Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Supernova de tip II

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Rămășița în expansiune a SN 1987A , o supernovă de tip II-P în Marele Nor Magellanic . NASA

O supernovă de tip II (sau supernovă nucleară care se prăbușește, din supernova engleză core-collapse ) este un tip de supernovă care se formează din prăbușirea internă și, prin urmare, explozia violentă a unei stele cu o masă mai mare de cel puțin 9 ori masa Soarele ( stea masivă ). [1]

Stelele masive, ca toate stelele, generează energie prin fuziunea nucleară a hidrogenului în heliu din nucleele lor. Cu toate acestea, spre deosebire de Soare, aceste stele, după ce au atins un stadiu avansat al ciclului lor de viață , nu se limitează la topirea heliului în carbon , ci, în virtutea masei lor suficient de mari, sunt capabile să efectueze cicluri de fuziune. carbon, duc la producerea de elemente din ce în ce mai grele. Produsul final al acestor cicluri de nucleosinteză este fierul -56, un izotop de fier cu o greutate atomică de 56 uma care, datorită cheltuielilor excesive de energie necesare pentru topirea acestuia, se acumulează inert în centrul stelei. [2]

Când miezul feros atinge și depășește o masă limită, numită limită Chandrasekhar și echivalentă cu 1,44 mase solare, suferă o implozie; nucleul prăbușit se încălzește, provocând o serie de reacții nucleare rapide care au ca rezultat formarea de neutroni și neutrini . Prăbușirea este oprită de diferite interacțiuni la scară mică între neutronii nou formați, care determină implozia să „sară”: se creează astfel o undă de șoc care determină ejecția violentă a straturilor exterioare ale stelei în spațiul înconjurător. Conform modelelor, aceasta ar fi secvența evenimentelor care duc la explozia unei supernove de tip II. [3]

Supernovele de tip II sunt clasificate în două subtipuri principale, în funcție de curba de lumină la care dau naștere: supernovele de tip II-L , care dau naștere unei curbe care arată o scădere constantă ( L ine) a luminozității odată cu înaintarea timpului și tipul II supernove -P, care dau naștere unei curbe care prezintă o aplatizare (P lateau, ceea ce indică o perioadă în care luminozitatea rămâne constantă) , urmată de o scădere luminozitate similară cu cea a supernovelor de tip tip L. in mod normal II arată prezența hidrogen în spectrele lor. Supernovele de tip II diferă de supernovele de tip Ib și Ic , care sunt, de asemenea, prăbușite nucleare, prin faptul că acestea din urmă derivă din stele masive fără stratul lor exterior de hidrogen (pentru tipul Ib) și heliu (pentru tipul Ib). Tip Ic); în consecință, spectrele lor apar lipsite de aceste elemente. [2]

Evoluția stelelor progenitoare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: evoluția stelară .
Diagrama „straturilor de ceapă” ale unei stele masive în etapele ulterioare ale vieții sale. (Nu la scară)

Stelele masive întreprind călătorii evolutive destul de complexe. În timp ce faza de secvență principală , în timpul căreia steaua fuzionează hidrogenul cu heliu, este comună tuturor stelelor, atât cele cu masă mică, cât și cea medie-mică, [4] și cele masive, fazele care urmează acestei faze de stabilitate lungă, precum și tipurile de reacții nucleare și elementele implicate în acestea, diferă în funcție de masa stelei. De fapt, în timp ce stelele de masă mică și medie, în fazele care urmează secvenței principale, fuzionează hidrogenul într-o coajă mai externă miezului de heliu și, numai dacă masa este suficientă, pot topi heliu în carbon și oxigen , [5] stelele masive, odată ce fuziunea heliului în carbon este completă, ating, în nucleele lor, condițiile de temperatură și presiune necesare pentru a face fuziunea acestora din urmă în elemente mai grele: oxigen, neon , siliciu și sulf .

