Astronomia

Quando i buchi neri si formano da una supernova hanno una velocità molto elevata?

Quando i buchi neri si formano da una supernova hanno una velocità molto elevata?

Quando i buchi neri si formano da una supernova hanno una velocità molto elevata? O rimangono nella posizione di stella madre ??


Non c'è una risposta specifica a questo: qualsiasi cosa, da "semplicemente seduto lì" a volare via ad alta velocità è possibile.

Tutto dipende dalla simmetria dell'esplosione della supernova (SN). Un'ampia modellizzazione mostra che le esplosioni possono essere abbastanza asimmetriche e, se sono le onde gravitazionali create, possono dare un bel calcio al nuovo buco nero (BH). Se l'esplosione è relativamente simmetrica, il nuovo BH può rimanere più o meno esattamente dove si è formato.

Nota che se la stella che esplode è un membro di una binaria stretta, l'esplosione SN di solito darà alla stella compagna un'alta velocità. Prima dell'esplosione, una coppia stretta potrebbe ruotare attorno al proprio centro di massa comune a 1000 kps. Quando una stella diventa SN, espelle la maggior parte della sua massa dal sistema e ad alta velocità. Questo non cambia la velocità della stella compagna che improvvisamente non è più legata e ha una velocità di fuga dal sistema stellare, quindi più o meno vola via in linea retta alla sua velocità orbitale.

Alcune delle stelle fuggitive scoperte da Gaia sono probabilmente stelle compagne di SN.


Trovato collegamento mancante tra supernovae e buchi neri

Un buco nero vicino, che sfreccia come una palla di cannone attraverso il piano della nostra Via Lattea, ha fornito forse la migliore prova finora che i buchi neri di massa stellare si formano nelle esplosioni di supernova. Questo buco nero attraversa lo spazio a una velocità di 400 000 chilometri all'ora, 4 volte più veloce della velocità media delle stelle nelle vicinanze galattiche. Cosa l'ha fatto muovere così velocemente? Il "cannone" più probabile è il calcio esplosivo di una supernova, uno degli eventi più titanici dell'Universo.

Quando le stelle massicce terminano la loro vita, esplodono violentemente come supernovae. Lasciano come residuo una stella di neutroni o un buco nero, a seconda di quanto sia massiccia inizialmente la stella. Gli scienziati hanno trovato prove indirette dell'esistenza di una dozzina di buchi neri. Tuttavia, fino ad ora mancavano prove dirette che collegassero le supernove e i loro resti di buchi neri.

I buchi neri, per definizione, ingoiano la luce in modo da essere "invisibili". Tuttavia, puoi individuarli indirettamente. In questo caso, il buco nero in fuga ha una stella compagna, che il telescopio spaziale Hubble dell'ESA/NASA potrebbe seguire. L'alta risoluzione di Hubble ha permesso agli astronomi di misurare il movimento di questo sistema di buchi neri nel cielo usando immagini scattate nel 1996 e nel 2001. Gli scienziati hanno combinato i dati di Hubble con quelli ottenuti dai telescopi terrestri e hanno ottenuto risultati sorprendenti. Il buco nero sta attraversando il piano della nostra Via Lattea ad una velocità di 4 volte quella delle stelle intorno ad esso!

"Questo è il primo buco nero scoperto che si muove velocemente attraverso il piano della nostra galassia", afferma Felix Mirabel della Commissione francese per l'energia atomica e dell'Istituto per l'astronomia e la fisica spaziale dell'Argentina. Mirabel e il secondo autore della scoperta, R. Mignani, concludono: 'deve essere stato sparato fuori da una supernova dalla forza dell'esplosione.'

Queste misurazioni del movimento di un buco nero sono le più precise eseguite finora con Hubble. Solo la vista acuta di Hubble ha reso possibili le osservazioni. Anche il satellite per raggi gamma dell'ESA, Integral, dovrebbe generare risultati sorprendenti sui buchi neri. Integral è stato lanciato con successo il 17 ottobre 2002. 'Grazie a Integral, ci aspettiamo di trovare molti più buchi neri. Seguiremo i loro percorsi nella Via Lattea e avremo informazioni sul loro luogo di nascita e su come si sono formati,' dice Mirabella.

Appunti

Per le emittenti, le animazioni al computer della scoperta e le riprese generali del telescopio spaziale Hubble sono disponibili presso il servizio televisivo dell'ESA, vedere http://television.esa.int.

Questo buco nero, chiamato GRO J1655-40, è osservato nella costellazione dello Scorpione. Potrebbe essere nato nel disco interno della nostra galassia, dove avviene il più alto tasso di formazione stellare. GRO J1655-40 è il secondo cosiddetto 'microquasar' scoperto nella nostra Galassia. I microquasar sono buchi neri della stessa massa di una stella. Si comportano come versioni ridotte di buchi neri molto più massicci che si trovano nei nuclei di galassie estremamente attive, chiamate quasar. Gli astronomi conoscono l'esistenza di buchi neri di massa stellare fin dai primi anni '70. Le loro masse possono variare da 3,5 a circa 15 volte la massa del nostro Sole.

Utilizzando i dati di Hubble, gli astronomi sono stati in grado di descrivere il sistema dei buchi neri. La stella compagna era apparentemente sopravvissuta all'esplosione della supernova originale che ha creato il buco nero. È una stella che sta invecchiando che completa un'orbita attorno al buco nero ogni 2,6 giorni. Viene lentamente divorato dal buco nero. Getti simili a fiamma ossidrica fluiscono lontano dal sistema di buchi neri al 90% della velocità della luce.

Gli scienziati coinvolti in queste osservazioni sono:
I. F. Mirabel (la Commissione francese per l'energia atomica e l'Istituto per l'astronomia e la fisica spaziale/Conicet dell'Argentina), R. Mignani (Osservatorio europeo meridionale, Germania), I. Rodrigues (la Commissione francese per l'energia atomica/CNPq Brasile), J.A. Combi (l'Istituto argentino per la radioastronomia), L. F. Rodriguez (UNAM, Messico) e F. Guglielmetti (Istituto Max Planck per la fisica extraterrestre e Istituto Max Planck per la fisica del plasma, Germania).

Il telescopio spaziale Hubble è un progetto di cooperazione internazionale tra ESA e NASA.

Immagine di credito: Agenzia spaziale europea, NASA e Felix Mirabel (la Commissione francese per l'energia atomica e l'Istituto per l'astronomia e la fisica spaziale/Conicet dell'Argentina)


Contenuti

Rispetto all'intera storia di una stella, l'aspetto visivo di una supernova è molto breve, forse copre diversi mesi, quindi le probabilità di osservarne una ad occhio nudo sono circa una volta nella vita. Solo una minuscola frazione dei 100 miliardi di stelle in una tipica galassia ha la capacità di diventare una supernova, limitata a quelle di grande massa o a tipi straordinariamente rari di stelle binarie contenenti nane bianche. [1]

La prima supernova registrata possibile, nota come HB9, potrebbe essere stata vista e registrata da sconosciuti osservatori indiani nel 4500 ± 1000 aC. [2] Successivamente, SN 185 fu visto dagli astronomi cinesi nel 185 d.C. La supernova registrata più brillante è stata SN 1006, avvenuta nel 1006 d.C. nella costellazione del Lupus, ed è stata descritta da osservatori in Cina, Giappone, Iraq, Egitto ed Europa. [3] [4] [5] La supernova ampiamente osservata SN 1054 ha prodotto la Nebulosa del Granchio. Le supernovae SN 1572 e SN 1604, le ultime osservate ad occhio nudo nella galassia della Via Lattea, ebbero notevoli effetti sullo sviluppo dell'astronomia in Europa perché furono usate per argomentare contro l'idea aristotelica che l'universo al di là della Luna e dei pianeti era statico e immutabile. [6] Johannes Kepler iniziò ad osservare SN 1604 al suo apice il 17 ottobre 1604, e continuò a fare stime della sua luminosità fino a quando non scomparve dalla vista ad occhio nudo un anno dopo. [7] È stata la seconda supernova osservata in una generazione (dopo SN 1572 vista da Tycho Brahe a Cassiopea). [8]

Ci sono alcune prove che la più giovane supernova galattica, G1.9+0.3, si sia verificata alla fine del 19° secolo, molto più recentemente di Cassiopeia A del 1680 circa. [9] Nessuna delle due supernova è stata notata all'epoca. Nel caso di G1.9+0.3, l'elevata estinzione lungo il piano della galassia avrebbe potuto attenuare l'evento sufficientemente da passare inosservato. La situazione per Cassiopea A è meno chiara. Sono stati rilevati echi di luce infrarossa che mostrano che si trattava di una supernova di tipo IIb e non si trovava in una regione di estinzione particolarmente elevata. [10]

L'osservazione e la scoperta di supernove extragalattiche sono ora molto più comuni. La prima di tali osservazioni è stata di SN 1885A nella Galassia di Andromeda. Oggi, astronomi dilettanti e professionisti ne trovano diverse centinaia ogni anno, alcuni quando si avvicinano alla luminosità massima, altri su vecchie fotografie o lastre astronomiche. Gli astronomi americani Rudolph Minkowski e Fritz Zwicky hanno sviluppato il moderno schema di classificazione delle supernovae a partire dal 1941. [11] Durante gli anni '60, gli astronomi hanno scoperto che le intensità massime delle supernove potevano essere utilizzate come candele standard, quindi indicatori di distanze astronomiche. [12] Alcune delle supernove più lontane osservate nel 2003 sono apparse più deboli del previsto. Ciò supporta l'idea che l'espansione dell'universo stia accelerando. [13] Sono state sviluppate tecniche per ricostruire eventi di supernova che non hanno registrazioni scritte di essere osservati. La data dell'evento di supernova Cassiopeia A è stata determinata dagli echi di luce delle nebulose, [14] mentre l'età del resto di supernova RX J0852.0-4622 è stata stimata dalle misurazioni della temperatura [15] e dalle emissioni di raggi gamma dal decadimento radioattivo del titanio -44. [16]

La supernova più luminosa mai registrata è ASASSN-15lh, a una distanza di 3,82 gigaluce di anni. È stato rilevato per la prima volta nel giugno 2015 e ha raggiunto il picco di 570 miliardi di L , che è il doppio della luminosità bolometrica di qualsiasi altra supernova conosciuta. [18] Tuttavia, la natura di questa supernova continua ad essere dibattuta e sono state suggerite diverse spiegazioni alternative, ad es. perturbazione mareale di una stella da parte di un buco nero. [19]

Tra i primi rilevati dal momento della detonazione, e per i quali sono stati ottenuti i primi spettri (a partire da 6 ore dopo l'effettiva esplosione), c'è il tipo II SN 2013fs (iPTF13dqy) che è stato registrato 3 ore dopo l'evento di supernova del 6 ottobre 2013 dalla Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). La stella si trova in una galassia a spirale chiamata NGC 7610, a 160 milioni di anni luce di distanza nella costellazione di Pegaso. [20] [21]

Il 20 settembre 2016, l'astronomo dilettante Victor Buso di Rosario, in Argentina, stava testando il suo telescopio. [22] [23] Scattando diverse fotografie della galassia NGC 613, Buso si imbatté in una supernova che era appena diventata visibile sulla Terra. Dopo aver esaminato le immagini, ha contattato l'Instituto de Astrofísica de La Plata. "Era la prima volta che qualcuno catturava i momenti iniziali dello 'shock breakout' di una supernova ottica, non associata a un lampo di raggi gamma o di raggi X". [22] Le probabilità di catturare un evento del genere erano comprese tra uno su dieci milioni e uno su cento milioni, secondo l'astronoma Melina Bersten dell'Instituto de Astrofísica. La supernova osservata da Buso era di tipo IIb costituita da una stella di massa venti volte quella del sole. [22] L'astronomo Alex Filippenko, dell'Università della California, ha osservato che gli astronomi professionisti stavano cercando un evento del genere da molto tempo. Ha dichiarato: "Le osservazioni delle stelle nei primi momenti in cui iniziano a esplodere forniscono informazioni che non possono essere ottenute direttamente in nessun altro modo". [22]

I primi lavori su quella che originariamente si credeva fosse semplicemente una nuova categoria di novae furono eseguiti durante gli anni '20. Questi sono stati variamente chiamati "novae di classe superiore", "Hauptnovae" o "novae giganti". [24] Si pensa che il nome "supernovae" sia stato coniato da Walter Baade e Fritz Zwicky durante le lezioni al Caltech nel 1931. Fu usato, come "super-Novae", in un articolo pubblicato da Knut Lundmark nel 1933, [ 25] e in un articolo del 1934 di Baade e Zwicky. [26] Nel 1938, il trattino era stato perso ed era in uso il nome moderno. [27] Poiché le supernove sono eventi relativamente rari all'interno di una galassia, che si verificano circa tre volte al secolo nella Via Lattea, [28] ottenere un buon campione di supernova da studiare richiede il monitoraggio regolare di molte galassie.

Le supernovae in altre galassie non possono essere previste con precisione significativa. Normalmente, quando vengono scoperti, sono già in corso. [29] Per utilizzare le supernove come candele standard per misurare la distanza, è necessaria l'osservazione della loro luminosità di picco. È quindi importante scoprirli bene prima che raggiungano il loro massimo. Gli astronomi dilettanti, che sono molto più numerosi degli astronomi professionisti, hanno svolto un ruolo importante nella scoperta delle supernove, in genere osservando alcune delle galassie più vicine attraverso un telescopio ottico e confrontandole con fotografie precedenti. [30]

Verso la fine del XX secolo, gli astronomi si sono sempre più rivolti a telescopi e CCD controllati da computer per cacciare le supernove. Sebbene tali sistemi siano apprezzati dai dilettanti, esistono anche installazioni professionali come il telescopio automatico per immagini Katzman. [31] Il progetto Supernova Early Warning System (SNEWS) utilizza una rete di rivelatori di neutrini per avvisare tempestivamente di una supernova nella galassia della Via Lattea. [32] [33] I neutrini sono particelle prodotte in grandi quantità da una supernova e non vengono assorbite in modo significativo dal gas e dalla polvere interstellare del disco galattico. [34]

Le ricerche di supernova si dividono in due classi: quelle focalizzate su eventi relativamente vicini e quelle che guardano più lontano. A causa dell'espansione dell'universo, la distanza da un oggetto remoto con uno spettro di emissione noto può essere stimata misurando il suo spostamento Doppler (o spostamento verso il rosso) in media, gli oggetti più distanti si allontanano con maggiore velocità rispetto a quelli vicini, e quindi hanno un redshift più alto. Quindi la ricerca è divisa tra redshift alto e redshift basso, con il confine che cade intorno a un intervallo di redshift di z=0.1–0.3 [35] —dove z è una misura adimensionale dello spostamento di frequenza dello spettro.

Le ricerche ad alto redshift per le supernove di solito comportano l'osservazione delle curve di luce delle supernovae. Questi sono utili per candele standard o calibrate per generare diagrammi di Hubble e fare previsioni cosmologiche. La spettroscopia della supernova, utilizzata per studiare la fisica e gli ambienti delle supernovae, è più pratica a basso che ad alto redshift. [36] [37] Osservazioni con redshift basso ancorano anche l'estremità a bassa distanza della curva di Hubble, che è un grafico della distanza rispetto al redshift per le galassie visibili. [38] [39]

Le scoperte di supernova vengono segnalate al Central Bureau for Astronomical Telegrams dell'Unione Astronomica Internazionale, che invia una circolare con il nome che assegna a quella supernova. Il nome è formato dal prefisso SN, seguito dall'anno della scoperta, con suffisso di una o due lettere. Le prime 26 supernove dell'anno sono designate con una lettera maiuscola da UN per Z. Successivamente vengono utilizzate coppie di lettere minuscole: aa, ab, e così via. Quindi, ad esempio, SN 2003C designa la terza supernova segnalata nell'anno 2003. [40] L'ultima supernova del 2005, SN 2005nc, era la 367a (14 × 26 + 3 = 367). Il suffisso "nc" funge da codifica biunivoca in base 26, con un = 1, b = 2, c = 3, . z = 26. Dal 2000, astronomi professionisti e dilettanti hanno trovato diverse centinaia di supernovae ogni anno (572 nel 2007, 261 nel 2008, 390 nel 2009 231 nel 2013). [41] [42]

Le supernove storiche sono conosciute semplicemente dall'anno in cui si sono verificate: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (chiamato La Nova di Tycho) e SN 1604 (La stella di Keplero). Dal 1885 è stata utilizzata la notazione aggiuntiva della lettera, anche se in quell'anno è stata scoperta una sola supernova (ad esempio SN 1885A, SN 1907A, ecc.) - quest'ultima è avvenuta con SN 1947A. SN, per SuperNova, è un prefisso standard. Fino al 1987, le designazioni di due lettere erano raramente necessarie dal 1988, tuttavia, sono state necessarie ogni anno. Dal 2016, il numero crescente di scoperte ha portato regolarmente all'uso aggiuntivo di designazioni a tre cifre. [43]

Gli astronomi classificano le supernove in base alle loro curve di luce e alle linee di assorbimento dei diversi elementi chimici che compaiono nei loro spettri. Se lo spettro di una supernova contiene righe di idrogeno (conosciute come serie di Balmer nella porzione visiva dello spettro) viene classificata Tipo II altrimenti è Tipo I. In ciascuno di questi due tipi ci sono suddivisioni in base alla presenza di linee da altri elementi o alla forma della curva di luce (un grafico della magnitudine apparente della supernova in funzione del tempo). [45] [46]

Tassonomia delle supernovae [45] [46]
Tipo I
Niente idrogeno
Tipo Ia
Presenta una linea di silicio ionizzato singolarmente (Si II) a 615,0 nm (nanometri), vicino alla luce di picco
Fuga termica
Tipo Ib/c
Funzione di assorbimento del silicio debole o assente
Tipo Ib
Mostra una linea di elio non ionizzato (He I) a 587,6 nm
Collasso del nucleo
Tipo Ic
Elio debole o assente
Tipo II
Mostra idrogeno
Tipo II-P/-L/n
Spettro di tipo II in tutto
Tipo II-P/L
Nessuna linea stretta
Tipo II-P
Raggiunge un "altopiano" nella sua curva di luce
Tipo II-L
Visualizza una diminuzione "lineare" nella sua curva di luce (lineare in grandezza rispetto al tempo) [47]
Tipo IIn
Alcune linee strette
Tipo IIb
Lo spettro cambia per diventare come il tipo Ib

Tipo I Modifica

Le supernove di tipo I sono suddivise in base ai loro spettri, con il tipo Ia che mostra una forte linea di assorbimento del silicio ionizzato. Le supernove di tipo I prive di questa linea forte sono classificate come di tipo Ib e Ic, con il tipo Ib che mostra forti linee dell'elio neutre e il tipo Ic che le manca. Le curve di luce sono tutte simili, sebbene il tipo Ia sia generalmente più luminoso al picco di luminosità, ma la curva di luce non è importante per la classificazione delle supernove di tipo I.

Un piccolo numero di supernovae di tipo Ia mostra caratteristiche insolite, come luminosità non standard o curve di luce allargate, e queste sono tipicamente classificate facendo riferimento al primo esempio che mostra caratteristiche simili. Ad esempio, il sub-luminoso SN 2008ha è spesso indicato come SN 2002cx-like o classe Ia-2002cx.

Una piccola proporzione di supernovae di tipo Ic mostra righe di emissione altamente allargate e miste che sono prese per indicare velocità di espansione molto elevate per l'ejecta. Questi sono stati classificati come tipo Ic-BL o Ic-bl. [48]

Tipo II Modifica

Le supernove di tipo II possono anche essere suddivise in base ai loro spettri. Mentre la maggior parte delle supernove di tipo II mostra righe di emissione molto ampie che indicano velocità di espansione di molte migliaia di chilometri al secondo, alcune, come SN 2005gl, hanno caratteristiche relativamente strette nei loro spettri. Questi sono chiamati di tipo IIn, dove la 'n' sta per 'stretto'.

Alcune supernove, come SN 1987K [49] e SN 1993J, sembrano cambiare tipo: mostrano inizialmente righe di idrogeno, ma, in un periodo di settimane o mesi, diventano dominate da righe di elio.Il termine "tipo IIb" viene utilizzato per descrivere la combinazione di caratteristiche normalmente associate ai tipi II e Ib. [46]

Le supernove di tipo II con spettri normali dominati da ampie righe di idrogeno che rimangono per tutta la vita del declino sono classificate in base alle loro curve di luce. Il tipo più comune mostra un caratteristico "altopiano" nella curva di luce poco dopo il picco di luminosità, dove la luminosità visiva rimane relativamente costante per diversi mesi prima che riprenda il declino. Questi sono chiamati di tipo II-P riferendosi al plateau. Meno comuni sono le supernove di tipo II-L prive di un plateau distinto. La "L" significa "lineare" sebbene la curva di luce non sia in realtà una linea retta.

Le supernovae che non rientrano nelle normali classificazioni sono designate peculiari, o 'pec'. [46]

Tipi III, IV e V Modifica

Fritz Zwicky ha definito ulteriori tipi di supernova sulla base di pochissimi esempi che non si adattavano perfettamente ai parametri per le supernove di tipo I o II. SN 1961i in NGC 4303 era il prototipo e l'unico membro della classe di supernova di tipo III, nota per la sua ampia curva di luce massima e le ampie righe di Balmer dell'idrogeno che erano lente a svilupparsi nello spettro. SN 1961f in NGC 3003 era il prototipo e l'unico membro della classe di tipo IV, con una curva di luce simile a una supernova di tipo II-P, con righe di assorbimento dell'idrogeno ma deboli righe di emissione di idrogeno. La classe di tipo V è stata coniata per SN 1961V in NGC 1058, un'insolita debole supernova o impostore di supernova con un lento aumento della luminosità, un massimo della durata di molti mesi e uno spettro di emissione insolito. È stata notata la somiglianza di SN 1961V con l'Eta Carinae Great Outburst. [50] Anche le supernovae in M101 (1909) e M83 (1923 e 1957) sono state suggerite come possibili supernovae di tipo IV o V. [51]

Questi tipi sarebbero ora tutti trattati come particolari supernovae di tipo II (IIpec), di cui sono stati scoperti molti altri esempi, sebbene sia ancora dibattuto se SN 1961V fosse una vera supernova a seguito di un'esplosione di LBV o un impostore. [47]

I codici di tipo supernova, come descritto sopra, sono tassonomico: il numero del tipo descrive la luce osservata dalla supernova, non necessariamente la sua causa. Ad esempio, le supernove di tipo Ia sono prodotte da fusioni incontrollate innescate da progenitori degenerati di nane bianche, mentre le supernove di tipo Ib/c spettralmente simili sono prodotte da enormi progenitori Wolf-Rayet per collasso del nucleo. Quanto segue riassume quelle che attualmente si ritiene siano le spiegazioni più plausibili per le supernove.

Fuga termica Modifica

Una nana bianca può accumulare materiale sufficiente da una compagna stellare per aumentare la sua temperatura interna abbastanza da innescare la fusione del carbonio, a quel punto subisce una fusione nucleare incontrollata, distruggendola completamente. Ci sono tre strade attraverso le quali si teorizza che questa detonazione avvenga: accrescimento stabile di materiale da un compagno, la collisione di due nane bianche, o accrescimento che provoca l'accensione in un guscio che poi accende il nucleo. Il meccanismo dominante con cui vengono prodotte le supernove di tipo Ia rimane poco chiaro. [53] Nonostante questa incertezza su come vengono prodotte le supernove di tipo Ia, le supernove di tipo Ia hanno proprietà molto uniformi e sono utili candele standard su distanze intergalattiche. Sono necessarie alcune calibrazioni per compensare il cambiamento graduale nelle proprietà o le diverse frequenze delle supernove con luminosità anormale ad alto redshift e per piccole variazioni di luminosità identificate dalla forma o dallo spettro della curva di luce. [54] [55]

Normale Tipo Ia Modifica

Esistono diversi mezzi con cui può formarsi una supernova di questo tipo, ma condividono un meccanismo sottostante comune. Se una nana bianca carbonio-ossigeno accumulasse materia sufficiente per raggiungere il limite di Chandrasekhar di circa 1,44 masse solari ( M ) [56] (per una stella non rotante), non sarebbe più in grado di sostenere la maggior parte della sua massa attraverso la pressione di degenerazione elettronica [57] [58] e comincerebbe a collassare. Tuttavia, l'opinione corrente è che questo limite non viene normalmente raggiunto aumentando la temperatura e la densità all'interno del nucleo innescando la fusione del carbonio quando la stella si avvicina al limite (entro circa l'1% [59]) prima che inizi il collasso. [56] Per un nucleo composto principalmente da ossigeno, neon e magnesio, la nana bianca che collassa formerà tipicamente una stella di neutroni. In questo caso, durante il collasso verrà espulsa solo una frazione della massa della stella. [58]

In pochi secondi, una frazione sostanziale della materia nella nana bianca va incontro a fusione nucleare, rilasciando energia sufficiente (1– 2 × 10 44 J ) [60] per separare la stella in una supernova. [61] Viene generata un'onda d'urto in espansione verso l'esterno, con la materia che raggiunge velocità dell'ordine di 5.000-20.000 km/s, o circa il 3% della velocità della luce. C'è anche un significativo aumento della luminosità, raggiungendo una magnitudine assoluta di -19,3 (o 5 miliardi di volte più luminosa del Sole), con poche variazioni. [62]

Il modello per la formazione di questa categoria di supernova è un sistema stellare binario stretto. La più grande delle due stelle è la prima ad evolversi rispetto alla sequenza principale e si espande fino a formare una gigante rossa. Le due stelle ora condividono un involucro comune, causando il restringimento della loro orbita reciproca. La stella gigante perde quindi la maggior parte del suo involucro, perdendo massa fino a quando non può più continuare la fusione nucleare. A questo punto diventa una nana bianca, composta principalmente da carbonio e ossigeno. [63] Alla fine, anche la stella secondaria si evolve dalla sequenza principale per formare una gigante rossa. La materia del gigante viene accresciuta dalla nana bianca, causando un aumento di massa di quest'ultima. Nonostante la diffusa accettazione del modello di base, i dettagli esatti dell'iniziazione e degli elementi pesanti prodotti nell'evento catastrofico sono ancora poco chiari.

Le supernove di tipo Ia seguono una curva di luce caratteristica, il grafico della luminosità in funzione del tempo, dopo l'evento. Questa luminosità è generata dal decadimento radioattivo del nichel-56 attraverso il cobalto-56 fino al ferro-56. [62] La luminosità di picco della curva di luce è estremamente coerente tra le normali supernovae di tipo Ia, con una magnitudine assoluta massima di circa -19,3. Questo perché le supernove di tipo Ia derivano da un tipo coerente di stella progenitrice per acquisizione di massa graduale ed esplodono quando acquisiscono una massa tipica coerente, dando origine a condizioni e comportamenti di supernova molto simili. Ciò consente loro di essere utilizzati come candela standard secondaria [64] per misurare la distanza dalle galassie che li ospitano. [65]

Modifica tipo Ia non standard

Un altro modello per la formazione di supernove di tipo Ia prevede la fusione di due stelle nane bianche, con la massa combinata che supera momentaneamente il limite di Chandrasekhar. [66] C'è molta variazione in questo tipo di eventi, [67] e, in molti casi, potrebbe non esserci alcuna supernova, nel qual caso avranno una curva di luce più ampia e meno luminosa rispetto alla più normale SN di tipo Ia .

Supernove di tipo Ia anormalmente luminose si verificano quando la nana bianca ha già una massa superiore al limite di Chandrasekhar, [68] forse ulteriormente potenziata dall'asimmetria, [69] ma il materiale espulso avrà un'energia cinetica inferiore al normale.

Non esiste una sottoclassificazione formale per le supernove di tipo Ia non standard. È stato proposto che un gruppo di supernove sub-luminose che si verificano quando l'elio si accumula su una nana bianca dovrebbe essere classificato come tipo Iax. [70] [71] Questo tipo di supernova potrebbe non sempre distruggere completamente il progenitore della nana bianca e potrebbe lasciare dietro di sé una stella zombi. [72]

Un tipo specifico di supernova di tipo Ia non standard sviluppa idrogeno e altre righe di emissione e dà l'aspetto di una miscela tra una supernova di tipo Ia normale e una supernova di tipo IIn. Esempi sono SN 2002ic e SN 2005gj. Queste supernove sono state soprannominate tipo Ia/IIn, tipo Ian, tipo IIa e tipo IIan. [73]

Collasso del nucleo Modifica

Stelle molto massicce possono subire il collasso del nucleo quando la fusione nucleare diventa incapace di sostenere il nucleo contro la sua stessa gravità, il superamento di questa soglia è la causa di tutti i tipi di supernova tranne il tipo Ia. Il collasso può causare l'espulsione violenta degli strati esterni della stella con conseguente supernova, oppure il rilascio di energia potenziale gravitazionale può essere insufficiente e la stella può collassare in un buco nero o in una stella di neutroni con poca energia irradiata.

Il collasso del nucleo può essere causato da diversi meccanismi: cattura di elettroni che supera il limite di Chandrasekhar, instabilità di coppia o fotodisintegrazione. [74] [75]

  • Quando una stella massiccia sviluppa un nucleo di ferro più grande della massa di Chandrasekhar, non sarà più in grado di sostenersi dalla pressione di degenerazione degli elettroni e collasserà ulteriormente in una stella di neutroni o in un buco nero.
  • La cattura di elettroni da parte del magnesio in un nucleo degenerato di O/Ne/Mg provoca un collasso gravitazionale seguito da una fusione esplosiva di ossigeno, con risultati molto simili.
  • La produzione di coppie elettrone-positrone in un grande nucleo in fiamme post-elio rimuove il supporto termodinamico e provoca il collasso iniziale seguito da una fusione incontrollata, con conseguente supernova di instabilità di coppia.
  • Un nucleo stellare sufficientemente grande e caldo può generare raggi gamma abbastanza energetici da avviare direttamente la fotodisintegrazione, che causerà un collasso completo del nucleo.

La tabella seguente elenca le ragioni note del collasso del nucleo in stelle massicce, i tipi di stelle in cui si verificano, il tipo di supernova associato e il resto prodotto. La metallicità è la proporzione di elementi diversi dall'idrogeno o dall'elio, rispetto al Sole. La massa iniziale è la massa della stella prima dell'evento della supernova, espressa in multipli della massa del Sole, sebbene la massa al momento della supernova possa essere molto inferiore.

Le supernove di tipo II non sono elencate nella tabella. Possono essere prodotti da vari tipi di collasso del nucleo in diverse stelle progenitrici, forse anche da accensioni di nane bianche di tipo Ia, anche se sembra che la maggior parte provenga dal collasso del nucleo di ferro in supergiganti luminose o ipergiganti (incluse le LBV). Le strette righe spettrali da cui prendono il nome si verificano perché la supernova si sta espandendo in una piccola nube densa di materiale circumstellare. [76] Sembra che una percentuale significativa di presunte supernovae di tipo IIn siano impostori di supernova, massicce eruzioni di stelle simili a LBV simili alla Grande Eruzione di Eta Carinae. In questi eventi, il materiale precedentemente espulso dalla stella crea le strette linee di assorbimento e provoca un'onda d'urto attraverso l'interazione con il materiale appena espulso. [77]

Scenari di collasso del nucleo per massa e metallicità [74]
Causa del crollo Massa iniziale approssimativa della stella progenitrice (masse solari) Tipo di supernova residuo
Cattura di elettroni in un nucleo degenerato di O+Ne+Mg 9–10 Debole II-P Stella di neutroni
Crollo del nucleo di ferro 10–25 Debole II-P Stella di neutroni
25-40 con metallicità bassa o solare Normale II-P Buco nero dopo il fallback di materiale su una stella di neutroni iniziale
25–40 con altissima metallicità very II-L o II-b Stella di neutroni
40–90 con bassa metallicità Nessuna Buco nero
≥40 con metallicità quasi solare Debole Ib/c, o ipernova con gamma-ray burst (GRB) Buco nero dopo il fallback di materiale su una stella di neutroni iniziale
≥40 con altissima metallicità Ib/c Stella di neutroni
≥90 con bassa metallicità Nessuno, possibile GRB Buco nero
Instabilità di coppia 140–250 con bassa metallicità II-P, a volte un'ipernova, possibile GRB Nessun residuo
Fotodisintegrazione ≥250 con bassa metallicità Nessuno (o supernova luminosa?), possibile GRB Enorme buco nero

Quando un nucleo stellare non è più sostenuto dalla gravità, collassa su se stesso con velocità che raggiungono i 70.000 km/s (0,23c), [78] con conseguente rapido aumento della temperatura e della densità. Ciò che segue dipende dalla massa e dalla struttura del nucleo che collassa, con nuclei degenerati di massa ridotta che formano stelle di neutroni, nuclei degenerati di massa maggiore che collassano completamente in buchi neri e nuclei non degenerati sottoposti a fusione incontrollata.

Il collasso iniziale dei nuclei degenerati è accelerato dal decadimento beta, dalla fotodisintegrazione e dalla cattura di elettroni, che provoca un'esplosione di neutrini elettronici. All'aumentare della densità, l'emissione di neutrini viene interrotta poiché rimangono intrappolati nel nucleo. Il nucleo interno alla fine raggiunge tipicamente i 30 km di diametro [79] e una densità paragonabile a quella di un nucleo atomico, e la pressione di degenerazione dei neutroni cerca di arrestare il collasso. Se la massa del nucleo è superiore a circa 15 M quindi la degenerazione dei neutroni è insufficiente per fermare il collasso e si forma direttamente un buco nero senza supernova.

Nei nuclei di massa inferiore il collasso viene interrotto e il nucleo di neutroni appena formato ha una temperatura iniziale di circa 100 miliardi di kelvin, 6000 volte la temperatura del nucleo solare. [80] A questa temperatura, le coppie neutrino-antineutrino di tutti i sapori si formano efficientemente per emissione termica. Questi neutrini termici sono molte volte più abbondanti dei neutrini a cattura di elettroni. [81] Circa 10 46 joule, circa il 10% della massa a riposo della stella, viene convertito in un lampo di neutrini di dieci secondi che è l'output principale dell'evento. [79] [82] Il collasso del nucleo improvvisamente interrotto rimbalza e produce un'onda d'urto che si arresta in pochi millisecondi [83] nel nucleo esterno mentre l'energia viene persa attraverso la dissociazione di elementi pesanti. Un processo non ben compreso [aggiornamento] è necessario per consentire agli strati esterni del nucleo di riassorbire circa 10 44 joule [82] (1 nemico) dall'impulso del neutrino, producendo la luminosità visibile, sebbene ci siano anche altre teorie su come alimentare l'esplosione. [79]

Parte del materiale dell'involucro esterno ricade sulla stella di neutroni e, per i nuclei oltre gli 8 M . circa , c'è un fallback sufficiente per formare un buco nero. Questo fallback ridurrà l'energia cinetica creata e la massa di materiale radioattivo espulso, ma in alcune situazioni potrebbe anche generare getti relativistici che provocano un lampo di raggi gamma o una supernova eccezionalmente luminosa.

Il crollo di un enorme nucleo non degenerato innescherà un'ulteriore fusione. Quando il collasso del nucleo è iniziato dall'instabilità della coppia, inizia la fusione dell'ossigeno e il collasso può essere arrestato. Per masse centrali di 40–60 M , il collasso si ferma e la stella rimane intatta, ma il collasso si verificherà di nuovo quando si sarà formato un nucleo più grande. Per nuclei di circa 60–130 M , la fusione dell'ossigeno e degli elementi più pesanti è così energetica che l'intera stella viene distrutta, causando una supernova. All'estremità superiore dell'intervallo di massa, la supernova è insolitamente luminosa ed estremamente longeva a causa di molte masse solari di 56 Ni espulse. Per masse del nucleo ancora più grandi, la temperatura interna diventa sufficientemente alta da consentire la fotodisintegrazione e il nucleo collassa completamente in un buco nero. [84]

Tipo II Modifica

Stelle con masse iniziali inferiori a circa 8 M non sviluppano mai un nucleo abbastanza grande da collassare e alla fine perdono le loro atmosfere per diventare nane bianche. Stelle con almeno 9 M (possibilmente fino a 12 M [85] ) evolvono in modo complesso, bruciando progressivamente elementi più pesanti a temperature più calde nei loro nuclei. [79] [86] La stella diventa stratificata come una cipolla, con la combustione di elementi più facilmente fusi che si verificano in gusci più grandi. [74] [87] Sebbene comunemente descritta come una cipolla con un nucleo di ferro, i progenitori di supernova meno massicci hanno solo nuclei di ossigeno-neon (-magnesio). Queste stelle super-AGB possono formare la maggior parte delle supernove a collasso del nucleo, sebbene meno luminose e quindi osservate meno comunemente di quelle di progenitori più massicci. [85]

Se il collasso del nucleo si verifica durante una fase supergigante quando la stella ha ancora un involucro di idrogeno, il risultato è una supernova di tipo II. Il tasso di perdita di massa per le stelle luminose dipende dalla metallicita' e dalla luminosita'. Le stelle estremamente luminose a una metallicità vicina al solare perderanno tutto il loro idrogeno prima di raggiungere il collasso del nucleo e quindi non formeranno una supernova di tipo II. A bassa metallicità, tutte le stelle raggiungeranno il collasso del nucleo con un involucro di idrogeno, ma le stelle sufficientemente massicce collasseranno direttamente in un buco nero senza produrre una supernova visibile.

Stelle con una massa iniziale fino a circa 90 volte quella solare, o poco meno ad alta metallicità, danno luogo a una supernova di tipo II-P, che è il tipo più comunemente osservato. Con una metallicità da moderata ad alta, le stelle vicine all'estremità superiore di quell'intervallo di massa avranno perso la maggior parte del loro idrogeno quando si verifica il collasso del nucleo e il risultato sarà una supernova di tipo II-L. A metallicità molto bassa, stelle di circa 140-250 M raggiungeranno il collasso del nucleo per instabilità di coppia mentre hanno ancora un'atmosfera di idrogeno e un nucleo di ossigeno e il risultato sarà una supernova con caratteristiche di tipo II ma una massa molto grande di 56 Ni espulsi e alta luminosità.

Tipo Ib e Ic Modifica

Queste supernove, come quelle di tipo II, sono stelle massicce che subiscono il collasso del nucleo. Tuttavia, le stelle che diventano supernovae di tipo Ib e Ic hanno perso la maggior parte dei loro involucri esterni (idrogeno) a causa dei forti venti stellari o dell'interazione con un compagno. [90] Queste stelle sono note come stelle di Wolf-Rayet e si trovano a una metallicità da moderata ad alta, dove i venti guidati dal continuo causano tassi di perdita di massa sufficientemente elevati. Le osservazioni della supernova di tipo Ib/c non corrispondono all'occorrenza osservata o prevista delle stelle Wolf-Rayet e spiegazioni alternative per questo tipo di supernova con collasso del nucleo coinvolgono stelle private del loro idrogeno da interazioni binarie. I modelli binari forniscono una corrispondenza migliore per le supernove osservate, a condizione che non siano mai state osservate stelle binarie di elio adatte. [91] Poiché una supernova può verificarsi ogni volta che la massa della stella al momento del collasso del nucleo è sufficientemente bassa da non causare il completo ritorno a un buco nero, qualsiasi stella massiccia può risultare in una supernova se perde massa sufficiente prima che si verifichi il collasso del nucleo .

Le supernove di tipo Ib sono le più comuni e derivano da stelle Wolf-Rayet di tipo WC che hanno ancora elio nelle loro atmosfere. Per una gamma ristretta di masse, le stelle si evolvono ulteriormente prima di raggiungere il collasso del nucleo per diventare stelle WO con pochissimo elio rimanente e questi sono i progenitori delle supernove di tipo Ic.

Una piccola percentuale delle supernovae di tipo Ic è associata a lampi di raggi gamma (GRB), sebbene si ritenga anche che qualsiasi supernova di tipo Ib o Ic priva di idrogeno possa produrre un GRB, a seconda delle circostanze della geometria.[92] Il meccanismo per produrre questo tipo di GRB sono i getti prodotti dal campo magnetico della magnetar in rapida rotazione formata nel nucleo collassante della stella. I getti trasferirebbero anche energia nel guscio esterno in espansione, producendo una supernova super luminosa. [93] [94]

Le supernove ultra-rimosse si verificano quando la stella che esplode è stata rimossa (quasi) fino al nucleo metallico, tramite trasferimento di massa in una binaria stretta. [95] Di conseguenza, pochissimo materiale viene espulso dalla stella che esplode (circa 0,1 M ). Nei casi più estremi, le supernove ultra-rimosse possono verificarsi in nuclei di metallo nudo, appena al di sopra del limite di massa di Chandrasekhar. SN 2005ek [96] potrebbe essere un esempio osservativo di una supernova ultra-strisciata, che dà origine a una curva di luce relativamente debole e a decadimento rapido. La natura delle supernove ultra strippate può essere sia il collasso del nucleo di ferro che le supernove a cattura di elettroni, a seconda della massa del nucleo che collassa.

Supernove fallite Modifica

Il collasso del nucleo di alcune stelle massicce potrebbe non portare a una supernova visibile. Il modello principale per questo è un nucleo sufficientemente massiccio che l'energia cinetica è insufficiente per invertire la caduta degli strati esterni su un buco nero. Questi eventi sono difficili da rilevare, ma ampi sondaggi hanno individuato possibili candidati. [97] [98] La supergigante rossa N6946-BH1 in NGC 6946 ha subito un modesto sfogo nel marzo 2009, prima di svanire alla vista. Nella posizione della stella rimane solo una debole sorgente infrarossa. [99]

Curve di luce Modifica

Un enigma storico riguardava la fonte di energia in grado di mantenere il bagliore della supernova ottica per mesi. Sebbene l'energia che disgrega ogni tipo di supernova venga erogata prontamente, le curve di luce sono dominate dal successivo riscaldamento radioattivo del materiale espulso in rapida espansione. Alcuni hanno considerato l'energia rotazionale dalla pulsar centrale. I gas espulsi si affievolirebbero rapidamente senza un input di energia per mantenerlo caldo. La natura intensamente radioattiva dei gas espulsi, che ora è nota per essere corretta per la maggior parte delle supernove, è stata calcolata per la prima volta su basi solide della nucleosintesi alla fine degli anni '60. [100] Non è stato fino a SN 1987A che l'osservazione diretta delle linee di raggi gamma ha identificato inequivocabilmente i principali nuclei radioattivi. [101]

È ora noto per osservazione diretta che gran parte della curva di luce (il grafico della luminosità in funzione del tempo) dopo il verificarsi di una Supernova di tipo II, come SN 1987A, è spiegata da quei decadimenti radioattivi previsti. Sebbene l'emissione luminosa sia costituita da fotoni ottici, è la potenza radioattiva assorbita dai gas espulsi che mantiene il residuo abbastanza caldo da irradiare luce. Il decadimento radioattivo di 56 Ni attraverso le sue figlie da 56 Co a 56 Fe produce fotoni di raggi gamma, principalmente di 847 keV e 1238 keV, che vengono assorbiti e dominano il riscaldamento e quindi la luminosità dell'ejecta in tempi intermedi (diverse settimane) a tempi tardivi (diversi mesi). [102] L'energia per il picco della curva di luce di SN1987A è stata fornita dal decadimento di 56 Ni a 56 Co (emivita 6 giorni) mentre l'energia per la curva di luce successiva, in particolare, si adatta molto strettamente alla mezza giornata di 77,3 giorni. vita di 56 Co decadendo a 56 Fe. Le misurazioni successive dei telescopi spaziali a raggi gamma della piccola frazione dei raggi gamma 56 Co e 57 Co sfuggiti al residuo SN 1987A senza assorbimento hanno confermato le previsioni precedenti secondo cui quei due nuclei radioattivi erano le fonti di energia. [101]

Le curve di luce visiva dei diversi tipi di supernova dipendono tutte in epoca tarda dal riscaldamento radioattivo, ma variano in forma e ampiezza a causa dei meccanismi sottostanti, del modo in cui viene prodotta la radiazione visibile, dell'epoca della sua osservazione e della trasparenza del materiale espulso. Le curve di luce possono essere significativamente differenti ad altre lunghezze d'onda. Ad esempio, alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto c'è un primo picco estremamente luminoso della durata di poche ore corrispondente allo scoppio dello shock lanciato dall'evento iniziale, ma tale rottura è difficilmente rilevabile otticamente.

Le curve di luce per il tipo Ia sono per lo più molto uniformi, con una magnitudine assoluta massima coerente e un declino della luminosità relativamente ripido. La loro produzione di energia ottica è guidata dal decadimento radioattivo del nichel-56 espulso (emivita 6 giorni), che poi decade in cobalto radioattivo-56 (emivita 77 giorni). Questi radioisotopi eccitano il materiale circostante all'incandescenza. Gli studi della cosmologia oggi si basano sulla radioattività 56 Ni che fornisce l'energia per la luminosità ottica delle supernove di tipo Ia, che sono le "candele standard" della cosmologia ma i cui raggi gamma diagnostici da 847 keV e 1238 keV sono stati rilevati per la prima volta solo nel 2014. [103] le fasi iniziali della curva di luce diminuiscono rapidamente man mano che la dimensione effettiva della fotosfera diminuisce e la radiazione elettromagnetica intrappolata si esaurisce. La curva di luce continua a diminuire nella banda B mentre può mostrare una piccola spalla nel visuale a circa 40 giorni, ma questo è solo un accenno di un massimo secondario che si verifica nell'infrarosso quando alcuni elementi pesanti ionizzati si ricombinano per produrre radiazione infrarossa e l'espulsione diventa trasparente ad essa. La curva della luce visiva continua a diminuire a una velocità leggermente maggiore del tasso di decadimento del cobalto radioattivo (che ha l'emivita più lunga e controlla la curva successiva), perché il materiale espulso diventa più diffuso e meno in grado di convertire l'alta energia radiazione in radiazione visiva. Dopo diversi mesi, la curva di luce cambia di nuovo il suo tasso di declino poiché l'emissione di positroni diventa dominante dal restante cobalto-56, sebbene questa parte della curva di luce sia stata poco studiata.

Le curve di luce di tipo Ib e Ic sono sostanzialmente simili a quelle di tipo Ia sebbene con una luminosità di picco media inferiore. L'emissione di luce visiva è ancora una volta dovuta al decadimento radioattivo che viene convertito in radiazione visiva, ma c'è una massa molto più bassa del nichel-56 creato. La luminosità di picco varia considerevolmente e vi sono anche occasionali supernovae di tipo Ib/c ordini di grandezza più o meno luminose della norma. Le supernovae di tipo Ic più luminose sono indicate come ipernovae e tendono ad avere curve di luce più ampie oltre all'aumento della luminosità di picco. Si pensa che la fonte dell'energia extra siano getti relativistici guidati dalla formazione di un buco nero rotante, che producono anche lampi di raggi gamma.

Le curve di luce per le supernove di tipo II sono caratterizzate da un declino molto più lento rispetto al tipo I, dell'ordine di 0,05 magnitudini al giorno, [104] esclusa la fase di plateau. L'emissione di luce visiva è dominata dall'energia cinetica piuttosto che dal decadimento radioattivo per diversi mesi, principalmente a causa dell'esistenza di idrogeno nei materiali espulsi dall'atmosfera della stella progenitrice supergigante. Nella distruzione iniziale questo idrogeno viene riscaldato e ionizzato. La maggior parte delle supernove di tipo II mostra un plateau prolungato nelle loro curve di luce mentre questo idrogeno si ricombina, emettendo luce visibile e diventando più trasparente. Questo è poi seguito da una curva di luce decrescente guidata dal decadimento radioattivo sebbene più lento rispetto alle supernove di tipo I, a causa dell'efficienza di conversione in luce di tutto l'idrogeno. [47]

Nel tipo II-L l'altopiano è assente perché il progenitore aveva relativamente poco idrogeno rimasto nella sua atmosfera, sufficiente per apparire nello spettro ma insufficiente per produrre un evidente plateau nell'emissione luminosa. Nelle supernovae di tipo IIb l'atmosfera di idrogeno del progenitore è così impoverita (che si pensa sia dovuta allo stripping di marea da parte di una stella compagna) che la curva di luce è più vicina a una supernova di tipo I e l'idrogeno scompare addirittura dallo spettro dopo diverse settimane. [47]

Le supernove di tipo II sono caratterizzate da ulteriori righe spettrali strette prodotte in un denso guscio di materiale circumstellare. Le loro curve di luce sono generalmente molto ampie ed estese, occasionalmente anche estremamente luminose e chiamate supernova superluminose. Queste curve di luce sono prodotte dalla conversione altamente efficiente dell'energia cinetica del materiale espulso in radiazione elettromagnetica per interazione con il denso guscio di materiale. Ciò si verifica solo quando il materiale è sufficientemente denso e compatto, indicando che è stato prodotto dalla stessa stella progenitrice solo poco prima che si verificasse la supernova.

Un gran numero di supernovae è stato catalogato e classificato per fornire candele a distanza e modelli di prova. Le caratteristiche medie variano leggermente con la distanza e il tipo di galassia ospite, ma possono essere ampiamente specificate per ciascun tipo di supernova.

Proprietà fisiche delle supernove per tipo [105] [106]
Digitare un Magnitudo assoluto di picco medio b Energia approssimativa (nemico) c Giorni al picco di luminosità Giorni dal picco al 10% di luminosità
io −19 1 ca. 19 circa 60
Ib/c (debole) circa −15 0.1 15–25 sconosciuto
Ib circa −17 1 15–25 40–100
Circuito integrato circa −16 1 15–25 40–100
Ic (luminoso) a -22 sopra 5 circa 25 circa 100
II-b circa −17 1 circa 20 circa 100
II-L circa −17 1 circa 13 circa 150
II-P (debole) circa −14 0.1 circa 15 sconosciuto
II-P circa −16 1 circa 15 Altopiano poi intorno ai 50
IIn d circa −17 1 12-30 o più 50–150
IIn (luminoso) a -22 sopra 5 sopra i 50 sopra i 100

  • un. ^ I tipi deboli possono essere una sottoclasse distinta. I tipi luminosi possono essere un continuum da leggermente sovra-luminosi a ipernove.
  • b. ^ Queste grandezze sono misurate nella banda R. Le misurazioni nelle bande V o B sono comuni e saranno circa mezza magnitudine più luminose per le supernove.
  • c. ^Energia cinetica di ordine di grandezza. L'energia elettromagnetica totale irradiata è solitamente inferiore, l'energia (teorica) dei neutrini molto più alta.
  • d. ^ Probabilmente un gruppo eterogeneo, uno qualsiasi degli altri tipi immersi nella nebulosità.

Asimmetria Modifica

Un enigma di lunga data che circonda le supernove di tipo II è il motivo per cui l'oggetto compatto rimanente riceve una grande velocità lontano dall'epicentro [108] pulsar, e quindi le stelle di neutroni, si osserva che hanno velocità elevate, e presumibilmente anche i buchi neri lo fanno, sebbene sono molto più difficili da osservare isolatamente. L'impulso iniziale può essere sostanziale, spingendo un oggetto di più di una massa solare a una velocità di 500 km/s o maggiore. Ciò indica un'asimmetria di espansione, ma il meccanismo mediante il quale la quantità di moto viene trasferita all'oggetto compatto rimane [aggiornare] un enigma. Le spiegazioni proposte per questo calcio includono la convezione nella stella che collassa e la produzione di getti durante la formazione delle stelle di neutroni.

Una possibile spiegazione per questa asimmetria è la convezione su larga scala sopra il nucleo. La convezione può creare variazioni nelle abbondanze locali degli elementi, con conseguente combustione nucleare irregolare durante il collasso, il rimbalzo e la conseguente espansione. [109]

Un'altra possibile spiegazione è che l'accrescimento di gas sulla stella di neutroni centrale può creare un disco che guida getti altamente direzionali, spingendo la materia ad alta velocità fuori dalla stella e provocando shock trasversali che distruggono completamente la stella. Questi getti potrebbero svolgere un ruolo cruciale nella supernova risultante. [110] [111] (Un modello simile è ora preferito per spiegare lunghi lampi di raggi gamma.)

Le asimmetrie iniziali sono state confermate anche nelle supernove di tipo Ia attraverso l'osservazione. Questo risultato può significare che la luminosità iniziale di questo tipo di supernova dipende dall'angolo di visione. Tuttavia, l'espansione diventa più simmetrica con il passare del tempo. Le prime asimmetrie sono rilevabili misurando la polarizzazione della luce emessa. [112]

Produzione di energia Modifica

Sebbene le supernove siano principalmente conosciute come eventi luminosi, la radiazione elettromagnetica che rilasciano è quasi un effetto collaterale minore. In particolare nel caso delle supernove con collasso del nucleo, la radiazione elettromagnetica emessa è una piccola frazione dell'energia totale rilasciata durante l'evento.

C'è una differenza fondamentale tra l'equilibrio della produzione di energia nei diversi tipi di supernova. Nelle detonazioni delle nane bianche di tipo Ia, la maggior parte dell'energia è diretta nella sintesi degli elementi pesanti e nell'energia cinetica dei materiali espulsi. Nelle supernove con collasso del nucleo, la stragrande maggioranza dell'energia è diretta nell'emissione di neutrini, e mentre parte di questa apparentemente alimenta la distruzione osservata, il 99%+ dei neutrini sfuggono alla stella nei primi minuti successivi all'inizio del collasso.

Le supernove di tipo Ia traggono la loro energia da una fusione nucleare incontrollata di una nana bianca carbonio-ossigeno. I dettagli dell'energia non sono ancora del tutto chiari, ma il risultato finale è l'espulsione dell'intera massa della stella originale ad alta energia cinetica. Circa la metà della massa solare di quella massa è 56 Ni generata dalla combustione del silicio. Il 56 Ni è radioattivo e decade in 56 Co mediante beta più decadimento (con un'emivita di sei giorni) e raggi gamma. Lo stesso 56 Co decade per il percorso beta più (positrone) con un'emivita di 77 giorni in 56 Fe stabile. Questi due processi sono responsabili della radiazione elettromagnetica delle supernove di tipo Ia. In combinazione con la mutevole trasparenza del materiale espulso, producono la curva di luce in rapida diminuzione. [113]

Le supernovae con collasso del nucleo sono in media visivamente più deboli delle supernove di tipo Ia, ma l'energia totale rilasciata è molto più alta. In questo tipo di supernova, l'energia potenziale gravitazionale viene convertita in energia cinetica che comprime e fa collassare il nucleo, producendo inizialmente neutrini elettronici da nucleoni disintegrati, seguiti da tutti i tipi di neutrini termici dal nucleo surriscaldato della stella di neutroni. Si pensa che circa l'1% di questi neutrini depositi energia sufficiente negli strati esterni della stella per guidare la catastrofe risultante, ma ancora una volta i dettagli non possono essere riprodotti esattamente nei modelli attuali. Le energie cinetiche e le rese di nichel sono leggermente inferiori rispetto alle supernovae di tipo Ia, quindi la luminosità visiva di picco inferiore delle supernove di tipo II, ma l'energia dalla deionizzazione delle molte masse solari di idrogeno rimanente può contribuire a un declino molto più lento della luminosità e produrre la fase di plateau osservata nella maggior parte delle supernove con collasso del nucleo.

In alcune supernove a collasso del nucleo, il ritorno su un buco nero guida getti relativistici che possono produrre un breve lampo energetico e direzionale di raggi gamma e trasferiscono anche ulteriore energia sostanziale nel materiale espulso. Questo è uno scenario per la produzione di supernove ad alta luminosità e si pensa che sia la causa delle ipernove di tipo Ic e dei lampi di raggi gamma di lunga durata. Se i getti relativistici sono troppo brevi e non riescono a penetrare nell'involucro stellare, potrebbe essere prodotto un lampo gamma di bassa luminosità e la supernova potrebbe essere subluminosa.

Quando una supernova si verifica all'interno di una piccola nube densa di materiale circumstellare, produrrà un'onda d'urto che può convertire in modo efficiente un'elevata frazione dell'energia cinetica in radiazione elettromagnetica. Anche se l'energia iniziale era del tutto normale, la supernova risultante avrà un'elevata luminosità e una durata estesa poiché non si basa su un decadimento radioattivo esponenziale. Questo tipo di evento può causare ipernove di tipo IIn.

Sebbene le supernove a instabilità di coppia siano supernove a collasso del nucleo con spettri e curve di luce simili al tipo II-P, la natura dopo il collasso del nucleo è più simile a quella di un gigante di tipo Ia con fusione incontrollata di carbonio, ossigeno e silicio. L'energia totale rilasciata dagli eventi di massa più elevata è paragonabile ad altre supernove con collasso del nucleo, ma si pensa che la produzione di neutrini sia molto bassa, quindi l'energia cinetica ed elettromagnetica rilasciata è molto alta. I nuclei di queste stelle sono molto più grandi di qualsiasi nana bianca e la quantità di nichel radioattivo e di altri elementi pesanti espulsi dai loro nuclei può essere di ordini di grandezza superiore, con conseguente elevata luminosità visiva.

Progenitore Modifica

Il tipo di classificazione della supernova è strettamente legato al tipo di stella al momento del collasso. Il verificarsi di ogni tipo di supernova dipende drammaticamente dalla metallicità, e quindi dall'età della galassia ospite.

Le supernove di tipo Ia sono prodotte da nane bianche in sistemi binari e si verificano in tutti i tipi di galassie. Le supernove a collasso del nucleo si trovano solo nelle galassie in fase di formazione stellare attuale o molto recente, poiché derivano da stelle massicce di breve durata. Si trovano più comunemente nelle spirali di tipo Sc, ma anche nei bracci di altre galassie a spirale e nelle galassie irregolari, in particolare le galassie starburst.

Si pensa che le supernove di tipo Ib/c e II-L, e forse la maggior parte di tipo IIn, siano prodotte solo da stelle con livelli di metallicità quasi solare che provocano un'elevata perdita di massa da stelle massicce, quindi sono meno comuni nelle stelle più vecchie, più galassie lontane. La tabella mostra il capostipite dei principali tipi di supernova a collasso del nucleo e le proporzioni approssimative che sono state osservate nelle vicinanze.

Frazione di tipi di supernova con collasso del nucleo per progenitore [91]
genere Stella progenitrice Frazione
Ib WC Wolf–Rayet o stella dell'elio 9.0%
Circuito integrato WO Wolf–Rayet 17.0%
II-P Supergigante 55.5%
II-L Supergigante con un guscio di idrogeno impoverito 3.0%
IIn Supergigante in una densa nuvola di materiale espulso (come LBV) 2.4%
IIb Supergigante con idrogeno molto impoverito (spogliato dal compagno?) 12.1%
IIpec Supergigante blu 1.0%

Ci sono una serie di difficoltà nel conciliare l'evoluzione stellare modellata e osservata che porta alle supernove con collasso del nucleo. Le supergiganti rosse sono i progenitori della stragrande maggioranza delle supernove a collasso del nucleo, e queste sono state osservate ma solo a masse e luminosità relativamente basse, al di sotto di circa 18 M e 100.000 L , rispettivamente. La maggior parte dei progenitori delle supernove di tipo II non vengono rilevati e devono essere considerevolmente più deboli e presumibilmente meno massicci. Si propone ora che le supergiganti rosse di massa più elevata non esplodano come supernova, ma invece evolvano di nuovo verso temperature più calde. Sono stati confermati diversi progenitori di supernove di tipo IIb, e si trattava di supergiganti K e G, più una supergigante A. [118] Le ipergiganti gialle o LBV sono progenitori proposti per le supernove di tipo IIb e quasi tutte le supernove di tipo IIb abbastanza vicine da poter essere osservate hanno mostrato tali progenitori. [119] [120]

Fino a pochi decenni fa, le supergiganti calde non erano considerate a rischio di esplosione, ma le osservazioni hanno dimostrato il contrario. Le supergiganti blu formano una proporzione inaspettatamente elevata di progenitori di supernova confermati, in parte a causa della loro elevata luminosità e facilità di rilevamento, mentre non è stato ancora chiaramente identificato un singolo progenitore di Wolf-Rayet. [118] [121] I modelli hanno avuto difficoltà a mostrare come le supergiganti blu perdano massa sufficiente per raggiungere la supernova senza passare a un diverso stadio evolutivo. Uno studio ha mostrato un possibile percorso per il collasso delle variabili blu luminose supergiganti post-rosse a bassa luminosità, molto probabilmente come una supernova di tipo IIn. [122] Sono stati rilevati diversi esempi di progenitori luminosi caldi di supernovae di tipo IIn: SN 2005gy e SN 2010jl erano entrambe stelle luminose apparentemente massicce, ma sono molto distanti e SN 2009ip aveva un progenitore altamente luminoso che probabilmente era un LBV, ma è una supernova peculiare la cui natura esatta è controversa. [118]

I progenitori delle supernove di tipo Ib/c non sono affatto osservati e i vincoli sulla loro possibile luminosità sono spesso inferiori a quelli delle stelle WC conosciute. [118] Le stelle WO sono estremamente rare e visivamente relativamente deboli, quindi è difficile dire se tali progenitori siano mancanti o debbano ancora essere osservati. Progenitori molto luminosi non sono stati identificati in modo sicuro, nonostante numerose supernove siano state osservate abbastanza vicino da poter essere chiaramente ripreso. [123] La modellazione della popolazione mostra che le supernove di tipo Ib/c osservate potrebbero essere riprodotte da una miscela di singole stelle massicce e stelle a involucro spogliato provenienti da sistemi binari interagenti. [91] La continua mancanza di rilevamento univoco di progenitori per le normali supernovae di tipo Ib e Ic potrebbe essere dovuta al fatto che la maggior parte delle stelle massicce collasserà direttamente in un buco nero senza un'esplosione di supernova. La maggior parte di queste supernove viene quindi prodotta da stelle di elio di massa inferiore e a bassa luminosità in sistemi binari.Un piccolo numero proverrebbe da stelle massicce in rapida rotazione, probabilmente corrispondenti agli eventi altamente energetici di tipo Ic-BL associati a lampi di raggi gamma di lunga durata. [118]

Fonte di elementi pesanti Modifica

Le supernovae sono una delle principali fonti di elementi nel mezzo interstellare, dall'ossigeno al rubidio, [124] [125] [126] sebbene le abbondanze teoriche degli elementi prodotti o osservati negli spettri varino significativamente a seconda dei vari tipi di supernova. [126] Le supernove di tipo Ia producono principalmente silicio e elementi con picco di ferro, metalli come nichel e ferro. [127] [128] Le supernove con collasso del nucleo espellono quantità molto più piccole di elementi con picco di ferro rispetto alle supernove di tipo Ia, ma masse più grandi di elementi alfa leggeri come ossigeno e neon, ed elementi più pesanti dello zinco. Quest'ultimo è particolarmente vero con le supernove a cattura di elettroni. [129] La maggior parte del materiale espulso dalle supernove di tipo II è idrogeno ed elio. [130] Gli elementi pesanti sono prodotti da: fusione nucleare per nuclei fino a 34 S fotodisintegrazione del silicio riarrangiamento e quasiequilibrio durante la combustione del silicio per nuclei tra 36 Ar e 56 Ni e cattura rapida di neutroni (processo r) durante il collasso della supernova per gli elementi più pesante del ferro. Il processo r produce nuclei altamente instabili che sono ricchi di neutroni e che rapidamente decadono beta in forme più stabili. Nelle supernove, le reazioni del processo r sono responsabili di circa la metà di tutti gli isotopi degli elementi oltre il ferro, [131] sebbene le fusioni di stelle di neutroni possano essere la principale fonte astrofisica di molti di questi elementi. [124] [132]

Nell'universo moderno, le vecchie stelle asintotiche del ramo gigante (AGB) sono la fonte dominante di polvere dagli elementi del processo s, dagli ossidi e dal carbonio. [124] [133] Tuttavia, nell'universo primordiale, prima che si formassero le stelle AGB, le supernove potrebbero essere state la principale fonte di polvere. [134]

Ruolo nell'evoluzione stellare Modifica

I resti di molte supernove sono costituiti da un oggetto compatto e da un'onda d'urto di materiale in rapida espansione. Questa nuvola di materiale spazza il mezzo interstellare circostante durante una fase di espansione libera, che può durare fino a due secoli. L'onda poi subisce gradualmente un periodo di espansione adiabatica e si raffredderà lentamente e si mescolerà con il mezzo interstellare circostante per un periodo di circa 10.000 anni. [135]

Il Big Bang ha prodotto idrogeno, elio e tracce di litio, mentre tutti gli elementi più pesanti sono sintetizzati nelle stelle e nelle supernove. Le supernove tendono ad arricchire il mezzo interstellare circostante con elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio, che di solito gli astronomi chiamano "metalli".

Questi elementi iniettati alla fine arricchiscono le nubi molecolari che sono i siti di formazione stellare. [136] Pertanto, ogni generazione stellare ha una composizione leggermente diversa, passando da una miscela quasi pura di idrogeno ed elio a una composizione più ricca di metalli. Le supernovae sono il meccanismo dominante per la distribuzione di questi elementi più pesanti, che si formano in una stella durante il suo periodo di fusione nucleare. Le diverse abbondanze di elementi nel materiale che forma una stella hanno importanti influenze sulla vita della stella, e possono influenzare in modo decisivo la possibilità di avere pianeti in orbita attorno ad essa.

L'energia cinetica di un residuo di supernova in espansione può innescare la formazione stellare comprimendo le nuvole molecolari vicine e dense nello spazio. [137] L'aumento della pressione turbolenta può anche impedire la formazione di stelle se la nube non è in grado di perdere l'energia in eccesso. [138]

L'evidenza dei prodotti figli di isotopi radioattivi di breve durata mostra che una vicina supernova ha contribuito a determinare la composizione del Sistema Solare 4,5 miliardi di anni fa e potrebbe anche aver innescato la formazione di questo sistema. [139]

Il 1° giugno 2020, gli astronomi hanno riferito di restringere la fonte dei Fast Radio Bursts (FRB), che ora potrebbero includere plausibilmente "fusioni di oggetti compatti e magnetar derivanti da normali supernovae con collasso del nucleo". [140] [141]

Raggi cosmici Modifica

Si pensa che i resti di supernova accelerino una grande frazione dei raggi cosmici primari galattici, ma la prova diretta della produzione di raggi cosmici è stata trovata solo in un piccolo numero di resti. I raggi gamma del decadimento dei pioni sono stati rilevati dai resti di supernova IC 443 e W44. Questi sono prodotti quando i protoni accelerati dall'impatto SNR sul materiale interstellare. [142]

Onde gravitazionali Modifica

Le supernovae sono sorgenti galattiche potenzialmente potenti di onde gravitazionali, [143] ma finora nessuna è stata rilevata. Gli unici eventi di onde gravitazionali finora rilevati provengono da fusioni di buchi neri e stelle di neutroni, probabili resti di supernova. [144]

Effetto sulla Terra Modifica

UN supernova vicina alla Terra è una supernova abbastanza vicina alla Terra da avere effetti evidenti sulla sua biosfera. A seconda del tipo e dell'energia della supernova, potrebbe essere lontana fino a 3000 anni luce. Nel 1996 è stato teorizzato che tracce di supernove passate potrebbero essere rilevabili sulla Terra sotto forma di firme di isotopi metallici negli strati rocciosi. L'arricchimento di ferro-60 è stato successivamente segnalato nella roccia di acque profonde dell'Oceano Pacifico. [145] [146] [147] Nel 2009, livelli elevati di ioni nitrato sono stati trovati nel ghiaccio antartico, che ha coinciso con le supernove 1006 e 1054. I raggi gamma di queste supernove potrebbero aver aumentato i livelli di ossidi di azoto, che sono rimasti intrappolati nel ghiaccio. [148]

Si pensa che le supernove di tipo Ia siano potenzialmente le più pericolose se si verificano abbastanza vicino alla Terra. Poiché queste supernovae derivano da deboli e comuni stelle nane bianche in sistemi binari, è probabile che una supernova che può influenzare la Terra si verifichi in modo imprevedibile e in un sistema stellare non ben studiato. Il candidato conosciuto più vicino è IK Pegasi (vedi sotto). [149] Stime recenti prevedono che una supernova di tipo II dovrebbe essere più vicina di otto parsec (26 anni luce) per distruggere metà dello strato di ozono terrestre, e non ci sono tali candidati più vicini di circa 500 anni luce. [150]

La prossima supernova nella Via Lattea sarà probabilmente rilevabile anche se si verificherà sul lato opposto della galassia. È probabile che sia prodotto dal crollo di una supergigante rossa insignificante ed è molto probabile che sia già stato catalogato in rilievi all'infrarosso come 2MASS. C'è una minore possibilità che la prossima supernova con collasso del nucleo sarà prodotta da un diverso tipo di stella massiccia come un'ipergigante gialla, una variabile blu luminosa o Wolf-Rayet. Le probabilità che la prossima supernova sia di tipo Ia prodotta da una nana bianca sono calcolate in circa un terzo di quelle di una supernova con collasso del nucleo. Anche in questo caso dovrebbe essere osservabile ovunque si trovi, ma è meno probabile che il progenitore sia mai stato osservato. Non si sa esattamente che aspetto abbia un sistema progenitore di tipo Ia, ed è difficile rilevarli oltre pochi parsec. Si stima che il tasso totale di supernova nella nostra galassia sia compreso tra 2 e 12 per secolo, anche se in realtà non ne abbiamo osservata una per diversi secoli. [99]

Statisticamente, è probabile che la prossima supernova sia prodotta da una supergigante rossa altrimenti insignificante, ma è difficile identificare quali di queste supergiganti sono nelle fasi finali della fusione di elementi pesanti nei loro nuclei e quali hanno ancora milioni di anni. Le supergiganti rosse più massicce perdono le loro atmosfere e si evolvono in stelle Wolf-Rayet prima che i loro nuclei collassino. Tutte le stelle Wolf-Rayet terminano la loro vita dalla fase Wolf-Rayet entro un milione di anni circa, ma ancora una volta è difficile identificare quelle che sono più vicine al collasso del nucleo. Una classe che dovrebbe avere non più di qualche migliaio di anni prima di esplodere sono le stelle WO Wolf-Rayet, che sono note per aver esaurito il loro nucleo di elio. [152] Solo otto di loro sono conosciuti, e solo quattro di questi sono nella Via Lattea. [153]

Numerose stelle vicine o ben note sono state identificate come possibili candidate al collasso del nucleo: le supergiganti rosse Antares e Betelgeuse [154] l'ipergigante gialla Rho Cassiopeiae [155] la variabile blu luminosa Eta Carinae che ha già prodotto un impostore di supernova [156 ] e la componente più brillante, una stella Wolf-Rayet, nel sistema Regor o Gamma Velorum. [157] Altri hanno acquisito notorietà come possibili, anche se non molto probabili, progenitori di un lampo di raggi gamma, ad esempio WR 104. [158]

L'identificazione dei candidati per una supernova di tipo Ia è molto più speculativa. Qualsiasi binario con una nana bianca in accrescimento potrebbe produrre una supernova sebbene il meccanismo esatto e la scala temporale siano ancora dibattuti. Questi sistemi sono deboli e difficili da identificare, ma le novae e le novae ricorrenti sono tali sistemi che si pubblicizzano convenientemente. Un esempio è U Scorpii. [159] Il candidato di supernova di tipo Ia conosciuto più vicino è IK Pegasi (HR 8210), situato a una distanza di 150 anni luce, [160] ma le osservazioni suggeriscono che ci vorranno diversi milioni di anni prima che la nana bianca possa accumulare la massa critica richiesta diventare una supernova di tipo Ia. [161]

    – Supernova formata da una fusione di stelle di neutroni - un tipo di supernova con una luminosità 10 volte quella di una normale supernova e una curva di luce di forma diversa. – Ipotetica esplosione violenta risultante dalla conversione di una stella di neutroni in una stella di quark – Elenco delle apparizioni di supernovae in opere di fantasia – Elenco cronologico degli sviluppi nella conoscenza e nelle registrazioni
  1. ^ Murdin, P. Murdin, L. (1978). Supernovae. New York, NY: Press Syndicate dell'Università di Cambridge. pp. 1–3. ISBN978-0521300384.
  2. ^
  3. Joglekar, H. Vahia, M. N. Sule, A. (2011). "La più antica carta celeste con record di Supernova (in Kashmir)" (PDF) . Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society (41): 207-211. Estratto il 29 maggio 2019.
  4. ^
  5. Murdin, Paul Murdin, Lesley (1985). Supernovae . Cambridge University Press. pp. 14-16. ISBN978-0521300384.
  6. ^
  7. Burnham, Robert Jr. (1978). Il Manuale Celeste. Dover. pp. 1117-1122.
  8. ^
  9. Winkler, P.F. Gupta, G. Long, K.S. (2003). "Il residuo SN 1006: movimenti propri ottici, imaging profondo, distanza e luminosità al massimo". Giornale Astrofisico. 585 (1): 324-335. arXiv: astro-ph/0208415 . Bibcode:2003ApJ. 585.324W. doi:10.1086/345985. S2CID1626564.
  10. ^
  11. Clark, D.H. Stephenson, FR (1982). "Le Supernovae Storiche". Supernovae: un'indagine sugli atti di ricerca attuali dell'Advanced Study Institute, Cambridge, Inghilterra, 29 giugno - 10 luglio 1981. Dordrecht: D. Reidel. pp. 355-370. Bibcode: 1982ASIC. 90..355C.
  12. ^
  13. Baade, W. (1943). "No. 675. Nova Ophiuchi del 1604 come supernova". Contributi dell'Osservatorio di Mount Wilson / Carnegie Institution di Washington. 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675. 1B.
  14. ^
  15. Motz, L. Weaver, J. H. (2001). La storia dell'astronomia. Libri di base. pag. 76. ISBN978-0-7382-0586-1.
  16. ^
  17. Chakraborti, S. Childs, F. Soderberg, A. (25 febbraio 2016). "Giovani resti di supernovae di tipo Ia e dei loro progenitori: uno studio di SNR G1.9+0.3". Il Giornale Astrofisico. 819 (1): 37. arXiv: 1510.08851 . Bibcode:2016ApJ. 819. 37C. doi:10.3847/0004-637X/819/1/37. S2CID119246128.
  18. ^
  19. Krause, O. (2008). "La Supernova Cassiopea A era di tipo IIb". Scienza. 320 (5880): 1195-1197. arXiv: 0805.4557 . Bibcode:2008Sci. 320.1195K. doi:10.1126/science.1155788. PMID18511684. S2CID40884513.
  20. ^
  21. da Silva, L.A.L. (1993). "La classificazione delle supernovae". Astrofisica e Scienze Spaziali. 202 (2): 215-236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. S2CID122727067.
  22. ^
  23. Kowal, C.T. (1968). "Grandizze assolute delle supernove". Giornale Astronomico. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ. 73.1021K. doi:10.1086/110763.
  24. ^
  25. Leibundgut, B. (2003). "Una sorpresa cosmologica: l'universo accelera". Notizie Eurofisica. 32 (4): 121-125. Bibcode:2001ENews..32..121L. doi: 10.1051/epn:2001401 .
  26. ^
  27. Fabian, A.C. (2008). "Un'esplosione dal passato". Scienza. 320 (5880): 1167–1168. doi:10.1126/science.1158538. PMID18511676. S2CID206513073.
  28. ^
  29. Aschenbach, B. (1998). "Scoperta di un giovane residuo di supernova nelle vicinanze". Natura. 396 (6707): 141-142. Bibcode:1998Natur.396/141A. doi:10.1038/24103. S2CID4426317.
  30. ^
  31. Iyudin, A.F. et al. (1998). "Emissione da 44 Ti associata a una supernova galattica precedentemente sconosciuta". Natura. 396 (6707): 142-144. Bibcode:1998Natur.396.142I. doi:10.1038/24106. S2CID4430526.
  32. ^
  33. "Una galassia, tre supernove". www.spacetelescope.org . Estratto il 18 giugno 2018.
  34. ^
  35. Subo Dong, B.J. et al. (2016). "ASASSN-15lh: una supernova altamente super luminosa". Scienza. 351 (6270): 257-260. arXiv: 1507.03010 . Bibcode:2016Sci. 351..257D. doi:10.1126/science.aac9613. PMID26816375. S2CID31444274.
  36. ^
  37. Leloudas, G. et al. (2016). "Il transitorio superluminoso ASASSN-15lh come un evento di interruzione di marea da un buco nero di Kerr". Astronomia della natura. 1 (2): 0002. arXiv: 1609.02927 . Bibcode:2016NatAs. 1E. 2L. doi:10.1038/s41550-016-0002. S2CID73645264.
  38. ^
  39. Campione, I. (2017-02-13). "Enorme supernova visibile a milioni di anni luce dalla Terra". Il guardiano. Archiviato dall'originale il 13/02/2017. Estratto il 13/02/2017 .
  40. ^
  41. Yaron, O. Perley, D. A. Gal-Yam, A. Groh, J. H. Horesh, A. Ofek, E. O. Kulkarni, S. R. Sollerman, J. Fransson, C. (2017-02-13). "Materiale circumstellare denso confinato che circonda una supernova di tipo II regolare". Fisica della natura. 13 (5): 510-517. arXiv: 1701.02596 . Bibcode:2017NatPh..13..510Y. doi:10.1038/nphys4025. S2CID29600801.
  42. ^ unbcd
  43. Giornalista di Astronomy Now (23 febbraio 2018). "L'astronomo dilettante fa una scoperta irripetibile". Astronomia ora . Estratto il 15 maggio 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 De Jaeger, T. Kumar, S. Moriya, TJ Nomoto, K. Perley, DA Shivvers, I. Smith, N. (21 febbraio 2018). "Un'ondata di luce alla nascita di una supernova". Natura. 554 (7693): 497-499. arXiv: 1802.09360 . Bibcode:2018Natur.554..497B. doi:10.1038/natura25151. PMID29469097. S2CID4383303.
  46. ^
  47. Michael F. Bode Aneurin Evans (7 aprile 2008). Novae classica. Cambridge University Press. pp. 1–. ISBN978-1-139-46955-5.
  48. ^
  49. Osterbrock, D.E. (2001). "Chi ha davvero coniato la parola Supernova? Chi ha predetto per primo le stelle di neutroni?". Bollettino dell'American Astronomical Society. 33: 1330. Bibcode:2001AAS. 199.1501O.
  50. ^
  51. Baade, W. Zwicky, F. (1934). "Su Supernovae". Atti dell'Accademia Nazionale delle Scienze. 20 (5): 254-259. Bibcode:1934PNAS. 20..254B. doi:10.1073/pnas.20.5.254. PMC1076395. PMID16587881.
  52. ^
  53. Murdin, P. Murdin, L. (1985). Supernovae (2a ed.). Cambridge University Press. pag. 42. ISBN978-0-521-30038-4.
  54. ^
  55. Reynolds, S.P. et al. (2008). "Il più giovane residuo di supernova galattica: G1.9+0.3". Le lettere del giornale astrofisico. 680 (1): L41–L44. arXiv: 0803.1487 . Bibcode:2008ApJ. 680L..41R. doi:10.1086/589570. S2CID67766657.
  56. ^
  57. Colgate, S.A. McKee, C. (1969). "Early Supernova Luminosità". Il Giornale Astrofisico. 157: 623. Bibcode:1969ApJ. 157.623C. doi:10.1086/150102.
  58. ^
  59. Zuckerman, B. Malkan, M.A. (1996). L'origine e l'evoluzione dell'universo. Jones & Bartlett apprendimento. pag. 68. ISBN978-0-7637-0030-0. Archiviato dall'originale il 20/08/2016.
  60. ^
  61. Filippenko, A.V.Li, W.-D. Treffers, R. R. Modjaz, M. (2001). "The Lick Observatory Supernova Search con il Katzman Automatic Imaging Telescope". In Paczynski, B. Chen, W.-P. Lemme, C. (a cura di). Astronomia con piccoli telescopi su scala globale. Serie di conferenze ASP. 246. San Francisco: Società Astronomica del Pacifico. pag. 121. Bibcode:2001ASPC..246)..121F. ISBN978-1-58381-084-2.
  62. ^
  63. Antonioli, P. et al. (2004). "NEWS: Il sistema di allerta precoce SuperNova". Nuovo Giornale di Fisica. 6: 114. arXiv: astro-ph/0406214 . Bibcode:2004NJPh. 6..114A. doi:10.1088/1367-2630/6/1/114. S2CID119431247.
  64. ^
  65. Scholberg, K. (2000). "NEWS: Il sistema di allerta precoce della supernova". Atti della conferenza AIP. 523: 355-361. arXiv: astro-ph/9911359 . Bibcode:2000AIPC..523..355S. CiteSeerX10.1.1.314.8663 . doi:10.1063/1.1291879. S2CID5803494.
  66. ^
  67. Beacom, J.F. (1999). "Neutrini di supernova e le masse di neutrini". Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv: hep-ph/9901300 . Bibcode:1999RMxF. 45. 36B.
  68. ^
  69. Frieman, J.A. et al. (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: sintesi tecnica". Il Giornale Astronomico. 135 (1): 338-347. arXiv: 0708.2749 . Bibcode:2008AJ. 135..338F. doi:10.1088/0004-6256/135/1/338. S2CID53135988.
  70. ^
  71. Perlmutter, S.A. (1997). "Scoperta programmata di 7+ SNe ad alto redshift: primi risultati della cosmologia e limiti su q0". In Ruiz-Lapuente, P. Canal, R. Isern, J. (a cura di). Supernovae termonucleari, Atti del NATO Advanced Study Institute. NATO Advanced Science Institutes Series C. 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. pag. 749. arXiv: astro-ph/9602122 . Bibcode:1997ASIC..486..749P. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46.
  72. ^
  73. Linder, E.V. Huterer, D. (2003). "Importanza delle supernove a z > 1.5 per sondare l'energia oscura". Revisione fisica D. 67 (8): 081303. arXiv: astro-ph/0208138 . Bibcode:2003PhRvD..67h1303L. doi:10.1103/PhysRevD.67.081303. S2CID8894913.
  74. ^
  75. Perlmutter, S.A. et al. (1997). "Misure dei Parametri Cosmologici Ω e Λ delle Prime Sette Supernove at z ≥ 0.35". Il Giornale Astrofisico. 483 (2): 565. arXiv: astro-ph/9608192 . Bibcode: 1997ApJ. 483.565P. doi:10.1086/304265. S2CID118187050.
  76. ^
  77. Copin, Y. et al. (2006). "La vicina fabbrica di supernova" (PDF) . Nuove recensioni di astronomia. 50 (4-5): 637-640. arXiv: astro-ph/0401513 . Bibcode:2006NewAR..50..436C. CiteSeerX10.1.1.316.4895 . doi:10.1016/j.newar.2006.02.035.
  78. ^
  79. Kirshner, R.P. (1980). "Supernovae di tipo I: il punto di vista di un osservatore" (PDF) . Atti della conferenza AIP. 63: 33-37. Bibcode: 1980AIPC. 63. 33K. doi:10.1063/1.32212. hdl: 2027.42/87614 .
  80. ^
  81. "Elenco delle Supernovae". Ufficio centrale IAU per i telegrammi astronomici. Archiviato dall'originale il 2010-11-12 . Estratto il 25/10/2010.
  82. ^
  83. "Il catalogo delle supernove Padova-Asiago". Osservatorio Astronomico di Padova. Archiviato dall'originale il 10/01/2014. Estratto il 10/01/2014.
  84. ^Apri il catalogo Supernova
  85. ^
  86. "L'impressione dell'artista della supernova 1993J". SpaceTelescope.org. Archiviato dall'originale il 13/09/2014. Estratto 2014-09-12.
  87. ^ unb
  88. Cappellaro, E. Turatto, M. (2001)."Tipi e tassi di supernova". Influenza dei binari sugli studi sulla popolazione stellare. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. pag. 199. arXiv: astro-ph/0012455 . Bibcode:2001ASSL..264..199C. doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN978-0-7923-7104-5.
  89. ^ unbcd
  90. Turatto, M. (2003). "Classificazione delle Supernovae". Supernovae e esplosivi di raggi gamma. Appunti delle lezioni di Fisica. 598. pp. 21-36. arXiv: astro-ph/0301107 . CiteSeerX10.1.1.256.2965 . doi:10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN978-3-540-44053-6. S2CID15171296.
  91. ^ unbcd
  92. Doggett, J. B. Branch, D. (1985). "Uno studio comparativo delle curve di luce della supernova". Il Giornale Astronomico. 90: 2303. Bibcode:1985AJ. 90.303D. doi: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). "Curve di luce multicolori ottiche e nel vicino infrarosso di 64 supernovae con collasso del nucleo a busta spogliata". Supplemento al giornale di astrofisica. 213 (2): 19. arXiv: 1405.1428. Bibcode:2014ApJS..213. 19B. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID119243970.
  95. ^
  96. Filippenko, A.V. (1988). "Supernova 1987K: tipo II in gioventù, tipo Ib in vecchiaia". Il Giornale Astronomico. 96: 1941. Bibcode:1988AJ. 96.1941F. doi:10.1086/114940.
  97. ^
  98. Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 e la sua Supernova 1961". Il Giornale Astrofisico. 139: 514. Bibcode:1964ApJ. 139.514Z. doi:10.1086/147779.
  99. ^
  100. Zwicky, F. (1962). "Nuove osservazioni di importanza per la cosmologia". In McVittie, G. C. (a cura di). Problemi di ricerca extra-galattica, Atti del Simposio IAU. 15. New York: Macmillan Press. pag. 347. Bibcode:1962IAUS. 15..347Z.
  101. ^
  102. "L'ascesa e la caduta di una supernova". Foto della settimana dell'ESO. Archiviato dall'originale il 02-07-2013. Estratto il 14/06/2013.
  103. ^
  104. Piro, A.L. Thompson, T.A. Kochanek, C.S. (2014). "Riconciliazione della produzione di 56Ni in supernovae di tipo Ia con scenari a doppia degenerazione". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 438 (4): 3456. arXiv: 1308.0334. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. doi:10.1093/mnras/stt2451. S2CID27316605.
  105. ^
  106. Chen, W.-C. Li, X.-D. (2009). "Sui progenitori delle supernove di tipo Ia di massa di Super-Chandrasekhar". Il Giornale Astrofisico. 702 (1): 686–691. arXiv: 0907.0057 . Bibcode:2009ApJ. 702.686C. doi:10.1088/0004-637X/702/1/686. S2CID14301164.
  107. ^
  108. Howell, D. A. Sullivan, M. Conley, A. J. Carlberg, R. G. (2007). "Evoluzione prevista e osservata nelle proprietà medie delle supernove di tipo Ia con redshift". Lettere per riviste astrofisiche. 667 (1): L37–L40. arXiv: astro-ph/0701912 . Bibcode:2007ApJ. 667L..37H. doi:10.1086/522030. S2CID16667595.
  109. ^ unb
  110. Mazzali, P. A. Röpke, F. K. Benetti, S. Hillebrandt, W. (2007). "Un meccanismo di esplosione comune per le supernove di tipo Ia". Scienza. 315 (5813): 825-828. arXiv: astro-ph/0702351 . Bibcode:2007Sci. 315.825 M. doi:10.1126/science.1136259. PMID17289993. S2CID16408991.
  111. ^
  112. Lieb, E.H. Yau, H.-T. (1987). "Un esame rigoroso della teoria Chandrasekhar del collasso stellare". Il Giornale Astrofisico. 323 (1): 140-144. Bibcode: 1987ApJ. 323..140L. doi:10.1086/165813.
  113. ^ unb
  114. Canal, R. Gutiérrez, J. L. (1997). "La possibile connessione nana bianca-stella di neutroni". In Isern, J. Hernanz, M. Gracia-Berro, E. (a cura di). White Dwarfs, Atti del 10° Workshop Europeo sulle Nane Bianche. Nane bianche. 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. pag. 49. arXiv: astro-ph/9701225 . Bibcode:1997ASSL..214. 49C. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN978-0-7923-4585-5. S2CID9288287.
  115. ^
  116. Wheeler, J.C. (2000). Catastrofi cosmiche: supernovae, esplosioni di raggi gamma e avventure nell'iperspazio. Cambridge University Press. pag. 96. ISBN978-0-521-65195-0. Archiviato dall'originale il 10/09/2015.
  117. ^
  118. Khokhlov, A. M. Mueller, E. Höflich, P. A. (1993). "Curve di luce dei modelli di supernova di tipo IA con diversi meccanismi di esplosione". Astronomia e Astrofisica. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A. 270..223K.
  119. ^
  120. Röpke, F.K. Hillebrandt, W. (2004). "Il caso contro il rapporto carbonio-ossigeno del progenitore come fonte di variazioni di luminosità di picco nelle supernove di tipo Ia". Lettere di Astronomia e Astrofisica. 420 (1): L1–L4. arXiv: astro-ph/0403509 . Bibcode:2004A&A. 420L. 1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135. S2CID2849060.
  121. ^ unb
  122. Hillebrandt, W. Niemeyer, J. C. (2000). "Modelli di esplosione di supernova di tipo IA". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica. 38 (1): 191–230. arXiv: astro-ph/0006305 . Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID10210550.
  123. ^
  124. Paczynski, B. (1976). "Binari busta comune". In Eggleton, P. Mitton, S. Whelan, J. (a cura di). Struttura ed evoluzione dei sistemi binari ravvicinati. Simposio IAU n. 73. Dordrecht: D. Reidel. pp. 75-80. Bibcode:1976IAUS. 73. 75 P.
  125. ^
  126. Macri, L. M. Stanek, K. Z. Bersier, D. Greenhill, L. J. Reid, M. J. (2006). "Una nuova distanza Cefeide dalla galassia Maser-Host NGC 4258 e le sue implicazioni per la costante di Hubble". Il Giornale Astrofisico. 652 (2): 1133–1149. arXiv: astro-ph/0608211 . Bibcode:2006ApJ. 652.1133M. doi:10.1086/508530. S2CID15728812.
  127. ^
  128. Colgate, S.A. (1979). "Supernovae come candela standard per la cosmologia". Il Giornale Astrofisico. 232 (1): 404-408. Bibcode:1979ApJ. 232..404C. doi:10.1086/157300.
  129. ^
  130. Ruiz-Lapuente, P. et al. (2000). "Progenitori di supernova di tipo IA". Memorie della Società Astronomica Italiana. 71: 435. Bibcode:2000MmSAI..71..435R.
  131. ^
  132. Dan, M. Rosswog, S. Guillochon, J. Ramirez-Ruiz, E. (2012). "Come la fusione di due nane bianche dipende dal loro rapporto di massa: stabilità orbitale e detonazioni a contatto". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 422 (3): 2417. arXiv: 1201.2406 . Bibcode:2012MNRAS.422.2417D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x. S2CID119159904.
  133. ^
  134. Howell, D.A. et al. (2006). "La supernova di tipo Ia SNLS-03D3bb da una nana bianca di massa super-Chandrasekhar". Natura. 443 (7109): 308-311. arXiv: astro-ph/0609616 . Bibcode:2006Natur.443..308H. doi:10.1038/nature05103. PMID16988705. S2CID4419069.
  135. ^
  136. Tanaka, M. et al. (2010). "Spettropolarimetria della supernova di tipo Ia estremamente luminosa 2009dc: esplosione quasi sferica di Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf". Il Giornale Astrofisico. 714 (2): 1209. arXiv: 0908.2057 . Bibcode:2010ApJ. 714.1209T. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209. S2CID13990681.
  137. ^
  138. Wang, B. Liu, D. Jia, S. Han, Z. (2014). "Esplosioni a doppia detonazione dell'elio per i progenitori delle supernove di tipo Ia". Atti dell'Unione Astronomica Internazionale. 9 (S298): 442. arXiv: 1301.1047 . Bibcode:2014IAUS..298..442W. doi:10.1017/S1743921313007072. S2CID118612081.
  139. ^
  140. Foley, R.J. et al. (2013). "Supernovae di tipo Iax: una nuova classe di esplosione stellare". Il Giornale Astrofisico. 767 (1): 57. arXiv: 1212.2209. Bibcode:2013ApJ. 767. 57F. doi:10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID118603977.
  141. ^
  142. McCully, C. et al. (2014). "Un sistema progenitore luminoso e blu per la supernova di tipo Iax 2012Z". Natura. 512 (7512): 54-56. arXiv: 1408.1089 . Bibcode:2014Natur.512. 54 M. doi:10.1038/nature13615. PMID25100479. S2CID4464556.
  143. ^
  144. Silverman, J.M. et al. (2013). "Interazione forte delle supernovae di tipo Ia con il loro mezzo circumstellare". The Astrophysical Journal Supplement Series. 207 (1): 3. arXiv: 1304.0763 . Bibcode:2013ApJS..207. 3S. doi:10.1088/0067-0049/207/1/3. S2CID51415846.
  145. ^ unbc
  146. Heger, A. Fryer, C. L. Woosley, S. E. Langer, N. Hartmann, D. H. (2003). "Come massicce stelle singole finiscono la loro vita". Giornale Astrofisico. 591 (1): 288-300. arXiv: astro-ph/0212469 . Bibcode:2003ApJ. 591..288H. doi:10.1086/375341. S2CID59065632.
  147. ^
  148. Nomoto, K. Tanaka, M. Tominaga, N. Maeda, K. (2010). "Ipernove, lampi di raggi gamma e prime stelle". Nuove recensioni di astronomia. 54 (3–6): 191. Bibcode:2010NewAR..54..191N. doi:10.1016/j.newar.2010.09.022.
  149. ^
  150. Moriya, T.J. (2012). "Progenitori della ricombinazione dei resti di supernova". Il Giornale Astrofisico. 750 (1): L13. arXiv: 1203.5799 . Bibcode:2012ApJ. 750L..13M. doi:10.1088/2041-8205/750/1/L13. S2CID119209527.
  151. ^
  152. Smith, N. et al. (2009). "Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in un impostore di supernova". Il Giornale Astrofisico. 697 (1): L49. arXiv: 0811.3929 . Bibcode:2009ApJ. 697L..49S. doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49. S2CID17627678.
  153. ^
  154. Friggitrice, C. L. New, K. C. B. (2003). "Onde gravitazionali dal collasso gravitazionale". Recensioni viventi in Relatività. 6 (1): 2. arXiv: gr-qc/0206041 . Bibcode:2003LRR. 6. 2F. doi:10.12942/lrr-2003-2. PMC5253977. PMID28163639.
  155. ^ unbcd
  156. Woosley, S.E. Janka, H.-T. (2005). "La fisica delle supernove Core-Collapse". Fisica della natura. 1 (3): 147-154. arXiv: astro-ph/0601261 ​​. Bibcode:2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176 . doi:10.1038/nphys172. S2CID118974639.
  157. ^
  158. Janka, H.-T. Langanke, K. Marek, A. Martínez-Pinedo, G. Müller, B. (2007). "Teoria delle supernove core-collasso". Rapporti di fisica. 442 (1–6): 38–74. arXiv: astro-ph/0612072 . Bibcode:2007PhR. 442. 38J. doi:10.1016/j.physrep.2007.02.002. S2CID15819376.
  159. ^
  160. Gribbin, J. R. Gribbin, M. (2000). Stardust: Supernovae e vita – La connessione cosmica. Yale University Press. pag. 173. ISBN978-0-300-09097-0.
  161. ^ unb
  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). "Studio sui neutrini APS: relazione del gruppo di lavoro di astrofisica e cosmologia sui neutrini". arXiv: astro-ph/0412544 .
  163. ^
  164. Myra, ES Burrows, A. (1990). "Neutrini da supernovae di tipo II- I primi 100 millisecondi". Giornale Astrofisico. 364: 222-231. Bibcode:1990ApJ. 364..222 M. doi:10.1086/169405.
  165. ^ unb
  166. Kasen, D. Woosley, S.E. Heger, A. (2011). "Supernove di instabilità di coppia: curve di luce, spettri e rottura d'urto". Il Giornale Astrofisico. 734 (2): 102. arXiv: 1101.3336 . Bibcode:2011ApJ. 734..102K. doi:10.1088/0004-637X/734/2/102. S2CID118508934.
  167. ^ unb
  168. Poelarends, A.J.T. Herwig, F. Langer, N. Heger, A. (2008). "Il canale Supernova di Super-AGB Stars". Il Giornale Astrofisico. 675 (1): 614–625. arXiv: 0705.4643 . Bibcode:2008ApJ. 675.614P. doi:10.1086/520872. S2CID18334243.
  169. ^
  170. Gilmore, G. (2004). "ASTRONOMIA: La breve vita spettacolare di una superstar". Scienza. 304 (5679): 1915-1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID15218132. S2CID116987470.
  171. ^
  172. Faure, G. Mensing, T. M. (2007). "Vita e morte delle stelle". Introduzione alla scienza planetaria. pp. 35-48. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_4. ISBN978-1-4020-5233-0.
  173. ^
  174. Malesani, D. et al. (2009). "Identificazione spettroscopica precoce di SN 2008D". Le lettere del giornale astrofisico. 692 (2): L84. arXiv: 0805.1188 . Bibcode:2009ApJ. 692L..84M. doi:10.1088/0004-637X/692/2/L84. S2CID1435322.
  175. ^
  176. Svirski, G. Nakar, E. (2014). "Sn 2008D: un'esplosione di Wolf-Rayet attraverso un vento denso". Il Giornale Astrofisico. 788 (1): L14. arXiv: 1403.3400 . Bibcode:2014ApJ. 788L..14S. doi:10.1088/2041-8205/788/1/L14. S2CID118395580.
  177. ^
  178. Pols, O. (1997). "Chiudi progenitori binari di tipo Ib/Ic e IIb/II-L Supernovae". A Leung, K.-C. (ed.). Atti della terza conferenza del Pacifico sul recente sviluppo della ricerca sulle stelle binarie. Serie di conferenze ASP. 130. pp. 153-158. Bibcode:1997ASPC..130..153P.
  179. ^ unbc
  180. Eldridge, J. J. Fraser, M. Smartt, S. J. Maund, J. R. Crockett, R. Mark (2013). "La morte delle stelle massicce - II. Vincoli osservativi sui progenitori delle supernove di tipo Ibc". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 436 (1): 774. arXiv: 1301.1975. Bibcode:2013MNRAS.436..774E. doi:10.1093/mnras/stt1612. S2CID118535155.
  181. ^
