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supernova de tipo Ia

En el núcleo de la nebulosa planetaria Henize 2-428 , se espera que dos estrellas enanas blancas, cada una con una masa ligeramente inferior a la del Sol , se fusionen y creen...

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En el núcleo de la nebulosa planetaria Henize 2-428 , se espera que dos estrellas enanas blancas, cada una con una masa ligeramente inferior a la del Sol  , se fusionen y creen una supernova de tipo Ia que las destruya a ambas en unos 700 millones de años (representación artística).

Una supernova de tipo Ia (léase: "tipo uno-A") es una supernova que ocurre en sistemas binarios (dos estrellas que orbitan una alrededor de la otra) en los que una de las estrellas es una enana blanca . La otra estrella puede ser cualquier cosa, desde una estrella gigante hasta una enana blanca aún más pequeña. [ 1 ]

Físicamente, las enanas blancas de carbono-oxígeno con una baja tasa de rotación están limitadas a menos de 1,44  masas solares ( M ☉ ). [ 2 ] [ 3 ] Más allá de esta " masa crítica ", se reencienden y en algunos casos desencadenan una explosión de supernova; esta masa crítica a menudo se denomina masa de Chandrasekhar, pero es marginalmente diferente del límite absoluto de Chandrasekhar , donde la presión de degeneración electrónica no puede evitar el colapso catastrófico. Si una enana blanca acumula gradualmente masa de una compañera binaria, o se fusiona con una segunda enana blanca, la hipótesis general es que el núcleo de una enana blanca alcanzará la temperatura de ignición para la fusión de carbono a medida que se acerca a la masa de Chandrasekhar. A los pocos segundos de iniciarse la fusión nuclear, una fracción sustancial de la materia en la enana blanca sufre una reacción desbocada , liberando suficiente energía (1 × 10 44 J  ) [ 4 ] para desacoplar la estrella en una explosión de supernova. [ 5 ]

Las supernovas de tipo  Ia producen una luminosidad máxima bastante constante debido a la masa crítica fija a la que explota una enana blanca. Esta luminosidad máxima constante permite utilizar estas explosiones como candelas estándar para medir la distancia a sus galaxias anfitrionas: la magnitud visual de una supernova de tipo  Ia, observada desde la Tierra, indica su distancia a la Tierra.

Modelo de consenso

Espectro de SN 1998aq , una  supernova de tipo Ia, un día después del máximo de luz en la banda B  [ 6 ]

La supernova de tipo Ia es una subcategoría en el esquema de clasificación de supernovas de Minkowski-Zwicky, que fue ideado por el astrónomo germano-estadounidense Rudolph Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky . [ 7 ] Hay varios medios por los cuales se puede formar una supernova de este tipo, pero comparten un mecanismo subyacente común. Los astrónomos teóricos creyeron durante mucho tiempo que la estrella progenitora de este tipo de supernova es una enana blanca , y la evidencia empírica de esto se encontró en 2014 cuando se observó SN 2014J en la galaxia Messier 82. [ 8 ] Cuando una enana blanca de carbono - oxígeno de rotación lenta [ 2 ] acreta materia de una compañera, puede exceder el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,44 M ☉ , más allá del cual la presión de degeneración de electrones ya no soportará su masa contra el colapso gravitacional. [ 9 ] En ausencia de un proceso compensatorio, la enana blanca colapsaría para formar una estrella de neutrones , en un proceso no eyectivo inducido por acreción, [ 10 ] como ocurre normalmente en el caso de una enana blanca compuesta principalmente de magnesio , neón y oxígeno. [ 11 ] 

Sin embargo, la visión actual entre los astrónomos que modelan las explosiones de supernovas de tipo Ia es que este límite nunca se alcanza realmente y el colapso nunca se inicia. En cambio, el aumento de presión y densidad debido al incremento de masa eleva la temperatura del núcleo, [ 3 ] y a medida que la enana blanca se acerca a aproximadamente el 99% del límite, [ 12 ] se produce un período de convección que dura aproximadamente 1000  años. [ 13 ] En algún momento de esta fase de combustión lenta, nace un frente de llama de deflagración , impulsado por la fusión del carbono . Los detalles de la ignición aún se desconocen, incluyendo la ubicación y el número de puntos donde comienza la llama. [ 14 ] La fusión del oxígeno se inicia poco después, pero este combustible no se consume tan completamente como el carbono. [ 15 ]

Remanente de supernova  de tipo Ia G299 .

Una vez que comienza la fusión, la temperatura de la enana blanca aumenta. Una estrella de la secuencia principal, sostenida por la presión térmica, puede expandirse y enfriarse, lo que regula automáticamente el aumento de energía térmica. Sin embargo, la presión de degeneración es independiente de la temperatura; las enanas blancas no pueden regular su temperatura como las estrellas normales, por lo que son vulnerables a reacciones de fusión descontroladas . La llamarada se acelera drásticamente, en parte debido a la inestabilidad de Rayleigh-Taylor y a las interacciones con la turbulencia . Todavía se debate considerablemente si esta llamarada se transforma de una deflagración subsónica en una detonación supersónica . [ 13 ] [ 16 ]

