วิกิพีเดีย

มหานวดาราประเภท 1เอ

มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยของซากดาวแปรแสงประเภทหนึ่งที่เกิดจากการระเบิดอย่างรุนแรงของดาวแคระขาว ดาวแคระขาวนี้เป็นซากดาวฤกษ์ซึ่งสิ้นสุดอายุขัยแล้ว และไม่สามารถสร้างปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นได้อีกต่อไป อย่างไรก็ดี ดาวแคระขาวที่ยังมีคาร์บอน-ออกซิเจนอยู่อาจสามารถทำปฏิกิริยาฟิวชั่นต่อไปได้อีก ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมาหากอุณหภูมิของมันสูงมากพอ

ในทางกายภาพแล้ว ดาวแคระขาวที่มีการอัตราหมุนรอบตัวเองต่ำ จะมีมวลจำกัดที่ต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร คือ ประมาณ 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[1][2] นี่คือขีดจำกัดมวลมากที่สุดซึ่งความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนยังสามารถรองรับได้ หากพ้นจากขีดจำกัดมวลนี้ ดาวแคระขาวจะเริ่มยุบตัว ถ้าดาวแคระขาวเริ่มสะสมมวลจากดาวคู่ของมัน เชื่อกันว่าแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงจนสามารถเริ่มกระบวนการเผาไหม้คาร์บอนได้เมื่อถึงขีดจำกัด ถ้าดาวแคระขาวรวมตัวเข้ากับดาวฤกษ์อื่น (เป็นเหตุการณ์ที่พบน้อยมาก) มันก็จะมีมวลสูงกว่าขีดจำกัดและเริ่มยุบตัวลง ซึ่งก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นจนเกินขีดจำกัดการจุดระเบิดของนิวเคลียร์ฟิวชั่นเช่นเดียวกัน ภายในเวลาไม่กี่วินาทีหลังจากเริ่มกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่น เศษสสารของดาวแคระขาวจะทำปฏิกิริยาภาวะความร้อนเฉียบพลัน ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานออกมามากพอ (1–2 × 1044 จูล)[3] ในการทำให้ดาวระเบิดออกกลายเป็นมหานวดาราได้[4]

มหานวดาราประเภทนี้จะให้ความส่องสว่างสูงสุดค่อนข้างคงที่ เพราะมวลของดาวแคระขาวที่ระเบิดด้วยกลไกการพอกพูนมวลนั้นเป็นมวลที่สม่ำเสมอ การที่ค่านี้ค่อนข้างเสถียรทำให้เรานิยมนำการระเบิดนี้ไปใช้เป็นเทียนมาตรฐาน เพื่อใช้วัดระยะห่างของดาราจักรแม่ของมัน เนื่องจากความส่องสว่างปรากฏของมหานวดาราจะขึ้นอยู่กับระยะห่างเป็นหลัก

แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับ แก้

 
สเปกตรัมของ SN1998aq มหานวดาราประเภท 1เอ หนึ่งวันหลังจากปริมาณแสงมากที่สุดในแถบบี[5]

มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยตามการจัดประเภทมหานวดาราแบบมิงค็อฟสกี–ซวิคคี ซึ่งคิดค้นขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน รูด็อล์ฟ มิงค็อฟสกี และนักวิทยาศาสตร์ชาวสวิส ฟริทซ์ ซวิคคี[6] มหานวดาราประเภทนี้เกิดขึ้นได้จากหลายวิธี แต่ก็มีกลไกพื้นฐานร่วมกันอยู่ส่วนหนึ่ง เมื่อดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนซึ่งหมุนรอบตัวเองอย่างช้า ๆ[1] พอกพูนมวลสารจากดาวคู่ของมัน มันไม่สามารถเพิ่มมวลจนเกินขีดจำกัดจันทรเศขรที่ราว 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ หากเกินกว่านั้น มันจะไม่สามารถรองรับน้ำหนักของตัวเองโดยอาศัยความดันสถานะเสื่อมของอิเล็กตรอนได้[7] และจะเริ่มยุบตัวลง หากไม่เกิดกระบวนการชดเชยแรง ดาวแคระขาวจะยุบตัวลงกลายไปเป็นดาวนิวตรอน[8] ดังเช่นที่เกิดขึ้นทั่วไปกับดาวแคระขาวซึ่งมีส่วนประกอบของแมกนีเซียม นีออน และออกซิเจนเป็นหลัก[9]