În aceste stele nucleosinteza mai multor elemente poate avea loc simultan într-un nucleu care pare a fi stratificat; această structură este comparată de mulți astrofizicieni cu straturile concentrice ale unei cepe . [6] În fiecare înveliș are loc fuziunea unui element diferit: cel mai exterior topește hidrogenul în heliu, cel imediat de mai jos topește heliul în carbon și așa mai departe, la temperaturi și presiuni tot mai mari pe măsură ce procedați spre centru. [7] Prăbușirea fiecărui strat este în mod substanțial evitată de presiunea de căldură și radiație a stratului subiacent, unde reacțiile se desfășoară cu o viteză mai intensă. Produsele finale ale nucleosintezei sunt nichelul-56 ( 56 Ni) și cobalt-56 ( 56 Co), rezultatul fuziunii siliciului, care se finalizează în câteva zile. [2] [5] [8] Aceste două elemente se descompun rapid la fier-56 ( 56 Fe). [9]

Factorul limitativ al procesului de fuziune nucleară este cantitatea de energie care este eliberată în timp ce este în desfășurare, care depinde de energia de legare care menține nucleii atomici coeziți. Fiecare etapă succesivă a procesului produce nuclee din ce în ce mai grele, a căror fuziune eliberează progresiv o energie din ce în ce mai mică. Deoarece nucleele de fier și nichel posedă o energie de legare net superioară celei a oricărui alt element, [9] fuziunea lor, mai degrabă decât a fi un proces exoterm (care produce și emite energie), este puternic endotermă (adică necesită și consumă energie ). [5]

Tabelul de mai jos arată timpul necesar unei stele de 25 de ori mai mare decât soarele pentru a-și topi combustibilul nuclear. Este o stea de clasa O , cu o rază de 10 ori mai mare decât a Soarelui și o strălucire de 80.000 de ori mai mare decât a stelei noastre . [2]

Proces Combustibil principal Principalele produse Parametrii fizici
Temperatura
nucleu ( K )
Densitate
(g / cm 3 )
Durată
Ciclul CNO și lanțul proton-proton hidrogen heliu 7 × 10 7 10 10 7 ani
proces alfa trei heliu carbon , oxigen 2 × 10 8 2000 10 6 ani
fuziunea carbonului carbon Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 10 3 ani
fuziunea neonului neon O , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 ani
fuziunea oxigenului oxigen Da , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 ani
fuziunea siliciului siliciu 56 Ni , 56 Co (descompunere la 56 Fe ) 2,5 × 10 9 10 8 5 zile

Prăbușirea nucleului

Fazele prăbușirii gravitaționale a miezului unei stele masive.
În interiorul unei stele masive într-un stadiu evolutiv avansat (a), fuziunea nucleară se încheie cu sinteza fierului, care, depunându-se în centrul stelei, formează un nucleu inert (b) care într-un timp scurt atinge masa limită de Chandrasekhar, începând să se prăbușească. Materia din partea interioară a nucleului degenerează în neutroni și emite neutrini (c), provocând o revenire a materiei (d) care dă naștere unei unde de șoc (în roșu). Frontul șocului tinde inițial să încetinească (e), dar este revigorat de procese care includ interacțiuni între neutrini. Unda mătură straturile care înconjoară nucleul (f), lăsând doar un reziduu de materie degenerată: o stea compactă (stea de neutroni sau gaură neagră în funcție de masa sa).

Fierul-56, care nu poate fi folosit pentru fuziunea nucleară, se acumulează inert în centrul stelei. În ciuda faptului că este supus unor solicitări gravitaționale foarte mari, nucleul nu se prăbușește din cauza presiunii electronilor degenerați , o stare în care materia este atât de densă încât compactarea sa ulterioară ar necesita ca toți electronii să ocupe același nivel de energie . Cu toate acestea, conform principiului excluderii Pauli , același nivel de energie poate fi ocupat doar de o pereche de fermioni identici cu rotire opusă; în consecință, electronii tind să se respingă reciproc, contracarând astfel colapsul gravitațional. [10]

Când masa nucleului feros atinge și depășește limita Chandrasekhar , presiunea electronilor degenerați nu mai este capabilă să contracareze gravitația și nucleul suferă un colaps catastrofal; [11] partea exterioară a miezului, în timpul fazei de prăbușire, atinge viteze de ordinul a 70.000 km / s, egale cu 23% din viteza luminii . [12] Nucleul care se micșorează rapid se încălzește, producând fotoni gamma cu energie ridicată care descompun nucleii de fier în nucleu liber de heliu și neutroni printr-un proces cunoscut sub numele de fotodisintegrare . Pe măsură ce densitatea nucleului crește, crește și probabilitatea ca electronii și protonii să fuzioneze împreună (printr-un fenomen cunoscut sub numele de captare electronică ), producând mai mulți neutroni electronici și neutrini . Deoarece acestea din urmă interacționează rar cu materia normală, acestea scapă din nucleu, transportând energie cu ele și accelerând prăbușirea, care se desfășoară într-o scară de timp de câteva milisecunde. De îndată ce nucleul a atins un nivel de contracție, astfel încât să sufere o detașare de straturile imediat exterioare acestuia, acestea din urmă absorb o parte din neutrinii produși, declanșând explozia supernei. [13]

