sho vivilnyaye teplovu energiyu yaka nagrivaye yadro zori ta stvoryuye tisk sho utrimuye shari zori v gidrostatichnij rivnovazi Utvorenij gelij nakopichuyetsya v yadri Temperaturya v yadri she nedostatno visoka shob viklikati jogo termoyaderne zlittya Postupovo u miru vicherpannya vodnyu v yadri vodneva termoyaderna reakciya upovilnyuyetsya i gravitaciya sprichinyaye stisnennya yadra Ce zbilshuye temperaturu ta gustinu v yadri do rivnya koli tam pochayetsya potrijna geliyeva reakciya Cya faza trivaye menshe 10 chasu isnuvannya zori i prizvodit do utvorennya vuglecyu i kisnyu U zoryah iz masami menshe 8 mas Soncya podalshih termoyadernih reakcij ne vidbuvayetsya zorya vtrachaye obolonku a yiyi yadro peretvoryuyetsya na bilij karlik yakij povilno oholodzhuyetsya Yaksho bilij karlik z chasom otrimuye bilshu masu napriklad v rezultati peretikannya rechovini v tisnij podvijnij sistemi vin mozhe peretvoritis na nadnovu tipu Ia Yaksho masa zori bilsha 8 M to stiskannya yadra yake vidbuvayetsya naprikinci fazi gorinnya geliyu stvoryuye dostatni temperaturu ta tisk shob zapustiti termoyaderni reakciyi za uchasti vuglecyu U miru evolyuciyi masivnoyi zori vona prohodit kilka stadij koli termoyaderni reakciyi v yadri pripinyayutsya i vono stiskayetsya doki tisk ta temperatura stayut dostatnimi dlya pochatku nastupnoyi stadiyi termoyadernogo gorinnya Yadra takih zir stayut rozsharovanimi yak cibulina zovnishnya gazova obolonka z vodnyu potim shar de voden peretvoryuyetsya na gelij potim shar de gelij peretvoryuyetsya na vuglec i dali vglib shari termoyadernih reakcij utvorennya vse vazhchih elementiv Stadiyi termoyadernogo gorinnya v yadri dlya zori masoyu 25 mas Soncya Proces Osnovne palivo Osnovnij produkt Zorya masoyu 25 M Temperatura K Shilnist g sm3 Trivalist Gorinnya vodnyu Voden Gelij 7 107 10 107 rokiv Potrijna alfa reakciya Gelij Vuglec Kisen 2 108 2000 106 rokiv Yaderne gorinnya vuglecyu Vuglec Neon Natrij Magnij Alyuminij 8 108 106 103 rokiv Yaderne gorinnya neonu Neon Kisen Magnij 1 6 109 107 3 rokiv Yaderne gorinnya kisnyu Kisen Kremnij Sirka Argon Kalcij 1 8 109 107 0 3 rokiv Yaderne gorinnya kremniyu Kremnij Nikel rozkladayetsya u zalizo 2 5 109 108 5 dniv Kolaps yadra Faktorom yakij obmezhuye zaznachenij cikl yadernij sintez zupinka stiskannya rozigriv perehid do sintezu vazhchogo elementu v yadri zori ye kilkist energiyi yaka vivilnyayetsya v yadernomu sintezi vona zalezhit vid energiyi zv yazku yader elementiv Kozhna nastupna stadiya yadernogo sintezu stvoryuye vazhchi yadra yaki vivilnyayut vse menshe energiyi v podalshomu sintezi Krim togo pochinayuchi z yadernogo gorinnya vuglecyu znachnimi stayut vtrati energiyi na utvorennya nejtrino sho vede do vishoyi shvidkosti reakciyi nizh yakbi cogo ne vidbuvalos Cikl trivaye doki ne utvoryuyetsya nikel 56 yakij protyagom dekilkoh misyaciv radioaktivno rozpadayetsya u kobalt 56 i dali u zalizo 56 Oskilki zalizo ta nikel mayut najvishu energiyu zv yazku yadra sered usih elementiv dali termoyadernij sintez u yadri zori