Independientemente de los detalles exactos de cómo se enciende la supernova, generalmente se acepta que una fracción sustancial del carbono y el oxígeno en la enana blanca se fusiona en elementos más pesados ​​en un período de solo unos pocos segundos, [ 15 ] con la liberación de energía que aumenta la temperatura interna a miles de millones de grados. La energía liberada (1–2 × 10 44 J  ) [ 17 ] es más que suficiente para desintegrar la estrella; es decir, las partículas individuales que componen la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse entre sí. La estrella explota violentamente y libera una onda de choque en la que la materia es eyectada típicamente a velocidades del orden de5000–20 000  km/s , aproximadamente el 6 % de la velocidad de la luz . La energía liberada en la explosión también provoca un aumento extremo de la luminosidad. La magnitud absoluta visual típica de  las supernovas de tipo Ia es M v  =  −19,3 (aproximadamente 5  mil millones de veces más brillante que el Sol), con poca variación. [ 13 ] La supernova de tipo Ia no deja un remanente compacto, sino que toda la masa de la antigua enana blanca se disipa por el espacio.

La teoría de este tipo de supernova es similar a la de las novas , en las que una enana blanca acumula materia más lentamente y no se aproxima al límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia que cae provoca una explosión superficial de fusión de hidrógeno que no destruye la estrella. [ 13 ]

Las supernovas de tipo Ia difieren de las supernovas de tipo II , que son causadas por la explosión cataclísmica de las capas exteriores de una estrella masiva a medida que su núcleo colapsa, impulsada por la liberación de energía potencial gravitatoria a través de la emisión de neutrinos . [ 18 ]

Formación

Proceso de formación
Un disco de acreción se forma alrededor de un cuerpo compacto (como una enana blanca) al arrancar gas de una estrella gigante compañera. Imagen de la NASA .
Cuatro imágenes de una simulación de supernova de tipo Ia.
Simulación mediante supercomputadora de la fase de explosión del modelo de deflagración a detonación de la formación de supernovas.

progenitores degenerados únicos

Un modelo para la formación de esta categoría de supernova es un sistema estelar binario cercano . El sistema binario progenitor consta de estrellas de la secuencia principal, donde la primaria posee más masa que la secundaria. Al tener mayor masa, la primaria es la primera del par en evolucionar hacia la rama gigante asintótica , donde la envoltura de la estrella se expande considerablemente. Si las dos estrellas comparten una envoltura común, el sistema puede perder cantidades significativas de masa, reduciendo el momento angular , el radio orbital y el período . Después de que la primaria se ha degenerado en una enana blanca, la estrella secundaria evoluciona posteriormente a una gigante roja y se prepara el escenario para la acreción de masa sobre la primaria. Durante esta fase final de envoltura compartida, las dos estrellas se acercan en espiral a medida que pierden momento angular. La órbita resultante puede tener un período tan breve como unas pocas horas. [ 19 ] [ 20 ] Si la acreción continúa el tiempo suficiente, la enana blanca puede eventualmente acercarse al límite de Chandrasekhar .

La compañera enana blanca también podría acumular materia de otros tipos de compañeras, incluyendo una subgigante o (si la órbita es suficientemente cercana) incluso una estrella de la secuencia principal. El proceso evolutivo real durante esta etapa de acumulación sigue siendo incierto, ya que puede depender tanto de la tasa de acumulación como de la transferencia de momento angular a la compañera enana blanca. [ 21 ]

Se ha estimado que los progenitores degenerados individuales representan no más del 20% de todas  las supernovas de tipo Ia. [ 22 ]

progenitores doblemente degenerados

Un segundo mecanismo posible para desencadenar una  supernova de tipo Ia es la fusión de dos enanas blancas cuya masa combinada supera el límite de Chandrasekhar . La fusión resultante se denomina enana blanca de masa super-Chandrasekhar. [ 23 ] [ 24 ] En tal caso, la masa total no estaría limitada por el límite de Chandrasekhar.

Las colisiones de estrellas solitarias dentro de la Vía Láctea ocurren solo una vez cada año.10 7 a10 13  años ; mucho menos frecuentemente que la aparición de novas. [ 25 ] Las colisiones ocurren con mayor frecuencia en las regiones centrales densas de los cúmulos globulares [ 26 ] ( cf. rezagados azules ). Un escenario probable es una colisión con un sistema estelar binario, o entre dos sistemas binarios que contienen enanas blancas. Esta colisión puede dejar un sistema binario cercano de dos enanas blancas. Su órbita decae y se fusionan a través de su envoltura compartida. [ 27 ] Un estudio basado en espectros SDSS encontró 15 sistemas dobles de las 4000 enanas blancas analizadas, lo que implica una fusión de enanas blancas dobles cada 100 años en la Vía Láctea: esta tasa coincide con el número de supernovas de tipo Ia detectadas en nuestra vecindad. [ 28 ]

Un escenario de doble degeneración es una de las varias explicaciones propuestas para el progenitor anómalamente masivo ( 2 M☉ ) de SN 2003fg . [ 29 ] [ 30 ] Es la única explicación posible para SNR 0509-67.5 , ya que todos los modelos posibles con una sola enana blanca han sido descartados. [ 31 ] También se ha sugerido fuertemente para SN 1006 , dado que no se ha encontrado ningún remanente de estrella compañera allí. [ 22 ] Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Swift de la NASA descartaron la existencia de estrellas compañeras supergigantes o gigantes de cada supernova de tipo Ia estudiada. La envoltura exterior expulsada de la compañera supergigante debería emitir rayos X , pero este brillo no fue detectado por el XRT (telescopio de rayos X) de Swift en los 53 remanentes de supernova más cercanos. Para 12 supernovas de tipo Ia observadas dentro de los 10 días posteriores a la explosión, el UVOT (telescopio ultravioleta/óptico) del satélite no mostró radiación ultravioleta originada en la superficie de la estrella compañera calentada golpeada por la onda de choque de la supernova, lo que significa que no había gigantes rojas o estrellas más grandes orbitando esos progenitores de supernova. En el caso de SN 2011fe , la estrella compañera debió haber sido más pequeña que el Sol , si existió. [ 32 ] El Observatorio de Rayos X Chandra reveló que la radiación de rayos X de cinco galaxias elípticas y el bulbo de la Galaxia de Andrómeda es 30 a 50 veces más débil de lo esperado. La radiación de rayos X debería ser emitida por los discos de acreción de los progenitores de supernovas de tipo Ia. La radiación faltante indica que pocas enanas blancas poseen discos de acreción , descartando el modelo común, basado en la acreción, de supernovas Ia. [ 33 ] Los pares de enanas blancas que giran en espiral hacia el interior son fuentes candidatas de ondas gravitacionales que se infieren con fuerza , aunque no se han observado directamente.   

progenitores degenerados centrales

Otro canal propuesto es el escenario de degeneración del núcleo, en el que una enana blanca se fusiona con el núcleo caliente de una estrella de la rama gigante asintótica durante las etapas finales de la evolución de la envoltura común o poco después. En este modelo, parte de la envoltura eyectada puede permanecer ligada y formar un disco circumbinario, cuya interacción con el sistema binario compacto puede extraer momento angular orbital y contribuir a la fusión. El remanente de la fusión puede formar una enana blanca masiva de rápida rotación que posteriormente puede explotar como una supernova de tipo Ia. [ 34 ]

Tipo Iax

Se ha propuesto que un grupo de supernovas subluminosas se clasifiquen como de tipo  Iax . [ 35 ] [ 36 ] Este tipo de supernova puede no destruir siempre por completo a la progenitora enana blanca, sino que deja tras de sí una estrella zombi . [ 37 ] Ejemplos conocidos de supernovas de tipo Iax incluyen: la supernova histórica SN 1181 , SN 1991bg , SN 2002cx y SN 2012Z .

Se cree que la supernova SN 1181 está asociada con el remanente de supernova Pa 30 y su estrella central IRAS 00500+6713 , que es el resultado de la fusión de una enana blanca de CO y una enana blanca de ONe. Esto convierte a Pa 30 e IRAS 00500+6713 en el único remanente de SN Iax en la Vía Láctea . [ 38 ]

Observación

Remanente de supernova N103B captado por el Telescopio Espacial Hubble. [ 39 ]

A diferencia de otros tipos de supernovas,  las supernovas de tipo Ia generalmente ocurren en todo tipo de galaxias, incluidas las elípticas. No muestran preferencia por regiones de formación estelar actual. [ 40 ] Dado que las estrellas enanas blancas se forman al final del período evolutivo de la secuencia principal de una estrella, un sistema estelar tan longevo puede haberse alejado mucho de la región donde se formó originalmente. Posteriormente, un sistema binario cercano puede pasar otro millón de años en la etapa de transferencia de masa (posiblemente formando estallidos de nova persistentes) antes de que las condiciones sean propicias para  que ocurra una supernova de tipo Ia. [ 41 ]

Un problema de larga data en astronomía ha sido la identificación de progenitores de supernovas. La observación directa de un progenitor proporcionaría restricciones útiles para los modelos de supernovas. Hasta 2006, la búsqueda de dicho progenitor llevaba más de un siglo en curso. [ 42 ] La observación de la supernova SN  2011fe ha proporcionado restricciones útiles. Observaciones previas con el Telescopio Espacial Hubble no mostraron una estrella en la posición del evento, lo que excluyó a una gigante roja como fuente. Se encontró que el plasma en expansión de la explosión contenía carbono y oxígeno, lo que hace probable que el progenitor fuera una enana blanca compuesta principalmente de estos elementos. [ 43 ] De manera similar, las observaciones de la cercana SN  PTF  11kx, [ 44 ] descubierta el 16 de enero de 2011 (UT) por la Palomar Transient Factory (PTF), llevan a la conclusión de que esta explosión surge de un progenitor degenerado único, con una compañera gigante roja, lo que sugiere que no hay una única ruta de progenitor hacia SN  Ia. Las observaciones directas del progenitor de PTF  11kx fueron reportadas en la edición del 24 de agosto de Science y respaldan esta conclusión, y también muestran que la estrella progenitora experimentó erupciones de nova periódicas antes de la supernova, otro descubrimiento sorprendente. [ 44 ] [ 45 ] Sin embargo, análisis posteriores revelaron que el material circunestelar es demasiado masivo para el escenario de degeneración única, y se ajusta mejor al escenario de degeneración del núcleo. [ 46 ]

En mayo de 2015, la NASA informó que el observatorio espacial Kepler observó KSN  2011b, una  supernova de tipo Ia en proceso de explosión. Los detalles de los momentos previos a la nova pueden ayudar a los científicos a evaluar mejor la calidad de las supernovas de tipo Ia como candelas estándar, lo cual es un vínculo importante en el argumento a favor de la energía oscura . [ 47 ]

En julio de 2019, el Telescopio Espacial Hubble capturó tres imágenes de una supernova de tipo Ia a través de una lente gravitacional . Esta supernova apareció en tres momentos diferentes de la evolución de su brillo debido a la distinta longitud del recorrido de la luz en las tres imágenes; a −24, 92 y 107 días del pico de luminosidad. Una cuarta imagen aparecerá en 2037, lo que permitirá observar el ciclo completo de luminosidad de la supernova. [ 48 ]

Curva de luz

Esta gráfica de luminosidad (relativa al Sol, L₀ ) en función del tiempo muestra la curva de luz característica de una supernova de tipo Ia  . El pico se debe principalmente a la desintegración del níquel (Ni), mientras que la etapa posterior está impulsada por el cobalto (Co).
Curva de luz para el Tipo Ia, a lo largo de un año SN 2018gv

Las supernovas de tipo  Ia tienen una curva de luz característica , su gráfica de luminosidad en función del tiempo transcurrido desde la explosión. Cerca del momento de máxima luminosidad, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia, desde oxígeno hasta calcio ; estos son los principales constituyentes de las capas exteriores de la estrella. Meses después de la explosión, cuando las capas exteriores se han expandido hasta volverse transparentes, el espectro está dominado por la luz emitida por material cercano al núcleo de la estrella, elementos pesados ​​sintetizados durante la explosión; principalmente isótopos cercanos a la masa del hierro ( elementos del pico del hierro ). La desintegración radiactiva del níquel-56 a través del cobalto-56 hasta el hierro-56 produce fotones de alta energía , que dominan la energía emitida por la materia eyectada en los momentos intermedios y tardíos. [ 13 ]

El uso de supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas fue impulsado por una colaboración de astrónomos chilenos y estadounidenses, el Estudio de Supernovas Calán/Tololo . [ 49 ] En una serie de artículos en la década de 1990, el estudio demostró que, si bien las supernovas de tipo Ia no alcanzan todas la misma luminosidad máxima, un único parámetro medido a partir de la curva de luz puede usarse para corregir las supernovas de tipo Ia no enrojecidas a valores de candelas estándar. La corrección original al valor de candela estándar se conoce como la relación de Phillips [ 50 ] y este grupo demostró que puede medir distancias relativas con una precisión del 7%. [ 51 ] La causa de esta uniformidad en el brillo máximo está relacionada con la cantidad de níquel-56 producido en enanas blancas que presumiblemente explotan cerca del límite de Chandrasekhar. [ 52 ]

La similitud en los perfiles de luminosidad absoluta de casi todas las  supernovas de tipo Ia conocidas ha llevado a su uso como una candela estándar secundaria en la astronomía extragaláctica. [ 53 ] Las calibraciones mejoradas de la escala de distancia variable de las cefeidas [ 54 ] y las mediciones de distancia geométrica directa a NGC 4258 a partir de la dinámica de la emisión máser [ 55 ] cuando se combinan con el diagrama de Hubble de las distancias de las supernovas de tipo Ia han llevado a un valor mejorado de la constante de Hubble .

En 1998, las observaciones de supernovas de tipo Ia distantes  indicaron el resultado inesperado de que el universo parece estar experimentando una expansión acelerada . [ 56 ] [ 57 ] Tres miembros de dos equipos fueron posteriormente galardonados con el Premio Nobel por este descubrimiento. [ 58 ]

Subtipos

El remanente de supernova SNR 0454-67.2 es probablemente el resultado de una explosión de supernova de tipo Ia. [ 59 ]

Existe una diversidad significativa dentro de la clase de supernovas de tipo Ia. Como reflejo de esto, se ha identificado una plétora de subclases. Dos ejemplos prominentes y bien estudiados incluyen los similares a 1991T, una superluminosa(METROV≲−19.5){\displaystyle (M_{V}\lesssim -19.5)}subclase que exhibe líneas de absorción de hierro particularmente fuertes y características de silicio anormalmente pequeñas, [ 60 ] y 1991bg-likes, una excepcionalmente tenue(METROV≳−18){\displaystyle (M_{V}\gtrsim -18)}subclase caracterizada por fuertes rasgos de absorción temprana de titanio y rápida evolución fotométrica y espectral. [ 61 ] A pesar de sus luminosidades anormales , los miembros de ambos grupos peculiares pueden estandarizarse mediante el uso de la relación de Phillips , definida en longitudes de onda azules, para determinar la distancia . [ 62 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ HubbleSite - Energía oscura - Supernovas de tipo Ia
  2. 1 2 Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Evolución presupernova de enanas blancas con acreción y rotación" . Astronomía y astrofísica . 419 (2): 623– 644. arXiv : astro-ph/0402287 . Bibcode : 2004A & A...419..623Y . doi : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID 2963085. Archivado del original el 25-10-2007 . Recuperado el 30-05-2007 . 
  3. ^ Mazzali , Pensilvania; Röpke, FK; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "Un mecanismo de explosión común para supernovas de tipo Ia". Ciencia . 315 (5813): 825– 828. arXiv : astro-ph/0702351 . Código Bib : 2007Sci...315..825M . doi : 10.1126/ciencia.1136259 . PMID 17289993 . S2CID 16408991 .  
  4. ↑ Li, Miao; Li, Yuan; Bryan, Greg L.; Ostriker, Eve C.; Quataert, Eliot (2020-05-05). "El impacto de las supernovas de tipo Ia en galaxias quiescentes. I. Formación del medio interestelar multifásico" . The Astrophysical Journal . 894 (1): 44. arXiv : 1909.03138 . Bibcode : 2020ApJ...894...44L . doi : 10.3847/1538-4357/ab86b4 . ISSN 0004-637X . 
  5. ↑ "Introducción a los remanentes de supernovas" . NASA Goddard/SAO. 7 de septiembre de 2006. Consultado el 1 de mayo de 2007 .
  6. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh; et al. (2008). "Espectroscopia óptica de supernovas de tipo Ia". Astronomical Journal . 135 (4): 1598– 1615. arXiv : 0803.1705 . Bibcode : 2008AJ....135.1598M . doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1598 . S2CID 33156459 .  
  7. ↑ da Silva, LAL (1993). "La clasificación de las supernovas". Astrofísica y ciencia espacial . 202 (2): 215– 236. Bibcode : 1993Ap & SS.202..215D . doi : 10.1007/BF00626878 . S2CID 122727067 . 
  8. ↑ Supernovas de tipo 1a: Por qué nuestra vela estándar no es realmente estándar
  9. ↑ Lieb, EH; Yau, H.-T. (1987). "Un examen riguroso de la teoría de Chandrasekhar sobre el colapso estelar" . Astrophysical Journal . 323 (1): 140– 144. Bibcode : 1987ApJ...323..140L . doi : 10.1086/165813 .
  10. ↑ Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). "La posible conexión entre enanas blancas y estrellas de neutrones". Enanas blancas . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 214. pp. 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. ↑ Fryer, CL; New, KCB (24-01-2006). "2.1 Escenario de colapso" . Ondas gravitacionales del colapso gravitacional . Max-Planck-Gesellschaft . Consultado el 07-06-2007 .
  12. ↑ Wheeler, J. Craig (15 de enero de 2000). Catástrofes cósmicas: supernovas, estallidos de rayos gamma y aventuras en el hiperespacio . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press . pág. 96. ISBN  978-0-521-65195-0.
  13. 1 2 3 4 5 Hillebrandt, W.; Niemeyer, JC (2000). "Modelos de explosión de supernova tipo Ia". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 (1): 191– 230. arXiv : astro-ph/0006305 . Bibcode : 2000ARA & A..38..191H . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . S2CID 10210550 . 
  14. ↑ "Resumen científico" . ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2004. Archivado del original el 5 de mayo de 2017. Consultado el 25 de abril de 2017 .
  15. 1 2 Röpke, FK; Hillebrandt, W. (2004). "El caso en contra de la relación carbono-oxígeno del progenitor como fuente de variaciones de luminosidad máxima en supernovas de tipo Ia". Astronomía y Astrofísica . 420 (1): L1– L4. arXiv : astro-ph/0403509 . Bibcode : 2004A & A...420L...1R . doi : 10.1051/0004-6361:20040135 . S2CID 2849060 .  
  16. ↑ Gamezo, VN; Khokhlov, AM; Oran, ES; Chtchelkanova, AY; Rosenberg, RO (2003-01-03). "Supernovas termonucleares: simulaciones de la etapa de deflagración y sus implicaciones". Science . 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. ↑ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). "Curvas de luz de modelos de supernovas de tipo Ia con diferentes mecanismos de explosión". Astronomía y Astrofísica . 270 ( 1– 2): 223– 248. Bibcode : 1993A & A...270..223K .
  18. ↑ Gilmore, Gerry (2004). " La corta y espectacular vida de una superestrella". Science . 304 (5697): 1915– 1916. doi : 10.1126/science.1100370 . PMID 15218132. S2CID 116987470 .  
  19. ↑ Paczynski, B. (28 de julio - 1 de agosto de 1975). "Binarios de envolvente común". Estructura y evolución de sistemas binarios cercanos . Cambridge, Inglaterra: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. págs. 75-80 . Bibcode : 1976IAUS...73...75P . 
  20. ↑ Postnov, KA; Yungelson, LR (2006). "La evolución de los sistemas estelares binarios compactos" . Living Reviews in Relativity . 9 (1): 6. arXiv : astro-ph/0701059 . Bibcode : 2006LRR.....9....6P . doi : 10.12942 /lrr-2006-6 . PMC 5253975. PMID 28163653 .  
  21. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "Sobre la evolución de binarias interactuantes que contienen una enana blanca". En Gänsicke, BT; Beuermann, K.; Rein, K. (eds.). La física de las variables cataclísmicas y objetos relacionados, Actas de la Conferencia ASP . San Francisco, California: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 252. Bibcode : 2002ASPC..261..252L . 
  22. 1 2 González Hernández, JI; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, HM; Montes, D.; Canal, R.; Méndez, J.; Bedin, LR (2012). "No hay compañeros evolucionados supervivientes del progenitor de SN 1006". Naturaleza . 489 (7417): 533– 536. arXiv : 1210,1948 . Código Bib : 2012Natur.489..533G . doi : 10.1038/naturaleza11447 . hdl : 10261/56885 . PMID 23018963 . S2CID 4431391 .  Véase también la referencia divulgativa: Matson, John (diciembre de 2012). "Ninguna estrella se queda atrás". Scientific American . Vol. 307, n.º 6, pág. 16.   
  23. ↑ "Progenitores de supernovas de tipo Ia" . Universidad de Swinburne . Consultado el 20 de mayo de 2007 .
  24. ↑ "El descubrimiento de la supernova más brillante sugiere una colisión estelar" . New Scientist . 3 de enero de 2007. Consultado el 6 de enero de 2007 .
  25. ↑ Whipple, Fred L. (1939). "Supernovas y colisiones estelares" . Actas de la Academia Nacional de Ciencias . 25 (3): 118– 125. Bibcode : 1939PNAS...25..118W . doi : 10.1073/pnas.25.3.118 . PMC 1077725. PMID 16577876 .  
  26. ↑ Rubin, VC; Ford, WKJ (1999). "Mil soles resplandecientes: La vida interior de los cúmulos globulares" . Mercury . 28 (4): 26. Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . Archivado del original el 21 de mayo de 2006. Consultado el 2 de junio de 2006 .
  27. ↑ Middleditch, J. (2004). "Un paradigma de fusión de enanas blancas para supernovas y estallidos de rayos gamma". The Astrophysical Journal . 601 (2): L167– L170. arXiv : astro-ph/0311484 . Bibcode : 2004ApJ...601L.167M . doi : 10.1086/382074 . S2CID 15092837 . 
  28. ↑ "Se descubre una pista importante sobre los orígenes de un tipo de explosión de supernova, gracias a un equipo de investigación de la Universidad de Pittsburgh" . Universidad de Pittsburgh . Consultado el 23 de marzo de 2012 .
  29. ↑ "La supernova de tipo Ia más extraña hasta la fecha" . Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley . 20 de septiembre de 2006. Archivado del original el 8 de octubre de 2017. Consultado el 2 de noviembre de 2006 .
  30. ↑ "Una extraña supernova rompe todas las reglas" . New Scientist. 20 de septiembre de 2006. Consultado el 8 de enero de 2007 .
  31. ↑ Schaefer, Bradley E.; Pagnotta, Ashley (2012). "Una ausencia de estrellas ex-compañeras en el remanente de supernova tipo Ia SNR 0509-67.5". Nature . 481 (7380): 164– 166. Bibcode : 2012Natur.481..164S . doi : 10.1038/nature10692 . PMID 22237107 . S2CID 4362865 .  
  32. ↑ "El satélite Swift de la NASA reduce las posibilidades de determinar el origen de una importante clase de supernovas" . NASA. Archivado del original el 12 de junio de 2020. Consultado el 24 de marzo de 2012 .
  33. ↑ "El telescopio Chandra de la NASA revela el origen de explosiones cósmicas clave" . Sitio web del Observatorio de Rayos X Chandra . Consultado el 28 de marzo de 2012 .
  34. ↑ Kashi, Amit; Soker, Noam (2011). "Un disco circumbinario en las etapas finales de la envoltura común y el escenario de núcleo degenerado para supernovas de tipo Ia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 417 (2): 1466– 1479. arXiv : 1105.5698 . Bibcode : 2011MNRAS.417.1466K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19361.x .
  35. ↑ Wang, Bo; Justham, Stephen; Han, Zhanwen (2013). "Explosiones de doble detonación como progenitoras de supernovas de tipo Iax". arXiv : 1301.1047v1 [ astro-ph.SR ].
  36. ^ Foley, Ryan J.; Challis, PJ; Chornock, R.; Ganeshalingam, M.; Li, W.; Marion, GH; Morrell, NI; Pignata, G.; Stritzinger, MD; Silverman, JM; Wang, X.; Anderson, JP; Filippenko, AV; Freedman, WL; Hamuy, M.; Jha, SW; Kirshner, RP; McCully, C.; Persona, SE; Phillips, MM; Reichart, DE; Soderberg, AM (2012). "Supernovas tipo Iax: una nueva clase de explosión estelar". La revista astrofísica . 767 (1): 57. arXiv : 1212.2209 . Código Bib : 2013ApJ...767...57F . doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 . S2CID 118603977 . 
  37. ↑ "El Hubble encuentra un sistema estelar de supernova vinculado a una posible 'estrella zombi'"SpaceDaily . 6 de agosto de 2014.
  38. ↑ Ritter, Andreas; Parker, Quentin A.; Lykou, Foteini; Zijlstra, Albert A.; Guerrero, Martin A.; Le Du, Pascal (7 de noviembre de 2023). "De un candidato amateur a PN a la Piedra Rosetta de la investigación de SN Iax". Actas de la Conferencia IAU 384 : 6. arXiv : 2311.03700 . Bibcode : 2023arXiv231103700R .
  39. ↑ "Búsqueda de un superviviente estelar de una explosión de supernova" . www.spacetelescope.org . Consultado el 30 de marzo de 2017 .
  40. ↑ van Dyk, Schuyler D. (1992). "Asociación de supernovas con regiones de formación estelar reciente en galaxias de tipo tardío". Astronomical Journal . 103 (6): 1788– 1803. Bibcode : 1992AJ....103.1788V . doi : 10.1086/116195 .
  41. ↑ Hoeflich, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). "La evolución de los sistemas binarios de estrellas de secuencia principal + enanas blancas hacia supernovas de tipo Ia". Astronomía y Astrofísica . 362 : 1046–1064 . arXiv : astro-ph/0008444 . Bibcode : 2000A & A...362.1046L .
  42. ↑ Kotak, R. (diciembre de 2008). "Progenitores de las supernovas de tipo Ia". En Evans, A.; Bode, MF; O'Brien, TJ; Darnley, MJ (eds.). RS Ophiuchi (2006) y el fenómeno de las novas recurrentes . Serie de conferencias de la ASP. Vol. 401. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 150. Bibcode : 2008ASPC..401..150K .  Actas de la conferencia celebrada del 12 al 14 de junio de 2007 en la Universidad de Keele, Keele, Reino Unido.
  43. ↑ Nugent, Peter E.; Sullivan, Mark; Cenko, S. Bradley; Thomas, Rollin C.; Kasen, Daniel; Howell, D. Andrew; Bersier, David; Bloom, Joshua S.; Kulkarni, SR; Kandrashoff, Michael T.; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Marcy, Geoffrey W.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard T.; Maguire, Kate; Suzuki, Nao; Tarlton, James E.; Pan, Yen-Chen; Bildsten, Lars; Fulton, Benjamin J.; Parrent, Jerod T.; Sand, David; Podsiadlowski, Philipp; Bianco, Federica B.; Dilday, Benjamin; Graham, Melissa L.; Lyman, Joe; James, Phil; et al. (diciembre de 2011). "Supernova 2011fe de una estrella enana blanca de carbono-oxígeno en explosión". Nature . 480 (7377): 344– 347. arXiv : 1110.6201 . Bibcode : 2011Natur.480..344N . doi : 10.1038/nature10644 . PMID 22170680 . S2CID 205227021 .   
  44. 1 2 Dilday, B.; Howell, DA; Cenko, SB; Silverman, JM; Nugent, PE; Sullivan, M.; Ben-Ami, S.; Bildsten, L.; Bolte, M.; Endl, M.; Filippenko, AV; Gnat, O.; Horesh, A.; Hsiao, E.; Kasliwal, MM ; Kirkman, D.; Maguire, K.; Marcy, GW; Moore, K.; Pan, Y.; Parrent, JT; Podsiadlowski, P.; Quimby, RM; Sternberg, A.; Suzuki, N.; Tytler, DR; Xu, D.; Bloom, JS; Gal-Yam, A.; et al. (2012). "PTF11kx: Una supernova de tipo Ia con un progenitor de nova simbiótico". Science . 337 (6097): 942– 945. arXiv : 1207.1306 . Bibcode : 2012Sci...337..942D . doi : 10.1126/science.1219164 . PMID 22923575 . S2CID 38997016 .   
  45. ↑ "Las primeras observaciones directas de un sistema progenitor de supernova de tipo 1a" . Scitech Daily . 24 de agosto de 2012.
  46. ↑ Soker, Noam; Kashi, Amit; García Berro, Enrique; Torres, Santiago; Camacho, Judit (2013). "Explicando la supernova de tipo Ia PTF 11kx con un escenario de fusión rápida violenta" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 431 (2): 1541– 1546. arXiv : 1207.5770 . Bibcode : 2013MNRAS.431.1541S . doi : 10.1093/mnras/stt271 . S2CID 7846647 . 
  47. ↑ Johnson, Michele; Chandler, Lynn (20 de mayo de 2015). "La nave espacial de la NASA captura los raros y tempranos momentos de supernovas bebés" . NASA . Archivado del original el 8 de noviembre de 2020. Recuperado el 21 de mayo de 2015 .
  48. ↑ Rodney, Steven A.; Brammer, Gabriel B.; Pierel, Justin DR; Richard, Johan; Toft, Sune; O'Connor, Kyle F.; Akhshik, Mohammad; Whitaker, Katherine E. (13 de septiembre de 2021). "Una supernova con lente gravitacional con un retraso de tiempo observable de dos décadas". Nature Astronomy . 5 (11): 1118– 1125. arXiv : 2106.08935 . Bibcode : 2021NatAs...5.1118R . doi : 10.1038/s41550-021-01450-9 . S2CID 235446995 . 
  49. ^ Hamuy, M.; et al. (1993). "La búsqueda de supernovas de Calan/Tololo de 1990" (PDF) . Revista Astronómica . 106 (6): 2392. Código bibliográfico : 1993AJ....106.2392H . doi : 10.1086/116811 . 
  50. ↑ Phillips, MM (1993). "Las magnitudes absolutas de las supernovas de tipo Ia". Astrophysical Journal Letters . 413 (2): L105. Bibcode : 1993ApJ...413L.105P . doi : 10.1086/186970 .
  51. ^ Hamuy, M.; Phillips, MM; Suntzeff, Nicolás B.; Schommer, Robert A.; Maza, José; Avilés, R. (1996). "Las luminosidades absolutas de las supernovas de tipo IA de Calan / Tololo". Revista Astronómica . 112 : 2391. arXiv : astro-ph/9609059 . Código Bib : 1996AJ....112.2391H . doi : 10.1086/118190 . S2CID 15157846 . 
  52. ↑ Colgate, SA (1979). "Las supernovas como candela estándar para la cosmología". Astrophysical Journal . 232 (1): 404– 408. Bibcode : 1979ApJ...232..404C . doi : 10.1086/157300 .
  53. ^ Hamuy, M.; Phillips, MM; Maza, José; Suntzeff, Nicolás B.; Schommer, RA; Avilés, R. (1996). "Un diagrama de Hubble de supernovas distantes de tipo IA". Revista Astronómica . 109 : 1. Código Bib : 1995AJ....109....1H . doi : 10.1086/117251 .
  54. ↑ Freedman, W.; et al. (2001). "Resultados finales del proyecto clave del telescopio espacial Hubble para medir la constante de Hubble". Astrophysical Journal . 553 (1): 47– 72. arXiv : astro-ph/0012376 . Bibcode : 2001ApJ...553...47F . doi : 10.1086/320638 . S2CID 119097691 .  
  55. ↑ Macri, LM; Stanek, KZ; Bersier, D.; Greenhill, LJ; Reid, MJ (2006). "Una nueva distancia de cefeida a la galaxia anfitriona del máser NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble". Astrophysical Journal . 652 (2): 1133– 1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode : 2006ApJ...652.1133M . doi : 10.1086/508530 . S2CID 15728812 . 
  56. ↑ Perlmutter, S.; Supernova Cosmology Project ; et al. (1999). "Mediciones de Omega y Lambda de 42 supernovas de alto corrimiento al rojo". Astrophysical Journal . 517 (2): 565– 86. arXiv : astro-ph/9812133 . Bibcode : 1999ApJ...517..565P . doi : 10.1086/307221 . S2CID 118910636 .  
  57. ↑ Riess, Adam G. ; Supernova Search Team ; et al. (1998). "Evidencia observacional de supernovas para un universo acelerado y una constante cosmológica". Astronomical Journal . 116 (3): 1009– 1038. arXiv : astro-ph/9805201 . Bibcode : 1998AJ....116.1009R . doi : 10.1086/300499 . S2CID 15640044 .  
  58. ↑ Cosmología , Steven Weinberg, Oxford University Press, 2008.
  59. ↑ "Enredados: edición cósmica" . www.spacetelescope.org . Consultado el 26 de noviembre de 2018 .
  60. ↑ Sasdelli, Michele; Mazzali, PA; Pian, E.; Nomoto, K.; Hachinger, S.; Cappellaro, E.; Benetti, S. (2014-09-30). "Estratificación de abundancia en supernovas de tipo Ia – IV. La luminosa y peculiar SN 1991T" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (1): 711– 725. arXiv : 1409.0116 . Bibcode : 2014MNRAS.445..711S . doi : 10.1093/mnras/stu1777 . ISSN 0035-8711 . S2CID 59067792 .  
  61. ↑ Mazzali, Paolo A.; Hachinger, Stephan (21 de agosto de 2012). "Los espectros nebulares de la supernova de tipo Ia 1991bg: evidencia adicional de una explosión no estándar: Los espectros nebulares de SN 1991bg" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 424 (4): 2926– 2935. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21433.x .
  62. ^ Taubenberger, S.; Hachinger, S.; Pignata, G.; Mazzali, Pensilvania; Contreras, C.; Valenti, S.; Pastorello, A.; Elías-Rosa, N.; Bärnbantner, O.; Barwig, H.; Benetti, S. (1 de marzo de 2008). "La supernova poco luminosa de Tipo Ia 2005bl y la clase de objetos similares a SN 1991bg" . MNRAS . 385 (1): 75– 96. arXiv : 0711.4548 . Código Bib : 2008MNRAS.385...75T . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12843.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 18434976 .  
  • Falck, Bridget (2006). "Cosmología de supernovas tipo Ia con ADEPT" . Universidad Johns Hopkins. Archivado del original el 30 de octubre de 2007. Recuperado el 20 de mayo de 2007 .
  • "Estudio de supernovas de Sloan" . Estudio digital del cielo de Sloan. 27 de febrero de 2007. Consultado el 25 de mayo de 2007 .
  • "Novas y supernovas" . peripatus.gen.nz. Archivado del original el 15 de agosto de 2007. Consultado el 25 de mayo de 2007 .
  • "Fuente para el tipo principal de supernova" . Pole Star Publications Ltd. 6 de agosto de 2003. Consultado el 25 de noviembre de 2007 .(Se ha encontrado un progenitor de tipo Ia)
  • "Se han detectado explosiones de novas y supernovas" . peripatus.gen.nz. Archivado del original el 15 de agosto de 2007. Consultado el 25 de mayo de 2007 .
  • SNFactory muestra que las "velas estándar" tipo Ia tienen muchas misas (4 de marzo de 2014)