Supernova

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Supernova (dezambiguizare) .
Video instructiv NASA despre supernove
SN 2007ck și SN 2007co, două supernove din aceeași galaxie .
O imagine a rămășiței de supernovă SN 1604 . Suprapune diferite imagini ale obiectului la diferite lungimi de undă : raze X , infraroșu , vizibile .

O supernova (plural supernova, în latină supernove [1] [2] ; prescurtat SN sau SNE) este o stelare explozie , care este mai energic decât cea a unei nove . Supernovele sunt foarte strălucitoare și provoacă o emisie de radiații care poate depăși, pentru perioade scurte de timp, cea a unei galaxii întregi.

Pe o perioadă de timp care poate varia de la câteva săptămâni la câteva luni, o supernovă emite atâta energie pe cât se așteaptă Soarele să o emită pe întreaga sa existență și, timp de aproximativ cincisprezece secunde, atinge o temperatură de o sută de miliarde de Kelvin, dar pentru ca acest lucru să se întâmple, steaua trebuie să aibă o masă de cel puțin nouă ori mai mare decât cea a Soarelui nostru [3] . Explozia expulză majoritatea sau tot materialul care alcătuiește steaua [4] la viteze care pot atinge 30.000 km / s (10% din viteza luminii ), producând o undă de șoc [5] care se răspândește în mediul interstelar . Acest lucru are ca rezultat o bulă de gaz în expansiune, numită rest de supernova .

Termenul nova , care înseamnă „nou” în latină , se referă la ceea ce pare a fi o nouă stea strălucitoare pe cer . Prefixul „super-” distinge supernove de nouă obișnuite, care sunt mult mai puțin strălucitoare. Cuvântul supernova a fost folosit pentru prima dată de Walter Baade și Fritz Zwicky în 1931 [6] . Supernovele pot fi declanșate în două moduri: fie prin restabilirea bruscă a proceselor de fuziune nucleară într-o stea degenerată, fie prin prăbușirea nucleului unei stele masive.

Deși nu a fost observată nicio supernovă în Calea Lactee de la SN 1604 , rămășițele existente de supernovă indică faptul că evenimentele de acest tip apar în medie de aproximativ trei ori în fiecare secol în galaxia noastră [7] . Acestea joacă un rol semnificativ în îmbogățirea mediului interstelar cu elemente chimice grele [8] . Mai mult, bula de gaz în expansiune creată de explozie poate duce la formarea de noi stele [9] [10] [11] .

Istoria observațiilor

Nebuloasa Crab este nebuloasa asociată cu supernova SN 1054 .

Interesul lui Hipparchus al Niceei pentru stelele fixe ar fi putut fi inspirat din observarea unei supernove, cel puțin conform rapoartelor lui Pliniu cel Bătrân [12] . Prima înregistrare scrisă a unei supernove este despre SN 185 , care a fost observată de astronomii chinezi în 185 d.Hr. Cea mai strălucitoare supernovă cunoscută este SN 1006 , care a fost descrisă în detaliu de astronomii chinezi și islamici [13] . Supernova SN 1054 , de asemenea observată îndeaproape, a dus la Nebuloasa Crabului . Supernovele SN 1572 și SN 1604 , ultimele observate în Calea Lactee, au avut un impact notabil asupra dezvoltării teoriilor astronomice din Europa deoarece au dovedit că ideea aristotelică conform căreia cerul înstelat era ceva imuabil era incorectă [14] . Giovanni Kepler a început să observe SN 1604 la 17 octombrie 1604 [15] : a fost a doua supernovă observabilă în timpul generației sale, după ce SN 1572 a fost observată de Tycho Brahe în direcția constelației Cassiopeia [12] . După îmbunătățirea tehnicilor de construcție a telescopului , supernove aparținând altor galaxii au început să fie observate, începând din 1885 , când S Andromedae a fost observat în galaxia Andromeda .

Numele de super-nova a fost folosit pentru prima dată în 1931 de Walter Baade și Fritz Zwicky în timpul unei prelegeri susținute la Caltech și apoi în 1933 la un congres al American Physical Society [6] . În 1938 cratima a fost abandonată și numele modern a început să fie folosit [16] . Deoarece supernove sunt evenimente relativ rare, chiar și într-o întreagă galaxie (de exemplu în Calea Lactee este nevoie de una aproximativ la fiecare 30 de ani [7] ), pentru a colecta un număr suficient de mare de probe este necesar să se monitorizeze un număr mare de galaxii.

O supernova nu poate fi prezisă cu o precizie suficientă. De obicei, până când sunt descoperite, explozia este deja în curs [17] . Multe dintre interesele științifice pe care le dețin supernove - de exemplu, ca lumânări standard la distanță - necesită respectarea luminozității maxime. Prin urmare, este important să începeți să observați supernova înainte ca aceasta să atingă vârful. Astronomii neprofesioniști , fiind mult mai numeroși decât cei profesioniști, joacă un rol important în descoperirea timpurie a supernovelor, în special prin observarea galaxiilor din apropiere folosind telescoape optice și prin compararea acestora cu imaginile anterioare [18] .

Spre sfârșitul secolului al XX-lea , astronomii au început să folosească tot mai mult telescoape controlate de computer și CCD-uri pentru a detecta supernove. În timp ce aceste sisteme sunt populare pentru astronomii amatori, există și instalații profesionale, cum ar fi Telescopul automat de imagistică Katzman [19] . Sistemul de avertizare timpurie a supernovelor (SNEWS) este, în schimb, o rețea de detectoare de neutrini concepute pentru a oferi o avertizare timpurie a unei supernove din galaxia noastră [20] [21] . Neutrinii sunt particule subatomice care sunt produse masiv în timpul exploziei unei supernove [22] și care, neavând interacțiuni semnificative cu mediul interstelar , ajung pe Pământ în cantități mari.

Descoperiri științifice

Câteva studii timpurii despre ceea ce atunci se credea a fi pur și simplu o nouă categorie de novae au fost efectuate în anii 1930 de Walter Baade și Fritz Zwicky la Observatorul Mount Wilson [23] . Astronomii americani Rudolph Minkowski și Fritz Zwicky din 1941 au început să dezvolte schema clasificării moderne a supernovelor [24] . În secolul al XX-lea , au fost dezvoltate modele pentru diferitele tipuri de superne observabile și înțelegerea importanței lor în procesele de formare a stelelor este în creștere.

În anii 1960 , astronomii au descoperit că exploziile supernova ar putea fi utilizate ca lumânări standard, utilizabile ca indicatori ai distanțelor astronomice [25] . În special, supernove oferă informații importante despre distanțele cosmologice [26] . Unele dintre supernovele mai îndepărtate observate recent par mai slabe decât ne-am aștepta. Aceasta susține ipoteza că expansiunea universului se accelerează [27] [28] .

Pentru a reconstrui datele în care s-au produs supernove, despre care nu există dovezi scrise, s-au dezvoltat mai multe tehnici: data Cassiopeia A a fost determinată de ecoul luminos produs de explozie [29] în timp ce vârsta rămășiței de supernovă RX J0852.0-4622 a fost estimat prin măsurători referitoare la temperatura sa [30] și la emisia de raze gamma produse de degradarea titanului-44 [31] . În 2009, nitrații au fost descoperiți în gheața din Antarctica și depozitați în corespondență cu apariția supernovelor din trecut [32] [33] .

Programele de cercetare pentru supernove sunt de două tipuri: prima vizează evenimente relativ apropiate, a doua la evenimente mai îndepărtate. Datorită expansiunii universului, distanța obiectelor îndepărtate poate fi cunoscută prin măsurarea efectului Doppler prezentat de spectrul lor (adică deplasarea lor spre roșu ): în medie, obiectele mai îndepărtate se retrag cu viteze mai mari și, prin urmare, au o deplasare mai mare spre roșu. Cercetarea este, prin urmare, împărțită între supernove redshift mari sau mici; diviziunea dintre aceste două clase se încadrează mai mult sau mai puțin în intervalul de deplasare între z = 0,1-0,3 [34] .

Cercetările pe supernove mari de redshift se concentrează de obicei pe descrierea curbelor lor de lumină ; sunt utile ca lumânări standard pentru a face predicții cosmologice. Pentru analiza spectrului unei supernove este mai util să ne îndreptăm atenția asupra supernovei cu o mică deplasare la roșu [35] [36] . Acestea din urmă sunt, de asemenea, importante pentru a descrie partea din apropierea originii diagramei Hubble , care leagă deplasarea spre roșu de distanța galaxiilor vizibile [37] [38] .

Nomenclatură

SN 1994D (punctul luminos din stânga jos), o supernovă de tip Ia din galaxia NGC 4526 .

Descoperirea unei noi supernove este comunicată Biroului Central pentru Telegrame Astronomice ale Uniunii Astronomice Internaționale, care circulă într-o circulară în care i se atribuie un nume. Se compune din inițialele SN urmate de anul descoperirii și un sufix de una sau două litere. Primele 26 de supernove ale anului primesc majuscule de la A la Z ; cele ulterioare sunt desemnate prin sufixe de două litere mici: aa , ab și așa mai departe. De exemplu, SN 2003C desemnează a treia supernova anunțată în anul 2003 [39] . Ultima supernovă din 2012 a fost SN 2012ik, adică a fost a 245-a care a fost descoperită [40] . Din 2000 , astronomii profesioniști și amatori au descoperit sute de superne în fiecare an (390 în 2009 , 341 în 2010 , 290 în 2011 ) [41] .

Supernovele observate în epocile istorice nu au sufix, dar sunt urmate doar de anul descoperirii: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (numită Nova of Tycho ) și SN 1604 ( steaua Kepler ). Din 1885 se adaugă o scrisoare la notație, chiar dacă a fost observată o singură supernovă în acel an (de exemplu, SN 1885A, SN 1907A etc.). Sufixele cu două litere erau rareori necesare înainte de 1987 , dar din 1988 au fost întotdeauna necesare.