อย่างไรก็ตาม มุมมองปัจจุบันในหมู่นักดาราศาสตร์ผู้ออกแบบแบบจำลองการระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ คือ ขีดจำกัดนี้ไม่สามารถบรรลุได้เลยในความเป็นจริง ดังนั้น การยุบตัวจึงไม่เคยเกิดขึ้น ทว่ากลับเกิดแรงดันและความหนาแน่นเพิ่มขึ้นแทน อันเนื่องมาจากน้ำหนักที่เพิ่มขึ้นทำให้อุณหภูมิที่แกนกลางเพิ่มสูงขึ้น[2] และเมื่อดาวแคระขาวเข้าใกล้ราว 1% ของขีดจำกัด[10] จะทำให้เกิดช่วงการพาความร้อน ซึ่งกินเวลาอย่างน้อย 1,000 ปี[11] ในบางจุดของระยะคุกรุ่นนี้ การเผาไหม้เองก็จะเกิดขึ้น โดยได้รับพลังงานจากการฟิวชั่นคาร์บอน รายละเอียดของการจุดระเบิดยังคงไม่เป็นที่ทราบกัน รวมไปถึงตำแหน่งและจำนวนของจุดที่เริ่มมีไฟเกิดขึ้น[12] การฟิวชั่นออกซิเจนเริ่มต้นขึ้นไม่นานหลังจากนั้น แต่เชื้อเพลิงนี้ไม่ถูกเผาผลาญโดยสมบูรณ์เท่ากับคาร์บอน[13]

เมื่อการฟิวชั่นเริ่มต้นขึ้น อุณหภูมิของดาวแคระขาวจะเริ่มสูงขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งมีแรงดันความร้อนจะขยายตัวและเย็นตัวลงเพื่อชดเชยและปรับสมดุลกับพลังงานความร้อนที่เพิ่มสูงขึ้น อย่างไรก็ตาม แรงดันที่เสื่อมลงจะไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดาวแคระขาวไม่สามารถควบคุมกระบวนการเผาไหม้เหมือนกับดาวฤกษ์ทั่วไป และไม่มั่นคงต่อปฏิกิริยาฟิวชั่นเฉียบพลันได้ ไฟจะถูกเร่งให้เกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว ซึ่งเป็นส่วนที่เกิดขึ้นจากความไม่เสถียรเรย์ลี-เทย์เลอร์ และปฏิกิริยากับความปั่นป่วน ปัจจุบันนี้ ยังคงเป็นที่โต้เถียงกันว่าไฟดังกล่าวเปลี่ยนไปเป็นการระเบิดเหนือเสียง (detonation) จากการเผาไหม้ใต้เสียง (deflagration) หรือไม่[11][14]

หากไม่สนใจรายละเอียดที่ชัดเจนของการเผาไหม้นิวเคลียร์ ก็เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าเศษชิ้นส่วนจำนวนมากของคาร์บอนและออกซิเจนในดาวแคระขาวจะถูกเผาไหม้กลายเป็นธาตุที่หนักกว่าภายในระยะเวลาไม่กี่วินาที[13] ทำให้อุณหภูมิภายในดาวเพิ่มขึ้นไปถึงหลายพันล้านองศา พลังงานที่ถูกปลดปล่อยจากการเผาไหม้นิวเคลียร์ความร้อน (1-2 × 1044 จูล)[3] นี้มากเกินพอที่จะสลายพลังงานยึดเหนี่ยวโน้มถ่วงของดาว ซึ่งก็คือ อนุภาคทั้งหมดซึ่งประกอบขึ้นเป็นดาวแคระขาวจะมีพลังงานจลน์มากพอที่จะเคลื่อนที่หนีออกจากกัน ดาวจะระเบิดอย่างรุนแรงและปลดปล่อยคลื่นกระแทกซึ่งมีความเร็วระหว่าง 5-20,000 กิโลเมตรต่อวินาที หรือราว 3% ของความเร็วแสง พลังงานที่ถูกปลดปล่อยออกมาในการระเบิดจะทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก ความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่มองเห็นได้ของมหานวดาราประเภท 1เอ อยู่ที่ Mv = -19.3 (สว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 5 พันล้านเท่า) โดยมีความแปรปรวนเล็กน้อย[11] ซากมหานวดาราจะอยู่กับดาวคู่ของมันหรือไม่นั้นขึ้นอยู่กับปริมาณของมวลที่ถูกดีดออกมา

ทฤษฎีของมหานวดาราประเภทนี้คล้ายคลึงกับทฤษฎีของโนวา เพียงแต่ดาวแคระขาวจะพอกพูนสสารช้ากว่ามากและไม่ถึงขีดจำกัดจันทรเศขร ในกรณีของโนวา สสารที่ถูกดึงดูดเข้ามาด้วยแรงโน้มถ่วงจะก่อให้เกิดฟิวชั่นไฮโดรเจนการระเบิดที่พื้นผิวซึ่งจะไม่ส่งผลกระทบต่อดาวแคระขาว[11] มหานวดาราประเภทนี้แตกต่างจากมหานวดาราประเภทแกนสลาย ซึ่งเกิดขึ้นจากการระเบิดอย่างรุนแรงของพื้นผิวชั้นนอกของดาวมวลมากเมื่อแกนของมันเกิดการระเบิด[15]

การก่อตัว แก้

แบบจำลองหนึ่งที่อธิบายการก่อตัวของมหานวดาราประเภทนี้ คือ ระบบดาวคู่ที่กระชับแน่น ระบบดาวคู่ต้นกำเนิดประกอบด้วยดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ซึ่งดาวฤกษ์หลักมีมวลมากกว่าดาวฤกษ์รอง และด้วยความที่มีมวลมากกว่า ดาวฤกษ์หลักจะวิวัฒนาการกลายเป็นแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับก่อนคู่ของมัน โดยผิวห่อหุ้มของดาวจะขยายตัวอย่างมาก หากดาวฤกษ์ทั้งสองใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันแล้ว ระบบดาวคู่จะสูญเสียมวลไปเป็นจำนวนมาก ซึ่งทำให้โมเมนตัมเชิงมุม รัศมีวงโคจร และคาบของการโคจรลดลง หลังจากดาวฤกษ์หลักเสื่อมสลายไปเป็นดาวแคระขาว ดาวฤกษ์รองจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวยักษ์แดงและเข้าสู่ขั้นการพอกพูนมวลให้แก่ดาวหลัก ระหว่างช่วงเวลาสุดท้ายซึ่งใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันนี้ ดาวฤกษ์ทั้งสองจะหมุนเข้ามาใกล้กันมากขึ้นเนื่องจากสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไป วงโคจรที่เกิดขึ้นนี้อาจมีคาบที่สั้นเพียงไม่กี่ชั่วโมงเท่านั้น[16][17] หากการพอกพูนมวลดำเนินไปได้นานพอ ดาวแคระขาวอาจมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรเศขรได้

รูปแบบที่สองที่เป็นไปได้น้อยกว่า คือกลไกสำหรับจุดระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ เกิดจากการรวมตัวของดาวแคระขาวสองดวงที่มีมวลรวมกันแล้วมากกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร (เรียกว่า ดาวแคระขาวมวลซูเปอร์จันทรเศขร)[18][19] ในกรณีเช่นนี้ มวลทั้งหมดจะไม่อยู่ใต้ขีดจำกัดจันทรเศขร นี่เป็นคำอธิบายหนึ่งในหลายๆ ข้อที่พยายามอธิบายถึงต้นกำเนิดดาวฤกษ์มวลมาก (2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซึ่งทำให้เกิดมหานวดารา SN 2003fg[20][21]

คาดกันว่าดาวโดดเดี่ยวในดาราจักรทางช้างเผือกจะเกิดการชนกันขึ้นหนึ่งครั้งทุก ๆ 107-1013 ปี ซึ่งเกิดน้อยครั้งกว่าการเกิดโนวามาก[22] อย่างไรก็ตาม ในบริเวณใจกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมมีการชนกันบ่อยครั้งกว่ามาก[23] (ดูเปรียบเทียบกับ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน) กรณีที่น่าจะเกิดขึ้น ได้แก่ การชนกันในระบบดาวคู่ หรือระหว่างระบบดาวคู่สองระบบซึ่งมีดาวแคระขาวอยู่ในระบบ การชนดังกล่าวสามารถกลายมาเป็นระบบดาวคู่ที่กระชับแน่นระบบเดียวซึ่งมีดาวแคระขาวสองดวง วงโคจรของพวกมันจะค่อย ๆ เสื่อมลงและรวมตัวเข้าด้วยกันผ่านพื้นผิวห่อหุ้มที่ใช้ร่วมกัน[24]

