مستعر أعظم من النوع Ia

📅 آخر تحديث: ٢٢ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٢ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 12 صور
الموسوعة الحرة
في قلب سديم كوكبي ، Henize 2-428 ، من المتوقع أن يندمج نجمان قزمان أبيضان يقل وزن كل منهما قليلاً عن كتلة شمسية واحدة ويخلقا مستعرًا أعظم من النوع Ia يدمر كليهما في غضون 700  مليون سنة تقريبًا (تصور فني).

المستعر الأعظم من النوع Ia (يُقرأ: "النوع الأول-أ") هو مستعر أعظم يحدث في الأنظمة الثنائية ( نجمان يدوران حول بعضهما البعض) حيث يكون أحد النجمين قزمًا أبيض . أما النجم الآخر فيمكن أن يكون أي شيء من نجم عملاق إلى قزم أبيض أصغر حجمًا. [ 1 ]

فيزيائيًا، تقتصر كتلة الأقزام البيضاء الكربونية-الأكسجينية ذات معدل الدوران المنخفض على أقل من 1.44 كتلة  شمسية ( M☉ ). [ 2 ] [ 3 ] عند تجاوز هذه " الكتلة الحرجة "، تشتعل هذه الأقزام مجددًا، وفي بعض الحالات تُطلق انفجارًا مستعرًا أعظميًا؛ غالبًا ما يُشار إلى هذه الكتلة الحرجة باسم كتلة تشاندراسيكار، ولكنها تختلف اختلافًا طفيفًا عن حد تشاندراسيكار المطلق ، حيث لا يستطيع ضغط انحلال الإلكترونات منع الانهيار الكارثي. إذا اكتسب قزم أبيض تدريجيًا كتلة من نجم ثنائي مرافق، أو اندمج مع قزم أبيض ثانٍ، فإن الفرضية العامة هي أن لب القزم الأبيض سيصل إلى درجة حرارة اشتعال اندماج الكربون مع اقترابه من كتلة تشاندراسيكار. في غضون ثوانٍ قليلة من بدء الاندماج النووي، يخضع جزء كبير من المادة في القزم الأبيض لتفاعل متسارع ، مطلقًا طاقة كافية (1 × 10 44 جول  ) [ 4 ] لفك ارتباط النجم في انفجار مستعر أعظم. [ 5 ]

تُنتج المستعرات العظمى من النوع  Ia ذروة إضاءة ثابتة نسبيًا نظرًا للكتلة الحرجة الثابتة التي ينفجر عندها القزم الأبيض. تسمح ذروة الإضاءة الثابتة هذه الانفجارات باستخدامها كمعيار لقياس المسافة إلى المجرات المضيفة لها: فالقدر الظاهري لمستعر أعظم من النوع  Ia، كما يُرصد من الأرض، يُشير إلى بُعده عن الأرض.

نموذج توافقي

طيف SN 1998aq ، وهو مستعر أعظم من النوع  Ia، بعد يوم واحد من ذروة الضوء في النطاق B  [ 6 ]

المستعر الأعظم من النوع Ia هو فئة فرعية ضمن تصنيف مينكوفسكي-زويكي للمستعرات العظمى، الذي وضعه الفلكي الألماني الأمريكي رودولف مينكوفسكي والفلكي السويسري فريتز زويكي . [ 7 ] تتعدد طرق تكوّن المستعر الأعظم من هذا النوع، لكنها تشترك في آلية أساسية واحدة. لطالما اعتقد علماء الفلك النظريون أن النجم الأصلي لهذا النوع من المستعرات العظمى هو قزم أبيض ، وقد وُجد دليل تجريبي على ذلك في عام 2014 عندما رُصد المستعر الأعظم SN 2014J في مجرة ​​مسييه 82. [ 8 ] عندما يكتسب قزم أبيض بطيء الدوران [ 2 ] من الكربون والأكسجين مادة من نجم مرافق، فإنه قد يتجاوز حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.44 كتلة شمسية ، والذي بعده لن يدعم ضغط انحلال الإلكترونات كتلته ضد الانهيار الجذبي. [ 9 ] في غياب عملية معاكسة، سينهار القزم الأبيض ليشكل نجمًا نيوترونيًا ، في عملية غير قذفية ناتجة عن التراكم، [ 10 ] كما يحدث عادةً في حالة القزم الأبيض الذي يتكون أساسًا من المغنيسيوم والنيون والأكسجين . [ 11 ] 

مع ذلك، يرى علماء الفلك الذين يصممون نماذج لانفجارات المستعرات العظمى من النوع Ia أن هذا الحد لا يُبلغ فعليًا، ولا يبدأ الانهيار أبدًا. بدلًا من ذلك، يؤدي ازدياد الضغط والكثافة نتيجةً لزيادة الكتلة إلى رفع درجة حرارة النواة، [ 3 ] وعندما يقترب القزم الأبيض من حوالي 99% من الحد، [ 12 ] تبدأ فترة من الحمل الحراري تستمر حوالي 1000  عام. [ 13 ] في مرحلة ما من هذه المرحلة، تتشكل جبهة لهب احتراق ، مدفوعةً باندماج الكربون . لا تزال تفاصيل الاشتعال غير معروفة، بما في ذلك موقع وعدد النقاط التي يبدأ منها اللهب. [ 14 ] يبدأ اندماج الأكسجين بعد ذلك بوقت قصير، لكن هذا الوقود لا يُستهلك بالكامل مثل الكربون. [ 15 ]

بقايا المستعر الأعظم  من النوع Ia G299 .

بمجرد بدء الاندماج النووي، ترتفع درجة حرارة القزم الأبيض. يمكن لنجم التسلسل الرئيسي ، المدعوم بالضغط الحراري، أن يتمدد ويبرد، مما ينظم تلقائيًا الزيادة في الطاقة الحرارية. مع ذلك، فإن ضغط الانحلال مستقل عن درجة الحرارة؛ فالأقزام البيضاء غير قادرة على تنظيم درجة حرارتها كما تفعل النجوم العادية، لذا فهي عرضة لتفاعلات اندماج نووي متسارعة . يتسارع التوهج بشكل كبير، ويعود ذلك جزئيًا إلى عدم استقرار رايلي-تايلور والتفاعلات مع الاضطراب . ولا يزال تحول هذا التوهج من احتراق دون صوتي إلى انفجار فوق صوتي موضع جدل كبير . [ 13 ] [ 16 ]

بغض النظر عن التفاصيل الدقيقة لكيفية اشتعال المستعر الأعظم، فمن المقبول عمومًا أن جزءًا كبيرًا من الكربون والأكسجين في القزم الأبيض يندمج ليشكل عناصر أثقل في غضون ثوانٍ معدودة فقط، [ 15 ] مصحوبًا بانطلاق طاقة ترفع درجة الحرارة الداخلية إلى مليارات الدرجات. الطاقة المنطلقة (1–2 × 10⁴⁴ جول  ) [ 17 ] كافية تمامًا لفك ارتباط النجم؛ أي أن الجسيمات الفردية المكونة للقزم الأبيض تكتسب طاقة حركية كافية للانفصال عن بعضها البعض. ينفجر النجم بعنف ويطلق موجة صدمية تُقذف فيها المادة عادةً بسرعات من رتبةتتراوح سرعة الانفجار بين 5000 و20000  كم/ث ، أي ما يقارب 6% من سرعة الضوء . وتتسبب الطاقة المنبعثة في الانفجار في زيادة هائلة في اللمعان. يبلغ القدر المطلق المرئي النموذجي للمستعرات العظمى من النوع  Ia حوالي -19.3 (أي ما يعادل 5 مليارات ضعف سطوع الشمس تقريبًا)، مع اختلاف طفيف. [ 13 ] لا يترك المستعر الأعظم من النوع Ia أي بقايا مضغوطة، بل تتبدد كتلة القزم الأبيض بالكامل في الفضاء.   

تتشابه نظرية هذا النوع من المستعرات العظمى مع نظرية المستعرات الجديدة ، حيث يتراكم القزم الأبيض المادة ببطء أكبر ولا يقترب من حد تشاندراسيكار. في حالة المستعر الجديد، تتسبب المادة المتساقطة في انفجار سطحي ناتج عن اندماج الهيدروجين، وهو انفجار لا يُحدث اضطرابًا في النجم. [ 13 ]

تختلف المستعرات العظمى من النوع Ia عن المستعرات العظمى من النوع II ، والتي تنتج عن الانفجار الكارثي للطبقات الخارجية لنجم ضخم أثناء انهيار نواته، مدفوعًا بإطلاق طاقة الوضع الجاذبية عبر انبعاث النيوترينو . [ 18 ]

تشكيل

عملية التكوين
يتشكل قرص تراكمي حول جسم مضغوط (مثل قزم أبيض) يسحب الغاز من نجم عملاق مرافق. صورة من وكالة ناسا
أربع صور لمحاكاة مستعر أعظم من النوع Ia
محاكاة حاسوبية فائقة لمرحلة الانفجار في نموذج الاحتراق البطيء إلى الانفجار لتكوين المستعر الأعظم.

الخلايا السلفية المتدهورة المفردة

أحد نماذج تكوين هذا النوع من المستعرات العظمى هو نظام نجمي ثنائي متقارب . يتكون النظام الثنائي الأصلي من نجمين من نجوم التسلسل الرئيسي، حيث يمتلك النجم الأساسي كتلة أكبر من النجم الثانوي. وبسبب كتلته الأكبر، يكون النجم الأساسي أول من يتطور إلى فرع العملاق المقارب ، حيث يتمدد غلافه بشكل كبير. إذا كان النجمان يشتركان في غلاف واحد، فقد يفقد النظام كميات كبيرة من الكتلة، مما يقلل من الزخم الزاوي ونصف قطر المدار ودورته . بعد أن يتحول النجم الأساسي إلى قزم أبيض، يتطور النجم الثانوي لاحقًا إلى عملاق أحمر، مما يهيئ الظروف لتراكم الكتلة على النجم الأساسي. خلال هذه المرحلة الأخيرة من الغلاف المشترك، يدور النجمان حلزونيًا متقاربين مع فقدان الزخم الزاوي. يمكن أن تكون دورة المدار الناتجة قصيرة جدًا، لا تتجاوز بضع ساعات. [ 19 ] [ 20 ] إذا استمر التراكم لفترة كافية، فقد يقترب القزم الأبيض في النهاية من حد تشاندراسيكار .

يمكن للقزم الأبيض المرافق أن يكتسب مادة من أنواع أخرى من الأجرام المرافقة، بما في ذلك نجم شبه عملاق أو (إذا كان المدار قريبًا بدرجة كافية) حتى نجم من نجوم التسلسل الرئيسي. ولا تزال عملية التطور الفعلية خلال مرحلة التراكم هذه غير مؤكدة، إذ يمكن أن تعتمد على كل من معدل التراكم وانتقال الزخم الزاوي إلى القزم الأبيض المرافق. [ 21 ]

تشير التقديرات إلى أن الخلايا السلفية المتدهورة المفردة لا تمثل أكثر من 20% من جميع  المستعرات العظمى من النوع Ia. [ 22 ]

الخلايا السلفية المتدهورة المزدوجة

ثمة آلية ثانية محتملة لتحفيز  انفجار مستعر أعظم من النوع Ia، وهي اندماج قزمين أبيضين تتجاوز كتلتهما مجتمعة حد تشاندراسيكار . يُطلق على هذا الاندماج اسم قزم أبيض ذو كتلة فائقة لتشاندراسيكار. [ 23 ] [ 24 ] في هذه الحالة، لن تكون الكتلة الكلية مقيدة بحد تشاندراسيكار.

لا تحدث اصطدامات النجوم المنفردة داخل مجرة ​​درب التبانة إلا مرة واحدة كل10 7 إلى10-13 سنة ؛  وهو معدل أقل بكثير من ظهور المستعرات العظمى. [ 25 ] تحدث التصادمات بتردد أكبر في المناطق ذات النواة الكثيفة للعناقيد الكروية [ 26 ] ( انظر إلى النجوم الزرقاء المتخلفة ). السيناريو المحتمل هو التصادم مع نظام نجمي ثنائي، أو بين نظامين ثنائيين يحتويان على أقزام بيضاء. يمكن أن يُخلّف هذا التصادم نظامًا ثنائيًا متقاربًا من قزمين أبيضين. يتلاشى مدارهما ويندمجان عبر غلافهما المشترك. [ 27 ] وجدت دراسةٌ استندت إلى أطياف مسح سلووان الرقمي للسماء (SDSS) 15 نظامًا ثنائيًا من بين 4000 قزم أبيض تم اختبارها، مما يشير إلى اندماج قزمين أبيضين كل 100 عام في مجرة ​​درب التبانة: يتطابق هذا المعدل مع عدد المستعرات العظمى من النوع Ia التي تم رصدها في جوارنا. [ 28 ]