Clasificare

Supernovele au fost clasificate pe baza caracteristicilor curbei lor de lumină și a liniilor de absorbție ale diferitelor elemente chimice care apar în spectrele lor. O primă divizare se efectuează pe baza prezenței sau absenței liniilor de hidrogen . Dacă spectrul supernova are astfel de linii (numite serii Balmer în porțiunea vizibilă a spectrului), acesta este clasificat ca fiind de tip II ; altfel este de tipul I. Fiecare dintre aceste două clase este la rândul său împărțită în funcție de prezența altor elemente chimice sau de forma curbei luminii (adică graficul care reprezintă magnitudinea aparentă a obiectului în funcție de timp) [42] [43]

Taxonomia supernovelor [43] [44]
Tipul I.
Hidrogenul nu este prezent		 Tastați Ia
Prezentați linia siliconului ionizat o dată (Si II) cu lungimea de 615,0 nm în timpul vârfului de luminozitate
Tastați Ib / c
Fără linie de siliciu sau linie foarte slabă		 Tipul Ib
Are linia de heliu neionizat la lungimea de undă de 587,6 nm
Tastați Ic
Fără linie de heliu sau foarte slabă
Tipul II
Hidrogen prezent		 Tipul II-P / L / N
Tipul II pe durata evenimentului		 Tipul II-P / L
Liniile de hidrogen extinse		 Tipul II-P
Curba luminii arată o aplatizare caracteristică
Tipul II-L
Acestea arată un declin constant al luminozității [45]
Tipul IIn
Linii fine de hidrogen
Tipul IIb
Spectrul se schimbă și devine de tip Ib

Tipul I.

Supernovele de tip I sunt împărțite în funcție de spectrele lor: supernovele de tip IA prezintă linii de absorbție a siliciului în spectrele lor, tipul IB și IC nu. Supernovele de tip IB prezintă linii clare de heliu neutru, spre deosebire de supernovele de tip IC. Curbele de lumină sunt similare, deși cele de tip IA sunt mai luminoase la vârf. În orice caz, curba luminii nu este considerată un factor important în clasificarea supernovelor de tip I.

Supernova de tip II subluminos atipic SN 1997D

Un număr mic de supernove de tip IA prezintă caracteristici neobișnuite, cum ar fi luminozități diferite de cele ale altor supernove din clasa lor sau curbe de lumină alungite. De obicei, aceste supernove sunt menționate prin legarea acestora la primul specimen care a prezentat anomalii. De exemplu, supernova SN 2008ha mai puțin strălucitoare decât cea normală este clasificată ca SN 2002cx , deoarece ultima din supernova a fost prima dintre cele observate care prezintă aceste caracteristici.

Tipul II

Supernovele de tip II pot fi, de asemenea, împărțite în funcție de spectrul lor. Majoritatea, de fapt, prezintă linii de emisie de hidrogen foarte extinse, indicând rate de expansiune foarte mari, de ordinul a mii de kilometri pe secundă ; unele, cu toate acestea, cum ar fi SN 2005gl , posedă spectre cu linii subțiri de hidrogen și sunt numite supernove de tip IIn, unde n scurtează cuvântul englezesc narrow , care înseamnă „îngust”.

Curbele luminoase caracteristice supernovelor de tip II-P și II-L

Cei care au liniile de hidrogen mărite sunt la rândul lor subdivizate pe baza curbei lor de lumină. Cele de tip mai comun au o aplatizare caracteristică a curbei, la scurt timp după vârf; acest lucru indică faptul că strălucirea lor rămâne aproape neschimbată câteva luni înainte de a scădea definitiv. Aceste supernove sunt desemnate prin abrevierea II-P, unde P prescurtează cuvântul platou , care înseamnă „platou”. Mai rar, supernove cu linii de hidrogen lărgite prezintă un declin constant al luminozității după vârf. Acestea sunt desemnate prin abrevierea II-L, unde L scurtează cuvântul liniar , deși curba luminii nu este de fapt o linie dreaptă .

O mică porțiune de supernove de tip II, cum ar fi SN 1987K și SN 1993J , își pot schimba tipul: adică arată inițial linii de hidrogen, dar după câteva săptămâni sau luni spectrul lor este dominat de heliu. Termenul de tip IIb este folosit pentru a desemna aceste superne, deoarece acestea combină caracteristicile supernovei de tip II și tip Ib [43] .

Unele supernove, care nu pot fi atribuite niciunei clase anterioare, sunt desemnate cu acronimul pec , abrevierea lui peculiar , care înseamnă „ciudat”, „neobișnuit” [43] .

Modele științifice

Nomenclatura descrisă mai sus este doar taxonomică și descrie numai proprietățile luminii emise de supernove, nu cauzele acestora. De exemplu, supernovele de tip I au progenitori diferiți: tipul Ia sunt produse prin acumularea de material pe o pitică albă , în timp ce tipul I / c sunt produse de prăbușirea miezului stelelor masive Wolf-Rayet . Următoarele paragrafe descriu modelele științifice ale celor mai plauzibile cauze ale unei supernove.

Fugire termică

Formarea supernovai de tip IA
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Tip Ia supernova .

Un pitic alb poate primi material de la un însoțitor prin acumulare sau prin fuziunea celor două componente. Cantitatea de material primită poate fi astfel încât să ridice temperatura miezului său până la punctul de topire al carbonului . În acest moment, se declanșează o fugă termică care perturbă complet pitica albă. În majoritatea cazurilor, procesul are loc prin creșterea lentă a piticii albe prin materialul constând în principal din hidrogen și minim din heliu. Deoarece punctul de topire este atins de stelele având o masă aproape identică și o compoziție chimică foarte asemănătoare, supernovele de tip Ia au proprietăți foarte similare și sunt folosite ca lumânări standard pentru măsurarea distanțelor intergalactice. Cu toate acestea, este adesea necesar un fel de corecție care să ia în considerare anomaliile din spectru datorită schimbării mari spre roșu a supernovelor mai îndepărtate sau a micilor variații de luminozitate identificabile prin forma curbei de lumină sau prin spectru [46] [ 47] .

Tipul Ia standard

Există mai multe moduri în care se poate forma o supernovă de acest tip, dar împărtășesc același mecanism de bază. Dacă o pitică albă carbon - oxigen [48] crește suficient material pentru a atinge limita Chandrasekhar de 1,44 M ☉ [49] , astfel încât nu va mai putea să-și mențină echilibrul termodinamic prin presiunea electronilor degenerați [50] [51 ] ] , va începe să se prăbușească. Cu toate acestea, teoriile actuale susțin că, în realitate, limita nu este niciodată atinsă în cazuri standard: nucleul, de fapt, atinge condiții de temperatură și densitate suficiente pentru a declanșa detonarea carbonului atunci când se atinge 99% din limita Chandrasekhar [52] și, prin urmare, înainte de a începe colapsul [49] . În câteva secunde, o fracțiune substanțială din materia care formează pitica albă se topește , eliberând suficientă energie (1-2 × 10 44 jouli ) [53] pentru a perturba steaua într-o supernovă [54] . Se produce o undă de șoc care se propagă la viteze de ordinul a 5.000-20.000 km / s , aproximativ 3% din viteza luminii. Mai mult, luminozitatea stelei crește enorm, atingând magnitudinea absolută -19,3 (de 5 miliarde de ori luminozitatea Soarelui), cu mici variații de la o supernovă la alta [55] . Acest lucru permite ca aceste supernove să fie utilizate ca lumânări standard secundare [56] pentru a măsura distanțele intergalactice [57] .

Modelul pentru formarea acestei categorii de supernove prezice un sistem binar îngust în care cel mai masiv dintre cele două componente a evoluat din secvența principală și a devenit un gigant [58] . Acest lucru implică faptul că cele două stele împart aceeași anvelopă de gaz, cu o decadere consecventă a orbitei . Steaua gigantică din acest punct își pierde cea mai mare parte a straturilor sale de suprafață, care își lasă nucleul, compus în principal din carbon și oxigen, neacoperit. Steaua s-a transformat astfel într-o pitică albă [59] [60] . Cealaltă stea evoluează mai târziu și ea, devenind la rândul ei o stea gigantică. Având în vedere proximitatea dintre cele două componente, o parte din gazul uriașului este transferat la pitica albă, crescând masa sa. Deși acest model general este larg acceptat, detaliile exacte despre aprinderea carbonului și elementele grele produse în explozie sunt încă neclare.

Supernovele de tip Ia urmează o curbă caracteristică a luminii - graficul care arată strălucirea în funcție de timp - după explozie. Luminozitatea este produsă de degradarea radioactivă a nichelului -56 în cobalt -56 și a acestuia în fier -56 [55] .

Tip non-standard Ia

Un alt model pentru formarea supernovelor de tip Ia este fuziunea a doi pitici albi, a căror masă combinată depășește limita Chandrasekhar [61] . Exploziile produse de acest mecanism de formare sunt foarte diferite unele de altele [62] și, în unele cazuri, nici măcar nu duce la formarea unei supernove, dar se presupune că, atunci când se produce o supernovă, este mai puțin strălucitoare, dar are o lumină mai alungită decât supernovele de tip Ia cauzate de mecanismul standard.

Supernovele de tip Ia extrem de strălucitoare pot apărea atunci când pitica albă are o masă mai mare decât limita Chandrasekhar [63] . Când se produce acest lucru, explozia este asimetrică [64], dar materialul ejectat are o energie cinetică mai mică.

Nu există o clasificare formală pentru supernovele de tip Ia non-standard.

Prăbușirea nucleului

Diagrama „straturilor de ceapă” ale unei stele masive în etapele ulterioare ale vieții sale. (Nu în scară).

Stelele cu o masă inițială de cel puțin nouă ori mai mare decât a Soarelui evoluează într-un mod complex, topind progresiv elemente din ce în ce mai grele la temperaturi din ce în ce mai ridicate în nucleele lor [65] [66] . Steaua dezvoltă o serie de cochilii suprapuse devenind asemănătoare cepei, în care elementele mai grele se acumulează în straturile cele mai interioare [67] [68] . Miezul interior al acestor stele se poate prăbuși atunci când procesele de fuziune nucleară devin insuficiente pentru a compensa forța gravitațională : aceasta este cauza tuturor tipurilor de supernove, cu excepția Ia. Prăbușirea poate provoca ejectarea violentă a straturilor de suprafață ale stelei și astfel poate declanșa o supernovă sau eliberarea energiei potențiale gravitaționale poate fi insuficientă și steaua poate deveni o stea de neutroni sau o gaură neagră cu radiații de energie modeste.