energiyu viroblyati ne mozhe i pochinayetsya zrostannya nikelevo zaliznogo yadra zori Yadro zori perebuvaye pid velicheznim gravitacijnim tiskom a za vidsutnosti nastupnogo ciklu yadernogo sintezu gravitaciyi protidiye lishe tisk virodzhenih elektroniv U takomu stani materiya ye nastilki shilnoyu sho podalshe stiskannya potrebuye shob elektroni zajmali odnakovi energetichni rivni Ce odnak zaboroneno dlya fermionnih chastinok takih yak elektron ce yavishe nazivayetsya principom viklyuchennya Pauli Koli masa yadra perevishuye mezhu Chandrasekara blizko 1 4 M tisk virodzhenih elektroniv bilshe ne mozhe protidiyati gravitaciyi i vidbuvayetsya katastrofichnij kolaps Zovnishnya chastina yadra dosyagaye shvidkosti do 70 000 km s 23 shvidkosti svitla pri kolapsi do centru zori Yadro yake shvidko stiskayetsya nagrivayetsya i viroblyaye visokoenergetichni gamma promeni yaki rozkladayut yadro atoma zaliza na yadra geliyu ta vilni nejtroni fotodezintegraciya Gustina yadra zrostaye i dlya elektroniv ta protoniv staye energetichno docilnim zlitisya shlyahom zvorotnogo beta rozpadu z utvorennyam nejtroniv ta nejtrino Oskilki nejtrino slabko vzayemodiyut z normalnoyu rechovinoyu voni mozhut vijti z yadra zori unosyachi z soboyu energiyu i prishvidshuyuchi kolaps yakij trivaye protyagom kilkoh milisekund Yadro viddilyayetsya vid zovnishnih shariv zori a deyaki nejtrino poglinayutsya cimi zovnishnimi sharami sho zapuskaye vibuh nadnovoyi U vipadku nadnovih tipu II kolaps vreshti resht zupinyayetsya za rahunok nejtron nejtronnogo vidshtovhuvannya na malih vidstanyah z urahuvannyam silnoyi vzayemodiyi a takozh tisku virodzhennya nejtroniv za gustini poryadku gustini atomnogo yadra Koli kolaps zupinyayetsya rechovina yaka padala vseredinu pochinaye ruhatis nazovni stvoryuyuchi udarnu hvilyu Energiya vid ciyeyi hvili disociyuye vazhki elementi v yadri i ce zmenshuye energiyu udarnoyi hvili ta mozhe zatrimati vibuh v mezhah zovnishnogo yadra Faza kolapsu yadra nastilki shilna ta energetichna sho uniknuti kolapsu mozhut tilki nejtrino Koli protoni peretvoryuyutsya na nejtroni za rahunok zahoplennya elektroniv narodzhuyutsya elektronni nejtrino U tipovij nadnovij tipu II novonarodzhene nejtronne yadro maye pochatkovu temperaturu blizko 100 milyardiv K sho u 104 raziv bilshe temperaturi yadra Soncya Dlya narodzhennya stabilnoyi nejtronnoyi zori bilsha chastina ciyeyi energiyi maye buti skinuta inakshe nejtroni vikiplyat Ce dosyagayetsya podalshim viprominyuvannyam nejtrino Ci teplovi nejtrino utvoryuyutsya yak pari nejtrino antinejtrino vsih vidiv u kilkosti sho v dekilka raziv perevishuye kilkist nejtrino utvorenih pid chas zahoplennya elektroniv Dva mehanizmi utvorennya nejtrino peretvoryuyut gravitacijnu potencialnu energiyu kolapsu u desyatisekundnij spalah nejtrino yakij vivilnyaye blizko 1046 dzhouliv 100 foe energiyi V ramkah procesu yakij she pogano zrozumilij blizko 1044 dzhouliv 1 foe energiyi znovu poglinayutsya zatrimanoyu udarnoyu hvileyu sho sprichinyaye vibuh a Nejtrino utvoreni nadnovoyu