المستعر الأعظم

الموسوعة الحرة

المستعر الأعظم 1994D (النقطة المضيئة في الأسفل إلى اليسار)، وهو مستعر أعظم من النوع Ia داخل مجرته المضيفة، NGC 4526

المستعر الأعظم ( الجمع : المستعر الأعظم أو المستعر الأعظم ) هو انفجار قوي ومضيء لنجم . يحدث المستعر الأعظم أثناء المراحل التطورية الأخيرة لنجم ضخم ، أو عندما يتم تحفيز قزم أبيض إلى اندماج نووي جامح. ينهار الجسم الأصلي، المسمى السلف ، إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود ، أو يتم تدميره بالكامل لتشكيل سديم منتشر . يمكن أن تكون ذروة السطوع البصري للمستعر الأعظم مماثلة لتوهج مجرة ​​بأكملها قبل أن يتلاشى على مدى عدة أسابيع أو أشهر.

كان آخر مستعر أعظم تم رصده مباشرة في مجرة ​​درب التبانة هو مستعر كيبلر الأعظم في عام 1604، والذي ظهر بعد فترة وجيزة من مستعر تايكو الأعظم في عام 1572، وكلاهما كان مرئيًا بالعين المجردة . تم العثور على بقايا مستعرات أعظم أحدث، وتشير ملاحظات المستعرات الأعظمية في مجرات أخرى إلى أنها تحدث في مجرة ​​درب التبانة في المتوسط ​​حوالي ثلاث مرات كل قرن. من المؤكد تقريبًا أن المستعر الأعظم في مجرة ​​درب التبانة يمكن ملاحظته من خلال التلسكوبات الفلكية الحديثة. كان أحدث مستعر أعظم بالعين المجردة هو SN 1987A ، والذي كان انفجار نجم عملاق أزرق في سحابة ماجلان الكبرى ، وهي مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة.

تشير الدراسات النظرية إلى أن معظم المستعرات الأعظمية تحدث نتيجة لإحدى آليتين أساسيتين: إعادة الاشتعال المفاجئ للاندماج النووي في القزم الأبيض ، أو الانهيار الجاذبي المفاجئ لنواة نجم ضخم .

  • في إعادة اشتعال القزم الأبيض، ترتفع درجة حرارة الجسم بما يكفي لتحفيز الاندماج النووي الجامح ، مما يؤدي إلى تعطيل النجم تمامًا. الأسباب المحتملة هي تراكم المواد من رفيق ثنائي من خلال التراكم ، أو عن طريق اندماج نجمي .
  • في حالة الانفجار المفاجئ لنجم ضخم، فإن قلب النجم الضخم سوف يتعرض للانهيار المفاجئ بمجرد أن يصبح غير قادر على إنتاج طاقة كافية من الاندماج لمقاومة جاذبية النجم نفسه، والذي يجب أن يحدث بمجرد أن يبدأ النجم في اندماج الحديد ، ولكن قد يحدث خلال مرحلة سابقة من اندماج المعادن .

يمكن للمستعرات العظمى أن تطرد عدة كتل شمسية من المواد بسرعات تصل إلى عدة في المائة من سرعة الضوء . هذا يدفع موجة صدمة متوسعة إلى الوسط بين النجوم المحيط ، مما يؤدي إلى اكتساح غلاف متوسع من الغاز والغبار يُلاحظ كبقايا مستعر أعظم. المستعرات العظمى هي مصدر رئيسي للعناصر في الوسط بين النجوم من الأكسجين إلى الروبيديوم . يمكن لموجات الصدمة المتوسعة للمستعرات العظمى أن تؤدي إلى تكوين نجوم جديدة . المستعرات العظمى هي مصدر رئيسي للأشعة الكونية . قد تنتج أيضًا موجات جاذبية .

علم أصول الكلمات

كلمة سوبر نوفا لها صيغة الجمع سوبر نوفا ( /- v iː / ) أو سوبر نوفا وغالبا ما يتم اختصارها إلى SN أو SNe. وهي مشتقة من الكلمة اللاتينية nova ، والتي تعني " جديد " ، والتي تشير إلى ما يبدو أنه نجم جديد ساطع مؤقت. إضافة البادئة "super-" تميز المستعرات الأعظمية عن المستعرات الأعظمية العادية، والتي تكون أقل إضاءة بكثير. تم صياغة كلمة سوبر نوفا من قبل والتر بادي وفريتز زويكي ، الذين بدءوا في استخدامها في محاضرات الفيزياء الفلكية في عام 1931. [1] [2] جاء أول استخدام لها في مقال في مجلة في العام التالي في منشور لكونت لوندمارك ، الذي ربما صاغها بشكل مستقل. [2] [3]

تاريخ المراقبة

بالمقارنة بتاريخ النجم بأكمله، فإن المظهر المرئي للمستعر الأعظم قصير جدًا، ويمتد أحيانًا لعدة أشهر، بحيث تكون فرص رصده بالعين المجردة مرة واحدة تقريبًا في العمر. فقط جزء صغير من 100  مليار نجم في مجرة ​​نموذجية لديه القدرة على التحول إلى مستعر أعظم، وتقتصر القدرة على تلك التي لها كتلة عالية وتلك الموجودة في أنواع نادرة من أنظمة النجوم الثنائية مع قزم أبيض واحد على الأقل . [4]

الاكتشافات المبكرة

من المرجح أن أقدم سجل لانفجار مستعر أعظم محتمل، يُعرف باسم HB9، قد شاهده شعب ما قبل التاريخ غير المعروف في شبه القارة الهندية ، وتم تسجيله على نقش صخري في منطقة بورزاهاما في كشمير ، ويرجع تاريخه إلى عام 1800.4500 ± 1000  قبل الميلاد . [5] وفي وقت لاحق، تم توثيق المستعر الأعظم SN 185 من قبل علماء الفلك الصينيين في عام 185 بعد الميلاد. وكان ألمع مستعر أعظم مسجل هو SN 1006 ، والذي تم رصده في عام 1006 بعد الميلاد في كوكبة الذئبة . وقد وصف هذا الحدث من قبل المراقبين في الصين واليابان والعراق ومصر وأوروبا. [6] [7] [8] أنتج المستعر الأعظم SN 1054 الذي تم رصده على نطاق واسع سديم السرطان . [9]

كان للمستعرات العظمى SN 1572 و SN 1604 ، أحدث المستعرات العظمى في مجرة ​​درب التبانة التي تم رصدها بالعين المجردة، تأثير ملحوظ على تطور علم الفلك في أوروبا لأنها استخدمت للجدال ضد فكرة أرسطو القائلة بأن الكون وراء القمر والكواكب كان ثابتًا وغير متغير. [10] بدأ يوهانس كيبلر في مراقبة المستعرات العظمى SN 1604 في ذروتها في 17 أكتوبر 1604، واستمر في إجراء تقديرات لسطوعها حتى تلاشى عن الرؤية بالعين المجردة بعد عام. [11] كان المستعر الأعظم الثاني الذي تم رصده في جيل واحد، بعد أن لاحظ تايكو براهي المستعر الأعظم SN 1572 في كاسيوبيا . [12]

هناك بعض الأدلة على أن أحدث مستعر أعظم معروف في مجرتنا، G1.9+0.3 ، حدث في أواخر القرن التاسع عشر، أي في وقت أحدث بكثير من كاسيوبيا أ من حوالي عام 1680. [13] لم يتم ملاحظة أي منهما في ذلك الوقت. في حالة كاسيوبيا أ، كان من الممكن أن يؤدي الانقراض العالي من الغبار على طول مستوى القرص المجري إلى تعتيم الحدث بدرجة كافية بحيث يمر دون أن يلاحظه أحد. الوضع بالنسبة لكاسيوبيا أ أقل وضوحًا؛ فقد تم اكتشاف أصداء الضوء تحت الأحمر تُظهر أنها لم تكن في منطقة ذات انقراض مرتفع بشكل خاص. [14]

المستعرات العظمى التاريخية في المجموعة المحلية
سنة لوحظ في أقصى سطوع واضح اليقين [16] من

تحديد الرقم التسلسلي

185 كوكبة قنطورس -6 م من المحتمل أن يكون نجمًا كبيرًا، ولكن قد يكون مذنبًا [17] [18]
386 كوكبة القوس +1.5 م [19] غير مؤكد ما إذا كان SN أو nova كلاسيكيًا [20]
393 كوكبة العقرب -3 م SN ممكن [20]
1006 كوكبة الذئبة -7.5 ± 0.4 م [21] مؤكد: نسبة الإشارة إلى الضوضاء معروفة
1054 كوكبة الثور -6 م مؤكد: نسبة الإشارة إلى الضوضاء والنجم النابض معروفة
1181 كوكبة كاسيوبيا -2 م من المحتمل أن يكون النوع Iax SN مرتبطًا ببقايا Pa30 [22]
1572 كوكبة كاسيوبيا -4 م مؤكد: نسبة الإشارة إلى الضوضاء معروفة
1604 كوكبة الحواء -2 م مؤكد: نسبة الإشارة إلى الضوضاء معروفة
1680 ؟ كوكبة كاسيوبيا +6 م نسبة الإشارة إلى الضوضاء معروفة، ولكن من غير الواضح ما إذا كان قد تم رصد النجم المذنب
1800–1900 كوكبة القوس ؟ م نسبة الإشارة إلى الضوضاء معروفة، ولكن لم يتم ملاحظتها
1885 مجرة أندروميدا +6 م تأكيد
1987 سحابة ماجلان الكبرى +3 م تأكيد

نتائج التلسكوب

مع تطور التلسكوب الفلكي ، أصبح من الممكن مراقبة واكتشاف المستعرات الأعظمية الأضعف والأبعد. كانت أول ملاحظة من هذا القبيل للمستعر الأعظم 1885A في مجرة ​​أندروميدا . تم اكتشاف مستعر أعظم ثانٍ، SN 1895B ، في NGC 5253 بعد عقد من الزمان. [23] تم إجراء العمل المبكر على ما كان يُعتقد في الأصل أنه مجرد فئة جديدة من المستعرات خلال عشرينيات القرن العشرين. وقد أطلق عليها بشكل مختلف "المستعرات الأعظمية من الطبقة العليا" أو "الهاوبتنوفا" أو "المستعرات الأعظمية العملاقة". [24] يُعتقد أن اسم "المستعرات الأعظمية" صاغه والتر بادي وزويكي في محاضرات في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا عام 1931. وقد تم استخدامه، باسم "المستعرات الأعظمية"، في ورقة بحثية نشرتها مجلة كنوت لوندمارك عام 1933، [25] وفي ورقة بحثية عام 1934 بقلم بادي وزويكي. [26] بحلول عام 1938، لم يعد يتم استخدام الواصلة وتم استخدام الاسم الحديث. [27]

طور علماء الفلك الأمريكيون رودولف مينكوفسكي وفريتز زويكي مخطط تصنيف المستعرات الأعظمية الحديث بدءًا من عام 1941. [28] خلال الستينيات، وجد علماء الفلك أن أقصى شدة للمستعرات الأعظمية يمكن استخدامها كشموع قياسية ، وبالتالي مؤشرات للمسافات الفلكية. [29] بدت بعض المستعرات الأعظمية الأكثر بعدًا التي لوحظت في عام 2003 أضعف من المتوقع. وهذا يدعم الرأي القائل بأن توسع الكون يتسارع . [30] تم تطوير تقنيات لإعادة بناء أحداث المستعرات الأعظمية التي ليس لها سجلات مكتوبة لرصدها. تم تحديد تاريخ حدث المستعر الأعظم كاسيوبيا أ من أصداء الضوء من السديم ، [31] بينما تم تقدير عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة [32] وانبعاثات أشعة جاما من الاضمحلال الإشعاعي للتيتانيوم-44 . [33]

حقل جاديس العميق. تمكن فريق من علماء الفلك الذين يدرسون بيانات جاديس من تحديد حوالي 80 جسمًا (محاطًا بدائرة خضراء) تغير سطوعها بمرور الوقت. معظم هذه الأجسام، المعروفة باسم الأجسام العابرة، هي نتيجة لانفجار النجوم أو المستعرات العظمى. [34]

إن أشد المستعرات العظمى سطوعًا التي تم تسجيلها على الإطلاق هي ASASSN-15lh ، والتي تقع على مسافة 3.82 جيجا سنة ضوئية . وقد تم اكتشافها لأول مرة في يونيو 2015 وبلغت ذروتها عند 570 مليار  لومن ، وهو ضعف سطوع أي مستعر أعظم معروف آخر. [35] إن طبيعة هذا المستعر الأعظم محل جدال وقد تم اقتراح العديد من التفسيرات البديلة، مثل الاضطراب المدّي لنجم بواسطة ثقب أسود. [36]

تم تسجيل المستعر الأعظم 2013fs بعد ثلاث ساعات من حدث المستعر الأعظم في 6 أكتوبر 2013، بواسطة Intermediate Palomar Transient Factory . هذا من بين أقدم المستعرات الأعظمية التي تم التقاطها بعد الانفجار، وهو أقدم مستعر أعظم تم الحصول على أطياف له، حيث بدأ بعد ست ساعات من الانفجار الفعلي. يقع النجم في مجرة ​​حلزونية تسمى NGC 7610 ، على بعد 160 مليون سنة ضوئية في كوكبة بيجاسوس. [37] [38]

تم اكتشاف المستعر الأعظم SN 2016gkg بواسطة عالم الفلك الهاوي فيكتور بوسو من روزاريو ، الأرجنتين، في 20 سبتمبر 2016. [39] [40] كانت هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها ملاحظة "الاندفاع الصادم" الأولي من مستعر أعظم بصري. [39] تم تحديد النجم السلف في صور تلسكوب هابل الفضائي قبل انهياره. لاحظ عالم الفلك أليكس فيليبينكو : "توفر ملاحظات النجوم في اللحظات الأولى من بدء انفجارها معلومات لا يمكن الحصول عليها مباشرة بأي طريقة أخرى." [39]

لقد حقق تلسكوب جيمس ويب الفضائي تقدمًا كبيرًا في فهمنا للمستعرات الأعظمية [41] من خلال تحديد حوالي 80 حالة جديدة من خلال برنامج المسح العميق المتقدم خارج المجرة (JADES) التابع له. ويشمل ذلك المستعر الأعظم الأبعد المؤكد طيفيًا عند انزياح أحمر يبلغ 3.6، مما يشير إلى أن انفجاره حدث عندما كان عمر الكون 1.8 مليار سنة فقط. تقدم هذه النتائج [42] رؤى حاسمة في تطور النجوم في الكون المبكر وتكرار المستعرات الأعظمية خلال سنوات تكوينه.

برامج الاكتشاف

بقايا المستعر الأعظم SNR E0519-69.0 في سحابة ماجلان الكبرى

نظرًا لأن المستعرات الأعظمية أحداث نادرة نسبيًا داخل المجرة، تحدث حوالي ثلاث مرات كل قرن في مجرة ​​درب التبانة، [43] فإن الحصول على عينة جيدة من المستعرات الأعظمية للدراسة يتطلب مراقبة منتظمة للعديد من المجرات. اليوم، يجد علماء الفلك الهواة والمحترفون عدة مئات منها كل عام، بعضها عندما يقترب من أقصى سطوع، والبعض الآخر على صور فلكية قديمة أو لوحات. لا يمكن التنبؤ بالمستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى بأي دقة ذات مغزى. عادةً، عندما يتم اكتشافها، تكون في طور التقدم بالفعل. [44] لاستخدام المستعرات الأعظمية كشموع قياسية لقياس المسافة، يلزم ملاحظة ذروة سطوعها. لذلك من المهم اكتشافها قبل وقت طويل من وصولها إلى أقصى حد لها. لعب علماء الفلك الهواة ، الذين يفوق عددهم عدد علماء الفلك المحترفين، دورًا مهمًا في العثور على المستعرات الأعظمية، عادةً من خلال النظر إلى بعض المجرات الأقرب من خلال تلسكوب بصري ومقارنتها بالصور السابقة. [45]

مع نهاية القرن العشرين، لجأ علماء الفلك بشكل متزايد إلى التلسكوبات وأجهزة اقتران الشحنات التي يتم التحكم فيها بواسطة الكمبيوتر لصيد المستعرات الأعظمية. وفي حين تحظى مثل هذه الأنظمة بشعبية لدى الهواة، فهناك أيضًا منشآت احترافية مثل تلسكوب التصوير الآلي كاتزمان . [46] يستخدم مشروع نظام الإنذار المبكر بالمستعرات الأعظمية (SNEWS) شبكة من أجهزة كشف النيوترينو لإعطاء تحذير مبكر من المستعر الأعظم في مجرة ​​درب التبانة. [47] [48] النيوترينوات هي جسيمات دون ذرية يتم إنتاجها بكميات كبيرة بواسطة المستعر الأعظم، ولا يتم امتصاصها بشكل كبير بواسطة الغاز والغبار بين النجوم في القرص المجري. [49]

"نجم على وشك الانفجار"، تحيط سديم SBW1 بنجم عملاق أزرق ضخم في سديم كارينا .

تنقسم عمليات البحث عن المستعرات العظمى إلى فئتين: تلك التي تركز على الأحداث القريبة نسبيًا وتلك التي تبحث عن أبعد. وبسبب توسع الكون ، يمكن تقدير المسافة إلى جسم بعيد ذي طيف انبعاث معروف عن طريق قياس إزاحة دوبلر (أو الانزياح الأحمر )؛ في المتوسط، تتراجع الأجسام البعيدة بسرعة أكبر من الأجسام القريبة، وبالتالي يكون لها انزياح أحمر أعلى. وبالتالي ينقسم البحث بين انزياح أحمر مرتفع وانزياح أحمر منخفض، مع وقوع الحد حول نطاق انزياح أحمر z = 0.1–0.3، حيث z هو مقياس بلا أبعاد لتحول تردد الطيف. [50]

تتضمن عمليات البحث عن المستعرات الأعظمية ذات الانزياح الأحمر العالي عادةً مراقبة منحنيات ضوء المستعرات الأعظمية. وهي مفيدة للشموع القياسية أو المعايرة لإنشاء مخططات هابل وإجراء تنبؤات كونية. يُعد التحليل الطيفي للمستعرات الأعظمية، المستخدم لدراسة فيزياء وبيئات المستعرات الأعظمية، أكثر عملية عند الانزياح الأحمر المنخفض منه عند الانزياح الأحمر العالي. [51] [52] كما تعمل ملاحظات الانزياح الأحمر المنخفض على ترسيخ نهاية المسافة المنخفضة لمنحنى هابل ، وهو رسم بياني للمسافة مقابل الانزياح الأحمر للمجرات المرئية. [53] [54]

مع زيادة عدد المستعرات الأعظمية المكتشفة بسرعة من خلال برامج المسح، تم تجميع مجموعات مجمعة من الملاحظات (منحنيات اضمحلال الضوء، والقياسات الفلكية، وملاحظات ما قبل المستعر الأعظم، والتحليل الطيفي). تضمنت مجموعة بيانات بانثيون، التي تم تجميعها في عام 2018، 1048 مستعرًا أعظم. [55] في عام 2021، تم توسيع مجموعة البيانات هذه لتشمل 1701 منحنى ضوئي لـ 1550 مستعرًا أعظم مأخوذًا من 18 مسحًا مختلفًا، بزيادة بنسبة 50٪ في أقل من 3 سنوات. [56]

اتفاقية التسمية

صورة تجميعية ضوئية بالأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء والأطوال الموجية المتعددة لبقايا المستعر الأعظم كيبلر ، SN 1604

يتم الإبلاغ عن اكتشافات المستعرات العظمى إلى المكتب المركزي للبرقيات الفلكية التابع للاتحاد الفلكي الدولي ، والذي يرسل نشرة بالاسم الذي يعينه لذلك المستعر الأعظم. [57] يتكون الاسم من البادئة SN ، متبوعة بسنة الاكتشاف، مع إضافة تسمية مكونة من حرف واحد أو حرفين. يتم تحديد أول 26 مستعرًا أعظميًا في العام بحرف كبير من A إلى Z. بعد ذلك، يتم استخدام أزواج من الأحرف الصغيرة: aa و ab وما إلى ذلك. وبالتالي، على سبيل المثال، يشير SN 2003C إلى المستعر الأعظم الثالث الذي تم الإبلاغ عنه في عام 2003. [58] كان آخر مستعر أعظم في عام 2005، SN 2005nc، هو المستعر الأعظم رقم 367 (14 × 26 + 3 = 367). منذ عام 2000، اكتشف علماء الفلك المحترفون والهواة عدة مئات من المستعرات العظمى كل عام (572 في عام 2007، و261 في عام 2008، و390 في عام 2009؛ و231 في عام 2013). [59] [60]

تُعرف المستعرات الأعظمية التاريخية ببساطة حسب سنة حدوثها: SN 185، SN 1006، SN 1054، SN 1572 (يُسمى مستعر تايكو ) وSN 1604 ( نجم كيبلر ). [61] منذ عام 1885، تم استخدام تدوين الحروف الإضافية، حتى لو تم اكتشاف مستعر أعظم واحد فقط في ذلك العام (على سبيل المثال، SN 1885A، SN 1907A، إلخ)؛ حدث هذا آخر مرة مع SN 1947A. SN ، لـ SuperNova، هي بادئة قياسية. حتى عام 1987، نادرًا ما كانت هناك حاجة إلى تسميات مكونة من حرفين؛ منذ عام 1988، كانت هناك حاجة إليها كل عام. منذ عام 2016، أدى العدد المتزايد من الاكتشافات بانتظام إلى الاستخدام الإضافي لتسميات مكونة من ثلاثة أحرف. [62] بعد zz يأتي aaa، ثم aab، aac، وهكذا. على سبيل المثال، يحمل آخر مستعر أعظم تم الاحتفاظ به في كتالوج مستعرات آسياجو العظمى عندما انتهى في 31 ديسمبر 2017 تسمية SN 2017jzp. [63]

تصنيف

يصنف علماء الفلك المستعرات الأعظمية وفقًا لمنحنيات الضوء وخطوط امتصاص العناصر الكيميائية المختلفة التي تظهر في أطيافها . إذا كان طيف المستعر الأعظم يحتوي على خطوط من الهيدروجين (المعروفة باسم سلسلة بالمر في الجزء المرئي من الطيف) فإنه يصنف على أنه من النوع الثاني ؛ وإلا فإنه من النوع الأول . في كل من هذين النوعين توجد تقسيمات فرعية وفقًا لوجود خطوط من عناصر أخرى أو شكل منحنى الضوء (رسم بياني لحجم المستعر الأعظم الظاهري كدالة للزمن). [64] [65]

تصنيف المستعرات العظمى [64] [65]
النوع الأول
لا يوجد هيدروجين 		النوع Ia
يقدم خطًا من السيليكون المؤين المفرد (Si II) عند 615.0 نانومتر (نانومتر)، بالقرب من ذروة الضوء 		الهروب الحراري
النوع Ib/c
يتميز بامتصاص ضعيف أو بدون امتصاص السيليكون 		النوع Ib يظهر خط الهيليوم
غير المؤين (He I) عند 587.6 نانومتر 		انهيار النواة
النوع الأول ج
ضعيف أو لا يحتوي على هيليوم
النوع الثاني
يظهر الهيدروجين 		النوع الثاني-P/-L/n
طيف النوع الثاني في جميع الأنحاء 		النوع الثاني-P/L
لا توجد خطوط ضيقة 		يصل النوع II-P
إلى "هضبة" في منحنى الضوء الخاص به
النوع II-L
يعرض انخفاضًا "خطيًا" في منحنى الضوء (خطي في المقدار مقابل الوقت) [66]
النوع الأول
في بعض الخطوط الضيقة
يتغير طيف النوع IIb
ليصبح مثل النوع Ib

النوع الأول

منحنى الضوء للنوع Ia SN 2018gv

تنقسم المستعرات العظمى من النوع الأول على أساس أطيافها، حيث يظهر النوع الأول أ خط امتصاص قوي للسيليكون المؤين . وتصنف المستعرات العظمى من النوع الأول التي لا تحتوي على هذا الخط القوي على أنها من النوع الأول ب والنوع الأول ج، حيث يظهر النوع الأول ب خطوط هيليوم محايدة قوية والنوع الأول ج يفتقر إليها. تاريخيًا، كانت منحنيات الضوء للمستعرات العظمى من النوع الأول متشابهة على نطاق واسع، لدرجة أنه لم يكن من الممكن إجراء تمييزات مفيدة. [66] وبينما تمت دراسة الاختلافات في منحنيات الضوء، لا يزال التصنيف يتم على أسس طيفية وليس على شكل منحنى الضوء. [65]

يُظهِر عدد صغير من المستعرات العظمى من النوع Ia سمات غير عادية، مثل السطوع غير القياسي أو منحنيات الضوء العريضة، ويتم تصنيفها عادةً بالإشارة إلى أقدم مثال يُظهِر سمات مماثلة. على سبيل المثال، غالبًا ما يُشار إلى المستعر الأعظم 2008ha الأقل سطوعًا باسم المستعر الأعظم 2002cx أو الفئة Ia-2002cx. [67]

تظهر نسبة صغيرة من المستعرات العظمى من النوع Ic خطوط انبعاث واسعة ومختلطة للغاية والتي يُعتقد أنها تشير إلى سرعات توسع عالية جدًا للقذف. وقد تم تصنيفها على أنها من النوع Ic-BL أو Ic-bl. [68]

المستعرات الأعظمية الغنية بالكالسيوم هي نوع نادر من المستعرات الأعظمية السريعة جدًا ذات خطوط الكالسيوم القوية بشكل غير عادي في أطيافها. [69] [70] تشير النماذج إلى أنها تحدث عندما تتراكم المادة من نجم مرافق غني بالهيليوم بدلاً من نجم غني بالهيدروجين . وبسبب خطوط الهيليوم في أطيافها، يمكن أن تشبه المستعرات الأعظمية من النوع Ib، ولكن يُعتقد أن لها أسلافًا مختلفة تمامًا. [71]

النوع الثاني

تُستخدم منحنيات الضوء لتصنيف المستعرات العظمى من النوع II-P والنوع II-L. [65] [72]