Prăbușirea nucleului poate avea loc prin diferite mecanisme: depășirea limitei Chandrasekhar, captarea electronilor , instabilitatea perechilor sau fotodisintegrarea [69] [70] . Când o stea masivă sintetizează un miez de fier cu o masă mai mare decât limita Chandrasekhar, presiunea electronilor degenerați nu mai este capabilă să contracareze forța gravitațională, iar miezul se prăbușește într-o stea de neutroni sau o gaură neagră. Captarea unui electron de magneziu într-un nucleu degenerat compus din oxigen, neon și magneziu provoacă un colaps gravitațional care are ca rezultat topirea oxigenului și rezultate finale similare. Producția de cuplu a unui electron și a unui pozitron în urma coliziunilor dintre nucleii atomici și razele gamma determină o reducere a presiunii termice din interiorul nucleului, cu o scădere de presiune și colaps parțial, urmată de declanșarea unui impunător fugit termonuclear care dezmembrează complet steaua. Un miez stelar suficient de masiv și fierbinte poate genera raze gamma atât de energice încât să declanșeze procese de fotodisintegrare, adică descompunerea nucleelor atomice grele în nuclei mai ușori, cu prăbușirea consecutivă a stelei.

Reziduuri

Graficul ilustrează diferitele destine finale ale stelelor masive în funcție de masa lor inițială (pe abscisă ) și metalicitatea lor (pe ordonată ). Linia roșie separă condițiile în care steaua menține o coajă de hidrogen de cele în care este complet pierdută. Regiunea în care stelele formează direct o gaură neagră este întreruptă de șirul de supernove instabile în perechi , care nu lasă reziduuri. Stelele cu masa mai mică de ~ 9 M ☉ , în partea stângă a graficului, nu se prăbușesc, ci formează pitici albi .

Modul în care se prăbușește nucleul, tipul de supernovă produsă și natura rămășiței de supernovă depind în esență de doi factori: masa inițială a stelei și metalicitatea acesteia. Acesta din urmă determină, de fapt, pierderea de masă pe care o va suferi steaua în timpul existenței sale din cauza vântului stelar : stelele cu metalicitate scăzută suferă mai puține pierderi de masă și, prin urmare, au nuclee de heliu mai masive și plicuri de hidrogen la sfârșitul existenței lor. Se crede că stelele cu o masă inițială mai mică de ~ 9 M ☉ nu au suficientă masă pentru ca nucleul lor să se prăbușească la sfârșitul existenței lor și, prin urmare, sunt destinate să devină pitici albi [69] . Stelele cu o masă inițială de ~ 9-10 M ☉ dezvoltă un nucleu degenerat de oxigen și neon, care se poate prăbuși într-o stea de neutroni prin captarea electronilor sau poate deveni o pitică albă de oxigen-neon-magneziu . Deasupra inițială 10 M ☉, prăbușirea nucleului este singura alternativă. Există trei rezultate posibile ale acestui colaps: fie o stea neutronică, fie o stea neutronică urmată de o gaură neagră sau, direct, o gaură neagră. Care dintre aceste posibilități se realizează este determinată de masa stelei la sfârșitul existenței sale: cu cât steaua a fost mai masivă inițial și cu cât a pierdut mai puțină masă în timpul evoluției sale, cu atât va fi mai masivă la sfârșitul existenței sale . Stelele cu o masă mare în momentul prăbușirii vor forma direct o gaură neagră, în timp ce cele cu masă mai mică o vor forma numai după ce vor trece prin steaua stelelor de neutroni, până când vor ajunge la stele care nu produc deloc o gaură neagră, dar doar o stea de neutroni [69] .

În ceea ce privește stelele cu metalicitate foarte scăzută, cele cu o masă ZAMS între 10 și 140 M ☉ se prăbușesc deoarece dezvoltă un miez de fier la sfârșitul existenței lor a cărui masă depășește limita Chandrasekharl . Cu toate acestea, prăbușirea are rezultate diferite în funcție de masa inițială a stelei. Stelele cu masa cuprinsă între 10 și 25 M ☉ își încheie existența ca stele neutronice, cele cu masa cuprinsă între 25 și 40 M ☉ dau viață găurilor negre numai după ce au devenit stele neutronice, în timp ce cele cu masa între 40 și 140 M ☉ se prăbușesc direct în negru găuri [69] .

Stelele cu metalicitate foarte scăzută cu o masă ZAMS mai mare de 140 M ☉ dezvoltă în schimb nuclee de heliu extrem de masive (~ 65 M ☉ ), în interiorul cărora radiația gamma este atât de intensă încât să dea naștere instabilității cuplului și să provoace explozia stelei fără lăsând orice reziduu. Pentru stelele cu o masă chiar mai mare (≥260 M ☉ ), mecanismul care intervine în ultimele etape ale existenței stelei este cel al fotodisintegrării, care produce direct găuri negre foarte masive (≥100 M ☉ ) [69] .

Cu cât metalicitatea inițială este mai mare, cu atât steaua pierde mai multă masă în cursul existenței sale. O stea foarte masivă la ZAMS (≥260 M ☉ ), de exemplu, dacă prezintă un anumit nivel de metalicitate, va pierde suficientă masă pentru a nu mai produce mecanisme de fotodisintegrare, dar își va pune capăt existenței ca o supernovă pereche instabilă . La metalicități mai mari, nu va dezvolta un miez suficient de masiv pentru a produce instabilitatea cuplului, dar se va prăbuși într-o gaură neagră. La o metalicitate ușor mai mică decât Soarele, va produce o gaură neagră numai după ce a trecut prin stadiul stelei de neutroni. În cele din urmă, cu o metalicitate mai mare decât cea a Soarelui, va pierde o cantitate de masă suficientă pentru a nu mai produce o gaură neagră, ci pentru a se prăbuși într-o stea de neutroni [69] .

Tipuri de supernove

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Supernove de tip Ib și Ic și Supernovă de tip II .
În interiorul unei stele masive și evoluate, (a) fuziunea în diferitele straturi în formă de ceapă dă naștere unui miez de fier (b) care, când ajunge la limita Chandrasekhar , începe să se prăbușească. La parte più interna del nucleo è compressa in una nascente stella di neutroni, (c) causando un'onda d'urto di "rimbalzo" (d) che si propaga verso l'esterno (rosso). Lo shock inizia ad arrestarsi (e), ma è rinvigorito dalla propagazione dei neutrini provenienti dalla caldissima stella di neutroni centrale. Il materiale circostante è espulso (f), lasciando solo il nucleo degenerato.

Quando nel nucleo di una stella massiccia la forza di gravità non è controbilanciata in modo sufficiente, esso collassa su se stesso a velocità che possono raggiungere i 70.000 km/s (0,23 c ) [71] ; ciò innalza rapidamente la temperatura e la densità del nucleo producendo fenomeni di fotodisintegrazione, decadimento beta e cattura elettronica, che causano un rilascio di ingenti quantità di neutrini elettronici . Tuttavia, quando la densità diventa molto elevata, l'emissione di neutrini si interrompe, perché questi rimangono intrappolati nel nucleo. Quando il nucleo interno raggiunge il diametro di circa 30 km [65] e una densità paragonabile a quella dei nuclei atomici , i neutroni degenerati cercano di fermare il collasso. Se la massa del nucleo di elio è superiore a 15 M ☉ la pressione dei neutroni degenerati è insufficiente a fermare il collasso e si forma direttamente un buco nero senza alcuna esplosione di una supernova [69] . Tuttavia, in alcuni casi, la materia della stella che non ha partecipato alla formazione del buco nero continua a precipitare attratta da esso e (nel caso in cui la stella progenitrice abbia posseduto una grande velocità di rotazione) inizia a ruotargli attorno turbinosamente andando a costituire un disco di accrescimento di elevata densità. Quando il materiale del disco cade nel buco nero si originano due getti lungo l' asse di rotazione (direzione di densità minore), verso i poli della stella ad una velocità prossima a quella della luce, originando un' onda d'urto relativistica . Se la stella non è avvolta da una spessa nuvola di idrogeno diffuso, questo materiale erutta dalla superficie stellare. Una volta raggiunta la superficie, l'onda d'urto erompe nello spazio, dove la maggior parte della sua energia è rilasciata nella forma di raggi gamma [72] . Questo meccanismo è probabilmente all'origine dei gamma ray burst [73] .

Se il nucleo di elio della stella morente è compreso fra 8 e 15 M ☉ , il nucleo interno di neutroni degenerati riesce temporaneamente a fermare il collasso: il "rimbalzo" prodotto da questo arresto produce una onda d'urto che comincia ad innescare una supernova. Tuttavia, una quantità di materiale proveniente dal guscio esterno ricade sulla stella di neutroni e ciò produce un collasso in un buco nero [69] . La ricaduta del materiale nel buco nero riduce l'energia cinetica dell'esplosione e la massa del materiale radioattivo espulso, dando vita a supernove di modesta luminosità; tuttavia, come per le stelle con nucleo più massiccio, la ricaduta del materiale può produrre getti relativistici e raggi gamma molto luminosi [69] .

Infine, se il nucleo di elio è inferiore alle 8 M ☉ , il nucleo interno di neutroni degenerati riesce a fermare il collasso. Esso ha inizialmente una temperatura di circa 100 miliardi K, 6000 volte la temperatura del nucleo del Sole [74] . L'improvviso arresto del collasso produce un'onda d'urto in senso contrario che investe gli strati immediatamente sovrastanti la nascente stella di neutroni. Tuttavia, tale onda d'urto non è, secondo molti studiosi, la causa ultima della supernova, perché nella maggior parte dei casi essa si arresta nell'arco di pochi millisecondi [75] e la sua energia viene dispersa nella dissociazione di elementi pesanti. L'innesco dell'esplosione viene invece prodotto dal raffreddamento della proto-stella di neutroni che disperde la propria energia mediante la formazione di coppie neutrino- antineutrino di tutti i sapori . I neutrini prodotti dal raffreddamento della protostella di neutroni sono in quantità molto maggiore di quelli prodotti dal processo di cattura elettronica all'interno del nucleo stellare , mediante il quale i protoni divengono neutroni [76] . L'energia trasferita mediante la produzione di neutrini ammonta a circa 10 46 joules, corrispondenti ad approssimativamente il 10% della massa rimanente della stella [65] [77] . Gli strati immediatamente superiori al nucleo stellare assorbono una piccola percentuale dell'energia dei neutrini prodotti (circa 10 44 joules [77] , ossia 1 foe ) e ciò riattiva l'onda d'urto producendo l'esplosione [78] . L'intero processo, dall'inizio del collasso all'esplosione, dura circa 10 secondi. Sebbene quella descritta sia la teoria maggiormente accettata circa l'esatto meccanismo che produce l'esplosione, essa non è l'unica [65] .

