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Supernova

estágio de evolução estelar
 Nota: Para outros significados, veja Supernova (desambiguação).

Uma supernova é uma explosão estelar poderosa e luminosa. Este evento astronômico transitório ocorre durante os últimos estágios evolutivos de uma estrela massiva ou quando uma anã branca inicia uma fusão nuclear descontrolada. O objeto original, chamado de progenitor, pode colapsar em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro, podendo ainda ser completamente destruído. O pico de luminosidade óptica de uma supernova pode ser comparável ao de uma galáxia inteira e demora várias semanas ou meses até desaparecer.

SN 1994D (ponto brilhante no canto inferior esquerdo), uma supernova Tipo Ia dentro de sua galáxia hospedeira, NGC 4526
Remanescente da SN 1572, uma das oito supernovas visíveis a olho nu já registradas na história da astronomia. A explosão da supernova foi observada em novembro de 1572

As supernovas são mais enérgicas do que as novas. Em latim, nova significa "novo", referindo-se astronomicamente ao que parece ser uma nova estrela brilhante temporária. Adicionar o prefixo "super-" distingue as supernovas das novas comuns, que são muito menos luminosas. A palavra supernova foi cunhada por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1929. A supernova mais recente diretamente observada na Via Láctea foi a Supernova de Kepler em 1604, mas vestígios de supernovas mais recentes já foram encontrados. As observações de supernovas em outras galáxias sugerem que elas ocorrem na Via Láctea, em média, cerca de três vezes a cada século. Essas supernovas seriam quase certamente observáveis com telescópios astronômicos modernos. A mais recente supernova visível a olho nu foi a SN 1987A, cuja progenitora era uma estrela supergigante azul localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

Estudos teóricos indicam que a maioria das supernovas são desencadeadas por um de dois mecanismos básicos: a súbita re-ignição da fusão nuclear em uma estrela degenerada, como uma anã branca, ou o colapso gravitacional repentino do núcleo de uma estrela massiva. Na primeira classe de eventos, a temperatura do objeto é elevada o suficiente para desencadear uma avalanche térmica, desestruturando completamente a estrela. As possíveis causas são um acúmulo de material de uma companheira binária por meio de uma acreção ou fusão estelar. No caso da estrela massiva, o núcleo de uma estrela massiva pode sofrer um colapso repentino, liberando energia potencial gravitacional como uma supernova. Embora algumas supernovas observadas sejam mais complexas do que essas duas teorias simplificadas, a mecânica astrofísica foi estabelecida e aceita pela maioria dos astrônomos há algum tempo.

As supernovas podem expelir várias massas solares de material a velocidades que chegam a até vários por cento da velocidade da luz. Isso impulsiona uma onda de choque em expansão no meio interestelar circundante, varrendo uma camada de gás e poeira em expansão observada como um remanescente de supernova. As supernovas são uma importante fonte de elementos no meio interestelar, do oxigênio ao rubídio. As ondas de choque em expansão das supernovas podem desencadear a formação de novas estrelas. Remanescentes de supernovas podem ser uma importante fonte de raios cósmicos. As supernovas podem produzir ondas gravitacionais, embora, até agora, as ondas gravitacionais tenham sido detectadas apenas a partir da fusão de buracos negros e estrelas de nêutrons.

História de observação

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A Nebulosa do Caranguejo é uma nebulosa de vento de pulsar associada à SN 1054.
 
As passagens destacadas referem-se à observação chinesa de SN 1054.

Em comparação com toda a história de uma estrela, a aparição visual de uma supernova é muito breve, talvez abrangendo vários meses, de modo que as chances de observá-la a olho nu são de aproximadamente uma vez na vida. Apenas uma minúscula fração dos 100 bilhões de estrelas em uma galáxia típica tem a capacidade de se tornar uma supernova, restrita àquelas com grande massa ou a tipos extraordinariamente raros de estrelas binárias contendo anãs brancas.[1]