sposterigalis u vipadku nadnovoyi SN 1987A sho dozvolilo astronomam dijti visnovku pro pravilnist teoriyi kolapsu yadra Vodni detektori nejtrino ta zafiksuvali termalni antinejtrino a zasnovanij na galiyi 71 Baksanskij instrument zafiksuvav nejtrino leptonnij zaryad 1 abo termalnogo pohodzhennya abo vid zahoplennya elektronu V masivnij rozvinenij zori a yadernij sintez elementiv stvoryuye shari ta vreshti resht nikelevo zalizne yadro b yake dosyagaye mezhi Chandrasekara ta pochinaye kolapsuvati Vnutrishnya chastina yadra stiskayetsya u nejtroni c vnaslidok chogo vadayuchij materiali vidskakuye d i formuye udarnij front yakij rozshiryuyetsya nazovni chervonij Udarna hvilya pochinaye zupinyatis e ale za rahunok vzayemodiyi z nejtrino otrimuye dodatkovu energiyu Otochyuuchij material rozkidaye vibuhom f zalishayuchi lishe degenerativnij zalishok Koli zorya poperednik maye masu menshu za priblizno 20 M v zalezhnosti vid sili vibuhu ta kilkosti materialu yakij padaye nazad virodzhenij zalishok vid kolapsu yadra utvoryuye nejtronnu zoryu a yaksho masa bula bilshoyu zalishok kolapsuye u chornu diru Teoretichna mezha dlya cogo scenariyu kolapsu yadra stanovit blizko 40 50 M Vvazhayetsya sho masivnisha zorya kolapsuye pryamo u chornu diru bez vibuhu nadnovoyi hocha neviznachenosti u modelyah kolapsu nadnovoyi roblyat rozrahunok ciyeyi mezhi nepevnim Teoretichni modeliStandartna model fiziki elementarnih chastinok ce teoriya yaka opisuye tri z chotiroh vidomih fundamentalnih vzayemodij mizh elementarnimi chastinkami z yakih stvorena vsya materiya Cya teoriya dozvolyaye robiti peredbachennya yak chastinki povedut sebe u riznih umovah Energiya odniyeyi elementarnoyi chastinki u nadnovij yak pravilo skladaye vid 1 do 150 pikodzhouliv vid desyatkiv do soten MeV tobto ye dosit maloyu shob prognozi na pidstavi Standartnoyi modeli fiziki elementarnih chastinok buli v osnovi pravilni Odnak visoka shilnist jmovirno vimagatime koriguvannya Standartnoyi modeli Zokrema roztashovani na Zemli priskoryuvachi zaryadzhenij chastinok mozhut stvoryuvati vzayemodiyu chastinok zi znachno bilshoyu energiyeyu nizh u nadnovih odnak v cih eksperimentah okremi chastinki vzayemodiyut z okremimi chastinkami a u visokij shilnosti vseredini nadnovih mozhut vinikati nespodivani novi rezultati vzayemodiya mizh nejtrino ta inshimi chastinkami u nadnovih vidbuvayetsya v mezhah slabkoyi vzayemodiyi yaka vvazhayetsya dobre zrozumiloyu a ot vzayemodiya mizh protonami ta nejtronami vklyuchaye silnu vzayemodiyu yaka vivchena znachno girshe Golovna nevirishena problema u rozuminni nadnovih tipu II vidsutnist rozuminnya togo yak potik nejtrino peredaye svoyu energiyu reshti zori sho sprichinyaye udarnu hvilyu yaka vede do vibuhu Yak navedeno vishe dlya vibuhu potribno peredati lishe 1 energiyi odnak viyavilos duzhe vazhko poyasniti yak vidbuvayetsya peredacha cogo 1 energiyi navit nezvazhayuchi na te sho vzayemodiya zaluchenih u peredachu chastinok vvazhayetsya dobre zrozumiloyu U 1990 ti roki odna z modelej cogo