Prăbușirea nucleului este oprită de o serie de interacțiuni respingătoare la scară mică, cum ar fi interacțiunea puternică , care au loc între neutroni; în acest moment, problema, căzând spre centrul stelei, „sare”, producând o undă de șoc care se propagă spre exterior. Energia transportată de val degradează elementele grele prezente în nucleu, dar în acest fel pierde energie, ajungând să se oprească lângă partea exterioară a nucleului. [12]

Noul nucleu de neutroni nou format are o temperatură inițială de aproximativ 100 de miliarde de kelvini, de 10 5 ori temperatura de bază a Soarelui. Cea mai mare parte a acestei mari energii termice trebuie dispersată pentru a se forma o stea neutronică stabilă; procesul de dispersie a energiei termice este însoțit de o emisiune suplimentară de neutrini. [14] Acești neutrini, caracterizați prin arome diferite și cuplați de antiparticulele lor respective, antineutrinii , sunt formați într-un număr mult mai mare decât neutrinii formați prin captarea electronilor. [15] Cele două mecanisme de producere a neutrinilor permit dispersarea energiei potențiale gravitaționale a colapsului prin eliberarea unui flux de neutrini cu o energie de aproximativ 10 46 jouli (100 foe ) într-un interval de timp de aproximativ zece secunde. [16] Printr-un proces care nu este încă pe deplin înțeles, aproximativ 10 44 jouli (1 dușman) sunt reabsorbiți de frontul de undă blocat, provocând o explozie. [12]

Neutrinii produși de o supernovă au fost urmăriți pentru prima dată când a explodat Supernova 1987 A , ceea ce i-a determinat pe astronomi să concluzioneze asupra validității subiacente a modelului de colaps gravitațional al nucleului. [14]

Explozia unei supernove lasă ca reziduuri, pe lângă un rest nebulos , un reziduu de materie degenerată : steaua compactă . În funcție de masa inițială a stelei (posibil fără a lua în considerare intensitatea exploziei și cantitatea de materie evacuată în spațiu ) se pot forma două reziduuri diferite: dacă steaua progenitoare are o masă mai mică de 20 de mase solare , formează o stea de neutroni ; [12] dacă, pe de altă parte, masa este mai mare decât acest plafon maxim, prăbușirea gravitațională duce nucleul la atingerea dimensiunii razei Schwarzschild , formând o gaură neagră . [5] [17] Limita teoretică a masei pentru acest tip de prăbușire nucleară este stabilită la aproximativ 40-50 de mase solare; deasupra acestui acoperiș se crede că o stea se prăbușește direct într-o gaură neagră fără a provoca o explozie de supernovă [18], deși incertitudinile în modelele prăbușirii nucleare ale unei supernove fac calcularea acestor limite încă destul de incertă.

Modele teoretice

Energiile atinse de particule în acceleratorii de particule (în fotografie, Geneva LHC ) sunt mult mai mari decât cele găsite în supernove, dar aceste experimente implică numai particule simple care interacționează cu alte particule unice.

Modelul standard , în fizica particulelor , este o teorie care descrie trei dintre cele patru interacțiuni fundamentale dintre particulele elementare care alcătuiesc materia; teoria permite formularea de ipoteze care permit predeterminarea modalităților de interacțiune a particulelor în diferite condiții. Energia posedată de orice particulă dintr-o supernovă este în mod normal între 1 și 100 pJ (picojoule, 10 −12 J, echivalent cu aproximativ zece sute de MeV ). [19] Energia particulelor implicate într-o explozie de supernovă este suficient de mică pentru a sugera corectitudinea de bază a modelelor formulate din modelul standard; cu toate acestea, densitățile foarte mari ale acestui proces ar putea determina fizicienii să facă unele corecții. [20] În special, acceleratoarele de particule situate pe Pământ sunt capabile să producă interacțiuni între particule cu energii mult mai mari (de ordinul TeV ) decât cele găsite între particulele din supernove, [21] dar trebuie avut în vedere faptul că aceste experimente se referă la particule simple care interacționează cu alte particule simple; prin urmare, este probabil ca densitățile mari din supernove să producă efecte neobișnuite. Interacțiunile dintre neutrini și alte particule din supernovă au loc datorită forței nucleare slabe , a căror origine pare bine înțeleasă; cu toate acestea, interacțiunile dintre protoni și neutroni implică forța nucleară puternică , ale cărei cauze nu sunt încă bine înțelese. [22]