Tipi di supernove prodotte in funzione della massa iniziale della stella e della sua metallicità. L'area blu è dominata dalle supernove di Tipo II-P, che si producono quando la stella ha conservato un guscio di idrogeno superiore a 2 M ☉ ; quando la stella progenitrice è massiccia, esse possono apparire deboli in quanto si forma un buco nero "di rimbalzo" che ne diminuisce la luminosità. Le supernove di Tipo II-L o IIb si producono quando il guscio di idrogeno è particolarmente sottile (<2 M ☉ ), cioè nella zona vicino alla linea rossa. Le supernove di Tipo Ib/c si producono quando lo strato di idrogeno è andato completamente perduto e possono apparire anch'esse deboli se si forma un buco nero di rimbalzo, come nel caso delle SN di Tipo II-P. Nelle regioni in cui si forma un nucleo nero diretto non si ha la produzione di supernove, sebbene possano crearsi dei gamma ray burst . Una eccezione è rappresentata dalle supernove a instabilità di coppia che si dividono in quelle che non lasciano nessun residuo e in quelle che precedono il collasso in un buco nero.

Il tipo di supernova prodotto dipende dall'evoluzione a cui la stella è andata incontro [69] . Se essa non ha subito perdite di massa eccessive a causa del vento stellare ed ha conservato un involucro di idrogeno superiore a 2 M ☉ , si produce una supernova di Tipo II-P; se l'involucro di idrogeno è invece inferiore a 2 M ☉ , si manifesterà una supernova di Tipo II-L o, nel caso l'involucro sia particolarmente sottile, di Tipo Ib. Infine, se l'involucro di idrogeno è stato completamente perduto a causa del vento stellare, allora si avrà una supernova di Tipo Ib o Ic. Le supernove di Tipo Ib sono più comuni di quelle Ic e discendono da stelle di Wolf-Rayet di tipo WC, che hanno ancora dell'elio nelle loro atmosfere [69] . In un piccolo numero di casi l'evoluzione porta la stella a perdere anche il proprio strato di elio ea diventare una Wolf-Rayet di tipo WO prima di esplodere in una supernova di Tipo Ic. La quantità di idrogeno residuo al termine dell'esistenza della stella dipende soprattutto dalla sua massa iniziale e dalla sua metallicità: quanto maggiore è la massa iniziale dell'astro e quanto maggiore è la sua metallicità, tanto maggiore sarà intensità del vento stellare e la conseguente probabilità che l'inviluppo di idrogeno sia sottile o addirittura inesistente [69] .

Le supernove di Tipo IIn sono prodotte da tipi di stelle progenitrici diverse, forse a volte anche da nane bianche, sebbene sembri che il più delle volte siano causate dal collasso del nucleo di ferro di stelle supergiganti o ipergiganti , tra cui anche le variabili LBV . Le linee spettrali sottili da cui prendono il nome derivano dal fatto che la supernova si espande in una densa nube di materiale circumstellare [79] .

Una eccezione al quadro delineato sopra è rappresentata dalle stelle aventi una bassa metallicità e massa iniziale compresa fra 140 e 260 M ☉ , che benché sviluppino nuclei molto massicci, non collassano in buchi neri come invece accade alle stelle più massicce ea quelle meno massicce. Come si è detto, queste stelle, infatti, vengono completamente disgregate da una esplosione che segue il collasso del nucleo innescato dall'instabilità di coppia. Quando il nucleo di elio di queste stelle raggiunge 40-60 M ☉ , l'instabilità di coppia fa iniziare il collasso, che tuttavia può essere momentaneamente arrestato all'innesco della fusione dell'ossigeno. Tuttavia quando la massa del nucleo raggiunge le 60-130 M ☉ , la fusione dell'ossigeno e degli elementi più pesanti è talmente energetica da disgregare l'intera stella, causando una supernova. Per le stelle con i nuclei vicini a 130 M ☉ la supernova può essere straordinariamente luminosa e durare molto a lungo a causa della sintetizzazione di circa 40 M ☉ di Ni 56 radioattivo durante l'esplosione [80] .

Energia prodotta

Il decadimento radioattivo del nickel-56 e del cobalto-56 che produce la luce visibile nelle supernove.

Benché le supernove siano conosciute in primo luogo come eventi molto luminosi, la radiazione elettromagnetica è solo un effetto secondario dell'esplosione. Soprattutto nel caso di supernove derivanti dal collasso del nucleo, la radiazione elettromagnetica emessa rappresenta solo una piccola frazione dell'energia totale dell'evento.

Ci sono significative differenze nel bilancio dell'energia prodotta dai diversi tipi di supernove. Nelle supernove di Tipo Ia, la maggior parte dell'energia è convogliata nella nucleosintesi di elementi pesanti e nell'accelerazione del materiale espulso. Invece nelle supernove in cui il nucleo collassa la maggior parte dell'energia è convogliata nell'emissione di neutrini e, sebbene parte di essi forniscano energia per l'esplosione, più del 99% di essi viene espulso dalla stella nei minuti che seguono il collasso.

Le supernove di Tipo Ia ricavano la propria energia dalla fusione del carbonio e dell'ossigeno presenti nella nana bianca. I dettagli non sono ancora stati modellati, ma il risultato è l'espulsione dell'intera massa della stella originaria a velocità molto elevate. Fra la massa espulsa, circa 0,5 M ☉ sono costituiti da nichel -56, generato dalla fusione del silicio . Il nichel-56 è radioattivo con una emivita di sei giorni; tramite il decadimento beta più esso genera il cobalto -56, emettendo raggi gamma . Il cobalto-56 decade a sua volta nello stabile Fe-56 con una emivita di 77 giorni. Questi due processi sono responsabili delle emissioni elettromagnetiche nelle supernove di Tipo Ia e, in combinazione con la via via maggiore trasparenza del materiale espulso, sono alla base del rapido declino della curva di luce caratteristica di questo tipo di supernove [81] .

Le supernove derivanti dal collasso del nucleo sono generalmente meno luminose delle supernove di Tipo Ia, ma l'energia totale rilasciata è maggiore. Essa deriva inizialmente dall' energia potenziale gravitazionale che viene rilasciata dal materiale che collassa nel nucleo sotto forma di neutrini elettronici derivanti dalla disintegrazione dei nuclei atomici ; in seguito, l'energia viene emessa sotto forma di neutrini termici di tutti i sapori derivanti dalla caldissima stella di neutroni appena formata. L'energia cinetica e quella derivante dal decadimento del nichel-56 sono inferiori a quelle rilasciate dalle supernove di Tipo Ia e ciò rende questo tipo di supernove meno luminose, sebbene l'energia derivante dalla ionizzazione dell'idrogeno rimanente, che a volte ammonta a molte masse solari , può contribuire a rallentare il declino della curva di luce ea produrne un caratteristico appiattimento.

Energetica delle supernovae
Supernova Energia totale media
( foe )		 Nichel espulso
( masse solari )		 Energia neutrinica
(foe)		 Energia cinetica
(foe)		 Radiazione elettromagnetica
(foe)
Tipo Ia [81] [82] [83] 1,5 0,4 – 0,8 0,1 1,3 – 1,4 ~0,01
Collasso del nucleo [84] [85] 100 (0,01) – 1 100 1 0,001 – 0,01
Ipernova 100 ~1 100 1 ~0.1
Instabilità di coppia [80] 5–100 0,5 – 50 bassa? 1–100 0,01 – 0,1

In alcune supernove causate dal collasso del nucleo, il ricadere del materiale espulso nel buco nero appena formato causa dei getti relativistici che si traducono nel trasferimento di una parte considerevole dell'energia al materiale espulso.

Nelle supernove di Tipo IIn l'esplosione avviene all'interno di una densa nube di gas, che circonda la stella, e produce onde d'urto che causano l'efficiente conversione di una grande porzione dell'energia cinetica in radiazione elettromagnetica. Sebbene l'esplosione iniziale sia quella di una normale supernova, questi eventi risultano essere molto luminosi e di lunga durata in quanto non ricavano la propria luminosità esclusivamente dal decadimento radioattivo.

Benché le supernove a instabilità di coppia derivino dal collasso del nucleo e abbiano spettri e luminosità simili a quelle di Tipo IIP, la natura dell'esplosione è più simile a quella di una gigantesca supernova di Tipo Ia con fusione di carbonio, ossigeno e silicio prodotta dal runaway termico. L'energia totale rilasciata da questi eventi è paragonabile a quella degli altri tipi di supernove, ma la produzione di neutrini è stimata essere molto bassa e, di conseguenza, l'energia cinetica ed elettromagnetica rilasciata è molto alta. I nuclei di queste stelle sono molto più grandi di una nana bianca, sicché il nichel prodotto può essere di diversi ordini di grandezza maggiore di quello espulso solitamente con conseguenti luminosità eccezionali.

Curve di luce

Comparazione fra le curve di luce di differenti supernovae

Le curve di luce dei differenti tipi di supernove variano in forma e in ampiezza in funzione dei meccanismi che hanno portato all'esplosione, del modo in cui la radiazione visibile viene prodotta e della trasparenza del materiale espulso. Inoltre le curve di luce differiscono in maniera significativa a seconda della lunghezza d'onda presa in considerazione: per esempio, nella banda dell' ultravioletto e, in generale, delle lunghezze d'onda più corte, si nota un picco estremamente luminoso della durata di poche ore, corrispondente allo shock dell'esplosione iniziale, che è tuttavia pressoché invisibile alle altre lunghezze d'onda.

Le curve di luce delle supernove di Tipo Ia sono per lo più uniformi, con un massimo molto luminoso iniziale e un susseguente rapido declino della luminosità. Come si è detto, l'energia è prodotta dal decadimento radioattivo del nickel-56 e del cobalto-56. Questi radioisotopi , espulsi nell'esplosione, eccitano il materiale che li circonda, facendolo emettere radiazione. Nella fase iniziale la curva di luce declina rapidamente a causa della riduzione della fotosfera e della radiazione emessa. Successivamente la curva di luce continua a declinare nella banda B , sebbene mostri un rallentamento del declino intorno ai 40 giorni dall'esplosione: esso è la manifestazione visibile di un massimo secondario che avviene nella banda dell' infrarosso che si produce quando alcuni elementi pesanti ionizzati si ricombinano emettendo radiazione IR e quando il materiale espulso diviene ad essa trasparente. Poi la curva di luce continua a declinare a un ritmo leggermente superiore a quello del tempo del decadimento radioattivo del cobalto, dato che il materiale espulso si diffonde su volumi più ampi e quindi la conversione dell'energia derivante dal decadimento radioattivo in luce visibile diventa più difficile. Dopo alcuni mesi, la curva di luce modifica la sua forma perché l' emissione di positroni diventa il processo dominante di produzione della radiazione da parte del rimanente cobalto-56, sebbene questa porzione della curva di luce sia stata poco studiata.