يُعدّ سيناريو النجم المزدوج المتدهور أحد التفسيرات العديدة المقترحة للنجم السلف ذي الكتلة الهائلة ( 2 كتلة شمسية ) للمستعر الأعظم SN 2003fg . [ 29 ] [ 30 ] وهو التفسير الوحيد الممكن لبقايا المستعر الأعظم SNR 0509-67.5 ، حيث تم استبعاد جميع النماذج المحتملة التي تحتوي على قزم أبيض واحد فقط. [ 31 ] كما تم اقتراحه بقوة للمستعر الأعظم SN 1006 ، نظرًا لعدم العثور على أي بقايا نجم مرافق هناك. [ 22 ] استبعدت الملاحظات التي أُجريت باستخدام تلسكوب سويفت الفضائي التابع لناسا وجود نجوم عملاقة فائقة أو عملاقة مرافقة لكل مستعر أعظم من النوع Ia تمت دراسته. من المفترض أن يُصدر الغلاف الخارجي المتفجر للنجم العملاق المرافق أشعة سينية ، لكن لم يتم رصد هذا التوهج بواسطة تلسكوب الأشعة السينية (XRT) التابع لسويفت في أقرب 53 بقايا مستعر أعظم. بالنسبة لاثنتي عشرة مستعرًا أعظم من النوع Ia رُصدت خلال عشرة أيام من الانفجار، لم يُظهر تلسكوب الأشعة فوق البنفسجية/الضوئية (UVOT) التابع للقمر الصناعي أي إشعاع فوق بنفسجي صادر من سطح النجم المرافق الساخن الذي اصطدمت به موجة الصدمة للمستعر الأعظم، مما يعني عدم وجود عمالقة حمراء أو نجوم أكبر تدور حول تلك النجوم الأصلية للمستعرات العظمى. في حالة المستعر الأعظم SN 2011fe ، لا بد أن النجم المرافق كان أصغر من الشمس ، إن وُجد. [ 32 ] كشف مرصد تشاندرا للأشعة السينية أن إشعاع الأشعة السينية لخمس مجرات إهليلجية وانتفاخ مجرة ​​أندروميدا أضعف بمقدار 30-50 مرة مما كان متوقعًا. من المفترض أن ينبعث إشعاع الأشعة السينية من أقراص التراكم للنجوم الأصلية للمستعرات العظمى من النوع Ia. يشير غياب الإشعاع إلى أن عددًا قليلًا من الأقزام البيضاء يمتلك أقراص تراكم ، مما يستبعد النموذج الشائع للمستعرات العظمى من النوع Ia القائم على التراكم. [ 33 ] تعتبر أزواج الأقزام البيضاء الحلزونية الداخلية مصادر محتملة قوية للموجات الثقالية ، على الرغم من أنها لم تُلاحظ بشكل مباشر.   

الخلايا السلفية المتدهورة الأساسية

ثمة مسار مقترح آخر هو سيناريو انحلال النواة، حيث يندمج قزم أبيض مع النواة الساخنة لنجم عملاق مقارب خلال المراحل الأخيرة من تطور الغلاف المشترك أو بعد ذلك بفترة وجيزة. في هذا السيناريو، قد يبقى جزء من الغلاف المقذوف مرتبطًا ويشكل قرصًا محيطًا بالنظام الثنائي، والذي يمكن لتفاعله مع النظام الثنائي المضغوط أن يستخرج الزخم الزاوي المداري ويساعد في دفع عملية الاندماج. قد تشكل بقايا الاندماج قزمًا أبيض ضخمًا يدور بسرعة، والذي يمكن أن ينفجر لاحقًا كمستعر أعظم من النوع Ia. [ 34 ]

النوع Iax

اقترح البعض تصنيف مجموعة من المستعرات العظمى ذات الإضاءة المنخفضة ضمن النوع  Iax . [ 35 ] [ 36 ] قد لا يدمر هذا النوع من المستعرات العظمى النجم القزم الأبيض الأصلي تدميراً كاملاً، بل قد يترك وراءه نجماً زومبي . [ 37 ] من الأمثلة المعروفة على المستعرات العظمى من النوع Iax: المستعرات العظمى التاريخية SN 1181 و SN 1991bg و SN 2002cx و SN 2012Z .

يُعتقد أن المستعر الأعظم SN 1181 مرتبط ببقايا المستعر الأعظم Pa 30 ونجمه المركزي IRAS 00500+6713 ، وهو ناتج عن اندماج قزم أبيض من نوع CO وقزم أبيض من نوع ONe. وهذا يجعل Pa 30 وIRAS 00500+6713 البقايا الوحيدة للمستعر الأعظم من النوع Iax في مجرة ​​درب التبانة . [ 38 ]

ملاحظة

بقايا المستعر الأعظم N103B التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. [ 39 ]

على عكس أنواع المستعرات العظمى الأخرى،  تحدث المستعرات العظمى من النوع Ia عمومًا في جميع أنواع المجرات، بما في ذلك المجرات الإهليلجية. ولا تُظهر أي تفضيل لمناطق تكوّن النجوم الحالية. [ 40 ] وبما أن الأقزام البيضاء تتشكل في نهاية فترة التسلسل الرئيسي لتطور النجم، فقد يكون نظام نجمي طويل الأمد كهذا قد ابتعد كثيرًا عن المنطقة التي تشكّل فيها في الأصل. بعد ذلك، قد يقضي نظام ثنائي متقارب مليون سنة أخرى في مرحلة نقل الكتلة (ربما مُشكّلًا انفجارات مستعرات عظمى مستمرة) قبل أن تصبح الظروف مواتية لحدوث مستعر أعظم من النوع  Ia. [ 41 ]