يمكن أيضًا تقسيم المستعرات العظمى من النوع الثاني بناءً على أطيافها. في حين تُظهر معظم المستعرات العظمى من النوع الثاني خطوط انبعاث عريضة جدًا تشير إلى سرعات تمدد تصل إلى آلاف الكيلومترات في الثانية ، فإن بعضها، مثل المستعر الأعظم 2005gl ، لها سمات ضيقة نسبيًا في أطيافها. تسمى هذه المستعرات العظمى من النوع الثاني، حيث يرمز الحرف "n" إلى "ضيق". [65]

يبدو أن بعض المستعرات العظمى، مثل المستعر الأعظم 1987K [73] والمستعر الأعظم 1993J ، تغير أنواعها: فهي تظهر خطوطًا من الهيدروجين في الأوقات المبكرة، ولكن على مدار أسابيع إلى أشهر، تصبح مهيمنة عليها خطوط من الهيليوم. يُستخدم مصطلح "النوع IIb" لوصف مجموعة السمات المرتبطة عادةً بالنوعين II وIb. [65]

تُصنَّف المستعرات العظمى من النوع الثاني ذات الأطياف الطبيعية التي تهيمن عليها خطوط الهيدروجين العريضة والتي تظل طيلة عمر الانحدار على أساس منحنيات الضوء الخاصة بها. ويُظهِر النوع الأكثر شيوعًا "هضبة" مميزة في منحنى الضوء بعد فترة وجيزة من ذروة السطوع حيث يظل السطوع المرئي ثابتًا نسبيًا لعدة أشهر قبل استئناف الانحدار. وتُسمى هذه المستعرات العظمى من النوع الثاني-P في إشارة إلى الهضبة. أما المستعرات العظمى من النوع الثاني-L الأقل شيوعًا والتي تفتقر إلى هضبة مميزة. ويشير الحرف "L" إلى "خطي" على الرغم من أن منحنى الضوء ليس في الواقع خطًا مستقيمًا. [65]

تُسمى المستعرات الأعظمية التي لا تندرج ضمن التصنيفات العادية بالمستعرات الغريبة أو "pec". [65]

الأنواع الثالث والرابع والخامس

عرّف زويكي أنواعًا إضافية من المستعرات العظمى بناءً على أمثلة قليلة جدًا لم تتناسب تمامًا مع معايير المستعرات العظمى من النوع الأول أو الثاني. كان المستعر الأعظم 1961i في NGC 4303 هو النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة المستعرات العظمى من النوع الثالث، والذي اشتهر بأقصى منحنى ضوئي عريض وخطوط بالمر الهيدروجينية العريضة التي كانت بطيئة التطور في الطيف. [66] كان المستعر الأعظم 1961f في NGC 3003 هو النموذج الأولي والعضو الوحيد في فئة النوع الرابع، مع منحنى ضوئي مشابه للمستعر الأعظم من النوع II-P، مع خطوط امتصاص الهيدروجين ولكن خطوط انبعاث الهيدروجين الضعيفة . [66] تم صياغة فئة النوع الخامس لـ SN 1961V في NGC 1058 ، وهو مستعر أعظم خافت غير عادي أو محتال مستعر أعظم مع ارتفاع بطيء في السطوع، وأقصى حد يستمر لعدة أشهر، وطيف انبعاث غير عادي. لوحظ تشابه SN 1961V مع الانفجار العظيم لإيتا كاريناي . [74] تم اقتراح المستعرات العظمى في M101 (1909) وM83 (1923 و1957) أيضًا على أنها مستعرات عظمى محتملة من النوع الرابع أو الخامس. [75]

سيتم التعامل مع هذه الأنواع الآن باعتبارها مستعرات أعظم من النوع الثاني (IIpec)، والتي تم اكتشاف العديد من الأمثلة الأخرى لها، على الرغم من أنه لا يزال هناك جدال حول ما إذا كان SN 1961V مستعرًا أعظم حقيقيًا أعقب انفجار LBV أو محتالًا. [66] [76]

النماذج الحالية

في المجرة NGC 1365، يضيء المستعر الأعظم (النقطة المضيئة أعلى مركز المجرة قليلاً) بسرعة، ثم يتلاشى بشكل أبطأ. [77]

إن رموز نوع المستعر الأعظم، كما تم تلخيصها في الجدول أعلاه، هي تصنيفية : يعتمد رقم النوع على الضوء المرصود من المستعر الأعظم، وليس بالضرورة سببه. على سبيل المثال، يتم إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia عن طريق الاندماج الجامح المشتعل على أسلاف الأقزام البيضاء المتحللة، بينما يتم إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ib/c المشابهة طيفيًا من النجوم السلفية الضخمة المجردة عن طريق انهيار النواة.

الهروب الحراري

تشكل المستعر الأعظم من النوع Ia

قد يجمع النجم القزم الأبيض ما يكفي من المواد من رفيق نجمي لرفع درجة حرارة قلبه بما يكفي لإشعال اندماج الكربون ، وعند هذه النقطة يخضع للاندماج النووي الجامح ، مما يؤدي إلى تعطيله تمامًا. هناك ثلاث طرق يُفترض أن يحدث بها هذا الانفجار: التراكم المستقر للمواد من رفيق، أو اصطدام اثنين من الأقزام البيضاء، أو التراكم الذي يسبب الاشتعال في غلاف يشعل القلب بعد ذلك. تظل الآلية السائدة التي يتم بها إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia غير واضحة. [78] وعلى الرغم من هذا الغموض في كيفية إنتاج المستعرات العظمى من النوع Ia، فإن المستعرات العظمى من النوع Ia لها خصائص موحدة للغاية وهي شموع قياسية مفيدة على مسافات بين المجرات. هناك حاجة إلى بعض المعايرات للتعويض عن التغيير التدريجي في الخصائص أو الترددات المختلفة للمستعرات العظمى ذات السطوع غير الطبيعي عند الانزياح الأحمر العالي، والاختلافات الصغيرة في السطوع التي يتم تحديدها من خلال شكل منحنى الضوء أو الطيف. [79] [80]

النوع العادي Ia

هناك عدة وسائل يمكن من خلالها أن يتشكل مستعر أعظم من هذا النوع، لكنها تشترك في آلية أساسية مشتركة. إذا تراكمت مادة كافية في قزم أبيض مكون من الكربون والأكسجين للوصول إلى حد شاندراسيخار الذي يبلغ حوالي 1.44 كتلة شمسية [81] (بالنسبة لنجم غير دوار)، فلن يكون قادرًا على دعم الجزء الأكبر من كتلته من خلال ضغط انحلال الإلكترون [82] [83] وسيبدأ في الانهيار. ومع ذلك، فإن الرأي الحالي هو أن هذا الحد لا يتم الوصول إليه عادةً؛ حيث تؤدي زيادة درجة الحرارة والكثافة داخل اللب إلى إشعال اندماج الكربون مع اقتراب النجم من الحد (إلى حوالي 1٪) [84] قبل بدء الانهيار. [81] على النقيض من ذلك، بالنسبة للنواة المكونة في المقام الأول من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم، فإن القزم الأبيض المنهار سيشكل عادةً نجمًا نيوترونيًا . في هذه الحالة، سيتم إخراج جزء بسيط فقط من كتلة النجم أثناء الانهيار. [83]

البقعة الزرقاء في وسط الحلقة الحمراء هي نجم نيوتروني معزول في سحابة ماجلان الصغيرة .

في غضون ثوانٍ قليلة من عملية الانهيار، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض للاندماج النووي، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة كافية (1–2 × 10 44  J ) [85] لفك ارتباط النجم في المستعر الأعظم. [86] يتم توليد موجة صدمة متوسعة للخارج ، مع وصول المادة إلى سرعات في حدود 5000-20000 كم / ثانية ، أو ما يقرب من 3٪ من سرعة الضوء. هناك أيضًا زيادة كبيرة في السطوع، حيث يصل إلى قدر مطلق −19.3 (أو 5 مليارات مرة أكثر سطوعًا من الشمس)، مع القليل من التباين. [87]

النموذج المستخدم لتشكيل هذه الفئة من المستعرات العظمى هو نظام نجمي ثنائي متقارب. النجم الأكبر من النجمين هو أول من يتطور خارج التسلسل الرئيسي ، ويتمدد ليشكل عملاقًا أحمر . يتقاسم النجمان الآن غلافًا مشتركًا، مما يتسبب في انكماش مدارهما المشترك. ثم يتخلص النجم العملاق من معظم غلافه، ويفقد كتلته حتى لا يتمكن من الاستمرار في الاندماج النووي . في هذه المرحلة، يصبح نجمًا قزمًا أبيض، يتكون في المقام الأول من الكربون والأكسجين. [88] في النهاية، يتطور النجم الثانوي أيضًا خارج التسلسل الرئيسي ليشكل عملاقًا أحمر. تتراكم المادة من العملاق بواسطة القزم الأبيض، مما يتسبب في زيادة كتلة الأخير. تظل التفاصيل الدقيقة لبدء الحدث الكارثي والعناصر الثقيلة الناتجة عنه غير واضحة. [89]

تنتج المستعرات العظمى من النوع الأول أ منحنى ضوئيًا مميزًا - رسم بياني للسطوع كدالة للوقت - بعد الحدث. يتم توليد هذا السطوع من خلال التحلل الإشعاعي للنيكل -56 من خلال الكوبالت -56 إلى الحديد -56. [87] ذروة سطوع منحنى الضوء متسقة للغاية عبر المستعرات العظمى من النوع الأول أ العادية، حيث يبلغ أقصى قدر مطلق حوالي -19.3. وذلك لأن المستعرات العظمى من النوع الأول أ النموذجية تنشأ من نوع ثابت من النجوم السلفية عن طريق اكتساب الكتلة التدريجي، وتنفجر عندما تكتسب كتلة نموذجية ثابتة، مما يؤدي إلى ظروف وسلوك مستعر أعظم متشابه للغاية. وهذا يسمح باستخدامها كشمعة قياسية ثانوية [90] لقياس المسافة إلى المجرات المضيفة لها. [91]

يتضمن نموذج ثانٍ لتكوين المستعرات العظمى من النوع Ia اندماج نجمين قزمين أبيضين، حيث تتجاوز الكتلة المجمعة حد شاندراسيخار مؤقتًا. [92] يُشار إلى هذا أحيانًا باسم نموذج التحلل المزدوج، حيث أن كلا النجمين قزمين أبيضين متحللين. نظرًا للتركيبات المحتملة للكتلة والتركيب الكيميائي للزوج، فهناك الكثير من التباين في هذا النوع من الأحداث، [93] وفي العديد من الحالات، قد لا يكون هناك مستعر أعظم على الإطلاق، وفي هذه الحالة سيكون لديهم منحنى ضوء أقل إضاءة من المستعر الأعظم من النوع Ia الأكثر شيوعًا. [94]

نوع غير قياسي Ia

تحدث المستعرات العظمى من النوع Ia شديدة السطوع بشكل غير طبيعي عندما يكون لدى القزم الأبيض بالفعل كتلة أعلى من حد شاندراسيخار، [95] وربما يتم تعزيزها بشكل أكبر من خلال عدم التماثل، [96] ولكن المادة المقذوفة سيكون لها طاقة حركية أقل من الطبيعي. يمكن أن يحدث سيناريو كتلة شاندراسيخار الفائقة هذا، على سبيل المثال، عندما تكون الكتلة الزائدة مدعومة بالدوران التفاضلي . [97]

لا يوجد تصنيف فرعي رسمي للمستعرات العظمى من النوع Ia غير القياسي. وقد اقترح تصنيف مجموعة المستعرات العظمى دون المضيئة التي تحدث عندما يتراكم الهيليوم على قزم أبيض على أنها من النوع Iax . [98] [99] قد لا يؤدي هذا النوع من المستعرات العظمى دائمًا إلى تدمير سلف القزم الأبيض تمامًا وقد يترك وراءه نجمًا زومبيًا . [100]

ينشأ نوع معين من المستعرات العظمى من انفجار الأقزام البيضاء، مثل النوع Ia، لكنه يحتوي على خطوط هيدروجين في أطيافها، ربما لأن القزم الأبيض محاط بغلاف من مادة محيطية غنية بالهيدروجين . وقد أُطلق على هذه المستعرات العظمى أسماء النوع Ia/IIn والنوع Ian والنوع IIa والنوع IIan . [101]

من المتوقع أن يصبح النجم الرباعي HD 74438 ، الذي ينتمي إلى العنقود المفتوح IC 2391 في كوكبة Vela ، مستعرًا أعظم من النوع Ia غير القياسي. [102] [103]

انهيار النواة

طبقات نجم ضخم متطور قبل انهيار النواة (ليس وفقًا للحجم)

يمكن أن تتعرض النجوم الضخمة جدًا لانهيار النواة عندما تصبح الاندماج النووي غير قادر على دعم النواة ضد جاذبيتها الخاصة؛ يعد تجاوز هذه العتبة سببًا لجميع أنواع المستعرات الأعظمية باستثناء النوع Ia. قد يتسبب الانهيار في طرد عنيف للطبقات الخارجية للنجم مما يؤدي إلى مستعر أعظم. ومع ذلك، إذا كان إطلاق الطاقة الكامنة الجاذبية غير كافٍ، فقد ينهار النجم بدلاً من ذلك إلى ثقب أسود أو نجم نيوتروني مع القليل من الطاقة المشعة. [104]

يمكن أن يحدث انهيار اللب نتيجة لعدة آليات مختلفة: تجاوز حد شاندراسيخار ؛ التقاط الإلكترون ؛ عدم استقرار الزوج ؛ أو التفكك الضوئي . [104] [105] [106]

  • عندما يطور نجم ضخم نواة حديدية أكبر من كتلة شاندراسيخار فإنه لن يكون قادرًا على دعم نفسه عن طريق ضغط انحلال الإلكترون وسوف ينهار إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود.
  • يؤدي التقاط الإلكترون بواسطة المغنيسيوم في نواة متحللة من الأكسجين/النيون/المغنيسيوم (نجم سلف كتلته من 8 إلى 10 كتلة شمسية) إلى إزالة الدعم ويسبب انهيارًا جاذبيًا يتبعه اندماج أكسجين متفجر، مع نتائج مماثلة جدًا.
  • يؤدي إنتاج أزواج الإلكترون والبوزيترون في نواة كبيرة تحترق بعد الهيليوم إلى إزالة الدعم الديناميكي الحراري ويسبب انهيارًا أوليًا يتبعه اندماج جامح، مما يؤدي إلى ظهور مستعر أعظم غير مستقر للزوج.
  • قد تتمكن نواة نجمية كبيرة وساخنة بدرجة كافية من توليد أشعة غاما نشطة بدرجة كافية لبدء التفكك الضوئي بشكل مباشر، مما يتسبب في انهيار النواة بالكامل.

يسرد الجدول أدناه الأسباب المعروفة لانهيار النواة في النجوم الضخمة، وأنواع النجوم التي تحدث فيها، ونوع المستعر الأعظم المرتبط بها، والبقايا الناتجة. المعدنية هي نسبة العناصر بخلاف الهيدروجين أو الهيليوم، مقارنة بالشمس. الكتلة الأولية هي كتلة النجم قبل حدث المستعر الأعظم، معطاة بمضاعفات كتلة الشمس، على الرغم من أن الكتلة في وقت المستعر الأعظم قد تكون أقل بكثير. [104]

لا يتم إدراج المستعرات العظمى من النوع الثاني في الجدول. يمكن إنتاجها من خلال أنواع مختلفة من انهيار النواة في النجوم السلفية المختلفة، وربما حتى من خلال اشتعال الأقزام البيضاء من النوع الأول أ، على الرغم من أنه يبدو أن معظمها سيكون من انهيار النواة الحديدية في العمالقة الفائقة أو العمالقة الفائقة (بما في ذلك النجوم العملاقة ذات النجم الأبيض الكبير). تحدث الخطوط الطيفية الضيقة التي سميت بها لأن المستعر الأعظم يتوسع إلى سحابة كثيفة صغيرة من المواد المحيطة بالنجم. [107] يبدو أن نسبة كبيرة من المستعرات العظمى من النوع الثاني المفترضة هي محتالات مستعرات عظمى، وهي ثورات هائلة لنجوم تشبه النجوم العملاقة ذات النجم الأبيض الكبير تشبه الثوران العظيم لإيتا كاريناي . في هذه الأحداث، تخلق المادة المقذوفة سابقًا من النجم خطوط امتصاص ضيقة وتسبب موجة صدمة من خلال التفاعل مع المادة المقذوفة حديثًا. [108]

سيناريوهات انهيار اللب حسب الكتلة والمعادن [104]
سبب الانهيار الكتلة الأولية التقريبية للنجم السلف ( الكتلة الشمسية ) نوع المستعر الأعظم بقية
التقاط الإلكترون في نواة O+Ne+Mg متحللة 9-10 خافت II-P النجم النيوتروني
انهيار قلب الحديد 10–25 خافت II-P النجم النيوتروني
25-40 مع معدنية منخفضة أو شمسية عادي II-P ثقب أسود بعد سقوط المادة على نجم نيوتروني أولي
25-40 مع نسبة معدنية عالية جدًا II-L أو II-b النجم النيوتروني
40-90 مع انخفاض المعدنية لا أحد ثقب أسود
≥ 40 مع معدنية قريبة من الشمس خافت Ib/c، أو مستعر أعظم مع انفجار أشعة جاما (GRB) ثقب أسود بعد سقوط المادة على نجم نيوتروني أولي
≥ 40 مع معدنية عالية جدًا يب/ج النجم النيوتروني
≥ 90 مع معدنية منخفضة لا يوجد، احتمال حدوث GRB ثقب أسود
عدم استقرار الزوج 140-250 مع انخفاض المعدنية II-P، في بعض الأحيان، انفجار أشعة غاما محتمل لا يوجد بقايا
التفكك الضوئي ≥ 250 مع معدنية منخفضة لا يوجد (أو مستعر أعظم مضيء؟)، انفجار أشعة غاما محتمل ثقب أسود ضخم

عملية مفصلة

داخل نجم ضخم متطور (أ) تخضع طبقات العناصر ذات الشكل البصلي للاندماج، لتشكل نواة حديدية (ب) تصل إلى كتلة شاندراسيخار وتبدأ في الانهيار. يتم ضغط الجزء الداخلي من النواة إلى نيوترونات (ج)، مما يتسبب في ارتداد المواد الساقطة (د) وتشكيل جبهة صدمة تنتشر إلى الخارج (أحمر). تبدأ الصدمة في التوقف (هـ)، لكنها تنشط مرة أخرى، على الأرجح عن طريق تسخين النيوترينو . يتم تفجير المواد المحيطة (و)، مما يترك بقايا متحللة فقط. [109]

عندما لا يكون قلب النجم مدعومًا ضد الجاذبية، فإنه ينهار على نفسه بسرعات تصل إلى 70000 كم/ثانية (0.23 ج )، [110] مما يؤدي إلى زيادة سريعة في درجة الحرارة والكثافة. يعتمد ما يلي على كتلة وبنية القلب المنهار، حيث تشكل النوى المتحللة ذات الكتلة المنخفضة نجومًا نيوترونية، وتنهار النوى المتحللة ذات الكتلة الأعلى بالكامل في الغالب إلى ثقوب سوداء، وتخضع النوى غير المتحللة للاندماج الجامح. [109] [111]

يتم تسريع الانهيار الأولي للنوى المتحللة عن طريق تحلل بيتا والتفكك الضوئي وأسر الإلكترون، مما يتسبب في انفجار نيوترينوات الإلكترون . مع زيادة الكثافة، يتم قطع  انبعاث النيوترينوات لأنها تصبح محاصرة في اللب. يصل اللب الداخلي في النهاية إلى قطر 30 كم عادةً [112] بكثافة مماثلة لكثافة نواة الذرة ، ويحاول ضغط انحلال النيوترون إيقاف الانهيار. إذا كانت كتلة اللب أكبر من حوالي 15 كتلة شمسية، فإن انحلال النيوترون غير كافٍ لوقف الانهيار ويتشكل ثقب أسود مباشرة بدون مستعر أعظم. [105]

في النوى ذات الكتلة المنخفضة يتوقف الانهيار ويكون لب النيوترون المشكل حديثًا درجة حرارة أولية تبلغ حوالي 100 مليار كلفن ، أي 6000 ضعف درجة حرارة لب الشمس . [109] عند هذه الدرجة من الحرارة، تتشكل أزواج النيوترينو-النيوترينو المضاد من جميع النكهات بكفاءة عن طريق الانبعاث الحراري . تكون هذه النيوترينوات الحرارية أكثر وفرة بعدة مرات من نيوترينوات التقاط الإلكترون. [113] يتم تحويل حوالي 10 46 جول، أي ما يقرب من 10٪ من كتلة النجم الساكنة، إلى انفجار لمدة عشر ثوانٍ من النيوترينوات، وهو الناتج الرئيسي للحدث. [112] [114] يرتد انهيار اللب المتوقف فجأة وينتج موجة صدمة تتوقف في اللب الخارجي في غضون مللي ثانية [115] حيث يتم فقدان الطاقة من خلال تفكك العناصر الثقيلة. هناك عملية غير مفهومة بوضوح ضرورية للسماح للطبقات الخارجية من النواة بإعادة امتصاص حوالي 10 44 جول [114] (1 عدو ) من نبضة النيوترينو ، مما ينتج عنه السطوع المرئي، على الرغم من وجود نظريات أخرى يمكن أن تعمل على توليد الانفجار. [112]

تسقط بعض المواد من الغلاف الخارجي على النجم النيوتروني، وبالنسبة للنوى التي تزيد كتلتها عن 8  كتلة شمسية ، يكون هناك ارتداد كافٍ لتكوين ثقب أسود. سيقلل هذا الارتداد من الطاقة الحركية الناتجة وكتلة المواد المشعة المنبعثة، ولكن في بعض المواقف، قد يولد أيضًا نفاثات نسبية تؤدي إلى انفجار أشعة جاما أو مستعر أعظم شديد الإضاءة. [116]

سيؤدي انهيار نواة ضخمة غير متحللة إلى إشعال المزيد من الاندماج. [111] عندما يبدأ انهيار النواة بسبب عدم استقرار الزوج ( تتحول الفوتونات إلى أزواج إلكترون - بوزيترون ، وبالتالي تقليل ضغط الإشعاع) يبدأ اندماج الأكسجين وقد يتوقف الانهيار. بالنسبة لكتل ​​النواة التي تتراوح بين 40-60  كتلة شمسية ، يتوقف الانهيار ويظل النجم سليمًا، لكن الانهيار سيحدث مرة أخرى عندما يتشكل نواة أكبر. بالنسبة للنوى التي تتراوح كتلتها بين 60-130  كتلة شمسية ، يكون اندماج الأكسجين والعناصر الأثقل نشطًا للغاية لدرجة أن النجم بأكمله يتعطل، مما يتسبب في حدوث مستعر أعظم. في الطرف العلوي من نطاق الكتلة، يكون المستعر الأعظم مضيء بشكل غير عادي وطويل العمر للغاية بسبب العديد من الكتل الشمسية من 56 Ni المقذوفة. بالنسبة لكتل ​​النواة الأكبر، تصبح درجة حرارة النواة مرتفعة بما يكفي للسماح بالتفكك الضوئي وينهار النواة تمامًا في ثقب أسود. [117] [105]

النوع الثاني

النوع الثاني غير النمطي تحت المضيء SN 1997D

النجوم ذات الكتل الأولية التي تقل عن حوالي 8  M ☉ لا تتطور أبدًا إلى نواة كبيرة بما يكفي للانهيار وتفقد غلافها الجوي في النهاية لتصبح أقزامًا بيضاء. تتطور النجوم التي تبلغ كتلتها على الأقل 9  M ☉ (ربما تصل إلى 12  M ☉ [118] ) بطريقة معقدة، حيث تحرق تدريجيًا عناصر أثقل عند درجات حرارة أعلى في نواتها. [112] [119] يصبح النجم متعدد الطبقات مثل البصلة، مع احتراق العناصر التي تندمج بسهولة أكبر في قشور أكبر. [104] [120] على الرغم من وصفها شعبيًا بأنها بصلة ذات نواة حديدية، إلا أن أسلاف المستعر الأعظم الأقل كتلة لها نوى من الأكسجين والنيون (- المغنيسيوم ) فقط. قد تشكل نجوم AGB الفائقة هذه غالبية المستعرات الأعظمية المنهارة، على الرغم من أنها أقل إضاءة وبالتالي أقل شيوعًا من تلك التي من أسلاف أكثر كتلة. [118]

إذا حدث انهيار اللب أثناء مرحلة العملاق الفائق عندما لا يزال النجم يحتوي على غلاف هيدروجيني، فإن النتيجة هي مستعر أعظم من النوع الثاني. [121] يعتمد معدل فقدان الكتلة للنجوم المضيئة على المعدنية واللمعان . ستفقد النجوم المضيئة للغاية عند معدنية قريبة من الشمس كل هيدروجينها قبل أن تصل إلى انهيار اللب وبالتالي لن تشكل مستعرًا أعظم من النوع الثاني. [121] عند المعدنية المنخفضة، ستصل جميع النجوم إلى انهيار اللب بغلاف هيدروجيني ولكن النجوم الضخمة بدرجة كافية تنهار مباشرة إلى ثقب أسود دون إنتاج مستعر أعظم مرئي. [104]

النجوم ذات الكتلة الأولية التي تصل إلى حوالي 90 ضعف كتلة الشمس، أو أقل قليلاً عند المعدنية العالية، تؤدي إلى مستعر أعظم من النوع II-P، وهو النوع الأكثر شيوعًا. عند المعدنية المتوسطة إلى العالية، ستفقد النجوم بالقرب من الطرف العلوي من نطاق الكتلة هذا معظم هيدروجينها عندما يحدث انهيار النواة وستكون النتيجة مستعر أعظم من النوع II-L. [122] عند المعدنية المنخفضة جدًا، ستصل النجوم التي يبلغ وزنها حوالي 140-250  كتلة شمسية إلى انهيار النواة من خلال عدم استقرار الزوج بينما لا يزال لديها جو من الهيدروجين ونواة من الأكسجين وستكون النتيجة مستعر أعظم بخصائص النوع II ولكن كتلة كبيرة جدًا من النيكل المقذوف 56 وإضاءة عالية. [104] [123]