Principala întrebare nerezolvată este cum fluxul de neutrini își transferă energia către restul stelei prin producerea undelor de șoc care o determină să explodeze. Se știe că doar 1% din energia acestor particule trebuie transferată pentru a provoca explozia, dar explicarea modului în care acest 1% este transferat a cauzat destul de multe dificultăți astrofizicienilor, deși se crede că interacțiunile dintre particulele din joc sunt bine cunoscute. În anii 1990 , un model a luat în considerare răsturnarea convectivă , care presupune că convecția , atât a neutrinilor din interior, cât și a materialului care cade din exterior, finalizează procesul de distrugere a stelei, lăsând neutrinilor șansa de a scăpa de stea. În această fază, elementele mai grele decât fierul sunt sintetizate prin captarea neutronilor, datorită presiunii neutrinilor de la limitele așa-numitei „neutrinosfere”, care difuzează în cele din urmă o nebuloasă de gaz și praf mai bogată în elemente grele decât steaua originală în spațiul înconjurător.[23]

Fizica neutrino, modelată după modelul standard, joacă un rol crucial în înțelegerea acestui proces; [20] Un alt câmp de studiu foarte important este hidrodinamica plasmei care constituie steaua pe moarte: înțelegerea comportamentului acesteia în timpul prăbușirii nucleului ne permite să determinăm când și cum se formează unda de șoc și când și cum intră blocat și s-a revigorat, dând astfel naștere exploziei stelei. [24] Simulările pe computer au calculat cu succes comportamentul supernovelor de tip II atunci când se formează unda de șoc. Ignorând prima secundă a exploziei și presupunând că a început efectiv, astrofizicienii au putut formula teorii detaliate despre modul în care au fost sintetizate elementele grele și ce aspect ar fi fost asumat de curba de lumină a exploziei. [25] [26] [27]

Curbele și spectrele neobișnuite ale luminii

Curba de lumină a unei supernove de tip II-L (linie punctată) suprapusă pe curba unei supernove de tip II-P. Graficul consideră luminozitatea supernovei (în raport cu luminozitatea solară ) în funcție de timp.

Analiza spectrului unei supernove tip II arată de obicei seria Balmer de hidrogen ionizat; și tocmai prezența acestor linii discriminează între o supernovă din această categorie și o supernovă de tip Ia .

Corelând strălucirea unei supernove de tip II cu o perioadă de timp, curba de lumină rezultată arată un vârf caracteristic urmat de un declin cu o rată medie de 0,008 magnitudini pe zi - o rată mai mică decât cea a supernovelor de tip Ia. Supernovele de tip II sunt împărțite în două clase, în funcție de aspectul curbei luminii: supernovele de tip II-L și supernovele de tip II-P. Curba de lumină a unei supernove tip II-L arată o scădere constantă ( L ine) a luminozității după vârf; curba unei supernove de tip II-P arată în schimb o aplatizare caracteristică (în jargonul P lateau) în timpul fazei de declin, care reprezintă o perioadă în care luminozitatea rămâne constantă sau scade într-un mod extrem de mai lent: de fapt, comparând declinul Se poate observa că o supernova II-P este considerabil mai mică (aproximativ 0,0075 magnitudini / zi) decât cea de tip II-L (0,012 magnitudini / zi). [28]

Diferența dintre aspectul grafic dintre cele două tipuri de supernove s-ar datora faptului că, în cazul supernovelor II-L, cea mai mare parte a stratului de hidrogen al stelei progenitoare este expulzată, [28] în timp ce platoul de tip II - P s-ar datora unei modificări a opacității față de radiația stratului exterior: undele de șoc ionizează hidrogenul stratului exterior, provocând o creștere considerabilă a opacității care împiedică evacuarea imediată a fotonilor din partea cea mai internă a exploziei. Numai când centura de hidrogen se răcește suficient pentru a permite recombinarea atomilor neutri, stratul devine transparent lăsând să treacă fotonii. [29]

Supernove de tip IIn și IIb

Colaj de imagini preluate de telescoapele Hubble , Spitzer și Chandra ale rămășiței supernova Cassiopeia A.

Există supernove de tip II caracterizate prin spectre neobișnuite; acestea includ supernove de tip IIn și IIb.

Supernovele de tip IIn au spectre cu linii de emisie de hidrogen de grosime medie sau subțire („n” înseamnă îngust , ceea ce în engleză înseamnă îngust ). [30] [31] Este posibil ca stelele progenitoare din această clasă de SN să fie variabile albastru strălucitor înconjurate de un înveliș vizibil de gaz, rezultatul pierderii masive de masă datorită vântului stelar pe care l- au întâlnit aceste stele; modelele matematice indică, în cazul spectrelor cu linii H de grosime medie, că materialul ejectat cu deflagrația stabilește interacțiuni puternice cu gazele învelișului care înconjoară steaua explodată. [32] Unele exemple de supernove de tip IIn sunt SN 2005gl și SN 2006gy . [33]

Pe de altă parte, supernovele de tip IIb au caracteristici intermediare cu cele ale supernovelor de tip Ib : prezintă linii de hidrogen slabe în porțiunea inițială a spectrului, motiv pentru care sunt clasificate ca SN tip II, dar curba lor de lumină prezintă, după vârful inițial, un al doilea vârf, care le asimilează supernovelor de tip Ib. Se crede că stelele progenitoare ar putea fi supergigante care și-au pierdut o mare parte din stratul lor exterior de hidrogen ca urmare a interacțiunilor de maree cu o altă stea dintr-un sistem binar , lăsând nucleul aproape neacoperit. [34] Pe măsură ce materialul evacuat din supernova IIb se extinde, stratul de hidrogen rezidual devine rapid mai transparent, dezvăluind straturile mai adânci. [34] Cel mai tipic exemplu de SN de tip IIb este SN 1993J , [34] [35] [36] în timp ce s-ar părea că și Cassiopeia A aparține acestei clase. [37]

Prăbușirea unei stele supermasive într-o gaură neagră și formarea unei raze gamma au izbucnit din avioanele relativiste.

Colapsar și hipernovă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Collapsar și Ipernova .

Prăbușirea nucleară a stelelor foarte masive nu poate fi oprită în niciun fel: de fapt, interacțiunile respingătoare neutron-neutron sunt capabile să mențină un obiect care nu are o masă mai mare decât limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff de aproximativ 3,8 mase solare. [38] Peste această limită nucleul se prăbușește pentru a forma direct o gaură neagră stelară , [18] producând probabil o explozie (încă teoretică) de hipernovă .

În mecanismul propus pentru acest fenomen, cunoscut sub numele de colapsar , două jeturi de plasmă extrem de energice ( jeturi relativiste ) sunt emise din polii stelei la viteze apropiate de cea a luminii; jeturile emit o cantitate mare de radiații de mare energie, în special raze gamma . Emisia de jeturi relativiste de la prăbușirea unei stele într-o gaură neagră este una dintre explicațiile posibile pentru formarea exploziilor de raze gamma , a căror etiologie este încă aproape total necunoscută. [39]

Notă

  1. ^ Gerry Gilmore, The Short Spectacular Life of a Superstar , în Știință , vol. 304, nr. 5697, 2004, pp. 1915–1916, DOI : 10.1126 / știință . 1100370 , PMID 15218132 . Adus 01.05.2007 .
  2. ^ a b c d Stan Woosley, Hans-Thomas Janka, The Physics of Core-Collapse Supernovae ( PDF ), în Nature Physics , voi. 1, nr. 3, decembrie 2005, pp. 147–154, DOI 10.1038 / nphys172.
  3. ^ Introducere în Supernova Remnants , la heasarc.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard / SAO, 7 septembrie 2006. Accesat la 1 mai 2007 .
  4. ^ Prin stele cu masă mică, înțelegem acele stele a căror masă nu depășește 0,5 mase solare; stelele cu masă medie , pe de altă parte, nu depășesc 9 mase solare.
  5. ^ a b c d Gary Hinshaw, Viața și moartea stelelor , la map.gsfc.nasa.gov , Misiunea WMAP NASA, 23 august 2006. Adus 1 septembrie 2006 .
  6. ^ Supernovae , pe archive.oapd.inaf.it , INAF - Universitatea din Padova. Adus la 27 iunie 2016 (arhivat din original la 21 august 2016) .
  7. ^ SE Woosley, A. Heger, TA Weaver, Evoluția și explozia stelelor masive , în Reviews of Modern Physics , vol. 74, nr. 4, 2002, pp. 1015-1071.
  8. ^ Michael Richmond, Etapele târzii ale evoluției pentru stelele cu masă mică , pe spiff.rit.edu , Institutul de Tehnologie Rochester. Adus la 4 august 2006 .
  9. ^ a b MP Fewell, Nuclidul atomic cu cea mai mare energie medie de legare , în American Journal of Physics , vol. 63, nr. 7, 1995, pp. 653–658, DOI : 10.1119 / 1.17828 . Adus la 1 februarie 2007 .
  10. ^ Lillian H. Hoddeson, G. Baym, The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28 , în Proceedings of the Royal Society of London, Seria A, Mathematical and Physical Sciences , vol. 371, 10 iunie 1980, pp. 8-23.
  11. ^ EH Lieb, H.-T. Yau, O examinare riguroasă a teoriei Chandrasekhar a colapsului stelar , în Astrophysical Journal , vol. 323, n. 1, 1987, pp. 140-144, DOI : 10.1086 / 165813 . Adus la 1 februarie 2007 .
  12. ^ A b c d CL Fryer, New KCB, Gravitational Waves from Gravitational Collapse , of relativity.livingreviews.org, Max Planck Institute for Gravitational Physics, 24 ianuarie 2006. Accesat la 14 decembrie 2006 (depus de „url original 13 decembrie 2006) ) .
  13. ^ T. Hayakawa, N. Iwamoto, T. Kajino, T. Shizuma, H. Umeda, K. Nomoto, Principiul universalității nucleozintezei proceselor gamma în explozii de supernova core-colaps , în The Astrophysical Journal , vol. 648, 2006, pp. L47 - L50, DOI : 10.1086 / 507703 .
  14. ^ a b Alfred K. Mann, Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A , New York, WH Freeman, 1997, p. 122, ISBN 0-7167-3097-9 (arhivat din original la 5 mai 2008) .
  15. ^(EN) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life-The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  16. ^ S. Barwick, J. Beacom și colab. , APS Neutrino Study: Report of Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group ( PDF ), aps.org , American Physical Society, 29 octombrie 2004. Accesat la 12 decembrie 2006 .
  17. ^ Chris L. Michael, Black Hole Formation from Stellar Collapse , în Classical and Quantum Gravity , vol. 20, nr. 10, 2003, pp. S73 - S80, DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 20/10/309 . Adus la 1 februarie 2007 .
  18. ^ a b Chris L. Fryer, Mass Limits For Black Hole Formation , în The Astrophysical Journal , vol. 522, nr. 1, 1999, pp. 413–418, DOI : 10.1086 / 307647 . Adus la 1 februarie 2007 .
  19. ^ RG Izzard, E. Ramirez-Ruiz, CA Tout, Ratele de formare a supernovelor de colaps de miez și a exploziilor de raze gamma , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 348, nr. 4, 2004, p. 1215, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07436.x .
  20. ^ a b M. Rampp, R. Buras, H.-Th. Janka, G. Raffelt, Simulare de supernovă Core-collapse: Variations of the input physics , Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics" , Castelul Ringberg, Tegernsee, Germania, 11-16 februarie 2002, pp. 119–125. Adus 14.12.2006 .
  21. ^ Colaborarea OPAL; K. Ackerstaff și colab. , Testele modelului standard și constrângerile asupra noii fizici din măsurătorile producției de perechi de fermiuni la 189 GeV la LEP. , în The European Physical Journal C , vol. 2, 1998, pp. 441–472, DOI : 10.1007 / s100529800851 . Adus la 18 martie 2007 (arhivat din original la 21 martie 2007) .