Le curva delle supernove di Tipo Ib e Ic sono simili a quelle di Tipo Ia sebbene abbiano un picco di luminosità mediamente inferiore. La luce visibile è anche in questo caso prodotta dal decadimento radioattivo, che viene convertito in radiazione visibile, ma la massa del nickel-56 che risulta dall'esplosione è minore. La curva di luce varia considerevolmente fra un episodio e l'altro e occasionalmente possono presentarsi supernove di Tipo Ib/c di alcuni ordini di grandezza più luminose o meno luminose della media. Le supernova di Tipo Ic più luminose vengono chiamate anche ipernovae e tendono ad avere curve di luce più large, oltre che con picchi maggiori. La fonte dell'energia in eccesso deriva probabilmente da getti relativistici emessi dal materiale che circonda il buco nero appena formato e che possono anche produrre gamma ray burst .

SN 2008D, una supernova di Tipo Ib mostrata ai raggi X (sinistra) e nel visibile (destra, nella parte superiore della galassia) [86]

Le curve di luce delle supernove di Tipo II sono caratterizzate da un declino molto meno accentuato rispetto a quelle delle supernove di Tipo I. Esse declinano nell'ordine di 0,05 magnitudini al giorno, se si esclude la fase in cui il declino si arresta [87] . La radiazione visibile viene prodotta dall' energia cinetica piuttosto che dal decadimento radioattivo, data l'esistenza di idrogeno nel materiale espulso dalla stella progenitrice. Nella fase iniziale l'idrogeno viene portato ad alte temperature e viene ionizzato. La maggior parte delle supernove di tipo II mostra un prolungato appiattimento della loro curva di luce dovuto alla ricombinazione dell'idrogeno che produce luce visibile. Successivamente, la produzione di energia è dominata dal decadimento radioattivo, sebbene il declino sia più lento rispetto a quello delle supernove di tipo I dato che l'idrogeno permette una più efficiente conversione in luce visibile della radiazione emessa [88] .

Nelle supernove di Tipo II-L l'avvallamento è assente perché la stella progenitrice ha poco idrogeno nella sua atmosfera, sufficiente per apparire nello spettro, ma insufficiente per produrre un rallentamento del declino della luminosità. Le supernove di tipo IIb sono talmente carenti di idrogeno nelle loro atmosfere che le loro curve di luce sono simili a quelle delle supernove di tipo I e l'idrogeno tende perfino a scomparire dai loro spettri dopo poche settimane [45] .

Le supernove di Tipo IIn sono caratterizzate da linee spettrali aggiuntive prodotte dal denso inviluppo di gas che circonda la stella progenitrice. Le loro curve di luce sono generalmente larghe ed estese, a volte molto luminose (nel qual caso vengono classificate come ipernovae). La luminosità è dovuta a una efficiente conversione dell'energia cinetica in radiazione elettromagnetica causata dalla interazione fra il materiale espulso e l'inviluppo di gas. Ciò accade quando l'inviluppo è sufficientemente denso e compatto, il che indica che è stato prodotto dalla stella progenitrice poco prima dell'esplosione.

Proprietà fisiche dei diversi tipi di supernove [89] [90]
Tipo [91] Media del massimo ( magnitudine assoluta ) [92] Energia liberata ( foe ) [93] Giorni prima del picco Giorni dopo il picco in cui viene raggiunto il 10% della luminosità iniziale
Ia −19 1 circa 19 circa 60
Ib/c (debole) circa −15 0,1 15–25 sconosciuto
Ib circa −17 1 15–25 40–100
Ic circa −16 1 15–25 40–100
Ic (brillante) fino a −22 più di 5 circa 25 circa 100
IIb 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 50 dopo il plateau
IIn [94] circa −17 1 12–30 o più 50–150
IIn (brillante) fino a −22 più di 5 più di 50 più di 100

Asimmetria

La pulsar della nebulosa Granchio viaggia a 375 km/s rispetto alla nebulosa stessa [95]

Gli scienziati si sono lungamente interrogati sulle ragioni per cui l'oggetto compatto che rimane come resto di una supernova di Tipo II è spesso accelerato ad alte velocità [96] : si è osservato che le stelle di neutroni hanno spesso alte velocità e si presume che anche molti buchi neri le abbiano, sebbene sia difficile osservarli in isolamento. La spinta iniziale deve essere notevole dato che essa accelera un oggetto avente una massa superiore a quella del Sole a una velocità superiore a 500 km/s. Una simile spinta deve essere provocata da una asimmetria nell'esplosione, ma l'esatto meccanismo per cui la quantità di moto viene trasferita all'oggetto compatto non è chiaro. Due delle spiegazioni proposte sono l'esistenza di meccanismi di convezione nella stella che sta per collassare e la produzione di getti durante la formazione della stella di neutroni o del buco nero.

Secondo la prima spiegazione nelle ultime fasi della sua esistenza la stella sviluppa meccanismi di convezione su larga scala negli strati superiori al nucleo. Essi possono causare una distribuzione asimmetrica delle abbondanze di elementi che si traduce in una ineguale produzione di energia durante il collasso e l'esplosione [97]

Un'altra possibile spiegazione è l' accrescimento di gas intorno alla stella di neutroni appena formata, da cui si dipartono getti ad altissima velocità e che accelerano la stella in direzione opposta. Tali getti potrebbero anche giocare un ruolo nelle prime fasi dell'esplosione stessa [98] .

Asimmetrie iniziali sono state osservate anche nelle prime fasi di supernove di Tipo Ia. Ne segue che la luminosità di questo tipo di supernove dovrebbe dipendere dall'angolo dal quale vengono osservate. Tuttavia, l'esplosione diventa simmetrica con il passaggio del tempo e le asimmetrie iniziali possono essere rilevate misurando la polarizzazione della luce emessa [99] .

Effetti sull'ambiente interstellare

Fonti di elementi pesanti

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nucleosintesi delle supernovae .

Le supernove ricoprono un ruolo chiave nella sintesi di elementi chimici più pesanti dell'ossigeno [100] . Gli elementi più leggeri del ferro-56 sono prodotti dalla fusione nucleare, mentre quelli più pesanti del ferro-56 sono prodotti tramite nucleosintesi durante l'esplosione della supernova [101] . Anche se non tutti concordano con questa affermazione, le supernove sono probabilmente i luoghi in cui avviene il processo R , un tipo molto rapido di nucleosintesi che avviene in condizioni di alta temperatura e alta densità neutronica . Le reazioni producono nuclei atomici molto instabili e ricchi di neutroni , che decadono rapidamente per decadimento beta .

Il processo R, che avviene nelle supernove di Tipo II, produce circa metà degli elementi più pesanti del ferro presenti nell'universo, compresi l' uranio e il plutonio [102] . L'altro processo che produce elementi più pesanti del ferro è il processo S , che avviene nelle giganti rosse e che arriva a sintetizzare elementi fino al piombo in tempi considerevolmente più lunghi di quelli impiegati dal processo R [103] .

Ruolo nell'evoluzione stellare

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Resto di supernova .

Un resto di supernova consiste in un oggetto compatto e in un guscio di materiale in rapida espansione. Inizialmente, questa nube, espandendosi, trascina con sé il mezzo interstellare circostante. Dopo circa duecento anni, il guscio va gradualmente incontro a una fase di espansione adiabatica , in cui lentamente si raffredda e si mischia con il mezzo interstellare circostante in un periodo di circa 10.000 anni [104] .

Il resto di supernova N 63A giace in una densa regione di gas e di polvere nella Grande Nube di Magellano .

Il Big Bang ha causato la formazione di idrogeno, elio e tracce di litio ; gli altri elementi sono sintetizzati nelle stelle e nelle supernove. Queste ultime arricchiscono il mezzo interstellare di metalli , cioè di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i quali contaminano le nubi molecolari , dove nuove stelle vengono formate [105] . Ogni generazione stellare ha una composizione leggermente differente, che può andare da una mescolanza di idrogeno ed elio quasi pura a composizioni molto ricche di metalli. Le supernove sono il meccanismo principale per la diffusione di elementi pesanti prodotti per mezzo dei processi di fusione nucleare. Le differenti abbondanze di elementi nel materiale che forma le stelle influiscono in modo rilevante sull' evoluzione stellare e hanno una importanza decisiva per le possibilità di formazione di pianeti orbitanti intorno ad esse.

L'energia cinetica di un resto di supernova in espansione può dare il via a processi di formazione stellare dovuti alla compressione di dense nubi molecolari vicine [106] . Tuttavia l'aumento della turbolenza può anche impedire la formazione di una stella se la nube è incapace di disperdere l'energia cinetica in eccesso [9] .

La presenza nel sistema solare di prodotti di isotopi radioattivi aventi una breve emivita mostra che una supernova vicina ne ha determinato la composizione chimica circa 4,5 miliardi di anni fa e che può perfino avere dato l'avvio alla formazione del sistema stesso [107] . La produzione di elementi pesanti da parte di questa supernova ha reso possibili i processi biochimici alla base della vita sulla Terra .

Effetti sulla Terra

Una supernova vicina alla Terra (in inglese near-Earth supernova ) è una supernova abbastanza vicina alla Terra da avere effetti notevoli sulla biosfera . Supernove particolarmente energetiche possono rientrare in questa categoria anche se distanti fino a 3000 anni luce. I lampi gamma provenienti da una supernova possono indurre reazioni chimiche nell'alta atmosfera terrestre che hanno l'effetto di convertire l' azoto in ossidi di azoto , impoverendo l' ozonosfera abbastanza da esporre la superficie alla radiazione solare e cosmica . Si pensa che ciò sia accaduto in coincidenza della estinzione dell'Ordoviciano-Siluriano , avvenuta circa 450 milioni di anni fa che causò la morte di circa il 60% degli organismi viventi sulla Terra [108] . In uno studio del 1996 si è ipotizzato che tracce di supernove passate potessero essere rilevate sulla Terra mediante la ricerca di determinati isotopi negli strati rocciosi : in particolare, la presenza di ferro-60 , riscontrabile nelle rocce dei fondali dell' Oceano Pacifico , sarebbe riconducibile a questi eventi [109] [110] [111] [112] . Nel 2009, un elevato livello di ioni nitrati fu rilevato a una certa profondità nei ghiacci antartici in corrispondenza delle supernove del 1006 e 1054. I raggi gamma provenienti da queste supernove possono avere prodotto ossidi di azoto che sono rimasti intrappolati nei ghiacci [113] .

La nebulosa intorno alla stella di Wolf-Rayet WR124, distante 21.000 anni luce [114] .

Le supernove di Tipo I sono considerate quelle potenzialmente più pericolose per la Terra. Poiché derivano da deboli nane bianche, esse possono prodursi in modo impredicibile in sistemi stellari poco studiati. È stata avanzata l'ipotesi che supernove di questo tipo devono essere distanti non più di 1000 parsec (circa 3300 anni luce) per avere effetti sulla Terra [115] . Stime risalenti al 2003 valutano che una supernova di Tipo II dovrebbe avere una distanza minore di 8 parsec (26 anni luce) dalla Terra per distruggerne metà dello strato di ozono [116] .

Candidati nella Via Lattea

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Supernova vicina alla Terra e Candidate supernove .

Molte stelle massicce appartenenti alla Via Lattea sono state proposte come possibili progenitrici di supernove nei prossimi milioni di anni. Alcune di esse sono ρ Cassiopeiae [117] , η Carinae , [118] , RS Ophiuchi [119] [120] , U Scorpii [121] , VY Canis Majoris [122] , Betelgeuse , Antares e Spica [123] . Anche molte stelle di Wolf–Rayet come γ Velorum [124] , WR 104 [125] e quelle appartenenti all' ammasso Quintupletto [126] sono state indicate come possibili progenitrici di supernove in un futuro relativamente vicino.

La candidata più vicina alla Terra è IK Pegasi ( HR 8210), distante circa 150 anni luce. Questa stella binaria stretta è formata da una stella di sequenza principale e da una nana bianca, distanti 31 milioni di km fra loro. La nana bianca ha una massa stimata attuale di 1,15 M ☉ [127] e si ritiene che nei prossimi milioni di anni riceverà dalla sua compagna, diventata una gigante rossa , sufficiente materiale da raggiungere la massa critica per innescare l'esplosione di una supernova di Tipo Ia. A quella distanza l'esplosione di una supernova di tipo Ia potrebbe essere pericolosa per la Terra, tuttavia non essendo la principale ancora entrata nello stadio finale della sua evoluzione, ciò avverrà in tempi relativamente lunghi, quando il sistema si sarà considerevolmente allontanato dal Sole [128] [129] .

Supernove lontane di particolare rilievo

  • Astronomi della università di Santa Cruz hanno osservato [130] l'antico bagliore di una rara supernova superluminosa (SLSN) , tra le più lontane mai scoperte [131] . La supernova conosciuta come DES15E2mlf e rilevata a novembre 2015 dalla Dark Energy Survey è stata studiata in follow-up per misurarne spettri e distanza con il telescopio Gemini Sud . L'esplosione, verificatasi circa 3,5 miliardi dopo il Big Bang , avrebbe prodotto una luminosità tre volte maggiore della luminosità totale della Via Lattea.
  • iPTF14hls è una supernova esplosa più volte nei tre anni di osservazione, dal 2015 al 2017. È situata in una galassia nana distante circa 509 milioni di anni luce nella costellazione dell' Orsa Maggiore . [132]
  • SN2016gkg [133] è una supernova normale di tipo IIb scoperta in NGC 613 il 20 settembre 2016 dall'astronomo (dilettante) argentino Victor Buso [134] intorno alle 05.37 (UT). L'eccezionalità dell'evento sta nel fatto che lo studioso, che stava testando una sua fotocamera collegata ad un telescopio, aveva già ripreso poche ore prima la stessa zona del cielo, ed ha proseguito le osservazioni subito dopo la scoperta offrendo, caso forse finora più unico che raro, rilevazione dei primissimi istanti dell'esplosione, difficilissime da ottenere data la sua intrinseca imprevedibilità.