لطالما شكل تحديد النجوم الأصلية للمستعرات العظمى تحديًا في علم الفلك. فالرصد المباشر لأحد هذه النجوم من شأنه أن يوفر قيودًا مفيدة على نماذج المستعرات العظمى. وحتى عام 2006، كان البحث عن نجم أصلي كهذا مستمرًا لأكثر من قرن. [ 42 ] وقد وفر رصد المستعر الأعظم SN  2011fe قيودًا مفيدة. إذ لم تُظهر عمليات الرصد السابقة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي وجود نجم في موقع الحدث، ما استبعد وجود عملاق أحمر كمصدر. وقد وُجد أن البلازما المتمددة الناتجة عن الانفجار تحتوي على الكربون والأكسجين، ما يرجح أن النجم الأصلي كان قزمًا أبيض يتكون أساسًا من هذين العنصرين. [ 43 ] وبالمثل، أدت عمليات رصد المستعر الأعظم القريب  PTF  11kx، [ 44 ] الذي اكتشفه مرصد بالومار للظواهر العابرة (PTF) في 16 يناير 2011 (بالتوقيت العالمي)، إلى استنتاج مفاده أن هذا الانفجار ناتج عن نجم سلف متحلل أحادي، مصحوبًا بنجم عملاق أحمر، مما يشير إلى عدم وجود مسار سلف أحادي إلى المستعر الأعظم من النوع  Ia. وقد نُشرت عمليات رصد مباشرة للنجم السلف لـ PTF  11kx في عدد 24 أغسطس من مجلة ساينس، وهي تدعم هذا الاستنتاج، وتُظهر أيضًا أن النجم السلف شهد ثورات نوفا دورية قبل المستعر الأعظم - وهو اكتشاف آخر مثير للدهشة. [ 44 ] [ 45 ] ومع ذلك، كشف تحليل لاحق أن المادة المحيطة بالنجم ضخمة جدًا بالنسبة لسيناريو النجم السلف المتحلل أحاديًا، وتتناسب بشكل أفضل مع سيناريو النجم السلف المتحلل في النواة. [ 46 ]

في مايو 2015، أفادت وكالة ناسا أن مرصد كيبلر الفضائي رصد المستعر الأعظم KSN  2011b، وهو من النوع  Ia، أثناء انفجاره. وقد تساعد تفاصيل اللحظات التي تسبق الانفجار العلماء على تقييم جودة المستعرات العظمى من النوع Ia بشكل أفضل كمعيار قياسي، وهو ما يمثل حلقة وصل مهمة في حجة الطاقة المظلمة . [ 47 ]

في يوليو/تموز 2019، التقط تلسكوب هابل الفضائي ثلاث صور لمستعر أعظم من النوع Ia عبر عدسة جاذبية . ظهر هذا المستعر الأعظم في ثلاث مراحل مختلفة من تطور سطوعه نتيجة لاختلاف مسار الضوء في الصور الثلاث؛ عند -24 و92 و107 أيام من ذروة سطوعه. ستظهر صورة رابعة في عام 2037، مما يسمح برصد دورة سطوع المستعر الأعظم كاملة. [ 48 ]

منحنى الضوء

يُظهر هذا الرسم البياني للسطوع (نسبةً إلى الشمس، L 0 ) مقابل الزمن منحنى الضوء المميز لمستعر أعظم من النوع  Ia. تعود الذروة بشكل أساسي إلى تحلل النيكل (Ni)، بينما تُغذّي المرحلة اللاحقة الكوبالت (Co).
منحنى الضوء للنوع Ia، على مدار عام واحد SN 2018gv

تتميز المستعرات العظمى من النوع Ia بمنحنى ضوئي  مميز ، وهو رسم بياني يوضح تغير لمعانها مع الزمن بعد الانفجار. قرب ذروة اللمعان، يحتوي الطيف على خطوط لعناصر متوسطة الكتلة، من الأكسجين إلى الكالسيوم ؛ وهذه العناصر هي المكونات الرئيسية للطبقات الخارجية للنجم. بعد أشهر من الانفجار، عندما تتمدد الطبقات الخارجية إلى درجة الشفافية، يهيمن على الطيف الضوء المنبعث من المواد القريبة من لب النجم، وهي عناصر ثقيلة تم تصنيعها أثناء الانفجار؛ وأبرزها نظائر قريبة من كتلة الحديد ( عناصر ذروة الحديد ). ينتج عن التحلل الإشعاعي للنيكل -56 عبر الكوبالت-56 إلى الحديد-56 فوتونات عالية الطاقة ، والتي تهيمن على الطاقة المنبعثة من المقذوفات في المراحل المتوسطة إلى المتأخرة. [ 13 ]

استُخدمت المستعرات العظمى من النوع Ia لقياس المسافات بدقة عالية بفضل تعاون بين فلكيين تشيليين وأمريكيين، ضمن مشروع مسح المستعرات العظمى في كالان/تولولو . [ 49 ] في سلسلة من الأبحاث المنشورة في التسعينيات، أظهر المسح أنه على الرغم من أن جميع المستعرات العظمى من النوع Ia لا تصل إلى نفس ذروة اللمعان، إلا أنه يمكن استخدام مُعامل واحد مُقاس من منحنى الضوء لتصحيح المستعرات العظمى من النوع Ia غير المُحمرة إلى قيم الشمعة المعيارية. يُعرف التصحيح الأصلي لقيمة الشمعة المعيارية بعلاقة فيليبس [ 50 ] ، وقد أثبت هذا الفريق قدرته على قياس المسافات النسبية بدقة تصل إلى 7%. [ 51 ] يُعزى سبب هذا التجانس في ذروة السطوع إلى كمية النيكل-56 المُنتجة في الأقزام البيضاء التي يُفترض أنها تنفجر بالقرب من حد تشاندراسيكار. [ 52 ]

أدى التشابه في منحنيات اللمعان المطلق لجميع  المستعرات العظمى المعروفة تقريبًا من النوع Ia إلى استخدامها كمعيار ثانوي في علم الفلك خارج المجرة. [ 53 ] وقد أدت المعايرات المحسّنة لمقياس المسافة المتغيرة للنجوم المتغيرة من نوع سيفيد [ 54 ] والقياسات الهندسية المباشرة للمسافة إلى NGC 4258 من ديناميكيات انبعاث الميزر [ 55 ] ، عند دمجها مع مخطط هابل لمسافات المستعرات العظمى من النوع Ia، إلى تحسين قيمة ثابت هابل .

في عام 1998، أشارت رصدات  المستعرات العظمى من النوع Ia البعيدة إلى نتيجة غير متوقعة مفادها أن الكون يبدو أنه يشهد تمددًا متسارعًا . [ 56 ] [ 57 ] وقد مُنح ثلاثة أعضاء من فريقين جوائز نوبل لاحقًا لهذا الاكتشاف. [ 58 ]

الأنواع الفرعية

من المرجح أن تكون بقايا المستعر الأعظم SNR 0454-67.2 ناتجة عن انفجار مستعر أعظم من النوع Ia. [ 59 ]

يوجد تنوع كبير ضمن فئة المستعرات العظمى من النوع Ia. وانعكاسًا لهذا التنوع، تم تحديد عدد كبير من الفئات الفرعية. ومن الأمثلة البارزة التي دُرست جيدًا المستعرات الشبيهة بـ 1991T، وهي مستعرات شديدة اللمعان.(مV≲-19.5){\displaystyle (M_{V}\lesssim -19.5)}فئة فرعية تُظهر خطوط امتصاص حديد قوية بشكل خاص وخصائص سيليكون صغيرة بشكل غير طبيعي، [ 60 ] و 1991bg-likes، وهي خافتة بشكل استثنائي(مV≳-18){\displaystyle (M_{V}\gtrsim -18)}فئة فرعية تتميز بخصائص امتصاص قوية للتيتانيوم في المراحل المبكرة وتطور ضوئي وطيفي سريع. [ 61 ] على الرغم من سطوعها غير الطبيعي ، يمكن توحيد أعضاء كلتا المجموعتين المميزتين باستخدام علاقة فيليبس ، المحددة عند أطوال موجية زرقاء، لتحديد المسافة . [ 62 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ موقع هابل - الطاقة المظلمة - المستعرات العظمى من النوع Ia
  2. يون ، س.-ك.؛ لانجر، ل. (2004). "تطور الأقزام البيضاء المتراكمة مع الدوران قبل تحولها إلى مستعر أعظم" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 419 (2): 623-644 . arXiv : astro-ph/0402287 . Bibcode : 2004A & A...419..623Y . doi : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID 2963085. مؤرشف من الأصل في 25 أكتوبر 2007. تم الاسترجاع في 30 مايو 2007 . 
  3. 1 2 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 .  
  4. ↑ لي، مياو؛ لي، يوان؛ برايان، جريج إل.؛ أوسترايكر، إيف سي.؛ كواتيرت، إليوت (5 مايو 2020). "تأثير المستعرات العظمى من النوع Ia في المجرات الهادئة. الجزء الأول: تكوين الوسط بين النجوم متعدد الأطوار" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 894 (1): 44. arXiv : 1909.03138 . Bibcode : 2020ApJ...894...44L . doi : 10.3847/1538-4357/ab86b4 . ISSN 0004-637X . 
  5. ↑ "مقدمة عن بقايا المستعرات العظمى" . ناسا غودارد/مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. 7 سبتمبر 2006. تم الاطلاع عليه في 1 مايو 2007 .
  6. ↑ ماثيسون، توماس؛ كيرشنر، روبرت؛ تشاليس، بيت؛ جها، سوراب؛ وآخرون (2008). "التحليل الطيفي البصري للمستعرات العظمى من النوع Ia". المجلة الفلكية . 135 (4): 1598-1615 . arXiv : 0803.1705 . Bibcode : 2008AJ....135.1598M . doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . S2CID 33156459 .  
  7. ↑ دا سيلفا، ل. أ. ل. (1993). "تصنيف المستعرات العظمى". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 202 (2): 215-236 . Bibcode : 1993Ap & SS.202..215D . doi : 10.1007/BF00626878 . S2CID 122727067 . 
  8. ↑ المستعرات العظمى من النوع 1أ: لماذا لا تُعتبر شمعتنا المعيارية معيارية حقًا
  9. ↑ ليب، إي إتش؛ ياو، إتش-تي. (1987). "دراسة دقيقة لنظرية تشاندراسيكار لانهيار النجوم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 323 (1): 140-144 . Bibcode : 1987ApJ...323..140L . doi : 10.1086/165813 .
  10. ↑ كانال، ر.؛ غوتيريز، ج. (1997). "الصلة المحتملة بين القزم الأبيض والنجم النيوتروني". الأقزام البيضاء . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 214. الصفحات 49-55 . 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 . 
  11. ↑ فراير، سي إل؛ نيو، كي سي بي (24 يناير 2006). "2.1 سيناريو الانهيار" . موجات الجاذبية الناتجة عن الانهيار الجاذبي . جمعية ماكس بلانك . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 يونيو 2007 .
  12. ↑ ويلر، ج. كريج (15 يناير 2000). الكوارث الكونية: المستعرات العظمى، وانفجارات أشعة جاما، ومغامرات في الفضاء الفائق . كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج . ص 96. ISBN  978-0-521-65195-0.
  13. 1 2 3 4 5 هيلبراندت، دبليو؛ نيمير، جيه سي (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 . 
  14. ↑ "ملخص علمي" . مركز التحالفات للومضات النووية الحرارية الفلكية (ASC). 2004. مؤرشف من الأصل بتاريخ 5 مايو 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 أبريل 2017 .
  15. روبكه ، إف كيه؛ هيلبراندت، دبليو. (2004). "الحجة ضد نسبة الكربون إلى الأكسجين في النجم الأصلي كمصدر لتغيرات ذروة اللمعان في المستعرات العظمى من النوع Ia". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 420 (1): L1– L4. arXiv : astro-ph/0403509 . Bibcode : 2004A & A...420L...1R . doi : 10.1051/0004-6361:20040135 . S2CID 2849060 .  
  16. ↑ غاميزو، ف. ن.؛ خوخلوف، أ. م.؛ أوران، إ. س.؛ تشيتشلكانوفا، أ. ي.؛ روزنبرغ، ر. أ. (2003-01-03). "المستعرات العظمى الحرارية النووية: محاكاة مرحلة الاحتراق وآثارها". مجلة ساينس . 299 (5603): 77-81 . arXiv: astro -ph/ 0212054. Bibcode : 2003Sci...299...77G . CiteSeerX : 10.1.1.257.3251 . doi : 10.1126/science.1078129 . PMID : 12446871. S2CID : 6111616 .   
  17. ↑ خوخلوف، أ.؛ مولر، إ.؛ هوفليش، ب. (1993). "منحنيات الضوء لنماذج المستعرات العظمى من النوع Ia ذات آليات انفجار مختلفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 270 ( 1-2 ): 223-248 . Bibcode : 1993A & A...270..223K .
  18. ↑ جيلمور، جيري (2004). "الحياة القصيرة المذهلة لنجمٍ لامع". مجلة ساينس . 304 (5697): 1915-1916 . doi : 10.1126/science.1100370 . PMID 15218132. S2CID 116987470 .  
  19. ↑ باتشينسكي، ب. (28 يوليو - 1 أغسطس 1975). "الأنظمة الثنائية ذات الغلاف المشترك". بنية وتطور الأنظمة الثنائية المتقاربة . كامبريدج، إنجلترا: دوردريخت، دار نشر دي. ريدل. الصفحات 75-80 . رمز Bibcode : 1976IAUS...73...75P . 
  20. ↑ بوستنوف، ك. أ.؛ يونجلسون، ل. ر. (2006). "تطور أنظمة النجوم الثنائية المدمجة" . مراجعات حية في النسبية . 9 (1): 6. arXiv : astro-ph/0701059 . Bibcode : 2006LRR.....9....6P . doi : 10.12942 / lrr-2006-6 . PMC 5253975. PMID 28163653 .  
  21. ↑ لانغر، ن.؛ يون، س.-ك.؛ ويلشتاين، س.؛ شايتهاور، س. (2002). "حول تطور الأنظمة الثنائية المتفاعلة التي تحتوي على قزم أبيض". في: غانسيكه، ب.ت.؛ بيورمان، ك.؛ راين، ك. (محررون). فيزياء المتغيرات الكارثية والأجسام ذات الصلة، وقائع مؤتمر الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . سان فرانسيسكو، كاليفورنيا: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 252. رمز Bibcode : 2002ASPC..261..252L . 
  22. 1 2 غونزاليس هيرنانديز، جي آي؛ رويز لابوينتي، ص. تابيرنيرو، جلالة؛ مونتيس، د.؛ قناة، ر. منديز، J .؛ بيدين، إل آر (2012). “لا يوجد رفقاء متطورون على قيد الحياة لسلف SN 1006”. طبيعة . 489 (7417): 533-536 . أرخايف : 1210.1948 . بيب كود : 2012Natur.489..533G . دوى : 10.1038 / طبيعة 11447 . اتش دي ال : 10261/56885 . بميد 23018963 . S2CID 4431391 .  انظر أيضًا المرجع غير المتخصص: ماتسون، جون (ديسمبر 2012). "لا نجم يُترك خلفه". مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 307، العدد 6، صفحة 16.   
  23. ↑ "أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ia" . جامعة سوينبرن . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20-05-2007 .
  24. ↑ «اكتشاف ألمع مستعر أعظم يشير إلى تصادم نجمي» . مجلة نيو ساينتست . 3 يناير 2007. تاريخ الاطلاع: 6 يناير 2007 .
  25. ↑ ويبل، فريد ل . (1939). "المستعرات العظمى واصطدامات النجوم" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 25 (3): 118-125 . Bibcode : 1939PNAS...25..118W . doi : 10.1073/pnas.25.3.118 . PMC 1077725. PMID 16577876 .  
  26. ↑ روبين، في سي؛ فورد، دبليو كيه جيه (1999). "ألف شمس متوهجة: الحياة الداخلية للتجمعات النجمية الكروية" . عطارد . 28 (4): 26. رمز Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . مؤرشف من الأصل في 21 مايو 2006. تم الاسترجاع في 2 يونيو 2006 .
  27. ↑ ميدلديتش، ج. (2004). "نموذج اندماج الأقزام البيضاء للمستعرات العظمى وانفجارات أشعة غاما". المجلة الفيزيائية الفلكية . 601 (2): L167– L170. arXiv : astro-ph/0311484 . Bibcode : 2004ApJ...601L.167M . doi : 10.1086/382074 . S2CID 15092837 . 
  28. ↑ «اكتشاف دليل هام حول أصول نوع من انفجارات المستعرات العظمى، بفضل فريق بحثي في ​​جامعة بيتسبرغ» . جامعة بيتسبرغ . تاريخ الاطلاع: 23 مارس 2012 .
  29. ↑ "أغرب مستعر أعظم من النوع Ia حتى الآن" . مختبر لورانس بيركلي الوطني . 20 سبتمبر 2006. مؤرشف من الأصل في 8 أكتوبر 2017. تم الاطلاع عليه في 2 نوفمبر 2006 .
  30. ↑ "مستعر أعظم غريب يكسر كل القواعد" . مجلة نيو ساينتست. 20 سبتمبر 2006. تاريخ الاسترجاع: 8 يناير 2007 .
  31. ↑ شيفر، برادلي إي؛ باجنوتا، آشلي (2012). "غياب النجوم المرافقة السابقة في بقايا المستعر الأعظم من النوع Ia SNR 0509-67.5". مجلة نيتشر . 481 (7380): 164-166 . Bibcode : 2012Natur.481..164S . doi : 10.1038/nature10692 . PMID: 22237107. S2CID : 4362865 .  
  32. ↑ "مرصد سويفت التابع لناسا يُضيّق نطاق تحديد أصل فئة مهمة من المستعرات العظمى" . ناسا. مؤرشف من الأصل في 12 يونيو 2020. تم الاطلاع عليه في 24 مارس 2012 .
  33. ↑ "مرصد تشاندرا التابع لناسا يكشف أصل الانفجارات الكونية الرئيسية" . موقع مرصد تشاندرا للأشعة السينية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 28 مارس 2012 .
  34. ↑ كاشي، أميت؛ سوكر، نوام (2011). "قرص محيط بنظام ثنائي في المراحل النهائية للغلاف المشترك وسيناريو انحلال النواة للمستعرات العظمى من النوع Ia". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 417 (2): 1466-1479 . arXiv : 1105.5698 . Bibcode : 2011MNRAS.417.1466K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19361.x .
  35. ↑ وانغ، بو؛ جاستام، ستيفن؛ هان، زان وين (2013). "الانفجارات المزدوجة كأسلاف للمستعرات العظمى من النوع Iax". arXiv : 1301.1047v1 [ astro-ph.SR ].
  36. ^ فولي، ريان ج. 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 (2012). “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 . 
  37. ↑ "هابل يكتشف نظام نجمي مستعر أعظم مرتبط بنجم زومبي محتمل"" . SpaceDaily. 6 أغسطس 2014.
  38. ↑ ريتر، أندرياس؛ باركر، كوينتين أ.؛ ليكو، فوتيني؛ زيلسترا، ألبرت أ.؛ غيريرو، مارتن أ.؛ لو دو، باسكال (7 نوفمبر 2023). "من مرشح هاوٍ لسديم كوكبي إلى حجر رشيد لأبحاث المستعر الأعظم من النوع Iax". وقائع مؤتمر الاتحاد الفلكي الدولي 384 : 6. arXiv : 2311.03700 . Bibcode : 2023arXiv231103700R .
  39. ↑ "البحث عن نجم ناجٍ من انفجار مستعر أعظم" . www.spacetelescope.org . تاريخ الاطلاع: 30 مارس 2017 .
  40. ↑ فان دايك، شويلر د. (1992). "ارتباط المستعرات العظمى بمناطق تكوين النجوم الحديثة في المجرات المتأخرة". المجلة الفلكية . 103 (6): 1788-1803 . Bibcode : 1992AJ....103.1788V . doi : 10.1086/116195 .
  41. ↑ هوفليش، ن.؛ دويتشمان، أ.؛ ويلشتاين، س.؛ هوفليش، ب. (1999). "تطور الأنظمة الثنائية المكونة من نجم من نجوم التسلسل الرئيسي وقزم أبيض نحو المستعرات العظمى من النوع Ia". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 362 : 1046-1064 . arXiv : astro-ph/0008444 . Bibcode : 2000A & A...362.1046L .
  42. ↑ كوتاك، ر. (ديسمبر 2008). "أسلاف المستعرات العظمى من النوع Ia". في: إيفانز، أ.؛ بود، م. ف.؛ أوبراين، ت. ج.؛ دارنلي، م. ج. (محررون). RS Ophiuchi (2006) وظاهرة المستعرات المتكررة . سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 401. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 150. Bibcode : 2008ASPC..401..150K .  وقائع المؤتمر الذي عقد في الفترة من 12 إلى 14 يونيو 2007، في جامعة كيل، كيل، المملكة المتحدة.
  43. ↑ نوجنت، بيتر إي.؛ سوليفان، مارك؛ سينكو، إس. برادلي؛ توماس، رولين سي.؛ كاسين، دانيال؛ هاول، دي. أندرو؛ بيرسييه، ديفيد؛ بلوم، جوشوا إس.؛ كولكارني، إس آر؛ كاندراشوف، مايكل تي.؛ فيليبينكو، أليكسي في.؛ سيلفرمان، جيفري إم.؛ مارسي، جيفري دبليو.؛ هوارد، أندرو دبليو.؛ إسحاقسون، هوارد تي.؛ ماغواير، كيت؛ سوزوكي، ناو؛ تارلتون، جيمس إي.؛ بان، ين-تشين؛ بيلدستين، لارس؛ فولتون، بنجامين جيه.؛ بارنت، جيرود تي.؛ ساند، ديفيد؛ بودسيادلوفسكي، فيليب؛ بيانكو، فيديريكا بي.؛ ديلداي، بنجامين؛ غراهام، ميليسا إل.؛ ليمان، جو؛ جيمس، فيل؛ وآخرون . (ديسمبر 2011). "المستعر الأعظم 2011fe من نجم قزم أبيض من الكربون والأكسجين ينفجر". مجلة نيتشر . 480 (7377): 344-347 . arXiv : 1110.6201 . Bibcode : 2011Natur.480..344N . doi : 10.1038/nature10644 . PMID: 22170680. S2CID : 205227021 .   
  44. 1 2 ديلداي، ب.؛ هاول، د.أ.؛ سينكو، س.ب.؛ سيلفرمان، ج.م.؛ نوجنت، ب.إ.؛ سوليفان، م.؛ بن عامي، س.؛ بيلدستين، ل.؛ بولت، م.؛ إندل، م.؛ فيليبينكو، أ.ف.؛ غنات، أ.؛ هوريش، أ.؛ هسياو، إ.؛ كاسليوال، م.م .؛ كيركمان، د.؛ ماغواير، ك.؛ مارسي، ج.و.؛ مور، ك.؛ بان، ي.؛ بارنت، ج.ت.؛ بودسيادلوفسكي، ب.؛ كيمبي، ر.م.؛ ستيرنبرغ، أ.؛ سوزوكي، ن.؛ تيتلر، د.ر.؛ شو، د.؛ بلوم، ج.س.؛ غال-يام، أ.؛ وآخرون . (2012). "PTF11kx: مستعر أعظم من النوع Ia ذو سلف مستعر تكافلي". مجلة ساينس . 337 (6097): 942– 945. arXiv : 1207.1306 . Bibcode : 2012Sci...337..942D . doi : 10.1126/science.1219164 . PMID: 22923575. S2CID : 38997016 .   
  45. ↑ "أولى الملاحظات المباشرة على الإطلاق لنظام سلف مستعر أعظم من النوع 1a" . سايتك ديلي . 24-08-2012.
  46. ↑ سوكر، نوام؛ كاشي، أميت؛ غارسيا بيرو، إنريكي؛ توريس، سانتياغو؛ كاماتشو، جوديت (2013). "تفسير المستعر الأعظم من النوع Ia PTF 11kx بسيناريو اندماج فوري عنيف" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 431 (2): 1541-1546 . arXiv : 1207.5770 . Bibcode : 2013MNRAS.431.1541S . doi : 10.1093/mnras/ stt271 . S2CID 7846647 . 
  47. ↑ جونسون، ميشيل؛ تشاندلر، لين (20 مايو 2015). "مركبة ناسا الفضائية تلتقط لحظات نادرة ومبكرة من انفجارات المستعرات العظمى الوليدة" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 8 نوفمبر 2020. تم الاطلاع عليه في 21 مايو 2015 .
  48. ↑ رودني، ستيفن أ.؛ برامر، غابرييل ب.؛ بيريل، جاستن د. ر.؛ ريتشارد، يوهان؛ توفت، سون؛ أوكونور، كايل ف.؛ أخشيك، محمد؛ ويتاكر، كاثرين إ. (13 سبتمبر 2021). "مستعر أعظم مُعدَّس جاذبيًا مع تأخير زمني ملحوظ لمدة عقدين". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 5 (11): 1118-1125 . arXiv : 2106.08935 . Bibcode : 2021NatAs...5.1118R . doi : 10.1038/s41550-021-01450-9 . S2CID 235446995 . 
  49. ^ هاموي، م. وآخرون . (1993). “بحث كالان / تولولو سوبرنوفا عام 1990” (PDF) . المجلة الفلكية . 106 (6): 2392. بيب كود : 1993AJ....106.2392H . دوى : 10.1086/116811 . 
  50. ↑ فيليبس، م.م. (1993). "المقادير المطلقة للمستعرات العظمى من النوع Ia". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 413 (2): L105. Bibcode : 1993ApJ...413L.105P . doi : 10.1086/186970 .
  51. ^ هاموي، م. فيليبس، م. سونتزيف، نيكولاس ب. شومر، روبرت أ. مازا، خوسيه. أفيليس، ر. (1996). “اللمعان المطلق للمستعرات الأعظم كالان/تولولو من النوع IA”. المجلة الفلكية . 112 : 2391. أرخايف : astro-ph/9609059 . بيب كود : 1996ج....112.2391هـ . دوى : 10.1086/118190 . S2CID 15157846 . 
  52. ↑ كولجيت، إس. أ. (1979). "المستعرات العظمى كمعيار أساسي لعلم الكونيات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 232 (1): 404-408 . Bibcode : 1979ApJ...232..404C . doi : 10.1086/157300 .
  53. ^ هاموي، م. فيليبس، م. مازا، خوسيه؛ سونتزيف، نيكولاس ب. شومر، را؛ أفيليس، ر. (1996). “مخطط هابل للمستعرات الأعظمية من النوع البعيد IA”. المجلة الفلكية . 109 : 1. بيب كود : 1995AJ....109....1H . دوى : 10.1086/117251 .
  54. ↑ فريدمان، و.؛ وآخرون (2001). "النتائج النهائية من مشروع تلسكوب هابل الفضائي الرئيسي لقياس ثابت هابل". مجلة الفيزياء الفلكية . 553 (1): 47-72 . arXiv : astro-ph/0012376 . Bibcode : 2001ApJ...553...47F . doi : 10.1086/320638 . S2CID 119097691 .  
  55. ↑ ماكري، إل إم؛ ستانيك، كيه زد؛ بيرسييه، دي؛ غرينهيل، إل جيه؛ ريد، إم جيه (2006). "مسافة جديدة بين متغيرات قيفاوية ومجرة NGC 4258 المضيفة للميزر وآثارها على ثابت هابل". المجلة الفيزيائية الفلكية . 652 (2): 1133-1149 . arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode : 2006ApJ...652.1133M . doi : 10.1086/508530 . S2CID 15728812 . 
  56. ↑ بيرلموتر، س .؛ مشروع علم الكونيات للمستعرات العظمى ؛ وآخرون (1999). "قياسات أوميغا ولامدا من 42 مستعرًا أعظمًا عالي الانزياح الأحمر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 517 (2): 565-86 . arXiv : astro-ph/9812133 . Bibcode : 1999ApJ...517..565P . doi : 10.1086/307221 . S2CID 118910636 .  
  57. ↑ ريس، آدم ج .؛ فريق البحث عن المستعرات العظمى ؛ وآخرون (1998). "أدلة رصدية من المستعرات العظمى على تسارع الكون وثابت كوني". المجلة الفلكية . 116 (3): 1009-1038 . arXiv : astro-ph/9805201 . Bibcode : 1998AJ....116.1009R . doi : 10.1086/300499 . S2CID 15640044 .  
  58. ↑ علم الكونيات ، ستيفن واينبرغ، مطبعة جامعة أكسفورد، 2008.
  59. ↑ "متشابك - النسخة الكونية" . www.spacetelescope.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 نوفمبر 2018 .
  60. ↑ ساسديلي، ميشيل؛ مازالي، ب.أ؛ بيان، إ.؛ نوموتو، ك.؛ هاشينجر، س.؛ كابيلارو، إ.؛ بينيتي، س. (30-09-2014). "الطبقية الوفيرة في المستعرات العظمى من النوع Ia - الجزء الرابع: المستعر الأعظم اللامع والغريب SN 1991T" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 445 (1): 711-725 . arXiv : 1409.0116 . Bibcode : 2014MNRAS.445..711S . doi : 10.1093/mnras/stu1777 . ISSN 0035-8711 . S2CID 59067792 .  
  61. ↑ مازالي، باولو أ.؛ هاشينجر، ستيفان (21 أغسطس/آب 2012). "الأطياف السديمية للمستعر الأعظم من النوع Ia 1991bg: دليل إضافي على انفجار غير قياسي: الأطياف السديمية للمستعر الأعظم SN 1991bg" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 424 (4): 2926-2935 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x .
  62. ^ تاوبنبرجر إس. هاتشينجر، S .؛ بيجناتا، ج؛ مزالي، بنسلفانيا؛ كونتريراس، سي. فالنتي، S .؛ باستوريلو، أ؛ إلياس روزا، ن.؛ بارنبانتنر، أو. بارويج، هـ؛ بينيتي، س. (2008-03-01). "المستعر الأعظم تحت الإضاءة من النوع Ia 2005bl وفئة الأجسام المشابهة لـ SN 1991bg" . منراس . 385 (1): 75– 96. أرخايف : 0711.4548 . بيب كود : 2008MNRAS.385...75T . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 18434976 .  
  • فالك، بريدجيت (2006). "علم الكونيات للمستعرات العظمى من النوع Ia باستخدام برنامج ADEPT" . جامعة جونز هوبكنز. مؤرشف من الأصل بتاريخ 30 أكتوبر 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 مايو 2007 .
  • "مسح سلون للمستعرات العظمى" . مسح سلون الرقمي للسماء. 27 فبراير 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 مايو 2007 .
  • "المستعرات والمستعرات العظمى" . peripatus.gen.nz. مؤرشف من الأصل بتاريخ 15 أغسطس 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 مايو 2007 .
  • "مصدر لأنواع المستعرات العظمى الرئيسية" . منشورات بول ستار المحدودة. 6 أغسطس 2003. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 نوفمبر 2007 .(تم العثور على سلف من النوع Ia)
  • "اكتشاف انفجارات المستعرات العظمى والمستعرات العظمى" . peripatus.gen.nz. مؤرشف من الأصل بتاريخ 15 أغسطس 2007. تم الاطلاع عليه بتاريخ 25 مايو 2007 .
  • SNFactory تُظهر أن الشموع المعيارية من النوع Ia لها العديد من القداسات (4 مارس 2014)