vklyuchala konvektivnij perevorot yakij pripuskaye sho nejtrino znizu abo materiya yaka padaye zgori zavershuye proces znishennya zori poperednika Pid chas cogo vibuhu vazhchi za zalizo elementi formuyutsya zahvatom nejtroniv a pid tiskom nejtrino yaki tisnut na mezhu nejtrinosferi u mizhzoryanij prostir vipuskayetsya gazopilova hmara yaka bilsh bagata na vazhki elementi nizh material zori z yakoyi vona pohodit lt Fizika nejtrino yaka modelyuyetsya Standartnoyu modellyu ye kritichnoyu dlya rozuminnya cogo procesu Inshim vazhlivim napryamkom doslidzhen ye gidrodinamika plazmi z yakoyi skladayetsya pomirayucha zirka te yak vona povoditsya pid chas kolapsu viznachaye koli ta yak formuyetsya udarna hvilya koli vona zatrimuyetsya i koli otrimuye dodatkovu energiyu Zokrema deyaki teoretichni modeli vrahovuyut gidrodinamichnu nestabilnist u zatrimanij udarnij hvili vidomu yak Standing Accretion Shock Instability SASI Cya nestabilnist ye naslidkom nesferichnih perturbacij yaki oscilyuyut zatrimanu udarnu hvilyu takim chinom deformuyuchi yiyi U komp yuternih simulyaciyah SASI chasto vikoristovuyetsya u tandemi z teoriyami nejtrino dlya nadannya dodatkovoyi energiyi zatrimanij udarnij hvili Komp yuterni modeli ye dosit uspishnimi u rozrahunku povedinki nadnovih tipu II pislya formuvannya udarnoyi hvili Ignoruyuchi pershu sekundu vibuhu ta pripuskayuchi sho vibuh pochavsya astrofiziki zmogli zrobiti detalni peredbachennya pro elementi yaki utvoryuyutsya nadnovoyu ta pro ochikuvanu krivu yaskravosti nadnovoyi Krivi yaskravosti dlya nadnovih tipiv II L ta II P Harakterni krivi yaskravosti dlya nadnovih tipu II L ta II P Spektr nadnovih tipu II yak pravilo demonstruye liniyi poglinannya Balmera zmenshenij potik na harakternih chastotah de atomi vodnyu poglinayut energiyu Za nayavnistyu cih linij nadnovi tipu II viriznyayut vid nadnovih tipu Ia Koli yaskravist nadnovoyi tipu II rozglyadayetsya u chasi grafik pokazuye harakterne zrostannya do piku z podalshim postupovim znizhennyam yake v serednomu stanovit 0 008 absolyutnih zoryanih velichin na den ce znachno menshe nizh znizhennya yaskravosti u nadnovih tipu Ia Nadnovi tipu II podilyayutsya na dva pidtipi v zalezhnosti vid formi krivoyi yaskravosti Kriva yaskravosti nadnovoyi tipu II L maye postupove linijne znizhennya pislya piku yaskravosti a kriva yaskravosti tipu II P pri znizhenni maye chitkij plaskij vidrizok sho maye nazvu plato de yaskravist znizhuyetsya bilsh povilno Chistij serednij riven znizhennya yaskravosti dlya nadnovih II P stanovit 0 0075 zoryanih velichin na den u porivnyanni z 0 012 zoryanih velichin na den dlya tipu magnitudes II L lt Vvazhayetsya sho taka riznicya mizh krivimi yaskravosti viklikana tim sho nadnova tipu II L vikidaye majzhe vsyu vodnevu obolonku zori poperednika a plato u nadnovih tipu II P viklikano zminoyu u neprozorosti zovnishnogo sharu Udarna hvilya ionizuye voden zovnishnoyi obolonki zabirayuchi elektron u atomu sho znachno zbilshuye neprozorist Ce ne dozvolyaye vitik protoniv vnutrishnih shariv