النوع Ib و Ic

المستعر الأعظم من النوع Ib SN 2008D [124] في الطرف العلوي البعيد للمجرة، كما هو موضح بالأشعة السينية (يسار) والضوء المرئي (يمين)، [125] مع المستعر الأعظم من النوع SN 2007uy الأكثر سطوعًا أقرب إلى المركز

هذه المستعرات العظمى، مثل تلك من النوع الثاني، هي نجوم ضخمة تخضع لانهيار النواة. وعلى عكس أسلاف المستعرات العظمى من النوع الثاني، فقدت النجوم التي تصبح مستعرات عظمى من النوعين Ib وIc معظم أغلفتها الخارجية (الهيدروجين) بسبب الرياح النجمية القوية أو من التفاعل مع رفيق. [126] تُعرف هذه النجوم باسم نجوم وولف-رايت ، وهي تحدث عند معادن متوسطة إلى عالية حيث تتسبب الرياح التي يقودها الاستمرارية في معدلات فقدان كتلة عالية بما فيه الكفاية. لا تتطابق ملاحظات المستعرات العظمى من النوع Ib/c مع حدوث نجوم وولف-رايت المرصودة أو المتوقعة. تتضمن التفسيرات البديلة لهذا النوع من المستعرات العظمى المنهارة النجوم التي جُردت من هيدروجينها من خلال التفاعلات الثنائية. توفر النماذج الثنائية تطابقًا أفضل للمستعرات العظمى المرصودة، بشرط عدم ملاحظة أي نجوم هيليوم ثنائية مناسبة على الإطلاق. [127]

المستعرات العظمى من النوع Ib هي الأكثر شيوعًا وتنتج عن نجوم وولف-رايت من النوع WC التي لا تزال تحتوي على الهيليوم في غلافها الجوي. بالنسبة لمجموعة ضيقة من الكتل، تتطور النجوم أكثر قبل الوصول إلى انهيار النواة لتصبح نجوم WO مع القليل جدًا من الهيليوم المتبقي، وهذه هي أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ic. [128]

ترتبط نسبة قليلة من المستعرات العظمى من النوع Ic بانفجارات أشعة جاما (GRB)، على الرغم من الاعتقاد أيضًا أن أي مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic خالي من الهيدروجين يمكن أن ينتج انفجار أشعة جاما، اعتمادًا على ظروف الهندسة. [129] آلية إنتاج هذا النوع من انفجارات أشعة جاما هي النفاثات التي ينتجها المجال المغناطيسي للنجم المغناطيسي سريع الدوران المتشكل عند انهيار قلب النجم. تنقل النفاثات أيضًا الطاقة إلى الغلاف الخارجي المتوسع، مما ينتج عنه انفجار مستعر أعظم فائق السطوع . [116] [130] [131]

تحدث المستعرات العظمى شديدة التجريد عندما يتم تجريد النجم المتفجر (تقريبًا) بالكامل حتى اللب المعدني، عن طريق نقل الكتلة في ثنائي قريب. [132] [133] ونتيجة لذلك، يتم إخراج القليل جدًا من المواد من النجم المتفجر (حوالي 0.1  M ☉ ). في الحالات الأكثر تطرفًا، يمكن أن تحدث المستعرات العظمى شديدة التجريد في نوى معدنية عارية، أعلى بقليل من حد كتلة شاندراسيخار. قد يكون المستعر الأعظم 2005ek [134] أول مثال رصدي لمستعر أعظم شديد التجريد، مما أدى إلى ظهور منحنى ضوء خافت وسريع التحلل نسبيًا. يمكن أن تكون طبيعة المستعرات العظمى شديدة التجريد عبارة عن انهيار نواة حديدية ومستعر أعظم لالتقاط الإلكترونات، اعتمادًا على كتلة اللب المنهار. يُعتقد أن المستعرات العظمى شديدة التجريد مرتبطة بانفجار المستعر الأعظم الثاني في نظام ثنائي، مما ينتج عنه على سبيل المثال نظام نجم نيوتروني مزدوج محكم. [135] [136]

في عام 2022، أبلغ فريق من علماء الفلك بقيادة باحثين من معهد وايزمان للعلوم عن أول انفجار مستعر أعظم يُظهر دليلاً مباشرًا على وجود نجم سلف وولف-رايت. كان المستعر الأعظم 2019hgp من النوع Icn وهو أيضًا أول مستعر أعظم يُكتشف فيه عنصر النيون. [137] [138]

المستعرات العظمى التي تلتقط الإلكترونات

في عام 1980، تنبأ كينيتشي نوموتو من جامعة طوكيو بـ"نوع ثالث" من المستعرات الأعظمية ، يُسمى المستعر الأعظم الملتقط للإلكترون. ينشأ هذا النوع عندما ينفجر نجم "في النطاق الانتقالي (~8 إلى 10 كتل شمسية) بين تكوين القزم الأبيض والمستعر الأعظم المنهار من نواة الحديد"، وله نواة متحللة من O+Ne+Mg، [139] بعد نفاد الوقود النووي من نواته، مما يتسبب في ضغط الجاذبية للإلكترونات في نواة النجم إلى نواتها الذرية، [140] [141] مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم وترك نجم نيوتروني. [104] في يونيو 2021، ذكرت ورقة بحثية في مجلة Nature Astronomy أن المستعر الأعظم SN 2018zd لعام 2018 (في مجرة ​​NGC 2146 ، على بعد حوالي 31 مليون سنة ضوئية من الأرض) بدا وكأنه أول ملاحظة لمستعر أعظم ملتقط للإلكترون. [139] [140] [141] كان يُعتقد أن انفجار المستعر الأعظم 1054 الذي أنشأ سديم السرطان في مجرتنا هو المرشح الأفضل للمستعر الأعظم الذي يلتقط الإلكترونات، وتشير ورقة عام 2021 إلى أن هذا كان صحيحًا على الأرجح. [140] [141]

المستعرات العظمى الفاشلة

قد لا يؤدي انهيار قلب بعض النجوم الضخمة إلى ظهور مستعر أعظم مرئي. ويحدث هذا إذا لم يكن من الممكن عكس انهيار القلب الأولي بواسطة الآلية التي تنتج الانفجار، وعادةً ما يكون ذلك لأن القلب ضخم للغاية. يصعب اكتشاف هذه الأحداث، لكن المسوحات الكبيرة اكتشفت مرشحين محتملين. [142] [143] تعرض العملاق الأحمر N6946-BH1 في NGC 6946 لانفجار متواضع في مارس 2009، قبل أن يتلاشى عن الأنظار. لم يتبق سوى مصدر خافت للأشعة تحت الحمراء في موقع النجم. [144]

منحنيات الضوء

منحنيات الضوء النموذجية لعدة أنواع من المستعرات العظمى؛ في الممارسة العملية، يختلف المقدار والمدة داخل كل نوع. انظر Karttunen et al. للأنواع Ia وIb وII-L وII-P؛ [145] Modjaz et al. للأنواع Ic وIIb؛ [146] وNyholm et al. للنوع IIn. [147]

كانت الغازات المقذوفة تخفت بسرعة دون إدخال بعض الطاقة لإبقائها ساخنة. كان مصدر هذه الطاقة - والتي يمكن أن تحافظ على توهج المستعر الأعظم البصري لعدة أشهر - في البداية لغزًا. اعتبر البعض الطاقة الدورانية من النجم النابض المركزي كمصدر. [148] على الرغم من أن الطاقة التي تزود كل نوع من أنواع المستعرات الأعظمية بالطاقة في البداية يتم توصيلها على الفور، إلا أن منحنيات الضوء تهيمن عليها التسخين الإشعاعي اللاحق للمقذوفات سريعة التوسع. تم حساب الطبيعة الإشعاعية الشديدة للغازات المقذوفة لأول مرة على أسس التخليق النووي الصوتي في أواخر الستينيات، وقد ثبت منذ ذلك الحين أن هذا صحيح بالنسبة لمعظم المستعرات الأعظمية. [149] لم يكن الأمر كذلك حتى SN 1987A حيث تم تحديد النوى المشعة الرئيسية بشكل لا لبس فيه من خلال الملاحظة المباشرة لخطوط أشعة جاما. [150]

من المعروف الآن من خلال الملاحظة المباشرة أن الكثير من منحنى الضوء (رسم بياني للسطوع كدالة للوقت) بعد حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني ، مثل المستعر الأعظم 1987A، يمكن تفسيره من خلال تلك التحللات الإشعاعية المتوقعة. [9] على الرغم من أن الانبعاث الضوئي يتكون من فوتونات بصرية، إلا أن الطاقة الإشعاعية التي تمتصها الغازات المنبعثة هي التي تحافظ على البقايا ساخنة بما يكفي لإشعاع الضوء. ينتج التحلل الإشعاعي لـ 56 Ni من خلال بناته 56 Co إلى 56 Fe فوتونات أشعة جاما ، في المقام الأول بطاقات847  كيلو فولت و1238 كيلو فولت ، والتي يتم امتصاصها وتهيمن على التسخين وبالتالي على لمعان المقذوفات في الأوقات المتوسطة (عدة أسابيع) إلى الأوقات المتأخرة (عدة أشهر). [151] تم توفير الطاقة لذروة منحنى الضوء في المستعر الأعظم 1987A من خلال تحلل 56 Ni إلى 56 Co (نصف عمر 6 أيام) بينما تتناسب الطاقة لمنحنى الضوء اللاحق بشكل خاص بشكل وثيق مع نصف عمر 77.3 يومًا لتحلل 56 Co إلى 56 Fe. أكدت القياسات اللاحقة التي أجريت بواسطة تلسكوبات أشعة جاما الفضائية للجزء الصغير من أشعة جاما 56 Co و 57 Co التي هربت من بقايا المستعر الأعظم 1987A دون امتصاص التنبؤات السابقة بأن هاتين النواتين المشعتين كانتا مصدر الطاقة. [150]

صورة لمجرة مسييه 61 مع المستعر الأعظم SN2020jfo، التقطها فلكي هاوٍ في عام 2020

تعتمد جميع مراحل الاضمحلال المتأخرة لمنحنيات الضوء المرئي لأنواع المستعرات العظمى المختلفة على التسخين الإشعاعي، ولكنها تختلف في الشكل والسعة بسبب الآليات الأساسية، والطريقة التي يتم بها إنتاج الإشعاع المرئي، وعصر ملاحظته، وشفافية المادة المقذوفة. [152] يمكن أن تكون منحنيات الضوء مختلفة بشكل كبير عند أطوال موجية أخرى. على سبيل المثال، عند أطوال الموجات فوق البنفسجية، توجد ذروة مضيئة للغاية مبكرة تستمر لبضع ساعات فقط تتوافق مع اندلاع الصدمة التي أطلقها الحدث الأولي، ولكن هذا الانفجار بالكاد يمكن اكتشافه بصريًا. [153] [154]

إن منحنيات الضوء للنوع Ia متجانسة للغاية في الغالب، مع حد أقصى مطلق ثابت وانحدار حاد نسبيًا في السطوع. يتم دفع ناتج الطاقة الضوئية الخاصة بها عن طريق التحلل الإشعاعي للنيكل-56 المنبعث (نصف عمر 6 أيام)، والذي يتحلل بعد ذلك إلى الكوبالت-56 المشع (نصف عمر 77 يومًا). تثير هذه النظائر المشعة المادة المحيطة إلى التوهج. [87] تعتمد الدراسات الحديثة لعلم الكونيات على النشاط الإشعاعي لـ Ni -56 الذي يوفر الطاقة للسطوع البصري للمستعرات العظمى من النوع Ia، والتي تعد "الشموع القياسية" لعلم الكونيات ولكن تشخيصها847 كيلو فولت وتم اكتشاف أشعة جاما 1238 كيلو فولت لأول مرة في عام 2014 فقط. [155] تتراجع المراحل الأولية لمنحنى الضوء بشكل حاد مع انخفاض الحجم الفعال للغلاف الضوئي واستنفاد الإشعاع الكهرومغناطيسي المحاصر. يستمر منحنى الضوء في الانخفاض في النطاق B بينما قد يظهر كتفًا صغيرًا في المرئي عند حوالي 40 يومًا، ولكن هذا مجرد تلميح لحد أقصى ثانوي يحدث في الأشعة تحت الحمراء حيث تتحد بعض العناصر الثقيلة المؤينة لإنتاج إشعاع الأشعة تحت الحمراء وتصبح المقذوفات شفافة لها. يستمر منحنى الضوء المرئي في الانخفاض بمعدل أكبر قليلاً من معدل اضمحلال الكوبالت المشع (الذي يتمتع بنصف عمر أطول ويتحكم في المنحنى اللاحق)، لأن المادة المقذوفة تصبح أكثر انتشارًا وأقل قدرة على تحويل الإشعاع عالي الطاقة إلى إشعاع مرئي. بعد عدة أشهر، يغير منحنى الضوء معدل انخفاضه مرة أخرى حيث يصبح انبعاث البوزيترون من الكوبالت 56 المتبقي مهيمنًا، على الرغم من أن هذا الجزء من منحنى الضوء لم تتم دراسته إلا قليلاً. [156]

تتشابه منحنيات الضوء من النوع Ib وIc مع منحنيات الضوء من النوع Ia، على الرغم من انخفاض متوسط ​​ذروة الإضاءة. ويعود ناتج الضوء المرئي مرة أخرى إلى الاضمحلال الإشعاعي الذي يتحول إلى إشعاع مرئي، ولكن هناك كتلة أقل بكثير من النيكل-56 الناتج. ويختلف ذروة الإضاءة بشكل كبير، بل إن هناك أحيانًا مستعرات أعظم من النوع Ib/c تكون أكثر أو أقل إضاءة من المعتاد. يشار إلى المستعرات الأعظمية من النوع Ic الأكثر إضاءة باسم المستعرات العظمى وتميل إلى أن يكون لها منحنيات ضوء أوسع بالإضافة إلى ذروة الإضاءة المتزايدة. ويُعتقد أن مصدر الطاقة الإضافية هو النفاثات النسبية التي تحركها عملية تكوين ثقب أسود دوار، والتي تنتج أيضًا انفجارات أشعة جاما. [157] [158]

تتميز منحنيات الضوء للمستعرات العظمى من النوع الثاني بانحدار أبطأ بكثير من النوع الأول، في حدود 0.05 قدرًا إشعاعيًا في اليوم، [72] باستثناء مرحلة الهضبة. يهيمن على ناتج الضوء المرئي الطاقة الحركية بدلاً من الاضمحلال الإشعاعي لعدة أشهر، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى وجود الهيدروجين في المقذوفات من الغلاف الجوي للنجم السلف العملاق. في التدمير الأولي، يسخن هذا الهيدروجين ويتأين. تظهر غالبية المستعرات العظمى من النوع الثاني هضبة مطولة في منحنيات الضوء الخاصة بها حيث يعاد تجميع هذا الهيدروجين، وينبعث منه ضوء مرئي ويصبح أكثر شفافية. يتبع ذلك بعد ذلك منحنى ضوء متناقص مدفوعًا بالاضمحلال الإشعاعي على الرغم من أنه أبطأ من المستعرات العظمى من النوع الأول، بسبب كفاءة التحويل إلى ضوء بواسطة كل الهيدروجين. [66]

في النوع II-L، تكون الهضبة غائبة لأن السلف كان لديه كمية قليلة نسبيًا من الهيدروجين متبقية في غلافه الجوي، وهو ما يكفي للظهور في الطيف ولكن غير كافٍ لإنتاج هضبة ملحوظة في ناتج الضوء. في المستعرات العظمى من النوع IIb، يكون الغلاف الجوي للهيدروجين في السلف مستنفدًا للغاية (يُعتقد أن ذلك يرجع إلى التجريد المدّي بواسطة نجم مصاحب) بحيث يكون منحنى الضوء أقرب إلى المستعر الأعظم من النوع I ويختفي الهيدروجين حتى من الطيف بعد عدة أسابيع. [66]

تتميز المستعرات العظمى من النوع الثاني بخطوط طيفية ضيقة إضافية تنتج في غلاف كثيف من المواد المحيطة بالنجم. تكون منحنيات الضوء الخاصة بها عريضة وممتدة بشكل عام، وأحيانًا تكون شديدة الإضاءة ويشار إليها باسم المستعرات العظمى فائقة الإضاءة. تنتج هذه المنحنيات الضوئية عن طريق التحويل عالي الكفاءة للطاقة الحركية للقذف إلى إشعاع كهرومغناطيسي عن طريق التفاعل مع الغلاف الكثيف للمادة. يحدث هذا فقط عندما تكون المادة كثيفة ومضغوطة بدرجة كافية، مما يشير إلى أنها تم إنتاجها بواسطة النجم السلف نفسه قبل وقت قصير من حدوث المستعر الأعظم. [159] [160]

تم تصنيف أعداد كبيرة من المستعرات الأعظمية وفهرستها لتوفير شموع المسافة ونماذج الاختبار. [161] [162] تختلف الخصائص المتوسطة إلى حد ما حسب المسافة ونوع المجرة المضيفة، ولكن يمكن تحديدها على نطاق واسع لكل نوع من أنواع المستعرات الأعظمية.

الخصائص الفيزيائية للمستعرات العظمى حسب النوع [163] [164]
اكتب أ متوسط ​​الذروة المطلقة ب الطاقة التقريبية ( العدو ) ج أيام لبلوغ ذروة السطوع الأيام من الذروة إلى 10% من السطوع
أيا -19 1 حوالي 19 حوالي 60
Ib/c (خافت) حوالي -15 0.1 15–25 مجهول
إب حوالي -17 1 15–25 40-100
آي سي حوالي -16 1 15–25 40-100
آي سي (مشرق) إلى -22 فوق 5 حوالي 25 حوالي 100
2-ب حوالي -17 1 حوالي 20 حوالي 100
II-L حوالي -17 1 حوالي 13 حوالي 150
II-P (خافت) حوالي -14 0.1 حوالي 15 مجهول
II-P حوالي -16 1 حوالي 15 هضبة ثم حوالي 50
أنا في د حوالي -17 1 12-30 أو أكثر 50–150
أنا (مشرق) إلى -22 فوق 5 فوق 50 فوق 100

ملحوظات:

  1. ^ قد تكون الأنواع الخافتة فئة فرعية مميزة. قد تكون الأنواع الساطعة عبارة عن استمرارية من الأنواع شديدة الإضاءة إلى المستعرات العظمى.
  2. ^ يتم قياس هذه القيم في نطاق R. القياسات في نطاقات V أو B شائعة وستكون أكثر سطوعًا بنحو نصف قدر في حالة المستعرات العظمى.
  3. ^ مرتبة الطاقة الحركية من حيث الحجم. عادةً ما تكون الطاقة الكهرومغناطيسية المشعة الكلية أقل، بينما تكون طاقة النيوترينو (النظرية) أعلى بكثير.
  4. ^ ربما مجموعة غير متجانسة، أي من الأنواع الأخرى المضمنة في السديم.

عدم التماثل

يتحرك النجم النابض في سديم السرطان بسرعة 375 كم/ثانية بالنسبة للسديم. [165]

لغز طويل الأمد يحيط بالمستعرات العظمى من النوع الثاني هو سبب تلقي الجسم المدمج المتبقي سرعة كبيرة بعيدًا عن مركز الزلزال؛ [166] لوحظ أن النجوم النابضة ، وبالتالي النجوم النيوترونية، لها سرعات غريبة عالية ، ومن المفترض أن الثقوب السوداء كذلك، على الرغم من أنه من الصعب جدًا مراقبتها بمعزل عن غيرها. يمكن أن يكون الزخم الأولي كبيرًا، حيث يدفع جسمًا يزيد حجمه عن كتلة الشمس بسرعة 500 كم/ثانية أو أكثر. يشير هذا إلى عدم تناسق التوسع، لكن الآلية التي يتم بها نقل الزخم إلى الجسم المدمج تظل لغزًا. تتضمن التفسيرات المقترحة لهذه الدفعة الحمل الحراري في النجم المنهار، والقذف غير المتماثل للمادة أثناء تكوين النجم النيوتروني ، وانبعاثات النيوترينو غير المتماثلة . [166] [167]

أحد التفسيرات المحتملة لهذا التباين هو الحمل الحراري واسع النطاق فوق اللب. يمكن أن يخلق الحمل الحراري اختلافات شعاعية في الكثافة مما يؤدي إلى اختلافات في كمية الطاقة الممتصة من تدفق النيوترينو. [109] ومع ذلك، فإن تحليل هذه الآلية يتنبأ بنقل متواضع للزخم فقط. [168] تفسير محتمل آخر هو أن تراكم الغاز على النجم النيوتروني المركزي يمكن أن يخلق قرصًا يدفع نفاثات عالية الاتجاه، مما يدفع المادة بسرعة عالية إلى خارج النجم، ويدفع الصدمات العرضية التي تعطل النجم تمامًا. قد تلعب هذه النفاثات دورًا حاسمًا في المستعر الأعظم الناتج. [169] [170] (يتم استخدام نموذج مماثل لشرح انفجارات أشعة جاما الطويلة.) قد تعتمد الآلية السائدة على كتلة النجم السلف. [167]

تم تأكيد عدم التماثل الأولي أيضًا في المستعرات العظمى من النوع Ia من خلال الملاحظة. قد تعني هذه النتيجة أن السطوع الأولي لهذا النوع من المستعرات العظمى يعتمد على زاوية الرؤية. ومع ذلك، يصبح التوسع أكثر تناسقًا مع مرور الوقت. يمكن اكتشاف عدم التماثل المبكر عن طريق قياس استقطاب الضوء المنبعث. [171]

انتاج الطاقة

التحلل الإشعاعي للنيكل 56 والكوبالت 56 الذي ينتج منحنى الضوء المرئي للمستعر الأعظم [87] [172]

على الرغم من أن المستعرات الأعظمية تُعرف في المقام الأول بأنها أحداث مضيئة، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي تطلقه لا يشكل سوى أثر جانبي بسيط. وخاصة في حالة المستعرات الأعظمية المنهارة، فإن الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث يشكل جزءًا ضئيلًا من إجمالي الطاقة المنبعثة أثناء الحدث. [173]

هناك فرق جوهري بين توازن إنتاج الطاقة في الأنواع المختلفة من المستعرات العظمى. في انفجارات الأقزام البيضاء من النوع Ia، يتم توجيه معظم الطاقة إلى تخليق العناصر الثقيلة والطاقة الحركية للقذف. [174] في المستعرات العظمى المنهارة، يتم توجيه الغالبية العظمى من الطاقة إلى انبعاث النيوترينو ، وبينما يبدو أن بعض هذا يغذي التدمير الملحوظ، فإن أكثر من 99٪ من النيوترينوات تهرب من النجم في الدقائق القليلة الأولى بعد بدء الانهيار. [47]

تستمد المستعرات العظمى من النوع Ia القياسية طاقتها من الاندماج النووي الجامح لقزم أبيض من الكربون والأكسجين. لا تزال تفاصيل علم الطاقة غير مفهومة تمامًا، ولكن النتيجة هي طرد الكتلة الكاملة للنجم الأصلي عند طاقة حركية عالية. حوالي نصف كتلة شمسية من تلك الكتلة عبارة عن 56 Ni متولد من احتراق السيليكون . 56 Ni مشع ويتحلل إلى 56 Co عن طريق تحلل بيتا زائد (بنصف عمر ستة أيام) وأشعة جاما. يتحلل 56 Co نفسه عن طريق مسار بيتا زائد ( بوزيترون ) بنصف عمر 77 يومًا إلى 56 Fe مستقر. هاتان العمليتان مسؤولتان عن الإشعاع الكهرومغناطيسي من المستعرات العظمى من النوع Ia. بالاقتران مع الشفافية المتغيرة للمادة المقذوفة، فإنها تنتج منحنى الضوء المتناقص بسرعة. [172]

في المتوسط، تكون المستعرات العظمى المنهارة من النواة أضعف بصريًا من المستعرات العظمى من النوع Ia، [145] [146] [147] ولكن الطاقة الإجمالية المنبعثة أعلى بكثير، كما هو موضح في الجدول التالي.

طاقة المستعرات العظمى
المستعر الأعظم الطاقة الكلية التقريبية
x10 44 جول ( foe ) ج		 النيكل المنبعث
(الكتل الشمسية)		 طاقة النيوترينو
(العدو)		 الطاقة الحركية
(العدو)		 الإشعاع الكهرومغناطيسي
(العدو)
النوع الأول أ [172] [175] [176] 1.5 0.4 – 0.8 0.1 1.3 – 1.4 ~0.01
انهيار النواة [177] [178] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 – 0.01
هايبر نوفا 100 ~1 1-100 1-100 ~0.1
عدم استقرار الزوج [117] 5-100 0.5 – 50 قليل؟ 1-100 0.01 – 0.1

في بعض المستعرات الأعظمية المنهارة، يؤدي السقوط على ثقب أسود إلى دفع نفاثات نسبية قد تنتج انفجارًا قصيرًا نشطًا واتجاهيًا من أشعة غاما كما تنقل أيضًا قدرًا كبيرًا من الطاقة إلى المادة المقذوفة. هذا هو أحد السيناريوهات لإنتاج مستعرات أعظم عالية السطوع ويُعتقد أنه سبب المستعرات الأعظمية من النوع Ic وانفجارات أشعة غاما طويلة الأمد. [179] إذا كانت النفاثات النسبية قصيرة جدًا وفشلت في اختراق الغلاف النجمي، فقد يتم إنتاج انفجار أشعة غاما منخفض السطوع وقد يكون المستعر الأعظم أقل من السطوع. [180]

عندما يحدث المستعر الأعظم داخل سحابة كثيفة صغيرة من المواد المحيطة بالنجم، فإنه سينتج موجة صدمة يمكنها تحويل جزء كبير من الطاقة الحركية إلى إشعاع كهرومغناطيسي بكفاءة. وعلى الرغم من أن الطاقة الأولية كانت طبيعية تمامًا، فإن المستعر الأعظم الناتج سيكون له لمعان عالٍ ومدة ممتدة لأنه لا يعتمد على الاضمحلال الإشعاعي الأسي. قد يتسبب هذا النوع من الأحداث في حدوث مستعر أعظم من النوع الثاني. [181] [182]

على الرغم من أن المستعرات العظمى غير المستقرة هي مستعرات عظمى من النوع II-P ذات أطياف ومنحنيات ضوئية مماثلة للمستعرات العظمى من النوع Ia ذات الاندماج الجامح للكربون والأكسجين والسيليكون، فإن الطبيعة بعد انهيار النواة أشبه بنوع المستعرات العظمى العملاقة من النوع Ia ذات الاندماج الجامح للكربون والأكسجين والسيليكون. إن الطاقة الكلية المنبعثة من الأحداث ذات الكتلة الأعلى قابلة للمقارنة مع مستعرات عظمى أخرى من النوع Ia ذات انهيار النواة، ولكن يُعتقد أن إنتاج النيوترينو منخفض للغاية، وبالتالي فإن الطاقة الحركية والكهرومغناطيسية المنبعثة عالية للغاية. إن نوى هذه النجوم أكبر بكثير من أي قزم أبيض ويمكن أن تكون كمية النيكل المشع والعناصر الثقيلة الأخرى المنبعثة من نوىها أعلى بكثير، وبالتالي تكون الإضاءة المرئية عالية. [183]

السلف

تظهر المستعرات العظمى العرضية في هذه الصورة المتسارعة التي رسمها الفنان للمجرات البعيدة. وينافس كل نجم متفجر لفترة وجيزة سطوع المجرة المضيفة له.

يرتبط نوع تصنيف المستعر الأعظم ارتباطًا وثيقًا بنوع النجم السلف في وقت الانهيار. يعتمد حدوث كل نوع من المستعرات العظمى على معدنية النجم، حيث يؤثر هذا على قوة الرياح النجمية وبالتالي معدل فقدان النجم للكتلة. [184]

تنتج المستعرات العظمى من النوع Ia من النجوم القزمة البيضاء في أنظمة النجوم الثنائية وتوجد في جميع أنواع المجرات . [185] لا توجد المستعرات العظمى المنهارة إلا في المجرات التي تمر بتكوين نجمي حالي أو حديث جدًا، لأنها تنشأ من نجوم ضخمة قصيرة العمر. توجد بشكل شائع في حلزونات النوع Sc، ولكن أيضًا في أذرع المجرات الحلزونية الأخرى وفي المجرات غير المنتظمة ، وخاصة مجرات الانفجار النجمي . [186] [187] [188]

يُفترض أن المستعرات العظمى من النوع Ib وIc قد نتجت عن انهيار النواة للنجوم الضخمة التي فقدت طبقتها الخارجية من الهيدروجين والهيليوم، إما عن طريق الرياح النجمية القوية أو نقل الكتلة إلى رفيق. [158] تحدث عادةً في مناطق تكوين النجوم الجديدة، وهي نادرة للغاية في المجرات الإهليلجية . [71] كما أن أسلاف المستعرات العظمى من النوع IIn لديهم أيضًا معدلات عالية من فقدان الكتلة في الفترة التي سبقت انفجاراتهم مباشرة. [189] لوحظ أن المستعرات العظمى من النوع Ic تحدث في مناطق أكثر ثراءً بالمعادن ولديها معدلات تكوين نجوم أعلى من المتوسط ​​لمجراتها المضيفة. [190] يوضح الجدول السلف للأنواع الرئيسية من المستعرات العظمى المنهارة النواة، والنسب التقريبية التي لوحظت في الجوار المحلي.

نسبة أنواع المستعرات العظمى المنهارة من اللب حسب السلف [127]
يكتب النجم السلف جزء
إب نجم ولف -رايت أو نجم الهيليوم 9.0%
آي سي وولف -رايت 17.0%
II-P عملاق ضخم 55.5%
II-L عملاق ضخم ذو غلاف هيدروجيني مستنفد 3.0%
أنا عملاق ضخم في سحابة كثيفة من المواد المطرودة (مثل LBV ) 2.4%
2ب عملاق ضخم يحتوي على نسبة عالية من الهيدروجين (تم تجريده من قبل رفيق؟) 12.1%
ايبيك العملاق الأزرق 1.0%
أنواع المستعرات العظمى حسب الكتلة الأولية المعدنية
بقايا النجوم الضخمة المفردة

هناك عدد من الصعوبات التي تعترض التوفيق بين التطور النجمي المُنمذج والمُلاحظ الذي يؤدي إلى انهيار المستعرات العظمى. تُعَد العمالقة الحمراء العملاقة أسلاف الغالبية العظمى من المستعرات العظمى المنهارة، وقد لوحظت هذه العمالقة ولكن فقط عند كتل وإضاءة منخفضة نسبيًا، أقل من حوالي 18  كتلة شمسية و100000  كتلة شمسية على التوالي. لا يتم اكتشاف معظم أسلاف المستعرات العظمى من النوع الثاني ويجب أن تكون أضعف بكثير، ومن المفترض أنها أقل كتلة. تمت الإشارة إلى هذا التناقض باسم مشكلة العملاق الأحمر . [191] وقد وصفه ستيفن سمارت لأول مرة في عام 2009، وهو الذي صاغ المصطلح أيضًا. بعد إجراء بحث محدود الحجم عن المستعرات العظمى، وجد سمارت وآخرون أن حدود الكتلة الدنيا والعليا لتشكل المستعرات العظمى من النوع الثاني-ب هي8.5+1
−1.5 م ☉ و16.5 ± 1.5  M ☉ ، على التوالي. يتوافق الأول مع حدود الكتلة العليا المتوقعة لتكوين أسلاف الأقزام البيضاء، لكن الأخير لا يتوافق مع تجمعات النجوم الضخمة في المجموعة المحلية. [192] تم حساب الحد الأعلى للعمالقة الحمراء العملاقة التي تنتج انفجار مستعر أعظم مرئي عند19+4
−2 م ☉ . [191]

يُعتقد أن النجوم العملاقة الحمراء العملاقة ذات الكتلة الأكبر لا تنفجر كمستعرات أعظم، بل تتطور بدلاً من ذلك نحو درجات حرارة أعلى. وقد تم تأكيد العديد من أسلاف المستعرات العظمى من النوع IIb، وكانت هذه العمالقة العملاقة من النوع K وG، بالإضافة إلى عملاق عملاق واحد من النوع A. [193] يُقترح أن تكون العمالقة العملاقة الصفراء أو LBVs أسلافًا للمستعرات العظمى من النوع IIb، وقد أظهرت جميع المستعرات العظمى من النوع IIb تقريبًا القريبة بما يكفي لمراقبتها مثل هذه الأسلاف. [194] [195]

إنفوجراف يوضح الأسهم الموجودة بين الدوائر التي تمثل تطور النجوم وكيف يختلف باختلاف الكتلة
مسارات التطور النجمي التقريبية لنجوم السلف المستعرة الأعظمية (والنجوم ذات الكتلة الأقل) مع حجم الدائرة الذي يعكس الحجم النسبي واللون المتعلق بدرجة الحرارة

تشكل النجوم العملاقة الزرقاء نسبة عالية بشكل غير متوقع من أسلاف المستعرات الأعظمية المؤكدة، ويرجع ذلك جزئيًا إلى لمعانها العالي وسهولة اكتشافها، في حين لم يتم التعرف بوضوح على أي من أسلاف وولف-رايت حتى الآن. [193] [196] واجهت النماذج صعوبة في إظهار كيف تفقد النجوم العملاقة الزرقاء ما يكفي من الكتلة للوصول إلى المستعر الأعظم دون التقدم إلى مرحلة تطورية مختلفة. أظهرت إحدى الدراسات مسارًا محتملًا لانهيار المتغيرات الزرقاء المضيئة منخفضة السطوع بعد العملاق الأحمر، على الأرجح كمستعر أعظم من النوع IIn. [197] تم اكتشاف العديد من الأمثلة على الأسلاف المضيئة الساخنة للمستعرات الأعظمية من النوع IIn: كان كل من SN 2005gy و SN 2010jl نجمين مضيئين ضخمين على ما يبدو، لكنهما بعيدان جدًا؛ وكان لدى SN 2009ip سلف شديد السطوع من المحتمل أن يكون LBV، لكنه مستعر أعظم غريب طبيعته الدقيقة متنازع عليها. [193]

لم يتم رصد أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ib/c على الإطلاق، وغالبًا ما تكون القيود المفروضة على لمعانها المحتمل أقل من تلك الخاصة بنجوم WC المعروفة . [193] نجوم WO نادرة للغاية وخافتة نسبيًا بصريًا، لذلك من الصعب القول ما إذا كانت هذه الأسلاف مفقودة أم لم يتم رصدها بعد. لم يتم التعرف على الأسلاف شديدة اللمعان بشكل آمن، على الرغم من ملاحظة العديد من المستعرات العظمى بالقرب الكافي بحيث يمكن تصوير هذه الأسلاف بوضوح. [196] تُظهر النمذجة السكانية أن المستعرات العظمى من النوع Ib/c المرصودة يمكن إعادة إنتاجها من خلال مزيج من النجوم الضخمة المفردة والنجوم ذات الغلاف المجردة من الأنظمة الثنائية المتفاعلة. [127] قد يكون الافتقار المستمر للكشف الواضح عن أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ib وIc العاديين بسبب انهيار معظم النجوم الضخمة مباشرة إلى ثقب أسود دون انفجار مستعر أعظم . تنتج أغلب هذه المستعرات العظمى من نجوم الهيليوم منخفضة الكتلة ومنخفضة السطوع في الأنظمة الثنائية. قد ينتج عدد صغير منها من نجوم ضخمة تدور بسرعة، وهو ما يتوافق على الأرجح مع أحداث Ic-BL عالية الطاقة المرتبطة بانفجارات أشعة جاما طويلة الأمد. [193]

التأثير الخارجي

تنتج أحداث المستعرات العظمى عناصر أثقل تنتشر في جميع أنحاء الوسط النجمي المحيط. يمكن لموجة الصدمة المتوسعة من المستعر الأعظم أن تؤدي إلى تكوين النجوم. تتولد الأشعة الكونية المجرية عن انفجارات المستعر الأعظم.

مصدر العناصر الثقيلة

جدول دوري يوضح مصدر كل عنصر في الوسط بين النجوم

المستعرات العظمى هي مصدر رئيسي للعناصر في الوسط بين النجوم من الأكسجين إلى الروبيديوم، [198] [199] [200] على الرغم من أن الوفرة النظرية للعناصر المنتجة أو المرئية في الأطياف تختلف بشكل كبير اعتمادًا على أنواع المستعرات العظمى المختلفة. [200] تنتج المستعرات العظمى من النوع الأول أ بشكل أساسي عناصر السيليكون والحديد الذروة، والمعادن مثل النيكل والحديد. [201] [202] تطرد المستعرات العظمى المنهارة من اللب كميات أصغر بكثير من عناصر الحديد الذروة من المستعرات العظمى من النوع الأول أ، ولكن كتل أكبر من عناصر ألفا الخفيفة مثل الأكسجين والنيون، وعناصر أثقل من الزنك. وينطبق الأخير بشكل خاص على المستعرات العظمى لالتقاط الإلكترون. [203] الجزء الأكبر من المواد التي تطردها المستعرات العظمى من النوع الثاني هو الهيدروجين والهيليوم. [204] يتم إنتاج العناصر الثقيلة عن طريق: الاندماج النووي للأنوية حتى 34 ثانية؛ إعادة ترتيب تفكك السيليكون الضوئي والتوازن شبه الكامل أثناء احتراق السيليكون للنوى بين 36 Ar و 56 Ni؛ والالتقاط السريع للنيوترونات ( عملية r ) أثناء انهيار المستعر الأعظم للعناصر الأثقل من الحديد. تنتج عملية r نوى غير مستقرة للغاية غنية بالنيوترونات والتي تتحلل بيتا بسرعة إلى أشكال أكثر استقرارًا. في المستعرات الأعظمية، تكون تفاعلات عملية r مسؤولة عن حوالي نصف جميع نظائر العناصر بخلاف الحديد، [205] على الرغم من أن اندماج النجوم النيوترونية قد يكون المصدر الفيزيائي الفلكي الرئيسي للعديد من هذه العناصر. [198] [206]

في الكون الحديث، تعد نجوم فرع العملاق المقارب القديمة (AGB) المصدر الرئيسي للغبار الناتج عن أكاسيد الكربون وعناصر المعالجة السينيّة . [198] [207] ومع ذلك، في الكون المبكر، قبل تشكل نجوم فرع العملاق المقارب، ربما كانت المستعرات الأعظمية هي المصدر الرئيسي للغبار. [208]

دوره في تطور النجوم

تتكون بقايا العديد من المستعرات العظمى من جسم مضغوط وموجة صدمة سريعة التوسع من المواد. تكتسح هذه السحابة من المواد الوسط بين النجوم المحيط أثناء مرحلة التوسع الحر، والتي يمكن أن تستمر لمدة تصل إلى قرنين من الزمان. ثم تخضع الموجة تدريجيًا لفترة من التوسع الأدياباتي ، وستبرد ببطء وتختلط بالوسط بين النجوم المحيط على مدى فترة تبلغ حوالي 10000 عام. [209]

تقع بقايا المستعر الأعظم N 63A داخل منطقة متكتلة من الغاز والغبار في سحابة ماجلان الكبرى .

أنتج الانفجار العظيم الهيدروجين والهيليوم وآثار الليثيوم ، بينما يتم تصنيع جميع العناصر الثقيلة في النجوم والمستعرات العظمى والتصادمات بين النجوم النيوترونية (وبالتالي تكون بشكل غير مباشر بسبب المستعرات العظمى). تميل المستعرات العظمى إلى إثراء الوسط النجمي المحيط بعناصر أخرى غير الهيدروجين والهيليوم، والتي عادة ما يشير إليها علماء الفلك باسم "المعادن". [210] تعمل هذه العناصر المقذوفة في النهاية على إثراء السحب الجزيئية التي تعد مواقع تكوين النجوم. [211] وبالتالي، فإن كل جيل نجمي له تركيبة مختلفة قليلاً، بدءًا من خليط نقي تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم إلى تركيبة أكثر ثراءً بالمعادن. المستعرات العظمى هي الآلية السائدة لتوزيع هذه العناصر الثقيلة، والتي تتشكل في النجم خلال فترة الاندماج النووي. إن الوفرة المختلفة للعناصر في المادة التي تشكل النجم لها تأثيرات مهمة على حياة النجم، [210] [212] وقد تؤثر على إمكانية وجود كواكب تدور حوله: تتشكل المزيد من الكواكب العملاقة حول النجوم ذات المعادن الأعلى. [213] [214]

يمكن للطاقة الحركية لبقايا المستعر الأعظم المتوسع أن تؤدي إلى تكوين النجوم عن طريق ضغط السحب الجزيئية الكثيفة القريبة في الفضاء. [215] يمكن أن تؤدي الزيادة في الضغط المضطرب أيضًا إلى منع تكوين النجوم إذا كانت السحابة غير قادرة على فقدان الطاقة الزائدة. [216]

تشير الأدلة من المنتجات الفرعية للنظائر المشعة قصيرة العمر إلى أن المستعر الأعظم القريب ساعد في تحديد تركيبة النظام الشمسي منذ 4.5 مليار سنة، وربما يكون قد تسبب في تكوين هذا النظام. [217]

الانفجارات الراديوية السريعة هي نبضات مكثفة عابرة من الموجات الراديوية لا تدوم عادة أكثر من ميلي ثانية. وقد تم اقتراح العديد من التفسيرات لهذه الأحداث؛ وتعتبر النجوم المغناطيسية الناتجة عن المستعرات العظمى المنهارة من أبرز المرشحين. [218] [219] [220] [221]

الأشعة الكونية

يُعتقد أن بقايا المستعرات الأعظمية تعمل على تسريع جزء كبير من الأشعة الكونية الأولية المجرية ، ولكن لم يتم العثور على دليل مباشر على إنتاج الأشعة الكونية إلا في عدد صغير من البقايا. تم اكتشاف أشعة جاما الناتجة عن تحلل البيون من بقايا المستعرات الأعظمية IC 443 وW44. يتم إنتاج هذه الأشعة عندما تصطدم البروتونات المتسارعة من البقايا بالمواد بين النجوم. [222]

الموجات الثقالية

المستعرات الأعظمية هي مصادر مجرية قوية محتملة للموجات الثقالية ، [223] ولكن لم يتم اكتشاف أي منها حتى الآن. الأحداث الوحيدة للموجات الثقالية التي تم اكتشافها حتى الآن هي من اندماج الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية، وهي بقايا محتملة للمستعرات الأعظمية. [224] مثل انبعاثات النيوترينو، من المتوقع أن تصل الموجات الثقالية الناتجة عن انهيار المستعر الأعظم دون التأخير الذي يؤثر على الضوء. وبالتالي، قد توفر معلومات حول عملية انهيار اللب غير متوفرة بوسائل أخرى. معظم إشارات الموجات الثقالية التي تنبأت بها نماذج المستعرات الأعظمية قصيرة المدة، وتستمر أقل من ثانية، وبالتالي يصعب اكتشافها. قد يوفر استخدام وصول إشارة النيوترينو محفزًا يمكنه تحديد نافذة الوقت التي يجب البحث فيها عن الموجة الثقالية، مما يساعد على تمييز الأخيرة عن الضوضاء الخلفية. [225]

التأثير على الأرض

المستعر الأعظم القريب من الأرض هو مستعر أعظم قريب بما يكفي من الأرض ليكون له تأثيرات ملحوظة على الغلاف الحيوي للأرض . اعتمادًا على نوع وطاقة المستعر الأعظم، يمكن أن يكون على بعد 3000 سنة ضوئية. في عام 1996، تم طرح نظرية مفادها أن آثار المستعرات الأعظمية السابقة قد تكون قابلة للاكتشاف على الأرض في شكل توقيعات نظائر معدنية في طبقات الصخور . تم الإبلاغ لاحقًا عن إثراء الحديد 60 في صخور أعماق البحار في المحيط الهادئ . [226] [227] [228] في عام 2009، تم العثور على مستويات مرتفعة من أيونات النترات في جليد القارة القطبية الجنوبية، والتي تزامنت مع المستعرات الأعظمية 1006 و 1054. يمكن أن تكون أشعة جاما من هذه المستعرات الأعظمية قد عززت مستويات أكاسيد النيتروجين في الغلاف الجوي، والتي أصبحت محاصرة في الجليد. [229]

تاريخيًا، ربما أثرت المستعرات الأعظمية القريبة على التنوع البيولوجي للحياة على الكوكب. تشير السجلات الجيولوجية إلى أن أحداث المستعرات الأعظمية القريبة أدت إلى زيادة الأشعة الكونية، مما أدى بدوره إلى مناخ أكثر برودة. أدى الفارق الأكبر في درجات الحرارة بين القطبين وخط الاستواء إلى رياح أقوى، وزيادة اختلاط المحيطات، مما أدى إلى نقل العناصر الغذائية إلى المياه الضحلة على طول الجرف القاري . أدى هذا إلى زيادة التنوع البيولوجي. [230] [231]

يُعتقد أن المستعرات العظمى من النوع Ia هي الأكثر خطورة إذا حدثت على مقربة كافية من الأرض. ولأن هذه المستعرات العظمى تنشأ من نجوم قزم أبيض خافتة شائعة في أنظمة ثنائية، فمن المرجح أن تحدث مستعرات عظمى يمكن أن تؤثر على الأرض بشكل غير متوقع وفي نظام نجمي غير مدروس جيدًا. أقرب مرشح معروف هو IK Pegasi (HR 8210)، على بعد حوالي 150 سنة ضوئية، [232] [233] ولكن الملاحظات تشير إلى أنه قد يستغرق الأمر ما يصل إلى 1.9 مليار سنة قبل أن يتمكن القزم الأبيض من تجميع الكتلة الحرجة المطلوبة ليصبح مستعرًا أعظم من النوع Ia. [234]

وفقًا لتقديرات عام 2003، يجب أن يكون المستعر الأعظم من النوع الثاني أقرب من ثمانية فرسخ فلكي (26 سنة ضوئية) لتدمير نصف طبقة الأوزون على الأرض، ولا يوجد مرشحون أقرب من حوالي 500 سنة ضوئية. [235]

مرشحو درب التبانة

السديم حول نجم وولف-رايت WR124، والذي يقع على مسافة حوالي 21000 سنة ضوئية [236 ]

من المرجح أن يكون من الممكن اكتشاف المستعر الأعظم القادم في مجرة ​​درب التبانة حتى لو حدث على الجانب البعيد من المجرة. ومن المرجح أن يكون ناتجًا عن انهيار عملاق أحمر عادي، ومن المحتمل جدًا أن يكون قد تم تصنيفه بالفعل في مسوحات الأشعة تحت الحمراء مثل 2MASS . هناك فرصة أقل لأن ينتج المستعر الأعظم المنهار التالي من نوع مختلف من النجوم الضخمة مثل العملاق الأصفر الفائق، أو المتغير الأزرق المضيء، أو وولف-رايت. تم حساب فرص كون المستعر الأعظم القادم من النوع Ia الناتج عن قزم أبيض بحوالي ثلث فرص المستعر الأعظم المنهار في اللب. مرة أخرى، يجب أن يكون قابلاً للملاحظة أينما حدث، ولكن من غير المرجح أن يتم ملاحظة السلف على الإطلاق. حتى أنه ليس معروفًا بالضبط كيف يبدو نظام السلف من النوع Ia، ومن الصعب اكتشافه بعد بضعة فرسخ فلكي. يُقدر معدل المستعر الأعظم الإجمالي في مجرة ​​درب التبانة بما يتراوح بين 2 و12 في القرن الواحد، على الرغم من أنه لم يتم رصد أي منها فعليًا منذ عدة قرون. [144]

إحصائيًا، النوع الأكثر شيوعًا من المستعرات العظمى المنهارة هو النوع II-P، وأسلاف هذا النوع هي العمالقة الحمراء. [237] من الصعب تحديد أي من هذه العمالقة العملاقة في المراحل النهائية من اندماج العناصر الثقيلة في نواتها وأيها بقي لها ملايين السنين. تتخلص العمالقة الحمراء الأكثر ضخامة من غلافها الجوي وتتطور إلى نجوم وولف-رايت قبل انهيار نواتها. تنتهي حياة جميع نجوم وولف-رايت من مرحلة وولف-رايت في غضون مليون عام أو نحو ذلك، ولكن مرة أخرى من الصعب تحديد تلك الأقرب إلى انهيار النواة. إحدى الفئات التي يُتوقع ألا يتجاوز عمرها بضعة آلاف من السنين قبل الانفجار هي نجوم وولف-رايت WO، والتي من المعروف أنها استنفدت الهيليوم في نواتها. [238] ثمانية منها فقط معروفة، وأربعة منها فقط موجودة في مجرة ​​درب التبانة. [239]

تم تحديد عدد من النجوم القريبة أو المعروفة كمرشحين محتملين لمستعر أعظم منهار: النجوم الزرقاء عالية الكتلة سبيكا وريجيل ، [240] والعملاق الأحمر بيتيلجوز وأنتاريس و VV سيفي أ ؛ [241] [242] [243] والعملاق الأصفر رو كاسيوبيا ؛ [244] والمتغير الأزرق المضيء إيتا كارينا الذي أنتج بالفعل محتال مستعر أعظم؛ [245] وكلا المكونين ، عملاق أزرق ونجم وولف-رايت، من نظام ريجور أو جاما فيلوروم . [246] [247] ميموزا وأكروكس ، نظامان نجميان ساطعان في كوكبة كروكس الجنوبية ، يحتوي كل منهما على نجوم زرقاء ذات كتل كافية للانفجار كمستعر أعظم. [248] [249] اكتسب آخرون شهرة باعتبارهم من الممكن أن يكونوا أسلافًا لانفجار أشعة جاما، على الرغم من عدم احتمالية ذلك؛ على سبيل المثال WR 104. [ 250]

إن تحديد المرشحين للمستعر الأعظم من النوع Ia هو أمر أكثر تخمينًا. قد ينتج أي نجم ثنائي به قزم أبيض متراكم مستعرًا أعظم، على الرغم من أن الآلية الدقيقة والإطار الزمني لا يزالان محل جدال. هذه الأنظمة خافتة ويصعب تحديدها، لكن المستعرات والمستعرات المتكررة هي أنظمة تعلن عن نفسها بسهولة. أحد الأمثلة على ذلك هو U Scorpii . [251]

خريطة تظهر بعض أقرب مرشحي انهيار النواة للمستعر الأعظم إلى الأرض في نطاق كيلوبارسيك واحد، ومعظمها من العمالقة الحمراء من النوع K. [243]

انظر أيضا

مراجع

  1. ^ زويكي، فريتز (1 يناير 1940). "أنواع المستعرات الجديدة". مراجعات الفيزياء الحديثة . 12 (1): 66-85. رمز Bibcode :1940RvMP...12...66Z. doi :10.1103/RevModPhys.12.66. ISSN  0034-6861.
  2. ^ ab Osterbrock, DE (1 ديسمبر 2001). "من هو الذي صاغ كلمة سوبرنوفا؟ من أول من تنبأ بالنجوم النيوترونية؟". ملخصات اجتماعات الجمعية الفلكية الأمريكية . 199 : 15.01. رمز المكتبة : 2001AAS...199.1501O.
  3. ^ "supernova" . قاموس أوكسفورد الإنجليزي (الطبعة الإلكترونية). مطبعة جامعة أوكسفورد . (يشترط الاشتراك أو العضوية في المؤسسة المشاركة.)
  4. ^ موردين ، ص. موردين، ل. (1978). المستعرات الأعظمية. نيويورك، نيويورك: نقابة الصحفيين بجامعة كامبريدج. ص 1-3. رقم ISBN  978-0521300384.
  5. ^ Joglekar, H.; Vahia, MN; Sule, A. (2011). "Oldest sky-chart with Supernova record (in Kashmir)" (PDF) . Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society (41): 207–211. مؤرشف من الأصل (PDF) في 10 مايو 2019. تم الاسترجاع في 29 مايو 2019 .
  6. ^ موردين ، بول. موردين ، ليزلي (1985). المستعرات الأعظم . مطبعة جامعة كامبريدج . ص 14-16. رقم ISBN  978-0521300384.
  7. ^ بيرنهام، روبرت جونيور (1978). الدليل السماوي . دوفر. ص 1117-1122.
  8. ^ Winkler, PF; Gupta, G.; Long, KS (2003). "بقايا المستعر الأعظم 1006: الحركات البصرية المناسبة، والتصوير العميق، والمسافة، والسطوع عند الحد الأقصى". مجلة الفيزياء الفلكية . 585 (1): 324–335. arXiv : astro-ph/0208415 . Bibcode :2003ApJ...585..324W. doi :10.1086/345985. S2CID  1626564.
  9. ^ ab Fraknoi, Andrew; et al. (2022). Astronomy 2e. OpenStax. ص. 767. ISBN 978-1-951-69350-3.
  10. ^ كلارك، دي إتش؛ ستيفنسون، إف آر (1982). "المستعرات الأعظمية التاريخية". المستعرات الأعظمية: دراسة استقصائية للأبحاث الحالية؛ وقائع معهد الدراسات المتقدمة، كامبريدج، إنجلترا، 29 يونيو - 10 يوليو 1981. دوردرخت: د. ريدل . ص 355-370. رمز المكتبة : 1982ASIC...90..355C.
  11. ^ Baade, W. (1943). "رقم 675. نجم الحواء الجديد عام 1604 كمستعر أعظم". مساهمات من مرصد جبل ويلسون / مؤسسة كارنيجي بواشنطن . 675 : 1–9. رمز المكتبة : 1943CMWCI.675....1B.
  12. ^ موتز، ل.؛ ويفر، جيه إتش (2001). قصة علم الفلك. كتب أساسية . ص. 76. رقم ISBN 978-0-7382-0586-1.
  13. ^ Chakraborti, S.; Childs, F.; Soderberg, A. (25 فبراير 2016). "بقايا المستعرات العظمى من النوع Ia وأسلافها: دراسة نسبة الإشارة إلى الضوضاء G1.9+0.3". مجلة الفيزياء الفلكية . 819 (1): 37. arXiv : 1510.08851 . Bibcode :2016ApJ...819...37C. doi : 10.3847/0004-637X/819/1/37 . S2CID  : 119246128.
  14. ^ كراوس، أو. (2008). "المستعر الأعظم كاسيوبيا أ كان من النوع IIb". ساينس . 320 (5880): 1195–1197. arXiv : 0805.4557 . Bibcode :2008Sci...320.1195K. doi :10.1126/science.1155788. PMID  18511684. S2CID  40884513.
  15. ^ بانكينير، ديفيد دبليو. (2006). "ملاحظات حول ترجمات السجلات الآسيوية الشرقية المتعلقة بالمستعر الأعظم لعام 1054 م". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 9 (1): 77. رمز Bibcode :2006JAHH....9...77P. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2006.01.06. S2CID  54914821.
  16. ^ "SNRcat – ملاحظات عالية الطاقة لبقايا المستعر الأعظم المجري". جامعة مانيتوبا . تم الاسترجاع في 16 أكتوبر 2020 .
  17. ^ تشين، واي إن؛ هوانج، واي إل. (سبتمبر 1994). "تحديد النجم الضيف لعام 185 ميلادي كمذنب وليس مستعرًا أعظم". مجلة نيتشر (بالألمانية). 371 (6496): 398-399. رمز Bibcode :1994Natur.371..398C. doi :10.1038/371398a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4240119. تم الاسترجاع في 8 نوفمبر 2021 .
  18. ^ تشاو، فو يوان؛ ستروم، آر جي؛ جيانج، شي يانج (أكتوبر 2006). "لا بد أن النجم الضيف لعام 185 ميلادي كان مستعرًا أعظم". المجلة الصينية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (باللغة الألمانية). 6 (5): 635-640. رمز Bibcode : 2006ChJAA...6..635Z. doi : 10.1088/1009-9271/6/5/17 . ISSN  1009-9271.
  19. ^ مور، باتريك (2000). كتاب بيانات علم الفلك. دار نشر سي آر سي. ص 295-296. رقم ISBN 978-1-4200-3344-1.
  20. ^ ab Hoffmann, Susanne M.; Vogt, Nikolaus (1 July 2020). "البحث عن النظراء المعاصرين لنجوم الضيوف في الشرق الأقصى 369 م و386 م و393 م". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية (بالألمانية). 497 (2): 1419-1433. arXiv : 2007.01013 . Bibcode : 2020MNRAS.497.1419H. doi : 10.1093/mnras/staa1970 .
  21. ^ Winkler, P. Frank; Gupta, G. (2003), "The SN 1006 Reminant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum", The Astrophysical Journal (بالألمانية)، 585 (1): 324–335، arXiv : astro-ph/0208415 ، Bibcode :2003ApJ...585..324W، doi :10.1086/345985، S2CID  1626564
  22. ^ ريتر، أندرياس؛ باركر، كوينتين أ؛ ليكو، فوتيني؛ زيلسترا، ألبرت أ؛ غيريرو، مارتن أ. (1 سبتمبر 2021)، "بقايا وأصل المستعر الأعظم التاريخي 1181 م"، رسائل مجلة الفيزياء الفلكية (بالألمانية)، 918 (2): L33، arXiv : 2105.12384 ، رمز Bibcode : 2021ApJ...918L..33R، doi : 10.3847/2041-8213/ac2253 ، hdl : 10261/255617، ISSN  2041-8205، S2CID  235195784
  23. ^ شايفر، برادلي إي. (يوليو 1995). "ذروة سطوع المستعر الأعظم 1895ب في NGC 5253 وثابت هابل". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 447 : L13. رمز Bibcode : 1995ApJ...447L..13S. doi : 10.1086/309549 . S2CID  227285055.
  24. ^ ديك، ستيفن ج. (2019). تصنيف الكون: كيف يمكننا فهم المشهد السماوي. دار سبرينغر للنشر الدولية. ص 191. رقم ISBN 9783030103804.
  25. ^ أوستربروك، دي (2001). "من صاغ كلمة سوبرنوفا؟ من أول من تنبأ بالنجوم النيوترونية؟". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 33 : 1330. رمز المكتبة : 2001AAS...199.1501O.
  26. ^ Baade, Walter; Zwicky, Fritz (1934). "On Super-novae". Proceedings of the National Academy of Sciences . 20 (5): 254–259. Bibcode :1934PNAS...20..254B. doi : 10.1073 /pnas.20.5.254 . PMC 1076395. PMID  16587881.  
  27. ^ موردين ، ص. موردين، ل. (1985). المستعرات الأعظم (الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج . ص. 42. ردمك  978-0-521-30038-4.
  28. ^ دا سيلفا، لال (1993). "تصنيف المستعرات الأعظمية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 202 (2): 215-236. رمز Bibcode : 1993Ap&SS.202..215D. doi : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  29. ^ كوال، سي تي (1968). "المقادير المطلقة للمستعرات الأعظمية". المجلة الفلكية . 73 : 1021–1024. رمز Bibcode :1968AJ.....73.1021K. doi : 10.1086/110763 .
  30. ^ Leibundgut, B. (2003). "مفاجأة كونية: الكون يتسارع". Europhysics News . 32 (4): 121–125. Bibcode :2001ENews..32..121L. doi : 10.1051/epn:2001401 .
  31. ^ فابيان، إيه سي (2008). "انفجار من الماضي". ساينس . 320 (5880): 1167–1168. doi :10.1126/science.1158538. PMID  18511676. S2CID  206513073.
  32. ^ Aschenbach, B. (1998). "اكتشاف بقايا مستعر أعظم قريب شاب". Nature . 396 (6707): 141–142. Bibcode :1998Natur.396..141A. doi :10.1038/24103. S2CID  4426317.
  33. ^ Iyudin, AF; Schönfelder, V.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Diehl, R.; Hermsen, W.; Lichti, GG; Van Der Meulen, RD; Ryan, J.; Winkler, C. (1998). "انبعاث من 44 Ti مرتبط بمستعر أعظم مجري غير معروف سابقًا". Nature . 396 (6707): 142–144. Bibcode :1998Natur.396..142I. doi :10.1038/24106. S2CID  4430526.
  34. ^ "مرصد ويب التابع لناسا يفتح نافذة جديدة على علم المستعر الأعظم - علوم ناسا". science.nasa.gov . تم الاسترجاع في 11 يونيو 2024 .
  35. ^ دونغ، سوبو؛ شابي، بج. بريتو، JL. جها، جنوب غرب. ستانيك، KZ. هولوين، TW-S.؛ كوتشانيك، CS؛ طومسون، تا؛ موريل، ن.؛ طومسون، البكالوريا الدولية؛ باسو، يو. بيكوم، JF. بيرسييه، د.؛ بريماكومب، J .؛ براون، شبيبة. بوفانو، ف. تشن، بينغ. كونسيل، إي؛ دانيليت، AB. فالكو، إي. جروب، د.؛ كيوتا، س. ماسي، ج.؛ نيكولز، ب. أوليفاريس إي، ف؛ بيجناتا، ج؛ بوجمانسكي، ج؛ سيمونيان، ج.ف. شتشيجيل، مارك ألماني؛ وزنياك، العلاقات العامة (2016). “ASASSN-15lh: مستعر أعظم فائق الإضاءة”. علوم . 351 (6270): 257–260. arXiv : 1507.03010 . Bibcode :2016Sci...351..257D. doi :10.1126/science.aac9613. PMID  26816375. S2CID  31444274.
  36. ^ Leloudas, G.; et al. (2016). "The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal breaking event from a Kerr black hole". Nature Astronomy . 1 (2): 0002. arXiv : 1609.02927 . Bibcode :2016NatAs...1E...2L. doi :10.1038/s41550-016-0002. S2CID  73645264.
  37. ^ Sample, I. (13 فبراير 2017). "المستعر الأعظم الهائل المرئي على بعد ملايين السنين الضوئية من الأرض". The Guardian . مؤرشف من الأصل في 13 فبراير 2017 . تم الاسترجاع في 13 فبراير 2017 .
  38. ^ يارون، أو. بيرلي، دا. جال يام، أ. جروه، جيه. حوريش، أ.؛ أوفيك، EO؛ كولكارني، ريال. سوليرمان، J.؛ فرانسون ، سي. (13 فبراير 2017). “مادة محيطية كثيفة محصورة تحيط بمستعر أعظم من النوع الثاني”. فيزياء الطبيعة . 13 (5): 510-517. أرخايف : 1701.02596 . بيب كود :2017NatPh..13..510Y. دوى :10.1038/nphys4025. S2CID  29600801.
  39. ^ abc Astronomy Now journalist (23 فبراير 2018). "Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery". Astronomy Now . مؤرشف من الأصل في 16 مايو 2018 . تم الاسترجاع 15 مايو 2018 .
  40. ^ Bersten, MC; Folatelli, G.; García, F.; Van Dyk, SD; Benvenuto, OG; Orellana, M.; Buso, V.; Sánchez, JL; Tanaka, M.; Maeda, K.; Filippenko, AV; Zheng, W.; Brink, TG; Cenko, SB; De Jaeger, T.; Kumar, S.; Moriya, TJ; Nomoto, K.; Perley, DA; Shivvers, I.; Smith, N. (21 فبراير 2018). "اندفاع الضوء عند ولادة المستعر الأعظم". Nature . 554 (7693): 497–499. arXiv : 1802.09360 . Bibcode :2018Natur.554..497B. doi :10.1038/nature25151. PMID  29469097. S2CID  4383303.
  41. ^ "تلسكوب جيمس ويب يُحدث ثورة في أبحاث المستعرات العظمى". www.jameswebbdiscovery.com . تم الاسترجاع في 11 يونيو 2024 .
  42. ^ "مرصد ويب التابع لناسا يفتح نافذة جديدة على علم المستعر الأعظم - علوم ناسا". science.nasa.gov . تم الاسترجاع في 11 يونيو 2024 .
  43. ^ Reynolds, SP; Borkowski, KJ; Green, DA; Hwang, U.; Harrus, IM; Petre, R. (2008). "The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3". The Astrophysical Journal Letters . 680 (1): L41–L44. arXiv : 0803.1487 . Bibcode :2008ApJ...680L..41R. doi :10.1086/589570. S2CID  67766657.
  44. ^ كولجيت، إس إيه؛ ماكي، سي. (1969). "إضاءة المستعر الأعظم المبكرة". المجلة الفلكية الفيزيائية . 157 : 623. رمز Bibcode :1969ApJ...157..623C. doi :10.1086/150102.
  45. ^ زوكرمان، ب.؛ مالكان، م. أ. (1996). أصل الكون وتطوره. جونز وبارتليت ليرنينغ . ص. 68. ISBN  978-0-7637-0030-0. تم أرشفة النسخة الأصلية في 20 أغسطس 2016.
  46. ^ Filippenko, AV; Li, W.-D.; Treffers, RR; Modjaz, M. (2001). "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". في Paczynski, B.; Chen, W.-P.; Lemme, C. (المحررون). علم الفلك بالتلسكوبات الصغيرة على نطاق عالمي . سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية الأمريكية . المجلد 246. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية في المحيط الهادئ . ص 121. رمز الكتاب : 2001ASPC..246..121F. ISBN  978-1-58381-084-2.
  47. ^ أب أنطونيولي ، ص. فيينبيرج، آر تي؛ فلوروت، ف؛ فوكودا، Y.؛ فولجيون، دبليو؛ هابيج، أ.؛ هيز، J.؛ ماكدونالد، AB. ميلز، سي. نامبا، ت.؛ روبنسون، LJ. شولبيرج، ك . شويندينر، م. سينوت، آر دبليو؛ ستايسي، ب. سوزوكي، Y.؛ تافيروت، ر.؛ فيجوريتو، سي. فيرين، ب. الفضيلة، ج. زيشيشي، أ. (2004). “SNEWS: نظام الإنذار المبكر SuperNova”. مجلة جديدة للفيزياء . 6 : 114. أرخايف : astro-ph/0406214 . بيب كود :2004NJPh....6..114A. دوى :10.1088/1367-2630/6/1/114. S2CID  119431247.
  48. ^ شولبيرج، ك. (2000). "SNEWS: نظام الإنذار المبكر بالمستعرات الأعظمية". وقائع مؤتمر المعهد الأمريكي للفيزياء الفلكية . 523 : 355-361. arXiv : astro-ph/9911359 . Bibcode :2000AIPC..523..355S. CiteSeerX 10.1.1.314.8663 . doi :10.1063/1.1291879. S2CID  5803494.  
  49. ^ بيكوم، جي إف (1999). “نيوترينوات السوبرنوفا وكتل النيوترينو”. ريفيستا ميكسيكانا دي فيسيكا . 45 (2): 36. أرخايف : hep-ph/9901300 . بيب كود :1999RMxF...45...36B.
  50. ^ Frieman, JA; et al. (2008). "The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary". المجلة الفلكية . 135 (1): 338–347. arXiv : 0708.2749 . Bibcode :2008AJ....135..338F. doi :10.1088/0004-6256/135/1/338. S2CID  53135988.
  51. ^ بيرلموتر، إس إيه (1997). "الاكتشاف المجدول لـ 7+ مستعر أعظم ذي انزياح أحمر مرتفع: أول نتائج علم الكونيات وحدود q 0 ". في رويز لابوينتي، ب.؛ كانال، ر.؛ إيسيرن، ج. (المحررون). المستعرات الأعظمية النووية الحرارية، وقائع معهد الدراسات المتقدمة التابع لحلف شمال الأطلسي . سلسلة معاهد العلوم المتقدمة التابعة لحلف شمال الأطلسي ج. المجلد 486. دوردركث: دار النشر الأكاديمية كلوير . ص. 749. arXiv : astro-ph/9602122 . رمز Bibcode :1997ASIC..486..749P. doi :10.1007/978-94-011-5710-0_46.
  52. ^ Linder, EV; Huterer, D. (2003). "أهمية المستعرات الأعظمية عند z > 1.5 لاستكشاف الطاقة المظلمة". Physical Review D. 67 ( 8): 081303. arXiv : astro-ph/0208138 . Bibcode :2003PhRvD..67h1303L. doi :10.1103/PhysRevD.67.081303. S2CID  8894913.
  53. ^ بيرلموتر، إس إيه؛ جابي، إس؛ جولدهابر، جي؛ جوبار، إيه؛ جروم، دي إي؛ هوك، آي إم؛ كيم، إيه جي؛ كيم، إم واي؛ لي، جيه سي؛ باين، آر؛ بينيباكر، سي آر؛ سمول، آي إيه؛ إليس، آر إس؛ ماكماهون، آر جي؛ بويل، بي جيه؛ بونكلارك، بي إس؛ كارتر، دي؛ إروين، إم جيه؛ جلازبروك، كيه؛ نيوبيرج، إتش جيه إم؛ فيليبينكو، إيه في؛ ماثيسون، تي؛ دوبيتا، إم؛ كوتش، دبليو جيه (1997). "قياسات المعلمات الكونية Ω وΛ من أول سبع مستعرات أعظمية عند z ≥ 0.35". المجلة الفلكية الفيزيائية . 483 (2): 565. arXiv : astro-ph/9608192 . بيب كود :1997ApJ...483..565P. دوى :10.1086/304265. S2CID  118187050.
  54. ^ كوبين، واي. بلانك، ن.؛ بونجارد، S .؛ جانجلر، إي. سوجي، L.؛ سمادجا، ج؛ أنتيلوجوس، ص. جارافيني، ج.؛ جيل، س. الألم، ر. ألدرينغ، G.؛ بيلي، س.؛ لي، قبل الميلاد. لوكين، س. نوجنت، بي. بيرلماتر، سا؛ سكالزو، ر. توماس، RC؛ وانغ، ل.؛ ويفر، بكالوريوس. بيكونتال، إي؛ كيسلر، ر. بالتاي، سي. رابينوفيتش، د.؛ باور، أ. (2006). “مصنع سوبر نوفا القريب” (PDF) . مراجعات علم الفلك الجديد . 50 (4-5): 637-640. أرخايف : astro-ph/0401513 . بيب كود :2006NewAR..50..436C. CiteSeerX 10.1.1.316.4895 . doi :10.1016/j.newar.2006.02.035. مؤرشف من الأصل (PDF) في 22 سبتمبر 2017 . تم الاسترجاع في 25 أكتوبر 2017 . 
  55. ^ Scolnic, DM; Jones, DO; Rest, A. (2018). "عينة منحنى الضوء الكاملة لـ SNe Ia المؤكدة طيفيًا من Pan-STARRS1 والقيود الكونية من عينة البانثيون المجمعة". مجلة الفيزياء الفلكية . 859 (2): 101. arXiv : 1710.00845 . رمز Bibcode : 2018ApJ...859..101S. doi : 10.3847/1538-4357/aab9bb . S2CID  54676349.
  56. ^ Scolnic, DM; Brout, D.; Carr, A. (2021). "تحليل Pantheon+: مجموعة البيانات الكاملة وإصدار منحنى الضوء". Astrophysical Journal Letters . 938 (2): 113. arXiv : 2112.03863 . Bibcode :2022ApJ...938..113S. doi : 10.3847/1538-4357/ac8b7a . S2CID  246652657.
  57. ^ "ما هي أنواع الأشياء المكتشفة التي يجب الإبلاغ عنها لنشرها في IAUC". cbat.eps.harvard.edu . تم الاسترجاع في 8 مارس 2023 .
  58. ^ كيرشنر، آر بي (1980). "المستعرات الأعظمية من النوع الأول: وجهة نظر المراقب" (PDF) . وقائع مؤتمر المعهد الأمريكي للفيزياء الفلكية . 63 : 33–37. رمز Bibcode :1980AIPC...63...33K. doi :10.1063/1.32212. hdl : 2027.42/87614 . مؤرشف من الأصل (PDF) في 7 أغسطس 2020. تم الاسترجاع في 20 مارس 2020 .
  59. ^ "قائمة المستعرات العظمى". المكتب المركزي للبرقيات الفلكية التابع للاتحاد الفلكي الدولي . مؤرشف من الأصل في 12 نوفمبر 2010. تم الاسترجاع في 25 أكتوبر 2010 .
  60. ^ “كتالوج المستعر الأعظم بادوفا-آسياجو”. المرصد الفلكي في بادوفا . مؤرشفة من الأصلي في 10 يناير 2014 . تم الاسترجاع 10 يناير 2014 .
  61. ^ ستيفنسون، ف. ريتشارد؛ جرين، ديفيد أ. (2002). المستعرات العظمى التاريخية وبقاياها. أكسفورد: دار نشر كلارندون. ص. 1-5، 60، 82. رقم ISBN 0-19-850766-6. OCLC  50403827.
  62. ^ "كتالوج المستعرات الأعظمية المفتوح". مؤرشف من الأصل في 3 مارس 2016. اطلع عليه بتاريخ 5 فبراير 2020 .
  63. ^ مجموعة بادوفا-آسياجو سوبرنوفا، كتالوج أسياجو سوبرنوفا، تم الوصول إليه في 27/12/2023
  64. ^ ab Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). "The Influence of Binaries on Stellar Population Studies". Influence of Binaries on Stellar Population Studies . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 264. دوردرخت: دار نشر كلوير الأكاديمية . ص 199. arXiv : astro-ph/0012455 . Bibcode :2001ASSL..264..199C. doi :10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN  978-0-7923-7104-5.
  65. ^ abcdefgh Turatto, M. (2003). "تصنيف المستعرات الأعظمية". المستعرات الأعظمية ومتفجرات أشعة جاما . محاضرات في الفيزياء . المجلد 598. ص 21-36. arXiv : astro-ph/0301107 . CiteSeerX 10.1.1.256.2965 . doi :10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN   978-3-540-44053-6. S2CID  15171296.
  66. ^ abcdefg Doggett, JB; Branch, D. (1985). "دراسة مقارنة لمنحنيات ضوء المستعر الأعظم". المجلة الفلكية . 90 : 2303. رمز Bib :1985AJ.....90.2303D. doi : 10.1086/113934 .
  67. ^ فولي، ريان جيه؛ تشورنوك، ريان؛ فيليبينكو، أليكسي في؛ غانيشالينجام، موهان؛ كيرشنر، روبرت بي؛ لي، ويدونج؛ سينكو، إس برادلي؛ تشاليس، بيتر جيه؛ فريدمان، أندرو إس؛ مودجاز، مريم؛ سيلفرمان، جيفري إم؛ وود-فاسي، دبليو مايكل (2009). "المستعر الأعظم 2008ha: سطوع منخفض للغاية ومستعر أعظم منخفض الطاقة بشكل استثنائي". المجلة الفلكية . 138 (2): 376. arXiv : 0902.2794 . Bibcode :2009AJ....138..376F. doi :10.1088/0004-6256/138/2/376. S2CID  13855329.
  68. ^ بيانكو، إف بي؛ مودجاز، إم؛ هيكين، إم؛ فريدمان، إيه؛ كيرشنر، آر بي؛ بلوم، جيه إس؛ تشاليس، بي؛ ماريون، جي إتش؛ وود-فاسي، دبليو إم؛ ريست، إيه. (2014). "منحنيات الضوء الضوئي متعدد الألوان والأشعة تحت الحمراء القريبة لـ 64 مستعر أعظم منهار من الغلاف المجرّد". ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 213 (2): 19. arXiv : 1405.1428 . رمز Bibcode : 2014ApJS..213...19B. doi : 10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID  119243970.
  69. ^ Lyman, JD; Levan, AJ; James, PA; Angus, CR; Church, RP; Davies, MB; Tanvir, NR (11 مايو 2016). "ملاحظات تلسكوب هابل الفضائي للمجرات المضيفة وبيئات المستعرات الأعظمية الغنية بالكالسيوم". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 458 (2): 1768–1777. arXiv : 1602.08098 . doi : 10.1093/mnras/stw477 . ISSN  0035-8711.
  70. ^ نوجنت، بيتر (2 يونيو 2017). "المستعرات الأعظمية: الانفجار في فقاعة". علم الفلك الطبيعي . 1 (6): 0140. رمز Bibcode :2017NatAs...1E.140N. doi :10.1038/s41550-017-0140. ISSN  2397-3366. OSTI  1456969. S2CID  125998037.
  71. ^ أب بيريتس، ​​غبطة؛ جال يام، أ. مزالي، بنسلفانيا؛ أرنيت، د.؛ كاجان، د.؛ فيليبينكو، إيه في؛ لي، دبليو؛ أركافي، أنا. سينكو، س.ب. فوكس، ديسيبل؛ ليونارد، العاصمة؛ مون، د.-س.؛ ساند، دي جي؛ سودربيرج، صباحا؛ أندرسون، جي بي؛ جيمس، بنسلفانيا؛ فولي، آر جيه؛ غانيشالينجام، م.؛ أوفيك، EO؛ بيلدستن، L.؛ نيليمانز، ج.؛ شين، كج. واينبرغ، NN؛ ميتزجر، دينار بحريني؛ بيرو، AL. كواتارت، إي. كيوي، م.؛ بوزنانسكي، د. (2010). “نوع خافت من المستعر الأعظم من قزم أبيض مع رفيق غني بالهيليوم”. طبيعة . 465 (7296): 322-325. arXiv : 0906.2003 . Bibcode :2010Natur.465..322P. doi :10.1038/nature09056. PMID  20485429. S2CID  4368207.
  72. ^ ab Barbon, R.; Ciatti, F.; Rosino, L. (1979). "الخصائص الضوئية للمستعرات العظمى من النوع الثاني". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 72 : 287. رمز Bibcode :1979A&A....72..287B.
  73. ^ Filippenko, AV (1988). "Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age". المجلة الفلكية . 96 : 1941. Bibcode :1988AJ.....96.1941F. doi :10.1086/114940.
  74. ^ Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 and its Supernova 1961". مجلة الفيزياء الفلكية . 139 : 514. رمز Bibcode :1964ApJ...139..514Z. doi : 10.1086/147779 .
  75. ^ Zwicky, F. (1962). "ملاحظات جديدة ذات أهمية لعلم الكونيات". في McVittie, GC (محرر). مشاكل البحث خارج المجرة، وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . المجلد 15. نيويورك: مطبعة ماكميلان . ص 347. رمز المكتبة : 1962IAUS...15..347Z.
  76. ^ Filippenko, Alexei V. (سبتمبر 1997). "الأطياف البصرية للمستعرات العظمى". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 35 (1): 309–355. Bibcode :1997ARA&A..35..309F. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.309. ISSN  0066-4146. كان للمستعر الأعظم 1961V في NGC 1058 (النوع الخامس) أغرب منحنى ضوئي تم تسجيله على الإطلاق.
  77. ^ "صعود وسقوط المستعر الأعظم". صورة الأسبوع من المرصد الأوروبي الجنوبي . مؤرشف من الأصل في 2 يوليو 2013. تم استرجاعه في 14 يونيو 2013 .
  78. ^ Piro, AL; Thompson, TA; Kochanek, CS (2014). "التوفيق بين إنتاج النيكل 56 في المستعرات العظمى من النوع Ia مع سيناريوهات التحلل المزدوج". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 438 (4): 3456. arXiv : 1308.0334 . Bibcode :2014MNRAS.438.3456P. doi : 10.1093/mnras/stt2451 . S2CID  27316605.
  79. ^ تشن، دبليو سي؛ لي، إكس دي (2009). "حول أسلاف المستعرات العظمى من النوع الأول من نوع كتلة شاندراسيخار". مجلة الفيزياء الفلكية . 702 (1): 686-691. arXiv : 0907.0057 . Bibcode :2009ApJ...702..686C. doi :10.1088/0004-637X/702/1/686. S2CID  14301164.
  80. ^ Howell, DA; Sullivan, M.; Conley, AJ; Carlberg, RG (2007). "التطور المتوقع والمُلاحظ في متوسط ​​خصائص المستعرات العظمى من النوع Ia ذات الانزياح الأحمر". Astrophysical Journal Letters . 667 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0701912 . Bibcode :2007ApJ...667L..37H. doi :10.1086/522030. S2CID  16667595.
  81. ^ أب مزالي، بنسلفانيا؛ روبكي، إف كيه؛ بينيتي، س. هيلبراندت، دبليو (2007). “آلية انفجار مشتركة للمستعرات الأعظم من النوع Ia”. علوم . 315 (5813): 825-828. أرخايف : astro-ph/0702351 . بيب كود :2007Sci...315..825M. دوى :10.1126/science.1136259. بميد  17289993. S2CID  16408991.
  82. ^ Lieb, EH; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar breakdown". The Astrophysical Journal . 323 (1): 140–144. Bibcode :1987ApJ...323..140L. doi :10.1086/165813. مؤرشف من الأصل في 3 مارس 2020. تم الاسترجاع في 20 مارس 2020 .
  83. ^ ab Canal, R.; Gutiérrez, JL (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". In Isern, J.; Hernanz, M.; Gracia-Berro, E. (eds.). White Dwarfs: Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 214. دوردرخت: دار نشر كلوير الأكاديمية . ص. 49. arXiv : astro-ph/9701225 . Bibcode :1997ASSL..214...49C. doi :10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN  978-0-7923-4585-5. S2CID  9288287.
  84. ^ ويلر، جيه سي (2000). الكوارث الكونية: المستعرات العظمى، وانفجارات أشعة جاما، والمغامرات في الفضاء الفائق. مطبعة جامعة كامبريدج . ص 96. رقم ISBN  978-0-521-65195-0. تم أرشفة النسخة الأصلية في 10 سبتمبر 2015.
  85. ^ Khokhlov, AM; Mueller, E.; Höflich, PA (1993). "منحنيات الضوء لنماذج المستعرات العظمى من النوع IA ذات آليات الانفجار المختلفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 270 (1-2): 223-248. رمز Bibcode :1993A&A...270..223K.
  86. ^ Röpke, FK; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of the peak luminosity variations in type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics Letters . 420 (1): L1–L4. arXiv : astro-ph/0403509 . Bibcode :2004A&A...420L...1R. doi :10.1051/0004-6361:20040135. S2CID  2849060.
  87. ^ abcd Hillebrandt, W.; Niemeyer, JC (2000). "نماذج انفجار المستعر الأعظم من النوع IA". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Bibcode :2000ARA&A..38..191H. doi :10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  88. ^ Paczyński, B. (1976). "Common Envelope Binaries". في Eggleton, P.؛ Mitton, S.؛ Whelan, J. (المحررون). بنية وتطور الأنظمة الثنائية المغلقة . ندوة الاتحاد الفلكي الدولي رقم 73. دوردرخت: د. ريدل . ص 75-80. رمز المكتبة :1976IAUS...73...75P.
  89. ^ بولودنينكو، أليكسي ي.؛ تشامبرز، جيسيكا؛ أحمد، كريم؛ جاميزو، فاديم ن.؛ تايلور، برايان د. (نوفمبر 2019). "آلية موحدة للانتقال غير المقيد من الاشتعال إلى الانفجار في الأنظمة الكيميائية الأرضية والمستعرات العظمى من النوع الأول أ". ساينس . 366 (6465): eaau7365. arXiv : 1911.00050 . Bibcode :2019Sci...366.7365P. doi :10.1126/science.aau7365. ISSN  0036-8075. PMID  31672866. S2CID  207817150. ظلت النماذج النظرية لـ SNIa محدودة بسبب عدم اليقين في آليات الانفجار. [...] تنتج انفجارات SNIa عن احتراق نووي حراري سريع في نجوم قزمة بيضاء (WD) 12 C/ 16 O ذات كتلة قريبة من حد كتلة شاندراسيخار أو أقل منه والذي يبلغ ≈1.4 كتلة شمسية [...] ومع ذلك، وبعيدًا عن هذا البيان العام، تظل الآليات الدقيقة لـ SNIa غير واضحة، مع وجود عدد من السيناريوهات المحتملة.
  90. ^ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "مسافة جديدة بين النجم القيفاوي والمجرة المضيفة لميزر NGC 4258 وتأثيراتها على ثابت هابل". مجلة الفيزياء الفلكية . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID  15728812.
  91. ^ كولجيت، إس إيه (1979). "المستعرات الأعظمية كشمعة قياسية لعلم الكونيات". مجلة الفيزياء الفلكية . 232 (1): 404-408. رمز Bibcode :1979ApJ...232..404C. doi :10.1086/157300.
  92. ^ رويز لابوينتي، ص. بلينيكوف، س.؛ قناة، ر. منديز، J.؛ سوروكينا، إي. فيسكو، أ.؛ والتون، ن. (2000). “أسلاف المستعر الأعظم من النوع IA”. Memorie della Societa Astronomica Italiana . 71 : 435. بيب كود :2000MmSAI..71..435R.
  93. ^ دان، م.؛ روسووج، س.؛ جيلوتشون، ج.؛ راميريز-رويز، إي. (2012). "كيف يعتمد اندماج قزمين أبيضين على نسبة كتلتهما: الاستقرار المداري والانفجارات عند التلامس". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 422 (3): 2417. arXiv : 1201.2406 . Bibcode : 2012MNRAS.422.2417D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x . S2CID  119159904.
  94. ^ ماوز، دان؛ مانوتشي، فيليبو؛ نيلمانز، جيس (18 أغسطس 2014). "الدلائل الرصدية على أسلاف المستعرات العظمى من النوع الأول أ". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 52 (1): 107-170. arXiv : 1312.0628 . Bibcode :2014ARA&A..52..107M. doi :10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN  0066-4146. S2CID  55533680.