ดาวแคระขาวสามารถพอกพูนมวลจากดาวคู่ชนิดอื่นๆ ได้ด้วยเช่นกัน ซึ่งรวมไปถึงดาวยักษ์เล็ก หรือแม้กระทั่งดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (ถ้าวงโคจรอยู่ใกล้กันมากพอ) กระบวนการวิวัฒนาการแท้จริงในระยะการพอกพูนมวลนี้ยังคงไม่แน่นอน ซึ่งอาจขึ้นอยู่กับอัตราการพอกพูนมวลและการถ่ายเทโมเมนตัมเชิงมุมไปให้กับคู่ดาวแคระขาว[25]

มหานวดาราประเภท 1เอ แตกต่างจากมหานวดาราประเภทอื่น เพราะมันเกิดขึ้นทั่วไปในดาราจักรทุกประเภทรวมถึงดาราจักรรี พวกมันไม่แสดงว่าจะเกิดขึ้นในบริเวณก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันแต่อย่างใด[26] เนื่องจากดาวแคระขาวเกิดขึ้นในระยะสุดท้ายของช่วงวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ระบบดาวที่อยู่มานานแสนนานนี้จึงอาจเดินทางมาไกลจากบริเวณที่ก่อตัวขึ้นแต่ดั้งเดิมมาก หลังจากนั้นระบบดาวคู่อันกระชับแน่นอาจใช้เวลาอีกหลายล้านปีในขั้นตอนการถ่ายเทมวล (ซึ่งมีความเป็นไปได้ที่จะทำให้เกิดการระเบิดโนวา) ก่อนที่เงื่อนไขจะเหมาะสมกับการเกิดมหานวดาราประเภท 1เอ ขึ้น[27]

  •  
    กระบวนการก่อตัว
  •  
    แก๊สกำลังถูกดึงออกจากดาวยักษ์ใหญ่เพื่อสร้างจานพอกพูนมวลรอบคู่ของมัน (เช่น ดาวแคระขาว) Gas ภาพจาก NASA
  •  
    ลำดับภาพถ่ายดาวฤกษ์ V445 Puppis ซึ่งน่าจะเป็นดาวฤกษ์ต้นกำเนิดมหานวดาราประเภท 1เอ ครอบคลุมเวลานานกว่าสองปี เปลือกสองขั้วถูกดีดออกด้วยความเร็ว 24 ล้านกิโลเมตรต่อชั่วโมงหลังจากมีการพอกพูนมวลจากคู่ของมัน ภาพจาก ESO
  • ภาพวาดมหานวดาราประเภท 1เอ ของจิตรกร

กราฟแสง แก้

 
กราฟความสว่าง (เทียบกับดวงอาทิตย์, L0) ต่อเวลาซึ่งแสดงถึงลักษณะพิเศษของกราฟแสงของมหานวดาราประเภท 1เอ กราฟที่จุดสูงสุดเป็นการสลายตัวของนิกเกิล ในขณะที่ช่วงหลังใช้โคบอลต์เป็นแหล่งพลังงาน

มหานวดาราประเภท 1เอ มีกราฟแสง (กราฟของความสว่างเทียบกับเวลาหลังจากการระเบิด) ที่มีลักษณะพิเศษ เมื่อใกล้ช่วงเวลาที่มีความสว่างมากที่สุด สเปกตรัมจะประกอบด้วยเส้นของธาตุมวลปานกลางตั้งแต่ออกซิเจนถึงแคลเซียม ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของพื้นผิวชั้นนอกของดาวฤกษ์ หลายเดือนหลังจากการระเบิด เมื่อพื้นผิวชั้นนอกขยายตัวไปจนถึงจุดโปร่งแสง สเปกตรัมจะถูกกลบโดยแสงที่ปลดปล่อยมาจากแหล่งกำเนิดใกล้กับแกนของดาว ธาตุหนักจะถูกสังเคราะห์ขึ้นระหว่างการระเบิด ไอโซโทปที่สำคัญส่วนใหญ่ใกล้เคียงกับเหล็ก (หรือธาตุไอร์ออนพีก) การสลายตัวของสารกัมมันตรังสี นิกเกิล-56 ตลอดจนถึงโคบอลต์-56 และเหล็ก-56 ผลิตโปรตอนพลังงานสูงซึ่งกลืนกินปริมาณพลังงานที่ผลิตได้ของสสารแตกกระจายที่ช่วงกลางถึงช่วงปลาย[11]