vibuhu A koli voden dostatno oholodzhuyetsya dlya rekombinaciyi zovnishnij shar vidnovlyuye prozorist Nadnovi tipu IIn U nadnovih tipu IIn n oznachaye vuzkij angl narrow na poznachennya nayavnosti u spektri nadnovoyi serednih abo vuzkih linij emisiyi vodnyu Liniya serednoyi shirini mozhe vkazuvati na silnu vzayemodiyu vikinutoyi vibuhom zoryanoyi rechovini z iz gadom dovkola zori mizhzoryanoyu rechovinoyu Odnak rozrahunkova shilnist mizhzoryanoyi rechovini yaka potribna dlya poyasnennya takih sposterezhen ye znachno vishoyu nizh ochikuvana pri zastosuvannya standartnoyi teoriyi zoryanoyi evolyuciyi Tomu yak pravilo pripuskayut sho visoka shilnist mizhzoryanoyi velichini sprichinena za rahunok visokih stupenyu vtrati rechovini zoryami poperednikami nadnovih tipu IIn rohrahunkovij koeficiyent vtrati masi stanovit bilshe 10 3 M rik 1 Isnuyut pevni vkazivki sho do vibuhu taki zori poperdniki buhi shozhi na yaskravi blakitni zminni zi znachnoyu vtratoyu masi Vidomimi prikladami nadnovih tipu IIn ye inshi movi ta SN 2006gy nadzvichajno visokoenergetichna nadnova mozhlivo bude takozh pidtverdzhena nadnovoyu cogo tipu Nadnovi tipu IIb Nadnovi tipu IIb vidnosyat do tipu II oskilki u pochatkovomu spektri voni mayut slabki liniyi vodnyu odnak piznishe liniya emisiyi vodnyu u spektri znikaye a kriva yaskravosti maye drugij pik zi spektrom sho bilshe nagaduye nadnovu tipu Ib Zoreyu poperednikom cogo tipu nadnovih mozhe buti gigant sho vtrativ bilshist svoyeyi vodnevoyi obolonki vnaslidok vzayemodiyi z kompanjonom u podvijnij zoryanij sistemi a pozadu lishilos perevazhno geliyeve yadro U miru rozshirennya vikinutoyi vibuhom materiyi tonkij shar vodnyu shvidko staye prozorishim i vidkrivaye glibshi shari Klasichnim prikladom nadnovoyi tipu IIb ye she odnim Kassiopeya A Nadnovi tipu IIb buli vpershe zaproponovani yak teoretichna koncepciya Ensmanom ta Vusli u 1987 roci Gipernovi kolapsari Gipernova zirka ce ridkisnij tip nadnovoyi znachno bilsh yaskravij ta energetichnij nizh klasichni nadnovi Yiyi prikladom ye tip Ic ta tip IIn Gipernovi utvoryuyutsya poyednannyam bilsh nizh odniyeyi z podij relyativistski strumeni pid chas utvorennya chornoyi diri vid padinnya materiyi na yadro nejtronnoyi zori model kolapsara vzayemodiya zi shilnoyu obolonkoyu navkolozoryanoyi materiyi model navkolozoryanoyi materiyi najbilsha masa nadnovoyi sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par jmovirno inshi taki yak model podvijnoyi ta kvarkovoyi zori Zorya z pochatkovimi masami bl 25 90 mas Soncya formuyut dostatno veliki yadra sho pislya vibuhu nadnovoyi chastina materiyi vpade nazad na yadro nejtronnoyi zori ta utvorit chornu diru U bagatoh vipadkah ce zmenshuye yaskravist nadnovoyi a vishe masi 90 M zorya kolapsuye pryamo u chornu diri bez vibuhu nadnovoyi Odnak yaksho zorya poperednik obertayetsya dostatno shvidko materiya yaka padaye nazad na yadro stvoryuye relyativistski strumeni yaki vipuskayut bilshe energiyi nizh sam pochatkovij vibuh Ci promeni mozhna takozh pryamo pobachili yaksho