Note

  1. ^ Supernova , in Treccani.it – Vocabolario Treccani on line , Istituto dell'Enciclopedia Italiana. URL consultato il 12 settembre 2015 .
  2. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Supernova" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  3. ^ FW Giacobbe, How a Type II Supernova Explodes , in Electronic Journal of Theoretical Physics , vol. 2, n. 6, 2005, pp. 30–38. URL consultato il 14 marzo 2013 .
  4. ^ Introduction to Supernova Remnants , su heasarc.gsfc.nasa.gov , NASA / GSFC , 10 aprile 2007. URL consultato il 14 marzo 2013 .
  5. ^ K. Schawinski et al. , Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant , in Science , vol. 321, n. 5886, 2008, pp. 223–226, DOI : 10.1126/science.1160456 . URL consultato il 14 marzo 2013 .
  6. ^ a b DE Osterbrock, Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars? , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 33, 2001, p. 1330. URL consultato il 14 marzo 2013 .
  7. ^ a b Discovery of Most Recent Supernova in Our Galaxy , su nasa.gov , NASA, 14 maggio 2008. URL consultato il 14 marzo 2013 .
  8. ^ DCB Whittet, Dust in the Galactic Environment , CRC Press, 2003, pp. 45–46, ISBN 0-7503-0624-6 .
  9. ^ a b J. Krebs, W. Hillebrandt, The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds , in Astronomy and Astrophysics , vol. 128, n. 2, 1983, pp. 411–419. URL consultato l'11 aprile 2013 .
  10. ^ J. Allen, Supernova Effects , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA/GSFC, 2 febbraio 1998. URL consultato il 14 marzo 2013 (archiviato dall' url originale l'11 dicembre 2006) .
  11. ^ AP Boss, Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave , in Astrophysical Journal Letters , vol. 686, n. 2, 2008, pp. L119–122, DOI : 10.1086/593057 . URL consultato il 14 marzo 2013 .
  12. ^ a b L. Motz, JH Weaver, The Story of Astronomy , Basic Books, 2001, p. 76, ISBN 0-7382-0586-9 .
  13. ^ Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star , su noao.edu , National Optical Astronomy Observatory, 5 marzo 2003. URL consultato il 15 marzo 2013 .
  14. ^ DH Clark, FR Stephenson, The Historical Supernovae , Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Cambridge, Inghilterra, 29 giugno-10 luglio 1981 , Dordrecht, Reidel, 1982, pp. 355–370. URL consultato il 15 marzo 2013 .
  15. ^ Bill Blair's Kepler's Supernova Remnant Page , su fuse.pha.jhu.edu . URL consultato il 15 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 16 marzo 2016) .
  16. ^ P. Murdin, L. Murdin, Supernovae , 2ª ed., Cambridge University Press, 1985, p. 42, ISBN 0-521-30038-X .
  17. ^ D. Bishop, Bright Supernovae , su rochesterastronomy.org , Rochester's Astronomy Club, 18 marzo 2013. URL consultato il 18 marzo 2013 .
  18. ^ B. Zuckerman e MA Malkan, The Origin and Evolution of the Universe , Jones & Bartlett Learning, 1996, p. 68, ISBN 0-7637-0030-4 . URL consultato il 18 marzo 2013 .
  19. ^ RO Evans, Supernova Search Manual, 1993 , su aavso.org , American Association of Variable Star Observers , 1993. URL consultato il 19 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 24 settembre 2006) .
  20. ^ P. Antonioli et al. , SNEWS: the SuperNova Early Warning System , in New Journal of Physics , vol. 6, 2004, p. 114, DOI :10.1088/1367-2630/6/1/114 . URL consultato il 14 marzo 2013 .
  21. ^ SNEWS: Supernova Early Warning System , su snews.bnl.gov , National Science Foundation . URL consultato il 19 marzo 2013 .
  22. ^ JF Beacom, Supernova Neutrinos and the Neutrino Masses , su arxiv.org , 1999. URL consultato il 19 marzo 2013 .
  23. ^ W. Baade, F. Zwicky, On Super-novae , in Proceedings of the National Academy of Sciences , vol. 20, n. 5, 1934, pp. 254–259. URL consultato il 18 marzo 2013 .
  24. ^ LAL da Silva, The Classification of Supernovae , in Astrophysics and Space Science , vol. 202, n. 2, 1993, pp. 215–236, DOI : 10.1007/BF00626878 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  25. ^ CT Kowal, Absolute magnitudes of supernovae , in Astronomical Journal , vol. 73, 1968, pp. 1021-1024, DOI : 10.1086/110763 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  26. ^ JE van Zyl, Variable Stars VI , su aqua.co.za , Astronomical Society of Southern Africa, 2003. URL consultato il 17 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 23 settembre 2006) .
  27. ^ B. Leibundgut, J. Sollerman, A cosmological surprise: the universe accelerates , in Europhysics News , vol. 32, n. 4, 2001, pp. 121-125, DOI : 10.1051/epn:2001401 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  28. ^ Confirmation of the accelerated expansion of the Universe , Centre National de la Recherche Scientifique, 19 agosto 2003. URL consultato il 17 marzo 2013 .
  29. ^ AC Fabian, A Blast from the Past , in Science , vol. 320, n. 5880, 2008, pp. 1167–1168, DOI : 10.1126/science.1158538 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  30. ^ B. Aschenbach, Discovery of a young nearby supernova remnant , in Nature , vol. 396, n. 6707, 1998, pp. 141–142, DOI : 10.1038/24103 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  31. ^ AF Iyudin et al. , Emission from 44 Ti associated with a previously unknown Galactic supernova , in Nature , vol. 396, n. 6707, 1998, pp. 142–144, DOI : 10.1038/24106 . URL consultato il 17 marzo 2013 .
  32. ^ Ancient supernovae found written into the Antarctic ice , in New Scientist , n. 2698, 4 marzo 2009. URL consultato il 17 marzo 2013 .
  33. ^ Y. Motizuki et al. , An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles , su arXiv.org , 2009. URL consultato il 25 aprile 2014 .
  34. ^ J. Frieman, SDSS Supernova Survey , su sdssdp47.fnal.gov , SDSS , 2006. URL consultato il 19 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 25 dicembre 2008) .
  35. ^ S. Perlmutter, High Redshift Supernova Search , su www-supernova.lbl.gov , Lawrence Berkeley National Laboratory, 25 settembre 2000. URL consultato il 19 marzo 2013 .
  36. ^ EV Linder, D. Huterer, Importance of supernovae at z>1.5 to probe dark energy , in Physical Review , vol. 67, n. 8, 2003, p. 081303, DOI : 10.1103/PhysRevD.67.081303 . URL consultato il 19 marzo 2013 .
  37. ^ S. Perlmutter, Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35 , in Astrophysical Journal , vol. 483, n. 2, 1997, p. 565, DOI : 10.1086/304265 . URL consultato il 19 marzo 2013 .
  38. ^ Aldering, The Nearby Supernova Factory , su snfactory.lbl.gov , Lawrence Berkeley National Laboratory, G.. URL consultato il 19 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 27 novembre 2006) .
  39. ^ List of Supernovae , su cbat.eps.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics . URL consultato il 20 marzo 2013 .
  40. ^ Il valore può essere ottenuto dalla conversione del suffisso "ik" ponendo a = 1, b = 2, c =3, ... z = 26 e utilizzando una base 26. Quindi: ik = i × 26 + k = 9 × 26 + 11 = 245.
  41. ^ List of Supernovae , su cbat.eps.harvard.edu , IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams . URL consultato il 20 marzo 2013 .
  42. ^ E. Cappellaro, M. Turatto, Supernova Types and Rates , Influence of Binaries on Stellar Population Studies, Brussels, Belgio , Dordrecht, : Kluwer Academic Publishers , 8 agosto 2000. URL consultato il 20 marzo 2013 .
  43. ^ a b c d John Kolena, supernova taxonomy , su phy.duke.edu , Duke Physics. URL consultato il 20 marzo 2013 .
  44. ^ Enrico Cappellaro, Massimo Turatto, Supernova types and rates , su arxiv.org , 2000. URL consultato il 20 marzo 2013 .
  45. ^ 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 20 marzo 2013 .
  46. ^ Wen-Cong Chen, Xiang-Dong Li, On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae , in The Astrophysical Journal , vol. 702, n. 1, 2009, pp. 686-691, DOI : 10.1088/0004-637X/702/1/686 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  47. ^ DA Howell, 'et al.', Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift , in Astrophysical Journal Letters , vol. 667, n. 1, 2007, pp. L37–L40, DOI : 10.1086/522030 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  48. ^ Se la nana bianca è composta soprattutto da ossigeno, neon e manganese , allora essa collasserà tipicamente in una stella di neutroni e solo una porzione della sua massa sarà espulsa durante il collasso: cfr. CL Fryer, KCB New, Gravitational Waves from Gravitational Collapse , in Living Reviews in Relativity , vol. 6, n. 2, 2011. URL consultato il 24 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 27 marzo 2011) .
  49. ^ a b PA Mazzali et al. , A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae , in Science , vol. 315, n. 5813, 2007, pp. 825–828, DOI : 10.1126/science.1136259 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  50. ^ EH Lieb, H.-T. Yau, A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse , in Astrophysical Journal , vol. 323, n. 1, 1987, pp. 140–144, DOI : 10.1086/165813 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  51. ^ R. Canal, JL Gutiérrez, J. Isern, M. Hernanz, E. Gracia-Berro, The possible white dwarf-neutron star connection , Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs , Dordrecht, Kluwer Academic Publishers , 1997, p. 49, ISBN 0-7923-4585-1 . URL consultato il 14 marzo 2013 .
  52. ^ JC Wheeler, Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace , Cambridge University Press , 2000, p. 96, ISBN 0-521-65195-6 .
  53. ^ A. Khokhlov, E. Mueller, P. Hoeflich, Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms , in Astronomy and Astrophysics , vol. 270, 1–2, 1993, pp. 223–248. URL consultato il 24 marzo 2013 .
  54. ^ FK Röpke, W. Hillebrandt, The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae , in Astronomy and Astrophysics Letters , vol. 420, n. 1, 2004, pp. L1–L4, DOI : 10.1051/0004-6361:20040135 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  55. ^ a b W. Hillebrandt, JC Niemeyer, Type IA Supernova Explosion Models , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 38, n. 1, 2000, pp. 191–230, DOI : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . URL consultato il 24 marzo 2013 .
  56. ^ LM Macri et al. , A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant , in Astrophysical Journal , vol. 652, n. 2, 2006, pp. 1133–1149, DOI : 10.1086/508530 . URL consultato il 25 marzo 2013 .
  57. ^ SA Colgate, Supernovae as a standard candle for cosmology , in Astrophysical Journal , vol. 232, n. 1, 1979, pp. 404–408, DOI : 10.1086/157300 . URL consultato il 25 aprile 2014 .
  58. ^ M. Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology. URL consultato il 25 marzo 2013 .
  59. ^ B. Paczynski, Common Envelope Binaries , Structure and Evolution of Close Binary Systems, Cambridge, Inghilterra, 28 luglio – 1º agosto 1975 , Dordrecht, Reidel, 1976, pp. 75–80. URL consultato il 27 marzo 2013 .
  60. ^ KA Postnov, LR Yungelson, The Evolution of Compact Binary Star Systems , in Living Reviews in Relativity , vol. 9, n. 6, 2006, p. 6. URL consultato il 27 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 26 settembre 2007) .
  61. ^ Type Ia Supernova Progenitors , su astronomy.swin.edu.au , Swinburne University. URL consultato il 25 marzo 2013 .
  62. ^ Marius Dan et al. , How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact , su arxiv.org , 2012. URL consultato il 25 marzo 2013 .
  63. ^ D. Howell et al. , The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star , in Nature , vol. 443, n. 7109, 2006, pp. 308-311, DOI : 10.1038/nature05103 . URL consultato il 25 marzo 2013 .
  64. ^ M. Tanaka et al. , Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf , in The Astrophysical Journal , vol. 714, n. 2, 2010, pp. 1209–1216, DOI : 10.1088/0004-637X/714/2/1209 . URL consultato il 25 marzo 2013 .
  65. ^ a b c d S. Woosley, H.-T. Janka, The Physics of Core-Collapse Supernovae , in Nature Physics , vol. 1, n. 3, 2005, pp. 147–154, DOI : 10.1038/nphys172 . URL consultato il 7 giugno 2013 .
  66. ^ G. Gilmore, The Short Spectacular Life of a Superstar , in Science , vol. 304, n. 5697, 2004, pp. 1915–1916, DOI : 10.1126/science.1100370 . URL consultato il 7 giugno 2013 .
  67. ^ M. Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology. URL consultato il 7 giugno 2013 .
  68. ^ G. Hinshaw, The Life and Death of Stars , su map.gsfc.nasa.gov , NASA / WMAP , 23 agosto 2006. URL consultato il 7 giugno 2013 (archiviato dall' url originale il 12 marzo 2008) .
  69. ^ a b c d e f g h i j k l A. Heger et al. , How Massive Single Stars End Their Life , in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, 2003, pp. 288-300, DOI : 10.1086/375341 . URL consultato il 26 marzo 2013 .
  70. ^ K. Nomoto, M. Tanaka, N. Tominaga, K. Maeda, Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars , in New Astronomy Reviews , vol. 54, n. 3-6, 2010, pp. 191-200, DOI : 10.1016/j.newar.2010.09.022 . URL consultato il 26 marzo 2013 .
  71. ^ CL Fryer, KCB New, Gravitational Waves from Gravitational Collapse , in Living Reviews in Relativity , vol. 14, n. 2, 2011. URL consultato il 5 maggio 2013 .
  72. ^ RD Blandford, CF McKee, Fluid dynamics of relativistic blast waves , in Physics of Fluids , vol. 19, 1976, pp. 1130-1138, DOI : 10.1063/1.861619 . URL consultato il 12 giugno 2013 .
  73. ^ TJ Galama et al. , An unusual supernova in the error box of the γ-ray burst of 25 April 1998 , in Nature , vol. 395, n. 6703, 1998, pp. 670-672, DOI : 10.1038/27150 . URL consultato il 12 giugno 2013 .
  74. ^ H.-T. Janka et al. , Theory of core-collapse supernovae , in Physics Reports , vol. 442, n. 1-6, 2007, pp. 38-74, DOI : 10.1016/j.physrep.2007.02.002 . URL consultato il 16 maggio 2013 .
  75. ^ ES Myra, A. Burrows, Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds , in Astrophysical Journal , vol. 364, 1990, pp. 222–231, DOI : 10.1086/169405 . URL consultato il 26 maggio 2013 .
  76. ^ JR Gribbin, M. Gribbin, Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection , Yale University Press , 2000, p. 173, ISBN 978-0-300-09097-0 .
  77. ^ a b S. Barwick et al. , APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group ( PDF ), su aps.org , American Physical Society, 29 ottobre 2004. URL consultato il 26 maggio 2013 .
  78. ^ CL Fryer, KCB New, Gravitational Waves from Gravitational Collapse , in Living Reviews in Relativity , vol. 6, n. 2, 24 gennaio 2006. URL consultato il 26 maggio 2013 (archiviato dall' url originale il 30 maggio 2013) .
  79. ^ TJ Moriya, Progenitors of Recombining Supernova Remnants , in The Astrophysical Journal , vol. 750, n. 1, 2012, pp. L13-L18, DOI : 10.1088/2041-8205/750/1/L13 . URL consultato il 26 marzo 2013 .
  80. ^ a b D. Kasen, SE Woosley, A. Heger, Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout , in The Astrophysical Journal , vol. 734, n. 2, 2011, pp. id. 102, DOI : 10.1088/0004-637X/734/2/102 . URL consultato l'8 giugno 2013 .
  81. ^ a b P. Mazzali et al. , Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar-Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type IA Supernovae? , in The Astrophysical Journal , vol. 547, n. 2, 2001, pp. 988-994, DOI : 10.1086/318428 . URL consultato l'8 aprile 2013 .
  82. ^ T. Kunugise, K. Iwamoto, Neutrino Emission from Type Ia Supernovae , in Publications of the Astronomical Society of Japan , vol. 59, n. 6, 2007, pp. L57-L61. URL consultato l'8 aprile 2013 .
  83. ^ BT Hayden et al. , The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey , in The Astrophysical Journal , vol. 712, n. 1, 2010, pp. 350-366, DOI : 10.1088/0004-637X/712/1/350 . URL consultato l'8 aprile 2013 .
  84. ^ Thomas Janka, Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae , in Annual Review of Nuclear and Particle Science , vol. 62, 2012, pp. 407-451, DOI : 10.1146/annurev-nucl-102711-094901 . URL consultato il 9 aprile 2013 .
  85. ^ SJ Smartt, Progenitors of core-collapse supernovae , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 47, 2009, pp. 63–106, DOI : 10.1146/annurev-astro-082708-101737 . URL consultato il 9 aprile 2013 .
  86. ^ R. Naeye, R. Gutro, NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding , su nasa.gov , NASA / GSFC , 21 maggio 2008. URL consultato il 7 giugno 2013 .
  87. ^ R. Barbon, F. Ciatti, L. Rosino, Photometric properties of type II supernovae , in Astronomy and Astrophysics , vol. 72, n. 3, 1979, pp. 287-292. URL consultato il 31 marzo 2013 .
  88. ^ Type II Supernova Light Curves , su astronomy.swin.edu.au ,Università di tecnologia Swinburne . URL consultato il 31 marzo 2013 .
  89. ^ W. Li et al. , Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search - II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 412, n. 3, 2011, pp. 1441-1472, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x . URL consultato il 2 aprile 2013 .
  90. ^ D. Richardson et al. , A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 2, 2002, pp. 745-752, DOI : 10.1086/338318 . URL consultato il 2 aprile 2013 .
  91. ^ I sottotipi deboli possono essere considerati classi distinte. I sottotipi brillanti variano da supernovae leggermente più luminose a ipernovae
  92. ^ Misurato nella banda R . Le bande V e B presentano luminosità superiori di circa mezza magnitudine
  93. ^ Energia cinetica . L' energia elettromagnetica irradiata può essere inferiore.
  94. ^ Un gruppo eterogeneo, formato da tutti gli altri gruppi quando è presente un inviluppo di gas
  95. ^ DA Frail et al. , The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 464, n. 2, 1996, pp. L165–L168, DOI : 10.1086/310103 . URL consultato il 2 aprile 2013 .
  96. ^ P. Hoflich, P. Kumar, JC Wheeler, Neutron star kicks and supernova asymmetry , in Cosmic explosions in three dimensions: Asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts , Cambridge University Press , 2004. URL consultato il 2 aprile 2013 .
  97. ^ CL Fryer, Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse , in Astrophysical Journal , vol. 601, n. 2, 2004, pp. L175–L178, Bibcode : 2004ApJ...601L.175F , DOI : 10.1086/382044 , arXiv : astro-ph/0312265 .
  98. ^ J. Foust, Evidence presented for new supernova explosion model , su Spaceflight Now , 1º settembre 2000. URL consultato il 6 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 31 dicembre 2006) .
  99. ^ The VLT Measures the Shape of a Type Ia Supernova , European Southern Observatory , 6 aprile 2013. URL consultato il 6 aprile 2013 .
  100. ^ P. François et al. , The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis , in Astronomy and Astrophysics , vol. 421, n. 2, 2004, pp. 613–621, DOI : 10.1051/0004-6361:20034140 . URL consultato il 10 aprile 2013 .
  101. ^ SE Woosley, WD Arnett, DD Clayton, The Explosive Burning of Oxygen and Silicon , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 26, 1973, pp. 231–312, DOI : 10.1086/190282 . URL consultato il 10 aprile 2013 .
  102. ^ Y.-Z. Qian, P. Vogel, GJ Wasserburg, Diverse Supernova sources for the r-Process , in Astrophysical Journal , vol. 494, n. 1, 1998, pp. 285–296, DOI : 10.1086/305198 . URL consultato il 10 aprile 2013 .
  103. ^ G. Gonzalez, D. Brownlee, P. Ward, The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution , in Icarus , vol. 152, n. 1, 2001, pp. 185–200, DOI : 10.1006/icar.2001.6617 . URL consultato il 10 aprile 2013 .
  104. ^ Introduction to Supernova Remnants , su heasarc.gsfc.nasa.gov , High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, NASA, 11 maggio 2011. URL consultato l'11 aprile 2013 .
  105. ^ CL Kulyk, Explosive Debate: Supernova Dust Lost and Found , su space.com , 19 giugno 2006. URL consultato l'11 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 2 febbraio 2011) .
  106. ^ T. Preibisch, H. Zinnecker, Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2) , From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters, ASP Conference Proceedings , San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2001, p. 791, ISBN 1-58381-081-1 . URL consultato l'11 aprile 2013 .
  107. ^ GJ Taylor, Triggering the Formation of the Solar System , su psrd.hawaii.edu , Planetary Science Research, 21 maggio 2003. URL consultato l'11 aprile 2013 .
  108. ^ A. Melott et al. , Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction? , in International Journal of Astrobiology , vol. 3, n. 2, 2004, pp. 55–61, DOI : 10.1017/S1473550404001910 . URL consultato il 14 aprile 2013 .
  109. ^ Researchers Detect 'Near Miss' Supernova Explosion , University of Illinois College of Liberal Arts and Sciences , autunno-inverno 2005–2006, p. 17. URL consultato il 14 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 1º settembre 2006) .
  110. ^ K. Knie et al. , 60 Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source , in Physical Review Letters , vol. 93, n. 17, 2004, pp. 171103–171106, DOI : 10.1103/PhysRevLett.93.171103 . URL consultato il 14 aprile 2013 .
  111. ^ BD Fields, J. Ellis, On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova , in New Astronomy , vol. 4, n. 6, 1999, pp. 419–430, DOI : 10.1016/S1384-1076(99)00034-2 . URL consultato il 14 aprile 2013 .
  112. ^ ( EN ) A SUPERNOVA AT 50 PC: EFFECTS ON THE EARTH'S ATMOSPHERE AND BIOTA
  113. ^ J. Matson, Supernovae in Ice ( PDF ), in Scientific American , vol. 300, n. 5, maggio 2009, p. 28, DOI : 10.1038/scientificamerican0509-28a (archiviato dall' url originale il 20 luglio 2011) .
  114. ^ M. van der Sluys, H. Lamers, The dynamics of the Wolf–Rayet ring nebula M1-67 , su astro.uu.nl , Astronomical Institute of Utrecht, 2003. URL consultato il 17 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 1º luglio 2003) .
  115. ^ Cfr. sezione 4 in M. Richmond, Will a Nearby Supernova Endanger Life on Earth? ( TXT ), su tass-survey.org , 5 dicembre 2009. URL consultato il 16 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 6 marzo 2007) .
  116. ^ N. Gehrels, Ozone Depletion from Nearby Supernovae , in Astrophysical Journal , vol. 585, n. 2, 2003, pp. 1169–1176, DOI : 10.1086/346127 . URL consultato il 16 aprile 2013 .
  117. ^ The William Herschel telescope finds the best candidate for a supernova explosion , Particle Physics and Astronomy Research Council, 31 gennaio 2003. URL consultato il 17 aprile 2013 .
  118. ^ R. van Boekel, M. Schöller e T. Herbst, Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon , su eso.org , European Southern Observatory, 18 novembre 2003. URL consultato il 17 aprile 2013 .
  119. ^ K. Than, Mystery of Explosive Star Solved , su space.com , 19 luglio 2006. URL consultato il 20 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 22 maggio 2011) .
  120. ^ Astronomers See Future Supernova Developing , SpaceDaily, 25 luglio 2006. URL consultato il 20 aprile 2013 .
  121. ^ TD Thoroughgood et al. , The recurrent nova U Scorpii — A type Ia supernova progenitor , The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects. San Francisco, Astronomical Society of the Pacific , 2002, pp. 77-78, ISBN 1-58381-101-X . URL consultato il 20 aprile 2013 .
  122. ^ D. Weaver, R. Humphreys, Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts , su hubblesite.org , HubbleSite NewsCenter, 8 gennaio 2007. URL consultato il 20 aprile 2013 .
  123. ^ Supernova Remnants and Neutron Stars , su chandra.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , 5 settembre 2008. URL consultato il 20 aprile 2013 .
  124. ^ J. Kaler, Regor , su stars.astro.illinois.edu , University of Illinois at Urbana-Champaign. URL consultato il 20 aprile 2013 .
  125. ^ J. Kaler, WR 104: Pinwheel Star , su zuserver2.star.ucl.ac.uk , Astronomy Picture of the Day , 9 aprile 1999. URL consultato il 20 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 14 aprile 2009) .
  126. ^ R. Lloyd, Strange Space Pinwheels Spotted , su space.com , 4 settembre 2006. URL consultato il 20 aprile 2013 (archiviato dall' url originale il 22 maggio 2011) .
  127. ^ W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron, The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 , in Astronomical Society of the Pacific , vol. 105, n. 690, 1999, pp. 841–847, DOI : 10.1086/133242 . URL consultato il 20 aprile 2013 .
  128. ^ E. Samuel, Supernova poised to go off near Earth , su newscientist.com , New Scientist , 23 maggio 2002. URL consultato il 20 aprile 2013 .
  129. ^ Margherita Hack, Gianluca Ranzini, Le 10 stelle pericolose più vicine , in Stelle da paura , Sperling & Kupfer, 2012, ISBN 88-7339-718-2 .
  130. ^ ( EN ) Tim Stephens, Superluminous supernova marks the death of a star at cosmic high noon , in Università della California, Santa Cruz .
  131. ^ ( EN ) Astronomers detect a supernova brighter than all the Milky Way's stars combined , su astronomy.com .
  132. ^ ( EN ) Iair Arcavi et al., Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star ( abstract ), in Nature , vol. 551, 8 novembre 2017, pp. 510-513, DOI : 10.1038/nature24030 .
  133. ^ ( EN ) MC Bersten, G. Folatelli e F. García, A surge of light at the birth of a supernova , in Nature , vol. 554, n. 7693, 2018/02, pp. 497–499, DOI : 10.1038/nature25151 . URL consultato il 24 febbraio 2018 .
  134. ^ Astrofilo scopre per caso la 'prima luce' di una supernova. "E' come vincere alla lotteria" , in Repubblica.it , 22 febbraio 2018. URL consultato il 24 febbraio 2018 .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 23351 · LCCN ( EN ) sh85130637 · GND ( DE ) 4184117-7 · BNF ( FR ) cb11981120n (data) · BNE ( ES ) XX536209 (data) · NDL ( EN , JA ) 00573732
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Supernova&oldid=122212326 "