  95. ^ Howell, DA; Sullivan, M.; Nugent, PE; Ellis, RS; Conley, AJ; Le Borgne, D.; Carlberg, RG; Guy, J.; Balam, D.; Basa, S.; Fouchez, D.; Hook, IM; Hsiao, EY; Neill, JD; Pain, R.; Perrett, KM; Pritchet, CJ (2006). "المستعر الأعظم من النوع Ia SNLS-03D3bb من نجم قزم أبيض ذو كتلة فائقة من شاندراسيخار". Nature . 443 (7109): 308–311. arXiv : astro-ph/0609616 . Bibcode :2006Natur.443..308H. doi :10.1038/nature05103. PMID  16988705. S2CID  4419069.
  96. ^ تاناكا، م.؛ كاواباتا، كانساس؛ ياماناكا، م.؛ مايدا، ك.؛ هاتوري، ت.؛ أوكي، ك.؛ نوموتو، كي.؛ إيي، م.؛ ساساكي، ت.؛ مازالي، بي. إيه؛ بيان، إي. (2010). "قياس الاستقطاب الطيفي للمستعر الأعظم من النوع الأول أ شديد السطوع 2009dc: انفجار شبه كروي لقزم أبيض ذي كتلة فائقة تشاندرا سيكار". مجلة الفيزياء الفلكية . 714 (2): 1209. arXiv : 0908.2057 . Bibcode :2010ApJ...714.1209T. doi :10.1088/0004-637X/714/2/1209. S2CID  13990681.
  97. ^ فينك، م.؛ كرومر، م.؛ هيلبراندت، و.؛ روبك، ف.ك.؛ باكمور، ر.؛ سيتينزال، آي. آر.؛ سيم، إس. إيه. (أكتوبر 2018). "الانفجارات النووية الحرارية للأقزام البيضاء سريعة الدوران التفاضلي: مرشحون للمستعرات العظمى من النوع الأول أ فائقة السطوع؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 618 : أ124. أركسيف : 1807.10199 . رمز البيبكود : 2018A&A...618A.124F. دوي : 10.1051/0004-6361/201833475. S2CID  118965737. أ124.
  98. ^ وانج، ب.؛ ليو، د.؛ جيا، س.؛ هان، ز. (2014). "انفجارات الهيليوم ذات التفجير المزدوج لأسلاف المستعرات العظمى من النوع الأول أ". وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 9 (S298): 442. arXiv : 1301.1047 . Bibcode :2014IAUS..298..442W. doi :10.1017/S1743921313007072. S2CID  118612081.
  99. ^ فولي ، آر جيه. تشاليس، بيجاي؛ تشورنوك، ر. غانيشالينجام، م.؛ لي، دبليو؛ ماريون، غ. موريل، NI؛ بيجناتا، ج؛ سترتزينجر، ماريلاند؛ سيلفرمان، JM. وانغ، العاشر. أندرسون، جي بي؛ فيليبينكو، إيه في؛ فريدمان، WL. هاموي، م. جها، جنوب غرب. كيرشنر، RP. ماكولي، C.؛ بيرسون، SE؛ فيليبس، م. رايشارت، DE؛ سودربيرج، AM (2013). “نوع Iax Supernovae: فئة جديدة من الانفجار النجمي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 767 (1): 57. أرخايف : 1212.2209 . بيب كود :2013ApJ...767...57F. دوى :10.1088/0004-637X/767/1/57. S2CID  118603977.
  100. ^ McCully, C.; Jha, SW; Foley, RJ; Bildsten, L.; Fong, W.-F.; Kirshner, RP; Marion, GH; Riess, AG; Stritzinger, MD (2014). "نظام سلف مضيء أزرق اللون للمستعر الأعظم من النوع Iax 2012Z". Nature . 512 (7512): 54–56. arXiv : 1408.1089 . Bibcode :2014Natur.512...54M. doi :10.1038/nature13615. PMID  25100479. S2CID  4464556.
  101. ^ سيلفرمان ، جي إم. نوجنت، بي. جال يام، أ. سوليفان، م. هاول، دا. فيليبينكو، إيه في؛ أركافي، أنا. بن عامي، س.؛ بلوم، شبيبة. سينكو، س.ب. تساو، Y.؛ تشورنوك، ر. كلوب، كي. لفائف، AL؛ فولي، آر جيه؛ جراهام، مل؛ جريفيث، السيرة الذاتية؛ حوريش، أ.؛ كاسليوال، مم؛ كولكارني، ريال. ليونارد، العاصمة؛ لي، دبليو؛ ماثيسون، T.؛ ميلر، أأ؛ مودجاز، م.؛ أوفيك، EO؛ عموم، Y.-C؛ بيرلي، دا. بوزنانسكي، د.؛ كيمبي، آر إم (2013). “النوع Ia Supernovae يتفاعل بقوة مع وسطهم المحيطي”. سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية . 207 (1): 3. أرخايف : 1304.0763 . بيب كود :2013ApJS..207....3S. دوى :10.1088/0067-0049/207/1/3. S2CID  51415846.
  102. ^ جيلمور، جيري؛ رانديتش، صوفيا (مارس 2012). "المسح الطيفي العام لـ Gaia-ESO". الرسول . 147 (147). جارشينج، ألمانيا: المرصد الجنوبي الأوروبي: 25-31. رمز Bibcode : 2012Msngr.147...25G.
  103. ^ ميرل، ثيبو؛ هامرز، أدريان س؛ فان إيك، صوفي؛ جوريسين، آلان؛ فان دير سوايلمن، ماثيو؛ بولارد، كارين؛ سميلجانيتش، رودولفو؛ بوربايكس، ديميتري؛ زويتر، توماز؛ ترافين، جريجور؛ جيلمور، جيري؛ رانديتش، صوفيا؛ جونو، أناييس؛ هوريهان، آنا؛ ساكو، جيرمانو؛ وورلي، سي كلير (12 مايو 2022). "رباعي طيفي كسلف محتمل للمستعرات العظمى من النوع الأول أ تحت شاندراسيخار". علم الفلك الطبيعي . 6 (6): 681-688. arXiv : 2205.05045 . رمز Bibcode : 2022NatAs...6..681M. دوى :10.1038/s41550-022-01664-5. S2CID  248665714.
  104. ^ abcdefgh Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). "كيف تنهي النجوم الضخمة حياتها". مجلة الفيزياء الفلكية . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  105. ^ abc Renzo, M.; Farmer, R.; Justham, S.; Götberg, Y.; De Mink, SE; Zapartas, E.; Marchant, P.; Smith, N. (2020). "توقعات للقذف الخالي من الهيدروجين للمستعرات العظمى النابضة ثنائية عدم الاستقرار". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 640 : A56. arXiv : 2002.05077 . Bibcode :2020A&A...640A..56R. doi :10.1051/0004-6361/202037710. S2CID  211082844.
  106. ^ Nomoto, K.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. (2010). "Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars". New Astronomy Reviews . 54 (3–6): 191. Bibcode :2010NewAR..54..191N. doi :10.1016/j.newar.2010.09.022.
  107. ^ Moriya, TJ (2012). "Progenitors of Recombining Supernova Remnants". The Astrophysical Journal . 750 (1): L13. arXiv : 1203.5799 . Bibcode :2012ApJ...750L..13M. doi :10.1088/2041-8205/750/1/L13. S2CID  119209527.
  108. ^ سميث، ن.؛ غانيشالينجام، م.؛ تشورنوك، ر.؛ فيليبينكو، أ.ف؛ لي، و.؛ سيلفرمان، ج.م.؛ ستيل، ت.؛ جريفث، سي.في؛ جوبيرت، ن.؛ لي، نيويورك؛ لو، ت.ب؛ موبيرلي، م.ب؛ وينسلو، د.م. (2009). "Sn 2008S: ريح سوبر إدينجتون الرائعة في محتال سوبر نوفا". مجلة الفيزياء الفلكية . 697 (1): L49. arXiv : 0811.3929 . Bibcode :2009ApJ...697L..49S. doi :10.1088/0004-637X/697/1/L49. S2CID  17627678.
  109. ^ أ ب ج د جانكا، هـ.-ت؛ لانجانكي، ك؛ ماريك، أ؛ مارتينيز بينيدو، ج؛ مولر، ب. (2007). "نظرية المستعرات الأعظمية المنهارة من اللب". تقارير الفيزياء . 442 (1-6): 38-74. arXiv : astro-ph/0612072 . Bibcode :2007PhR...442...38J. doi :10.1016/j.physrep.2007.02.002. S2CID  15819376.
  110. ^ فراير، سي إل؛ نيو، كيه سي بي (2003). "الموجات الثقالية من الانهيار الثقالي". مراجعات حية في النسبية . 6 (1): 2. arXiv : gr-qc/0206041 . رمز Bibcode :2003LRR.....6....2F. doi : 10.12942/lrr-2003-2 . PMC 5253977. PMID  28163639 .  
  111. ^ ab Hurley, JR; Pols, OR; Tout, CA (1 يوليو 2000). "صيغ تحليلية شاملة لتطور النجوم كدالة للكتلة والمعدنية". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 315 (3): 543–569. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode :2000MNRAS.315..543H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . ISSN  0035-8711.
  112. ^ abcd Woosley, SE; Janka, H.-T. (2005). "فيزياء المستعرات الأعظمية المنهارة من اللب". Nature Physics . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode :2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . doi :10.1038/nphys172. S2CID  118974639.  
  113. ^ Gribbin, JR; Gribbin, M. (2000). Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection . Yale University Press . ص. 173. Bibcode :2000sslc.book.....G. ISBN  978-0-300-09097-0.
  114. ^ ab Barwick, S. W; Beacom, J. F; Cianciolo, V.; Dodelson, S.; Feng, J. L; Fuller, G. M; Kaplinghat, M.; McKay, D. W; Meszaros, P.; Mezzacappa, A.; Murayama, H.; Olive, K. A; Stanev, T.; Walker, T. P (2004). "دراسة النيوترينو APS: تقرير مجموعة عمل الفيزياء الفلكية وعلم الكونيات النيوترينو". arXiv : astro-ph/0412544 .
  115. ^ ميرا، إي إس؛ بوروز، إيه. (1990). "النيوترينوات من المستعرات العظمى من النوع الثاني - أول 100 ميلي ثانية". مجلة الفيزياء الفلكية . 364 : 222-231. رمز Bibcode : 1990ApJ...364..222M. doi : 10.1086/169405 .
  116. ^ أب بيران ، تسفي. نكار، ايهود؛ مازالي، باولو؛ بيان ، إيلينا (2019). “الطائرات النسبية في المستعرات الأعظم ذات الانهيار الأساسي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 871 (2): ل25. أرخايف : 1704.08298 . بيب كود :2019ApJ...871L..25P. دوى : 10.3847 / 2041-8213 / aaffce . S2CID  19266567.
  117. ^ ab Kasen, D.; Woosley, SE; Heger, A. (2011). "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout". مجلة الفيزياء الفلكية . 734 (2): 102. arXiv : 1101.3336 . Bibcode :2011ApJ...734..102K. doi :10.1088/0004-637X/734/2/102. S2CID  118508934.
  118. ^ ab Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). "The Supernova Channel of Super-AGB Stars". مجلة الفيزياء الفلكية . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode :2008ApJ...675..614P. doi :10.1086/520872. S2CID  18334243.
  119. ^ جيلمور، ج. (2004). "الحياة القصيرة المذهلة لنجم خارق". مجلة العلوم . 304 (5679): 1915–1916. doi :10.1126/science.1100370. PMID  15218132. S2CID  116987470.
  120. ^ Faure, G.; Mensing, TM (2007). "حياة وموت النجوم". مقدمة في علم الكواكب . ص 35-48. doi :10.1007/978-1-4020-5544-7_4. ISBN  978-1-4020-5233-0.
  121. ^ ab Horiuchi, S.; Nakamura, K.; Takiwaki, T.; Kotake, K.; Tanaka, M. (2014). "مشاكل معدل انفجار النجم العملاق الأحمر والمستعر الأعظم: الآثار المترتبة على فيزياء انفجار النجم المنهار الأساسي". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: الرسائل . 445 : L99–L103. arXiv : 1409.0006 . Bibcode :2014MNRAS.445L..99H. doi : 10.1093/mnrasl/slu146 .
  122. ^ فاران، ت.؛ بوزنانسكي، د.؛ فيليبينكو، أ.ف.؛ تشورنوك، ر.؛ فولي، ر.ج.؛ غانيشالينجام، م.؛ ليونارد، د.؛ لي، و.؛ مودجاز، م.؛ سيردوك، ف.ج.د.؛ سيلفرمان، ج.م. (2014). "عينة من المستعرات العظمى من النوع الثاني-ل". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 445 (1): 554-569. arXiv : 1409.1536 . رمز Bibcode : 2014MNRAS.445..554F. doi : 10.1093/mnras/stu1760 .
  123. ^ Farmer, R.; Renzo, M.; de Mink, SE; Marchant, P.; Justham, S. (2019). "احترس من الفجوة: موقع الحافة السفلية لفجوة كتلة الثقب الأسود الناتجة عن انفجار المستعر الأعظم وعدم استقراره". مجلة الفيزياء الفلكية . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Bibcode :2019ApJ...887...53F. doi : 10.3847/1538-4357/ab518b .
  124. ^ ماليساني ، د. فينبو، JPU؛ هجورث، J .؛ ليلوداس، ج.؛ سوليرمان، J.؛ سترتزينجر، ماريلاند؛ فريسويجك، مساء؛ واتسون، دي جي. جوروسابيل، J.؛ ميشالوفسكي ، إم جي . ثون، CC؛ أوغسطين، T.؛ بيرسييه، د.؛ جاكوبسون، ب. جونسن، AO؛ ليدوكس، سي؛ ليفان، جعفر؛ ميلفانغ جنسن، ب. دور.؛ تنوير، NR؛ ويرسيما، ك.؛ شو، د.؛ ألبرت، ل.؛ بايليس، ميغابايت؛ غال، C.؛ جروف، LF؛ كوستر، بي بي؛ ليتيت، E.؛ بورسيمو، T.؛ سكيلين، آي. (2009). “التحديد الطيفي المبكر لـ SN 2008D”. رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 692 (2): L84. arXiv : 0805.1188 . رمز Bibcode : 2009ApJ...692L..84M. doi : 10.1088/0004-637X/692/2/L84. S2CID  1435322.
  125. ^ Svirski, G.; Nakar, E. (2014). "Sn 2008D: A Wolf-Rayet Explosion Through a Thick Wind". مجلة الفيزياء الفلكية . 788 (1): L14. arXiv : 1403.3400 . رمز Bibcode :2014ApJ...788L..14S. doi :10.1088/2041-8205/788/1/L14. S2CID  118395580.
  126. ^ بولس، أو. (1997). "أسلاف النجوم الثنائية القريبة من المستعرات العظمى من النوع Ib/Ic وIIb/II-L". في ليونج، كيه. سي. (المحرر). وقائع المؤتمر الثالث لمنطقة حافة المحيط الهادئ حول التطورات الحديثة في أبحاث النجوم الثنائية . سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية الأمريكية . المجلد 130. ص 153-158. رمز المكتبة : 1997ASPC..130..153P.
  127. ^ abc Eldridge, JJ; Fraser, M.; Smartt, SJ; Maund, JR; Crockett, R. Mark (2013). "موت النجوم الضخمة – II. القيود الرصدية على أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ibc". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 436 (1): 774. arXiv : 1301.1975 . Bibcode :2013MNRAS.436..774E. doi : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID  118535155.
  128. ^ يون، سونغ تشول (2017). "نحو فهم أفضل لتطور نجوم وولف-رايت وأسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib/Ic". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 470 (4): 3970-3980. arXiv : 1706.04716 . Bibcode : 2017MNRAS.470.3970Y. doi : 10.1093/mnras/stx1496 .
  129. ^ رايدر، إس دي؛ سادلر، إي إم؛ سوبرامانيان، آر؛ ويلر، كيه دبليو؛ باناجيا، إن؛ ستوكديل، سي جيه (2004). "التعديلات في منحنى الضوء الراديوي للمستعر الأعظم من النوع الثاني ب 2001ig: دليل على وجود سلف ثنائي لـ وولف-رايت؟". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 349 (3): 1093-1100. arXiv : astro-ph/0401135 . Bibcode :2004MNRAS.349.1093R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID  18132819.
  130. ^ إنسيرا، سي. سمارت، إس جيه؛ جيركستراند، أ. فالنتي، S .؛ فريزر، م.؛ رايت، د.؛ سميث، ك. تشن، T.-W. كوتاك، ر. باستوريلو، أ؛ نيكول، م. بريسولين، SF؛ كودريتسكي، RP. بينيتي، س. بوتيتشيلا، طن متري؛ بورجيت، WS؛ تشامبرز، كانساس؛ إرجون، م. فليلينج، هـ؛ فينبو، JPU؛ جير، S .؛ هوداب، كيلوواط. هاول، دا. هوبر، م. كايزر، ن.؛ ليلوداس، ج.؛ ماجيل، L.؛ ماجنير، EA؛ ماكروم، إم جي؛ ميتكالف، ن.؛ السعر، بنسلفانيا؛ الراحة، أ. سوليرمان، J.؛ سويني، دبليو؛ تاديا، ف؛ تاوبنبرغر، S .؛ Tonry, JL; Wainscoat, RJ; Waters, C.; Young, D. (2013). "المستعرات العظمى من النوع Ic فائقة السطوع: الإمساك بالنجم المغناطيسي من ذيله". مجلة الفيزياء الفلكية . 770 (2): 28. arXiv : 1304.3320 . رمز Bibcode :2013ApJ...770..128I. doi :10.1088/0004-637X/770/2/128. S2CID  13122542.
  131. ^ نيكول ، م. سمارت، إس جيه؛ جيركستراند، أ. إنسيرا، سي؛ ماكروم، م. كوتاك، ر. فريزر، م.؛ رايت، د.؛ تشن، TW. سميث، ك. يونغ، د. سيم، سا. فالنتي، S .؛ هاول، دا. بريسولين، F .؛ كودريتسكي، RP. تونري، JL. هوبر، أنا؛ الراحة، أ. باستوريلو، أ؛ توماسيلا، ل.؛ كابيلارو، إي. بينيتي، س. ماتيلا، س.؛ كانكاري، إي. كانجاس، ت.؛ ليلوداس، ج.؛ سوليرمان، J.؛ تاديا، ف؛ بيرغر، إي. (2013). “المستعرات الأعظمية فائقة الإضاءة التي تتلاشى ببطء والتي ليست انفجارات زوجية من عدم الاستقرار”. طبيعة . 502 (7471): 346-349. arXiv : 1310.4446 . Bibcode :2013Natur.502..346N. doi :10.1038/nature12569. PMID  24132291. S2CID  4472977.
  132. ^ توريس، تي إم؛ لانجر، إن؛ موريا، تي جيه؛ بودسيادلوسكي، بي؛ يون، إس-سي؛ بلينيكوف، إس آي (2013). "المستعرات العظمى من النوع الأول من النوع المجرد للغاية من التطور الثنائي القريب". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 778 (2): L23. arXiv : 1310.6356 . رمز Bibcode : 2013ApJ...778L..23T. doi : 10.1088/2041-8205/778/2/L23. S2CID  50835291.
  133. ^ توريس، توماس م.؛ لانغر، نوربرت؛ بودسيادلوسكي، فيليب (11 يونيو 2015). "المستعرات الأعظمية المجردة للغاية: الأسلاف والمصير". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 451 (2): 2123-2144. arXiv : 1505.00270 . رمز Bibcode : 2015MNRAS.451.2123T. doi : 10.1093/mnras/stv990 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  134. ^ Drout, MR; Soderberg, AM; Mazzali, PA; Parrent, JT; Margutti, R.; Milisavljevic, D.; Sanders, NE; Chornock, R.; Foley, RJ; Kirshner, RP; Filippenko, AV; Li, W.; Brown, PJ; Cenko, SB; Chakraborti, S.; Challis, P.; Friedman, A.; Ganeshalingam, M.; Hicken, M.; Jensen, C.; Modjaz, M.; Perets, HB; Silverman, JM; Wong, DS (2013). "التحلل السريع والهائج للمستعر الأعظم الغريب من النوع Ic 2005ek". مجلة الفيزياء الفلكية . 774 (58): 44. arXiv : 1306.2337 . بيب كود :2013ApJ...774...58D. دوى :10.1088/0004-637X/774/1/58. S2CID  118690361.
  135. ^ توريس، TM؛ كرامر، م.؛ فريري، PCC. ويكس، ن.؛ يانكا، H.-T.؛ لانجر، ن.؛ بودسيادلوسكي، دكتوراه؛ بوزو، إي. تشاتي، س. كروكو، MU؛ هوفيل، EPJ فان دن؛ أنطونيادس، J .؛ بريتون، RP. بطل، دي جي (13 سبتمبر 2017). “تشكيل أنظمة النجوم النيوترونية المزدوجة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 846 (2): 170. أرخايف : 1706.09438 . بيب كود :2017ApJ...846..170T. دوى : 10.3847/1538-4357/aa7e89 . إيسن  1538-4357. S2CID  119471204.
  136. ^ دي ، ك. كاسليوال، مم؛ أوفيك، EO؛ موريا، تي جيه؛ بيرك، J.؛ تساو، Y.؛ سينكو، س.ب. دوران، GB؛ دوجان، جنرال إلكتريك؛ درابزين ، RP ؛ فرانسون، C .؛ جال يام، أ. حوريش، أ.؛ كولكارني، ريال. لاهر، ر. لونان، ر.؛ مانوليس، أنا. ماسكي، ف؛ مزالي، بنسلفانيا؛ نوجنت، بي. بيرلي، دا. بتروشيفسكا، ت.؛ بيرو، AL. رمزي، C .؛ سوليرمان، J.؛ سوليفان، م. تاديا، ف. (12 أكتوبر 2018). “مستعر أعظم حار وسريع للغاية والذي من المحتمل أن يشكل ثنائي نجم نيوتروني مدمج”. علوم . 362 (6411): 201-206. arXiv : 1810.05181 . Bibcode :2018Sci...362..201D. doi :10.1126/science.aas8693. eISSN  1095-9203. ISSN  0036-8075. PMID  30309948. S2CID  52961306.
  137. ^ جال يام ، أ. بروش، ر. شولز، S .؛ يانغ، Y.؛ بيرلي، دا. إيراني، أنا. سوليرمان، J.؛ كول، المفوضية الأوروبية؛ سوماجناك، MT؛ يارون، O.؛ ستروتجوهان، NL؛ زيمرمان، إي. باربارينو، سي. كولكارني، ريال. كاسليوال، مم؛ دي، ك؛ ياو، Y.؛ فريملنج، C.؛ يان، ل.؛ أوفيك، EO؛ فرانسون، C .؛ فيليبينكو، إيه في؛ تشنغ، دبليو؛ برينك، تي جي؛ القمح النحاسي، سم؛ فولي، آر جيه؛ براون، J.؛ سيبرت، م. ليلوداس، ج.؛ كابريرا لافرز، AL (2022). “ينفجر نجم WC/WO داخل سديم الكربون والأكسجين والنيون المتوسع”. طبيعة . 601 (7892): 201–204. arXiv : 2111.12435 . Bibcode :2022Natur.601..201G. doi :10.1038/s41586-021-04155-1. PMID  35022591. S2CID  244527654.
  138. ^ “علماء الفلك يكتشفون أول انفجار سوبر نوفا لنجم وولف رايت”. معهد الفيزياء الفلكية في جزر الكناري • IAC . 12 يناير 2022 . تم الاسترجاع في 9 فبراير 2022 .
  139. ^ ab Hiramatsu D; Howell D; Van S; et al. (28 يونيو 2021). "أصل التقاط الإلكترون للمستعر الأعظم 2018zd". Nat Astron . 5 (9): 903–910. arXiv : 2011.02176 . Bibcode :2021NatAs...5..903H. doi :10.1038/s41550-021-01384-2. S2CID  226246044. مؤرشف من الأصل في 30 يونيو 2021. تم الاسترجاع في 1 يوليو 2021 .
  140. ^ abc "رصد نوع ثالث جديد من المستعرات الأعظمية". مرصد WM Keck . 28 يونيو 2021. مؤرشف من الأصل في 29 يونيو 2021. تم الاسترجاع 1 يوليو 2021 .
  141. ^ abc "علماء الفلك يكتشفون نوعًا جديدًا من المستعرات الأعظمية". RTE News . PA . 28 يونيو 2021. مؤرشف من الأصل في 30 يونيو 2021 . تم الاسترجاع 1 يوليو 2021 . في عام 1980، تنبأ كينيتشي نوموتو من جامعة طوكيو بنوع ثالث يسمى المستعر الأعظم لالتقاط الإلكترونات. ... في المستعر الأعظم لالتقاط الإلكترونات، عندما ينفد الوقود من اللب، تجبر الجاذبية الإلكترونات الموجودة في اللب على الدخول إلى أنويتها الذرية، مما يتسبب في انهيار النجم على نفسه.
  142. ^ رينولدز، تي إم؛ فريزر، إم؛ جيلمور، جي (2015). "ذهبت دون انفجار: مسح أرشيفي لتلسكوب هابل الفضائي للنجوم الضخمة المختفية". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 453 (3): 2886-2901. arXiv : 1507.05823 . رمز Bibcode : 2015MNRAS.453.2885R. doi : 10.1093/mnras/stv1809 . S2CID  119116538.
  143. ^ Gerke, JR; Kochanek, CS; Stanek, KZ (2015). "البحث عن المستعرات الأعظمية الفاشلة باستخدام التلسكوب الثنائي الكبير: المرشحون الأوائل". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 450 (3): 3289–3305. arXiv : 1411.1761 . Bibcode :2015MNRAS.450.3289G. doi : 10.1093/mnras/stv776 . S2CID  119212331.
  144. ^ ab Adams, SM; Kochanek, CS; Beacom, JF; Vagins, MR; Stanek, KZ (2013). "مراقبة المستعر الأعظم المجري القادم". مجلة الفيزياء الفلكية . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Bibcode :2013ApJ...778..164A. doi :10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID  119292900.
  145. ^ أب كارتونين، ه.؛ كروجر، P .؛ أوجا، ه.؛ بوتانين، م.؛ دونر، KJ، محرران. (2016). علم الفلك الأساسي . سبرينغر. ص. 309. ردمك 978-3-662-53044-3.
  146. ^ ab Modjaz, M.; Gutiérrez, CP; Arcavi, I. (أغسطس 2019). "أنظمة جديدة في مراقبة المستعرات الأعظمية المنهارة". علم الفلك الطبيعي . 3 (8): 717–724. arXiv : 1908.02476 . Bibcode :2019NatAs...3..717M. doi :10.1038/s41550-019-0856-2. S2CID  199472802.
  147. ^ ab Nyholm, A.; et al. (2020). "خصائص منحنى ضوء المستعر الأعظم من النوع IIn المقاسة من عينة مسح غير مستهدفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 637 : A73. arXiv : 1906.05812 . Bibcode :2020A&A...637A..73N. doi :10.1051/0004-6361/201936097. S2CID  189762490.
  148. ^ ميشيل، ف. كورتيس؛ كينيل، سي إف؛ فاولر، ويليام أ. (13 نوفمبر 1987). "متى يمكن رؤية النجم النابض في المستعر الأعظم 1987أ؟". ساينس . 238 (4829): 938–940. رمز Bibcode :1987Sci...238..938M. doi :10.1126/science.238.4829.938. PMID  17829358. S2CID  46408677.
  149. ^ Bodansky, D.; Clayton, DD; Fowler, WA (1968). "Nucleosynthesis During Silicon Burning". Physical Review Letters . 20 (4): 161. Bibcode :1968PhRvL..20..161B. doi :10.1103/PhysRevLett.20.161. مؤرشف من الأصل في 13 فبراير 2020. تم الاسترجاع في 16 يونيو 2019 .
  150. ^ ab Matz, SM; Share, GH; Leising, MD; Chupp, EL; Vestrand, WT; Purcell, WR; Strickman, MS; Reppin, C. (1988). "انبعاث خط أشعة غاما من المستعر الأعظم 1987A". Nature . 331 (6155): 416. Bibcode :1988Natur.331..416M. doi :10.1038/331416a0. S2CID  4313713.
  151. ^ كاسين، د.؛ ووسلي، إس إي (2009). "المستعرات الأعظمية من النوع الثاني: منحنيات الضوء النموذجية والعلاقات القياسية للشموع". المجلة الفلكية الفيزيائية . 703 (2): 2205. arXiv : 0910.1590 . رمز Bibcode : 2009ApJ...703.2205K. doi : 10.1088/0004-637X/703/2/2205. S2CID  42058638.
  152. ^ Nagy, AP; Vinkó, J. (2016). "نموذج مكون من مكونين لتركيب منحنيات الضوء للمستعرات العظمى المنهارة من اللب". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 589 : A53. arXiv : 1602.04001 . Bibcode :2016A&A...589A..53N. doi :10.1051/0004-6361/201527931. S2CID  53380594.
  153. ^ توميناجا، ن.؛ بلينيكوف، س.؛ باكلانوف، ب.؛ موروكوما، ت.؛ نوموتو، ك.؛ سوزوكي، ت. (1 نوفمبر 2009). "خصائص المستعر الأعظم من النوع الثاني SNLS-04D2dc: منحنيات الضوء متعدد الألوان لكسر الصدمة والهضبة". المجلة الفلكية الفيزيائية . 705 (1): L10–L14. arXiv : 0908.2162 . Bibcode :2009ApJ...705L..10T. doi : 10.1088/0004-637X/705/1/L10 . ISSN  0004-637X.
  154. ^ دي لا روزا، جاني؛ رومينج، بيت؛ بريتشارد، تايلر؛ فراير، كريس (22 مارس 2016). "توصيف منحنيات الضوء فوق البنفسجي المتوسط ​​إلى الضوء البصري للمستعرات العظمى من النوع الثاني القريبة". مجلة الفيزياء الفلكية . 820 (1): 74. رمز Bibcode : 2016ApJ...820...74D. doi : 10.3847/0004-637X/820/1/74 . ISSN  1538-4357.
  155. ^ تشورازوف ، إي. سونيايف، ر.؛ إيسيرن، J.؛ كنودلسيدر، J .؛ جان، ب. ليبرون، ف. تشوجاي، ن.؛ غريبينيف، س. برافو، إي. سازونوف، س.؛ رينو، م. (2014). “خطوط انبعاث أشعة الكوبالت-56 من المستعر الأعظم من النوع Ia 2014J”. طبيعة . 512 (7515): 406–8. أرخايف : 1405.3332 . بيب كود :2014Natur.512..406C. دوى :10.1038/nature13672. بميد  25164750. S2CID  917374.
  156. ^ Seitenzahl, IR; Taubenberger, S.; Sim, SA (2009). "منحنيات ضوء المستعر الأعظم في وقت متأخر: تأثير التحويل الداخلي وإلكترونات أوجيه". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 400 (1): 531–535. arXiv : 0908.0247 . Bibcode :2009MNRAS.400..531S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15478.x . S2CID  10283901.
  157. ^ Tsvetkov, D. Yu. (1987). "منحنيات الضوء للمستعر الأعظم من النوع Ib: SN 1984l في NGC 991". رسائل علم الفلك السوفييتي . 13 : 376–378. رمز Bib :1987SvAL...13..376T.
  158. ^ ab Filippenko, AV (2004). "المستعرات الأعظمية وأسلافها النجمية الضخمة". مصير النجوم الأكثر ضخامة . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Bibcode :2005ASPC..332...33F.
  159. ^ Filippenko, AV (1997). "الأطياف البصرية للمستعرات العظمى". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 35 : 309–355. Bibcode :1997ARA&A..35..309F. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.309.
  160. ^ باستوريلو ، أ. توراتو، م. بينيتي، س. كابيلارو، إي. دانزيجر، آي جي؛ مزالي، بنسلفانيا؛ باتات، ف؛ فيليبينكو، إيه في؛ شليغل، دي جي؛ ماثيسون، ت. (2002). “النوع الثاني من المستعر الأعظم 1995G: التفاعل مع الوسط المحيطي”. الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 333 (1): 27-38. أرخايف : astro-ph/0201483 . بيب كود :2002MNRAS.333...27P. دوى : 10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x . S2CID  119347211.
  161. ^ Hauret, C; Magain, P; Biernaux, J (21 September 2018). "معايرة مستقلة عن علم الكونيات لبيانات المستعرات العظمى من النوع Ia". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 479 (3): 3996–4003. arXiv : 1806.10900 . Bibcode :2018MNRAS.479.3996H. doi : 10.1093/mnras/sty1715 . ISSN  0035-8711.
  162. ^ دي جايجر، ت.؛ جالباني، ل.؛ جونزاليس-جايتان، س.؛ كيسلر، ر.؛ فيليبينكو، أ.ف.؛ فورستر، ف.؛ هاموي، م.؛ براون، ب.ج.؛ ديفيس، ت.م.؛ جوتيريز، سي. بي.؛ إنسيرا، سي.؛ لويس، جي. إف.؛ مولر، أ.؛ سكولنيك، د.؛ سميث، م. (11 يوليو 2020). "دراسة المستعرات الأعظمية من النوع الثاني كشموع قياسية كونية باستخدام مسح الطاقة المظلمة". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (4): 4860-4892. arXiv : 1806.10900 . رمز Bibcode : 2018MNRAS.479.3996H. doi : 10.1093/mnras/staa1402 . ISSN  0035-8711.
  163. ^ لي، دبليو؛ ليمان، جيه؛ تشورنوك، آر؛ فيليبينكو، إيه في؛ بوزنانسكي، دي؛ غانيشالينجام، إم؛ وانج، إكس؛ مودجاز، إم؛ جها، إس؛ فولي، آر جيه؛ سميث، إن. (2011). "معدلات المستعرات الأعظمية القريبة من بحث المستعرات الأعظمية في مرصد ليك - الجزء الثاني. وظائف الإضاءة المرصودة ونسب المستعرات الأعظمية في عينة كاملة". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 412 (3): 1441. arXiv : 1006.4612 . Bibcode : 2011MNRAS.412.1441L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x . S2CID  59467555.
  164. ^ ريتشاردسون، د.؛ برانش، د.؛ كاسبير، د.؛ ميلارد، ج.؛ توماس، ر.؛ بارون، إي. (2002). "دراسة مقارنة لتوزيعات القدر المطلق للمستعرات العظمى". المجلة الفلكية . 123 (2): 745-752. arXiv : astro-ph/0112051 . Bibcode :2002AJ....123..745R. doi :10.1086/338318. S2CID  5697964.
  165. ^ Frail, DA; Giacani, EB; Goss, W. Miller; Dubner, GM (1996). "The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44". Astrophysical Journal Letters . 464 (2): L165–L168. arXiv : astro-ph/9604121 . Bibcode :1996ApJ...464L.165F. doi :10.1086/310103. S2CID  119392207.
  166. ^ ab Höflich, PA; Kumar, P.; Wheeler, J. Craig (2004). "ركلات النجوم النيوترونية وعدم تناسق المستعرات الأعظمية". الانفجارات الكونية في ثلاثة أبعاد: عدم التناسق في المستعرات الأعظمية وانفجارات أشعة جاما . مطبعة جامعة كامبريدج . ص. 276. arXiv : astro-ph/0312542 . Bibcode :2004cetd.conf..276L. {{cite book}}: |journal=تم تجاهله ( مساعدة )
  167. ^ ab Janka, Hans-Thomas; Wongwathanarat, Annop; Kramer, Michael (1 فبراير 2022). "سقوط المستعر الأعظم كأصل لدوران النجوم النيوترونية ومحاذاة الدوران والركل". مجلة الفيزياء الفلكية . 926 (1): 9. arXiv : 2104.07493 . Bibcode : 2022ApJ...926....9J. doi : 10.3847/1538-4357/ac403c . ISSN  0004-637X.
  168. ^ فراير، سي إل (2004). "ركلات النجم النيوتروني من الانهيار غير المتماثل". مجلة الفيزياء الفلكية . 601 (2): L175–L178. arXiv : astro-ph/0312265 . رمز Bibcode :2004ApJ...601L.175F. doi :10.1086/382044. S2CID  1473584.
  169. ^ جيلكيس، أ.؛ سوكر، ن. (2014). "آثار الاضطرابات على النفاثات في انفجارات المستعرات الأعظمية الناتجة عن انهيار النواة". مجلة الفيزياء الفلكية . 806 (1): 28. arXiv : 1412.4984 . رمز Bibcode : 2015ApJ...806...28G. doi : 10.1088/0004-637X/806/1/28. S2CID  119002386.
  170. ^ Khokhlov, AM; Höflich, PA; Oran, ES; Wheeler, J. Craig; Wang, L.; Chtchelkanova, A. Yu. (1999). "Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae". مجلة الفيزياء الفلكية . 524 (2): L107. arXiv : astro-ph/9904419 . Bibcode :1999ApJ...524L.107K. doi :10.1086/312305. S2CID  37572204.
  171. ^ وانغ ، ل. بادي، د.؛ هوفليش، بنسلفانيا؛ خوخلوف، صباحا؛ ويلر، جي سي. كاسين، د.؛ نوجنت، بي. بيرلماتر، سا؛ فرانسون، C .؛ لوندكفيست، ب. (2003). “القياس الطيفي للـ SN 2001el في NGC 1448: عدم كروية المستعر الأعظم من النوع العادي Ia”. مجلة الفيزياء الفلكية . 591 (2): 1110-1128. أرخايف : astro-ph/0303397 . بيب كود :2003ApJ...591.1110W. دوى :10.1086/375444. S2CID  2923640.
  172. ^ abc Mazzali, PA; Nomoto, KI; Cappellaro, E.; Nakamura, T.; Umeda, H.; Iwamoto, K. (2001). "هل يمكن للاختلافات في وفرة النيكل في نماذج كتلة شاندراسيخار أن تفسر العلاقة بين السطوع ومعدل الانحدار للمستعرات العظمى من النوع الأول أ العادية؟". مجلة الفيزياء الفلكية . 547 (2): 988. arXiv : astro-ph/0009490 . Bibcode :2001ApJ...547..988M. doi : 10.1086/318428 . S2CID  9324294.
  173. ^ Janka, H.-Th. (2002). "The Secrets Behind Supernovae". Science . 297 (5584): 1134–1135. doi :10.1126/science.1075935. PMID  12183617. S2CID  34349443.
  174. ^ نوموتو، كينيتشي؛ إيواموتو، كويتشي؛ كيشيموتو، نوبوهيرو (1997). "المستعرات الأعظمية من النوع الأول أ: أصلها وتطبيقاتها المحتملة في علم الكونيات". ساينس . 276 (5317): 1378–1382. arXiv : astro-ph/9706007 . Bibcode :1997Sci...276.1378N. doi :10.1126/science.276.5317.1378. PMID  9190677. S2CID  2502919.
  175. ^ إيواموتو، ك. (2006). "انبعاث النيوترينو من المستعرات العظمى من النوع الأول أ". وقائع مؤتمر المعهد الأمريكي للفيزياء الفلكية . 847 : 406-408. رمز Bibcode :2006AIPC..847..406I. doi :10.1063/1.2234440.
  176. ^ هايدن، بي تي؛ جارنافيتش، بي إم؛ كيسلر، آر؛ فريمان، جيه إيه؛ جها، إس دبليو؛ باسيت، بي؛ سينابرو، دي؛ ديلداي، بي؛ كاسين، دي؛ مارينر، جيه؛ نيكول، آر سي؛ ريس، إيه جي؛ ساكو، إم؛ شنايدر، دي بي؛ سميث، إم؛ سوليرمان، جيه (2010). "صعود وهبوط منحنيات ضوء المستعر الأعظم من النوع الأول أ في مسح المستعر الأعظم باستخدام برنامج المسح الوطني للنجوم الفضائي الثاني". المجلة الفلكية الفيزيائية . 712 (1): 350-366. أركسيف : 1001.3428 . رمز Bibcode : 2010ApJ...712..350H. doi : 10.1088/0004-637X/712/1/350. S2CID  118463541.
  177. ^ Janka, H.-T. (2012). "Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 62 (1): 407–451. arXiv : 1206.2503 . Bibcode :2012ARNPS..62..407J. doi : 10.1146/annurev-nucl-102711-094901 . S2CID  118417333.
  178. ^ سمارت، ستيفن جيه؛ نوموتو، كينيتشي؛ كابيلارو، إنريكو؛ ناكامورا، تاكايوشي؛ أوميدا، هيديوكي؛ إيواموتو، كويتشي (2009). "أسلاف المستعرات الأعظمية المنهارة من اللب". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 47 (1): 63-106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode :2009ARA&A..47...63S. doi :10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID  55900386.
  179. ^ Dessart, L.; Burrows, A.; Livne, E.; Ott, CD (20 January 2008). "مرحلة النجم النيوتروني الأولي لنموذج الكولابسار والطريق إلى انفجارات أشعة غاما الطويلة الناعمة والمستعرات العظمى". مجلة الفيزياء الفلكية . 673 (1): L43–L46. arXiv : 0710.5789 . Bibcode :2008ApJ...673L..43D. doi : 10.1086/527519 . ISSN  0004-637X.
  180. ^ Senno, Nicholas; Murase, Kohta; Mészáros, Peter (8 April 2016). "Choked jets and low-luminosity gamma-ray bursts as hidden neutrino sources". Physical Review D. 93 ( 8): 083003. arXiv : 1512.08513 . Bibcode :2016PhRvD..93h3003S. doi :10.1103/PhysRevD.93.083003. ISSN  2470-0010. S2CID  16452722.
  181. ^ Woosley, SE; Blinnikov, S.; Heger, Alexander (15 نوفمبر 2007). "عدم استقرار الزوج النبضي كتفسير لأكثر المستعرات العظمى سطوعًا". مجلة نيتشر . 450 (7168): 390–392. arXiv : 0710.3314 . Bibcode :2007Natur.450..390W. doi :10.1038/nature06333. ISSN  0028-0836. PMID  18004378. S2CID  2925738.
  182. ^ Barkov, Maxim V.; Komissarov, Serguei S. (21 July 2011). "إعادة تدوير النجوم النيوترونية في الأغلفة المشتركة وانفجارات المستعرات العظمى: إعادة تدوير النجوم النيوترونية والمستعرات العظمى". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 415 (1): 944–958. arXiv : 1012.4565 . Bibcode :2011MNRAS.415..944B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18762.x .
  183. ^ رايت، وارن ب.؛ جيلمر، ماثيو س.؛ فروليش، كارلا؛ نيلر، جيمس ب. (13 نوفمبر 2017). "إشارة النيوترينو من المستعرات العظمى ذات عدم الاستقرار الزوجي". المراجعة الفيزيائية د . 96 (10): 103008. arXiv : 1706.08410 . رمز Bibcode : 2017PhRvD..96j3008W. doi : 10.1103/PhysRevD.96.103008. ISSN  2470-0010. S2CID  119487775.
  184. ^ Ganss, R; Pledger, JL; Sansom, AE; James, PA; Puls, J; Habergham-Mawson, SM (22 مارس 2022). "تقدير المعدنية لمناطق المستعر الأعظم H ii المنهارة في المجرات ضمن 30 مليون فرسخ فلكي". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 512 (1): 1541–1556. arXiv : 2203.03308 . Bibcode : 2022MNRAS.512.1541G. doi : 10.1093/mnras/stac625 . ISSN  0035-8711.
  185. ^ Prochaska, JX; Bloom, JS; Chen, H.-W.; Foley, RJ; Perley, DA; Ramirez-Ruiz, E.; Granot, J.; Lee, WH; Pooley, D.; Alatalo, K.; Hurley, K.; Cooper, MC; Dupree, AK; Gerke, BF; Hansen, BMS (10 مايو 2006). "مضيفو المجرات والبيئات واسعة النطاق لانفجارات أشعة جاما القصيرة والصعبة". مجلة الفيزياء الفلكية . 642 (2): 989–994. arXiv : astro-ph/0510022 . Bibcode :2006ApJ...642..989P. doi : 10.1086/501160 . ISSN  0004-637X.
  186. ^ بتروسيان، أرتاشيس؛ نافاسارديان، هريبسيم؛ كابيلارو، إنريكو؛ ماكلين، برايان؛ ألين، رون؛ باناجيا، نينو؛ ليثيرر، كلاوس؛ ماكينتي، جون؛ توراتو، ماسيمو (مارس 2005). "المجرات النشطة والمكونة للنجوم والمستعرات العظمى الخاصة بها". المجلة الفلكية . 129 (3): 1369-1380. رمز Bibcode :2005AJ....129.1369P. doi : 10.1086/427712 . ISSN  0004-6256.
  187. ^ Shao, X.; Liang, YC; Dennefeld, M.; Chen, XY; Zhong, GH; Hammer, F.; Deng, LC; Flores, H.; Zhang, B.; Shi, WB; Zhou, L. (25 يوليو 2014). "مقارنة المجرات المضيفة للمستعرات العظمى من النوع Ia والنوع II والنوع Ibc". مجلة الفيزياء الفلكية . 791 (1): 57. arXiv : 1407.0483 . Bibcode : 2014ApJ...791...57S. doi : 10.1088/0004-637X/791/1/57 . ISSN  0004-637X.
  188. ^ تاغارت، ك؛ بيرلي، دي إيه (5 أبريل 2021). "مستقبلات المستعرات الأعظمية المنهارة، والمتوهجة للغاية، والمتفجرة بأشعة غاما، تحتضن مجرات ذات انزياح أحمر منخفض: أهمية المجرات القزمة والمتفجرة بالنجوم". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 503 (3): 3931-3952. arXiv : 1911.09112 . Bibcode : 2021MNRAS.503.3931T. doi : 10.1093/mnras/stab174 . ISSN  0035-8711.
  189. ^ موريا ، تاكاشي ج. مايدا، كييتشي؛ تاديا، فرانشيسكو؛ سوليرمان، يسبر. بلينيكوف، سيرجي الأول؛ سوروكينا ، إيلينا آي. (2014-04-11). “تاريخ الخسارة الجماعية لأسلاف المستعرات الأعظم من النوع الثاني خلال عقود قبل انفجارها”. الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 439 (3): 2917-2926. أرخايف : 1401.4893 . بيب كود :2014MNRAS.439.2917M. دوى : 10.1093/mnras/stu163 . ISSN  1365-2966.
  190. ^ جالباني ، إل. أندرسون، جي بي؛ سانشيز، SF. كونكاراياكتي، هـ؛ بيدراز، س. غونزاليس-جايتان، إس؛ ستانيشيف، V.؛ دومينغيز، أنا. مورينو رايا، أنا؛ وود فاسي، WM؛ موراو، صباحا؛ يتأمل، كا؛ بادينس، C .؛ مولا، م. لوبيز سانشيز، أركنساس (13 مارس 2018). “PISCO: تجميع استضافة PMAS / PPak Integral-field Supernova”. مجلة الفيزياء الفلكية . 855 (2): 107. أرخايف : 1802.01589 . بيب كود :2018ApJ...855..107G. doi : 10.3847/1538-4357/aaaf20 . ISSN  1538-4357.
  191. ^ ab Davies, Ben; Beasor, Emma R. (2020). "'حول مشكلة العملاق الأحمر': دحض وإجماع حول الحد الأقصى للكتلة لأسلاف II-P". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: الرسائل . 496 (1): L142–L146. arXiv : 2005.13855 . Bibcode : 2020MNRAS.496L.142D. doi : 10.1093/mnrasl/slaa102 .
  192. ^ Smartt, SJ; Eldridge, JJ; Crockett, RM; Maund, JR (مايو 2009). "موت النجوم الضخمة – I. القيود الرصدية على أسلاف المستعرات العظمى من النوع II-P". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 395 (3): 1409–1437. arXiv : 0809.0403 . Bibcode :2009MNRAS.395.1409S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14506.x . ISSN  0035-8711. S2CID  3228766.
  193. ^ abcde Smartt, Stephen J.; Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S. (2009). "Progenitors of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 47 (1): 63–106. arXiv : 0908.0700 . Bibcode :2009ARA&A..47...63S. doi :10.1146/annurev-astro-082708-101737. S2CID  55900386.
  194. ^ Walmswell, JJ; Eldridge, JJ (2012). "الغبار المحيط بالنجم كحل لمشكلة سلف المستعر الأعظم العملاق الأحمر". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 419 (3): 2054. arXiv : 1109.4637 . Bibcode :2012MNRAS.419.2054W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x . S2CID  118445879.
  195. ^ جورجي، سي. (2012). "العمالقة الصفراء العملاقة كأسلاف للمستعرات العظمى: مؤشر على فقدان الكتلة القوي للعمالقة الحمراء العملاقة؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 538 : L8–L2. arXiv : 1111.7003 . Bibcode :2012A&A...538L...8G. doi :10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  196. ^ ab Yoon, S.-C.; Gräfener, G.; Vink, JS; Kozyreva, A.; Izzard, RG (2012). "حول طبيعة وإمكانية اكتشاف أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع Ib/c". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 544 : L11. arXiv : 1207.3683 . رمز Bib : 2012A&A...544L..11Y. doi : 10.1051/0004-6361/201219790. S2CID  118596795.
  197. ^ Groh, JH; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). "تطور النجوم الضخمة: المتغيرات الزرقاء المضيئة كسلائف غير متوقعة للمستعرات العظمى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode :2013A&A...550L...7G. doi :10.1051/0004-6361/201220741. S2CID  119227339.
  198. ^ abc Johnson, Jennifer A. (2019). "Populating the period of period: Nucleosynthesis of the elements". Science . 363 (6426): 474–478. Bibcode :2019Sci...363..474J. doi : 10.1126/science.aau9540 . PMID  30705182. S2CID  59565697.
  199. ^ فرانسوا، ب.؛ ماتيوتشي، ف.؛ كايريل، ر.؛ سبايت، م.؛ سبايت، ف.؛ شيابيني، س. (2004). "تطور مجرة ​​درب التبانة من مراحلها الأولى: القيود المفروضة على التخليق النووي النجمي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 421 (2): 613-621. arXiv : astro-ph/0401499 . Bibcode :2004A&A...421..613F. doi :10.1051/0004-6361:20034140. S2CID  16257700.
  200. ^ ab Truran, JW (1977). "Supernova Nucleosynthesis". في Schramm, DN (محرر). Supernovae . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 66. Springer . ص 145-158. رمز Bibcode :1977ASSL...66..145T. doi :10.1007/978-94-010-1229-4_14. ISBN  978-94-010-1231-7.
  201. ^ نوموتو، كينيتشي؛ ليونج، شينغ تشي (2018). "نماذج متحللة مفردة للمستعرات العظمى من النوع الأول أ: تطور السلف وعوائد التخليق النووي". مراجعات علوم الفضاء . 214 (4): 67. arXiv : 1805.10811 . رمز Bibcode : 2018SSRv..214...67N. doi : 10.1007/s11214-018-0499-0. S2CID  118951927.
  202. ^ مايدا، ك.؛ روبك، ف.ك.؛ فينك، م.؛ هيلبراندت، و.؛ ترافاجليو، س.؛ ثيلمان، ف.-ك. (2010). "التخليق النووي في نماذج التفجير المتأخر ثنائي الأبعاد لانفجارات المستعرات العظمى من النوع الأول أ". مجلة الفيزياء الفلكية . 712 (1): 624-638. arXiv : 1002.2153 . رمز Bibcode : 2010ApJ...712..624M. doi : 10.1088/0004-637X/712/1/624. S2CID  119290875.
  203. ^ واناجو، شينيا؛ جانكا، هانز توماس؛ مولر، بيرنهارد (2011). "المستعرات الأعظمية التي تلتقط الإلكترونات باعتبارها أصل العناصر التي تتعدى الحديد". مجلة الفيزياء الفلكية . 726 (2): L15. arXiv : 1009.1000 . Bibcode :2011ApJ...726L..15W. doi :10.1088/2041-8205/726/2/L15. S2CID  119221889.
  204. ^ Eichler, M.; Nakamura, K.; Takiwaki, T.; Kuroda, T.; Kotake, K.; Hempel, M.; Cabezón, R.; Liebendörfer, M.; Thielemann, FK (2018). "التخليق النووي في المستعرات العظمى ثنائية الأبعاد المنهارة من أسلاف 11.2 و17.0 M⊙: الآثار المترتبة على إنتاج الموليبدينوم والروثينيوم". مجلة الفيزياء جي: الفيزياء النووية والجزيئية . 45 (1): 014001. arXiv : 1708.08393 . Bibcode :2018JPhG...45a4001E. doi :10.1088/1361-6471/aa8891. S2CID  118936429.
  205. ^ Qian, Y.-Z.; Vogel, P.; Wasserburg, GJ (1998). "Diverse Supernova Sources for the r-Process". Astrophysical Journal . 494 (1): 285–296. arXiv : astro-ph/9706120 . Bibcode :1998ApJ...494..285Q. doi :10.1086/305198. S2CID  15967473.
  206. ^ سيجل، دانيال م.؛ بارنز، جينيفر؛ ميتزجر، برايان د. (2019). "الانهيارات النجمية كمصدر رئيسي لعناصر عملية r". نيتشر . 569 (7755): 241–244. arXiv : 1810.00098 . Bibcode :2019Natur.569..241S. doi :10.1038/s41586-019-1136-0. PMID  31068724. S2CID  73612090.
  207. ^ جونزاليس، ج.؛ براونلي، د.؛ وارد، ب. (2001). "المنطقة الصالحة للحياة في المجرة: التطور الكيميائي المجري". إيكاروس . 152 (1): 185. arXiv : astro-ph/0103165 . Bibcode :2001Icar..152..185G. doi :10.1006/icar.2001.6617. S2CID  18179704.
  208. ^ رو ، جونغهي. ميليسافلجيفيتش، داني؛ سارانجي، اركابرابها؛ مارغوتي، رافاييلا؛ تشورنوك ، ريان. استرح يا ارمين؛ غراهام، ميليسا. كريج ويلر، J.؛ ديبوي، دارين. وانغ، ليفان؛ مارشال، جنيفر. ويليامز، جرانت؛ شارع راشيل. سكيدمور، وارن. هاوجينج، يان؛ بلوم، جوشوا. الأماكن القريبة : لي، شين هسيو؛ كوبرثويت، فيليب س.؛ سترينجفيلو، جاي إس؛ كوبيجانز، دين؛ تيران، جياكومو؛ سرافان، نيهاريكا؛ جيبال ، توماس ر. إيفانز، أنورين. ماريون ، هوي (2019). “الورقة البيضاء للعلوم Astro2020: هل المستعرات الأعظم هي منتج الغبار في الكون المبكر؟”. نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 51 (3): 351. أرخايف : 1904.08485 . بيب كود :2019BAAS...51c.351R.
  209. ^ Cox, DP (1972). "تبريد وتطور بقايا المستعر الأعظم". مجلة الفيزياء الفلكية . 178 : 159. رمز Bibcode :1972ApJ...178..159C. doi : 10.1086/151775 .
  210. ^ ab Johnson, Jennifer A. (فبراير 2019). "Populating the period of period: Nucleosynthesis of the elements". Science . 363 (6426): 474–478. Bibcode :2019Sci...363..474J. doi : 10.1126/science.aau9540 . ISSN  0036-8075. PMID  30705182. S2CID  59565697.
  211. ^ Sandstrom, KM; Bolatto, AD; Stanimirović, S .; Van Loon, J. Th.; Smith, JDT (2009). "قياس إنتاج الغبار في بقايا المستعر الأعظم المنهار من نواة سحابة ماجلان الصغيرة 1E 0102.2–7219". مجلة الفيزياء الفلكية . 696 (2): 2138–2154. arXiv : 0810.2803 . Bibcode :2009ApJ...696.2138S. doi :10.1088/0004-637X/696/2/2138. S2CID  8703787.
  212. ^ سالاريس، موريزيو؛ كاسيسي، سانتي (أغسطس 2017). "نقل العناصر الكيميائية في نماذج التطور النجمي". الجمعية الملكية للعلوم المفتوحة . 4 (8): 170192. arXiv : 1707.07454 . Bibcode :2017RSOS....470192S. doi : 10.1098/rsos.170192 . ISSN  2054-5703. PMC 5579087. PMID 28878972  . 
  213. ^ فيشر، ديبرا أ.؛ فالنتي، جيف (2005). "الارتباط بين الكواكب والمعادن". مجلة الفيزياء الفلكية . 622 (2): 1102–1117. رمز Bibcode :2005ApJ...622.1102F. doi : 10.1086/428383 . S2CID  121872365.
  214. ^ تشو، وي؛ دونج، سوبو (2021). "إحصائيات الكواكب الخارجية والتداعيات النظرية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 59 : 291-336. arXiv : 2103.02127 . Bibcode :2021ARA&A..59..291Z. doi :10.1146/annurev-astro-112420-020055. S2CID  232105177.
  215. ^ Preibisch, T.; Zinnecker, H. (2001). "Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)". من الظلام إلى النور: أصل وتطور العناقيد النجمية الشابة . 243 : 791. arXiv : astro-ph/0008013 . Bibcode :2001ASPC..243..791P.
  216. ^ Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). "تفاعل جبهات صدمة المستعر الأعظم والسحب بين النجوم القريبة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 128 (2): 411. رمز Bibcode :1983A&A...128..411K.
  217. ^ كاميرون، AGW؛ تروران، JW (1977). "المستعر الأعظم هو المحفز لتكوين النظام الشمسي". إيكاروس . 30 (3): 447. Bibcode :1977Icar...30..447C. doi :10.1016/0019-1035(77)90101-4.
  218. ^ بهاندان، شيڤاني (1 يونيو 2020). "المجرات المضيفة وأسلاف الانفجارات الراديوية السريعة المحددة باستخدام مصفوفة الكيلومتر المربع الأسترالي Pathfinder". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 895 (2): L37. arXiv : 2005.13160 . رمز Bibcode : 2020ApJ...895L..37B. doi : 10.3847/2041-8213/ab672e . S2CID  218900539.
  219. ^ Zhang, Bing (5 نوفمبر 2020). "الآليات الفيزيائية للانفجارات الراديوية السريعة". Nature . 587 (7832): 45–53. arXiv : 2011.03500 . Bibcode :2020Natur.587...45Z. doi :10.1038/s41586-020-2828-1. ISSN  0028-0836. PMID  33149290. S2CID  226259246.
  220. ^ تشو، جينيفر (13 يوليو 2022). "علماء الفلك يكتشفون "نبضة قلب" راديوية على بعد مليارات السنين الضوئية من الأرض". أخبار معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا . معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا . تم الاسترجاع في 19 مارس 2023 .
  221. ^ Petroff, E.; Hessels, JWT; Lorimer, DR (29 March 2022). "Fast radio bursts at the dawn of the 2020s". The Astronomy and Astrophysics Review . 30 (1): 2. arXiv : 2107.10113 . Bibcode :2022A&ARv..30....2P. doi :10.1007/s00159-022-00139-w. ISSN  1432-0754. S2CID  253690001.
  222. ^ Ackermann, M.; et al. (2013). "اكتشاف التوقيع المميز لتحلل البيون في بقايا المستعرات العظمى". Science . 339 (6121): 807–11. arXiv : 1302.3307 . Bibcode :2013Sci...339..807A. doi :10.1126/science.1231160. PMID  23413352. S2CID  29815601.
  223. ^ Ott, CD; O'Connor, EP; Gossan, SE; Abdikamalov, E.; Gamma, UCT; Drasco, S. (2012). "المستعرات الأعظمية المنهارة، النيوترينوات، والموجات الثقالية". Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 235 : 381–387. arXiv : 1212.4250 . Bibcode :2013NuPhS.235..381O. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. S2CID  34040033.
  224. ^ موروزوفا، فيكتوريا؛ راديس، ديفيد؛ بوروز، آدم؛ فارتانيان، ديفيد (2018). "إشارة الموجة الثقالية من المستعرات الأعظمية المنهارة من النواة". المجلة الفلكية . 861 (1): 10. arXiv : 1801.01914 . رمز Bibcode : 2018ApJ...861...10M. doi : 10.3847/1538-4357/aac5f1 . S2CID  118997362.
  225. ^ الخروصي، س. بنزفي، SY؛ بوبوفسكي، شبيبة. بونيفينتو، دبليو؛ بردار، V.؛ برونر، T.؛ كادن، إي. كلارك، م. كوليرو، أ. كولومر-مولا، م.؛ كريسبو-أنادون، جي. ديبويان، أ.؛ دورنيك، د.؛ فيشر، V.؛ وآخرون. (1 مارس 2021). “SNEWS 2.0: نظام إنذار مبكر للجيل القادم من المستعرات الأعظم لعلم الفلك متعدد الرسل”. مجلة جديدة للفيزياء . 23 (3): 031201. أرخايف : 2011.00035 . بيب كود :2021NJPh...23c1201A. دوى :10.1088/1367-2630/abde33. ISSN  1367-2630. S2CID  226227393.
  226. ^ Fields, BD; Hochmuth, KA; Ellis, J. (2005). "Deep-Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis". مجلة الفيزياء الفلكية . 621 (2): 902–907. arXiv : astro-ph/0410525 . Bibcode :2005ApJ...621..902F. doi :10.1086/427797. S2CID  17932224.
  227. ^ Knie, K.; Korschinek, G.; Faestermann, T.; Dorfi, E.; Rugel, G.; Wallner, A. (2004). " شذوذ الحديد 60 في قشرة المنغنيز في أعماق البحار والتداعيات على مصدر مستعر أعظم قريب". رسائل المراجعة الفيزيائية . 93 (17): 171103–171106. رمز Bibcode :2004PhRvL..93q1103K. doi :10.1103/PhysRevLett.93.171103. PMID  15525065. S2CID  23162505.
  228. ^ Fields, BD; Ellis, J. (1999). "On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova". علم الفلك الجديد . 4 (6): 419–430. arXiv : astro-ph/9811457 . Bibcode :1999NewA....4..419F. doi :10.1016/S1384-1076(99)00034-2. S2CID  2786806.
  229. ^ "باختصار". مجلة ساينتفك أمريكان . 300 (5): 28. 2009. Bibcode :2009SciAm.300e..28.. doi :10.1038/scientificamerican0509-28a.
  230. ^ بيترسون، كارولين كولينز (22 مارس 2023). "هل ساعدت المستعرات الأعظمية في دفع الحياة لتصبح أكثر تنوعًا؟". يونيفرس توداي . تم الاسترجاع في 23 مارس 2023 .
  231. ^ Svensmark, Henrik (16 March 2023). "A persistent impact of supernovae on diversity over the Phanerozoic". علم البيئة والتطور . 13 (3). مكتبة Wiley Online: e9898. Bibcode :2023EcoEv..13E9898S. doi :10.1002/ece3.9898. PMC 10019915. PMID 36937070.  e9898. 
  232. ^ جورليك، م. (2007). "تهديد المستعر الأعظم". مجلة سكاي آند تليسكوب . 113 (3): 26. رمز Bibcode :2007S&T...113c..26G.
  233. ^ Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999). "The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 105 (690): 841–847. Bibcode :1993PASP..105..841L. doi : 10.1086/133242 .
  234. ^ بيتش، مارتن (ديسمبر 2011). "التهديد الذي تشكله المستعرات الأعظمية في الماضي والحاضر والمستقبل على الغلاف الحيوي للأرض". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 336 (2): 287-302. رمز Bibcode :2011Ap&SS.336..287B. doi :10.1007/s10509-011-0873-9. ISSN  0004-640X. S2CID  119803426.
  235. ^ Gehrels, N.; Laird, CM; Jackman, CH; Cannizzo, JK; Mattson, BJ; Chen, W. (2003). "Ozone Depletion from Nearby Supernovae". Astrophysical Journal . 585 (2): 1169–1176. arXiv : astro-ph/0211361 . Bibcode :2003ApJ...585.1169G. doi :10.1086/346127. S2CID  15078077.
  236. ^ Van Der Sluys, MV; Lamers, HJGLM (2003). "ديناميكيات سديم M1-67 حول نجم وولف-رايت الهارب WR 124". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 398 : 181–194. arXiv : astro-ph/0211326 . Bibcode :2003A&A...398..181V. doi :10.1051/0004-6361:20021634. S2CID  6142859.
  237. ^ كريستوفاري ، ف. ماركويث، أ؛ رينو، م؛ دواركاداس، ف. تاتيشيف ، ف. جياسينتي، ج؛ بيريتي، إي؛ سول، ح (18 فبراير 2022). “الأيام الأولى من المستعرات الأعظمية من النوع II-P تنهار في نطاق أشعة جاما”. الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 511 (3): 3321-3329. أرخايف : 2201.09583 . دوى : 10.1093/mnras/stac217 . ISSN  0035-8711.
  238. ^ Tramper, F.; Straal, SM; Sanyal, D.; Sana, H.; De Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, JS; De Mink, SE ; Kaper, L. (2015). "النجوم الضخمة على وشك الانفجار: خصائص نجوم تسلسل الأكسجين وولف-رايت". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 581 : A110. arXiv : 1507.00839 . Bibcode :2015A&A...581A.110T. doi :10.1051/0004-6361/201425390. S2CID  56093231.
  239. ^ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, OE; Sana, H.; De Koter, A.; Vink, JS; Ellerbroek, LE; Langer, N.; Garcia, M.; Kaper, L.; De Mink, SE (2013). "حول طبيعة نجوم WO: تحليل كمي لنجم WO3 DR1 في IC 1613". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 559 : A72. arXiv : 1310.2849 . Bibcode :2013A&A...559A..72T. doi :10.1051/0004-6361/201322155. S2CID  216079684.
  240. ^ فايرستون، آر بي (يونيو 2014). "رصد 23 مستعرًا أعظميًا انفجر". مجلة الفيزياء الفلكية . 789 (1): 29. رمز Bibcode :2014ApJ...789...29F. doi :10.1088/0004-637X/789/1/29. ISSN  0004-637X.
  241. ^ إنجليس، م. (2015). "موت النجوم: المستعرات الأعظمية والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء". الفيزياء الفلكية سهلة! . سلسلة علم الفلك العملي لباتريك مور. ص 203-223. doi :10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN  978-3-319-11643-3.
  242. ^ “في في سيفي”. Stars.astro.illinois.edu . تم الاسترجاع 14 أبريل 2024 .
  243. ^ ab Mukhopadhyay, Mainak; Lunardini, Cecilia; Timmes, FX; Zuber, Kai (1 أغسطس 2020). "نيوترينوات ما قبل المستعر الأعظم: الحساسية الاتجاهية وآفاق تحديد السلف". مجلة الفيزياء الفلكية . 899 (2): 153. arXiv : 2004.02045 . Bibcode : 2020ApJ...899..153M. doi : 10.3847/1538-4357/ab99a6 . ISSN  0004-637X.
  244. ^ Lobel, A.; Stefanik, RP; Torres, G.; Davis, RJ; Ilyin, I.; Rosenbush, AE (2004). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". النجوم كالشمس: النشاط . 219 : 903. arXiv : astro-ph/0312074 . Bibcode :2004IAUS..219..903L.
  245. ^ Van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; De Koter, A.; Waters, LBFM; Hillier, DJ; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. (2003). "القياس المباشر لحجم وشكل الرياح النجمية الحالية لإيتا كاريناي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 410 (3): L37. arXiv : astro-ph/0310399 . Bibcode :2003A&A...410L..37V. doi :10.1051/0004-6361:20031500. S2CID  18163131.
  246. ^ Thielemann, F.-K.; Hirschi, R.; Liebendörfer, M.; Diehl, R. (2011). "النجوم الضخمة ومستعراتها العظمى". علم الفلك مع النشاط الإشعاعي . محاضرات في الفيزياء. المجلد 812. ص 153-231. arXiv : 1008.2144 . Bibcode :2011LNP...812..153T. doi :10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN  978-3-642-12697-0. S2CID  119254840.
  247. ^ "Regor". stars.astro.illinois.edu . تم الاسترجاع في 18 أغسطس 2024 .
  248. ^ "Acrux". stars.astro.illinois.edu . تم الاسترجاع في 15 أغسطس 2024 .
  249. ^ "ميموزا". stars.astro.illinois.edu . تم الاسترجاع في 15 أغسطس 2024 .
  250. ^ Tuthill, PG; Monnier, JD; Lawrance, N.; Danchi, WC; Owocki, SP; Gayley, KG (2008). "The Prototype Colliding-Wind Pinwheel WR 104". مجلة الفيزياء الفلكية . 675 (1): 698–710. arXiv : 0712.2111 . Bibcode :2008ApJ...675..698T. doi :10.1086/527286. S2CID  119293391.
  251. ^ Thoroughgood, TD; Dhillon, VS; Littlefair, SP; Marsh, TR; Smith, DA (2002). "The recurrent nova U Scorpii – A type Ia supernova progenitor". The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects . المجلد 261. سان فرانسيسكو، كاليفورنيا: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . arXiv : astro-ph/0109553 . Bibcode :2002ASPC..261...77T.