ความคล้ายคลึงกันของความสว่างสัมบูรณ์ของมหานวดาราประเภท 1เอ เกือบทั้งหมดที่รู้จักได้นำไปสู่การใช้เป็นเทียนมาตรฐานลำดับรองในการศึกษาดาราศาสตร์ระหว่างดาราจักร[28]ในดาราศาสตร์ดาราจักรนอกระบบ[29] เหตุที่กราฟความสว่างเหล่านี้สอดคล้องกันยังคงเป็นปริศนา ในปี ค.ศ. 1998 การสังเกตมหานวดาราประเภท 1เอ ที่อยู่ห่างไกลบ่งชี้ถึงผลที่ไม่คาดฝันว่าเอกภพดูเหมือนจะขยายตัวด้วยความเร่ง[30][31][32][33]

การใช้เพื่อวัดระยะทาง แก้

จากทฤษฎีฟิสิกส์ดาวฤกษ์ที่กล่าวว่าดาวแคระขาวทุกดวงมีมวลไม่เกินขีดจำกัดจันทรเศขรและเกิดเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ เมื่อดาวแคระขาวมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรเศขร ซึ่งหมายความว่า ดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดาราจะมีมวลเท่ากัน และจะได้ว่ามหานวดาราประเภทนี้จะมีความสว่างสัมบูรณ์เท่ากันด้วย จากสมบัติดังกล่าว ทำให้นักจักรวาลวิทยาสามารถใช้มหานวดาราประเภท 1เอ ในการวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้[34]

แต่ต่อมา นักวิทยาศาสตร์พบว่ามีมหานวดาราประเภท 1เอ บางดวงมีความสว่างมากผิดปกติ ซึ่งน่าจะเป็นไปได้ว่าดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดารามีมวลสูงกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร โดยนักวิทยาศาสตร์พบมหานวดาราแบบนี้มาแล้ว 4 ดวงนับตั้งแต่ พ.ศ. 2546 และได้ให้ชื่ออย่างไม่เป็นทางการว่า "ซูเปอร์จันทรา"[34] ริชาร์ด สเกลโซ จากมหาวิทยาลัยเยล ได้ระบุถึงมวลดาวแคระขาวที่เป็นต้นกำเนิดมหานวดารา SN 2007if ว่ามีมวล 2.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และยังค้นพบด้วยว่าความสว่างนั้นมาจากชั้นแก๊สที่สาดออกมาก่อนและหลังการระเบิดด้วย[34]

ความแตกต่างจากมหานวดาราประเภทอื่น แก้

มหานวดาราประเภท Ib และ Ic แก้

มหานวดาราประเภท Ib และ Ic เป็นการระเบิดของดาวฤกษ์ที่เกิดจากการที่แกนของดาวมวลมากยุบตัวลงที่ได้สูญเสียไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ผิวชั้นนอกของดาวฤกษ์ผ่านทางลมหรือการถ่ายโอนมวลไปให้ดาวคู่ของมัน[35] เส้นสเปกตรัมของมหานวดาราทั้งประเภทย่อยนี้จะขาดธาตุซิลิกอนที่ความยาวคลื่น 635.5 นาโนเมตร[35] มหานวดาราประเภท 1เอ จะให้เส้นสเปกตรัมของธาตุเหล็กเป็นส่วนใหญ่ ในขณะที่มหานวดาราประเภท Ib และ Ic จะประกอบด้วยหลายธาตุ เช่น ออกซิเจน แคลเซียม และแมกนีเซียม[36]

มหานวดาราประเภท II แก้

ดาวฤกษ์ที่จะเกิดมหานวดาราประเภท II ได้นั้นจะเกิดการยุบตัวของแกนของดาวฤกษ์มวลอย่างน้อย 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[15] มหานวดาราประเภท II จะมีเส้นสเปกตรัมของไฮโดรเจนที่เรียกว่า อนุกรมบาลเมอร์ ซึ่งแตกต่างจากมหานวดาราประเภท I อัตราความสว่างที่ลดลงหลังเกิดมหานวดาราเกิดขึ้นช้ากว่ามากเมื่อเทียบกับมหานวดาราประเภท 1เอ

อ้างอิง แก้

  1. ↑ 1.0 1.1 Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623. doi:10.1051/0004-6361:20035822. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2019-12-13. สืบค้นเมื่อ 2007-05-30.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  2. ↑ 2.0 2.1 Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science. 315 (5813): 825–828. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. {{cite journal}}: |access-date= ต้องการ |url= (help)CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  3. ↑ 3.0 3.1 Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. สืบค้นเมื่อ 2007-05-22.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  4. ↑ Staff (2006-09-07). "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01.
  5. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh (2008). "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae". Astronomical Journal. 135: 1598–1615. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598. สืบค้นเมื่อ 2008-05-19.
  6. ↑ da Silva, L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science. 202 (2): 215–236. doi:10.1007/BF00626878. สืบค้นเมื่อ 2008-06-04.
  7. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal. 323 (1): 140–144. doi:10.1086/165813. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  8. ↑ Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". Astrophysics and Space Science Library. 214: 49. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  9. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "2.1 Collapse scenario". Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. สืบค้นเมื่อ 2007-06-07.
  10. ↑ Wheeler, J. Craig (2000-01-15). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. p. 96. ISBN 0521651956.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38: 191–230. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  12. ↑ "Science Summary". ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-01-14. สืบค้นเมื่อ 2006-11-27.
  13. ↑ 13.0 13.1 Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 420: L1–L4. doi:10.1051/0004-6361:20040135.
  14. ↑ Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (2003-01-03). "Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications". Science. 299 (5603): 77–81. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. สืบค้นเมื่อ 2006-11-28.
  15. ↑ 15.0 15.1 Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01.
  16. ↑ Paczynski, B. (1976). "Common Envelope Binaries". Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 75–80. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08.
  17. ↑ Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006). "The Evolution of Compact Binary Star Systems". Living Reviews in Relativity. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-09-26. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08.
  18. ↑ "Type Ia Supernova Progenitors". Swinburne University. สืบค้นเมื่อ 2007-05-20.
  19. ↑ "Brightest supernova discovery hints at stellar collision". New Scientist. 2007-01-03. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-01-06. สืบค้นเมื่อ 2007-01-06.
  20. ↑ "The Weirdest Type Ia Supernova Yet". Lawrence Berkeley National Laboratory. 2006-09-20. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2017-10-08. สืบค้นเมื่อ 2006-11-02.
  21. ↑ "Bizarre Supernova Breaks All The Rules". New Scientist. 2006-09-20. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2007-05-09. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08.
  22. ↑ Whipple, Fred L. (1939). "Supernovae and Stellar Collisions". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 25 (3): 118–125. doi:10.1073/pnas.25.3.118. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  23. ↑ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". Mercury. 28: 26. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-05-21. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02.
  24. ↑ Middleditch, J. (2004). "A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts". The Astrophysical Journal. 601 (2): L167–L170. doi:10.1086/382074. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  25. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf". ใน Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. (บ.ก.). The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. p. 252. สืบค้นเมื่อ 2007-05-25.
  26. ↑ van Dyk, Schuyler D. (1992). "Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies". Astronomical Journal. 103 (6): 1788–1803. doi:10.1086/116195. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  27. ↑ Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). "The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 362: 1046–1064. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  28. ↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". Astrophysical Journal. 652 (2): 1133–1149. doi:10.1086/508530. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  29. ↑ Colgate, S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". Astrophysical Journal. 232 (1): 404–408. doi:10.1086/157300. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  30. ↑ Perlmutter, S. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae" (subscription required). Astrophysical Journal. 517: 565–86. doi:10.1086/307221.
  31. ↑ Riess, Adam G. (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant" (subscription required). Astronomical Journal. 116: 1009–38. doi:10.1086/300499.
  32. ↑ Leibundgut, B.; Sollerman, J. (2001). "A cosmological surprise: the universe accelerates". Europhysics News. 32 (4): 121. doi:10.1051/epn:2001401. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01.
  33. ↑ "Confirmation of the accelerated expansion of the Universe". Centre National de la Recherche Scientifique. 2003-09-19. สืบค้นเมื่อ 2006-11-03.
  34. ↑ 34.0 34.1 34.2 วิมุติ วสะหลาย. (23 มีนาคม 2553). ซูเปอร์มหานวดารา. สมาคมดาราศาสตร์ไทย. สืบค้น 17-10-2553.
  35. ↑ 35.0 35.1 Filippenko, A.V. (2004). "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". arXiv:astro-ph/0412029.
  36. ↑ "Type Ib Supernova Spectra". COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. สืบค้นเมื่อ 2010-05-05.

แหล่งข้อมูลอื่น แก้

เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=มหานวดาราประเภท_1เอ&oldid=10840899"