voni napravleni na Zemlyu sho stvoryuye vrazhennya she bilsh yaskravogo ob yektu U deyakih vipadkah ce stvoryuye gamma spleski hocha ne vsi gamma spleski pohodyat vid vibuhu nadnovih U deyakih vipadkah nadnova tipu II utvoryuyetsya koli zorya otochena duzhe shilnoyu hmaroyu materiyi shvidshe za vse skinutoyu pid chas spalahiv yaskravih blakitnih zminnih Cya materiya pid chas vibuhu nadnovoyi zaznaye vplivu udarnoyi hvili ta staye bilsh yaskravoyu nizh klasichna nadnova Jmovirno dlya takih nadnovih tipu IIn ye shkala yaskravosti i lishe najyaskravishi mozhna klasifikuvati yak gipernovi Nadnova sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par utvoryuyetsya koli kisneve yadro duzhe masivnoyi zori staye dostatno garyachim shob gamma promeni spontanno porodzhuvali elektron pozitronni pari U takomu vipadku yadro kolapsuye ale tam de kolaps zaliznogo yadra sprichinyaye endotermichnij sintez bilsh vazhkih elementiv kolaps kisnevogo yadra utvoryuye nekontrolovanij ekzotermichnij sintez yakij povnistyu rujnuye zoryu Zagalna kilkist vipushenoyi energiyi zalezhit vid pochatkovoyi masi zori znachna chastina yadra peretvoryuyetsya u Ni 56 ta vikidayetsya sho goduye nadnovu bagato misyaciv U nizhchomu diapazoni takih zir zori z masoyu bl 140 M utvoryuyut dovgotrivali nadnovi ale v inshomu klasichni a ot na najvishomu kinci zori z masoyu bl 250 M porodzhuyut nadnovi duzhe yaskravi ta duzhe dovgotrivali gipernovi She bilsh masivni zori znishuyutsya fotodizintegraciyeyu Ciyeyi stadiyi dosyagti mozhut lishe zori III populyaciyi z duzhe nizkoyu metalichnistyu Zori z bilsh vazhkimi elementami ye bilsh neprozorimi ta skidayut svoyi zovnishni obolonki doki yih masa ne zmenshits yadostatno shob vibuhnuti yak zvichajni nadnovi tipu Ib c Vvazhayetsya sho navit u nashij Galaktici zlittya starih zir z nizkoyu metalichnistyu mozhe sformuvati dostatno masivni zori yaki mozhut vibuhnuti yak nadnova sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par PrimitkiGilmore Gerry 2004 The Short Spectacular Life of a Superstar Science 304 5697 1915 1916 doi 10 1126 science 1100370 PMID 15218132 Staff 7 veresnya 2006 Introduction to Supernova Remnants NASA Goddard SAO Arhiv originalu za 25 chervnya 2013 Procitovano 1 travnya 2007 Richmond Michael Rochester Institute of Technology Arhiv originalu za 11 chervnya 2020 Procitovano 4 serpnya 2006 Hinshaw Gary 23 serpnya 2006 NASA WMAP Mission Arhiv originalu za 3 chervnya 2013 Procitovano 1 veresnya 2006 Woosley S Janka H T December 2005 The Physics of Core Collapse Supernovae Nature Physics 1 3 147 154 arXiv astro ph 0601261 Bibcode 2005NatPh 1 147W doi 10 1038 nphys172 Clayton Donald 1983 University of Chicago Press ISBN 978 0 226 10953 4 Arhiv originalu za 24 grudnya 2016 Procitovano 8 zhovtnya 2015 Fewell M P 1995 The atomic nuclide with the highest mean binding energy American Journal of Physics 63 7 653 658 Bibcode 1995AmJPh 63 653F doi 10 1119 1 17828 Fleurot Fabrice Laurentian University Arhiv originalu za 21 travnya 2017 Procitovano 13 serpnya 