  182. Ryder, S.D. et al. (2004). "Modulazioni nella curva di luce radio della supernova di tipo IIb 2001ig: prove per un progenitore binario Wolf-Rayet?". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 349 (3): 1093–1100. arXiv: astro-ph/0401135 . Bibcode:2004MNRAS.349.1093R. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID18132819.
  183. ^
  184. Inserra, C. et al. (2013). "Super-luminose Supernovae di tipo Ic: catturare un magnetar per la coda". Il Giornale Astrofisico. 770 (2): 28. arXiv: 1304.3320 . Bibcode:2013ApJ. 770..128I. doi:10.1088/0004-637X/770/2/128. S2CID13122542.
  185. ^
  186. Nicholl, M. et al. (2013). "Supernove super-luminose che svaniscono lentamente che non sono esplosioni di instabilità di coppia". Natura. 502 (7471): 346-349. arXiv: 1310.4446 . Bibcode:2013Natur.502..346N. doi:10.1038/nature12569. PMID24132291. S2CID4472977.
  187. ^
  188. Tauris, T. M. Langer, N. Moriya, T. J. Podsiadlowski, P. Yoon, S.-C. Blinnikov, S.I. (2013). "Supernovae di tipo Ic ultra spogliate dall'evoluzione binaria stretta". Lettere per riviste astrofisiche. 778 (2): L23. arXiv: 1310.6356 . Bibcode:2013ApJ. 778L..23T. doi: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. Challis, P. Friedman, A. Ganeshalingam, M. Hicken, M. Jensen, C. Modjaz, M. Perets, HB Silverman, JM Wong, DS (2013). "Il decadimento veloce e furioso della peculiare tipo Ic Supernova 2005ek". Giornale Astrofisico. 774 (58): 44. arXiv: 1306.2337. Bibcode:2013ApJ. 774. 58D. doi:10.1088/0004-637X/774/1/58. S2CID118690361.
  191. ^
  192. Reynolds, TM Fraser, M. Gilmore, G. (2015). "Andato senza botto: un sondaggio HST archivistico per scomparire stelle massicce". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 453 (3): 2886–2901. arXiv: 1507.05823 . Bibcode:2015MNRAS.453.2885R. doi:10.1093/mnras/stv1809. S2CID119116538.
  193. ^
  194. Gerke, J. R. Kochanek, C. S. Stanek, K. Z. (2015). "La ricerca di supernovae fallite con il Large Binoculare Telescope: primi candidati". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 450 (3): 3289-3305. arXiv: 1411.1761 . Bibcode:2015MNRAS.450.3289G. doi:10.1093/mnras/stv776. S2CID119212331.
  195. ^ unb
  196. Adams, S. M. Kochanek, C. S. Beacom, J. F. Vagins, M. R. Stanek, K. Z. (2013). "Osservazione della prossima supernova galattica". Il Giornale Astrofisico. 778 (2): 164. arXiv: 1306.0559 . Bibcode:2013ApJ. 778..164A. doi:10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID119292900.
  197. ^
  198. Bodansky, D. Clayton, D. D. Fowler, W. A. ​​(1968). "Nucleosintesi durante la combustione del silicio". Lettere di revisione fisica. 20 (4): 161. Bibcode:1968PhRvL..20..161B. doi:10.1103/PhysRevLett.20.161.
  199. ^ unb
  200. Matz, S. M. Share, G. H. Leising, M. D. Chupp, E. L. Vestrand, W. T. Purcell, W. R. Strickman, M. S. Reppin, C. (1988). "Emissione della linea di raggi gamma da SN1987A". Natura. 331 (6155): 416. Bibcode:1988Natur.331..416M. doi:10.1038/331416a0. S2CID4313713.
  201. ^
  202. Kasen, D. Woosley, S.E. (2009). "Supernovae di tipo II: curve di luce modello e relazioni candela standard". Il Giornale Astrofisico. 703 (2): 2205. arXiv: 0910.1590. Bibcode:2009ApJ. 703.2205K. doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205. S2CID42058638.
  203. ^
  204. Churazov, E. Sunyaev, R. Isern, J. Knödlseder, J. Jean, P. Lebrun, F. Chugai, N. Grebenev, S. Bravo, E. Sazonov, S. Renaud, M. (2014). "Linee di emissione di raggi di cobalto-56 dalla supernova di tipo Ia 2014J". Natura. 512 (7515): 406-8. arXiv: 1405.3332 . Bibcode:2014Natur.512..406C. doi:10.1038/nature13672. PMID25164750. S2CID917374.
  205. ^
  206. Barbon, R. Ciatti, F. Rosino, L. (1979). "Proprietà fotometriche delle supernove di tipo II". Astronomia e Astrofisica. 72: 287. Bibcode:1979A&A. 72..287B.
  207. ^
  208. Li, W. Leaman, J. Chornock, R. Filippenko, A. V. Poznanski, D. Ganeshalingam, M. Wang, X. Modjaz, M. Jha, S. Foley, R. J. Smith, N. (2011). "I tassi di supernova nelle vicinanze dal Lick Observatory Supernova Search - II. Le funzioni di luminosità osservate e le frazioni di supernova in un campione completo". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 412 (3): 1441. arXiv: 1006.4612. Bibcode:2011MNRAS.412.1441L. doi: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). "Uno studio comparativo delle distribuzioni di magnitudo assoluta delle supernove". Il Giornale Astronomico. 123 (2): 745–752. arXiv: astro-ph/0112051 . Bibcode:2002AJ. 123.745R. doi:10.1086/338318. S2CID5697964.
  211. ^
  212. Frail, D. A. Giacani, E. B. Goss, W. Miller Dubner, G. M. (1996). "La nebulosa del vento Pulsar intorno a PSR B1853+01 nel residuo di supernova W44". Lettere per riviste astrofisiche. 464 (2): L165–L168. arXiv: astro-ph/9604121 . Bibcode: 1996ApJ. 464L.165F. doi:10.1086/310103. S2CID119392207.
  213. ^
  214. Höflich, P. A. Kumar, P. Wheeler, J. Craig (2004). "Stella di neutroni calci e asimmetria supernova". Esplosioni cosmiche in tre dimensioni: asimmetrie nelle supernovae e lampi di raggi gamma. Esplosioni cosmiche in tre dimensioni. Cambridge University Press. pag. 276. arXiv: astro-ph/0312542 . Bibcode:2004cetd.conf..276L.
  215. ^
  216. Friggitrice, C. L. (2004). "Stella di neutroni calci dal collasso asimmetrico". Giornale Astrofisico. 601 (2): L175-L178. arXiv: astro-ph/0312265 . Bibcode:2004ApJ. 601L.175F. doi:10.1086/382044. S2CID1473584.
  217. ^
  218. Gilkis, A. Soker, N. (2014). "Implicazioni della turbolenza per i getti nelle esplosioni di supernova con collasso del nucleo". Il Giornale Astrofisico. 806 (1): 28. arXiv: 1412.4984. Bibcode:2015ApJ. 806. 28G. doi:10.1088/0004-637X/806/1/28. S2CID119002386.
  219. ^
  220. Chokhlov, A.M. et al. (1999). "Esplosioni indotte dal getto di supernovae collasso del nucleo". Il Giornale Astrofisico. 524 (2): L107. arXiv: astro-ph/9904419 . Bibcode:1999ApJ. 524L.107K. doi:10.1086/312305. S2CID37572204.
  221. ^
  222. Wang, L. et al. (2003). "Spettropolarimetria di SN 2001el in NGC 1448: Asfericità di una supernova di tipo Ia normale". Il Giornale Astrofisico. 591 (2): 1110-1128. arXiv: astro-ph/0303397 . Bibcode:2003ApJ. 591.1110W. doi:10.1086/375444. S2CID2923640.
  223. ^ unb
  224. Mazzali, P. A. Nomoto, K. I. Cappellaro, E. Nakamura, T. Umeda, H. Iwamoto, K. (2001). "Le differenze nell'abbondanza di nichel nei modelli Chandrasekhar-Mass spiegano la relazione tra la luminosità e il tasso di declino delle supernove normali di tipo Ia?". Il Giornale Astrofisico. 547 (2): 988. arXiv: astro-ph/0009490 . Bibcode:2001ApJ. 547.988 M. doi:10.1086/318428. S2CID9324294.
  225. ^
  226. Iwamoto, K. (2006). "Emissione di neutrini da supernovae di tipo Ia". Atti della conferenza AIP. 847: 406-408. Bibcode:2006AIPC..847..406I. doi: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)."L'ascesa e la caduta delle curve di luce della supernova di tipo Ia nel sondaggio Supernova SDSS-II". Il Giornale Astrofisico. 712 (1): 350-366. arXiv: 1001.3428 . Bibcode:2010ApJ. 712..350H. doi:10.1088/0004-637X/712/1/350. S2CID118463541.
  229. ^
  230. Janka, H.-T. (2012). "Meccanismi di esplosione delle supernove Core-Collapse". Revisione annuale della scienza nucleare e delle particelle. 62 (1): 407–451. arXiv: 1206.2503 . Bibcode:2012ARNPS..62..407J. doi: 10.1146/annurev-nucl-102711-094901 . S2CID118417333.
  231. ^
  232. Smartt, Stephen J. Nomoto, Ken'ichi Cappellaro, Enrico Nakamura, Takayoshi Umeda, Hideyuki Iwamoto, Koichi (2009). "Progenitori di supernove core-collasso". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica. 47 (1): 63-106. arXiv: 0908.0700 . Bibcode:2009ARA&A..47. 63S. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  233. ^ unbcde
  234. Smartt, Stephen J. Thompson, Todd A. Kochanek, Christopher S. (2009). "Progenitori di Core-Collapse Supernovae". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica. 47 (1): 63-106. arXiv: 0908.0700 . Bibcode:2009ARA&A..47. 63S. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID55900386.
  235. ^
  236. Walmswell, J.J. Eldridge, J.J. (2012). "La polvere circumstellare come soluzione al problema del progenitore della supernova supergigante rossa". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 419 (3): 2054. arXiv: 1109.4637 . Bibcode:2012MNRAS.419.2054W. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x. S2CID118445879.
  237. ^
  238. Georgy, C. (2012). "Supergiganti gialle come progenitori di supernovae: un'indicazione di una forte perdita di massa per le supergiganti rosse?". Astronomia e astrofisica. 538: L8–L2. arXiv: 1111.7003 . Bibcode:2012A&A. 538L. 8G. doi:10.1051/0004-6361/201118372. S2CID55001976.
  239. ^
  240. Yoon, S.-C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "Sulla natura e rilevabilità dei progenitori di supernova di tipo Ib/c". Astronomia e astrofisica. 544: L11. arXiv: 1207.3683 . Bibcode:2012A&A. 544L..11Y. doi:10.1051/0004-6361/201219790. S2CID118596795.
  241. ^
  242. Groh, J. H. Meynet, G. Ekström, S. (2013). "Evoluzione massiccia stella: variabili blu luminose come progenitori di supernova inaspettate". Astronomia e astrofisica. 550: L7. arXiv: 1301.1519 . Bibcode:2013A&A. 550L. 7G. doi:10.1051/0004-6361/201220741. S2CID119227339.
  243. ^
  244. Yoon, S.-C. Gräfener, G. Vink, J. S. Kozyreva, A. Izzard, R. G. (2012). "Sulla natura e rilevabilità dei progenitori di supernova di tipo Ib/c". Astronomia e astrofisica. 544: L11. arXiv: 1207.3683 . Bibcode:2012A&A. 544L..11Y. doi:10.1051/0004-6361/201219790. S2CID118596795.
  245. ^ unbc
  246. Johnson, Jennifer A. (2019). "Popolazione della tavola periodica: nucleosintesi degli elementi". Scienza. 363 (6426): 474-478. Bibcode:2019Sci. 363..474J. doi: 10.1126/science.aau9540 . PMID30705182. S2CID59565697.
  247. ^
  248. François, P. Matteucci, F. Cayrel, R. Spite, M. Spite, F. Chiappini, C. (2004). "L'evoluzione della Via Lattea dalle sue prime fasi: vincoli sulla nucleosintesi stellare". Astronomia e astrofisica. 421 (2): 613-621. arXiv: astro-ph/0401499 . Bibcode:2004A&A. 421.613F. doi:10.1051/0004-6361:20034140. S2CID16257700.
  249. ^ unb
  250. Truran, J.W. (1977). "Nucleosintesi Supernova". In Schramm, D.N. (ed.). Supernovae. Biblioteca di astrofisica e scienze spaziali. 66. Springer. pp. 145-158. doi:10.1007/978-94-010-1229-4_14. ISBN978-94-010-1231-7 .
  251. ^
  252. Nomoto, Ken'Ichi Leung, Shing-Chi (2018). "Singoli modelli degenerati per le supernovae di tipo Ia: l'evoluzione e la nucleosintesi del progenitore". Recensioni di scienze spaziali. 214 (4): 67. arXiv: 1805.10811 . Bibcode:2018SSRv..214. 67N. doi:10.1007/s11214-018-0499-0. S2CID118951927.
  253. ^
  254. Maeda, K. Röpke, F.K. Fink, M. Hillebrandt, W. Travaglio, C. Thielemann, F.-K. (2010). "NUCLEOSINTESI IN MODELLI BIDIMENSIONALI DI DETONAZIONE RITARDATA DI ESPLOSIONI DI SUPERNOVA DI TIPO Ia". Il Giornale Astrofisico. 712 (1): 624-638. arXiv: 1002.2153 . Bibcode:2010ApJ. 712.624M. doi:10.1088/0004-637X/712/1/624. S2CID119290875.
  255. ^
  256. Wanajo, Shinya Janka, Hans-Thomas Müller, Bernhard (2011). "Supernove a cattura di elettroni come origine degli elementi oltre il ferro". Il Giornale Astrofisico. 726 (2): L15. arXiv: 1009.1000 . Bibcode:2011ApJ. 726L..15W. doi: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). "Nucleosintesi in supernove core-collasso 2D di progenitori 11,2 e 17,0 M⊙: implicazioni per la produzione di Mo e Ru". Journal of Physics G: Fisica nucleare e delle particelle. 45 (1): 014001. arXiv: 1708.08393 . Bibcode:2018JPhG. 45a4001E. doi:10.1088/1361-6471/aa8891. S2CID118936429.
  259. ^
  260. Qian, Y.-Z. Vogel, P. Wasserburg, G. J. (1998). "Diverse sorgenti di supernova per il processo r". Giornale Astrofisico. 494 (1): 285–296. arXiv: astro-ph/9706120 . Bibcode:1998ApJ. 494..285 Q. doi:10.1086/305198. S2CID15967473.
  261. ^
  262. Siegel, Daniel M. Barnes, Jennifer Metzger, Brian D. (2019). "Collapsars come una delle principali fonti di elementi di r-processo". Natura. 569 (7755): 241–244. arXiv: 1810.00098 . Bibcode:2019Natur.569..241S. doi:10.1038/s41586-019-1136-0. PMID31068724. S2CID73612090.
  263. ^
  264. Gonzalez, G. Brownlee, D. Ward, P. (2001). "La zona abitabile galattica: evoluzione chimica galattica". Icaro. 152 (1): 185. arXiv: astro-ph/0103165 . Bibcode:2001Icar..152..185G. doi:10.1006/icar.2001.6617. S2CID18179704.
  265. ^
  266. Rho, Jeonghee Milisavljevic, Danny Sarangi, Arkaprabha Margutti, Raffaella Chornock, Ryan Rest, Armin Graham, Melissa Craig Wheeler, J. DePoy, Darren Wang, Lifan Marshall, Jennifer Williams, Grant Street, Rachel Skidmore, Warren Haojing, Yan Bloom, Joshua 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). "Libro bianco scientifico Astro2020: le supernovae sono il produttore di polvere nell'universo primordiale?" Bollettino dell'American Astronomical Society. 51 (3): 351. arXiv: 1904.08485 . Bibcode:2019BAAS. 51c.351R.
  267. ^
  268. Cox, D.P. (1972). "Raffreddamento ed evoluzione di un residuo di supernova". Giornale Astrofisico. 178: 159. Bibcode:1972ApJ. 178..159C. doi:10.1086/151775.
  269. ^
  270. Sandstrom, K. M. Bolatto, A. D. Stanimirović, S. Van Loon, J. Th. Smith, J.D.T. (2009). "Misurare la produzione di polvere nella piccola nuvola di Magellano Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2-7219". Il Giornale Astrofisico. 696 (2): 2138-2154. arXiv: 0810.2803 . Bibcode:2009ApJ. 696.2138S. doi:10.1088/0004-637X/696/2/2138. S2CID8703787.
  271. ^
  272. Preibisch, T. Zinnecker, H. (2001). "Formazione stellare innescata nell'Associazione Scorpius-Centaurus OB (Sco OB2)". Dall'oscurità alla luce: origine ed evoluzione dei giovani ammassi stellari. 243: 791. arXiv: astro-ph/0008013 . Bibcode:2001ASPC..243..791P.
  273. ^
  274. Krebs, J. Hillebrandt, W. (1983). "L'interazione di fronti d'urto supernova e nuvole interstellari vicine". Astronomia e Astrofisica. 128 (2): 411. Bibcode: 1983A&A. 128.411K.
  275. ^
  276. Cameron, A.G.W. Truran, J.W. (1977). "L'innesco della supernova per la formazione del sistema solare". Icaro. 30 (3): 447. Bibcode:1977Icar. 30.447C. doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4.
  277. ^
  278. Starr, Michelle (1 giugno 2020). "Gli astronomi hanno appena ristretto la fonte di quei potenti segnali radio dallo spazio". ScienceAlert.com . Estratto il 2 giugno 2020.
  279. ^
  280. Bhandan, Shivani (1 giugno 2020). "Le galassie ospitanti e i progenitori dei lampi radio veloci localizzati con l'Australian Square Kilometer Array Pathfinder". Le lettere del giornale astrofisico. 895 (2): L37. arXiv: 2005.13160 . Bibcode:2020ApJ. 895L..37B. doi:10.3847/2041-8213/ab672e. S2CID218900539.
  281. ^
  282. Ackermann, M. et al. (2013). "Rilevazione della firma caratteristica del decadimento del pione nei resti di supernova". Scienza. 339 (6121): 807–11. arXiv: 1302.3307 . Bibcode:2013Sci. 339..807A. doi:10.1126/science.1231160. PMID23413352. S2CID29815601.
  283. ^
  284. Ott, C.D. et al. (2012). "Core-Collapse Supernovae, neutrini e onde gravitazionali". Fisica nucleare B: Supplementi agli atti. 235: 381-387. arXiv: 1212.4250 . Bibcode:2013NuPhS.235..381O. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID34040033.
  285. ^
  286. Morozova, Viktoriya Radice, David Burrows, Adam Vartanyan, David (2018). "Il segnale dell'onda gravitazionale dalle supernove del collasso del nucleo". Il Giornale Astrofisico. 861 (1): 10. arXiv: 1801.01914 . Bibcode:2018ApJ. 861. 10 M. doi:10.3847/1538-4357/aac5f1. S2CID118997362.
  287. ^
  288. Fields, B. D. Hochmuth, K. A. Ellis, J. (2005). "Croste oceaniche profonde come telescopi: utilizzo di radioisotopi vivi per sondare la nucleosintesi di supernova". Il Giornale Astrofisico. 621 (2): 902–907. arXiv: astro-ph/0410525 . Bibcode:2005ApJ. 621.902F. doi:10.1086/427797. S2CID17932224.
  289. ^
  290. Knie, K. et al. (2004). " 60 Fe Anomalia in una crosta di manganese di acque profonde e implicazioni per una vicina fonte di supernova". Lettere di revisione fisica. 93 (17): 171103–171106. Bibcode:2004PhRvL..93q1103K. doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103. PMID15525065. S2CID23162505.
  291. ^
  292. Fields, B. D. Ellis, J. (1999). "Su Deep-Ocean Fe-60 come fossile di una supernova vicina alla Terra". Nuova astronomia. 4 (6): 419–430. arXiv: astro-ph/9811457 . Bibcode:1999NewA. 4..419F. doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2. S2CID2786806.
  293. ^
  294. "In breve". Scientifico americano. 300 (5): 28. 2009. Bibcode:2009SciAm.300e..28.. doi:10.1038/scientificamerican0509-28a.
  295. ^
  296. Gorelick, M. (2007). "La minaccia della supernova". Sky e telescopio. 113 (3): 26. Bibcode:2007S&T. 113c..26G.
  297. ^
  298. Gehrels, N. et al. (2003). "Deplezione dell'ozono da supernovae vicine". Giornale Astrofisico. 585 (2): 1169–1176. arXiv: astro-ph/0211361 . Bibcode:2003ApJ. 585.1169G. doi:10.1086/346127. S2CID15078077.
  299. ^
  300. Van Der Sluys, M.V. Lamers, H.J.G.L.M. (2003). "La dinamica della nebulosa M1-67 attorno alla stella in fuga Wolf-Rayet WR 124". Astronomia e Astrofisica. 398: 181-194. arXiv: astro-ph/0211326 . Bibcode:2003A&A. 398..181V. doi:10.1051/0004-6361:20021634. S2CID6142859.
  301. ^
  302. Tramper, F. Straal, S. M. Sanyal, D. Sana, H. De Koter, A. Gräfener, G. Langer, N. Vink, J. S. De Mink, S. E. Kaper, L. (2015). "Stelle massicce sul punto di esplodere: le proprietà della sequenza di ossigeno stelle Wolf-Rayet". Astronomia e astrofisica. 581: A110. arXiv: 1507.00839 . Bibcode:2015A&A. 581A.110T. doi:10.1051/0004-6361/201425390. S2CID56093231.
  303. ^
  304. Tramper, F. Gräfener, G. Hartoog, O. E. Sana, H. De Koter, A. Vink, J. S. Ellerbroek, L. E. Langer, N. Garcia, M. Kaper, L. De Mink, S. E. (2013). "Sulla natura delle stelle WO: un'analisi quantitativa della stella WO3 DR1 in IC 1613". Astronomia e astrofisica. 559: A72. arXiv: 1310.2849 . Bibcode:2013A&A. 559A..72T. doi:10.1051/0004-6361/201322155. S2CID216079684.
  305. ^
  306. Inglis, M. (2015). "Star Death: Supernovae, stelle di neutroni e buchi neri". L'astrofisica è facile!. La serie di astronomia pratica di Patrick Moore. pp. 203-223. doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN978-3-319-11643-3.
  307. ^
  308. Lobel, A. et al. (2004). "Spettroscopia dell'esplosione del millennio e variabilità recente dell'ipergigante gialla Rho Cassiopeiae". Stelle come soli: attività. 219: 903. arXiv: astro-ph/0312074 . Bibcode:2004IAUS..219..903L.
  309. ^
  310. Van Boekel, R. et al. (2003). "Misurazione diretta delle dimensioni e della forma del vento stellare attuale di eta Carinae". Astronomia e Astrofisica. 410 (3): L37. arXiv: astro-ph/0310399 . Bibcode:2003A&A. 410L..37V. doi:10.1051/0004-6361:20031500. S2CID18163131.
  311. ^
  312. Thielemann, F.-K. Hirschi, R. Liebendörfer, M. Diehl, R. (2011). "Stelle massicce e le loro supernove". Astronomia con radioattività. Appunti delle lezioni di Fisica. 812. pag. 153. arXiv: 1008.2144 . doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN978-3-642-12697-0. S2CID119254840.
  313. ^
  314. Tuthill, P.G. et al. (2008). "Il prototipo della girandola del vento in collisione WR 104". Il Giornale Astrofisico. 675 (1): 698–710. arXiv: 0712.2111 . Bibcode:2008ApJ. 675.698T. doi:10.1086/527286. S2CID119293391.
  315. ^
  316. Completamente bene, T. D. et al. (2002). "La nova ricorrente U Scorpii - Un progenitore di supernova di tipo Ia". La fisica delle variabili cataclismiche e degli oggetti correlati. 261. San Francisco, CA: Società Astronomica del Pacifico. arXiv: astro-ph/0109553 . Bibcode:2002ASPC..261. 77T.
  317. ^
  318. Landsman, W. Simon, T. Bergeron, P. (1999). "Le calde nane bianche compagne di HR 1608, HR 8210 e HD 15638". Pubblicazioni della Società Astronomica del Pacifico. 105 (690): 841-847. Bibcode:1993PASP..105..841L. doi: 10.1086/133242 .
  319. ^
  320. Vennes, S. Kawka, A. (2008). "Sulle prove empiriche per l'esistenza di nane bianche ultramassicce". Avvisi mensili della Royal Astronomical Society. 389 (3): 1367. arXiv: 0806.4742. Bibcode:2008MNRAS.389.1367V. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x. S2CID15349194.
  • Branch, D. Wheeler, J. C. (2017). Esplosioni di supernova. [primavera]. ISBN978-3-662-55052-6 . Un libro a livello di ricerca, 721 pagine
  • "Introduzione ai resti di supernova". NASA/GSFC. 2007-10-04. Estratto il 15/03/2011.
  • Bethe, H.A. (1990). "Supernova". La fisica oggi. 43 (9): 736–739. Bibcode:1990PhT. 43i..24B. doi:10.1063/1.881256.
  • Croswell, K. (1996). L'alchimia dei cieli: alla ricerca di un significato nella Via Lattea. Libri di ancoraggio. ISBN978-0-385-47214-2 . Un resoconto di divulgazione scientifica.
  • Filippenko, A.V. (1997). "Spettri ottici di supernovae". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica. 35: 309-355. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309. Un articolo che descrive le classi spettrali delle supernove.
  • Takahashi, K. Sato, K. Burrows, A. Thompson, T. A. (2003). "Neutrini di supernova, oscillazioni di neutrini e massa della stella progenitrice". Revisione fisica D. 68 (11): 77–81. arXiv: hep-ph/0306056 . Bibcode:2003PhRvD..68k3009T. doi:10.1103/PhysRevD.68.113009. S2CID119390151. Una buona rassegna di eventi di supernova.
  • Hillebrandt, W. Janka, H.-T. Muller, E. (2006). "Come far esplodere una stella". Scientifico americano. 295 (4): 42–49. Bibcode:2006SciAm.295d..42H. doi:10.1038/scientificamerican1006-42. PMID16989479.
  • Woosley, S.E. Janka, H.-T. (2005). "La fisica delle supernove Core-Collapse". Fisica della natura. 1 (3): 147-154. arXiv: astro-ph/0601261 ​​. Bibcode:2005NatPh. 1..147W. CiteSeerX10.1.1.336.2176 . doi:10.1038/nphys172. S2CID118974639.
  • "Feed di notizie RSS" (RSS) . Il telegramma dell'astronomo. Estratto 28-11-2006.
  • Tsvetkov, D. Yu. Pavlyuk, N. N. Bartunov, O. S. Pskovskii, Y. P. "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue". Istituto astronomico Sternberg, Università di Mosca. Estratto 28-11-2006. Un catalogo ricercabile.
  • "Il Catalogo Aperto Supernova" . Estratto 02/02/2016. Un catalogo ad accesso aperto di curve di luce e spettri di supernova.
  • "Elenco delle supernovae con designazioni IAU". IAU: Ufficio centrale per i telegrammi astronomici. Estratto il 25/10/2010.
  • Ciao, D. (2008-05-21). "Gli scienziati vedono la supernova in azione". Il New York Times . Estratto il 21/05/2008.
  • "Come far esplodere una stella". Elizabeth Gibney. Natura. 2018-04-18 . Estratto 20-04-2018 .

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Astro News di 60 secondi: fusione di buchi neri, supernova distante e destino di Arecibo

Di: The Editors of Sky & Telescope 22 febbraio 2018 3

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Questa settimana nelle notizie di astronomia: Vedremo di più dalla fusione di buchi neri supermassicci rispetto alle onde gravitazionali, gli astronomi hanno rilevato una lontana supernova superluminosa e NSF decide il destino di Arecibo.

L'unione di buchi neri supermassicci produce segnali luminosi

Questi pannelli seguono due buchi neri supermassicci al centro di un grande disco di gas che sono in rotta di collisione. (Time stamp nell'angolo in alto a destra di ogni istantanea, la sequenza inizia in alto a sinistra.)
Centro RIT per la relatività computazionale e la gravitazione

Nuove simulazioni ad alta potenza di Dennis Bowen (Rochester Institute of Technology) e colleghi confermano che due giganteschi buchi neri si alimentano in uno schema on-off-ancora mentre si avvicinano l'uno verso l'altro. Il lavoro precedente ha mostrato che, quando si forma un buco nero binario supermassiccio, ogni buco nero dovrebbe avere il proprio piccolo disco di gas in accrescimento, alimentato da un disco più grande che circonda la coppia. Un grumo si forma all'interno del disco più grande e si collega prima con un flusso di gas, poi con l'altro, scaricando alternativamente il gas in ciascun mini-disco.

Simulazioni precedenti avevano visto questo effetto, ma il nuovo lavoro, pubblicato il 20 gennaio Lettere per riviste astrofisiche, ha scoperto che quando i buchi neri sono più ravvicinati l'oscillazione nell'equilibrio di massa tra i due mini-dischi è ancora più drammatica. L'interazione dei dischi dovrebbe creare segnali luminosi periodici. Tali segnali sono potenzialmente simili a quelli visti quando un buco nero supermassiccio fa a pezzi una stella.

Il team sta attualmente mettendo insieme previsioni più precise su ciò che gli astronomi potrebbero vedere dalla fusione dei binari. Maggiori informazioni nel comunicato stampa di RIT.

Sotto: la simulazione del team di due buchi neri supermassicci catturati in un binario. Un flusso alternato di gas riempie ed esaurisce i mini-dischi che alimentano i buchi neri (il punto nero al centro dell'immagine è una regione ritagliata dalla simulazione, per facilitare i calcoli).

La più lontana supernova superluminosa

Gli astronomi hanno rilevato la supernova più distante, che ci lampeggia da oltre 10 miliardi di anni nel passato. Mathew Smith (Università di Southampton, Regno Unito) e un team internazionale di colleghi hanno trovato la stella che esplode come parte del programma Dark Energy Survey Supernova.

L'evento, chiamato DES16C2nm, ha uno spostamento verso il rosso di 1,998 e sembra essere povero di idrogeno, come lo sono molte delle sue rare e luminose supernove superluminose. Il motivo per cui sono così brillanti rimane sconosciuto, ma sembrano simili alle morti esplosive di stelle massicce che hanno perso il loro involucro esterno di idrogeno.

Se combinato con altri 10 eventi superluminosi, DES16C2nm risulta essere parte di un gruppo abbastanza uniforme, con picchi di luminosità simili alle lunghezze d'onda dell'ultravioletto. Non c'è alcun segno che le proprietà delle supernove differiscano nel tempo cosmico, il che potrebbe aiutare gli astronomi a capire cosa le crea.

Il team prevede che DES sarà in grado di rilevare tali supernovae dagli ultimi 12 miliardi di anni, le strutture imminenti potrebbero spingersi ancora più indietro nel tempo. Il giornale della squadra appare il 10 febbraio Giornale Astrofisico. Puoi anche leggere di più nel comunicato stampa di Southampton.

L'Università della Florida centrale affronterà l'Osservatorio di Arecibo

Parabola di 305 metri all'Osservatorio di Arecibo, il radiotelescopio più grande del mondo.
NAIC

A partire dal 22 febbraio, l'Università della Florida centrale (UCF) inizierà a rilevare il funzionamento e la gestione dell'Osservatorio di Arecibo a Porto Rico dalla National Science Foundation (NSF).

Arecibo è stata a lungo minacciata da carenze di finanziamenti e in autunno NSF ha annunciato piani per ridurre il finanziamento di Arecibo dagli attuali $ 8 milioni all'anno a $ 2 milioni all'anno nel 2022, cercando contemporaneamente fonti di finanziamento alternative. Ora, l'UCF fornirà supporto e personale tecnico per gestire l'osservatorio, la sua ricerca - comprese le osservazioni di asteroidi vicino alla Terra della NASA - e le attività educative associate. Gli astronomi dell'UCF riceveranno un po' di tempo dedicato sulla parabola radio e il tempo di osservazione sarà anche assegnato alla più ampia comunità astronomica. Maggiori informazioni nel comunicato stampa di NSF.


Buchi neri

Un buco nero è una regione dello spazio piena di così tanta materia che la sua stessa gravità impedisce a qualsiasi cosa di sfuggire e persino a un raggio di luce. Sebbene possiamo vedere un buco nero, il materiale intorno è visibile. Il materiale che cade in un buco nero forma un disco, simile a un vortice nello scarico di una vasca da bagno. La materia che vortica intorno a un buco nero si riscalda ed emette radiazioni che possono essere rilevate. Intorno a un buco nero stellare, questa materia è composta da gas. Intorno a un buco nero supermassiccio al centro di una galassia, il disco vorticoso è fatto non solo di gas ma anche di stelle.

Buchi neri stellari

I buchi neri stellari si formano quando il centro di una stella morente molto massiccia collassa su se stesso. Questo collasso può anche causare una supernova, o una stella che esplode, che fa esplodere le parti esterne della stella nello spazio. Se il nucleo rimanente dopo la supernova è molto massiccio, la gravità fa collassare completamente il nucleo in un buco nero con densità infinita. I buchi neri creati dalle supernove possono avere da cinque a 50 volte la massa del Sole.

Solo le stelle con masse molto grandi possono diventare buchi neri. Il nostro sole, ad esempio, non è abbastanza massiccio da diventare un buco nero. Tra cinque miliardi di anni, quando il Sole esaurirà il combustibile nucleare disponibile nel suo nucleo, finirà la sua vita come una nana bianca.

Gli strumenti ultravioletti di Hubble rilevano i venti di particelle provenienti dai dischi di accrescimento dai buchi neri di massa stellare. Quando la luce del disco si muove attraverso i venti, parte di essa viene assorbita dal materiale nel vento. I venti del disco si attivano quando un buco nero sta divorando materiale il più velocemente possibile. Queste abbuffate di solito si verificano nel giro di pochi mesi, a differenza dei buchi neri supermassicci, i cui pasti richiedono molto più tempo del corso di una vita umana. Le esclusive capacità ultraviolette di Hubble lo rendono uno strumento ideale per comprendere la materia che cade in un buco nero.

Buchi neri supermassicci

I buchi neri stellari sono minuscoli rispetto alle bestie che gli astronomi pensano si trovino al centro della maggior parte delle galassie. Questi buchi neri sono supermassicci e vanno da milioni a miliardi di volte la massa del nostro Sole.

Prima di Hubble, gli astronomi non avevano prove conclusive dell'esistenza di buchi neri supermassicci nell'universo. Grazie a Hubble e ad altri osservatori, ora sappiamo che i buchi neri supermassicci sono strettamente legati all'evoluzione delle galassie in cui risiedono. Questi buchi neri si sono formati contemporaneamente alle galassie ospiti. Si pensa che siano cresciuti dai semi delle prime stelle massicce.

Getti spettacolari sono alimentati dall'energia gravitazionale di un buco nero supermassiccio nel nucleo della galassia ellittica Hercules A. I getti sfrecciano nello spazio per milioni di trilioni di miglia. Crediti: NASA, ESA, S. Baum e C. O'Dea (RIT), R. Perley e W. Cotton (NRAO/AUI/NSF) e Hubble Heritage Team (STScI/AURA) COMUNICATO STAMPA: 2012-47 >

Quando gli astronomi hanno rivolto per la prima volta i radiotelescopi al cielo, hanno tracciato le sorgenti di onde radio verso alcuni tipici oggetti cosmici, inclusi i resti di supernove, galassie lontane e potenti aree di nascita delle stelle. Un particolare tipo di oggetto non sembrava altro che un punto luminoso, forse una stella. Ulteriori osservazioni hanno mostrato che questi oggetti erano estremamente lontani, il che significa che potevano trovarsi solo in galassie molto distanti. Si pensava che gli oggetti, chiamati quasar, fossero i centri incredibilmente luminosi di quelle lontane galassie.

Ora sappiamo che i quasar sono i piccoli ma intensamente luminosi, fari di luce bidirezionali prodotti e alimentati da buchi neri supermassicci al centro delle galassie. Il materiale galattico come gas, polvere e persino stelle, se posizionato troppo vicino a un buco nero, soccomberà alla sua implacabile forza di gravità e verrà trascinato all'interno. Mentre ciò accade, il materiale in caduta si allunga, si riscalda e accelera, creando enormi forze vicino all'orizzonte degli eventi, il punto di non ritorno dell'attrazione del buco nero. Queste forze producono potenti campi magnetici tortuosi che lanciano getti di materiale quasi alla velocità della luce e si estendono per migliaia o addirittura milioni di anni luce. Le forze intense creano forti radiazioni in tutto lo spettro, dai raggi gamma alle onde radio.

La distanza dai quasar è così grande e la loro dimensione effettiva così piccola &mdash circa la dimensione del nostro sistema solare &mdash che il solo fatto che possiamo vederli tramite il telescopio rende i quasar gli oggetti più luminosi che abbiamo scoperto nell'universo. In effetti, uno dei contributi di Hubble al mistero del quasar è stato quello di dimostrare con la sua alta risoluzione che in realtà c'era una galassia nascosta dietro il bagliore. Le osservazioni di Hubble hanno anche aiutato a determinare che questi brillanti centri galattici sono alimentati da buchi neri supermassicci.

Hubble ha trovato quasar nei centri delle galassie che si scontrano o si scontrano l'una con l'altra, così come nelle galassie ellittiche, che si pensa si siano sviluppate a seguito di molteplici fusioni galattiche. Queste interazioni possono aiutare a "nutrire" il buco nero supermassiccio e ad illuminare il quasar.

In che modo Hubble trova i buchi neri?

Molte delle prime osservazioni di Hubble hanno mostrato gli effetti dei buchi neri supermassicci sul loro ambiente galattico immediato. Nel 1990, poco dopo il lancio, Hubble ha ripreso un getto di 30.000 anni luce proveniente da una galassia nota per essere un prodigioso emettitore di luce radio. Con le osservazioni di Hubble, gli astronomi hanno avuto i dati di cui avevano bisogno per determinare che questi getti provengono da regioni molto piccole nei centri delle galassie e sono probabilmente alimentati da buchi neri supermassicci.