A mais antiga supernova já registrada por humanos, conhecida como HB9, poderia ter sido vista por observadores indianos desconhecidos em 4500±1000 a.C.[2] Mais tarde, a SN 185 foi vista por astrônomos chineses no ano 185 d.C. A supernova mais brilhante registrada foi a SN 1006, que ocorreu no ano de 1006 na constelação de Lúpus e foi descrita por observadores na China, Japão, Iraque, Egito e Europa.[3][4][5] A amplamente observada supernova SN 1054 produziu a Nebulosa do Caranguejo. Já as supernovas SN 1572 e SN 1604, as últimas a serem observadas a olho nu na Via Láctea, tiveram efeitos notáveis no desenvolvimento da astronomia na Europa porque foram usadas para argumentar contra a ideia aristotélica de que o universo, além da Lua e os planetas, era estático e imutável.[6] Johannes Kepler começou a observar SN 1604 em seu pico em 17 de outubro de 1604 e continuou a fazer estimativas de seu brilho até que desapareceu da vista a olho nu um ano depois.[7] Foi a segunda supernova observada em uma geração (após a SN 1572 vista por Tycho Brahe em Cassiopeia).[8]

Há algumas evidências de que a supernova galáctica mais jovem, G1.9+0.3, ocorreu no final do século XIX, consideravelmente mais recentemente do que Cassiopeia A por volta de 1680.[9] Nenhuma supernova foi observada na época. No caso de G1.9+0.3, a alta extinção ao longo do plano da galáxia poderia ter escurecido o evento o suficiente para passar despercebido. A situação da Cassiopeia A é menos clara. Ecos de luz infravermelha foram detectados mostrando que era uma supernova do tipo IIb e não estava em uma região de grande extinção.[10]

A observação e a descoberta de supernovas extragalácticas são agora muito mais comuns. A primeira dessas observações foi a de SN 1885A na Galáxia de Andrômeda. Hoje, astrônomos amadores e profissionais encontram várias centenas a cada ano, algumas perto do brilho máximo, outras em velhas fotografias ou placas astronômicas. Os astrônomos americanos Rudolph Minkowski e Fritz Zwicky desenvolveram o moderno esquema de classificação de supernovas a partir de 1941.[11] Durante a década de 1960, os astrônomos descobriram que as intensidades máximas das supernovas podiam ser usadas como velas padrão, portanto indicadores de distâncias astronômicas.[12] Algumas das supernovas mais distantes observadas em 2003 pareceram mais fracas do que o esperado. Isso apoia a visão de que a expansão do universo está se acelerando.[13] Foram desenvolvidas técnicas para reconstruir eventos de supernovas que não têm registros escritos de observação. A data da Cassiopeia A foi determinada a partir de ecos de luz em nebulosas,[14] enquanto a idade do remanescente de supernova RX J0852.0-4622 foi estimada a partir de medições de temperatura[15] e de emissões de raios gama da decadência radioativa do titânio-44.[16]

 
SN Antikythera no aglomerado de galáxias RXC J0949.8 + 1707. SN Eleanor e SN Alexander foram observados na mesma galáxia em 2011[17]

A supernova mais luminosa já registrada é ASASSN-15lh. Foi detectada pela primeira vez em junho de 2015 e atingiu o pico de 570 bilhões de L☉, que é o dobro da luminosidade bolométrica de qualquer outra supernova conhecida.[18] No entanto, a natureza desta supernova continua a ser debatida e várias explicações alternativas foram sugeridas, por exemplo, a destruição por forças de maré de um buraco negro.[19]

Entre as primeiras supernovas detectadas desde o momento da detonação, e para os quais os primeiros espectros foram obtidos (começando 6 horas após a explosão real), está a SN 2013fs Tipo II (iPTF13dqy), que foi registrada 3 horas após o evento de supernova em 6 de outubro 2013 pela Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). A estrela está localizada em uma galáxia espiral chamada NGC 7610, 160 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Pégaso.[20][21]

Em 20 de setembro de 2016, o astrônomo amador Victor Buso de Rosário, Argentina, estava testando seu telescópio.[22][23] Ao tirar várias fotos da galáxia NGC 613, Buso encontrou uma supernova que acabara de se tornar visível na Terra. Depois de examinar as imagens, ele entrou em contato com o Instituto de Astrofísica de La Plata. "Foi a primeira vez que alguém capturou os momentos iniciais da 'fuga de choque' de uma supernova óptica, uma não associada a uma explosão de raios gama ou raios-X." As chances de capturar tal evento foram colocadas entre uma em dez milhões e uma em cem milhões, de acordo com a astrônoma Melina Bersten, do Instituto de Astrofísica. A supernova que Buso observou era do Tipo IIb feita por uma estrela vinte vezes a massa do sol. O astrônomo Alex Filippenko, da Universidade da Califórnia, comentou que os astrônomos profissionais vinham procurando por um evento assim há muito tempo. Ele afirmou: "Observações de estrelas nos primeiros momentos em que começam a explodir fornecem informações que não podem ser obtidas diretamente de nenhuma outra forma."[22]

Descoberta

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Remanescente de supernova SNR E0519-69.0 na Grande Nuvem de Magalhães

Os primeiros trabalhos sobre o que originalmente se acreditava ser simplesmente uma nova categoria de novas foram realizados durante a década de 1920. Estas eram chamadas de "Novae de classe alta", "Hauptnovae" ou "Novae gigante".[24] Acredita-se que o nome "supernovas" tenha sido cunhado por Walter Baade e Fritz Zwicky em palestras na Caltech durante 1931. Foi usado, como "super-novae", em um artigo de jornal publicado por Knut Lundmark em 1933[25] e em um artigo de 1934 por Baade e Zwicky.[26] Em 1938, o hífen havia se perdido e o nome moderno já estava em uso.[27] Como as supernovas são eventos relativamente raros dentro de uma galáxia, ocorrendo cerca de três vezes por século na Via Láctea, por exemplo,[28] a obtenção de uma boa amostra de supernovas para estudar requer o monitoramento regular de muitas galáxias diferentes. Supernovas em outras galáxias não podem ser previstas com nenhuma precisão significativa. Normalmente, quando são descobertas, já estão em andamento.[29] Para usar supernovas como velas padrão para medir distâncias, é necessária a observação de seu pico de luminosidade. Portanto, é importante descobri-las bem antes de atingirem seu máximo. Astrônomos amadores, que superam em muito os astrônomos profissionais, desempenharam um papel importante na descoberta de supernovas, normalmente olhando para algumas das galáxias mais próximas através de um telescópio óptico e comparando-as com fotografias anteriores.[30]

No final do século XX, os astrônomos se voltaram cada vez mais para telescópios controlados por computador e CCDs para caçar supernovas. Embora esses sistemas sejam populares entre os amadores, também existem instalações profissionais, como o telescópio Katzman Automatic Imaging.[31] O projeto Supernova Early Warning System (SNEWS) usa uma rede de detectores de neutrinos para dar um alerta antecipado de uma supernova na Via Láctea.[32][33] Neutrinos são partículas produzidas em grandes quantidades por uma supernova e não são significativamente absorvidos pelo gás interestelar e poeira do disco galáctico.[34]

 
"Uma estrela prestes a explodir", a nebulosa SBW1 envolve uma enorme supergigante azul na Nebulosa de Eta Carinae

As pesquisas de supernova se enquadram em duas classes: aquelas focadas em eventos relativamente próximos e aquelas que procuram mais longe. Por causa da expansão do universo, a distância a um objeto remoto com um espectro de emissão conhecido pode ser estimada medindo seu desvio Doppler (ou desvio para o vermelho); em média, objetos mais distantes recuam com maior velocidade do que os próximos e, portanto, têm um desvio para o vermelho (ou redshift em inglês) maior. Assim, a pesquisa é dividida entre alto redshift e baixo redshift, com a fronteira caindo em torno de uma faixa de redshift de z = 0,1–0,3 - onde z é uma medida adimensional da mudança de frequência do espectro.[35]