2007 Lieb E H Yau H T 1987 A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse Astrophysical Journal 323 1 140 144 Bibcode 1987ApJ 323 140L doi 10 1086 165813 Fryer C L New K C B 24 sichnya 2006 Arhiv originalu za 13 grudnya 2006 Procitovano 14 grudnya 2006 Hayakawa T Iwamoto N Kajino T Shizuma T Umeda H Nomoto K 2006 Principle of Universality of Gamma Process Nucleosynthesis in Core Collapse Supernova Explosions The Astrophysical Journal 648 1 L47 L50 Bibcode 2006ApJ 648L 47H doi 10 1086 507703 Fryer C L New K B C 24 sichnya 2006 Los Alamos National Laboratory Arhiv originalu za 13 zhovtnya 2006 Procitovano 9 grudnya 2006 Mann Alfred K 1997 New York W H Freeman s 122 ISBN 0 7167 3097 9 Arhiv originalu za 5 travnya 2008 Procitovano 8 zhovtnya 2015 Gribbin Mary 2000 New Haven Yale University Press s 173 ISBN 978 0 300 09097 0 Arhiv originalu za 10 grudnya 2014 Procitovano 8 zhovtnya 2015 Barwick S Beacom J ta in 29 zhovtnya 2004 PDF American Physical Society Arhiv originalu PDF za 16 grudnya 2018 Procitovano 12 grudnya 2006 Fryer Chris L 2003 Black Hole Formation from Stellar Collapse Classical and Quantum Gravity 20 10 S73 S80 Bibcode 2003CQGra 20S 73F doi 10 1088 0264 9381 20 10 309 Fryer Chris L 1999 Mass Limits For Black Hole Formation The Astrophysical Journal 522 1 413 418 arXiv astro ph 9902315 Bibcode 1999ApJ 522 413F doi 10 1086 307647 Izzard R G Ramirez Ruiz E Tout C A 2004 Rampp M Buras R Janka H Th Raffelt G February 11 16 2002 Core collapse supernova simulations Variations of the input physics Proceedings of the 11th Workshop on Nuclear Astrophysics Ringberg Castle Tegernsee Germany s 119 125 Bibcode 2002nuas conf 119R The OPAL Collaboration Ackerstaff K ta in 1998 Submitted to 2 3 441 472 doi 10 1007 s100529800851 Arhiv originalu za 21 bereznya 2007 Procitovano 18 bereznya 2007 Staff 5 zhovtnya 2004 Nobel Foundation Arhiv originalu za 3 travnya 2007 Procitovano 30 travnya 2007 Stover Dawn 2006 Life In A Bubble Popular Science 269 6 16 Janka H Th Langanke K Marek A Martinez Pinedo G Mueller B 2006 Theory of Core Collapse Supernovae Bethe Centennial Volume of Physics Reports submitted 142 1 4 229 arXiv astro ph 0612072 Bibcode 1993JHyd 142 229H doi 10 1016 0022 1694 93 90012 X Wakana Iwakami Kei Kotake Naofumi Ohnishi Shoichi Yamada Keisuke Sawada March 10 15 2008 PDF 3D Simulations of Standing Accretion Shock Instability in Core Collapse Supernovae 14th Workshop on Nuclear Astrophysics Arhiv originalu PDF za 15 bereznya 2011 Procitovano 30 sichnya 2013 Blinnikov S I Ropke F K Sorokina E I Gieseler M Reinecke M Travaglio C Hillebrandt W Stritzinger M 2006 Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova Astronomy and Astrophysics 453 1 229 240 arXiv astro ph 0603036 Bibcode 2006A amp A 453 229B doi 10 1051 0004 6361 20054594 Young Timothy R 2004 A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores The Astrophysical Journal 617 2 1233 1250 arXiv astro ph 0409284 Bibcode 2004ApJ 617 1233Y doi 10 1086 425675 Rauscher T Heger A Hoffman R D