قراءة إضافية

  • أثيم دبليو. السابتية؛ بول موردن، محرران (2017). دليل المستعرات العظمى. سبرينغر شام. رمز الكتاب : 2017hsn..book.....A. doi : 10.1007/978-3-319-21846-5. ISBN 978-3-319-21845-8.
  • برانش، د.؛ ويلر، جيه سي (2017). انفجارات المستعرات العظمى . سبرينغر. ص. 721. ISBN 978-3-662-55052-6.
  • تاكاهاشي، ك.؛ ساتو، ك.؛ بوروز، أ.؛ تومسون، ت. أ. (2003). "نيوترينوات المستعر الأعظم، تذبذبات النيوترينو، وكتلة النجم السلف". المراجعة الفيزيائية د . 68 (11): 77-81. arXiv : hep-ph/0306056 . رمز Bibcode : 2003PhRvD..68k3009T. doi : 10.1103/PhysRevD.68.113009. S2CID  119390151.
  • Woosley, SE; Janka, H.-T. (2005). "فيزياء المستعرات الأعظمية المنهارة من اللب". Nature Physics . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode :2005NatPh...1..147W. CiteSeerX  10.1.1.336.2176 . doi :10.1038/nphys172. S2CID  118974639.
تحتوي ويكيميديا ​​كومنز على الوسائط المتعلقة بـ المستعرات الأعظمية .
تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=سوبرنوفا&oldid=1252063968"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate