Pergi ke kandungan

Supernova jenis II

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Sisa yang sedang mengembang bagi SN 1987A, suatu supernova jenis II yang ganjil di Awan Magellan Besar. Imej NASA.

Supernova jenis II atau SNII[1] (Jawi: ‏سوڤرنوۏا جنيس دوا‎‎) terhasil daripada letupan ganas suatu bintang berjisim besar selepas keruntuhan pantas terasnya. Sesebuah bintang mesti mempunyai sekurang-kurangnya lapan kali, tetapi tidak melebihi kira-kira 40 hingga 50 kali, jisim Matahari (M☉) untuk mengalami letupan jenis ini.[2] Supernova jenis II dibezakan daripada jenis supernova lain melalui kehadiran hidrogen dalam spektrumnya. Ia biasanya diperhatikan di lengan berpilin galaksi dan di rantau H II, tetapi tidak di galaksi elips; galaksi jenis ini lazimnya terdiri daripada bintang tua berjisim rendah, dengan sedikit bintang muda yang sangat berjisim yang diperlukan untuk menghasilkan supernova.

Bintang menjana tenaga melalui pelakuran nuklear unsur. Tidak seperti Matahari, bintang berjisim besar mempunyai jisim yang mencukupi untuk melakurkan unsur yang mempunyai jisim atom lebih besar daripada hidrogen dan helium, walaupun pada suhu dan tekanan yang semakin tinggi, menyebabkan jangka hayat bintang yang semakin pendek. Tekanan degenerasi elektron dan tenaga yang dijana oleh tindak balas pelakuran ini cukup untuk menentang daya graviti dan menghalang bintang daripada runtuh, sekali gus mengekalkan keseimbangan bintang. Bintang tersebut melakurkan unsur yang semakin berat, bermula dengan hidrogen kemudian helium, seterusnya bergerak melalui jadual berkala sehingga teras besi dan nikel terbentuk. Pelakuran besi atau nikel tidak menghasilkan keluaran tenaga bersih, maka pelakuran selanjutnya tidak dapat berlaku, menjadikan teras nikel–besi itu lengai. Disebabkan ketiadaan keluaran tenaga yang menghasilkan tekanan terma ke luar, teras tersebut mengecut akibat graviti sehingga berat lapisan atas bintang disokong terutamanya oleh tekanan degenerasi elektron.

Apabila jisim termampat teras lengai itu melebihi had Chandrasekhar kira-kira 1.4 M☉, degenerasi elektron tidak lagi mencukupi untuk menentang mampatan graviti. Suatu ledukan teras secara dahsyat berlaku dalam masa beberapa saat. Tanpa sokongan daripada teras dalaman yang kini telah runtuh, teras luar jatuh ke dalam akibat graviti dan mencapai halaju sehingga 23% daripada kelajuan cahaya, dan mampatan mendadak itu meningkatkan suhu teras dalaman sehingga kira-kira 100 bilion kelvin. Neutron dan neutrino terbentuk melalui pereputan beta songsang, melepaskan kira-kira 1046 joule (100 foe) dalam letusan selama sepuluh saat. Keruntuhan teras dalaman dihentikan oleh daya nuklear tolakan dan degenerasi neutron, menyebabkan implosi itu memantul dan melantun ke luar. Tenaga gelombang kejutan yang mengembang ini cukup untuk memusnahkan bahan bintang di bahagian atas dan mempercepatkannya hingga mencapai halaju lepas, lalu membentuk letupan supernova. Gelombang kejutan serta suhu dan tekanan yang amat tinggi ini cepat meresap, tetapi kekal cukup lama untuk membolehkan suatu tempoh singkat apabila penghasilan unsur yang lebih berat daripada besi berlaku.[3] Bergantung kepada jisim awal bintang tersebut, sisa teras akan membentuk sama ada bintang neutron atau lohong hitam. Disebabkan mekanisme asas ini, supernova yang terhasil juga digambarkan sebagai supernova keruntuhan teras.

Terdapat beberapa kategori letupan supernova jenis II yang diklasifikasikan berdasarkan lengkung cahaya yang terhasil—iaitu graf kekilauan berbanding masa—selepas letupan. Supernova jenis II-L menunjukkan penurunan (linear) yang berterusan pada lengkung cahaya selepas letupan, manakala jenis II-P memaparkan suatu tempoh penurunan yang lebih perlahan (suatu dataran atau plateau) pada lengkung cahayanya sebelum diikuti oleh pereputan biasa. Supernova jenis Ib dan Ic ialah sejenis supernova keruntuhan teras bagi bintang berjisim besar yang telah kehilangan sampul luar hidrogen dan (bagi jenis Ic) helium. Oleh itu, ia kelihatan seolah-olah tidak mengandungi unsur-unsur tersebut.

Pembentukan

[sunting | sunting sumber]

Faktor yang mengehadkan proses ini ialah jumlah tenaga yang dilepaskan melalui pelakuran, yang bergantung kepada tenaga pengikatan yang menyatukan nukleus atom tersebut. Setiap langkah tambahan menghasilkan nukleus yang semakin berat, yang membebaskan tenaga yang semakin berkurangan apabila berlakunya pelakuran. Selain itu, bermula daripada proses pembakaran karbon, kehilangan tenaga melalui penghasilan neutrino menjadi ketara, menyebabkan kadar tindak balas yang lebih tinggi daripada yang sepatutnya berlaku.[4] Proses ini berterusan sehingga nikel-56 dihasilkan, yang kemudiannya mereput secara radioaktif menjadi kobalt-56 dan seterusnya besi-56 dalam tempoh beberapa bulan. Oleh kerana besi dan nikel mempunyai tenaga pengikatan tertinggi bagi setiap nukleon antara semua unsur,[5] tenaga tidak lagi dapat dihasilkan di teras melalui pelakuran, lalu teras nikel–besi terbentuk dan semakin membesar.[6][7] Teras ini berada di bawah tekanan graviti yang amat besar. Oleh kerana tiada pelakuran untuk terus meningkatkan suhu bintang bagi menyokongnya daripada runtuh, ia hanya disokong oleh tekanan degenerasi elektron. Dalam keadaan ini, jirim menjadi begitu tumpat sehingga pemampatan selanjutnya memerlukan elektron menduduki aras tenaga yang sama. Walau bagaimanapun, keadaan ini dilarang bagi zarah fermion yang serupa seperti elektron, iaitu suatu fenomena yang dikenali sebagai prinsip pengecualian Pauli.

Apabila jisim teras melebihi had Chandrasekhar kira-kira 1.4 M☉, tekanan degenerasi tidak lagi mampu menyokongnya, lalu keruntuhan bencana berlaku.[8] Bahagian luar teras mencapai halaju sehingga 70000 km/s (23% daripada kelajuan cahaya) ketika ia runtuh menuju pusat bintang.[9] Teras yang mengecut dengan pantas ini menjadi sangat panas, menghasilkan sinar gama berenergi tinggi yang memecahkan nukleus besi kepada nukleus helium dan neutron bebas melalui photodisintegration. Apabila ketumpatan teras meningkat, menjadi lebih menguntungkan secara tenaga untuk elektron dan proton bergabung melalui pereputan beta songsang, menghasilkan neutron dan zarah asas yang dikenali sebagai neutrino. Memandangkan neutrino jarang berinteraksi dengan jirim biasa, ia boleh terlepas daripada teras sambil membawa keluar tenaga dan mempercepatkan lagi keruntuhan yang berlaku dalam skala masa milisaat. Apabila teras terpisah daripada lapisan luar bintang, sebahagian neutrino ini diserap oleh lapisan luar bintang, sekali gus memulakan letupan supernova.[10]

Bagi supernova jenis II, keruntuhan ini akhirnya dihentikan oleh interaksi tolakan jarak dekat antara neutron–neutron yang dimediasi oleh daya kuat, serta oleh tekanan degenerasi neutron, pada ketumpatan yang sebanding dengan nukleus atom. Apabila keruntuhan berhenti, jirim yang jatuh ke dalam melantun semula, menghasilkan gelombang kejutan yang merambat ke luar. Tenaga daripada kejutan ini memecahkan unsur berat dalam teras. Hal ini mengurangkan tenaga gelombang kejutan, yang boleh menyebabkan letupan terhenti dalam bahagian luar teras.[11]

Fasa keruntuhan teras adalah begitu padat dan bertenaga sehingga hanya neutrino mampu terlepas keluar. Apabila proton dan elektron bergabung membentuk neutron melalui electron capture, neutrino elektron dihasilkan. Dalam supernova jenis II yang tipikal, teras neutron yang baru terbentuk mempunyai suhu awal sekitar 100 bilion kelvin, iaitu 104 kali suhu teras Matahari. Sebahagian besar tenaga haba ini mesti dilepaskan supaya bintang neutron yang stabil dapat terbentuk; jika tidak, neutron akan “mendidih keluar”. Hal ini dicapai melalui pelepasan neutrino yang seterusnya.[12] Neutrino “terma” ini terbentuk sebagai pasangan neutrino–antineutrino bagi semua perisa dan jumlahnya beberapa kali ganda bilangan neutrino tangkapan elektron.[13] Kedua-dua mekanisme penghasilan neutrino ini menukarkan tenaga keupayaan graviti daripada keruntuhan kepada suatu letusan neutrino selama sepuluh saat, melepaskan kira-kira 1046 joule (100 foe).[14]

Melalui suatu proses yang belum difahami sepenuhnya, kira-kira 1%, atau 1044 joule (1 foe), daripada tenaga yang dilepaskan (dalam bentuk neutrino) diserap semula oleh gelombang kejutan yang terhenti, lalu menghasilkan letupan supernova.[11] Neutrino yang dijana oleh supernova telah diperhatikan dalam kes Supernova 1987A, yang membawa ahli astrofizik kepada kesimpulan bahawa gambaran keruntuhan teras ini pada asasnya adalah tepat. Instrumen berasaskan air Kamiokande II dan IMB mengesan antineutrino yang berasal daripada proses terma,[12] manakala instrumen Baksan berasaskan galium-71 mengesan neutrino (nombor lepton = 1) yang berasal sama ada daripada proses terma atau tangkapan elektron.

Dalam bintang berjisim besar yang telah berevolusi (a) lapisan unsur seperti bawang mengalami pelakuran, membentuk teras nikel–besi; (b) teras ini mencapai jisim Chandrasekhar dan mula runtuh. (c) Bahagian dalaman teras dimampatkan menjadi neutron, (d) menyebabkan jirim yang jatuh melantun dan membentuk hadapan gelombang kejutan yang merambat keluar (merah). (e) Gelombang kejutan mula terhenti tetapi dihidupkan semula melalui interaksi neutrino. (f) Bahan sekeliling dilontarkan keluar, meninggalkan hanya sisa terdegenerasi.

Apabila bintang progenitor mempunyai jisim kurang daripada kira-kira 20 M☉ – bergantung kepada kekuatan letupan dan jumlah bahan yang jatuh semula – sisa terdegenerasi daripada keruntuhan teras ialah bintang neutron.[9] Bagi jisim yang lebih tinggi daripada ini, sisa tersebut runtuh membentuk lohong hitam.[6][15] Had jisim teori bagi senario keruntuhan teras jenis ini adalah kira-kira 40–50 M☉. Melebihi jisim tersebut, sesuatu bintang dipercayai runtuh secara langsung menjadi lohong hitam tanpa menghasilkan letupan supernova,[16] walaupun ketidakpastian dalam model keruntuhan supernova menjadikan pengiraan had ini masih belum pasti.

Model teori

[sunting | sunting sumber]

Model Piawai dalam fizik zarah ialah suatu teori yang menghuraikan tiga daripada empat interaksi asas yang diketahui antara zarah asas yang membentuk semua jirim. Teori ini membolehkan ramalan dibuat tentang bagaimana zarah akan berinteraksi dalam pelbagai keadaan. Tenaga per zarah dalam supernova lazimnya ialah 1–150 pikojoule (puluhan hingga ratusan MeV).[17] Tenaga per zarah yang terlibat dalam supernova adalah cukup kecil sehingga ramalan yang diperoleh daripada Model Piawai fizik zarah berkemungkinan besar pada asasnya adalah betul. Namun, ketumpatan yang tinggi mungkin memerlukan pembetulan terhadap Model Piawai.[18] Secara khusus, pemecut zarah berasaskan Bumi boleh menghasilkan interaksi zarah yang jauh lebih bertenaga daripada yang terdapat dalam supernova,[19] namun eksperimen ini melibatkan zarah individu yang berinteraksi dengan zarah individu, dan berkemungkinan bahawa ketumpatan tinggi dalam supernova akan menghasilkan kesan baharu. Interaksi antara neutrino dan zarah lain dalam supernova berlaku melalui daya nuklear lemah, yang dipercayai telah difahami dengan baik. Walau bagaimanapun, interaksi antara proton dan neutron melibatkan daya nuklear kuat, yang jauh kurang difahami.[20]

Masalah utama yang masih belum terungkai bagi supernova jenis II ialah bagaimana letusan neutrino memindahkan tenaganya kepada seluruh bintang lalu menghasilkan gelombang kejutan yang menyebabkan bintang itu meletup. Daripada perbincangan di atas, hanya satu peratus daripada tenaga tersebut perlu dipindahkan untuk menghasilkan letupan, tetapi menjelaskan bagaimana pemindahan satu peratus itu berlaku terbukti amat sukar, walaupun interaksi zarah yang terlibat dipercayai telah difahami dengan baik. Pada tahun 1990-an, satu model untuk menjelaskan hal ini melibatkan pembalikan perolakan, yang mencadangkan bahawa perolakan, sama ada daripada neutrino dari bawah atau jirim yang jatuh dari atas, melengkapkan proses pemusnahan bintang progenitor. Unsur yang lebih berat daripada besi terbentuk semasa letupan ini melalui tangkapan neutron, dan daripada tekanan neutrino yang menekan masuk ke sempadan "sfera neutrino", lalu menyemai ruang sekeliling dengan awan gas dan debu yang lebih kaya dengan unsur berat berbanding bahan asal pembentukan bintang tersebut.[21]

Fizik neutrino, yang dimodelkan oleh Model Piawai, amat penting untuk memahami proses ini.[18] Satu lagi bidang penyelidikan yang penting ialah hidrodinamik plasma yang membentuk bintang yang sedang mati; bagaimana ia bertindak semasa keruntuhan teras menentukan bila dan bagaimana gelombang kejutan terbentuk serta bila dan bagaimana ia terhenti dan dihidupkan semula.[22]

Malah, beberapa model teori memasukkan ketakstabilan hidrodinamik dalam gelombang kejutan yang terhenti yang dikenali sebagai "Ketidakstabilan Kejutan Tokokan Berdiri" (Standing Accretion Shock Instability, SASI). Ketakstabilan ini berlaku akibat gangguan yang tidak berbentuk sfera yang menyebabkan gelombang kejutan terhenti itu berayun lalu mengubah bentuknya. SASI sering digunakan bersama teori neutrino dalam simulasi komputer untuk menghidupkan semula gelombang kejutan yang terhenti.[23]

Model komputer telah menunjukkan kejayaan besar dalam mengira tingkah laku supernova jenis II apabila gelombang kejutan telah terbentuk. Dengan mengabaikan saat pertama letupan, dan mengandaikan bahawa letupan telah pun bermula, para astrofizik dapat membuat ramalan terperinci tentang unsur-unsur yang dihasilkan oleh supernova serta lengkung cahaya yang dijangkakan daripada supernova tersebut.[24][25][26]

Lengkung cahaya bagi supernova jenis II-L dan jenis II-P

[sunting | sunting sumber]
Graf ini menunjukkan kekilauan sebagai fungsi masa dan memperlihatkan bentuk ciri lengkung cahaya bagi supernova jenis II-L dan II-P.

Apabila spektrum suatu supernova jenis II diperiksa, ia lazimnya memaparkan garis serapan Balmer – pengurangan fluks pada frekuensi ciri di mana atom hidrogen menyerap tenaga. Kehadiran garis ini digunakan untuk membezakan kategori supernova ini daripada supernova jenis I.

Apabila kekilauan supernova jenis II diplotkan terhadap masa, ia menunjukkan peningkatan ciri sehingga mencapai kecerahan maksimum sebelum menurun. Lengkung cahaya ini mempunyai kadar pereputan purata sebanyak 0.008 magnitud sehari; jauh lebih rendah berbanding kadar pereputan bagi supernova jenis Ia. Jenis II dibahagikan kepada dua kelas bergantung kepada bentuk lengkung cahayanya. Lengkung cahaya bagi supernova jenis II-L menunjukkan penurunan (linear) yang berterusan selepas kecerahan maksimum. Sebaliknya, lengkung cahaya bagi supernova jenis II-P mempunyai bahagian mendatar yang ketara (dikenali sebagai plateau) semasa fasa penurunan; ini mewakili tempoh di mana kekilauan merosot pada kadar yang lebih perlahan. Kadar pereputan kekilauan bersih adalah lebih rendah, iaitu 0.0075 magnitud sehari bagi jenis II-P berbanding 0.012 magnitud sehari bagi jenis II-L.[27]

Perbezaan bentuk lengkung cahaya ini dipercayai berpunca, dalam kes supernova jenis II-L, daripada pelontaran sebahagian besar sampul hidrogen bintang progenitor.[27] Fasa dataran dalam supernova jenis II-P pula disebabkan oleh perubahan dalam kelegapan lapisan luarnya. Gelombang kejutan akan mengionkan hidrogen dalam sampul luar – menanggalkan elektron daripada atom hidrogen – yang menyebabkan peningkatan ketara dalam kelegapan. Keadaan ini menghalang foton dari bahagian dalam letupan daripada terlepas keluar. Apabila hidrogen menyejuk secukupnya untuk bergabung semula, lapisan luar menjadi telus.[28]

Supernova jenis IIn

[sunting | sunting sumber]

Huruf "n" merujuk kepada narrow (sempit), yang menunjukkan kehadiran garis pancaran hidrogen yang sempit atau berlebar perantaraan dalam spektrum. Dalam kes garis berlebar perantaraan, bahan lontaran daripada letupan mungkin berinteraksi secara kuat dengan gas di sekitar bintang – iaitu medium sekeliling bintang.[29][30] Ketumpatan medium sekeliling bintang yang dianggarkan bagi menjelaskan sifat pemerhatian ini adalah jauh lebih tinggi daripada yang dijangkakan oleh teori piawai evolusi bintang.[31] Secara umum diandaikan bahawa ketumpatan medium sekeliling bintang yang tinggi ini berpunca daripada kadar kehilangan jisim yang tinggi bagi progenitor jenis IIn. Kadar kehilangan jisim yang dianggarkan biasanya lebih tinggi daripada 10−3 M☉ setahun. Terdapat petunjuk bahawa ia berasal daripada bintang yang serupa dengan luminous blue variable yang mengalami kehilangan jisim yang besar sebelum meletup.[32] SN 1998S dan SN 2005gl ialah contoh supernova jenis IIn; SN 2006gy, iaitu supernova yang amat bertenaga, mungkin juga merupakan satu contoh.[33]

Sebahagian supernova jenis IIn menunjukkan interaksi dengan medium sekeliling bintang, yang menyebabkan peningkatan suhu habuk sirkumbintang. Habuk yang menjadi panas ini dapat diperhatikan sebagai peningkatan kecerahan dalam cahaya inframerah pertengahan. Jika medium sekeliling bintang memanjang lebih jauh daripada supernova, peningkatan kecerahan inframerah pertengahan ini boleh menghasilkan gema inframerah, menyebabkan kecerahan tersebut berterusan lebih daripada 1000 hari. Jenis supernova ini tergolong dalam supernova jarang yang menyerupai 2010jl, dinamakan sempena contoh arketaipnya SN 2010jl. Kebanyakan supernova yang menyerupai 2010jl ditemui menggunakan Teleskop Angkasa Spitzer yang kini telah ditamatkan operasinya serta Penjelajah Tinjauan Inframerah Medan Lebar (contohnya SN 2014ab, SN 2017hcc).[34][35][36][37]

Supernova jenis IIb

[sunting | sunting sumber]

Supernova jenis IIb mempunyai garis hidrogen yang lemah dalam spektrum awalnya, sebab itulah ia diklasifikasikan sebagai jenis II. Namun kemudian, pancaran H menjadi tidak lagi dapat dikesan, dan terdapat juga puncak kedua dalam lengkung cahaya yang mempunyai spektrum yang lebih menyerupai supernova jenis Ib. Bintang progenitor mungkin merupakan bintang besar yang telah melontarkan sebahagian besar lapisan luarnya, atau bintang yang kehilangan kebanyakan sampul hidrogennya akibat interaksi dengan pasangan dalam sistem dedua, lalu meninggalkan teras yang hampir keseluruhannya terdiri daripada helium.[38] Apabila bahan lontaran bagi supernova jenis IIb mengembang, lapisan hidrogen dengan cepat menjadi lebih telus secara optik dan mendedahkan lapisan yang lebih dalam.[38]

Contoh klasik supernova jenis IIb ialah SN 1993J,[39][40] manakala satu lagi contoh ialah Cassiopeia A.[41] Kelas IIb mula diperkenalkan (sebagai konsep teori) oleh Woosley et al. pada tahun 1987,[42] dan kelas ini kemudiannya segera digunakan kepada SN 1987K[43] serta SN 1993J.[44]

Lihat juga

[sunting | sunting sumber]

Rujukan

[sunting | sunting sumber]
  1. ↑ Prantzos, N (1996). "Stellar nucleosynthesis and γ-ray line astronomy". Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 120: 330–310. Bibcode:1996A&AS..120C.303P – melalui SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS).
  2. ↑ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. S2CID 116987470.
  3. ↑ "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. 2006-09-07. Diarkibkan daripada yang asal pada 2020-05-28. Dicapai pada 2007-05-01.
  4. ↑ Clayton, Donald (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  5. ↑ Fewell, M. P. (1995). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828.
  6. 1 2 Ralat petik: Tag <ref> tidak sah; tiada teks disediakan bagi rujukan yang bernama "hinshaw"
  7. ↑ Fleurot, Fabrice. "Evolution of Massive Stars". Laurentian University. Diarkibkan daripada yang asal pada 2017-05-21. Dicapai pada 2007-08-13.
  8. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813. Diarkibkan daripada yang asal pada 2022-01-25. Dicapai pada 2020-03-18.
  9. 1 2 Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse". Max Planck Institute for Gravitational Physics. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-12-13. Dicapai pada 2006-12-14.
  10. ↑ Hayakawa, T.; Iwamoto, N.; Kajino, T.; Shizuma, T.; Umeda, H.; Nomoto, K. (2006). "Principle of Universality of Gamma-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosions". The Astrophysical Journal. 648 (1): L47–L50. Bibcode:2006ApJ...648L..47H. doi:10.1086/507703.
  11. 1 2 Fryer, C.L.; New, K.B.C. (2006-01-24). "Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1". Los Alamos National Laboratory. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-10-13. Dicapai pada 2006-12-09.
  12. 1 2 Mann, Alfred K. (1997). Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. New York: W. H. Freeman. m/s. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2. Diarkibkan daripada yang asal pada 2008-05-05. Dicapai pada 2007-11-19.
  13. ↑ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary (2000). Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection. New Haven: Yale University Press. m/s. 173. ISBN 978-0-300-09097-0. Diarkibkan daripada yang asal pada 2014-12-10. Dicapai pada 2007-11-19.
  14. ↑ Barwick, S.; Beacom, J.; dll. (2004-10-29). "APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group" (PDF). American Physical Society. Diarkibkan (PDF) daripada yang asal pada 2018-12-16. Dicapai pada 2006-12-12.
  15. ↑ Fryer, Chris L. (2003). "Black Hole Formation from Stellar Collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID 122297043. Diarkibkan daripada yang asal pada 2020-10-31. Dicapai pada 2019-11-29.
  16. ↑ Fryer, Chris L. (1999). "Mass Limits For Black Hole Formation". The Astrophysical Journal. 522 (1): 413–418. arXiv:astro-ph/9902315. Bibcode:1999ApJ...522..413F. doi:10.1086/307647. S2CID 14227409.
  17. ↑ Izzard, R. G.; Ramírez Ruiz, E.; Tout, C. A. (2004). "Formation rates of core-collapse supernovae and gamma-ray bursts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (4): 1215. arXiv:astro-ph/0311463. Bibcode:2004MNRAS.348.1215I. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07436.x. S2CID 119447717.
  18. 1 2 Rampp, M.; Buras, R.; Janka, H.-T.; Raffelt, G. (February 11–16, 2002). "Core-collapse supernova simulations: Variations of the input physics". Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics". Ringberg Castle, Tegernsee, Germany. m/s. 119–125. arXiv:astro-ph/0203493. Bibcode:2002nuas.conf..119R.
  19. ↑ Ackerstaff, K.; dll. (The OPAL Collaboration) (1998). "Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair Production at 189 GeV at LEP". The European Physical Journal C. 2 (3): 441–472. arXiv:hep-ex/9708024. doi:10.1007/s100529800851. S2CID 195313000. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-03-21. Dicapai pada 2007-03-18.
  20. ↑ "The Nobel Prize in Physics 2004". Nobel Foundation. 2004-10-05. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-05-03. Dicapai pada 2007-05-30.
  21. ↑ Stover, Dawn (2006). "Life In A Bubble". Popular Science. 269 (6): 16.
  22. ↑ Janka, H.-T.; Langanke, K.; Marek, A.; Martínez Pinedo, G.; Mueller, B. (2007). "Theory of Core-Collapse Supernovae". Bethe Centennial Volume of Physics Reports. 142 (1–4): 38–74. arXiv:astro-ph/0612072. Bibcode:1993JHyd..142..229H. doi:10.1016/0022-1694(93)90012-X.
  23. ↑ Iwakami, Wakana; Kotake, Kei; Ohnishi, Naofumi; Yamada, Shoichi; Sawada, Keisuke (March 10–15, 2008). "3D Simulations of Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae" (PDF). 14th Workshop on Nuclear Astrophysics. Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 15 March 2011. Dicapai pada 30 January 2013.
  24. ↑ Blinnikov, S.I.; Röpke, F. K.; Sorokina, E. I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. (2006). "Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova". Astronomy and Astrophysics. 453 (1): 229–240. arXiv:astro-ph/0603036. Bibcode:2006A&A...453..229B. doi:10.1051/0004-6361:20054594. S2CID 15493284.
  25. ↑ Young, Timothy R. (2004). "A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores". The Astrophysical Journal. 617 (2): 1233–1250. arXiv:astro-ph/0409284. Bibcode:2004ApJ...617.1233Y. doi:10.1086/425675. S2CID 16722121.
  26. ↑ Rauscher, T.; Heger, A.; Hoffman, R. D.; Woosley, S. E. (2002). "Nucleosynthesis in Massive Stars With Improved Nuclear and Stellar Physics". The Astrophysical Journal. 576 (1): 323–348. arXiv:astro-ph/0112478. Bibcode:2002ApJ...576..323R. doi:10.1086/341728. S2CID 59039933.
  27. 1 2 Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). "A Comparative Study of Supernova Light Curves". Astronomical Journal. 90: 2303–2311. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934.
  28. ↑ "Type II Supernova Light Curves". Swinburne University of Technology. Diarkibkan daripada yang asal pada 2019-10-17. Dicapai pada 2007-03-17.
  29. ↑ Filippenko, A. V. (1997). "Optical Spectra of Supernovae". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35: 309–330. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309. S2CID 25194088.
  30. ↑ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Cappellaro, E.; Danziger, I. J.; Mazzali, P. A.; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, D. J.; Matheson, T. (2002). "The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (1): 27–38. arXiv:astro-ph/0201483. Bibcode:2002MNRAS.333...27P. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x. S2CID 119347211.
  31. ↑ Langer, N. (22 September 2012). "Presupernova Evolution of Massive Single and Binary Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50 (1): 107–164. arXiv:1206.5443. Bibcode:2012ARA&A..50..107L. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125534. S2CID 119288581.
  32. ↑ Kiewe, Michael; Gal-Yam, Avishay; Arcavi, Iair; Leonard, Douglas C.; Enríquez, J. Emilio; Cenko, S. Bradley; Fox, Derek B.; Moon, Dae-Sik; Sand, David J.; Soderberg, Alicia M. (2011). "Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars". The Astrophysical Journal. 744 (10): 10. arXiv:1010.2689. Bibcode:2012ApJ...744...10K. doi:10.1088/0004-637X/744/1/10. S2CID 119267259.
  33. ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Silverman, J. M.; Filippenko, A. V.; Foley, R. J. (2010). "Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy". The Astrophysical Journal. 709 (2): 856–883. arXiv:0906.2200. Bibcode:2010ApJ...709..856S. doi:10.1088/0004-637X/709/2/856. S2CID 16959330.
  34. ↑ Bevan, A. M.; Krafton, K.; Wesson, R.; Andrews, J. E.; Montiel, E.; Niculescu-Duvaz, M.; Barlow, M. J.; De Looze, I.; Clayton, G. C. (2020-05-01). "Disentangling Dust Components in SN 2010jl: The First 1400 Days". The Astrophysical Journal. 894 (2): 111. arXiv:2004.01503. Bibcode:2020ApJ...894..111B. doi:10.3847/1538-4357/ab86a2. ISSN 0004-637X.
  35. ↑ Moriya, T. J.; Stritzinger, M. D.; Taddia, F.; Morrell, N.; Suntzeff, N. B.; Contreras, C.; Gall, C.; Hjorth, J.; Ashall, C.; Burns, C. R.; Busta, L.; Campillay, A.; Castellón, S.; Corco, C.; Davis, S. (2020-09-01). "The Carnegie Supernova Project II. Observations of SN 2014ab possibly revealing a 2010jl-like SN IIn with pre-existing dust". Astronomy and Astrophysics. 641: A148. arXiv:2006.10198. Bibcode:2020A&A...641A.148M. doi:10.1051/0004-6361/202038118. ISSN 0004-6361. S2CID 237554659.
  36. ↑ Thévenot, Melina (2020-12-01). "Mid-Infrared Detections of SNe II with NEOWISE". Research Notes of the American Astronomical Society. 4 (12): 243. Bibcode:2020RNAAS...4..243T. doi:10.3847/2515-5172/abd415. ISSN 2515-5172. 2017hcc is first mentioned in this research note as 2010jl-like, but sadly Moran et al. missed this research note.
  37. ↑ Moran, S.; Fraser, M.; Kotak, R.; Pastorello, A.; Benetti, S.; Brennan, S. J.; Gutiérrez, C. P.; Kankare, E.; Kuncarayakti, H.; Mattila, S.; Reynolds, T. M.; Anderson, J. P.; Brown, P. J.; Campana, S.; Chambers, K. C. (2023-01-01). "A long life of excess: The interacting transient SN 2017hcc". Astronomy and Astrophysics. 669: A51. arXiv:2210.14076. Bibcode:2023A&A...669A..51M. doi:10.1051/0004-6361/202244565. ISSN 0004-6361. S2CID 253107572.
  38. 1 2 Utrobin, V. P. (1996). "Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J". Astronomy and Astrophysics. 306 (5940): 219–231. Bibcode:1996A&A...306..219U.
  39. ↑ Nomoto, K.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Kumagai, S.; Yamaoka, H.; Saio, H. (1993). "A type IIb model for supernova 1993J". Nature. 364 (6437): 507. Bibcode:1993Natur.364..507N. doi:10.1038/364507a0. S2CID 4363061.
  40. ↑ Chevalier, R. A.; Soderberg, A. M. (2010). "Type IIb Supernovae with Compact and Extended Progenitors". The Astrophysical Journal. 711 (1): L40–L43. arXiv:0911.3408. Bibcode:2010ApJ...711L..40C. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L40. S2CID 118321359.
  41. ↑ Krause, O.; Birkmann, S.; Usuda, T.; Hattori, T.; Goto, M.; Rieke, G.; Misselt, K. (2008). "The Cassiopeia A supernova was of type IIb". Science. 320 (5880): 1195–1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Sci...320.1195K. doi:10.1126/science.1155788. PMID 18511684. S2CID 40884513.
  42. ↑ Woosley, S. E.; Pinto, P. A.; Martin, P. G.; Weaver, Thomas A. (1987). "Supernova 1987A in the Large Magellanic Cloud - the explosion of an approximately 20 solar mass star which has experienced mass loss?". The Astrophysical Journal. 318: 664. Bibcode:1987ApJ...318..664W. doi:10.1086/165402.
  43. ↑ Filippenko, Alexei V. (1988). "Supernova 1987K - Type II in youth, type Ib in old age". Astronomical Journal. 96: 1941. Bibcode:1988AJ.....96.1941F. doi:10.1086/114940.
  44. ↑ Filippenko, Alexei V.; Matheson, Thomas; Ho, Luis C. (1993). "The Type IIb Supernova 1993J in M81: A Close Relative of Type Ib Supernovae". Astrophysical Journal Letters. 415: L103. Bibcode:1993ApJ...415L.103F. doi:10.1086/187043.

Pautan luar

[sunting | sunting sumber]
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Supernova_jenis_II&oldid=6979038"