Woosley S E 2002 Nucleosynthesis in Massive Stars With Improved Nuclear and Stellar Physics The Astrophysical Journal 576 1 323 348 arXiv astro ph 0112478 Bibcode 2002ApJ 576 323R doi 10 1086 341728 Doggett J B Branch D 1985 A Comparative Study of Supernova Light Curves Astronomical Journal 90 2303 2311 Bibcode 1985AJ 90 2303D doi 10 1086 113934 Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 17 zhovtnya 2019 Procitovano 17 bereznya 2007 Filippenko A V 1997 Optical Spectra of Supernovae Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35 309 330 Bibcode 1997ARA amp A 35 309F doi 10 1146 annurev astro 35 1 309 Pastorello A Turatto M Benetti S Cappellaro E Danziger I J Mazzali P A Patat F Filippenko A V Schlegel D J Matheson T 2002 The type IIn supernova 1995G interaction with the circumstellar medium Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 333 1 27 38 arXiv astro ph 0201483 Bibcode 2002MNRAS 333 27P doi 10 1046 j 1365 8711 2002 05366 x Langer N 22 veresnya 2012 Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars Annual Review of Astronomy and Astrophysics 50 1 107 164 arXiv 1206 5443 Bibcode 2012ARA amp A 50 107L doi 10 1146 annurev astro 081811 125534 Michael Kiewe Avishay Gal Yam Iair Arcavi Leonard Emilio Enriquez Bradley Cenko Fox Dae Sik Moon Sand Soderberg Alicia M Cccp The 2010 Caltech Core Collapse Project CCCP observations of type IIn supernovae typical properties and implications for their progenitor stars ApJ 744 10 10 arXiv 1010 2689 Bibcode 2012ApJ 744 10K doi 10 1088 0004 637X 744 1 10 Smith N Chornock R Silverman J M Filippenko A V Foley R J 2010 PDF The Astrophysical Journal 709 2 856 883 arXiv 0906 2200 Bibcode 2010ApJ 709 856S doi 10 1088 0004 637X 709 2 856 Arhiv originalu pdf za 26 zhovtnya 2019 Procitovano 7 zhovtnya 2015 Utrobin V P 1996 Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J Astronomy and Astrophysics 306 5940 219 231 Bibcode 1996A amp A 306 219U Nomoto K Suzuki T Shigeyama T Kumagai S Yamaoka H Saio H 1993 A type IIb model for supernova 1993J Nature 364 6437 507 Bibcode 1993Natur 364 507N doi 10 1038 364507a0 Chevalier R A Soderberg A M 2010 Type IIb Supernovae with Compact and Extended Progenitors The Astrophysical Journal 711 L40 arXiv 0911 3408 Bibcode 2010ApJ 711L 40C doi 10 1088 2041 8205 711 1 L40 Krause O Birkmann S Usuda T Hattori T Goto M Rieke G Misselt K 2008 The Cassiopeia A supernova was of type IIb Science 320 5880 1195 1197 arXiv 0805 4557 Bibcode 2008Sci 320 1195K doi 10 1126 science 1155788 PMID 18511684 Nomoto K I Tanaka M Tominaga N Maeda K 2010 Hypernovae gamma ray bursts and first stars New Astronomy Reviews 54 3 6 191 Bibcode 2010NewAR 54 191N doi 10 1016 j newar 2010 09 022 ESO 18 chervnya 2003 Arhiv originalu za 20 lyutogo 2007 Procitovano 30 zhovtnya 2006 Kasen D Woosley S E Heger A 2011 PDF The Astrophysical Journal 734 2 102 arXiv 1101 3336 Bibcode 2011ApJ 734 102K doi 10 1088 0004 637X 734 2 102 Arhiv originalu pdf za 4 veresnya 2012 Procitovano 8 zhovtnya 2015

Дата публікації:
Топ