Pesquisas de alto desvio para o vermelho para supernovas geralmente envolvem a observação das curvas de luz que elas produzem. Elas são úteis para velas padrão ou calibradas para gerar diagramas de Hubble e fazer previsões cosmológicas. A espectroscopia de supernovas, usada para estudar a física e os ambientes das supernovas, é mais prática em redshift baixo do que em alto.[36][37] Observações de baixo redshift também ancoram a extremidade de baixa distância da curva de Hubble, que é um gráfico de distância versus o desvio para o vermelho das galáxias visíveis.[38][39]

Convenção de nomes

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Imagem de compilação ótica, infravermelha e de raio X de comprimento de onda do remanescente da supernova de Kepler, SN 1604

As descobertas de supernovas são relatadas ao Escritório Central de Telegramas Astronômicos da União Astronômica Internacional, que envia uma circular com o nome que atribui a essa supernova. O nome é formado a partir do prefixo SN, seguido pelo ano da descoberta, sufixado com uma designação de uma ou duas letras. As primeiras 26 supernovas do ano são designadas com uma letra maiúscula de A a Z. Posteriormente, pares de letras minúsculas são usados: aa, ab e assim por diante. Assim, por exemplo, SN 2003C designa a terceira supernova relatada no ano de 2003.[40] A última supernova de 2005, SN 2005nc, foi a 367ª (14 × 26 + 3 = 367). O sufixo "nc" atua como uma codificação bijetiva de base 26, com a = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26. Desde 2000, astrônomos profissionais e amadores têm encontrado várias centenas de supernovas a cada ano (572 em 2007, 261 em 2008, 390 em 2009; 231 em 2013).[41][42]

As supernovas históricas são conhecidas simplesmente pelo ano em que ocorreram: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (denominada Nova de Tycho) e SN 1604 (Estrela de Kepler). Desde 1885, a notação de letra adicional foi usada, mesmo que houvesse apenas uma supernova descoberta naquele ano (por exemplo SN 1885A, SN 1907A, etc.) - esta última aconteceu com SN 1947A . SN, para SuperNova, é um prefixo padrão. Até 1987, as designações de duas letras raramente eram necessárias; desde 1988, porém, elas são necessárias todos os anos. Desde 2016, o número crescente de descobertas tem levado regularmente ao uso adicional de designações de três dígitos.[43]

 
Impressão artística da supernova 1993J[44]

Classificação

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Os astrônomos classificam as supernovas de acordo com suas curvas de luz e as linhas de absorção de diferentes elementos químicos que aparecem em seus espectros. Se o espectro de uma supernova contém linhas de hidrogênio (conhecidas como a série de Balmer na porção visual do espectro), ela é classificada como Tipo II; caso contrário, é Tipo I. Em cada um desses dois tipos, há subdivisões de acordo com a presença de linhas de outros elementos ou a forma da curva de luz (um gráfico da magnitude aparente da supernova em função do tempo).[45][46]

Taxonomia das supernovas[45][46]
Tipo I
Sem hidrogênio 		Tipo Ia
Apresenta uma linha única ionizada de silício (Si II) em 615,0 nm (nanometros), perto do pico da luz 		Escape térmico
Tipo Ib/c
Absorção de silício fraca ou ausente 		Tipo Ib
Mostra uma linha não ionizada hélio (He I) em 587,6 nm 		Colapso nuclear
Tipo Ic
Hélio fraco ou ausente
Tipo II
Apresenta hidrogênio 		Tipo II-P/-L/n
Tipo II 		Tipo II-P/L
 Tipo II-P
Alcança um "platô" em sua curva de luz
Tipo II-L
Exibe uma diminuição "linear" em sua curva de luz (linear em magnitude em relação ao tempo)[47]
Tipo IIn
Algumas linhas estreitas
Tipo IIb
O espectro muda para se tornar como o Tipo Ib

Tipo I

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As supernovas do Tipo I são subdivididas com base em seus espectros, sendo que o Tipo Ia mostra uma forte linha espectral de silício ionizado. As supernovas do Tipo I sem esta linha forte são classificadas como Tipo Ib e Ic, sendo que o Tipo Ib mostra fortes linhas neutras de hélio, enquanto o Tipo Ic não apresenta esta característica. As curvas de luz são todas semelhantes, embora o Tipo Ia seja geralmente mais brilhante no pico de luminosidade, mas a curva de luz não é importante para a classificação das supernovas do Tipo I.[48]

Uma pequena proporção de supernovas do tipo Ic mostra linhas de emissão altamente ampliadas e combinadas que são consideradas como indicadoras de velocidades de expansão muito altas para o material ejetado. Estas foram classificados como tipo Ic-BL ou Ic-bl.[48]

Tipo II

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Curvas de luz são usadas para classificar supernovas Tipo II-P e Tipo II-L

As supernovas do Tipo II também podem ser subdivididas com base em seus espectros. Enquanto a maioria das supernovas Tipo II mostram linhas de emissão muito largas que indicam velocidades de expansão de muitos milhares de quilômetros por segundo, algumas, como a SN 2005gl, têm características relativamente estreitas em seus espectros. Elas são chamadas de Tipo IIn, onde o 'n' significa 'estreito'.[49]

Algumas supernovas, como SN 1987K[50] e SN 1993J, parecem mudar de tipo: elas mostram linhas de hidrogênio nos primeiros tempos, mas, em um período de semanas a meses, tornam-se dominados por linhas de hélio. O termo "Tipo IIb" é usado para descrever a combinação de recursos normalmente associados aos Tipos II e Ib.[46]

As supernovas do Tipo II com espectros normais dominados por linhas largas de hidrogênio que permanecem durante o declínio são classificadas com base em suas curvas de luz. O tipo mais comum mostra um "platô" distinto na curva de luz logo após o pico de brilho, onde a luminosidade visual permanece relativamente constante por vários meses antes de o declínio recomeçar. Estas são chamadas de Tipo II-P, referindo-se ao platô. Menos comuns são as supernovas do Tipo II-L que carecem de um platô distinto. O "L" significa "linear", embora a curva de luz não seja realmente uma linha reta. Supernovas que não se enquadram nas classificações normais são designadas como peculiares ou 'pec'.[46]

Tipos III, IV e V

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Fritz Zwicky definiu tipos adicionais de supernovas com base em poucos exemplos que não se encaixavam perfeitamente nos parâmetros para supernovas Tipo I ou Tipo II. SN 1961i em NGC 4303 era o protótipo e único membro da classe de supernovas Tipo III, conhecida por sua ampla curva de luz máxima e linhas de Balmer de hidrogênio amplas que demoravam para se desenvolver no espectro. SN 1961f em NGC 3003 era o protótipo e único membro da classe Tipo IV, com uma curva de luz semelhante a uma supernova Tipo II-P, com linhas espectrais de absorção hidrogênio, enquanto suas linhas de emissão de hidrogênio são fracas. A classe Tipo V foi cunhada para SN 1961V em NGC 1058, uma supernova tênue incomum ou uma supernova impostora com um aumento lento de brilho, um máximo que dura muitos meses e um espectro de emissão incomum. A semelhança do SN 1961V com a Grande Explosão de Eta Carinae foi notada.[51] Supernovas em M101 (1909) e M83 (1923 e 1957) também foram sugeridas como possíveis supernovas Tipo IV ou Tipo V.[52]

Todos esses tipos seriam agora tratados como supernovas Tipo II peculiares (IIpec), dos quais muitos outros exemplos foram descobertos, embora ainda seja debatido se SN 1961V foi uma supernova verdadeira após uma explosão de uma variável luminosa azul ou uma impostora.[47]

Modelos atuais

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A sequência mostra o rápido brilho e o desvanecimento mais lento de uma supernova na galáxia NGC 1365 (o ponto brilhante próximo e ligeiramente acima do centro galáctico)[53]

Escape térmico

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Formação de uma supernova Tipo Ia

Uma anã branca pode acumular material suficiente de uma companheira estelar para elevar a sua temperatura de núcleo ao ponto suficiente para inflamar a fusão do carbono, momento em que ele sofre uma fusão nuclear de avalanche térmica. Existem três vias pelas quais essa detonação é teorizada para acontecer: a acreção estável de material de uma companheira, a colisão de duas anãs brancas ou a acreção que causa a ignição em uma concha que então incendeia o núcleo. O mecanismo dominante pelo qual as supernovas Tipo Ia são produzidas permanece obscuro.[54] Apesar desta incerteza, as supernovas Tipo Ia têm propriedades muito uniformes e são velas padrão úteis em distâncias intergalácticas. Algumas calibrações são necessárias para compensar a mudança gradual nas propriedades ou frequências diferentes de supernovas de luminosidade anormal em alto desvio para o vermelho e para pequenas variações no brilho identificadas pela forma da curva de luz ou espectro.[55][56]

Tipo Normal Ia

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Existem vários meios pelos quais uma supernova desse tipo pode se formar, mas eles compartilham um mecanismo subjacente comum. Se uma anã branca de carbono-oxigênio agregasse matéria suficiente para atingir o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,44 massas solares (M☉)[57] (para uma estrela não rotativa), ela não seria mais capaz de suportar a maior parte de sua massa através pressão de degenerescência eletrônica[58][59] e começaria a entrar em colapso. No entanto, a visão atual é que esse limite não é normalmente atingido; o aumento da temperatura e da densidade dentro do núcleo inicia a fusão do carbono conforme a estrela se aproxima do limite (cerca de 1%[60]) antes do colapso ser iniciado. Para um núcleo composto principalmente de oxigênio, neônio e magnésio, a anã branca em colapso normalmente formará uma estrela de nêutrons. Nesse caso, apenas uma fração da massa da estrela será ejetada durante o colapso.[59]

Animação de duas estrelas anãs colidindo e formando uma supernova Tipo Ia, Observatório Europeu do Sul (2015)

Em alguns segundos, uma fração substancial da matéria na anã branca sofre fusão nuclear, liberando energia suficiente (1– 2)[61] para transformar a estrela em uma supernova.[62] Uma onda de choque em expansão externa é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5 000 a 20 000 km/s, ou cerca de 3% da velocidade da luz. Há também um aumento significativo na luminosidade, atingindo uma magnitude absoluta de −19,3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante que o Sol), com pouca variação.[63]

O modelo para a formação desta categoria de supernova é um sistema estelar binário próximo. A maior das duas estrelas é a primeira a evoluir da sequência principal e se expande para formar uma gigante vermelha. As duas estrelas agora compartilham um invólucro comum, fazendo com que sua órbita mútua encolha. A estrela gigante então perde a maior parte de seu invólucro, perdendo massa até que não possa mais continuar o processo de fusão nuclear. Nesse ponto, ela se torna uma estrela anã branca, composta principalmente de carbono e oxigênio.[64]

As supernovas do Tipo Ia seguem uma curva de luz característica - o gráfico da luminosidade em função do tempo - após o evento. Esta luminosidade é gerada pela decadência radioativa do níquel -56 ao cobalto -56 ao ferro -56.[63] O pico de luminosidade da curva de luz é extremamente consistente em supernovas normais do Tipo Ia, tendo uma magnitude absoluta máxima de cerca de -19,3. Isso ocorre porque as supernovas do Tipo Ia surgem de um tipo consistente de estrela progenitora por aquisição gradual de massa e explodem quando adquirem uma massa típica consistente, dando origem a condições e comportamento de supernova muito semelhantes. Isso permite que eles sejam usados como uma vela padrão secundária[65] para medir a distância até suas galáxias hospedeiras.[66]

Tipo Ia não padrão

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Outro modelo para a formação de supernovas Tipo Ia envolve a fusão de duas estrelas anãs brancas, com a massa combinada excedendo momentaneamente o limite de Chandrasekhar.[67] Há muita variação neste tipo de evento.[68] Supernovas anormalmente brilhantes do Tipo Ia ocorrem quando a anã branca já tem uma massa maior do que o limite de Chandrasekhar,[69] possivelmente aumentada pela assimetria.[70]

Não há subclassificação formal para as supernovas não padronizadas do Tipo Ia. Foi proposto que um grupo de supernovas sub-luminosas que ocorrem quando o hélio se acumula em uma anã branca deve ser classificado como Tipo Iax.[71][72] Este tipo de supernova nem sempre pode destruir completamente o progenitor da anã branca e pode deixar para trás uma estrela zumbi.[73]