La buona risoluzione di Hubble e la capacità di vedere piccoli dettagli hanno contribuito a spingere ulteriormente la questione dei buchi neri supermassicci nel 1994, quando gli astronomi hanno preso gli spettri del gas al centro della galassia ellittica M87. Gli spettri, o la scomposizione della luce in colori componenti, possono fornire agli astronomi una grande quantità di informazioni sul gas, inclusa la sua velocità. Gli astronomi hanno notato che in M87 il gas centrale stava girando in un disco a velocità molto elevate attorno a un oggetto piccolo ma massiccio. L'unico tipo di oggetto che può essere così massiccio e tuttavia di dimensioni molto ridotte è un buco nero. Queste osservazioni di Hubble hanno contribuito a confermare quasi due secoli di teorie e congetture sull'esistenza dei buchi neri.

Lo Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), uno strumento installato su Hubble nel febbraio 1997, è il principale "cacciatore di buchi neri" del telescopio spaziale. Uno spettrografo utilizza prismi o reticoli di diffrazione per dividere la luce in ingresso nel suo schema arcobaleno. Ogni elemento interagisce con la luce in una firma arcobaleno unica. La posizione e la forza di quelle firme in uno spettro fornisce agli scienziati informazioni preziose, come la velocità con cui si muovono le stelle e il gas. STIS può prendere uno spettro di molti posti contemporaneamente attraverso il centro di una galassia. Con queste informazioni, è possibile calcolare la massa centrale attorno alla quale orbitano le stelle. Più veloci vanno le stelle, più massiccio deve essere l'oggetto centrale.

In che modo un buco nero supermassiccio influisce sulla sua galassia ospite?

Dalla ricchezza dei dati di Hubble, gli astronomi ora capiscono che i buchi neri possono avere profonde influenze sull'intera galassia. Ad esempio, i getti dei buchi neri supermassicci possono spingere enormi quantità di gas e polvere nello spazio intergalattico, liberando così la galassia dal combustibile tanto necessario per la formazione stellare in corso. O nel caso di un risultato del 2015 che utilizza le osservazioni di Hubble di grandi galassie ellittiche, i getti di buchi neri supermassicci possono regolare la formazione stellare in modo tale che continui, anche se a un ritmo più lento.

Forse il risultato più sorprendente delle osservazioni di Hubble è che i buchi neri supermassicci devono risiedere nella maggioranza, o addirittura in tutte, le galassie. Un tempo oggetto di speculazioni estreme, i buchi neri supermassicci sono ora considerati componenti integrali delle galassie e cruciali per lo studio di come le galassie si evolvono nel tempo.


Come fare qualcosa di stupendamente grande

Questa classe completamente nuova di buchi neri farebbe impallidire i supermassicci. Questi "buchi neri straordinariamente grandi" inizierebbero con un trilione di masse solari (10 volte più grandi dell'attuale più grande buco nero conosciuto) e potrebbero essere anche più grandi.

Comprensibilmente, questi mostri tra i mostri sarebbero rari. È difficile per il nostro universo fare cose grandi, perché devi incollare un mucchio di materiale e farlo sistemare e rimanere fermo, cosa che alla materia non piace molto fare.

Tuttavia, è teoricamente possibile che queste bestie esistano. E se li troviamo, aiuterebbe a spiegare quanti tipi di buchi neri si formano.

Il primo buco nero è apparso quando l'universo era molto giovane, aveva meno di un miliardo di anni. Nel corso degli eoni, si sono fusi, si sono nutriti e sono cresciuti fino a diventare buchi neri supermassicci, e forse buchi neri incredibilmente grandi. Ma c'è un limite alla velocità con cui possono crescere. Per crescere per fusioni, devono effettivamente incontrare e ingoiare altri buchi neri. Quindi, se non ci sono molti altri buchi neri in giro, le fusioni non accadranno molto frequentemente e questa non sarà una strada praticabile verso la grandezza.

D'altra parte, i buchi neri possono anche crescere nutrendosi di materiale. Ma quando il materiale cade verso l'orizzonte degli eventi (considerato il punto di non ritorno) di un buco nero, si comprime e si riscalda. Ciò rilascia radiazioni, che fuoriescono dalle regioni centrali vicino a un buco nero e impediscono la caduta di nuovo gas nel buco nero. La complessa fisica di cadere in un buco nero quindi imposta un limite superiore alla velocità con cui i buchi neri possono alimentarsi.

I più grandi buchi neri conosciuti rappresentano una sfida per le attuali conoscenze astrofisiche. È difficile inventare lo scenario di abbastanza fusioni e abbastanza gas per far crescere un minuscolo buco nero nell'universo primordiale nei mostri in agguato nei nuclei galattici.

Trovare un buco nero straordinariamente grande ci costringerebbe a prendere in considerazione nuove strade su come nascono i buchi neri. Forse il primo, e il più grande, buco nero non è derivato dalla morte di stelle massicce. Forse si sono formati direttamente dal collasso di nubi di gas o da processi esotici nell'universo primordiale. O qualcosa di ancora più strano.

Ecco perché la scoperta di un buco nero stupendamente grande sarebbe così eccitante: i teorici si fregherebbero le mani di gioia, pronti a escogitare una spiegazione per loro.


Quando i buchi neri si formano da una supernova hanno una velocità molto elevata? - Astronomia

L'idea di una stella di neutroni fu sviluppata nel 1939 quando furono fatti i calcoli di una stella composta esclusivamente da neutroni degeneri. Se la massa di una stella normale fosse compressa in un volume sufficientemente piccolo, i protoni e gli elettroni sarebbero costretti a combinarsi per formare neutroni. Ad esempio, una stella di 1,4 masse solari produrrebbe una stella di neutroni con un raggio di soli 10 km. Anche se questo oggetto avesse una temperatura superficiale di 50.000 K, ha un raggio così piccolo che la sua luminosità totale sarebbe un milione di volte più debole del Sole.

La dimensione estremamente piccola delle stelle di neutroni implica che ruotino molto velocemente, secondo la conservazione del momento angolare.

Se una supernova si verifica in un sistema binario, la stella compagna sopravviverà all'esplosione (anche se perderà alcuni dei suoi strati esterni). Una stella di neutroni rimarrà in orbita attorno alla stella secondaria. Man mano che la stella compagna si evolve per diventare una gigante rossa, il suo involucro si espanderà fino a un punto in cui potrebbe avvertire un'attrazione gravitazionale più forte da parte della stella di neutroni e il gas si spirerà sulla stella di neutroni.

Il gas che scorre verso la stella di neutroni forma uno spesso disco di materiale orbitante chiamato disco di accrescimento. Poiché il gas in caduta mantiene la direzione del moto orbitale del compagno, il flusso di materiale forma un disco rotante. L'attrito tra il gas nelle orbite vicine fa sì che il gas si sposti a spirale verso l'interno fino a quando non colpisce la superficie della stella di neutroni. Quando il gas a spirale si muove verso l'interno, l'energia gravitazionale viene rilasciata sotto forma di calore nel disco di accrescimento.

Il rilascio di energia è maggiore sul bordo interno del disco di accrescimento, dove le temperature possono raggiungere milioni di gradi. Se l'oggetto al centro è molto compatto, allora è disponibile una sorgente altamente energetica con solo un piccolo tasso di accrescimento. Questa regione sarà la fonte di forti raggi X e radiazioni UV, la firma di un sistema binario di raggi X come si vede in Puppisa mostrato di seguito.

Se il gas viene scaricato in grandi quantità dal disco di accrescimento alla stella di neutroni, l'energia non può essere rilasciata abbastanza velocemente e si accumulano pressioni tremende. La pressione può essere scaricata solo se il gas viene espulso e due potenti getti di gas caldi ad alta velocità si formano perpendicolarmente al disco di accrescimento.

Ogni stella ha un campo magnetico, solitamente molto debole. Tuttavia, quando un nucleo stellare viene compresso in una stella di neutroni durante l'esplosione di una supernova, anche il debole campo magnetico viene compresso. Quando le linee di campo si comprimono, il campo magnetico diventa molto potente. Un potente campo magnetico, combinato con la rapida rotazione, produrrà forti correnti elettriche sulla superficie della stella di neutroni.

Protoni ed elettroni sciolti vicino alla superficie della stella di neutroni verranno spazzati via e fluiranno lungo le linee del campo magnetico verso i poli magnetici nord e sud della stella di neutroni. L'asse magnetico della stella di neutroni non deve necessariamente essere allineato con l'asse di rotazione (come la Terra), possono essere inclinati l'uno dall'altro come mostrato di seguito.

Data la geometria degli hotspot ai poli magnetici, l'energia degli hotspot si diffonde nello spazio come un faro. Solo quando la Terra giace lungo l'asse della stella di neutroni l'energia viene rilevata come una serie di impulsi e l'oggetto viene chiamato pulsar.

Immagina di aggiungere massa a una stella di neutroni. All'aumentare della massa, anche l'attrazione gravitazionale e gli oggetti richiedono più energia per raggiungere la velocità di fuga. Quando la massa è sufficientemente alta da far sì che la velocità necessaria per fuggire sia maggiore della velocità della luce si dice che si è creato un buco nero.

Poiché le forze della materia non possono vincere la forza di gravità, tutta la massa di un buco nero si comprime all'infinito proprio nel centro, chiamato singolarità.

Un buco nero può avere qualsiasi dimensione. Si pensa che i buchi neri di massa stellare si formino da eventi di supernova e abbiano raggi di 5 km. I buchi neri supermassicci galattici nei nuclei di alcune galassie si formano nel tempo cannibalizzando le stelle o fondendo le galassie. Mini buchi neri formati nell'Universo primordiale (a causa di pressioni tremende) fino a masse di asteroidi con raggi delle dimensioni di granelli di sabbia.

L'immagine visiva di un buco nero è quella di una macchia scura nello spazio senza radiazioni emesse. Qualsiasi radiazione che cade sul buco nero non viene riflessa, ma piuttosto assorbita e la luce delle stelle da dietro il buco nero viene riflessa. Quindi, anche se nessuna radiazione sfugge a un buco nero, la sua massa può essere rilevata dalla deviazione della luce delle stelle.

Naturalmente se gli oggetti che cadono nel buco nero formano un disco di accrescimento, allora possiamo rilevare i raggi X dal gas in caduta. Questo è un buon metodo per trovare indirettamente buchi neri, come compagni di altre stelle. Un altro metodo è misurare le alte velocità delle stelle nelle vicinanze di un buco nero supermassiccio.


Un breve riassunto di quanto già discusso:

• Le stelle con ZAMS oltre 8 masse solari finiscono come stelle di neutroni poiché il loro nucleo è al di sopra della soglia di massa solare di 1,44. Sono troppo massicci perché la degenerazione elettronica possa fermare un ulteriore collasso.

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• Quando una stella massiccia di 40 masse solari subisce una supernova, la stella di proto-neutroni che si forma in questo punto è solo 2-2,5 masse solari. Questo è a t=0.

• Una stella ZAMS di 80 masse solari avrà una stella proto-neutroni di 2,5-2,8 masse solari, ma un buco nero

20 masse solari alla fine saranno il risultato.

• Il materiale stellare che non sfugge al pozzo gravitazionale della stella di proto-neutroni ricade per formare il buco nero.

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Quindi, per far girare la palla, discutiamo di una stella teorica con uno ZAMS di 12 masse solari. In teoria, questa stella avrà una vita abbastanza breve in quanto è piuttosto grande, finirà in una supernova e formerà una stella di neutroni, possibilmente intorno a 2 masse solari. Certo, non è mai così semplice! Ciò che accade in realtà è che questa stella di 12 masse solari avrebbe originariamente formato una stella di proto-neutroni più vicina a

1,6 masse solari. Dopo la supernova, parte del materiale non raggiunge mai la velocità di fuga richiesta e ricade sulla stella di proto-neutroni. Eccolo: una stella di proto-neutroni diventa una stella di neutroni a tutti gli effetti di

2 masse solari! Sul serio, non c'è una vera differenza tra loro (le due stelle di neutroni), solo modi per differenziarli. La stella di proto-neutroni si riferisce al nucleo degenerato al momento del collasso del nucleo.


Risolto il mistero della formazione del magnetar? Esplosioni di supernovae e rotazioni vertiginose in un sistema binario

Le magnetar sono i bizzarri resti superdensi delle esplosioni di supernova. Sono i magneti più potenti conosciuti nell'Universo, milioni di volte più potenti dei magneti più potenti sulla Terra. Un team di astronomi europei che utilizzano il Very Large Telescope (VLT) dell'ESO ora crede di aver trovato per la prima volta la stella partner di una magnetar. Questa scoperta aiuta a spiegare come si formano le magnetar - un enigma che risale a 35 anni fa - e perché questa particolare stella non è collassata in un buco nero come si aspetterebbero gli astronomi.

Quando una stella massiccia collassa sotto la sua stessa gravità durante l'esplosione di una supernova, forma una stella di neutroni o un buco nero. Le magnetar sono una forma insolita e molto esotica di stella di neutroni. Come tutti questi strani oggetti, sono minuscoli e straordinariamente densi - un cucchiaino di materiale di una stella di neutroni avrebbe una massa di circa un miliardo di tonnellate - ma hanno anche campi magnetici estremamente potenti. Le superfici magnetar rilasciano grandi quantità di raggi gamma quando subiscono un improvviso aggiustamento noto come starquake a causa delle enormi sollecitazioni nelle loro croste.

L'ammasso stellare Westerlund 1 [1], situato a 16.000 anni luce di distanza nella costellazione meridionale dell'Ara (l'Altare), ospita una delle due dozzine di magnetar conosciute nella Via Lattea. Si chiama CXOU J164710.2-455216 e ha molto sconcertato gli astronomi.

"Nel nostro lavoro precedente abbiamo mostrato che la magnetar nell'ammasso Westerlund 1 deve essere nata durante la morte esplosiva di una stella di circa 40 volte più massiccia del Sole. Ma questo presenta un problema, poiché si prevede che stelle di questa massa collassano per formare buchi neri dopo la loro morte, non stelle di neutroni. Non capivamo come potesse diventare una magnetar", afferma Simon Clark, autore principale dell'articolo che riporta questi risultati.

Gli astronomi hanno proposto una soluzione a questo mistero. Hanno suggerito che la magnetar si sia formata attraverso le interazioni di due stelle molto massicce che orbitano l'una intorno all'altra in un sistema binario così compatto da adattarsi all'orbita della Terra attorno al Sole. Ma, fino ad ora, nessuna stella compagna è stata rilevata nella posizione della magnetar a Westerlund 1, quindi gli astronomi hanno usato il VLT per cercarla in altre parti dell'ammasso. Hanno cercato stelle in fuga - oggetti che fuggono dall'ammasso ad alta velocità - che potrebbero essere stati espulsi dall'orbita dall'esplosione di una supernova che ha formato la magnetar. È stato scoperto che una stella, nota come Westerlund 1-5 [2], stava facendo proprio questo.

"Non solo questa stella ha l'alta velocità che ci si aspetta se si ritrae da un'esplosione di supernova, ma la combinazione della sua bassa massa, alta luminosità e composizione ricca di carbonio sembra impossibile da replicare in una singola stella: una prova inconfutabile che mostra deve essersi originariamente formato con un compagno binario", aggiunge Ben Ritchie (Open University), coautore del nuovo documento.

Questa scoperta ha permesso agli astronomi di ricostruire la storia della vita stellare che ha permesso la formazione della magnetar, al posto del previsto buco nero [3]. Nella prima fase di questo processo, la stella più massiccia della coppia inizia a esaurire il carburante, trasferendo i suoi strati esterni alla compagna meno massiccia - che è destinata a diventare la magnetar - facendola ruotare sempre più velocemente . Questa rapida rotazione sembra essere l'ingrediente essenziale nella formazione del campo magnetico ultra forte della magnetar.

Nella seconda fase, come risultato di questo trasferimento di massa, il compagno stesso diventa così massiccio che a sua volta perde una grande quantità della sua massa recentemente acquisita. Gran parte di questa massa viene persa, ma parte viene restituita alla stella originale che vediamo brillare ancora oggi come Westerlund 1-5.

"È questo processo di scambio di materiale che ha conferito la firma chimica unica a Westerlund 1-5 e ha permesso alla massa del suo compagno di ridursi a livelli abbastanza bassi da far nascere una magnetar invece di un buco nero - un gioco di passaggio stellare -il-pacco con conseguenze cosmiche!" conclude il membro del team Francisco Najarro (Centro de Astrobiología, Spagna).

Sembra che essere un componente di una stella doppia possa quindi essere un ingrediente essenziale nella ricetta per formare una magnetar. La rapida rotazione creata dal trasferimento di massa tra le due stelle sembra necessaria per generare il campo magnetico ultra forte e quindi una seconda fase di trasferimento di massa consente alla futura magnetar di dimagrire sufficientemente in modo da non collassare in un buco nero a il momento della sua morte.

[1] L'ammasso aperto Westerlund 1 è stato scoperto nel 1961 dall'Australia dall'astronomo svedese Bengt Westerlund, che in seguito si è trasferito da lì per diventare direttore dell'ESO in Cile (1970-74). Questo ammasso si trova dietro un'enorme nube interstellare di gas e polvere, che blocca la maggior parte della sua luce visibile. Il fattore di oscuramento è superiore a 100.000, ed è per questo che ci è voluto così tanto tempo per scoprire la vera natura di questo particolare ammasso.

Westerlund 1 è un laboratorio naturale unico per lo studio della fisica stellare estrema, che aiuta gli astronomi a scoprire come vivono e muoiono le stelle più massicce della Via Lattea. Dalle loro osservazioni, gli astronomi concludono che questo ammasso estremo contiene molto probabilmente non meno di 100.000 volte la massa del Sole, e tutte le sue stelle si trovano in una regione di meno di 6 anni luce. Westerlund 1 sembra quindi essere il giovane ammasso compatto più massiccio mai identificato nella galassia della Via Lattea.

Tutte le stelle finora analizzate in Westerlund 1 hanno masse almeno 30-40 volte quella del Sole. Poiché tali stelle hanno una vita piuttosto breve, astronomicamente parlando, Westerlund 1 deve essere molto giovane. Gli astronomi determinano un'età compresa tra 3,5 e 5 milioni di anni. Quindi, Westerlund 1 è chiaramente un ammasso appena nato nella nostra galassia.

[2] La designazione completa di questa stella è Cl* Westerlund 1 W 5.

[3] Man mano che le stelle invecchiano, le loro reazioni nucleari cambiano la loro composizione chimica: gli elementi che alimentano le reazioni si esauriscono ei prodotti delle reazioni si accumulano. Questa impronta chimica stellare è prima ricca di idrogeno e azoto ma povera di carbonio ed è solo molto tardi nella vita delle stelle che il carbonio aumenta, a quel punto l'idrogeno e l'azoto saranno gravemente ridotti - si pensa che sia impossibile per i singoli stelle per essere contemporaneamente ricche di idrogeno, azoto e carbonio, come lo è Westerlund 1-5.


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Radiazione di Hawking

Nonostante il fatto che nulla possa sfuggire dall'orizzonte degli eventi, i buchi neri emanano ancora una forma di radiazione dall'orizzonte degli eventi chiamata Radiazione di Hawking, attraverso il quale perdono energia nello spazio circostante. Euristicamente, questo processo si verifica quando le coppie particella/antiparticella vengono create vicino all'orizzonte degli eventi del buco nero, e una particella fugge dal buco nero mentre l'altra cade dentro. Questa spiegazione non è però matematicamente o fisicamente precisa.

Un buco nero creato da una stella in collasso impiegherebbe almeno 57 ordini di grandezza in più rispetto all'attuale età dell'universo perché il buco evapori completamente a causa dell'energia persa nella radiazione di Hawking. Tuttavia, buchi neri estremamente piccoli, come quelli che alcune persone temevano potessero essere creati nel Large Hadron Collider, possono esistere per periodi di tempo estremamente brevi prima di evaporare a causa della radiazione di Hawking.


Guarda il video: Universe Size Comparison 3D (Dicembre 2021).