  22. ^ Premiul Nobel pentru fizică 2004 , pe nobelprize.org , Fundația Nobel, 5 aprilie 2004. Accesat la 30 mai 2007 (arhivat din original la 30 octombrie 2011) .
  23. ^ Stover Dawn, Life In A Bubble , în Popular Science , vol. 269, nr. 6, 2006, p. 16.
  24. ^ H.-Th. Janka, K. Langanke, A. Marek, G. Martinez-Pinedo, B. Mueller, Theory of Core-Collapse Supernovae , în Bethe Centennial Volume of Physics Reports , 2006. Accesat la 1 februarie 2007 .
  25. ^ SI Blinnikov, FK Röpke, EI Sorokina, M. Gieseler, M. Reinecke, C. Travaglio, W. Hillebrandt, M. Stritzinger, Curbe de lumină teoretice pentru modele de deflagrație de supernova de tip Ia , în Astronomie și Astrofizică , vol. 453, n. 1, 2006, pp. 229-240, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20054594 . Adus la 1 februarie 2007 .
  26. ^ Timothy R. Young, A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores [ link rupt ] , în Jurnalul Astrofizic , vol. 617, nr. 2, 2004, pp. 1233-1250, DOI : 10.1086 / 425675 . Adus 17-09-2008 .
  27. ^ A. Heger, T. Rauscher, RD Hoffman, SE Woosley, Nucleosynthesis in Massive Stars Using Extended Adaptive Nuclear Reaction Networks , AIP Conference Proceedings , vol. 561, Tours, Francia, American Institute of Physics, 4-7 settembre 2000, p. 44, ISBN 1-56396-996-3 . URL consultato il 13 dicembre 2006 .
  28. ^ a b JB Doggett, D. Branch, A Comparative Study of Supernova Light Curves , in Astronomical Journal , vol. 90, 1985, pp. 2303–2311, DOI : 10.1086/113934 . URL consultato il 1º febbraio 2007 .
  29. ^ Type II Supernova Light Curves , su cosmos.swin.edu.au , Swinburne University of Technology. URL consultato il 17 marzo 2007 .
  30. ^ AV Filippenko, Optical Spectra of Supernovae , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 35, 1997, pp. 309–330, DOI : 10.1146/annurev.astro.35.1.309 . URL consultato il 4 gennaio 2011 .
  31. ^ A. Pastorello, M. Turatto, S. Benetti, et al , The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 333, n. 1, giugno 2002, pp. 27–38, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . URL consultato il 1º febbraio 2007 .
  32. ^ M. Kiewe, A. Gal-Yam, I. Arcavi et al , Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars , su arxiv.org , 2010. URL consultato il 4 gennaio 2011 .
  33. ^ N. Smith, R. Chornock, JM Silverman, AV Filippenko, RJ Foley, Spectral evolution of the extraordinary Type IIn Supernova 2006gy , in The Astrophysical Journal , vol. 709, febbraio 2010, p. 856, DOI : 10.1088/0004-637X/709/2/856 . URL consultato il 4 gennaio 2011 .
  34. ^ a b c VP Utrobin, Nonthermal ionization and excitation in Type IIb Supernova 1993J , in Astronomy and Astrophysics , vol. 306, 1996, pp. 219–231, DOI : 10.1038/306219a0 . URL consultato il 1º febbraio 2007 .
  35. ^ K. Nomoto, T. Suzuki, T. Shigeyama, S. Kumagai, H. Yamaoka, H. Saio, A type IIb model for supernova 1993J , in Nature , vol. 364, agosto 1993, p. 507, DOI : 10.1038/364507a0 . URL consultato il 4 gennaio 2011 .
  36. ^ Type IIb Supernovae with compact and extended progenitors , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 711, marzo 2010, pp. L40-L43, DOI : 10.1088/2041-8205/711/1/L40 . URL consultato il 4 gennaio 2011 .
  37. ^ O. Krause, S. Birkmann, T. Usuda, et al , The Cassiopeia A supernova was of type IIb , in Science , vol. 320, n. 5880, maggio 2008, pp. 1195–1197, DOI : 10.1126/science.1155788 . URL consultato il 4 gennaio 2010 .
  38. ^ I. Bombaci, The maximum mass of a neutron star , in Astronomy and Astrophysics , vol. 305, 1996, pp. 871–877. URL consultato il 1º febbraio 2007 .
  39. ^ Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked , European Southern Observatory (ESO), 18 giugno 2003. URL consultato il 27 giugno 2016 .

Bibliografia

  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • ( EN ) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pagine 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) Martin Mobberley, Supernovae and How to Observe Them , New York, Springer, 2007, pagine 209, ISBN 0-387-35257-0 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 16 agosto 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue