الفلك

ما هو آخر تفاعل نووي في نظام ثنائي قبل المستعر الأعظم؟

ما هو آخر تفاعل نووي في نظام ثنائي قبل المستعر الأعظم؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

أدرك أن أنظمة النجوم الثنائية قد تسبب المستعرات الأعظمية من النوع Ia.

لدي سؤال بخصوص انفجار مستعر أعظم في نظام ثنائي. ما هو آخر تفاعل نووي قبل انفجار هائل؟

أفكر بنجمتين مقربتين من 3 أمتار و 6 أمتار.


أعتقد أن ذلك يعتمد على نوع السوبرنوفا.

يتم إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع 1a بواسطة نجم قزم أبيض يدور حول رفيق قريب بدرجة كافية بحيث تنتقل المادة من رفيقها إلى سطح القزم الأبيض.

بافتراض أن نظامك النجمي هو نجم 3M و 6 M ، فإن نجم 6M سيصبح نجمًا قزمًا أبيض أولاً. في نهاية حياته ، كان من الممكن أن يحول الهيدروجين بشدة إلى هيليوم ، والهيليوم إلى كربون عبر دورة C-N-O وعملية ألفا الثلاثية (C-N-O هو المهيمن في النجوم فوق 1.3M سول). كان أعلى تفاعل في عمر التسلسل الرئيسي لهذا النجوم هو تكوين الأكسجين ، لكن الأكسجين عامل مساعد في دورة CNO ، وبالتالي فإن آخر تفاعل محتمل في النجم سيكون تفاعل الهيليوم في شكل ما من أشكال احتراق القشرة في السطح الخارجي. الأساسية (المزيد عن ذلك بعد ذلك).

القزم الأبيض ، أثناء دورانه حول رفيقه ، قد يسحب الهيدروجين من سطح النجم المانح. سيتراكم هذا الهيدروجين بالتساوي على سطح النجم القزم ، مما يؤدي إلى زيادة كتلة القزم ببطء. أيضًا ، سيتم حرق الهيدروجين في شكل هيليوم خلال هذا الوقت مما يؤدي إلى زيادة الكثافة.

إذا أمكن تجميع كتلة كافية ، فإن الكربون الموجود داخل القزم الأبيض يمكن أن يشتعل في رد فعل جامح - مما يؤدي حرفيا إلى تفتيت النجم بأكمله. تنتج هذه المستعرات الأعظمية كل عنصر يصل إلى النيكل (Ni-56).


المستعر الأعظم من النوع Ia (اقرأ & # 8220type one-a & # 8221) هو نوع من المستعرات الأعظمية يحدث في الأنظمة الثنائية (نجمان يدوران حول بعضهما البعض) حيث يكون أحد النجوم قزمًا أبيض. يمكن أن يكون النجم الآخر أي شيء من نجم عملاق إلى قزم أبيض أصغر.

يحدث nova عندما "يسرق" القزم الأبيض ، وهو النواة الكثيفة لنجم كان عاديًا في السابق ، الغاز من نجمه القريب. عندما يتراكم قدر كافٍ من الغاز على سطح القزم الأبيض يؤدي إلى انفجار. & # 8230 يصل مثل هذا النجم إلى نقطة حيث لم يعد بإمكانه إنتاج الطاقة النووية في قلبه.


يرسل الانفجار النووي الحراري نجمًا ناجيًا من مستعر أعظم يندفع عبر مجرة ​​درب التبانة

صورة: ستتمدد المادة التي يقذفها المستعر الأعظم في البداية بسرعة كبيرة ، ولكن بعد ذلك تتباطأ تدريجيًا ، وتشكل فقاعة عملاقة معقدة من الغاز الساخن المتوهج. في نهاية المطاف ، بقايا متفحمة من. عرض المزيد

الائتمان: هذه الصورة مجانية للاستخدام إذا تم استخدامها في اتصال مباشر مع هذه القصة ولكن يجب أن تكون حقوق الطبع والنشر والصورة من جامعة وارويك / مارك غارليك

أفادت دراسة جديدة من جامعة وارويك ، أن نجمًا قزمًا أبيض متفجرًا أطلق نفسه خارج مداره بنجم آخر في "مستعر أعظم جزئي" وهو الآن يندفع عبر مجرتنا.

إنه يفتح الباب أمام إمكانية انتقال العديد من الناجين من المستعرات الأعظمية غير المكتشفة عبر مجرة ​​درب التبانة ، بالإضافة إلى أنواع أخرى من المستعرات الأعظمية التي تحدث في مجرات أخرى لم يسبق لعلماء الفلك رؤيتها من قبل.

ذكرت اليوم (15 يوليو) في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية حلل البحث ، الممول من قبل Leverhulme Trust ومجلس منشآت العلوم والتكنولوجيا (STFC) ، قزمًا أبيض وجد سابقًا أنه يحتوي على تركيبة غير عادية في الغلاف الجوي. يكشف أن النجم كان على الأرجح نجمًا ثنائيًا نجا من انفجار المستعر الأعظم ، والذي أرسله ورفيقه يطيران عبر درب التبانة في اتجاهين متعاكسين.

الأقزام البيضاء هي النوى المتبقية للعمالقة الحمراء بعد موت هذه النجوم الضخمة وتسبب في برودة طبقاتها الخارجية على مدار مليارات السنين. تحتوي غالبية الأقزام البيضاء على أغلفة جوية مكونة بالكامل تقريبًا من الهيدروجين أو الهيليوم ، مع وجود أدلة عرضية على الكربون أو الأكسجين الذي يتم تجريفه من قلب النجم.

يبدو أن هذا النجم ، المسمى SDSS J1240 + 6710 واكتُشف في عام 2015 ، لا يحتوي على هيدروجين ولا هيليوم ، ويتألف بدلاً من مزيج غير عادي من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم والسيليكون. باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، حدد العلماء أيضًا الكربون والصوديوم والألمنيوم في الغلاف الجوي للنجم ، وكلها تنتج في التفاعلات النووية الحرارية الأولى للمستعر الأعظم.

ومع ذلك ، هناك غياب واضح لما يعرف باسم "مجموعة الحديد" من العناصر ، والحديد والنيكل والكروم والمنغنيز. عادة ما يتم طهي هذه العناصر الأثقل من العناصر الأخف ، وتشكل السمات المحددة للمستعرات العظمى النووية الحرارية. يشير عدم وجود عناصر مجموعة الحديد في SDSSJ1240 + 6710 إلى أن النجم مر فقط بمستعر أعظم جزئي قبل أن يتلاشى الاحتراق النووي.

تمكن العلماء من قياس سرعة القزم الأبيض ووجدوا أنه يسافر بسرعة 900 ألف كيلومتر في الساعة. كما أن كتلته منخفضة بشكل خاص للقزم الأبيض - فقط 40٪ من كتلة شمسنا - وهو ما يتوافق مع فقدان الكتلة من مستعر أعظم جزئي.

قال المؤلف الرئيسي البروفيسور بوريس جينسيك من قسم الفيزياء في جامعة وارويك: "هذا النجم فريد من نوعه لأنه يحتوي على جميع الميزات الرئيسية للقزم الأبيض ولكنه يتمتع بهذه السرعة العالية والوفرة غير العادية التي لا معنى لها عند دمجها مع القزم الأبيض. كتلته المنخفضة.

"إنه يحتوي على تركيبة كيميائية هي بصمة الاحتراق النووي ، وكتلة منخفضة وسرعة عالية جدًا: كل هذه الحقائق تشير إلى أنه يجب أن يكون قد أتى من نوع من النظام الثنائي القريب ويجب أن يكون قد خضع لاشتعال نووي حراري. نوع من المستعرات الأعظمية ، لكنه من النوع الذي لم نشهده من قبل ".

افترض العلماء أن المستعر الأعظم قد عطل مدار القزم الأبيض بنجم شريكه عندما أطلق فجأة نسبة كبيرة من كتلته. كان من الممكن أن ينطلق كلا النجمين في اتجاهين متعاكسين بسرعاتهما المدارية في نوع من مناورة المقلاع. هذا من شأنه أن يفسر السرعة العالية للنجم.

يضيف البروفيسور جينسيك: "إذا كان ثنائيًا ضيقًا وخضع لاشتعال نووي حراري ، مما أدى إلى إخراج الكثير من كتلته ، فلديك الظروف اللازمة لإنتاج قزم أبيض منخفض الكتلة وجعله يطير بعيدًا بسرعة مدارية."

أفضل المستعرات الحرارية النووية المدروسة هي "النوع Ia" ، والتي أدت إلى اكتشاف الطاقة المظلمة ، وتستخدم الآن بشكل روتيني لرسم خريطة بنية الكون. ولكن هناك أدلة متزايدة على أن المستعرات الأعظمية النووية الحرارية يمكن أن تحدث في ظل ظروف مختلفة جدًا.

قد يكون SDSSJ1240 + 6710 الناجي من نوع من المستعر الأعظم لم يتم "اكتشافه متلبسًا" بعد. بدون النيكل المشع الذي يعمل على تشغيل الشفق اللاحق طويل الأمد للمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، فإن الانفجار الذي أرسل SDSS1240 + 6710 يندفع عبر مجرتنا سيكون بمثابة وميض قصير من الضوء كان من الصعب اكتشافه.

يضيف البروفيسور جينسيك: "إن دراسة المستعرات الأعظمية النووية الحرارية هي مجال ضخم وهناك قدر هائل من جهود الرصد للعثور على المستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى. تكمن الصعوبة في رؤية النجم عندما ينفجر ولكن من الصعب جدًا معرفة خصائص قبل أن تنفجر.

"نكتشف الآن أن هناك أنواعًا مختلفة من الأقزام البيضاء التي نجت من المستعرات الأعظمية في ظل ظروف مختلفة وباستخدام التراكيب والكتل والسرعات التي تمتلكها ، يمكننا معرفة نوع المستعر الأعظم الذي مروا به. من الواضح أن هناك حديقة حيوانات كاملة هناك. ستساعدنا دراسة الناجين من المستعرات الأعظمية في مجرتنا درب التبانة على فهم أعداد لا تعد ولا تحصى من المستعرات الأعظمية التي نراها تنفجر في مجرات أخرى ".

الأستاذ S.O. قال كبلر من جامعة فيدرال دو ريو غراندي دو سول بالبرازيل ، والذي اكتشف هذا النجم في الأصل: "إن حقيقة أن مثل هذا القزم الأبيض منخفض الكتلة قد تعرض لحرق الكربون هي شهادة على تأثيرات تفاعل التطور الثنائي وتأثيره على التطور الكيميائي للكون ".

قال الدكتور روبرتو رادي من Universitat Polit & # 232cnica de Catalunya بإسبانيا ، والذي أجرى التحليل الحركي: "مرة أخرى ، ساعد التآزر بين قياس Gaia الفلكي الدقيق للغاية والتحليل الطيفي في تقييد الخصائص المدهشة لقزم أبيض فريد ، والذي ربما تشكلت في سوبر نوفا نووي حراري وتم قذفها بسرعة عالية نتيجة للانفجار. "

* تلقى البحث تمويلًا ودعمًا من مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا (STFC) ، وهو جزء من المملكة المتحدة للبحوث والابتكار.

* "SDSS J124043.01 + 671034.68: البقايا المحترقة جزئيًا لقزم أبيض منخفض الكتلة خضع للاشتعال النووي الحراري؟" تم نشره في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، DOI: 10.1093 / mnras / staa1761

انطباع الفنان متاح على الرابط أدناه. هذه الصورة مجانية للاستخدام إذا تم استخدامها في اتصال مباشر مع هذه القصة ولكن يجب أن تكون حقوق الطبع والنشر والصورة من جامعة وارويك / مارك غارليك:

التسمية التوضيحية: المادة التي يخرجها المستعر الأعظم ستتمدد في البداية بسرعة كبيرة ، لكنها تتباطأ تدريجيًا ، وتشكل فقاعة عملاقة معقدة من الغاز الساخن المتوهج. في النهاية ، ستتجاوز البقايا المتفحمة للقزم الأبيض الذي انفجر هذه الطبقات الغازية ، وتسرع في رحلتها عبر المجرة. الائتمان: جامعة وارويك / مارك غارليك

للمقابلات الشخصية أو نسخة من الورقة الاتصال:

توم فرو ، كبير مديري الصحافة والعلاقات الإعلامية ، جامعة وارويك:

مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا (STFC) هو جزء من المملكة المتحدة للبحوث والابتكار - هيئة المملكة المتحدة التي تعمل بالشراكة مع الجامعات والمؤسسات البحثية والشركات والجمعيات الخيرية والحكومة لخلق أفضل بيئة ممكنة للبحث والابتكار. لمزيد من المعلومات ، يرجى زيارة موقع البحث والابتكار في المملكة المتحدة.

تمول STFC وتدعم الأبحاث في مجال الجسيمات والفيزياء النووية ، وعلم الفلك ، وأبحاث الجاذبية والفيزياء الفلكية ، وعلوم الفضاء ، كما تدير شبكة من خمسة مختبرات وطنية ، بما في ذلك مختبر رذرفورد أبليتون ومختبر دارسبري ، بالإضافة إلى دعم أبحاث المملكة المتحدة في عدد من المعامل. من مرافق البحث الدولية بما في ذلك CERN و FERMILAB وتلسكوبات ESO في تشيلي وغيرها الكثير. قم بزيارة https: / / stfc. أوكري. org / لمزيد من المعلومات. تضمين التغريدة

حول Leverhulme Trust

تم إنشاء صندوق Leverhulme Trust بواسطة وصية William Hesketh Lever ، مؤسس شركة Lever Brothers. منذ عام 1925 ، قدم الصندوق منحًا ومنحًا دراسية للبحث والتعليم. اليوم ، هي واحدة من أكبر مزودي تمويل الأبحاث في جميع الموضوعات في المملكة المتحدة ، وتوزع حاليًا 100 مليون جنيه إسترليني كل عام. لمزيد من المعلومات حول Trust ، يرجى زيارة http: // www. ليفرولمي. أ. uk ومتابعة Trust على TwitterLeverhulmeTrust

تنصل: AAAS و EurekAlert! ليست مسؤولة عن دقة النشرات الإخبارية المرسلة على EurekAlert! من خلال المؤسسات المساهمة أو لاستخدام أي معلومات من خلال نظام EurekAlert.


انفجار نووي يرسل نجمًا يندفع عبر المجرة

المستعر الأعظم هو انفجار قوي يحدث عندما تصل بعض النجوم إلى نهاية حياتها في هذه الحالة ، لم يكن الانفجار كافياً لتدميره.

بدلاً من ذلك ، أرسل النجم يندفع عبر الفضاء بسرعة 900000 كم / ساعة.

يعتقد علماء الفلك أن الجسم ، المعروف باسم القزم الأبيض ، كان يدور في الأصل حول نجم آخر ، والذي كان من الممكن أن يتم إرساله طائرًا في الاتجاه المعاكس.

عندما يدور نجمان حول بعضهما البعض هكذا ، يتم وصفهما بـ & quot؛ ثنائي & quot. ومع ذلك ، اكتشف علماء الفلك نجمًا واحدًا فقط.

الجسم ، المعروف باسم SDSS J1240 + 6710 ، وجد سابقًا أنه يحتوي على تركيبة غير عادية في الغلاف الجوي.

اكتشف في عام 2015 ، ويبدو أنه لا يحتوي على الهيدروجين ولا الهيليوم (اللذين يوجدان عادة) ، ويبدو أنه يتكون بدلاً من مزيج غير عادي من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم والسيليكون.

الآن ، باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، حدد فريق دولي أيضًا الكربون والصوديوم والألمنيوم في الغلاف الجوي للنجم # x27s ، وكلها تنتج في التفاعلات النووية الحرارية الأولى لمستعر أعظم.

ولكن هناك أيضًا غياب واضح لما يعرف بمجموعة & quotiron & quot للعناصر والحديد والنيكل والكروم والمنغنيز.

عادة ما يتم طهي هذه العناصر الأثقل من العناصر الأخف ، وتشكل السمات المميزة للمستعرات النووية الحرارية.

يشير نقص عناصر مجموعة الحديد في SDSSJ1240 + 6710 إلى أن النجم خضع فقط لمستعر أعظم جزئي قبل أن يتلاشى الاحتراق النووي.

قال المؤلف الرئيسي البروفيسور بوريس جينسيك ، من قسم الفيزياء في جامعة وارويك بالمملكة المتحدة: "هذا النجم فريد من نوعه لأنه يحتوي على جميع السمات الرئيسية للقزم الأبيض ولكنه يتمتع بهذه السرعة العالية والوفرة غير العادية التي لا معنى لها. عندما يقترن بكتلته المنخفضة.

& quotIt يحتوي على تركيبة كيميائية هي بصمة الاحتراق النووي ، وكتلة منخفضة وسرعة عالية جدًا ، كل هذه الحقائق تشير إلى أنه يجب أن يكون قد أتى من نوع من النظام الثنائي القريب ويجب أن يكون قد خضع لاشتعال نووي حراري. كان من الممكن أن يكون نوعًا من المستعرات الأعظمية ، ولكن من النوع الذي لم نشهده من قبل & # x27t. & quot

يمكن حساب السرعة العالية إذا تم نقل كلا النجمين في الثنائي في اتجاهين متعاكسين بسرعاتهما المدارية في نوع من مناورة المقلاع بعد الانفجار.

تمكن العلماء أيضًا من قياس كتلة النجم & # x27s ، وهي منخفضة بشكل خاص بالنسبة للقزم الأبيض - فقط 40٪ من كتلة شمسنا - وهو ما يتوافق مع مستعر أعظم جزئي لم يدمر النجم تمامًا.

تختلف طبيعة الاحتراق النووي الذي يحدث في المستعر الأعظم عن التفاعلات التي تطلق الطاقة في محطات الطاقة النووية أو معظم الأسلحة النووية. تعتمد معظم استخدامات الطاقة النووية على الأرض على الانشطار - الذي يقسم العناصر الثقيلة إلى عناصر أخف - بدلاً من الاندماج الذي يحدث في النجم.

تتشابه عملية التطور خلال المستعر الأعظم النووي الحراري إلى حد بعيد مع ما نحاول تحقيقه على الأرض في محطات الطاقة المستقبلية: الاندماج النووي للعناصر الأخف وزناً في العناصر الأثقل ، والذي يطلق كميات هائلة من الطاقة ، كما قال البروفيسور جانسيك لبي بي سي نيوز

& quot في مفاعل الاندماج ، نستخدم أخف عنصر ، الهيدروجين (بشكل أكثر تحديدًا ، نكهات مختلفة ، أو نظائره). في مستعر أعظم نووي حراري ، تصبح الكثافة ودرجة الحرارة في النجم عالية جدًا بحيث يشتعل اندماج العناصر الأثقل ، بدءًا من الكربون والأكسجين مثل & # x27fuel & # x27 ، ودمج العناصر الأثقل والأثقل. & quot

تصنف المستعرات الأعظمية النووية الحرارية الأفضل دراسة على أنها النوع الأول أ. ساعدت هذه في اكتشاف الطاقة المظلمة ، وتستخدم الآن بشكل روتيني لرسم خريطة بنية الكون. ولكن هناك أدلة متزايدة على أن السوبرنوفا النووية الحرارية يمكن أن تحدث في ظل ظروف مختلفة جدًا.

قد يكون SDSSJ1240 + 6710 هو الناجي من نوع من المستعر الأعظم الذي لم يلاحظ بعد & # x27t أثناء حدوثه & # x27s.

بدون النيكل المشع الذي يغذي التوهج طويل الأمد للمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، كان الانفجار الذي أرسل القزم الأبيض مسيرته عبر مجرتنا بمثابة وميض قصير من الضوء كان من الصعب اكتشافه.


ما هو آخر تفاعل نووي في نظام ثنائي قبل المستعر الأعظم؟ - الفلك

ما هي المدة التي تستغرقها مرحلة المستعر الأعظم للنجم؟ ما هي مدة ذروة لمعان المستعر الأعظم؟ ساعات ، أيام ، أسابيع؟ إذا كان المستعر الأعظم قريبًا وساطعًا بدرجة كافية بحيث يمكن رؤيته خلال النهار على الأرض ، فكم من الوقت قبل أن يكون غير مرئي في النهار؟

يحدث انفجار مستعر أعظم في نجم في فترة زمنية قصيرة جدًا تبلغ حوالي 100 ثانية. عندما يتعرض نجم لانفجار مستعر أعظم ، فإنه يموت مخلفًا وراءه بقايا: إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

تحديث نوفمبر 2002 بواسطة كارين: يوجد أدناه شكل يوضح منحنيات الضوء النموذجية لنوعين رئيسيين من المستعر الأعظم. منحنى الضوء هو رسم بياني لمدى سطوع المستعر الأعظم بمرور الوقت. كما ترى من الرسم التخطيطي ، تعتمد إجابة سؤالك على نوع المستعر الأعظم الذي تسأل عنه. المستعرات الأعظمية من النوع الأول ، (التي يُعتقد أنها ناتجة عن سقوط المادة على قزم أبيض في نظام ثنائي) ، عادةً ما تكون أكثر إشراقًا ، ولكنها تسقط بسرعة أكبر ، مع ذروة سطوع لا تدوم سوى بضع ساعات إلى أيام. المستعرات الأعظمية من النوع الثاني (التي يُعتقد أنها نتيجة لانهيار قلب نجم ضخم) لها سطوع هضبة بشكل عام قبل أن تخفت بشكل أبطأ. يمكن أن تستمر ذروة سطوعها لعدة أشهر.

يُظهر المحور الرأسي في الشكل الحجم المطلق للمستعر الأعظم. الحجم هو وحدة سطوع شائعة الاستخدام من قبل علماء الفلك. يمكنك قراءة شرح هنا إذا كنت لا تعرف عنها بالفعل. يوضح مقدار القوة المطلقة مدى سطوع المستعر الأعظم على مسافة 10 فرسخ فلكي (الفرسخ هو وحدة فلكيين أخرى ، 1 فرسخ = 3.26 سنة ضوئية). لرؤية كائن ما في أثناء النهار ، يجب أن يكون له حجم مناسب أقل من (الحجم الأصغر يعني جسمًا أكثر إشراقًا!) حوالي -4 (يمكنك رؤية كوكب الزهرة أثناء النهار في ألمعها وهو حوالي -4.4) ، لذا فإلى متى سيكون المستعر الأعظم مرئيًا خلال النهار ويعتمد على مدى سطوعه في ذروته ، والذي يعتمد على حجمه المطلق ومدى بعده. يُقدر أن المستعر الأعظم من النوع الثاني الذي أنشأ سديم السرطان بلغ ذروة سطوعه -6 درجات وكان مرئيًا خلال النهار لمدة 23 يومًا (عام 1054)! إنه يقع على بعد حوالي 6500 سنة ضوئية (أو 3000 فرسخ فلكي) لذا كان الحجم المطلق حوالي -17 (تذكر أن منحنيات الضوء في الشكل "نموذجية" ، لكن ليست كل المستعرات الأعظمية متماثلة تمامًا)

آمل أن يعطيك هذا فكرة عن إجابة أسئلتك.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

جاغاديب دي بانديان

Jagadheep بنى مستقبل جديد لتلسكوب Arecibo الراديوي يعمل بين 6 و 8 جيجا هرتز يدرس 6.7 جيجاهرتز ميثانول في مجرتنا. تحدث هذه الموجات في المواقع التي تولد فيها النجوم الضخمة. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل في يناير 2007 وكان زميلًا لما بعد الدكتوراه في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في ألمانيا. بعد ذلك ، عمل في معهد علم الفلك بجامعة هاواي كزميل لما بعد الدكتوراة في ما بعد المليمتر.جاغاديب هو حاليا في المعهد الهندي لعلوم وتكنولوجيا الفضاء.


محتويات

بالمقارنة مع تاريخ النجم بأكمله ، فإن المظهر المرئي للمستعر الأعظم قصير جدًا ، وربما يمتد لعدة أشهر ، لذا فإن فرص ملاحظة المرء بالعين المجردة تكون تقريبًا مرة واحدة في العمر. فقط جزء صغير من 100 مليار نجم في مجرة ​​نموذجية لديها القدرة على أن تصبح مستعرًا أعظم ، مقيدًا إما بالنجوم ذات الكتلة الكبيرة أو الأنواع النادرة للغاية من النجوم الثنائية التي تحتوي على أقزام بيضاء. [1]

كان من الممكن مشاهدة وتسجيل أقرب مستعر أعظم ممكن ، والمعروف باسم HB9 ، بواسطة مراقبون هنود غير معروفين في 4500 ± 1000 قبل الميلاد. [2] لاحقًا ، شاهد علماء الفلك الصينيون SN 185 في عام 185 م. كان ألمع المستعر الأعظم المسجل هو SN 1006 ، والذي حدث في عام 1006 بعد الميلاد في كوكبة الذئبة ، وقد وصفه المراقبون في الصين واليابان والعراق ومصر وأوروبا. [3] [4] [5] نجم السوبر نوفا SN 1054 الذي لوحظ على نطاق واسع سديم السرطان. المستعران الأعظمان SN 1572 و SN 1604 ، أحدث ما تم ملاحظته بالعين المجردة في مجرة ​​درب التبانة ، كان لهما تأثيرات ملحوظة على تطور علم الفلك في أوروبا لأنه تم استخدامهما لمعارضة الفكرة الأرسطية القائلة بأن الكون وراء القمر والكواكب كان ثابتًا ولا يتغير. [6] بدأ يوهانس كيبلر مراقبة SN 1604 في ذروته في 17 أكتوبر 1604 ، واستمر في عمل تقديرات لسطوعه حتى تلاشى من الرؤية بالعين المجردة بعد عام. [7] كان هذا هو ثاني مستعر أعظم يتم ملاحظته خلال جيل (بعد SN 1572 الذي شاهده تايكو براهي في كاسيوبيا). [8]

هناك بعض الأدلة على أن أصغر مستعر أعظم مجري ، G1.9 + 0.3 ، حدث في أواخر القرن التاسع عشر ، مؤخرًا بشكل أكبر من كاسيوبيا A من حوالي عام 1680. [9] لم يتم ملاحظة أي من المستعرات الأعظمية في ذلك الوقت. في حالة G1.9 + 0.3 ، كان من الممكن أن يؤدي الانقراض الكبير على طول مستوى المجرة إلى تعتيم الحدث بدرجة كافية حتى لا يلاحظه أحد. إن وضع Cassiopeia A أقل وضوحًا. تم الكشف عن صدى ضوء الأشعة تحت الحمراء مما يدل على أنه كان من النوع IIb المستعر الأعظم ولم يكن في منطقة الانقراض بشكل خاص. [10]

أصبحت مراقبة واكتشاف المستعرات الأعظمية خارج المجرة أكثر شيوعًا الآن. كانت أول ملاحظة من هذا القبيل لـ SN 1885A في مجرة ​​المرأة المسلسلة. اليوم ، يجد علماء الفلك الهواة والمحترفون عدة مئات كل عام ، بعضها عندما يقترب من أقصى سطوع ، والبعض الآخر على صور أو لوحات فلكية قديمة. طور عالما الفلك الأمريكيان رودولف مينكوفسكي وفريتز زويكي مخطط تصنيف المستعر الأعظم الحديث بداية من عام 1941. [11] خلال الستينيات ، وجد علماء الفلك أن أقصى شدة للمستعرات العظمى يمكن استخدامها كشموع قياسية ، وبالتالي مؤشرات للمسافات الفلكية. [12] بعض من أبعد المستعرات الأعظمية التي لوحظت في عام 2003 بدت أكثر قتامة مما كان متوقعًا. هذا يدعم الرأي القائل بأن تمدد الكون يتسارع. [13] تم تطوير تقنيات لإعادة بناء أحداث المستعرات الأعظمية التي لم يتم رصدها مكتوبة. تم تحديد تاريخ حدث المستعر الأعظم ذو الكرسي A من صدى الضوء من السدم ، [14] بينما تم تقدير عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة [15] وانبعاثات أشعة غاما من الانحلال الإشعاعي للتيتانيوم -44. [16]

كان المستعر الأعظم الأكثر سطوعًا الذي تم تسجيله على الإطلاق هو ASASSN-15lh ، على مسافة 3.82 جيجا بايت - سنة. تم اكتشافه لأول مرة في يونيو 2015 وبلغ ذروته عند 570 مليار لتر ، وهو ضعف السطوع البوليومتري لأي مستعر أعظم آخر معروف. [18] ومع ذلك ، لا تزال طبيعة هذا المستعر الأعظم موضع نقاش وتم اقتراح العديد من التفسيرات البديلة ، على سبيل المثال المد والجزر من نجم عن طريق ثقب أسود. [19]

من بين أقدم ما تم اكتشافه منذ وقت التفجير ، والذي تم الحصول على الأطياف الأولى له (بدءًا من 6 ساعات بعد الانفجار الفعلي) ، النوع II SN 2013fs (iPTF13dqy) الذي تم تسجيله بعد 3 ساعات من حدث المستعر الأعظم في 6 أكتوبر. 2013 من قبل Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). يقع النجم في مجرة ​​حلزونية تسمى NGC 7610 ، على بعد 160 مليون سنة ضوئية في كوكبة بيغاسوس. [20] [21]

في 20 سبتمبر 2016 ، كان الفلكي الهاوي فيكتور بوسو من روساريو ، الأرجنتين يختبر تلسكوبه. [22] [23] عند التقاط عدة صور للمجرة NGC 613 ، صادف بوسو مستعر أعظم أصبح مرئيًا للتو على الأرض. بعد فحص الصور ، اتصل بمعهد الفضاء الفلكي في لا بلاتا. "كانت هذه هي المرة الأولى التي يلتقط فيها أي شخص اللحظات الأولى من" اندلاع الصدمة "من مستعر أعظم بصري ، لحظة غير مرتبطة بأشعة غاما أو انفجار أشعة سينية." [22] قدرت احتمالات التقاط مثل هذا الحدث ما بين واحد من كل عشرة ملايين إلى واحد من كل مائة مليون ، وفقًا لعالم الفلك ميلينا بيرستن من معهد أستروفيسيكا. كان المستعر الأعظم الذي لاحظه بوسو من النوع IIb صنعه نجم كتلته عشرين ضعف كتلة الشمس. [22] لاحظ عالم الفلك أليكس فيليبينكو ، من جامعة كاليفورنيا ، أن علماء الفلك المحترفين كانوا يبحثون عن مثل هذا الحدث لفترة طويلة. وقال: "إن رصد النجوم في اللحظات الأولى عندما تبدأ في الانفجار يوفر معلومات لا يمكن الحصول عليها بشكل مباشر بأي طريقة أخرى". [22]

تم تنفيذ العمل المبكر على ما كان يعتقد في الأصل أنه مجرد فئة جديدة من المستعرات خلال عشرينيات القرن الماضي. كانت هذه تسمى بشكل مختلف "نوفي الطبقة العليا" ، "Hauptnovae" ، أو "المستعرات العملاقة". [24] يُعتقد أن اسم "المستعر الأعظم" قد صاغه والتر بادي وفريتز زويكي في محاضرات في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا خلال عام 1931. وقد تم استخدامه ، باسم "المستعر الأعظم" ، في ورقة بحثية نشرها كنوت لوندمارك في عام 1933 ، [ 25] وفي ورقة عام 1934 بقلم بادي وزويكي. [26] بحلول عام 1938 ، فقدت الواصلة وكان الاسم الحديث قيد الاستخدام. [27] نظرًا لأن المستعرات الأعظمية هي أحداث نادرة نسبيًا داخل المجرة ، وتحدث حوالي ثلاث مرات كل قرن في مجرة ​​درب التبانة ، [28] يتطلب الحصول على عينة جيدة من المستعرات الأعظمية لدراستها رصدًا منتظمًا للعديد من المجرات.

لا يمكن التنبؤ بالمستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى بأي دقة ذات مغزى. عادة ، عندما يتم اكتشافها ، فهي بالفعل قيد التقدم. [29] لاستخدام المستعرات الأعظمية كشموع قياسية لقياس المسافة ، يلزم مراقبة ذروة لمعانها. لذلك من المهم اكتشافها جيدًا قبل أن تصل إلى الحد الأقصى. لعب علماء الفلك الهواة ، الذين يفوق عددهم عددًا كبيرًا من علماء الفلك المحترفين ، دورًا مهمًا في العثور على المستعرات الأعظمية ، عادةً من خلال النظر إلى بعض المجرات الأقرب من خلال تلسكوب بصري ومقارنتها بالصور السابقة. [30]

قرب نهاية القرن العشرين ، لجأ علماء الفلك بشكل متزايد إلى التلسكوبات التي يتحكم فيها الكمبيوتر وأجهزة التحكم عن بعد للصيد المستعرات الأعظمية. في حين أن هذه الأنظمة تحظى بشعبية لدى الهواة ، إلا أن هناك أيضًا تركيبات احترافية مثل تلسكوب كاتزمان للتصوير الآلي. [31] مشروع نظام الإنذار المبكر للمستعرات الأعظمية (SNEWS) يستخدم شبكة من أجهزة الكشف عن النيوترينو لإعطاء إنذار مبكر للمستعر الأعظم في مجرة ​​درب التبانة. [32] [33] النيوترينوات هي جسيمات يتم إنتاجها بكميات كبيرة بواسطة مستعر أعظم ، ولا يتم امتصاصها بشكل كبير بواسطة الغاز بين النجمي وغبار القرص المجري. [34]

تنقسم عمليات البحث عن السوبرنوفا إلى فئتين: تلك التي تركز على الأحداث القريبة نسبيًا وتلك التي تبحث عن بُعد. بسبب توسع الكون ، يمكن تقدير المسافة إلى جسم بعيد له طيف انبعاث معروف عن طريق قياس انزياح دوبلر (أو انزياح أحمر) في المتوسط ​​، تنحسر الأجسام الأبعد بسرعة أكبر من تلك القريبة ، وبالتالي يكون لديك انزياح أحمر أعلى. وبالتالي ينقسم البحث بين انزياح أحمر مرتفع وانزياح أحمر منخفض ، مع انخفاض الحد حول نطاق انزياح أحمر من ض= 0.1–0.3 [35] —أين ض هو مقياس بلا أبعاد لتغير تردد الطيف.

عادةً ما تتضمن عمليات البحث عن الانزياح الأحمر الكبير عن المستعرات الأعظمية مراقبة منحنيات ضوء المستعر الأعظم. هذه مفيدة للشموع القياسية أو المعايرة لإنشاء مخططات هابل وإجراء تنبؤات كونية. يعتبر التحليل الطيفي للمستعرات الأعظمية ، المستخدم لدراسة فيزياء وبيئات المستعرات الأعظمية ، عمليًا بدرجة أكبر في حالة الانزياح الأحمر المنخفض. [36] [37] ترسي ملاحظات الانزياح الأحمر المنخفض أيضًا نهاية المسافة المنخفضة لمنحنى هابل ، وهو مخطط للمسافة مقابل الانزياح الأحمر للمجرات المرئية. [38] [39]

تم الإبلاغ عن اكتشافات المستعرات الأعظمية إلى المكتب المركزي للبرقيات الفلكية التابع للاتحاد الفلكي الدولي ، والذي يرسل دائريًا بالاسم الذي يخصصه لذلك المستعر الأعظم. الاسم مكون من البادئة SN، تليها سنة الاكتشاف ، مُلحقًا بتسمية مكونة من حرف أو حرفين. تم تحديد أول 26 مستعرًا أعظميًا في العام بحرف كبير من أ ل ض. بعد ذلك يتم استخدام أزواج من الأحرف الصغيرة: أأ, أب، وما إلى ذلك وهلم جرا. ومن ثم ، على سبيل المثال ، SN 2003C يشير إلى المستعر الأعظم الثالث الذي تم الإبلاغ عنه في عام 2003. [40] آخر مستعر أعظم لعام 2005 ، SN 2005nc ، كان 367 (14 × 26 + 3 = 367). تعمل اللاحقة "nc" كترميز حيوي base-26 ، مع أ = 1, ب = 2, ج = 3, . ض = 26. منذ عام 2000 ، اكتشف علماء الفلك المحترفون والهواة عدة مئات من المستعرات الأعظمية كل عام (572 في عام 2007 ، و 261 في عام 2008 ، و 390 في عام 2009 ، و 231 في عام 2013). [41] [42]

تُعرف المستعرات الأعظمية التاريخية ببساطة بحلول العام الذي حدثت فيه: SN 185 ، SN 1006 ، SN 1054 ، SN 1572 (تسمى نوفا تايكو) و SN 1604 (نجمة كبلر). منذ عام 1885 ، تم استخدام تدوين الحروف الإضافي ، حتى لو كان هناك مستعر أعظم واحد تم اكتشافه في ذلك العام (على سبيل المثال SN 1885A ، SN 1907A ، إلخ) - حدث هذا آخر مرة مع SN 1947A. SN، لـ SuperNova ، هي بادئة قياسية. حتى عام 1987 ، نادراً ما كانت هناك حاجة للتعيينات المكونة من حرفين منذ عام 1988 ، ومع ذلك ، فقد كانت هناك حاجة إليها كل عام. منذ عام 2016 ، أدى العدد المتزايد من الاكتشافات بانتظام إلى الاستخدام الإضافي للتعيينات المكونة من ثلاثة أرقام. [43]

يصنف علماء الفلك المستعرات الأعظمية وفقًا لمنحنيات الضوء وخطوط الامتصاص لعناصر كيميائية مختلفة تظهر في أطيافها. إذا كان طيف المستعر الأعظم يحتوي على خطوط من الهيدروجين (المعروفة باسم سلسلة Balmer في الجزء المرئي من الطيف) يتم تصنيفها النوع الثاني وإلا فهو كذلك النوع I. يوجد في كل من هذين النوعين تقسيمات فرعية وفقًا لوجود خطوط من عناصر أخرى أو شكل منحنى الضوء (رسم بياني للحجم الظاهر للمستعر الأعظم كدالة للوقت). [45] [46]

تصنيف المستعرات الأعظمية [45] [46]
النوع I
لا هيدروجين
اكتب Ia
يقدم خطًا من السيليكون المؤين الفردي (Si II) عند 615.0 نانومتر (نانومتر) ، بالقرب من ذروة الضوء
هارب الحراري
اكتب Ib / c
ضعف أو عدم وجود خاصية امتصاص السيليكون
اكتب Ib
يُظهر خط هيليوم غير مؤين (He I) عند 587.6 نانومتر
الانهيار الأساسي
اكتب Ic
الهيليوم ضعيف أو معدوم
النوع الثاني
يظهر الهيدروجين
اكتب II-P / -L / n
طيف النوع الثاني في جميع أنحاء
اكتب II-P / L
لا خطوط ضيقة
اكتب II-P
تصل إلى "هضبة" في منحنى الضوء
اكتب II-L
يعرض انخفاضًا "خطيًا" في منحنى الضوء (خطي في المقدار مقابل الوقت) [47]
اكتب IIn
بعض الخطوط الضيقة
اكتب IIb
يتغير الطيف ليصبح مثل النوع Ib

اكتب أنا تحرير

تنقسم المستعرات الأعظمية من النوع الأول على أساس أطيافها ، حيث يُظهر النوع Ia خط امتصاص قوي للسيليكون المتأين. تصنف المستعرات الأعظمية من النوع الأول بدون هذا الخط القوي على أنها من النوع Ib و Ic ، حيث يُظهر النوع Ib خطوط هيليوم محايدة قوية ويفتقر النوع Ic إليها. جميع منحنيات الضوء متشابهة ، على الرغم من أن النوع Ia يكون عمومًا أكثر سطوعًا عند ذروة السطوع ، إلا أن منحنى الضوء ليس مهمًا لتصنيف المستعرات الأعظمية من النوع الأول.

يُظهر عدد صغير من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ميزات غير عادية ، مثل اللمعان غير القياسي أو منحنيات الضوء الموسعة ، ويتم تصنيفها عادةً بالرجوع إلى أقرب مثال يظهر ميزات متشابهة. على سبيل المثال ، غالبًا ما يشار إلى SN 2008ha شبه المضيء باسم SN 2002cx-like أو الفئة Ia-2002cx.

تُظهر نسبة صغيرة من المستعرات الأعظمية من النوع Ic خطوط انبعاث شديدة الاتساع وممزوجة والتي تؤخذ للإشارة إلى سرعات تمدد عالية جدًا للقذف. تم تصنيفها على أنها من النوع Ic-BL أو Ic-bl. [48]

النوع الثاني تحرير

يمكن أيضًا تقسيم المستعرات الأعظمية من النوع الثاني إلى أقسام فرعية بناءً على أطيافها. في حين أن معظم المستعرات الأعظمية من النوع الثاني تُظهر خطوط انبعاث واسعة جدًا والتي تشير إلى سرعات تمدد تصل إلى عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية ، فإن بعضها ، مثل SN 2005gl ، لها سمات ضيقة نسبيًا في أطيافها. هذه تسمى النوع IIn ، حيث يرمز الحرف "n" إلى "الضيق".

يبدو أن عددًا قليلاً من المستعرات الأعظمية ، مثل SN 1987K [49] و SN 1993J ، تغير الأنواع: فهي تظهر خطوطًا للهيدروجين في أوقات مبكرة ، ولكن خلال فترة من أسابيع إلى شهور ، أصبحت تسيطر عليها خطوط الهيليوم. يستخدم المصطلح "النوع IIb" لوصف مجموعة الميزات المرتبطة عادةً بالنوعين II و Ib. [46]

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ذات الأطياف العادية التي تهيمن عليها خطوط الهيدروجين العريضة التي تبقى طوال فترة الانحدار على أساس منحنيات الضوء الخاصة بها. يُظهر النوع الأكثر شيوعًا "هضبة" مميزة في منحنى الضوء بعد وقت قصير من ذروة السطوع حيث يظل اللمعان البصري ثابتًا نسبيًا لعدة أشهر قبل استئناف الانخفاض. وتسمى هذه الأنواع II-P في إشارة إلى الهضبة. أقل شيوعًا هي المستعرات الأعظمية من النوع II-L التي تفتقر إلى هضبة مميزة. يشير الحرف "L" إلى "الخطي" على الرغم من أن منحنى الضوء ليس في الواقع خطًا مستقيمًا.

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية التي لا تتناسب مع التصنيفات العادية على أنها غريبة ، أو "بيك". [46]

أنواع تحرير الثالث والرابع والخامس

حدد فريتز زويكي أنواعًا إضافية من المستعرات الأعظمية بناءً على عدد قليل جدًا من الأمثلة التي لا تتناسب تمامًا مع معايير النوع الأول أو النوع الثاني من المستعرات الأعظمية. كان SN 1961i في NGC 4303 هو النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة المستعرات الأعظمية من النوع الثالث ، والذي اشتهر بمنحنى الضوء الواسع وخطوط Balmer الهيدروجين العريضة التي كانت بطيئة التطور في الطيف. كان SN 1961f في NGC 3003 هو النموذج الأولي والعضو الوحيد من الفئة الرابعة ، مع منحنى ضوئي مشابه للمستعر الأعظم من النوع II-P ، مع خطوط امتصاص الهيدروجين ولكن خطوط انبعاث الهيدروجين ضعيفة. تمت صياغة الفئة V من أجل SN 1961V في NGC 1058 ، وهو مستعر أعظم خافت غير عادي أو مستعر أعظم مع ارتفاع بطيء في السطوع ، ويستمر كحد أقصى لعدة أشهر ، وطيف انبعاث غير عادي. لوحظ تشابه SN 1961V مع انفجار إيتا كارينا العظيم. [50] تم اقتراح المستعرات الأعظمية في M101 (1909) و M83 (1923 و 1957) على أنها مستعرات عظمى من النوع الرابع أو النوع الخامس. [51]

ستُعامل هذه الأنواع الآن جميعًا على أنها مستعر أعظم غريب من النوع الثاني (IIpec) ، تم اكتشاف العديد من الأمثلة عليها ، على الرغم من أنه لا يزال هناك جدل حول ما إذا كان SN 1961V مستعرًا أعظم حقيقيًا بعد انفجار LBV أو محتال. [47]

رموز نوع السوبرنوفا ، كما هو موضح أعلاه ، هي التصنيف: رقم النوع يصف الضوء المرصود من المستعر الأعظم ، وليس السبب بالضرورة. على سبيل المثال ، يتم إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia عن طريق الاندماج الجامح المشتعل على سلالات قزمة بيضاء متحللة ، بينما يتم إنتاج النوع المشابه طيفيًا Ib / c من أسلاف Wolf-Rayet الضخمة عن طريق الانهيار الأساسي. فيما يلي ملخص لما يُعتقد حاليًا أنه أكثر التفسيرات منطقية للمستعرات الأعظمية.

هروب حراري تحرير

قد يراكم النجم القزم الأبيض ما يكفي من المواد من رفيق نجمي لرفع درجة حرارته الأساسية بما يكفي لإشعال اندماج الكربون ، وعند هذه النقطة يخضع للاندماج النووي الجامح ، مما يؤدي إلى تعطيله تمامًا. هناك ثلاث طرق يُفترض أن يحدث من خلالها هذا الانفجار: التراكم المستقر للمواد من رفيق ، أو اصطدام قزمين أبيضين ، أو التراكم الذي يسبب الاشتعال في القذيفة التي تشعل بعد ذلك اللب. تظل الآلية السائدة التي يتم بواسطتها إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia غير واضحة. [53] على الرغم من عدم اليقين في كيفية إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، فإن المستعرات الأعظمية من النوع Ia لها خصائص موحدة جدًا وهي شموع معيارية مفيدة على مسافات بين المجرات. بعض المعايرات مطلوبة للتعويض عن التغيير التدريجي في الخصائص أو الترددات المختلفة للمستعرات الأعظمية ذات السطوع غير الطبيعي عند الانزياح الأحمر العالي ، وللتغيرات الصغيرة في السطوع التي يحددها شكل منحنى الضوء أو الطيف. [54] [55]

عادي النوع الأول تحرير

هناك العديد من الوسائل التي يمكن من خلالها تكوين مستعر أعظم من هذا النوع ، لكنها تشترك في آلية أساسية مشتركة. إذا قام قزم أبيض من الكربون والأكسجين بتكوين مادة كافية للوصول إلى حد Chandrasekhar البالغ حوالي 1.44 كتلة شمسية (M ) [56] (بالنسبة لنجم غير دوار) ، لن يكون قادرًا على دعم الجزء الأكبر من كتلته من خلال ضغط انحلال الإلكترون [57] [58] وسيبدأ في الانهيار. ومع ذلك ، فإن وجهة النظر الحالية هي أن هذا الحد لا يتم بلوغه عادة لزيادة درجة الحرارة والكثافة داخل اللب مما يؤدي إلى اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد (إلى حوالي 1٪ [59]) قبل بدء الانهيار. [56] بالنسبة للنواة المكونة أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم ، فإن القزم الأبيض المنهار سيشكل عادةً نجمًا نيوترونيًا. في هذه الحالة ، سيتم إخراج جزء صغير فقط من كتلة النجم أثناء الانهيار. [58]

في غضون ثوانٍ قليلة ، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض للانصهار النووي ، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة كافية (1 - 2 × 10 44 J) [60] لفك ارتباط النجم في المستعر الأعظم. [61] تتولد موجة صدمية تتمدد خارجيًا ، حيث تصل المادة إلى سرعات تتراوح ما بين 5000 إلى 20000 كم / ثانية ، أو ما يقرب من 3٪ من سرعة الضوء. هناك أيضًا زيادة ملحوظة في اللمعان ، حيث وصلت إلى الحجم المطلق 19.3 (أو 5 مليارات مرة أكثر سطوعًا من الشمس) ، مع اختلاف بسيط. [62]

نموذج تكوين هذه الفئة من المستعرات الأعظمية هو نظام نجمي ثنائي وثيق. النجم الأكبر هو أول نجم يتطور من التسلسل الرئيسي ، ويتوسع ليشكل عملاقًا أحمر. يتشارك النجمان الآن في غلاف مشترك ، مما يتسبب في تقلص مدارهما المشترك. ثم يتخلص النجم العملاق من معظم غلافه ، ويفقد كتلته حتى لا يعود قادرًا على مواصلة الاندماج النووي. في هذه المرحلة ، يصبح نجمًا قزمًا أبيض ، يتكون أساسًا من الكربون والأكسجين. [63] في النهاية ، يتطور النجم الثانوي أيضًا من التسلسل الرئيسي ليشكل عملاقًا أحمر. تتراكم المادة من العملاق بواسطة القزم الأبيض ، مما يؤدي إلى زيادة الكتلة الأخيرة.على الرغم من القبول الواسع النطاق للنموذج الأساسي ، إلا أن التفاصيل الدقيقة لبدء الحدث الكارثي والعناصر الثقيلة الناتجة عنه لا تزال غير واضحة.

تتبع المستعرات الأعظمية من النوع Ia منحنى ضوئي مميز - الرسم البياني للسطوع كدالة للوقت - بعد الحدث. يتولد هذا اللمعان عن طريق التحلل الإشعاعي للنيكل 56 عبر الكوبالت 56 إلى الحديد 56. [62] ذروة لمعان منحنى الضوء متسقة للغاية عبر المستعرات الأعظمية من النوع Ia العادي ، ولها أقصى قدر مطلق يبلغ حوالي 19.3. هذا لأن المستعرات الأعظمية من النوع Ia تنشأ من نوع ثابت من النجم السلف عن طريق اكتساب الكتلة التدريجي ، وتنفجر عندما تكتسب كتلة نموذجية متسقة ، مما يؤدي إلى نشوء ظروف وسلوك مستعر أعظم متشابه للغاية. وهذا يسمح باستخدامهم كشمعة معيارية ثانوية [64] لقياس المسافة إلى المجرات المضيفة. [65]

تحرير النوع Ia غير القياسي

نموذج آخر لتشكيل المستعرات الأعظمية من النوع Ia يتضمن اندماج نجمين قزمين أبيضين ، مع تجاوز الكتلة المشتركة حد تشاندراسيخار مؤقتًا. [66] هناك الكثير من الاختلاف في هذا النوع من الأحداث ، [67] وفي كثير من الحالات ، قد لا يكون هناك مستعر أعظم على الإطلاق ، وفي هذه الحالة سيكون لديهم منحنى ضوئي أوسع وأقل سطوعًا من النوع SN العادي Ia .

تحدث المستعرات الأعظمية الساطعة من النوع Ia بشكل غير طبيعي عندما يكون للقزم الأبيض بالفعل كتلة أعلى من حد شاندراسيخار ، [68] من المحتمل أن يتعزز بشكل أكبر بسبب عدم التناسق ، [69] ولكن المادة المقذوفة سيكون لها طاقة حركية أقل من الطبيعي.

لا يوجد تصنيف فرعي رسمي للمستعرات الأعظمية من النوع Ia غير القياسي. تم اقتراح أن مجموعة من المستعرات الأعظمية شبه المضيئة التي تحدث عندما يتراكم الهيليوم على قزم أبيض يجب تصنيفها على أنها اكتب Iax. [70] [71] هذا النوع من المستعرات الأعظمية قد لا يدمر دائمًا سلف القزم الأبيض تمامًا ويمكن أن يترك وراءه نجمًا زومبيًا. [72]

نوع واحد محدد من المستعرات الأعظمية من النوع Ia يطور الهيدروجين ، وخطوط انبعاث أخرى ويعطي مظهر خليط بين النوع العادي Ia والنوع I في المستعر الأعظم. ومن الأمثلة SN 2002ic و SN 2005gj. وقد أُطلق على هذه المستعرات الأعظمية اسم اكتب Ia / IIn, اكتب إيان, اكتب IIa و اكتب IIan. [73]

الأساسية الانهيار تحرير

يمكن للنجوم الضخمة جدًا أن تتعرض لانهيار لبها عندما يصبح الاندماج النووي غير قادر على الحفاظ على اللب ضد جاذبيتها ، فإن تجاوز هذه العتبة هو سبب جميع أنواع المستعرات الأعظمية باستثناء النوع Ia. قد يتسبب الانهيار في طرد الطبقات الخارجية للنجم مما يؤدي إلى حدوث مستعر أعظم ، أو قد يكون إطلاق طاقة وضع الجاذبية غير كافٍ وقد ينهار النجم إلى ثقب أسود أو نجم نيوتروني مع القليل من الطاقة المشعة.

يمكن أن يكون سبب الانهيار الأساسي عدة آليات مختلفة: التقاط الإلكترون الذي يتجاوز Chandrasekhar حد عدم الاستقرار الزوجي أو التفكك الضوئي. [74] [75]

  • عندما يطور نجم ضخم نواة حديدية أكبر من كتلة شاندراسيخار فإنه لن يكون قادرًا على دعم نفسه بضغط تنكس الإلكترون وسوف ينهار أكثر إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود.
  • يؤدي التقاط المغنيسيوم للإلكترون في قلب متحلل من O / Ne / Mg إلى انهيار الجاذبية يليه اندماج الأكسجين المتفجر ، مع نتائج مشابهة جدًا.
  • يزيل إنتاج زوج الإلكترون والبوزيترون في قلب كبير بعد احتراق الهيليوم الدعم الديناميكي الحراري ويسبب انهيارًا أوليًا يتبعه اندماج جامح ، مما يؤدي إلى عدم استقرار زوجي مستعر أعظم.
  • قد يولد قلب نجمي كبير وساخن أشعة جاما ذات طاقة كافية لبدء التفكك الضوئي مباشرة ، مما يؤدي إلى انهيار كامل للنواة.

يسرد الجدول أدناه الأسباب المعروفة لانهيار اللب في النجوم الضخمة ، وأنواع النجوم التي تحدث فيها ، ونوع المستعر الأعظم المرتبط بها ، والبقايا المنتجة. الفلزية هي نسبة العناصر غير الهيدروجين أو الهيليوم مقارنة بالشمس. الكتلة الأولية هي كتلة النجم قبل حدث المستعر الأعظم ، معطاة بمضاعفات كتلة الشمس ، على الرغم من أن الكتلة في وقت المستعر الأعظم قد تكون أقل بكثير.

لم يتم سرد المستعرات الأعظمية من النوع IIn في الجدول. يمكن إنتاجها عن طريق أنواع مختلفة من الانهيار الأساسي في النجوم السلفية المختلفة ، وربما حتى عن طريق اشتعال الأقزام الأبيض من النوع Ia ، على الرغم من أنه يبدو أن معظمها سيكون من انهيار قلب الحديد في العمالقة العملاقة المضيئة أو الفائقة العملاقة (بما في ذلك LBVs). تحدث الخطوط الطيفية الضيقة التي سميت من أجلها لأن المستعر الأعظم يتمدد إلى سحابة كثيفة صغيرة من مادة نجمية. [76] يبدو أن نسبة كبيرة من النوع الأول المفترض في المستعرات الأعظمية عبارة عن مستعرات أعظم ، ثورات بركانية ضخمة لنجوم تشبه LBV مشابهة للانفجار العظيم لإيتا كارينا. في هذه الأحداث ، تخلق المادة المقذوفة سابقًا من النجم خطوط امتصاص ضيقة وتسبب موجة صدمة من خلال التفاعل مع المادة المقذوفة حديثًا. [77]

سيناريوهات الانهيار الأساسي حسب الكتلة والمعدنية [74]
سبب الانهيار النجم السلفي الكتلة الأولية التقريبية (الكتل الشمسية) نوع المستعر الأعظم بقية
التقاط الإلكترون في نواة متدهورة O + Ne + Mg 9–10 خافت II-P النجم النيوتروني
انهيار قلب الحديد 10–25 خافت II-P النجم النيوتروني
25-40 ذات معدن منخفض أو شمسي عادي II-P الثقب الأسود بعد ارتداد المواد على نجم نيوتروني أولي
25-40 بمعدنية عالية جدا II-L أو II-b النجم النيوتروني
40-90 ذات نسبة معدنية منخفضة لا أحد الثقب الأسود
≥40 بمعدن شبه شمسي خافت Ib / c ، أو hypernova مع انفجار أشعة جاما (GRB) الثقب الأسود بعد ارتداد المواد على نجم نيوتروني أولي
≥40 بمعدنية عالية جدًا إب / ج النجم النيوتروني
≥90 مع معدنية منخفضة لا شيء ، ممكن GRB الثقب الأسود
إقران عدم الاستقرار 140-250 ذات نسبة معدنية منخفضة II-P ، وأحيانًا hypernova ، ممكن GRB لا بقايا
التفكك الضوئي ≥250 مع معدنية منخفضة لا شيء (أو مستعر أعظم مضيء؟) ثقب أسود هائل

عندما لا يتم دعم النواة النجمية ضد الجاذبية ، فإنها تنهار على نفسها بسرعات تصل إلى 70000 كم / ثانية (0.23)ج) ، [78] مما أدى إلى زيادة سريعة في درجة الحرارة والكثافة. يعتمد ما يلي بعد ذلك على كتلة وبنية النواة المنهارة ، حيث تشكل النوى المنحلة منخفضة الكتلة نجومًا نيوترونية ، وتنهار معظم النوى المتدهورة ذات الكتلة الأعلى تمامًا إلى الثقوب السوداء ، وتخضع النوى غير المتحللة للانصهار الجامح.

يتم تسريع الانهيار الأولي للنوى المتدهورة عن طريق اضمحلال بيتا ، والتفكك الضوئي ، والتقاط الإلكترون ، مما يتسبب في انفجار نيوترينوات الإلكترون. مع زيادة الكثافة ، يتم قطع انبعاث النيوترينو عندما يصبحون محاصرين في القلب. يصل قطر اللب الداخلي في النهاية إلى 30 كم [79] وكثافة مماثلة لتلك الخاصة بالنواة الذرية ، ويحاول ضغط انحلال النيوترونات وقف الانهيار. إذا كانت الكتلة الأساسية أكبر من حوالي 15 م عندئذٍ يكون انحلال النيوترونات غير كافٍ لوقف الانهيار ويتكون الثقب الأسود مباشرة بدون مستعر أعظم.

في النوى ذات الكتلة الأقل ، يتم إيقاف الانهيار وتكون درجة حرارة النواة النيوترونية حديثة التكوين تبلغ حوالي 100 مليار كلفن ، أي 6000 ضعف درجة حرارة نواة الشمس. [80] عند درجة الحرارة هذه ، تتشكل أزواج النيوترينو ومضادات النوترينو بكفاءة من جميع النكهات عن طريق الانبعاث الحراري. هذه النيوترينوات الحرارية أكثر وفرة بعدة مرات من نيوترينوات التقاط الإلكترون. [81] يتم تحويل حوالي 10 46 جول ، أي ما يقرب من 10٪ من كتلة سكون النجم ، إلى اندفاعة من النيوترينوات مدتها عشر ثوانٍ ، وهو الناتج الرئيسي للحدث. [79] [82] يرتد الانهيار الأساسي المتوقف فجأة وينتج موجة صدمة تتوقف خلال أجزاء من الثانية [83] في اللب الخارجي حيث تفقد الطاقة من خلال تفكك العناصر الثقيلة. عملية غير مفهومة بوضوح [تحديث] ضرورية للسماح للطبقات الخارجية للنواة بإعادة امتصاص حوالي 10 44 جول [82] (عدو واحد) من نبضة النيوترينو ، مما ينتج السطوع المرئي ، على الرغم من وجود نظريات أخرى حول كيف تشغل الانفجار. [79]

بعض المواد من الغلاف الخارجي تسقط مرة أخرى على النجم النيوتروني ، وبالنسبة للنوى التي تتجاوز حوالي 8 م ، هناك ارتداد كافٍ لتشكيل ثقب أسود. سيقلل هذا التراجع من الطاقة الحركية المتولدة وكتلة المواد المشعة المطرودة ، ولكن في بعض الحالات ، قد يولد أيضًا نفاثات نسبية تؤدي إلى انفجار أشعة جاما أو مستعر أعظم مضيء بشكل استثنائي.

سيؤدي انهيار النواة الضخمة غير المتحللة إلى إشعال المزيد من الاندماج. عندما يبدأ الانهيار الأساسي بسبب عدم استقرار الزوج ، يبدأ اندماج الأكسجين وقد يتوقف الانهيار. للكتل الأساسية 40-60 م ، يتوقف الانهيار ويبقى النجم سليمًا ، لكن الانهيار سيحدث مرة أخرى عندما يتشكل نواة أكبر. للنوى حوالي 60-130 م ، فإن اندماج الأكسجين والعناصر الأثقل نشيطًا لدرجة أن النجم بأكمله يتم تعطيله ، مما يتسبب في حدوث مستعر أعظم. في الطرف العلوي من نطاق الكتلة ، يكون المستعر الأعظم مضيئًا بشكل غير عادي وعمر طويل للغاية بسبب العديد من الكتل الشمسية المقذوفة 56 نيكل. بالنسبة للكتل الأساسية الأكبر ، تصبح درجة حرارة اللب مرتفعة بدرجة كافية للسماح بالتحلل الضوئي وينهار اللب تمامًا في ثقب أسود. [84]

النوع الثاني تحرير

النجوم ذات الكتل الأولية أقل من حوالي 8 م لا تطور أبدًا نواة كبيرة بما يكفي للانهيار وفي النهاية تفقد غلافها الجوي لتصبح أقزامًا بيضاء. نجوم ذات 9 م على الأقل (ربما تصل إلى 12 م [85]) تتطور بطريقة معقدة ، حيث تحرق العناصر الأثقل تدريجيًا في درجات حرارة أعلى في قلبها. [79] [86] يصبح النجم ذو طبقات مثل البصل ، مع احتراق عناصر أكثر اندماجًا بسهولة في قذائف أكبر. [74] [87] على الرغم من وصفها الشائع بأنها بصلة ذات قلب حديدي ، إلا أن أسلاف المستعرات الأعظمية الأقل كثافة لا تحتوي إلا على نوى أكسجين ونيون (-ماغنسيوم). قد تشكل هذه النجوم الفائقة AGB غالبية المستعرات الأعظمية الانهيار الأساسية ، على الرغم من أنها أقل سطوعًا وبالتالي أقل شيوعًا من تلك الموجودة في الأسلاف الأكثر ضخامة. [85]

إذا حدث انهيار اللب خلال مرحلة عملاقة عندما لا يزال النجم يحتوي على غلاف هيدروجين ، فإن النتيجة هي مستعر أعظم من النوع الثاني. يعتمد معدل فقدان الكتلة للنجوم المضيئة على المعدن واللمعان. ستفقد النجوم شديدة السطوع بالقرب من المعدن الشمسي كل الهيدروجين قبل أن تصل إلى الانهيار الأساسي وبالتالي لن تشكل مستعرًا أعظم من النوع الثاني. في حالة المعادن المنخفضة ، ستصل جميع النجوم إلى الانهيار الأساسي بغلاف هيدروجين ، لكن النجوم الضخمة بما فيه الكفاية تنهار مباشرة إلى ثقب أسود دون إنتاج مستعر أعظم مرئي.

النجوم ذات الكتلة الأولية تصل إلى حوالي 90 مرة من الشمس ، أو أقل بقليل في المعادن العالية ، ينتج عنها مستعر أعظم من النوع II-P ، وهو النوع الأكثر شيوعًا الذي يتم ملاحظته. في حالة المعادن المتوسطة إلى العالية ، ستفقد النجوم القريبة من الطرف العلوي لنطاق الكتلة هذا معظم الهيدروجين عند حدوث انهيار اللب وستكون النتيجة مستعر أعظم من النوع II-L. مع نسبة معدنية منخفضة للغاية ، يتراوح حجم النجوم بين 140 و 250 م سيصل إلى الانهيار الأساسي عن طريق عدم استقرار الزوج بينما لا يزال لديهم جو هيدروجين ونواة أكسجين والنتيجة ستكون مستعر أعظم بخصائص النوع الثاني ولكن كتلة كبيرة جدًا مقذوفة 56 نيكل وإضاءة عالية.

اكتب Ib و Ic Edit

هذه المستعرات الأعظمية ، مثل تلك الموجودة في النوع الثاني ، هي نجوم ضخمة تتعرض لانهيار النواة. ومع ذلك ، فإن النجوم التي أصبحت من النوع Ib و Ic supernovae فقدت معظم أغلفةها الخارجية (الهيدروجين) بسبب الرياح النجمية القوية أو بسبب التفاعل مع رفيق لها. [90] تُعرف هذه النجوم باسم نجوم وولف-رايت ، وتحدث في معدلات معدنية معتدلة إلى عالية حيث تسبب الرياح المدفوعة المستمرة معدلات فقدان كتلة عالية بما فيه الكفاية. لا تتطابق عمليات رصد المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c مع الحدوث المرصود أو المتوقع لنجوم Wolf-Rayet والتفسيرات البديلة لهذا النوع من المستعرات الأعظمية المنهارة تتضمن نجومًا جُردت من الهيدروجين عن طريق التفاعلات الثنائية. توفر النماذج الثنائية تطابقًا أفضل مع المستعرات الأعظمية المرصودة ، بشرط عدم ملاحظة أي نجوم هيليوم ثنائية مناسبة على الإطلاق. [91] نظرًا لأن المستعر الأعظم يمكن أن يحدث عندما تكون كتلة النجم في وقت انهيار النواة منخفضة بما يكفي لعدم التسبب في تراجع كامل للثقب الأسود ، فإن أي نجم ضخم قد ينتج عنه مستعر أعظم إذا فقد الكتلة الكافية قبل حدوث انهيار النواة .

المستعرات الأعظمية من النوع Ib هي الأكثر شيوعًا وهي ناتجة عن نجوم Wolf-Rayet من النوع WC والتي لا تزال تحتوي على الهيليوم في غلافها الجوي. بالنسبة لمجموعة ضيقة من الكتل ، تتطور النجوم أكثر قبل أن تصل إلى الانهيار الأساسي لتصبح نجوم WO مع بقاء القليل جدًا من الهيليوم وهذه هي أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ic.

ترتبط نسبة قليلة من المستعرات الأعظمية من النوع Ic بانفجارات أشعة جاما (GRB) ، على الرغم من أنه يُعتقد أيضًا أن أي مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic يمكن أن ينتج عنه انفجار GRB ، اعتمادًا على ظروف الهندسة. [92] آلية إنتاج هذا النوع من GRB هي النفثات التي ينتجها المجال المغناطيسي للنجم المغناطيسي سريع الدوران المتكون عند قلب النجم المنهار. ستنقل الطائرات أيضًا الطاقة إلى الغلاف الخارجي المتوسع ، مما ينتج عنه مستعر أعظم شديد الإضاءة. [93] [94]

تحدث المستعرات الأعظمية فائقة التجريد عندما يتم تجريد النجم المتفجر (تقريبًا) وصولًا إلى اللب المعدني ، عبر نقل الكتلة في ثنائي قريب. [95] نتيجة لذلك ، يتم إخراج القليل جدًا من المواد من النجم المتفجر (حوالي 0.1 م ). في الحالات القصوى ، يمكن أن تحدث المستعرات الأعظمية فائقة التجريد في نوى معدنية عارية ، بالكاد أعلى من حد كتلة Chandrasekhar. قد يكون SN 2005ek [96] مثالاً ملاحظًا على مستعر أعظم فائق التجريد ، مما يؤدي إلى ظهور منحنى ضوئي خافت نسبيًا وسريع التحلل. يمكن أن تكون طبيعة المستعرات الأعظمية فائقة التجريد عبارة عن انهيار لب الحديد ومستعر أعظم يلتقط الإلكترون ، اعتمادًا على كتلة اللب المنهار.

فشل تحرير المستعر الأعظم

قد لا يؤدي انهيار قلب بعض النجوم الضخمة إلى ظهور مستعر أعظم مرئي. النموذج الرئيسي لهذا هو نواة ضخمة بما يكفي لأن الطاقة الحركية غير كافية لعكس انسداد الطبقات الخارجية على ثقب أسود. يصعب اكتشاف هذه الأحداث ، لكن استطلاعات الرأي الكبيرة كشفت عن مرشحين محتملين. [97] [98] تعرض العملاق الأحمر العملاق N6946-BH1 في NGC 6946 لهجوم بسيط في مارس 2009 ، قبل أن يتلاشى عن الأنظار. يبقى فقط مصدر خافت للأشعة تحت الحمراء في موقع النجم. [99]

منحنيات الضوء تحرير

يتعلق اللغز التاريخي بمصدر الطاقة الذي يمكنه الحفاظ على توهج المستعر الأعظم البصري لعدة أشهر. على الرغم من أن الطاقة التي تعطل كل نوع من المستعرات الأعظمية يتم توصيلها على الفور ، إلا أن منحنيات الضوء يهيمن عليها التسخين الإشعاعي اللاحق للقذف المتوسع بسرعة. اعتبر البعض الطاقة الدورانية من النجم النابض المركزي. سوف تخفت غازات المقذوفات بسرعة بدون بعض مدخلات الطاقة لإبقائها ساخنة. تم حساب الطبيعة الإشعاعية المكثفة للغازات المقذوفة ، والتي يُعرف الآن أنها صحيحة لمعظم المستعرات الأعظمية ، لأول مرة على أسس التركيب النووي السليم في أواخر الستينيات. [100] لم يكن حتى SN 1987A أن المراقبة المباشرة لخطوط أشعة جاما حددت بشكل لا لبس فيه النوى المشعة الرئيسية. [101]

من المعروف الآن من خلال الملاحظة المباشرة أن الكثير من منحنى الضوء (الرسم البياني لللمعان كدالة للوقت) بعد حدوث النوع الثاني من المستعر الأعظم ، مثل SN 1987A ، يمكن تفسيره من خلال التحلل الإشعاعي المتوقع. على الرغم من أن الانبعاث المضيء يتكون من فوتونات ضوئية ، إلا أن الطاقة المشعة التي تمتصها الغازات المقذوفة هي التي تحافظ على البقية ساخنة بدرجة كافية لإشعاع الضوء. التحلل الإشعاعي لـ 56 نيكل من خلال بناتها 56 Co إلى 56 Fe ينتج فوتونات أشعة جاما ، بشكل أساسي من 847 كيلو فولت و 1238 كيلو فولت ، والتي يتم امتصاصها وتهيمن على التسخين وبالتالي لمعان المقذوفات في الأوقات المتوسطة (عدة أسابيع) إلى الأوقات المتأخرة (عدة أشهر). [102] تم توفير الطاقة لذروة منحنى الضوء في SN1987A من خلال انحلال 56 نيكل إلى 56 Co (نصف عمر 6 أيام) بينما تتناسب الطاقة لمنحنى الضوء المتأخر بشكل خاص بشكل وثيق مع 77.3 يوم نصف- حياة 56 Co تتحلل إلى 56 Fe. أكدت القياسات اللاحقة بواسطة تلسكوبات أشعة غاما الفضائية للجزء الصغير من أشعة جاما 56 Co و 57 Co التي نجت من بقايا SN 1987A دون امتصاص التنبؤات السابقة بأن هاتين النوى المشعة كانتا مصادر الطاقة. [101]

تعتمد منحنيات الضوء المرئي لأنواع المستعرات الأعظمية المختلفة في الأوقات المتأخرة على التسخين الإشعاعي ، لكنها تختلف في الشكل والسعة بسبب الآليات الأساسية وطريقة إنتاج الإشعاع المرئي وعصر ملاحظته وشفافية المواد المقذوفة. يمكن أن تختلف منحنيات الضوء اختلافًا كبيرًا في الأطوال الموجية الأخرى. على سبيل المثال ، في الأطوال الموجية فوق البنفسجية ، هناك ذروة مبكرة شديدة السطوع تستمر فقط بضع ساعات تقابل اندلاع الصدمة التي أطلقها الحدث الأولي ، ولكن هذا الاختراق بالكاد يمكن اكتشافه بصريًا.

غالبًا ما تكون منحنيات الضوء الخاصة بالنوع Ia موحدة جدًا ، مع حد أقصى ثابت من الحجم المطلق وانخفاض حاد نسبيًا في اللمعان. ناتج الطاقة الضوئية ناتج عن التحلل الإشعاعي للنيكل المقذوف 56 (نصف العمر 6 أيام) ، والذي يتحلل بعد ذلك إلى كوبالت -56 المشع (نصف العمر 77 يومًا). تثير هذه النظائر المشعة المواد المحيطة بها لتتوهج. تعتمد دراسات علم الكونيات اليوم على النشاط الإشعاعي 56 Ni الذي يوفر الطاقة للسطوع البصري للمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، وهي "الشموع المعيارية" في علم الكونيات ، ولكن تم اكتشاف أشعة جاما التي تبلغ 847 كيلو فولت و 1238 كيلو فولت لأول مرة في عام 2014 فقط. تنخفض المراحل الأولية لمنحنى الضوء بشكل حاد مع انخفاض الحجم الفعال للفوتوسفير واستنفاد الإشعاع الكهرومغناطيسي المحاصر. يستمر منحنى الضوء في الانخفاض في النطاق B بينما قد يُظهر كتفًا صغيرًا في الصورة عند حوالي 40 يومًا ، ولكن هذا مجرد تلميح للحد الأقصى الثانوي الذي يحدث في الأشعة تحت الحمراء حيث يتم إعادة تجميع بعض العناصر الثقيلة المتأينة لإنتاجها الأشعة تحت الحمراء وتصبح المقذوفات شفافة لها. يستمر منحنى الضوء المرئي في الانخفاض بمعدل أكبر قليلاً من معدل اضمحلال الكوبالت المشع (الذي له نصف عمر أطول ويتحكم في المنحنى المتأخر) ، لأن المادة المقذوفة تصبح أكثر انتشارًا وأقل قدرة على تحويل الطاقة العالية الإشعاع في الإشعاع البصري. بعد عدة أشهر ، يغير منحنى الضوء معدل انخفاضه مرة أخرى حيث يصبح انبعاث البوزيترون مهيمنًا من الكوبالت -56 المتبقي ، على الرغم من أن هذا الجزء من منحنى الضوء لم يتم دراسته كثيرًا.

تتشابه منحنيات الضوء من النوع Ib و Ic بشكل أساسي مع النوع Ia على الرغم من انخفاض متوسط ​​لمعان الذروة. يعود ناتج الضوء المرئي مرة أخرى إلى التحلل الإشعاعي الذي يتم تحويله إلى إشعاع بصري ، ولكن هناك كتلة أقل بكثير من النيكل 56 الناتج. تتفاوت ذروة السطوع بشكل كبير ، بل إن هناك ترتيبًا عرضيًا من النوع Ib / c المستعرات الأعظمية من حيث الحجم أكثر وأقل سطوعًا من المعتاد. يُشار إلى المستعرات الأعظمية من النوع Ic الأكثر لمعانًا باسم hypernovae وتميل إلى توسيع منحنيات الضوء بالإضافة إلى زيادة سطوع الذروة. يُعتقد أن مصدر الطاقة الإضافية هو نفاثات نسبية مدفوعة بتكوين ثقب أسود دوار ، والذي ينتج أيضًا دفقات من أشعة جاما.

تتميز منحنيات الضوء للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني بانخفاض أبطأ بكثير من النوع الأول ، بترتيب 0.05 درجة في اليوم ، [104] باستثناء مرحلة الهضبة. تهيمن الطاقة الحركية على ناتج الضوء المرئي بدلاً من التحلل الإشعاعي لعدة أشهر ، ويرجع ذلك أساسًا إلى وجود الهيدروجين في المقذوفات من الغلاف الجوي للنجم السلف العملاق. في التدمير الأولي ، يصبح هذا الهيدروجين ساخنًا ومتأينًا. تُظهر غالبية المستعرات الأعظمية من النوع الثاني هضبة مطولة في منحنيات الضوء الخاصة بها حيث يتحد الهيدروجين ، وينبعث منه ضوء مرئي ويصبح أكثر شفافية. يتبع ذلك منحنى ضوئي متناقص مدفوعًا بالتحلل الإشعاعي على الرغم من أنه أبطأ من المستعرات الأعظمية من النوع الأول ، نظرًا لكفاءة التحويل إلى ضوء بواسطة كل الهيدروجين.[47]

في النوع II-L ، تكون الهضبة غائبة لأن السلف كان لديه القليل نسبيًا من الهيدروجين المتبقي في غلافه الجوي ، وهو ما يكفي للظهور في الطيف ولكنه غير كافٍ لإنتاج هضبة ملحوظة في ناتج الضوء. في المستعرات الأعظمية من النوع IIb ، يكون الغلاف الجوي الهيدروجيني للسلف مستنفدًا جدًا (يُعتقد أنه ناتج عن تجريد المد والجزر بواسطة نجم مرافق) بحيث يكون منحنى الضوء أقرب إلى مستعر أعظم من النوع الأول ويختفي الهيدروجين حتى من الطيف بعد عدة أسابيع. [47]

يتميز النوع الأول في المستعرات الأعظمية بخطوط طيفية ضيقة إضافية تنتج في غلاف كثيف من مادة محيطية. منحنيات الضوء بشكل عام واسعة جدًا وممتدة ، وأحيانًا تكون أيضًا شديدة الإضاءة ويشار إليها باسم سوبر نوفا فائق السطوع. يتم إنتاج منحنيات الضوء هذه من خلال التحويل عالي الكفاءة للطاقة الحركية للمقذوفات إلى إشعاع كهرومغناطيسي من خلال التفاعل مع الغلاف الكثيف للمادة. يحدث هذا فقط عندما تكون المادة كثيفة ومضغوطة بدرجة كافية ، مما يشير إلى أنها قد تم إنتاجها بواسطة النجم السلف نفسه قبل وقت قصير من حدوث المستعر الأعظم.

تم فهرسة عدد كبير من المستعرات الأعظمية وتصنيفها لتوفير شموع المسافة ونماذج الاختبار. تختلف الخصائص المتوسطة إلى حد ما مع المسافة ونوع المجرة المضيفة ، ولكن يمكن تحديدها على نطاق واسع لكل نوع من أنواع المستعرات الأعظمية.

الخصائص الفيزيائية للمستعرات الأعظمية حسب النوع [105] [106]
نوع أ متوسط ​​الذروة المطلقة ب الطاقة التقريبية (العدو) ج الأيام حتى ذروة اللمعان عدد الأيام من الذروة إلى 10٪ لمعان
I ل −19 1 تقريبا. 19 حوالي 60
إب / ج (خافت) حول −15 0.1 15–25 غير معروف
Ib حول −17 1 15–25 40–100
جيم حوالي 16 1 15–25 40–100
(ساطع) إلى −22 فوق 5 ما يقرب من 25 ما يقرب من 100
II- ب حول −17 1 حوالي 20 حوالي 100
II-L حول −17 1 حوالي 13 حوالي 150
II-P (خافت) حول −14 0.1 ما يقرب من 15 غير معروف
II-P حوالي 16 1 حوالي 15 ثم الهضبة حوالي 50
في د حول −17 1 12-30 أو أكثر 50–150
آي إن (ساطع) إلى −22 فوق 5 فوق 50 فوق 100

  • أ. ^ قد تكون الأنواع الباهتة فئة فرعية مميزة. قد تكون الأنواع الساطعة سلسلة متصلة من مفرطة الإضاءة قليلاً إلى hypernovae.
  • ب. ^ يتم قياس هذه المقادير في النطاق R. القياسات في النطاقين V أو B شائعة وستكون أكثر سطوعًا بمقدار نصف درجة بالنسبة للمستعرات الأعظمية.
  • ج. ^ترتيب مقدار الطاقة الحركية. عادة ما يكون إجمالي الطاقة المشعة الكهرومغناطيسية أقل ، وطاقة النيوترينو (النظرية) أعلى بكثير.
  • د. ^ ربما مجموعة غير متجانسة ، أي من الأنواع الأخرى مضمن في الضبابية.

تحرير عدم التماثل

هناك لغز طويل الأمد يحيط بالمستعرات الأعظمية من النوع الثاني وهو سبب تلقي الجسم المضغوط المتبقي بسرعة كبيرة بعيدًا عن مركز الزلزال [108] النجوم النابضة ، وبالتالي فإن النجوم النيوترونية تتمتع بسرعات عالية ، ويفترض أن الثقوب السوداء تفعل ذلك أيضًا ، على الرغم من أنها يصعب مراقبتها بمعزل عن غيرها. يمكن أن يكون الدافع الأولي كبيرًا ، حيث يدفع جسمًا يزيد حجمه عن كتلة شمسية بسرعة 500 كم / ثانية أو أكثر. يشير هذا إلى عدم تناسق تمدد ، لكن الآلية التي يتم من خلالها نقل الزخم إلى الكائن المضغوط تظل [تحديث] لغزًا. تتضمن التفسيرات المقترحة لهذه الركلة الحمل الحراري في إنتاج النجم المنهار والنفث أثناء تشكل النجم النيوتروني.

أحد التفسيرات المحتملة لهذا التباين هو الحمل الحراري على نطاق واسع فوق القلب. يمكن أن يؤدي الحمل الحراري إلى اختلافات في الوفرة المحلية للعناصر ، مما يؤدي إلى احتراق نووي غير متساوٍ أثناء الانهيار والارتداد والتوسع الناتج. [109]

تفسير آخر محتمل هو أن تراكم الغاز على النجم النيوتروني المركزي يمكن أن يخلق قرصًا يقود نفاثات عالية الاتجاه ، ويدفع المادة بسرعة عالية خارج النجم ، ويقود الصدمات العرضية التي تعطل النجم تمامًا. قد تلعب هذه النفاثات دورًا مهمًا في المستعر الأعظم الناتج. [110] [111] (يُفضل الآن نموذج مشابه لشرح انفجارات أشعة جاما الطويلة.)

تم تأكيد عدم التناسق الأولي في المستعرات الأعظمية من النوع Ia من خلال المراقبة. قد تعني هذه النتيجة أن السطوع الأولي لهذا النوع من المستعرات الأعظمية يعتمد على زاوية الرؤية. ومع ذلك ، يصبح التوسع أكثر تناسقًا مع مرور الوقت. يمكن اكتشاف حالات عدم التناسق المبكرة عن طريق قياس استقطاب الضوء المنبعث. [112]

تحرير انتاج الطاقة

على الرغم من أن المستعرات الأعظمية تُعرف في المقام الأول بالأحداث المضيئة ، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي تطلقه يكاد يكون من الآثار الجانبية الثانوية. في حالة انهيار النواة المستعرات الأعظمية على وجه الخصوص ، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث هو جزء ضئيل من إجمالي الطاقة المنبعثة خلال الحدث.

هناك فرق جوهري بين توازن إنتاج الطاقة في الأنواع المختلفة من المستعرات الأعظمية. في انفجارات القزم الأبيض من النوع Ia ، يتم توجيه معظم الطاقة إلى تخليق العناصر الثقيلة والطاقة الحركية للمقذوفات. في المستعرات الأعظمية للانهيار الأساسي ، يتم توجيه الغالبية العظمى من الطاقة إلى انبعاث النيوترينو ، وبينما يبدو أن بعضًا من هذا يؤدي إلى التدمير المرصود ، فإن 99٪ + من النيوترينوات تفلت من النجم في الدقائق القليلة الأولى بعد بداية الانهيار.

تستمد المستعرات الأعظمية من النوع Ia طاقتها من الاندماج النووي الجامح لقزم أبيض من الكربون والأكسجين. لا تزال تفاصيل علم الطاقة غير مفهومة تمامًا ، لكن النتيجة النهائية هي طرد الكتلة الكاملة للنجم الأصلي بطاقة حركية عالية. حوالي نصف كتلة شمسية من هذه الكتلة هي 56 نيكل ناتج عن احتراق السيليكون. 56 Ni مادة مشعة وتتحلل إلى 56 Co عن طريق تسوس بيتا زائد (مع نصف عمر ستة أيام) وأشعة جاما. يتحلل 56 Co نفسه بواسطة مسار beta plus (البوزيترون) مع نصف عمر 77 يومًا إلى 56 Fe ثابتًا. هاتان العمليتان مسؤولتان عن الإشعاع الكهرومغناطيسي من المستعرات الأعظمية من النوع Ia. بالاقتران مع الشفافية المتغيرة للمادة المقذوفة ، فإنها تنتج منحنى الضوء المتراجع بسرعة. [113]

المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية هي في المتوسط ​​أضعف بصريًا من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، لكن إجمالي الطاقة المنبعثة أعلى بكثير. في هذا النوع من المستعرات الأعظمية ، يتم تحويل طاقة الجاذبية الكامنة إلى طاقة حركية تضغط وتنهار اللب ، وتنتج في البداية نيوترينوات إلكترونية من النيوتريونات المتحللة ، متبوعة بجميع نكهات النيوترينوات الحرارية من قلب النجم النيوتروني شديد التسخين. يُعتقد أن حوالي 1 ٪ من هذه النيوترينوات تودع طاقة كافية في الطبقات الخارجية للنجم لدفع الكارثة الناتجة ، ولكن مرة أخرى لا يمكن إعادة إنتاج التفاصيل بالضبط في النماذج الحالية. الطاقات الحركية وعوائد النيكل أقل إلى حد ما من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، ومن هنا جاءت ذروة اللمعان البصري الأدنى من المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، ولكن الطاقة الناتجة عن إزالة التأين عن الكتل الشمسية العديدة من الهيدروجين المتبقي يمكن أن تساهم في انخفاض أبطأ بكثير في اللمعان والإنتاج مرحلة الهضبة التي شوهدت في غالبية مستعرات أعظم انهيار النواة.

في بعض المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية ، يؤدي الارتداد إلى الثقب الأسود إلى دفع نفاثات نسبية قد تنتج انفجارًا موجيًا وحيويًا لأشعة غاما ، كما تنقل طاقة إضافية كبيرة إلى المادة المقذوفة. هذا هو أحد السيناريوهات لإنتاج مستعرات عظمى عالية السطوع ويُعتقد أنه سبب فرط نوفا من النوع Ic وانفجارات طويلة الأمد لأشعة غاما. إذا كانت النفاثات النسبية قصيرة جدًا وفشلت في اختراق الغلاف النجمي ، فقد يتم إنتاج انفجار أشعة جاما منخفض السطوع وقد يكون المستعر الأعظم غير مضيء.

عندما يحدث مستعر أعظم داخل سحابة كثيفة صغيرة من مادة محيطية ، فإنه ينتج موجة صدمية يمكنها تحويل جزء كبير من الطاقة الحركية بكفاءة إلى إشعاع كهرومغناطيسي. على الرغم من أن الطاقة الأولية كانت طبيعية تمامًا ، فإن المستعر الأعظم الناتج سيكون له لمعان عالي ومدة ممتدة لأنه لا يعتمد على الاضمحلال الإشعاعي الأسي. قد يتسبب هذا النوع من الأحداث في حدوث نوع IIn hypernovae.

على الرغم من أن المستعرات الأعظمية غير المستقرة للأزواج هي مستعرات أعظم انحدار أساسية مع أطياف ومنحنيات ضوئية مشابهة للنوع II-P ، فإن الطبيعة بعد انهيار النواة تشبه إلى حد كبير طبيعة النوع Ia العملاق مع الاندماج الجامح للكربون والأكسجين والسيليكون. إن إجمالي الطاقة المنبعثة من الأحداث ذات الكتلة الأعلى يمكن مقارنتها بمستعرات أعظم انهيار القلب الأخرى ، ولكن يُعتقد أن إنتاج النيوترينو منخفض جدًا ، وبالتالي فإن الطاقة الحركية والكهرومغناطيسية المنبعثة عالية جدًا. إن نوى هذه النجوم أكبر بكثير من أي قزم أبيض ، ويمكن أن تكون كمية النيكل المشع والعناصر الثقيلة الأخرى المنبعثة من نواتها أعلى بكثير ، مع لمعان بصري مرتفع.

تحرير السلف

يرتبط نوع تصنيف المستعر الأعظم ارتباطًا وثيقًا بنوع النجم وقت الانهيار. يعتمد حدوث كل نوع من أنواع المستعرات الأعظمية بشكل كبير على الفلزية ، وبالتالي على عمر المجرة المضيفة.

يتم إنتاج المستعرات الأعظمية من النوع Ia من النجوم القزمة البيضاء في أنظمة ثنائية وتحدث في جميع أنواع المجرات. تم العثور على المستعرات الأعظمية الانهيار الأساسي فقط في المجرات التي تخضع لتشكيل نجمي حالي أو حديث جدًا ، نظرًا لأنها ناتجة عن نجوم ضخمة قصيرة العمر. توجد بشكل شائع في النوع اللولبي من النوع Sc ، ولكن أيضًا في أذرع المجرات الحلزونية الأخرى وفي المجرات غير المنتظمة ، وخاصة المجرات النجمية.

يُعتقد أن المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c و II-L ، وربما معظم النوع IIn ، تنتج فقط من النجوم ذات المستويات المعدنية القريبة من الشمس والتي تؤدي إلى فقد كتلة كبيرة من النجوم الضخمة ، وبالتالي فهي أقل شيوعًا في الأقدم والأكثر- المجرات البعيدة. يوضح الجدول السلف للأنواع الرئيسية لمستعر أعظم انهيار النواة ، والنسب التقريبية التي لوحظت في الجوار المحلي.

جزء من أنواع المستعرات الأعظمية لانهيار اللب حسب السلف [91]
يكتب نجم السلف جزء
Ib WC Wolf – Rayet أو نجمة الهليوم 9.0%
جيم WO Wolf – Rayet 17.0%
II-P عملاق 55.5%
II-L عملاق مع قشرة هيدروجين مستنفدة 3.0%
آي إن عملاق في سحابة كثيفة من المواد المطرودة (مثل LBV) 2.4%
IIb عملاق بهيدروجين شديد النضوب (جرده رفيق؟) 12.1%
IIpec العملاق الأزرق 1.0%

هناك عدد من الصعوبات في التوفيق بين التطور النجمي النموذجي والملاحظ المؤدي إلى انهيار النواة المستعرات الأعظمية. الكواكب الحمراء العملاقة هي أسلاف الغالبية العظمى من المستعرات الأعظمية الانهيار الأساسية ، وقد لوحظت هذه لكن فقط عند كتل منخفضة نسبيًا وسطوع ، أقل من حوالي 18 مليونًا. و 100000 لتر ، على التوالى. معظم أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع الثاني لم يتم اكتشافها ويجب أن تكون أكثر خفوتًا إلى حد كبير ، ويفترض أنها أقل كثافة. يُقترح الآن أن الكواكب العملاقة الحمراء ذات الكتلة العالية لا تنفجر على شكل مستعرات عظمى ، بل تتطور عوضًا عن ذلك نحو درجات حرارة أعلى. تم التأكد من وجود العديد من أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع IIb ، وكان هؤلاء من العمالقة الفائقة K و G ، بالإضافة إلى عملاق واحد من النوع A. [118] يُقترح أن تكون المستعرات الأعظمية الصفراء أو LBVs أسلافًا مقترحة للمستعرات الأعظمية من النوع IIb ، وقد أظهرت جميع المستعرات الأعظمية من النوع IIb تقريبًا القريبة بدرجة كافية لرصد هذه السلالات. [119] [120]

حتى عقود قليلة ماضية فقط ، لم يكن يُعتقد أن النجوم العملاقة الساخنة من المحتمل أن تنفجر ، لكن الملاحظات أظهرت عكس ذلك. تشكل الكواكب العملاقة الزرقاء نسبة عالية بشكل غير متوقع من أسلاف المستعرات الأعظمية المؤكدة ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى لمعانها العالي وسهولة اكتشافها ، في حين لم يتم تحديد سلف وولف رايت بشكل واضح حتى الآن. [118] [121] واجهت النماذج صعوبة في إظهار كيف تفقد الكواكب العملاقة الزرقاء الكتلة الكافية للوصول إلى المستعر الأعظم دون التقدم إلى مرحلة تطورية مختلفة. أظهرت إحدى الدراسات طريقًا محتملاً لانهيار المتغيرات الزرقاء العملاقة ذات الإضاءة المنخفضة بعد الأحمر العملاق ، على الأرجح كنوع I في المستعر الأعظم. [122] تم الكشف عن عدة أمثلة على أسلاف مضيئة ساخنة من النوع I في المستعرات الأعظمية: كان كل من SN 2005gy و SN 2010jl كلاهما من النجوم المضيئة الضخمة على ما يبدو ، لكنهما بعيدان جدًا وكان SN 2009ip سلفًا شديد الإضاءة من المحتمل أنه كان LBV ، ولكنه مستعر أعظم غريب طبيعته متنازع عليها. [118]

لم يتم ملاحظة أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c على الإطلاق ، وغالبًا ما تكون القيود المفروضة على لمعانها المحتمل أقل من تلك الموجودة في نجوم WC المعروفة. [118] تعتبر نجوم WO نادرة للغاية وخافتة نسبيًا بصريًا ، لذلك من الصعب تحديد ما إذا كانت هذه الأسلاف مفقودة أو لم تتم ملاحظتها حتى الآن. لم يتم التعرف على الأسلاف المضيئة جدًا بشكل آمن ، على الرغم من وجود العديد من المستعرات الأعظمية التي لوحظت بالقرب من هذه السلالات بشكل واضح. [123] تُظهر النمذجة السكانية أن المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c المرصودة يمكن إعادة إنتاجها بمزيج من النجوم الضخمة المفردة ونجوم الغلاف المنزوعة من الأنظمة الثنائية المتفاعلة. [91] قد يكون استمرار النقص في الكشف الواضح عن أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib و Ic ناتجًا عن انهيار معظم النجوم الضخمة مباشرة إلى ثقب أسود دون انفجار مستعر أعظم. يتم بعد ذلك إنتاج معظم هذه المستعرات الأعظمية من نجوم هيليوم منخفضة اللمعان منخفضة الكتلة في أنظمة ثنائية. سيكون عدد قليل من النجوم الضخمة سريعة الدوران ، ومن المحتمل أن يتوافق مع الأحداث عالية الطاقة من النوع Ic-BL المرتبطة بدفعات أشعة غاما طويلة الأمد. [118]

مصدر العناصر الثقيلة تحرير

المستعرات الأعظمية هي مصدر رئيسي للعناصر في الوسط البينجمي من الأكسجين إلى الروبيديوم ، [124] [125] [126] على الرغم من أن الوفرة النظرية للعناصر المنتجة أو المرئية في الأطياف تختلف اختلافًا كبيرًا اعتمادًا على أنواع المستعرات الأعظمية المختلفة. [١٢٦] تنتج المستعرات الأعظمية من النوع Ia أساسًا عناصر السليكون وذروة الحديد ، والمعادن مثل النيكل والحديد. [127] [128] تقذف المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية كميات أصغر بكثير من عناصر ذروة الحديد من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، ولكن كتل أكبر من عناصر ألفا الخفيفة مثل الأكسجين والنيون ، وعناصر أثقل من الزنك. هذا الأخير ينطبق بشكل خاص على المستعرات الأعظمية التي تلتقط الإلكترون. [129] الجزء الأكبر من المادة المقذوفة بواسطة المستعرات الأعظمية من النوع الثاني هو الهيدروجين والهيليوم. [130] يتم إنتاج العناصر الثقيلة من خلال: الاندماج النووي للنواة حتى 34 ثانية وإعادة ترتيب التفكك الضوئي للسيليكون وشبه التوازن أثناء احتراق السيليكون لنوى بين 36 آر و 56 نيوترون والتقاط سريع للنيوترونات (عملية r) أثناء انهيار المستعر الأعظم للعناصر أثقل من الحديد. تنتج عملية r نوى غير مستقرة للغاية وغنية بالنيوترونات والتي تتحلل بسرعة إلى أشكال أكثر استقرارًا. في المستعرات الأعظمية ، تكون تفاعلات العملية r مسؤولة عن حوالي نصف نظائر العناصر التي تتجاوز الحديد ، [131] على الرغم من أن اندماج النجوم النيوترونية قد يكون المصدر الفيزيائي الفلكي الرئيسي للعديد من هذه العناصر. [124] [132]

في الكون الحديث ، تعتبر نجوم الفرع العملاق المقارب القديم (AGB) المصدر المهيمن للغبار من عناصر العملية s والأكاسيد والكربون. [124] [133] ومع ذلك ، في بداية الكون ، قبل تشكل نجوم AGB ، ربما كانت المستعرات الأعظمية هي المصدر الرئيسي للغبار. [134]

دور في تحرير تطور النجوم

تتكون بقايا العديد من المستعرات الأعظمية من جسم مضغوط وموجة صدمية سريعة التمدد من المواد. تكتسح هذه السحابة من المواد الوسط النجمي المحيط خلال مرحلة التمدد الحر ، والتي يمكن أن تستمر حتى قرنين من الزمان. تمر الموجة بعد ذلك تدريجيًا بفترة من التوسع الثابت ، وستبرد ببطء وتختلط بالوسط النجمي المحيط على مدى فترة تبلغ حوالي 10000 عام. [135]

أنتج الانفجار العظيم الهيدروجين والهيليوم وآثار الليثيوم ، بينما تم تصنيع جميع العناصر الأثقل في النجوم والمستعرات الأعظمية. تميل المستعرات الأعظمية إلى إثراء الوسط النجمي المحيط بعناصر أخرى غير الهيدروجين والهيليوم ، والتي عادة ما يشير إليها علماء الفلك باسم "المعادن".

تعمل هذه العناصر المحقونة في النهاية على إثراء السحب الجزيئية التي تشكل مواقع تشكل النجوم. [136] وهكذا ، فإن كل جيل نجمي له تركيبة مختلفة قليلاً ، حيث ينتقل من خليط شبه نقي من الهيدروجين والهيليوم إلى تركيبة غنية بالمعادن. المستعرات الأعظمية هي الآلية المهيمنة لتوزيع هذه العناصر الثقيلة ، والتي تتشكل في النجم خلال فترة اندماجها النووي. للوفرة المختلفة من العناصر في المادة التي تشكل نجمًا تأثيرات مهمة على حياة النجم ، وقد تؤثر بشكل حاسم على إمكانية وجود كواكب تدور حوله.

يمكن أن تؤدي الطاقة الحركية لبقايا المستعر الأعظم المتوسعة إلى تكوين النجوم عن طريق ضغط السحب الجزيئية الكثيفة القريبة في الفضاء. [١٣٧] يمكن أن تمنع الزيادة في الضغط المضطرب تكون النجوم إذا كانت السحابة غير قادرة على فقد الطاقة الزائدة. [138]

تُظهر الأدلة المستمدة من المنتجات الوليدة للنظائر المشعة قصيرة العمر أن المستعر الأعظم القريب ساعد في تحديد تكوين النظام الشمسي قبل 4.5 مليار سنة ، وربما يكون قد تسبب في تكوين هذا النظام. [139]

في 1 يونيو 2020 ، أفاد علماء الفلك بتضييق نطاق مصدر الانفجارات الراديوية السريعة (FRBs) ، والتي قد تشمل الآن بشكل معقول "عمليات دمج الأجسام المدمجة والمغناطيسات الناشئة عن انفجار سوبر نوفا عادي". [140] [141]

الأشعة الكونية تحرير

يُعتقد أن بقايا المستعرات الأعظمية تعمل على تسريع جزء كبير من الأشعة الكونية الأولية في المجرة ، ولكن لم يتم العثور على دليل مباشر على إنتاج الأشعة الكونية إلا في عدد قليل من البقايا. تم الكشف عن أشعة جاما الناتجة عن تسوس البيون من بقايا المستعر الأعظم IC 443 و W44. يتم إنتاجها عندما يتم إنتاج البروتونات المتسارعة من تأثير SNR على المواد بين النجوم. [142]

موجات الجاذبية

المستعرات الأعظمية هي مصادر مجرية قوية محتملة لموجات الجاذبية ، [143] ولكن لم يتم اكتشاف أي منها حتى الآن. أحداث الموجات الثقالية الوحيدة التي تم اكتشافها حتى الآن هي من اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية ، وهي بقايا محتملة من المستعرات الأعظمية. [144]

التأثير على تحرير الأرض

أ مستعر أعظم قريب من الأرض هو مستعر أعظم قريب بما يكفي من الأرض ليكون له تأثيرات ملحوظة على محيطه الحيوي. اعتمادًا على نوع وطاقة المستعر الأعظم ، يمكن أن يصل إلى 3000 سنة ضوئية. في عام 1996 ، تم افتراض أن آثار المستعرات الأعظمية السابقة يمكن اكتشافها على الأرض في شكل بصمات نظائر معدنية في طبقات الصخور. تم الإبلاغ في وقت لاحق عن تخصيب الحديد -60 في صخور أعماق البحار في المحيط الهادئ. [145] [146] [147] في عام 2009 ، تم العثور على مستويات مرتفعة من أيونات النترات في جليد أنتاركتيكا ، والتي تزامنت مع المستعر الأعظم 1006 و 1054. يمكن أن تكون أشعة جاما المنبعثة من هذه المستعرات الأعظمية قد عززت مستويات أكاسيد النيتروجين ، التي أصبحت محاصرة في الجليد. [148]

يُعتقد أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia هي الأكثر خطورة إذا حدثت بالقرب من الأرض. نظرًا لأن هذه المستعرات الأعظمية تنشأ من النجوم القزمة البيضاء القاتمة الشائعة في الأنظمة الثنائية ، فمن المحتمل أن يحدث مستعر أعظم يمكن أن يؤثر على الأرض بشكل غير متوقع وفي نظام نجمي لم تتم دراسته جيدًا. أقرب مرشح معروف هو IK Pegasi (انظر أدناه). [149] تتنبأ التقديرات الحديثة بأن المستعر الأعظم من النوع الثاني يجب أن يكون أقرب من ثمانية فرسخ فلكي (26 سنة ضوئية) لتدمير نصف طبقة الأوزون على الأرض ، ولا يوجد مرشحون أقرب من حوالي 500 سنة ضوئية. [150]

من المحتمل أن يكون المستعر الأعظم التالي في مجرة ​​درب التبانة قابلاً للاكتشاف حتى لو حدث في الجانب البعيد من المجرة. من المحتمل أن ينتج عن انهيار عملاق أحمر عملاق غير ملحوظ ومن المحتمل جدًا أنه قد تم فهرسته بالفعل في مسوحات الأشعة تحت الحمراء مثل 2MASS. هناك فرصة أقل في أن ينتج المستعر الأعظم التالي لانهيار النواة من خلال نوع مختلف من النجوم الضخمة مثل عملاق أصفر شديد العملاق أو متغير أزرق مضيء أو وولف رايت. تُحسب احتمالات أن يكون المستعر الأعظم التالي من النوع Ia الناتج عن قزم أبيض حوالي ثلث تلك احتمالات انهيار مستعر أعظم. مرة أخرى ، يجب أن يكون قابلاً للملاحظة أينما حدث ، ولكن من غير المرجح أن يتم ملاحظة السلف على الإطلاق. حتى أنه من غير المعروف بالضبط كيف يبدو النظام السلف من النوع Ia ، ومن الصعب اكتشافه بعد بضع فرسخ فلكي.يقدر المعدل الإجمالي للمستعر الأعظم في مجرتنا ما بين 2 و 12 لكل قرن ، على الرغم من أننا لم نلاحظ في الواقع واحدًا لعدة قرون. [99]

إحصائيًا ، من المحتمل أن يتم إنتاج المستعر الأعظم التالي من عملاق أحمر فائق غير ملحوظ ، لكن من الصعب تحديد أي من هذه الكواكب العملاقة في المراحل الأخيرة من اندماج العناصر الثقيلة في نواتها والتي تبقت ملايين السنين. أضخم العمالقة الحمراء العملاقة ألقت غلافها الجوي وتطورت إلى نجوم وولف-رايت قبل أن تنهار نوىها. تنهي جميع نجوم وولف-رايت حياتها من مرحلة وولف-رايت في غضون مليون سنة أو نحو ذلك ، ولكن مرة أخرى من الصعب تحديد تلك الأقرب إلى الانهيار الأساسي. فئة واحدة من المتوقع ألا يكون لها أكثر من بضعة آلاف من السنين قبل الانفجار هي نجوم WO Wolf-Rayet ، والتي من المعروف أنها استنفدت نواة الهيليوم. [152] ثمانية منهم فقط معروفة ، وأربعة منهم فقط في مجرة ​​درب التبانة. [153]

تم تحديد عدد من النجوم القريبة أو المعروفة جيدًا على أنها مرشحة لانهيار النواة المستعر الأعظم: العملاقان الأحمران العملاقان Antares و Betelgeuse [154] العملاق الأصفر Rho Cassiopeiae [155] المتغير الأزرق المضيء Eta Carinae الذي أنتج بالفعل مستعر أعظم [156] ] والمكوِّن الأكثر سطوعًا ، نجم Wolf-Rayet ، في نظام Regor أو Gamma Velorum. [157] اكتسب آخرون سمعة سيئة قدر الإمكان ، وإن لم يكن ذلك مرجحًا جدًا ، فإن أسلاف انفجار أشعة جاما على سبيل المثال WR 104. [158]

إن تحديد المرشحين لنوع المستعر الأعظم من النوع Ia هو أكثر تخمينًا. قد ينتج عن أي ثنائي له قزم أبيض تراكمي مستعر أعظم على الرغم من أن الآلية الدقيقة والجدول الزمني لا يزالان موضع نقاش. هذه الأنظمة باهتة ويصعب تحديدها ، لكن المستعرات والمستعرات المتكررة هي مثل هذه الأنظمة التي تعلن عن نفسها بسهولة. أحد الأمثلة هو U Scorpii. [159] أقرب مستعر أعظم معروف من النوع Ia هو IK Pegasi (HR 8210) ، ويقع على مسافة 150 سنة ضوئية ، [160] لكن الملاحظات تشير إلى مرور عدة ملايين من السنين قبل أن يتمكن القزم الأبيض من تجميع الكتلة الحرجة المطلوبة ليصبح مستعر أعظم من النوع Ia. [161]

    - المستعر الأعظم المتشكل من اندماج نجم نيوتروني - نوع من المستعرات الأعظمية مع لمعان 10 أضعاف سطوع مستعر أعظم عادي ومنحنى ضوئي مختلف الشكل. - انفجار عنيف افتراضي ناتج عن تحويل نجم نيوتروني إلى نجم كوارك - قائمة مظاهر المستعرات الأعظمية في الأعمال الخيالية - قائمة مرتبة ترتيبًا زمنيًا للتطورات في المعرفة والسجلات
  1. ^ موردين ، ب.موردين ، ل. (1978). المستعرات الأعظمية. نيويورك ، نيويورك: نقابة الصحفيين بجامعة كامبريدج. ص 1-3. ردمك 978-0521300384.
  2. ^
  3. جوجلكار ، فاهيا ، إم ن. سولي ، أ. (2011). "أقدم مخطط سماء مع سجل سوبر نوفا (في كشمير)" (PDF). Purātattva: مجلة الجمعية الأثرية الهندية (41): 207-211. تم الاسترجاع 29 مايو 2019.
  4. ^
  5. موردين ، بول موردين ، ليزلي (1985). المستعرات الأعظمية . صحافة جامعة كامبرج. ص 14 - 16. ردمك 978-0521300384.
  6. ^
  7. بورنهام ، روبرت جونيور (1978). الكتيب السماوي. دوفر. ص 1117 - 1122.
  8. ^
  9. وينكلر ، ب.ف.جوبتا ، ج.لونج ، ك.س. (2003). "بقايا SN 1006: الحركات البصرية المناسبة ، والتصوير العميق ، والمسافة ، والسطوع في أقصى حد". مجلة الفيزياء الفلكية. 585 (1): 324-335. arXiv: أسترو فتاه / 0208415. بيب كود: 2003 ApJ. 585.324 واط. دوى: 10.1086 / 345985. S2CID1626564.
  10. ^
  11. كلارك ، دي إتش ستيفنسون ، ف.ر. (1982). "السوبرنوفا التاريخية". المستعرات الأعظمية: دراسة استقصائية عن وقائع الأبحاث الحالية لمعهد الدراسات المتقدمة ، كامبريدج ، إنجلترا ، 29 يونيو - 10 يوليو 1981. دوردريخت: د.رايدل. ص 355 - 370. بيب كود: 1982 ASIC. 90. 355 ج.
  12. ^
  13. بادي ، و. (1943). "رقم 675. نوفا أوفيوتشي عام 1604 كمستعر أعظم". مساهمات من مرصد ماونت ويلسون / معهد كارنيجي بواشنطن. 675: 1–9. بيب كود: 1943CMWCI.675. 1 ب.
  14. ^
  15. موتز ، إل ويفر ، جيه إتش (2001). قصة علم الفلك. كتب أساسية. ص. 76. ISBN 978-0-7382-0586-1.
  16. ^
  17. تشاكرابورتي ، س.تشيلدز ، ف.سوودربيرج ، أ. (25 فبراير 2016). "بقايا الشباب من المستعرات الأعظمية من النوع Ia وأسلافها: دراسة SNR G1.9 + 0.3". مجلة الفيزياء الفلكية. 819 (1): 37. arXiv: 1510.08851. بيب كود: 2016 ApJ. 819. 37 ج. دوى: 10.3847 / 0004-637X / 819/1/37. S2CID119246128.
  18. ^
  19. كراوس ، أو. (2008). "كاسيوبيا أ المستعر الأعظم كان من النوع IIb". علم. 320 (5880): 1195-1197. arXiv: 0805.4557. بيب كود: 2008 Sci. 320.1195 ك. دوى: 10.1126 / العلوم .1155788. بميد18511684. S2CID40884513.
  20. ^
  21. دا سيلفا ، إل.إل. (1993). "تصنيف المستعرات الأعظمية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 202 (2): 215-236. بيب كود: 1993 Ap & ampSS.202..215D. دوى: 10.1007 / BF00626878. S2CID122727067.
  22. ^
  23. كوال ، سي تي (1968). "المقادير المطلقة للمستعرات الأعظمية". المجلة الفلكية. 73: 1021-1024. بيب كود: 1968AJ. 73.1021 ك. دوى: 10.1086 / 110763.
  24. ^
  25. لايبوندجوت ، ب. (2003). "مفاجأة كونية: الكون يتسارع". يوروبفيزيكس نيوز. 32 (4): 121-125. بيب كود: 2001 NEWs..32..121L. دوى: 10.1051 / epn: 2001401.
  26. ^
  27. فابيان ، أ.سي (2008). "انفجار من الماضي". علم. 320 (5880): 1167-1168. دوى: 10.1126 / العلوم .1158538. بميد18511676. S2CID206513073.
  28. ^
  29. Aschenbach ، ب. (1998). "اكتشاف بقايا مستعر أعظم شاب قريب". طبيعة. 396 (6707): 141 - 142. بيب كود: 1998 Natur.396..141A. دوى: 10.1038 / 24103. S2CID4426317.
  30. ^
  31. إيودين ، إيه إف وآخرون. (1998). "الانبعاث من 44 Ti المرتبط بمستعر أعظم مجري غير معروف سابقًا". طبيعة. 396 (6707): 142-144. بيب كود: 1998 Natur.396..142I. دوى: 10.1038 / 24106. S2CID4430526.
  32. ^
  33. "مجرة واحدة ، ثلاثة مستعرات عظمى". www.spacetelescope.org . تم الاسترجاع 18 يونيو 2018.
  34. ^
  35. سوبو دونغ ، ب.جيه وآخرون. (2016). "ASASSN-15lh: سوبر نوفا شديد السطوع". علم. 351 (6270): 257-260. arXiv: 1507.03010. بيب كود: 2016Sci. 351-257 د. دوى: 10.1126 / العلوم. aac9613. PMID26816375. S2CID31444274.
  36. ^
  37. ليلوداس ، ج. وآخرون. (2016). "ASASSN-15lh الفائق السطوع كحدث اضطراب مدّي من ثقب أسود كير". علم الفلك الطبيعي. 1 (2): 0002. arXiv: 1609.02927. بيب كود: 2016 NatAs. 1E. 2 لتر دوى: 10.1038 / s41550-016-0002. S2CID73645264.
  38. ^
  39. العينة الأولى (2017/02/13). "مستعر أعظم ضخم مرئي على بعد ملايين السنين الضوئية من الأرض". الحارس. مؤرشفة من الأصلي في 13 فبراير 2017. تم الاسترجاع 13 فبراير 2017.
  40. ^
  41. يارون ، أو.بيرلي ، دي إيه جال يام ، إيه جروه ، جيه إتش هوريش ، إيه أوفيك ، إي أو كولكارني ، إس آر سولرمان ، ج.فرانسون ، سي. (2017/02/13). "مادة محيطية كثيفة محصورة تحيط بمستعر أعظم عادي من النوع الثاني". فيزياء الطبيعة. 13 (5): 510-517. arXiv: 1701.02596. بيب كود: 2017 NatPh..13..510Y. دوى: 10.1038 / nphys4025. S2CID29600801.
  42. ^ أبجد
  43. صحفي في علم الفلك الآن (23 فبراير 2018). "عالم فلك هواة يقوم باكتشاف مرة واحدة في العمر". علم الفلك الآن . تم الاسترجاع 15 مايو 2018.
  44. ^
  45. Bersten، MC Folatelli، G. García، F. Van Dyk، SD Benvenuto، OG Orellana، M. Buso، V. Sánchez، JL Tanaka، M. Maeda، K. Filippenko، AV Zheng، W. Brink، TG Cenko، SB دي جايجر ، ت.كومار ، س.موريا ، تي جيه نوموتو ، ك.بيرلي ، دي إيه شيفرز ، آي سميث ، إن. (21 فبراير 2018). "اندفاع الضوء عند ولادة مستعر أعظم". طبيعة. 554 (7693): 497-499. arXiv: 1802.09360. بيب كود: 2018 Natur.554..497B. دوى: 10.1038 / nature25151. بميد29469097. S2CID4383303.
  46. ^
  47. ^ مايكل ف.بودي أنورين إيفانز (7 أبريل 2008). نوفي الكلاسيكية. صحافة جامعة كامبرج. ص 1 -. ردمك 978-1-139-46955-5.
  48. ^
  49. Osterbrock ، D.E (2001). "من صاغ كلمة سوبر نوفا حقا؟ من تنبأ بالنجوم النيوترونية لأول مرة؟". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية. 33: 1330. بيب كود: 2001 AAS. 199.1501O.
  50. ^
  51. بادي ، دبليو زويكي ، ف. (1934). "على سوبر نوفي". وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم. 20 (5): 254-259. بيب كود: 1934PNAS. 20..254 ب. دوى: 10.1073 / pnas.20.5.254. PMC1076395. بميد16587881.
  52. ^
  53. موردين ، ب.موردين ، ل. (1985). المستعرات الأعظمية (الطبعة الثانية). صحافة جامعة كامبرج. ص. 42. ردمك 978-0-521-30038-4.
  54. ^
  55. رينولدز ، إس بي وآخرون. (2008). "أصغر بقايا مستعر أعظم مجري: G1.9 + 0.3". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 680 (1): L41-L44. arXiv: 0803.1487. بيب كود: 2008 ApJ. 680 لترًا 41R. دوى: 10.1086 / 589570. S2CID67766657.
  56. ^
  57. كولجيت ، إس إيه ماكي ، سي (1969). "سطوع سوبر نوفا المبكر". مجلة الفيزياء الفلكية. 157: 623. بيب كود: 1969 ApJ. 157. 623 ج. دوى: 10.1086 / 150102.
  58. ^
  59. زوكرمان ، ب.مالكان ، إم أ. (1996). أصل الكون وتطوره. جونز وأمبير بارتليت التعلم. ص. 68. ISBN 978-0-7637-0030-0. مؤرشفة من الأصلي في 2016-08-20.
  60. ^
  61. Filippenko ، A.V. Li ، W.-D. تريفيرز ، ر.مودجاز ، م. (2001). "البحث عن سوبر نوفا مرصد ليك باستخدام تلسكوب كاتزمان التلقائي للتصوير". في Paczynski ، B. Chen ، W.-P. Lemme ، C. (محرران). تلسكوب صغير علم الفلك على نطاق عالمي. سلسلة مؤتمرات ASP. 246. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص. 121. بيب كود: 2001 ASPC..246..121F. ردمك 978-1-58381-084-2.
  62. ^
  63. أنتونيولي ، ب. وآخرون. (2004). "SNEWS: نظام الإنذار المبكر سوبر نوفا". مجلة جديدة للفيزياء. 6: 114. arXiv: astro-ph / 0406214. بيب كود: 2004 NJPh. 6. 114 أ. دوى: 10.1088 / 1367-2630 / 6/1/114. S2CID119431247.
  64. ^
  65. شولبيرج ، ك. (2000). "SNEWS: نظام الإنذار المبكر للمستعر الأعظم". وقائع مؤتمر AIP. 523: 355 - 361. arXiv: أسترو فتاه / 9911359. بيب كود: 2000AIPC..523..355S. CiteSeerX10.1.1.314.8663. دوى: 10.1063 / 1.1291879. S2CID5803494.
  66. ^
  67. Beacom ، J.F (1999). "سوبرنوفا نيوترينوات وكتل النيوترينو". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv: hep-ph / 9901300. بيب كود: 1999 RMxF. 45. 36 ب.
  68. ^
  69. فريمان ، جيه إيه وآخرون. (2008). "مسح Sloan Digital Sky Survey - Ii Supernova: الملخص الفني". المجلة الفلكية. 135 (1): 338–347. arXiv: 0708.2749. بيب كود: 2008AJ. 135. 338F. دوى: 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/338. S2CID53135988.
  70. ^
  71. بيرلماتر ، س.أ. (1997). "الاكتشاف المجدول لـ 7+ انزياح أحمر عالي SNe: أول نتائج علم الكونيات وحدوده ف0". In Ruiz-Lapuente، P. Canal، R. Isern، J. (eds.). المستعرات العظمى النووية الحرارية ، وقائع معهد الدراسات المتقدمة التابع لحلف الناتو. سلسلة معاهد الناتو للعلوم المتقدمة ج. 486. دوردريث: الناشرون الأكاديميون كلوير. ص. 749. arXiv: astro-ph / 9602122. بيب كود: 1997 ASIC..486..749P. دوى: 10.1007 / 978-94-011-5710-0_46.
  72. ^
  73. ليندر ، إي في هوترر ، د. (2003). "أهمية المستعرات الأعظمية في ض & gt 1.5 لاستكشاف الطاقة المظلمة ". مراجعة البدنية د. 67 (8): 081303. arXiv: astro-ph / 0208138. بيب كود: 2003 PhRvD..67h1303L. دوى: 10.1103 / PhysRevD.67.081303. S2CID8894913.
  74. ^
  75. بيرلماتر ، إس إيه وآخرون. (1997). "قياسات المعلمات الكونية Ω و من المستعرات العظمى السبعة الأولى في ض ≥ 0.35". مجلة الفيزياء الفلكية. 483 (2): 565. arXiv: astro-ph / 9608192. بيب كود: 1997 ApJ. 483..565P. دوى: 10.1086 / 304265. S2CID118187050.
  76. ^
  77. كوبين ، واي وآخرون. (2006). "مصنع سوبر نوفا القريب" (PDF). مراجعات علم الفلك الجديدة. 50 (4-5): 637-640. arXiv: أسترو فتاه / 0401513. بيب كود: 2006NewAR..50..436C. CiteSeerX10.1.1.316.4895. دوى: 10.1016 / j.newar.2006.02.035.
  78. ^
  79. كيرشنر ، ر.ب. (1980). "المستعر الأعظم من النوع الأول: وجهة نظر المراقب" (PDF). وقائع مؤتمر AIP. 63: 33-37. بيب كود: 1980 AIPC. 63. 33 ك. دوى: 10.1063 / 1.32212. hdl: 2027.42 / 87614.
  80. ^
  81. "قائمة المستعرات الأعظمية". المكتب المركزي للاتحاد الفلكي الدولي للبرقيات الفلكية. مؤرشفة من الأصلي في 12 نوفمبر 2010. تم الاسترجاع 2010-10-25.
  82. ^
  83. "كتالوج بادوفا - أسياجو سوبرنوفا". Osservatorio Astronomico di Padova. مؤرشفة من الأصلي بتاريخ 2014/01/10. تم الاسترجاع 2014/01/10.
  84. ^افتح كتالوج سوبرنوفا
  85. ^
  86. "انطباع الفنان عن سوبرنوفا 1993J". SpaceTelescope.org. مؤرشف من الأصل في 13 سبتمبر 2014. تم الاسترجاع 2014/09/12.
  87. ^ أب
  88. كابيلارو ، إي توراتو ، م. (2001). "أنواع المستعرات الأعظمية وأسعارها". تأثير الثنائيات على الدراسات السكانية النجمية. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. ص. 199. arXiv: astro-ph / 0012455. بيب كود: 2001 ASL..264..199C. دوى: 10.1007 / 978-94-015-9723-4_16. ردمك 978-0-7923-7104-5.
  89. ^ أبجد
  90. توراتو ، م. (2003). "تصنيف السوبرنوفا". المستعرات الأعظمية وجاما راي بورسترز. ملاحظات محاضرة في الفيزياء. 598. ص 21 - 36. arXiv: أسترو فتاه / 0301107. CiteSeerX10.1.1.256.2965. دوى: 10.1007 / 3-540-45863-8_3. ردمك 978-3-540-44053-6. S2CID15171296.
  91. ^ أبجد
  92. دوجيت ، ج.ب.برانش ، د. (1985). "دراسة مقارنة لمنحنيات ضوء المستعر الأعظم". المجلة الفلكية. 90: 2303. بيب كود: 1985AJ. 90.2303 د. دوى: 10.1086 / 113934.
  93. ^
  94. Bianco، F.B Modjaz، M. Hicken، M. Friedman، A. Kirshner، R.P Bloom، J. S. Challis، P. Marion، G.H Wood-Vasey، W.M Rest، A. (2014). "منحنيات ضوئية متعددة الألوان وقريبة من الأشعة تحت الحمراء لـ 64 مستعر أعظمي ذو غلاف مجزأ. ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 213 (2): 19. أر أكس: 1405.1428. بيب كود: 2014 ApJS..213. 19 ب. دوى: 10.1088 / 0067-0049 / 213/2/19. S2CID119243970.
  95. ^
  96. Filippenko ، A.V (1988). "سوبرنوفا 1987K: النوع الثاني في الشباب ، النوع الأول في الشيخوخة". المجلة الفلكية. 96: 1941. بيب كود: 1988 AJ. 96.1941F. دوى: 10.1086 / 114940.
  97. ^
  98. زويكي ، ف. (1964). "NGC 1058 و سوبر نوفا 1961". مجلة الفيزياء الفلكية. 139: 514. بيب كود: 1964 ApJ. 139. 514 ز. دوى: 10.1086 / 147779.
  99. ^
  100. زويكي ، ف. (1962). "ملاحظات جديدة ذات أهمية لعلم الكونيات". في ماكفيتي ، جي سي. مشاكل البحث خارج المجرة ، وقائع ندوة IAU. 15. نيويورك: مطبعة ماكميلان. ص. 347. بيب كود: 1962IAUS. 15..347Z.
  101. ^
  102. "صعود وسقوط مستعر أعظم". ESO صورة الأسبوع. مؤرشفة من الأصلي في 02 يوليو 2013. تم الاسترجاع 2013/06/14.
  103. ^
  104. Piro، A.L Thompson، T.A Kochanek، C. S. (2014). "التوفيق بين إنتاج 56Ni في المستعرات الأعظمية من النوع Ia مع سيناريوهات الانحطاط المزدوج". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 438 (4): 3456. arXiv: 1308.0334. بيب كود: 2014 MNRAS.438.3456P. دوى: 10.1093 / منراس / stt2451. S2CID27316605.
  105. ^
  106. تشين ، دبليو- سي. لي ، X.-D. (2009). "على أسلاف Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae". مجلة الفيزياء الفلكية. 702 (1): 686-691. أر أكسيف: 0907.0057. بيب كود: 2009 ApJ. 702. 686 ج. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 702/1/686. S2CID14301164.
  107. ^
  108. Howell، D.A Sullivan، M. Conley، A.J Carlberg، R.G (2007). "التطور المتوقع والملاحظ في متوسط ​​خصائص المستعرات الأعظمية من النوع Ia مع الانزياح الأحمر". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 667 (1): L37 – L40. arXiv: أسترو فتاه / 0701912. بيب كود: 2007 ApJ. 667 لتر 37 هـ. دوى: 10.1086 / 522030. S2CID16667595.
  109. ^ أب
  110. Mazzali ، P. A. Röpke ، F. K. Benetti ، S. Hillebrandt ، W. (2007). "آلية انفجار مشتركة للمستعرات الأعظمية من النوع الأول". علم. 315 (5813): 825-828. arXiv: أسترو فتاه / 0702351. بيب كود: 2007 Sci. 315.825 م. دوى: 10.1126 / العلوم .1136259. PMID17289993. S2CID16408991.
  111. ^
  112. ليب ، إ. هـ. ياو ، هـ .- ت. (1987). "فحص دقيق لنظرية Chandrasekhar للانهيار النجمي". مجلة الفيزياء الفلكية. 323 (1): 140-144. بيب كود: 1987 ApJ. 323..140 لتر. دوى: 10.1086 / 165813.
  113. ^ أب
  114. القناة ، R.Gutiérrez ، J.L (1997). "احتمال اتصال نجم قزم أبيض نيوتروني". في Isern ، J. Hernanz ، M. Gracia-Berro ، E. (eds.). الأقزام البيضاء ، وقائع ورشة العمل الأوروبية العاشرة حول الأقزام البيضاء. الأقزام البيضاء. 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. ص. 49. arXiv: astro-ph / 9701225. بيب كود: 1997 ASL..214. 49 ج. دوى: 10.1007 / 978-94-011-5542-7_7. ردمك 978-0-7923-4585-5. S2CID9288287.
  115. ^
  116. ويلر ، جي سي (2000). الكوارث الكونية: المستعرات الأعظمية ، انفجارات أشعة جاما ، والمغامرات في الفضاء الفائق. صحافة جامعة كامبرج. ص. 96. ردمك 978-0-521-65195-0. مؤرشفة من الأصلي في 10 سبتمبر 2015.
  117. ^
  118. خوخلوف ، إيه إم مولر ، إي هوفليش ، ب. أ. (1993). "منحنيات ضوئية لنماذج المستعر الأعظم من النوع IA بآليات انفجار مختلفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 270 (1-2): 223 - 248. بيب كود: 1993A & ampA. 270.223 ك.
  119. ^
  120. Röpke ، F. K. Hillebrandt ، W. (2004). "القضية المرفوعة ضد نسبة الكربون إلى الأكسجين للسلف كمصدر لتغيرات ذروة السطوع في النوع الأول من المستعرات الأعظمية". رسائل علم الفلك والفيزياء الفلكية. 420 (1): L1 – L4. arXiv: أسترو فتاه / 0403509. بيب كود: 2004A & ampA. 420 لتر. 1R. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20040135. S2CID2849060.
  121. ^ أب
  122. هيلبرانت ، دبليو نيماير ، جي سي (2000). "نماذج انفجار سوبر نوفا من النوع IA". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 38 (1): 191-230. arXiv: أسترو فتاه / 0006305. بيب كود: 2000 ARA & ampA.38..191H. دوى: 10.1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID10210550.
  123. ^
  124. Paczyński ، ب. (1976). "ثنائيات المغلفات المشتركة". في Eggleton ، P. Mitton ، S. Whelan ، J. (eds.). هيكل وتطور الأنظمة الثنائية القريبة. ندوة IAU رقم 73. Dordrecht: D. Reidel. ص 75-80. بيب كود: 1976IAUS. 73. 75 ص.
  125. ^
  126. ماكري ، إل إم ستانيك ، ك.ز.بيرسير ، د. جرينهيل ، إل جيه ريد ، إم جيه (2006). "مسافة Cepheid جديدة إلى مجرة ​​مضيف Maser NGC 4258 وانعكاساتها على ثابت هابل". مجلة الفيزياء الفلكية. 652 (2): 1133-1149. arXiv: أسترو فتاه / 0608211. بيب كود: 2006 ApJ. 652.1133 م. دوى: 10.1086 / 508530. S2CID15728812.
  127. ^
  128. كولجيت ، إس. (1979). "المستعرات الأعظمية كشمعة معيارية لعلم الكونيات". مجلة الفيزياء الفلكية. 232 (1): 404-408. بيب كود: 1979 ApJ. 232..404 ج. دوى: 10.1086 / 157300.
  129. ^
  130. رويز لابوينتي ، ب. وآخرون. (2000). "أسلاف المستعر الأعظم من النوع IA". ميموري ديلا سوسييتا أسترونوميكا إيطاليانا. 71: 435. بيب كود: 2000 MMSAI..71..435R.
  131. ^
  132. دان ، إم روسووج ، س.غيلوشون ، ج. راميريز-رويز ، إي. (2012). "كيف يعتمد اندماج اثنين من الأقزام البيضاء على نسبة كتلتهما: الاستقرار المداري والانفجارات عند التلامس". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 422 (3): 2417. arXiv: 1201.2406. بيب كود: 2012 MNRAS.422.2417D. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID119159904.
  133. ^
  134. Howell ، D.A et al. (2006). "النوع Ia supernova SNLS-03D3bb من نجم قزم أبيض ذو كتلة فائقة شاندراسيخار". طبيعة. 443 (7109): 308-311. arXiv: أسترو فتاه / 0609616. بيب كود: 2006 Natur.443..308H. دوى: 10.1038 / nature05103. PMID16988705. S2CID4419069.
  135. ^
  136. تاناكا ، إم وآخرون. (2010). "القياس الطيفي للنوع Ia Supernova 2009dc شديد الإضاءة للغاية: انفجار كروي تقريبًا للقزم الأبيض الفائق الكتلة شاندراسيخار". مجلة الفيزياء الفلكية. 714 (2): 1209. arXiv: 0908.2057. بيب كود: 2010 ApJ. 714.1209T. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 714/2/1209. S2CID13990681.
  137. ^
  138. وانج ، بي ليو ، دي جيا ، إس هان ، زي (2014)."انفجارات الهيليوم مزدوجة التفجير لأسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ia". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. 9 (S298): 442. arXiv: 1301.1047. بيب كود: 2014IAUS..298..442W. دوى: 10.1017 / S1743921313007072. S2CID118612081.
  139. ^
  140. فولي ، آر جيه وآخرون. (2013). "نوع Iax Supernovae: فئة جديدة من الانفجار النجمي". مجلة الفيزياء الفلكية. 767 (1): 57. arXiv: 1212.2209. بيب كود: 2013 ApJ. 767. 57F. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 767/1/57. S2CID118603977.
  141. ^
  142. ماكولي ، سي وآخرون. (2014). "نظام سلف أزرق مضيء لنوع Iax supernova 2012Z". طبيعة. 512 (7512): 54-56. arXiv: 1408.1089. بيب كود: 2014 Natur.512. 54 م. دوى: 10.1038 / nature13615. بميد 25100479. S2CID4464556.
  143. ^
  144. سيلفرمان ، جيه إم وآخرون. (2013). "تفاعل قوي من النوع Ia Supernovae مع وسطها النجمي". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 207 (1): 3. arXiv: 1304.0763. بيب كود: 2013 ApJS..207. 3S. دوى: 10.1088 / 0067-0049 / 207/1/3. S2CID51415846.
  145. ^ أبج
  146. هيجر ، إيه فراير ، سي إل ووسلي ، إس إي لانجر ، إن هارتمان ، دي إتش (2003). "كيف أنهى نجوم مفردة ضخمة حياتهم". مجلة الفيزياء الفلكية. 591 (1): 288 - 300. arXiv: أسترو فتاه / 0212469. بيب كود: 2003 ApJ. 591 288 هـ. دوى: 10.1086 / 375341. S2CID59065632.
  147. ^
  148. نوموتو ، ك. تاناكا ، إم توميناغا ، إن مايدا ، ك. (2010). "Hypernovae ، انفجارات أشعة جاما ، والنجوم الأولى". مراجعات علم الفلك الجديدة. 54 (3-6): 191. بيب كود: 2010 NewAR..54..191N. دوى: 10.1016 / j.newar.2010.09.022.
  149. ^
  150. موريا ، ت ج. (2012). "أسلاف إعادة تجميع بقايا المستعر الأعظم". مجلة الفيزياء الفلكية. 750 (1): L13. arXiv: 1203.5799. بيب كود: 2012 ApJ. 750 لتر 13 م. دوى: 10.1088 / 2041-8205 / 750/1 / L13. S2CID119209527.
  151. ^
  152. سميث ، ن وآخرون. (2009). "Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor". مجلة الفيزياء الفلكية. 697 (1): إل 49. arXiv: 0811.3929. بيب كود: 2009 ApJ. 697 لترًا 49 ثانية. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 697/1 / L49. S2CID17627678.
  153. ^
  154. فراير ، سي إل نيو ، كاي سي بي (2003). "موجات الجاذبية من انهيار الجاذبية". المراجعات الحية في النسبية. 6 (1): 2. arXiv: gr-qc / 0206041. بيب كود: 2003 LRR. 6. 2F. دوى: 10.12942 / lrr-2003-2. PMC5253977. بميد 28163639.
  155. ^ أبجد
  156. Woosley ، S. E. Janka ، H.-T. (2005). "فيزياء سوبر نوفا الأساسية الانهيار". فيزياء الطبيعة. 1 (3): 147-154. arXiv: أسترو فتاه / 0601261. بيب كود: 2005 NatPh. 1..147 واط. CiteSeerX10.1.1.336.2176. دوى: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  157. ^
  158. جانكا ، هـ. لانجانك ، ك.ماريك ، أ.مارتينيز بينيدو ، ج. مولر ، ب. (2007). "نظرية المستعرات الأعظمية الانهيار الأساسية". تقارير الفيزياء. 442 (1-6): 38-74. arXiv: أسترو فتاه / 0612072. بيب كود: 2007 PhR. 442. 38 ي. دوى: 10.1016 / j.physrep.2007.02.002. S2CID15819376.
  159. ^
  160. جريبين ، جي آر جريبين ، م. (2000). ستاردست: المستعرات الأعظمية والحياة - الارتباط الكوني. مطبعة جامعة ييل. ص. 173. ISBN 978-0-300-09097-0.
  161. ^ أب
  162. Barwick، S.W Beacom، J.F Cianciolo، V. Dodelson، S. Feng، J.L Fuller، G.M Kaplinghat، M. McKay، D.W Meszaros، P. Mezzacappa، A. Murayama، H. Olive ، K.A Stanev ، T.Walker ، T.P (2004). "دراسة نيوترينو APS: تقرير مجموعة عمل الفيزياء الفلكية وعلم الكونيات النيوترينو". arXiv: أسترو فتاه / 0412544.
  163. ^
  164. ميرا ، إي إس بوروز ، أ. (1990). "النيوترينوات من المستعرات الأعظمية من النوع الثاني - أول 100 مللي ثانية". مجلة الفيزياء الفلكية. 364: 222 - 231. بيب كود: 1990 ApJ. 364.222 م. دوى: 10.1086 / 169405.
  165. ^ أب
  166. كاسن ، دي.وسلي ، إس إي هيغر ، أ. (2011). "سوبرنوفا عدم استقرار الزوج: منحنيات الضوء ، أطياف ، وصدمة اندلاع". مجلة الفيزياء الفلكية. 734 (2): 102. arXiv: 1101.3336. بيب كود: 2011ApJ. 734..102 ك. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 734/2/102. S2CID118508934.
  167. ^ أب
  168. Poelarends ، A.J.T Herwig ، F. Langer ، N. Heger ، A. (2008). "قناة سوبرنوفا لنجوم Super ‐ AGB". مجلة الفيزياء الفلكية. 675 (1): 614-625. arXiv: 0705.4643. بيب كود: 2008 ApJ. 675. 614 ص. دوى: 10.1086 / 520872. S2CID18334243.
  169. ^
  170. جيلمور ، ج. (2004). "ASTRONOMY: الحياة القصيرة المذهلة للنجم". علم. 304 (5679): 1915-1916. دوى: 10.1126 / العلوم .1100370. بميد15218132. S2CID116987470.
  171. ^
  172. فور ، جي مينسينج ، تي إم (2007). "حياة وموت النجوم". مقدمة في علوم الكواكب. ص 35-48. دوى: 10.1007 / 978-1-4020-5544-7_4. ردمك 978-1-4020-5233-0.
  173. ^
  174. ماليساني ، د. وآخرون. (2009). "التحديد الطيفي المبكر لـ SN 2008D". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 692 (2): L84. arXiv: 0805.1188. بيب كود: 2009 ApJ. 692 لترًا 84 م. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84. S2CID1435322.
  175. ^
  176. Svirski ، G. Nakar ، E. (2014). "Sn 2008D: انفجار وولف رايت من خلال ريح كثيفة". مجلة الفيزياء الفلكية. 788 (1): L14. arXiv: 1403.3400. بيب كود: 2014 ApJ. 788 لترًا. 14 ثانية. دوى: 10.1088 / 2041-8205 / 788/1 / L14. S2CID118395580.
  177. ^
  178. بولس ، أو. (1997). "أسلاف ثنائية قريبة من النوع Ib / Ic و IIb / II-L Supernovae". في ليونغ ، ك. (محرر). وقائع مؤتمر حافة المحيط الهادئ الثالث حول التطورات الأخيرة في أبحاث النجوم الثنائية. سلسلة مؤتمرات ASP. 130. ص 153 - 158. بيب كود: 1997 ASPC..130..153P.
  179. ^ أبج
  180. إلدريدج ، جيه جيه فريزر ، إم سمارت ، إس جيه موند ، جي آر كروكيت ، آر مارك (2013). "موت النجوم الضخمة - 2. قيود المراقبة على أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ibc". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 436 (1): 774. arXiv: 1301.1975. بيب كود: 2013 MNRAS.436..774E. دوى: 10.1093 / منراس / stt1612. S2CID118535155.
  181. ^
  182. رايدر ، إس دي وآخرون. (2004). "التحويرات في منحنى الضوء الراديوي للمستعر الأعظم من النوع IIb 2001ig: دليل على سلف ثنائي من Wolf-Rayet؟". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 349 (3): 1093-1100. arXiv: أسترو فتاه / 0401135. بيب كود: 2004 MNRAS.349.1093R. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID18132819.
  183. ^
  184. Inserra، C. et al. (2013). "سوبر نوفا من النوع الأول الفائق الإضاءة: اصطياد نجم مغناطيسي من الذيل". مجلة الفيزياء الفلكية. 770 (2): 28. arXiv: 1304.3320. بيب كود: 2013 ApJ. 770.128I. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 770/2/128. S2CID13122542.
  185. ^
  186. نيكول ، م وآخرون. (2013). "المستعرات الأعظمية المتلاشية ببطء التي لا تعتبر انفجارات زوجية غير مستقرة". طبيعة. 502 (7471): 346-349. arXiv: 1310.4446. بيب كود: 2013 Natur.502..346N. دوى: 10.1038 / nature12569. PMID24132291. S2CID4472977.
  187. ^
  188. توريس ، تي إم لانجر ، إن موريا ، تي جيه بودسيادلوفسكي ، بي يون ، إس. Blinnikov ، S.I (2013). "المستعرات الأعظمية من النوع Ic فائقة التجريد من التطور الثنائي القريب". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 778 (2): L23. arXiv: 1310.6356. بيب كود: 2013 ApJ. 778 لتر 23 ت. دوى: 10.1088 / 2041-8205 / 778/2 / L23. S2CID50835291.
  189. ^
  190. Drout، MR Soderberg، AM Mazzali، PA Parrent، JT Margutti، R. Milisavljevic، D. Sanders، NE Chornock، R. Foley، RJ Kirshner، RP Filippenko، AV Li، W. Brown، PJ Cenko، SB Chakraborti، S. تشاليس ، ب.فريدمان ، أ. غانيشالينغام ، إم هيكن ، إم. جنسن ، سي مودجاز ، إم بيريتس ، إتش بي سيلفرمان ، جي إم وونغ ، دي إس (2013). "الاضمحلال السريع والغاضب لنوع Ic Supernova 2005ek الغريب". مجلة الفيزياء الفلكية. 774 (58): 44. arXiv: 1306.2337. بيب كود: 2013 ApJ. 774. 58 د. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 774/1/58. S2CID118690361.
  191. ^
  192. رينولدز ، تي إم فريزر ، إم جيلمور ، جي (2015). "ذهب دون ضجة: مسح أرشيفية HST لاختفاء النجوم الضخمة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 453 (3): 2886 - 2901. arXiv: 1507.05823. بيب كود: 2015 MNRAS.453.2885R. دوى: 10.1093 / mnras / stv1809. S2CID119116538.
  193. ^
  194. Gerke ، J.R Kochanek ، C.S Stanek ، K.Z. (2015). "البحث عن المستعرات الأعظمية الفاشلة باستخدام التلسكوب ذو العينين الكبير: أول المرشحين". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 450 (3): 3289-3305. arXiv: 1411.1761. بيب كود: 2015 MNRAS.450.3289G. دوى: 10.1093 / mnras / stv776. S2CID119212331.
  195. ^ أب
  196. آدامز ، إس إم كوتشانك ، سي إس بيكوم ، جيه إف فاجينز ، إم آر ستانيك ، ك.ز. (2013). "مراقبة المستعر الأعظم القادم من المجرة". مجلة الفيزياء الفلكية. 778 (2): 164. arXiv: 1306.0559. بيب كود: 2013 ApJ. 778..164A. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 778/2/164. S2CID119292900.
  197. ^
  198. بودانسكي ، دي كلايتون ، دي دي فاولر ، دبليو إيه (1968). "التركيب النووي أثناء حرق السيليكون". رسائل المراجعة البدنية. 20 (4): 161. بيب كود: 1968 PhRvL..20..161B. دوى: 10.1103 / PhysRevLett.20.161.
  199. ^ أب
  200. ماتز ، إس إم شارك ، جي إتش ليسينج ، إم دي تشوب ، إي إل فيستراند ، دبليو تي بورسيل ، دبليو آر ستريكمان ، إم إس. ريبين ، سي (1988). "انبعاث خط أشعة جاما من SN1987A". طبيعة. 331 (6155): 416. بيب كود: 1988 Natur.331..416M. دوى: 10.1038 / 331416a0. S2CID4313713.
  201. ^
  202. كاسن ، دي.وسلي ، إس إي (2009). "المستعرات العظمى من النوع الثاني: منحنيات الضوء النموذجية وعلاقات الشموع القياسية". مجلة الفيزياء الفلكية. 703 (2): 2205. arXiv: 0910.1590. بيب كود: 2009 ApJ. 703.2205 ك. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 703/2/2205. S2CID42058638.
  203. ^
  204. تشورازوف ، إي سونيايف ، آر إيزرن ، ج.كنودلسدير ، جيه جين ، بي ليبرون ، إف تشوغاي ، إن. غريبينيف ، إس برافو ، إي سازونوف ، إس رينو ، إم. (2014). "خطوط انبعاث أشعة Cobalt-56 Type من النوع Ia supernova 2014J". طبيعة. 512 (7515): 406–8. arXiv: 1405.3332. بيب كود: 2014 Natur.512..406C. دوى: 10.1038 / nature13672. بميد 25164750. S2CID917374.
  205. ^
  206. باربون ، ر. سياتي ، ف. روزينو ، إل (1979). "الخصائص الضوئية للمستعرات الأعظمية من النوع الثاني". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 72: 287. بيب كود: 1979A & ampA. 72. 287 ب.
  207. ^
  208. لي ، و. ليمان ، ج. شورنوك ، ر. فيليبينكو ، أ ف بوزنانسكي ، د. جانيشالينجام ، إم وانج ، إكس مودجاز ، إم جها ، إس فولي ، آر جيه سميث ، إن (2011). "معدلات السوبرنوفا القريبة من Lick Observatory Supernova Search - II. وظائف اللمعان المرصودة وأجزاء المستعرات الأعظمية في عينة كاملة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 412 (3): 1441. arXiv: 1006.4612. بيب كود: 2011 MNRAS.412.1441L. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2011.18160.x. S2CID59467555.
  209. ^
  210. Richardson، D. Branch، D.Casebeer، D. Millard، J. Thomas، R.C Baron، E. (2002). "دراسة مقارنة لتوزيعات الحجم المطلق للنجوم المتفجرة". المجلة الفلكية. 123 (2): 745-752. arXiv: أسترو فتاه / 0112051. بيب كود: 2002AJ. 123. 745R. دوى: 10.1086 / 338318. S2CID5697964.
  211. ^
  212. فريل ، دي إيه جياكاني ، إي بي جوس ، دبليو ميلر دوبنر ، جي إم (1996). "سديم رياح النجم حول PSR B1853 + 01 في بقايا المستعر الأعظم W44". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 464 (2): L165 – L168. arXiv: أسترو فتاه / 9604121. بيب كود: 1996 ApJ. 464 لترًا 165 فهرنهايت. دوى: 10.1086 / 310103. S2CID119392207.
  213. ^
  214. Höflich ، P. A. Kumar ، P. Wheeler ، J. Craig (2004). "ركلات النجم النيوتروني وعدم تناسق المستعر الأعظم". انفجارات كونية في ثلاثة أبعاد: عدم تناسق في المستعرات الأعظمية وانفجارات أشعة جاما. انفجارات كونية في ثلاثة أبعاد. صحافة جامعة كامبرج. ص. 276. arXiv: astro-ph / 0312542. بيب كود: 2004cetd.conf..276L.
  215. ^
  216. فراير ، سي إل (2004). "النجم النيوتروني ينطلق من الانهيار غير المتماثل". مجلة الفيزياء الفلكية. 601 (2): L175 – L178. arXiv: أسترو فتاه / 0312265. بيب كود: 2004 ApJ. 601 لترًا. دوى: 10.1086 / 382044. S2CID1473584.
  217. ^
  218. جيلكيس ، أ.سوكر ، إن. (2014). "تداعيات الاضطراب على الطائرات في انفجارات سوبر نوفا الانهيار الأساسي". مجلة الفيزياء الفلكية. 806 (1): 28. arXiv: 1412.4984. بيب كود: 2015 ApJ. 806. 28 ز. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 806/1 / 28. S2CID119002386.
  219. ^
  220. خوخلوف ، أ.م وآخرون. (1999). "الانفجارات التي يسببها النفاث لنظارات انهيار النواة الأساسية". مجلة الفيزياء الفلكية. 524 (2): L107. arXiv: أسترو فتاه / 9904419. بيب كود: 1999 ApJ. 524 لترًا. دوى: 10.1086 / 312305. S2CID37572204.
  221. ^
  222. وانج ، ل. وآخرون. (2003). "Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of Normal Type Ia Supernova". مجلة الفيزياء الفلكية. 591 (2): 1110-1128. arXiv: أسترو فتاه / 0303397. بيب كود: 2003 ApJ. 591.1110 واط. دوى: 10.1086 / 375444. S2CID2923640.
  223. ^ أب
  224. مازالي ، بي إيه نوموتو ، كي آي كابيلارو ، إي ناكامورا ، تي أوميدا ، إتش إيواموتو ، ك. (2001). "هل يمكن للاختلافات في وفرة النيكل في نماذج شاندراسيخار ‐ أن تشرح العلاقة بين السطوع ومعدل الانخفاض للنجوم المستعرات الأعظمية من النوع العادي من النوع الأول؟". مجلة الفيزياء الفلكية. 547 (2): 988. arXiv: astro-ph / 0009490. بيب كود: 2001 ApJ. 547..988 م. دوى: 10.1086 / 318428. S2CID9324294.
  225. ^
  226. إيواموتو ، ك. (2006). "انبعاث النيوترينو من النوع الأول المستعر الأعظم". وقائع مؤتمر AIP. 847: 406-408. بيب كود: 2006AIPC..847..406I. دوى: 10.1063 / 1.2234440.
  227. ^
  228. Hayden، BT Garnavich، PM Kessler، R. Frieman، JA Jha، SW Bassett، B. Cinabro، D. Dilday، B. Kasen، D. Marriner، J. Nichol، RC Riess، AG Sako، M. Schneider، DP Smith ، M. Sollerman، J. (2010). "صعود وسقوط منحنيات الضوء المستعر الأعظم من النوع الأول في مسح سوبر نوفا SDSS-II". مجلة الفيزياء الفلكية. 712 (1): 350-366. arXiv: 1001.3428. بيب كود: 2010 ApJ. 712.350 هـ. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 712/1/350. S2CID118463541.
  229. ^
  230. جانكا ، هـ. (2012). "آليات انفجار سوبر نوفا الأساسية". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمات. 62 (1): 407-451. arXiv: 1206.2503. بيب كود: 2012 ARNPS..62..407J. دوى: 10.1146 / annurev-nucl-102711-094901. S2CID118417333.
  231. ^
  232. سمارت ، ستيفن جيه نوموتو ، كينيتشي كابيلارو ، إنريكو ناكامورا ، تاكايوشي أوميدا ، هيديوكي إيواموتو ، كويتشي (2009). "أسلاف المستعرات الأعظمية لانهيار النواة". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 47 (1): 63-106. arXiv: 0908.0700. بيب كود: 2009 ARA & ampA.47. 63 ثانية. دوى: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  233. ^ أبجده
  234. سمارت ، ستيفن جيه طومسون ، تود أ.كوشانك ، كريستوفر س. (2009). "أسلاف المستعرات الأعظمية الأساسية للانهيار". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 47 (1): 63-106. arXiv: 0908.0700. بيب كود: 2009 ARA & ampA.47. 63 ثانية. دوى: 10.1146 / annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  235. ^
  236. Walmswell ، J.J.Eldridge ، J.J. (2012). "الغبار النجمي كحل لمشكلة سلف المستعر الأعظم العملاق الأحمر". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 419 (3): 2054. arXiv: 1109.4637. بيب كود: 2012 MNRAS.419.2054W. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID118445879.
  237. ^
  238. جورجي ، سي (2012). "العمالقة الصفراء هي أسلاف المستعر الأعظم: هل هي مؤشر على فقدان كتلة كبير للعمالقة الحمراء؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 538: L8 – L2. arXiv: 1111.7003. بيب كود: 2012A & ampA. 538 لتر. 8G. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201118372. S2CID55001976.
  239. ^
  240. يون ، S. -C. جرافنر ، ج.فينك ، ج.س.كوزيريفا ، إيه إيزارد ، آر ج. (2012). "حول طبيعة أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c وإمكانية اكتشافها". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 544: L11. arXiv: 1207.3683. بيب كود: 2012A & ampA. 544 لتر 11 سنة. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  241. ^
  242. غروه ، ج.ه.ماينيت ، ج.إكستروم ، س. (2013). "التطور الهائل للنجوم: المتغيرات الزرقاء المضيئة كأسلاف مستعرات عظمى غير متوقعة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 550: L7. arXiv: 1301.1519. بيب كود: 2013 A & ampA. 550 لتر. 7 ز. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201220741. S2CID119227339.
  243. ^
  244. يون ، S.-C. جرافنر ، ج.فينك ، ج.س.كوزيريفا ، إيه إيزارد ، آر ج. (2012). "حول طبيعة أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib / c وإمكانية اكتشافها". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 544: L11. arXiv: 1207.3683. بيب كود: 2012A & ampA. 544 لتر 11 سنة. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201219790. S2CID118596795.
  245. ^ أبج
  246. جونسون ، جينيفر أ. (2019). "ملء الجدول الدوري: التركيب النووي للعناصر". علم. 363 (6426): 474-478. بيب كود: 2019Sci. 363.474 ج. دوى: 10.1126 / science.aau9540. PMID30705182. S2CID59565697.
  247. ^
  248. François، P. Matteucci، F. Cayrel، R. Spite، M. Spite، F. Chiappini، C. (2004). "تطور مجرة ​​درب التبانة من مراحلها الأولى: قيود على التركيب النووي النجمي". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 421 (2): 613-621. arXiv: أسترو فتاه / 0401499. بيب كود: 2004A & ampA. 421..613F. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20034140. S2CID16257700.
  249. ^ أب
  250. تروران ، جيه دبليو (1977). "التركيب النووي للمستعر الأعظم". في شرام ، دي إن. (محرر). المستعرات الأعظمية. مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 66. سبرينغر. ص 145 - 158. دوى: 10.1007 / 978-94-010-1229-4_14. ردمك 978-94-010-1231-7.
  251. ^
  252. نوموتو ، كينيشي ليونج ، شينج تشي (2018). "النماذج المنحلة المنفردة من النوع الأول المستعر الأعظم: تطور السلف وعوائد التخليق النووي". مراجعات علوم الفضاء. 214 (4): 67. arXiv: 1805.10811. بيب كود: 2018 SSRv.214. 67N. دوى: 10.1007 / s11214-018-0499-0. S2CID118951927.
  253. ^
  254. Maeda ، K. Röpke ، F.K. فينك ، إم هيلبرانت ، دبليو ترافاليو ، سي تييلمان ، إف-ك. (2010). "النيوكليوزينثيسيس في نماذج التفجير المؤجلة ثنائية الأبعاد من النوع الأول من انفجارات سوبر نوفا". مجلة الفيزياء الفلكية. 712 (1): 624-638. arXiv: 1002.2153. بيب كود: 2010 ApJ. 712.624 م. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 712/1 / 624. S2CID119290875.
  255. ^
  256. واناجو ، شينيا جانكا ، هانز توماس مولر ، برنارد (2011). "المستعرات الأعظمية التي تلتقط الإلكترون كأصل لعناصر تتجاوز الحديد". مجلة الفيزياء الفلكية. 726 (2): L15. arXiv: 1009.1000. بيب كود: 2011ApJ. 726 لتر 15 واط. دوى: 10.1088 / 2041-8205 / 726/2 / L15. S2CID119221889.
  257. ^
  258. Eichler، M. Nakamura، K. Takiwaki، T. Kuroda، T. Kotake، K. Hempel، M. Cabezón، R. Liebendörfer، M. Thielemann، F-K (2018). "التخليق النووي في المستعرات الأعظمية ثنائية الأبعاد من 11.2 و 17.0 M⊙: الآثار المترتبة على إنتاج Mo و Ru". مجلة الفيزياء G: الفيزياء النووية والجسيمات. 45 (1): 014001. arXiv: 1708.08393. بيب كود: 2018 JPhG. 45a4001E. دوى: 10.1088 / 1361-6471 / aa8891. S2CID118936429.
  259. ^
  260. Qian، Y.-Z. Vogel ، P. Wasserburg ، G.J. (1998). "مصادر متنوعة للمستعرات الأعظمية لعملية r". مجلة الفيزياء الفلكية. 494 (1): 285 - 296. arXiv: أسترو فتاه / 9706120. بيب كود: 1998 ApJ. 494. 285Q. دوى: 10.1086 / 305198. S2CID15967473.
  261. ^
  262. سيجل ، دانيال م.بارنز ، جينيفر ميتزجر ، بريان د. (2019). "الانهيارات كمصدر رئيسي لعناصر عملية r". طبيعة. 569 (7755): 241-244. arXiv: 1810.00098. بيب كود: 2019 Natur.569..241S. دوى: 10.1038 / s41586-019-1136-0. PMID31068724. S2CID73612090.
  263. ^
  264. جونزاليس ، ج.براونلي ، د. وارد ، ب. (2001). "منطقة المجرة الصالحة للسكن: التطور الكيميائي للمجرة". إيكاروس. 152 (1): 185. arXiv: astro-ph / 0103165. بيب كود: 2001 Icar..152..185G. دوى: 10.1006 / icar.2001.6617. S2CID18179704.
  265. ^
  266. رو ، جونغي ميليسافليفيتش ، داني سارانجي ، أركابرابا مارجوتي ، رافايلا شورنوك ، ريان ريست ، أرمين جراهام ، ميليسا كريج ويلر ، جيه دي بوي ، دارين وانج ، ليفان مارشال ، جينيفر ويليامز ، جرانت ستريت ، راشيل سكيدمور ، وارين هاوجينج ، يان بلوم ، جاي. Starrfield ، Sumner Lee ، Chien-Hsiu Cowperthwaite ، Philip S. Stringfellow ، Guy S. Coppejans ، Deanne Terreran ، Giacomo Sravan ، Niharika Geballe ، Thomas R. Evans ، Aneurin Marion ، Howie (2019). "الورقة البيضاء للعلوم Astro2020: هل المستعرات الأعظمية هي منتج الغبار في الكون المبكر؟". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية. 51 (3): 351. arXiv: 1904.08485. بيب كود: 2019BAAS. 51 ج 351 ر.
  267. ^
  268. كوكس ، دي بي (1972). "تبريد وتطور بقايا مستعر أعظم". مجلة الفيزياء الفلكية. 178: 159. بيب كود: 1972ApJ. 178/159 ج. دوى: 10.1086 / 151775.
  269. ^
  270. ساندستروم ، كيه إم بولاتو ، إيه دي ستانيميروفيتش ، إس فان لون ، جيه ث. سميث ، جي دي تي (2009). "قياس إنتاج الغبار في سحابة ماجلان الصغيرة ، بقايا المستعر الأعظم 1E 0102.2–7219". مجلة الفيزياء الفلكية. 696 (2): 2138-2154. arXiv: 0810.2803. بيب كود: 2009 ApJ. 696.2138S. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 696/2/2138. S2CID8703787.
  271. ^
  272. Preibisch ، T. Zinnecker ، H. (2001). "تشكيل النجوم المشغلة في جمعية Scorpius-Centaurus OB (Sco OB2)". من الظلام إلى النور: أصل وتطور العناقيد النجمية الشابة. 243: 791. arXiv: astro-ph / 0008013. بيب كود: 2001 ASPC..243..791P.
  273. ^
  274. كريبس ، ج.هيلبرانت ، و. (1983). "تفاعل واجهات صدمات المستعرات الأعظمية والسحب بين النجوم القريبة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 128 (2): 411. بيب كود: 1983A & ampA. 128..411 ك.
  275. ^
  276. كاميرون ، A.G.W. تروران ، ج. (1977). "المستعر الأعظم لتكوين النظام الشمسي". إيكاروس. 30 (3): 447. بيب كود: 1977Icar. 30. 447 ج. دوى: 10.1016 / 0019-1035 (77) 90101-4.
  277. ^
  278. ستار ، ميشيل (1 يونيو 2020). "قام علماء الفلك بتضييق مصدر تلك الإشارات الراديوية القوية من الفضاء". ScienceAlert.com . تم الاسترجاع 2 يونيو 2020.
  279. ^
  280. بهاندان ، شيفاني (1 يونيو 2020). "المجرات المضيفة وأسلاف الانفجارات الراديوية السريعة المترجمة مع مجموعة الكيلومترات المربعة الأسترالية باثفايندر". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 895 (2): L37. arXiv: 2005.13160. بيب كود: 2020 ApJ. 895 لترًا 37 ب. دوى: 10.3847 / 2041-8213 / ab672e. S2CID218900539.
  281. ^
  282. أكرمان ، إم وآخرون. (2013). "الكشف عن توقيع بيون-تسوس المميز في بقايا سوبر نوفا". علم. 339 (6121): 807-11. arXiv: 1302.3307. بيب كود: 2013Sci. 339..807 أ. دوى: 10.1126 / العلوم .1231160. PMID23413352. S2CID29815601.
  283. ^
  284. أوت ، سي دي وآخرون. (2012). “Core-Collapse Supernovae، Neutrinos، Gravitational Waves”. الفيزياء النووية ب: ملاحق الإجراءات. 235: 381-387. arXiv: 1212.4250. بيب كود: 2013NuPhS.235..381O. دوى: 10.1016 / j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID34040033.
  285. ^
  286. موروزوفا ، فيكتوريا راديس ، ديفيد بوروز ، آدم فارتانيان ، ديفيد (2018). "إشارة موجة الجاذبية من سوبر نوفا الأساسية الانهيار". مجلة الفيزياء الفلكية. 861 (1): 10. arXiv: 1801.01914. بيب كود: 2018 ApJ. 861. 10 م. دوى: 10.3847 / 1538-4357 / aac5f1. S2CID118997362.
  287. ^
  288. الحقول ، ب.د.هوكموث ، ك.أ.إليس ، ج. (2005). "قشور أعماق المحيطات كتلسكوبات: استخدام النظائر المشعة الحية لاستكشاف التركيب النووي للمستعر الأعظم". مجلة الفيزياء الفلكية. 621 (2): 902-907. arXiv: أسترو فتاه / 0410525. بيب كود: 2005 ApJ. 621..902F. دوى: 10.1086 / 427797. S2CID17932224.
  289. ^
  290. كني وآخرون. (2004). "شذوذ 60 Fe في قشرة المنغنيز في أعماق البحار وآثارها على مصدر مستعر أعظم قريب". رسائل المراجعة البدنية. 93 (17): 171103 - 171106. بيب كود: 2004 PhRvL..93q1103K. دوى: 10.1103 / PhysRevLett.93.171103. بميد15525065. S2CID23162505.
  291. ^
  292. الحقول ، ب.د.إيليس ، ج. (1999). "على أعماق المحيطات Fe-60 كأحفورة لمستعر أعظم قريب من الأرض". علم الفلك الجديد. 4 (6): 419-430. arXiv: أسترو فتاه / 9811457. بيب كود: 1999 NewA. 4. 419F. دوى: 10.1016 / S1384-1076 (99) 00034-2. S2CID2786806.
  293. ^
  294. "باختصار". Scientific American. 300 (5): 28. 2009. بيب كود: 2009 SciAm.300e..28 .. دوى: 10.1038 / scientificamerican0509-28a.
  295. ^
  296. جوريليك ، م. (2007). "خطر المستعر الأعظم". سكاي & تلسكوب. 113 (3): 26. بيب كود: 2007 S & ampT. 113 ج 26 ز.
  297. ^
  298. جيريلز ، ن. وآخرون. (2003). "نضوب الأوزون من المستعرات الأعظمية القريبة". مجلة الفيزياء الفلكية. 585 (2): 1169-1176. arXiv: أسترو فتاه / 0211361. بيب كود: 2003 ApJ. 585.1169G. دوى: 10.1086 / 346127. S2CID15078077.
  299. ^
  300. فان دير سلويز ، إم في لاميرز ، إتش جي جي إل إم (2003). "ديناميكيات السديم M1-67 حول الهروب من نجم وولف-رايت WR 124". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 398: 181–194. arXiv: أسترو فتاه / 0211326. بيب كود: 2003 A & ampA. 398..181V. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20021634. S2CID6142859.
  301. ^
  302. ترامبر ، إف سترال ، إس إم سانيال ، دي سانا ، إتش دي كوتر ، إيه جرافنر ، جي لانجر ، إن فينك ، جي إس دي مينك ، إس إي كابير ، إل (2015). "النجوم الضخمة على وشك الانفجار: خصائص تسلسل الأكسجين لنجوم Wolf-Rayet". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 581: A110. arXiv: 1507.00839. بيب كود: 2015A & ampA. 581A.110T. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201425390. S2CID56093231.
  303. ^
  304. ترامبر ، إف جرافينر ، جي هارتوج ، أو.إي سانا ، إتش دي كوتر ، إيه فينك ، ج.س.إيلربروك ، إل إي لانجر ، إن جارسيا ، إم. "حول طبيعة نجوم WO: تحليل كمي لنجم WO3 DR1 في IC 1613". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 559: أ 72. arXiv: 1310.2849. بيب كود: 2013 A & ampA. 559 أ. 72 ت. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201322155. S2CID216079684.
  305. ^
  306. إنجليس ، م. (2015). "موت النجوم: النجوم المتفجرة والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء". الفيزياء الفلكية سهلة!. سلسلة علم الفلك العملي باتريك مور. ص 203 - 222. دوى: 10.1007 / 978-3-319-11644-0_12. ردمك 978-3-319-11643-3.
  307. ^
  308. لوبيل ، إيه وآخرون. (2004). "التحليل الطيفي للانفجار الألفي والتغير الأخير في العملاق الأصفر الضخم Rho Cassiopeiae". النجوم كشمس: نشاط. 219: 903. arXiv: astro-ph / 0312074. بيب كود: 2004IAUS..219..903L.
  309. ^
  310. Van Boekel، R. et al. (2003). "القياس المباشر لحجم وشكل الرياح النجمية الحالية لإيتا كارينا". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 410 (3): L37. arXiv: أسترو فتاه / 0310399. بيب كود: 2003 A & ampA. 410 لتر 37 فولت. دوى: 10.1051 / 0004-6361: 20031500. S2CID18163131.
  311. ^
  312. تيلمان ، ف. Hirschi، R. Liebendörfer، M. Diehl، R. (2011). "النجوم الضخمة والمستعرات الأعظمية". علم الفلك مع الأنشطة الإشعاعية. ملاحظات محاضرة في الفيزياء. 812. ص. 153. ArXiv: 1008.2144. دوى: 10.1007 / 978-3-642-12698-7_4. ردمك 978-3-642-12697-0. S2CID119254840.
  313. ^
  314. توثيل ، ب.جي وآخرون. (2008). "النموذج الأولي الاصطدام ‐ Wind Pinwheel WR 104". مجلة الفيزياء الفلكية. 675 (1): 698-710. arXiv: 0712.2111. بيب كود: 2008 ApJ. 675. 698 ت. دوى: 10.1086 / 527286. S2CID119293391.
  315. ^
  316. ثوروغود ، تي دي وآخرون. (2002). "nova U Scorpii المتكرر - أسلاف مستعر أعظم من النوع Ia". فيزياء المتغيرات الكارثية والأشياء ذات الصلة. 261. سان فرانسيسكو ، كاليفورنيا: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. arXiv: أسترو فتاه / 0109553. بيب كود: 2002 ASPC..261. 77 ت.
  317. ^
  318. Landsman ، W. Simon ، T. Bergeron ، P. (1999). "رفقاء القزم الأبيض الحار في HR 1608 و HR 8210 و HD 15638". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 105 (690): 841-847. بيب كود: 1993 PASP..105..841L. دوى: 10.1086 / 133242.
  319. ^
  320. فينيس ، س.كاوكا ، أ. (2008). "على الدليل التجريبي لوجود أقزام بيضاء فائقة الكتلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 389 (3): 1367. arXiv: 0806.4742. بيب كود: 2008 MNRAS.389.1367V. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID15349194.
  • برانش ، دي ويلر ، جي سي (2017). انفجارات سوبر نوفا. [سبرينغر]. ردمك 978-3-662-55052-6. كتاب بحثي ، 721 صفحة
  • "مقدمة إلى بقايا سوبر نوفا". ناسا / GSFC. 2007-10-04. تم الاسترجاع 2011-03-15.
  • بيته ، هـ أ. (1990). "المستعرات الأعظمية". الفيزياء اليوم. 43 (9): 736-739. بيب كود: 1990 PhT. 43 ط 24 ب. دوى: 10.1063 / 1.881256.
  • كروسويل ، ك. (1996). كيمياء السماوات: البحث عن المعنى في درب التبانة. كتب المرساة. ردمك 978-0-385-47214-2. حساب علمي شعبي.
  • Filippenko ، A. V. (1997). "الأطياف البصرية للمستعرات الأعظمية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 35: 309–355. بيب كود: 1997 ARA & ampA..35..309F. دوى: 10.1146 / annurev.astro.35.1.309. مقال يصف الفئات الطيفية للمستعرات الأعظمية.
  • تاكاهاشي ، ك.ساتو ، ك.بوروز ، أ.طومسون ، ت.أ. (2003). "سوبر نوفا نيوترينو ، تذبذبات نيوترينو ، وكتلة النجم السلف". مراجعة البدنية د. 68 (11): 77-81. arXiv: hep-ph / 0306056. بيب كود: 2003 PhRvD..68k3009T. دوى: 10.1103 / PhysRevD.68.113009. S2CID119390151. مراجعة جيدة لأحداث المستعر الأعظم.
  • هيلبرانت ، دبليو جانكا ، H.-T. مولر ، إي. (2006). "كيف نسف نجم". Scientific American. 295 (4): 42-49. بيب كود: 2006 SciAm.295d..42H. دوى: 10.1038 / scientificamerican1006-42. PMID16989479.
  • Woosley ، S. E. Janka ، H.-T. (2005). "فيزياء سوبر نوفا الأساسية الانهيار". فيزياء الطبيعة. 1 (3): 147-154. arXiv: أسترو فتاه / 0601261. بيب كود: 2005 NatPh. 1..147 واط. CiteSeerX10.1.1.336.2176. دوى: 10.1038 / nphys172. S2CID118974639.
  • "موجز أخبار RSS" (RSS). برقية الفلكي. تم الاسترجاع 2006-11-28.
  • تسفيتكوف ، دي يو. بافليوك ، إن.ن.بارتونوف ، أو.س.بسكوفسكي ، واي.ب. معهد ستيرنبرغ الفلكي ، جامعة موسكو. تم الاسترجاع 2006-11-28. كتالوج يمكن البحث فيه.
  • "كتالوج Open Supernova". تم الاسترجاع 02 فبراير 2016. كتالوج مفتوح الوصول لمنحنيات وأطياف ضوء المستعر الأعظم.
  • "قائمة السوبرنوفا مع تسميات IAU". IAU: المكتب المركزي للبرقيات الفلكية. تم الاسترجاع 2010-10-25.
  • أوفرباي ، د. (2008-05-21). "العلماء يرون المستعر الأعظم أثناء العمل". اوقات نيويورك . تم الاسترجاع 2008-05-21.
  • "كيف تفجير نجم". إليزابيث جيبني. طبيعة. 2018-04-18. تم الاسترجاع 2018/04/20.

140 مللي ثانية 10.1٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: gsub 140 مللي ثانية 10.1٪ dataWrapper 140 مللي ثانية 10.1٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: match 120 ms 8.7٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 100 ms 7.2٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: ms 4.3٪ 60Argument 4.3 40 مللي ثانية 2.9٪ [أخرى] 360 مللي ثانية 26.1٪ عدد كيانات Wikibase التي تم تحميلها: 1/400 ->


انفجار نجم شهير مضاء بموجة صدمة فائقة السرعة تبلغ 1000 ماخ

اكتشف علماء الفلك الذين درسوا بقايا انفجار نجمي معروف موجة اهتزازية سريعة للغاية تندفع إلى الداخل بسرعة تزيد 1000 مرة عن سرعة الصوت ، لتضيء ما تبقى من الانفجار الكوني القوي.

عندما يصل النجم إلى نهاية حياته ، فإنه ينفجر في مستعر أعظم يمكن أن يتفوق لفترة وجيزة على مجرات بأكملها. عادةً ما تتلاشى هذه الانفجارات بعد بضعة أسابيع أو أشهر ، لكن المواد التي خلفتها هذه الانفجارات العنيفة يمكن أن تستمر في التوهج لمئات أو آلاف السنين. لاحظ العلماء الآن موجة صدمية هائلة تتسابق إلى الداخل والتي تحافظ على توهج إحدى هذه الجثث النجمية.

قال الباحثون إن ما يسمى بموجة الصدمة العكسية هذه تتحرك بسرعة 1000 ماخ ، أو ألف مرة من سرعة الصوت ، مما يؤدي إلى تسخين بقايا المستعر الأعظم الشهير SN 1572 ، مما يتسبب في انبعاث ضوء الأشعة السينية. [صور سوبر نوفا: صور رائعة لانفجارات النجوم]

قال قائد الدراسة هيرويا ياماغوتشي ، عالم الفلك في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس ، في بيان: "لن نكون قادرين على دراسة بقايا المستعر الأعظم القديم بدون صدمة عكسية لإشعالها".

كان SN 1572 ، المعروف أيضًا باسم المستعر الأعظم Tycho ، نجمًا اندلع في انفجار رائع في نوفمبر 1572. المستعر الأعظم و mdash المسمى لعالم الفلك الدنماركي Tycho Brahe ، الذي درسه على نطاق واسع و [مدش] يقع على بعد حوالي 10000 سنة ضوئية في كوكبة كاسيوبيا.

كان النيران من مستعر أعظم تايكو مضيئًا لدرجة أنه يمكن رؤيته بالعين المجردة ، وظهور هذا "النجم الجديد" في السماء أربك الكثير من الناس في ذلك الوقت الذين اعتقدوا أن السماوات ثابتة ولا تتغير. كان انفجار المستعر الأعظم في أوج تألقه ينافس كوكب الزهرة ، وظل الانفجار مرئيًا لمدة 15 شهرًا قبل أن يتلاشى في النهاية عن الأنظار.

المستعر الأعظم Tycho كان مستعر أعظم من النوع Ia ، والذي يحدث عندما يتراكم نجم قزم أبيض في نظام ثنائي قريب المادة من جاره حتى يشتعل رد فعل نووي جامح. قال الباحثون إن الانفجار الكارثي الناتج أدى إلى إطلاق عناصر ، مثل السيليكون والحديد ، إلى الفضاء بسرعات تزيد عن 11 مليون ميل في الساعة (17.7 مليون كيلومتر في الساعة).

نظرًا لأن هذه المادة المطرودة أثرت على الغاز البينجمي المحيط ، فقد تسببت في موجة صدمة تشبه طفرة الصوت الكونية. لا تزال موجة الصدمة هذه تتوسع حتى اليوم ، حيث تنتفخ إلى الخارج بسرعة تزيد 300 مرة عن سرعة الصوت ، وفقًا للباحثين. أدت هذه الديناميكيات أيضًا إلى إطلاق موجة صدمة عكسية تنتقل إلى الداخل بسرعة ماخ 1000.

قال المؤلف المشارك في الدراسة راندال سميث ، عالم الفلك في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، في بيان: "إنها مثل موجة أضواء المكابح التي تسير على خط من حركة المرور بعد حاجز حاجز على طريق سريع مزدحم".

تعمل موجة الصدمة العكسية فائقة السرعة على تسخين الغازات داخل القشرة المحترقة للنجم السابق ، مما يؤدي إلى توهجها. أوضح الباحثون أن هذه العملية تشبه طريقة عمل مصابيح الفلورسنت ، باستثناء بقايا المستعر الأعظم التي تضيء في الأشعة السينية بدلاً من الضوء المرئي.

على هذا النحو ، تساعد موجة الصدمة من المستعر الأعظم Tycho علماء الفلك على دراسة بقايا هذا الانفجار الكوني الشهير بعد مئات السنين من حدوثه. قال سميث: "بفضل الصدمة العكسية ، يستمر سوبر نوفا تايكو في العطاء".

يعتزم الباحثون البحث عن علامات موجات صدمة عكسية مماثلة في بقايا المستعر الأعظم الأخرى.


تلسكوب الفضاء يكتشف أدلة جديدة لمستعر أعظم حرباء

قال عالم الفلك كارل ساجان الشهيرة: "نحن مصنوعون من مادة النجوم". أنتجت التفاعلات النووية التي حدثت في النجوم القديمة الكثير من المواد التي تتكون منها أجسامنا وكوكبنا ونظامنا الشمسي. عندما تنفجر النجوم في حالة وفاة عنيفة تسمى المستعرات الأعظمية ، تهرب تلك العناصر المشكلة حديثًا وتنتشر في الكون.

أحد المستعرات الأعظمية على وجه الخصوص هو تحدي نماذج علماء الفلك لكيفية توزيع النجوم المتفجرة لعناصرها. تغير مظهر السوبرنوفا SN 2014C بشكل كبير على مدار عام ، على ما يبدو لأنه تخلص من الكثير من المواد في وقت متأخر من حياته. هذا لا يتناسب مع أي فئة معروفة لكيفية حدوث انفجار نجمي. لتفسير ذلك ، يجب على العلماء إعادة النظر في الأفكار الراسخة حول كيف تعيش النجوم الضخمة حياتها قبل الانفجار.

تقول رافايلا مارغوتي ، الأستاذة المساعدة للفيزياء وعلم الفلك في جامعة نورث وسترن في إيفانستون ، إلينوي: "قد يمثل هذا" المستعر الأعظم للحرباء "آلية جديدة لكيفية توصيل النجوم الضخمة للعناصر المتكونة في نواتها إلى بقية الكون".

يصنف علماء الفلك النجوم المتفجرة بناءً على وجود الهيدروجين في الحدث أم لا. بينما تبدأ النجوم حياتها بدمج الهيدروجين في الهيليوم ، استنفد الهيدروجين كوقود للنجوم الكبيرة التي تقترب من الموت المستعر الأعظم. المستعرات الأعظمية التي يوجد فيها القليل جدًا من الهيدروجين تسمى "النوع الأول". تلك التي لديها وفرة من الهيدروجين ، والتي هي نادرة ، تسمى "النوع الثاني".

لكن SN 2014C ، الذي تم اكتشافه في 2014 في مجرة ​​حلزونية على بعد حوالي 36 مليون إلى 46 مليون سنة ضوئية ، مختلف. من خلال النظر إليه بأطوال موجية بصرية باستخدام تلسكوبات أرضية مختلفة ، خلص علماء الفلك إلى أن SN 2014C قد حول نفسه من النوع الأول إلى مستعر أعظم من النوع الثاني بعد انهيار قلبه ، كما وجد في عام 2015 بواسطة دان ميليسافليفيتش في مركز هارفارد-سميثسونيان. للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس. لم تكشف الملاحظات الأولية عن الهيدروجين ، ولكن بعد حوالي عام ، كان من الواضح أن موجات الصدمة التي انتشرت من الانفجار كانت تصطدم بقذيفة من مادة يهيمن عليها الهيدروجين خارج النجم.

ناسا و # 8217s مصفوفة التلسكوب الطيفي النووي ، أو نوستار ، هي صياد أول للثقوب السوداء ولديها العديد من المواهب الأخرى حقوق الصورة: ناسا

في البحث الجديد ، سمح القمر الصناعي NuSTAR (مصفوفة التلسكوب الطيفي النووي) التابع لناسا ، بقدرته الفريدة على مراقبة الإشعاع في نطاق طاقة الأشعة السينية الصلبة & # 8211 أعلى طاقة الأشعة السينية & # 8211 للعلماء لمشاهدة درجة الحرارة من الإلكترونات التي تسارعت بواسطة صدمة المستعر الأعظم تغيرت بمرور الوقت. استخدموا هذا القياس لتقدير سرعة تمدد المستعر الأعظم وكمية المادة الموجودة في الغلاف الخارجي.

لإنشاء هذه القشرة ، قامت SN 2014C بعمل شيء غامض حقًا: لقد تخلصت من الكثير من المواد & # 8211 معظمها هيدروجين ، ولكن أيضًا عناصر أثقل & # 8211 عقود إلى قرون قبل الانفجار. في الواقع ، طرد النجم ما يعادل كتلة الشمس. عادة ، لا تتخلص النجوم من المواد في وقت متأخر جدًا من حياتها.

يقول مارغوتي ، عضو مركز نورث وسترن للاستكشاف والبحث متعدد التخصصات في الفيزياء الفلكية: "إن طرد هذه المادة في وقت متأخر من الحياة هو على الأرجح طريقة تعيد بها النجوم العناصر ، التي تنتجها خلال حياتها ، إلى بيئتها".

كما تم استخدام مرصدَي Chandra و Swift التابعين لوكالة ناسا لرسم صورة أكبر لتطور المستعر الأعظم. أظهرت مجموعة الملاحظات ، بشكل مفاجئ ، أن المستعر الأعظم سطع في الأشعة السينية بعد الانفجار الأولي ، مما يدل على أنه لا بد من وجود قذيفة من المواد ، التي قذفها النجم سابقًا ، والتي ضربتها موجات الصدمة.

لماذا يفرز النجم الكثير من الهيدروجين قبل أن ينفجر؟ تقول إحدى النظريات أن هناك شيئًا مفقودًا في فهمنا للتفاعلات النووية التي تحدث في أنوية النجوم الضخمة المعرضة للمستعرات العظمى. الاحتمال الآخر هو أن النجم لم يمت بمفرده & # 8212 نجمًا مصاحبًا في نظام ثنائي ربما يكون قد أثر على الحياة والموت غير المعتاد لسلف SN 2014C. تتلاءم هذه النظرية الثانية مع الملاحظة التي تفيد بأن سبعة من كل عشرة نجوم ضخمة لها رفقاء.

تقترح الدراسة أنه يجب على علماء الفلك الانتباه إلى حياة النجوم الضخمة في القرون قبل انفجارها. سيواصل علماء الفلك أيضًا مراقبة تداعيات هذا المستعر الأعظم المحير.

تقول فيونا هاريسون ، باحثة رئيسية في NuSTAR ومقرها معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في باسادينا: "إن فكرة أن النجم يمكنه طرد مثل هذا الكم الهائل من المادة في فترة قصيرة هي فكرة جديدة تمامًا". "إنه يتحدى أفكارنا الأساسية حول كيفية تطور النجوم الضخمة ، وفي النهاية تنفجر ، وتوزع العناصر الكيميائية اللازمة للحياة."

مواكبة مع الأحدث أخبار الفضاء في كل شيء عن الفضاء - متوفرة كل شهر مقابل 4.99 جنيه إسترليني فقط. بدلا من ذلك يمكنك الاشتراك هنا لجزء بسيط من السعر!


& # 8220Oddball Supernova & # 8221 يبدو باردًا بشكل غريب قبل الانفجار - & # 8220 تمتد ما & # 8217s ممكنًا فعليًا! & # 8221

انطباع الفنان & # 8217s لعملاق أصفر فائق في ثنائي قريب مع نجم مصاحب تسلسل رئيسي أزرق ، على غرار الخصائص المشتقة لنظام السلف 2019yvr في Kilpatrick et al. (2021).إذا كان النظام السلف لـ 2019yvr في مثل هذا النظام الثنائي ، فلا بد أنه كان له تفاعل وثيق للغاية أدى إلى تجريد كمية كبيرة من الهيدروجين من العملاق الأصفر العملاق في المائة عام الماضية قبل أن ينفجر على شكل مستعر أعظم. الائتمان: Kavli IPMU / Aya Tsuboi

سيناريو لم يسبق له مثيل "يمتد لما هو ممكن جسديًا".

تسبب نجم أصفر مثير للفضول في قيام علماء الفيزياء الفلكية بإعادة تقييم ما هو ممكن داخل كوننا.

بقيادة جامعة نورث وسترن ، استخدم الفريق الدولي تلسكوب هابل الفضائي التابع لوكالة ناسا لفحص النجم الضخم قبل عامين ونصف من انفجاره إلى مستعر أعظم. في نهاية حياتهم ، عادة ما تكون النجوم الصفراء الباردة مغطاة بالهيدروجين ، مما يخفي الجزء الداخلي الأزرق الساخن للنجم. لكن هذا النجم الأصفر ، الذي يقع على بعد 35 مليون سنة ضوئية من الأرض في مجموعة مجرة ​​العذراء ، كان يفتقر في ظروف غامضة إلى طبقة الهيدروجين المهمة في وقت انفجاره.

قال تشارلز كيلباتريك من نورث وسترن ، الذي قاد الدراسة: "لم نشهد هذا السيناريو من قبل". "إذا انفجر نجم بدون الهيدروجين ، يجب أن يكون أزرق للغاية - حار حقًا. يكاد يكون من المستحيل أن يكون النجم بهذا البرودة بدون وجود الهيدروجين في طبقته الخارجية. نظرنا إلى كل نموذج نجمي يمكن أن يفسر مثل هذا النجم ، وكل نموذج يتطلب أن يحتوي النجم على الهيدروجين ، والذي ، من المستعر الأعظم ، نعرف أنه لم يكن كذلك. إنه يمتد إلى ما هو ممكن جسديًا ".

تصوير تلسكوب هابل الفضائي (HST) يظهر موقع انفجار 2019yvr قبل 2.5 سنة من انفجاره. أعلى اليسار: يُرى المستعر الأعظم نفسه في صورة من تلسكوب Gemini-South بعد 72 يومًا من انفجاره. أسفل اليسار: تكبير إلى نفس الموقع في صورة HST قبل الانفجار ، مما يُظهر مصدرًا واحدًا يبدو أنه النجم السلف لعام 2019yvr. الائتمان: تشارلز كيلباتريك / جامعة نورث وسترن

يصف الفريق النجم الغريب والمستعر الأعظم الناتج عنه في دراسة جديدة نُشرت في 5 مايو 2021 في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. في الورقة البحثية ، افترض الباحثون أنه في السنوات التي سبقت موته ، ربما يكون النجم قد ألقى بطبقة الهيدروجين الخاصة به أو فقدها إلى نجم مصاحب قريب.

كيلباتريك زميل ما بعد الدكتوراه في مركز نورث وسترن للاستكشاف والبحث متعدد التخصصات في الفيزياء الفلكية (CIERA) وعضو في تجربة المستعر الأعظم الشاب ، التي تستخدم تلسكوب Pan-STARSS في هاليكالا ، هاواي ، لالتقاط المستعرات الأعظمية فور انفجارها.

اصطياد نجم قبل أن ينفجر

بعد أن رصدت تجربة سوبر نوفا الصغيرة المستعر الأعظم 2019yvr في المجرة الحلزونية القريبة نسبيًا NGC 4666 ، استخدم الفريق صورًا للفضاء السحيق تم التقاطها بواسطة تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا ، والذي لحسن الحظ لاحظ بالفعل هذا الجزء من السماء.

قال كيلباتريك: "ما تفعله النجوم الضخمة قبل أن تنفجر هو لغز كبير لم يتم حله". "من النادر رؤية هذا النوع من النجوم قبل أن ينفجر مباشرة ويتحول إلى مستعر أعظم".

أظهرت صور هابل مصدر المستعر الأعظم ، وهو نجم ضخم تم تصويره قبل عامين فقط من الانفجار. على الرغم من أن المستعر الأعظم نفسه بدا طبيعيًا تمامًا ، إلا أن مصدره - أو النجم السلف - لم يكن سوى شيء.

قال كيلباتريك: "عندما انفجر ، بدا وكأنه مستعر أعظم عادي جدًا خالٍ من الهيدروجين". "لم يكن هناك شيء مميز في هذا الشأن. لكن النجم السلف لم يتطابق مع ما نعرفه عن هذا النوع من المستعر الأعظم ".

دليل مباشر على الموت العنيف

بعد عدة أشهر من الانفجار ، اكتشف كيلباتريك وفريقه دليلًا. عندما مرت المقذوفات من الانفجار الأخير للنجم عبر بيئتها ، اصطدمت بكتلة كبيرة من الهيدروجين. قاد هذا الفريق إلى افتراض أن النجم السلف ربما يكون قد طرد الهيدروجين في غضون بضع سنوات قبل وفاته.

قال كيلباتريك: "اشتبه علماء الفلك في أن النجوم تتعرض لثورات بركانية عنيفة أو آلام موت في السنوات التي سبقت ظهور المستعرات الأعظمية". "يوفر اكتشاف هذا النجم بعضًا من أكثر الأدلة المباشرة التي تم اكتشافها على الإطلاق على أن النجوم تتعرض لثورات بركانية كارثية ، مما يؤدي إلى فقدها للكتلة قبل الانفجار. إذا كان النجم يعاني من هذه الانفجارات ، فمن المحتمل أنه طرد الهيدروجين قبل عدة عقود من انفجاره ".

"يوفر اكتشاف هذا النجم بعضًا من أكثر الأدلة المباشرة التي تم اكتشافها على الإطلاق على أن النجوم تتعرض لثورات بركانية كارثية ، مما يؤدي إلى فقدها للكتلة قبل حدوث انفجار."
- تشارلز كيلباتريك ، عالم فيزياء فلكية

في الدراسة الجديدة ، يقدم فريق كيلباتريك أيضًا احتمالًا آخر: ربما يكون النجم المرافق الأقل ضخامة قد نزع الهيدروجين من النجم السلف للمستعر الأعظم. ومع ذلك ، لن يتمكن الفريق من البحث عن النجم المرافق إلا بعد تلاشي سطوع المستعر الأعظم ، والذي قد يستغرق ما يصل إلى 10 سنوات.

قال كيلباتريك: "على عكس السلوك الطبيعي بعد انفجاره مباشرةً ، كشف تفاعل الهيدروجين أنه نوع من هذا المستعر الأعظم الغريب". "لكن من الاستثنائي أننا تمكنا من العثور على نجمه السابق في بيانات هابل. في غضون أربع أو خمس سنوات ، أعتقد أننا سنكون قادرين على معرفة المزيد عما حدث ".

المرجع: "أسلاف رائع ومضخم من النوع Ib supernova 2019yvr عند 2.6 سنة قبل الانفجار" بقلم تشارلز دي كيلباتريك ، ماريا آر دروت ، كاتي أوشيتل ، جورجيوس ديميترياديس ، رايان جيه فولي ، ديفيد أو جونز ، ليندسي ديمارشي ، كيه ديكر فرينش ، كريستا غال ، جينس هيورث ، وين في جاكوبسون غالان ، رافايلا مارغوتي ، أنتوني إل بيرو ، إنريكو راميريز-رويز ، أرمين ريست وسيزار روجاس برافو ، 30 مارس 2021 ، الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.
DOI: 10.1093 / mnras / stab838

الدراسة ، "مرشح سلف رائع ومضخم لنوع المستعر الأعظم من النوع Ib 2019 yvr في 2.6 سنة قبل الانفجار" ، بدعم من وكالة ناسا (أرقام الجوائز GO-15691 و AR-16136) ، ومؤسسة العلوم الوطنية (أرقام الجائزة AST-1909796 ، AST-1944985) ، والمعهد الكندي للأبحاث المتقدمة ، ومؤسسة VILLUM ، ومركز التميز التابع لمجلس البحوث الأسترالي. بالإضافة إلى تلسكوب هابل الفضائي ، استخدم الباحثون أدوات في مرصد جيميني ، ومرصد كيك ، ومرصد لاس كومبريس ، وتلسكوب سبيتزر الفضائي ، وتلسكوب سوب.


من الممكن أن يكون للبروتون الوارد طاقة كافية. لتقدير تقريبي:
* ضع في اعتبارك الطاقة الكامنة التي يمتلكها البروتون قبل & quottouch & quot؛ نواة البوتاسيوم.
* ضع في اعتبارك توازن الطاقة واحسب الحد الأدنى من طاقة البروتون
خذ أكبر القيمتين.

إنه ليس رد فعل محتمل للغاية.

من الممكن أن يكون للبروتون الوارد طاقة كافية. لتقدير تقريبي:
* ضع في اعتبارك الطاقة الكامنة التي يمتلكها البروتون قبل & quottouch & quot؛ نواة البوتاسيوم.
* ضع في اعتبارك توازن الطاقة واحسب الحد الأدنى من طاقة البروتون
خذ أكبر القيمتين.

إنه ليس رد فعل محتمل للغاية.

نهج خشن ولكنه مضلل.
p ، ردود الفعل شائعة ومهمة للغاية. فقط ابحث.
d + p = 3 He + يحدث طوال الوقت ، وبسرعة كبيرة. ولا تتنافس مع الانشطار. تطلق الطاقة ، بينما البديل الوحيد
د + ص = 2 ص + ن
يخسر الكثير.
انظر الآن إلى دورة CNO:
1) 12 C + p = 13 N + 1،95 MeV
2) 13 C + p = 14 N + 7،54 MeV
3) 14 N + p = 15 O + 7،35 MeV
4) 15 N + p = 16 O + 12،13 MeV
12 درجة مئوية + α + 4،96 إلكترون فولت
5) 16 O + p = 17 F + 0،60 MeV
6) 17 O + p = 18 F + 5،61 MeV
14 N + α + 1،19 MeV
7) 18 O + p = 19 F + 7،99 MeV
15 N + α + 3،98 MeV
8) 19 F + ع =.
16 O + α + 8،11 MeV

في كل خطوة توفر خيارًا بين p و و p و α ، تسود الأخيرة ، لأنها عملية قوية. ومع ذلك ، فإن أربعة من الثمانية ليس لديهم خيار α.

هل تخضع K-39 و K-41 بشكل تفضيلي لـ p ، γ أو p ، α؟
ما مدى شيوع عمليات p و لتشكيل Ca؟ خصوصا Ca-42؟
النظائر المشعة قابلة للقسمة على α - Ne-20 و Mg-24 و Si-28 و S-32 و Ar-36 و Ca-40 وبناتهم Ca-44 و Ti-48 و Cr-52 و Fe-56 شائعة في العالم ، لأنهم يتشكلون ببساطة بواسطة α ، γ. لكنهم ليسوا الوحيدين الموجودين.
ما هي التفاعلات الأكثر شيوعًا التي تكون Ca-42 ونسبها؟
41 K + p = 42 Ca؟
38 Ar + α = 42 Ca؟
اي اخرين؟

شكرا على كل استجابتك!

ماذا عن متطلبات الطاقة (أكثر أو أقل) وإمكانية حدوث هذا التفاعل بالمقارنة مع اندماج عنصرين أثقل؟ على وجه الخصوص ، N 14 + K 39 أو Ca 42 + N 14.

ما أتساءل عنه بشكل أساسي هو ، إذا كان لدي العناصر التالية:

وبافتراض أنها ستندمج معًا لتكوين عنصر واحد أثقل في النهاية مثل Pd ،
بأي ترتيب يرجح أن يندمجوا؟ (على سبيل المثال H & amp K لتكوين Ca ، ثم Ca & amp N لتكوين Fe ، ثم Fe & amp Fe لتشكيل Pd)

* آسف على البرنامج النصي الصغير ، يبدو أن الكود صحيح ولم أستطع معرفة كيفية إصلاحه!


شاهد الفيديو: Rasionale en irrasionale getalle (شهر فبراير 2023).