Um tipo específico de supernova Tipo Ia não padrão desenvolve hidrogênio, e outro, linhas de emissão e dá a aparência de uma mistura entre uma supernova normal Tipo Ia e uma supernova Tipo IIn. Os exemplos são SN 2002ic e SN 2005gj. Essas supernovas foram chamadas de Tipo Ia/IIn, Tipo Ian, Tipo IIa e Tipo IIan.[74]

Colapso do núcleo

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As camadas de uma estrela massiva evoluída pouco antes do colapso do núcleo (sem escala)

Estrelas muito massivas podem sofrer colapso do núcleo quando a fusão nuclear torna-se incapaz de sustentar o núcleo contra sua própria gravidade; ultrapassar esse limite é a causa de todos os tipos de supernova, exceto o Tipo Ia. O colapso pode causar a expulsão violenta das camadas externas da estrela, resultando em uma supernova, ou a liberação de energia potencial gravitacional pode ser insuficiente e a estrela pode colapsar em um buraco negro ou estrela de nêutrons com pouca energia irradiada.[75][76]

O colapso do núcleo pode ser causado por vários mecanismos diferentes, como captura de elétrons; ultrapassagem do limite de Chandrasekhar; instabilidade do par; ou fotodesintegração:[75][76]

  • Quando uma estrela massiva desenvolve um núcleo de ferro maior que a massa de Chandrasekhar, ela não será mais capaz de se sustentar pela pressão de degenerescência eletrônica e colapsará ainda mais em uma estrela de nêutrons ou buraco negro;
  • A captura de elétrons pelo magnésio em um núcleo degenerado de O/Ne/Mg causa o colapso gravitacional seguido por uma fusão explosiva de oxigênio, com resultados muito semelhantes;
  • A produção do par elétron-pósitron em um grande núcleo de queima pós-hélio remove o suporte termodinâmico e causa o colapso inicial seguido pela fusão descontrolada, resultando em uma supernova de instabilidade do par;
  • Um núcleo estelar suficientemente grande e quente pode gerar raios gama com energia suficiente para iniciar a fotodesintegração diretamente, o que causará um colapso completo do núcleo.

A tabela abaixo lista as razões conhecidas para o colapso do núcleo em estrelas massivas, os tipos de estrelas em que ocorrem, seu tipo de supernova associado e o remanescente produzido. A metalicidade é a proporção de outros elementos além de hidrogênio ou hélio, em comparação com o Sol. A massa inicial é a massa da estrela anterior ao evento da supernova, dada em múltiplos da massa do Sol, embora a massa no momento da supernova possa ser muito menor.[75]

As supernovas do Tipo IIn não estão listadas na tabela. Elas podem ser produzidas por vários tipos de colapso do núcleo em estrelas progenitoras diferentes, possivelmente até por ignições de anãs brancas do Tipo Ia, embora pareça que a maioria será do colapso do núcleo de ferro em supergigantes ou hipergigantes luminosas (incluindo VLAs). As estreitas linhas espectrais pelas quais são nomeados ocorrem porque a supernova está se expandindo em uma pequena nuvem densa de material circunstelar.[77] Parece que uma proporção significativa das supostas supernovas do Tipo IIn são supernovas impostoras, erupções massivas de estrelas semelhantes a VLA semelhantes à Grande Erupção de Eta Carinae. Nesses eventos, o material anteriormente ejetado da estrela cria as linhas de absorção estreitas e causa uma onda de choque por meio da interação com o material recém-ejetado.[78]

Cenários de colapso do núcleo por massa e metalicidade[75]
Causa do colapso A estrela progenitora aproxima a massa inicial ( massas solares ) Tipo Supernova Remanescente
Captura de elétrons em um núcleo degenerado de O + Ne + Mg 9-10 Desmaiado II-P Estrêla de Neutróns
Colapso do núcleo de ferro 10-25 Desmaiado II-P Estrêla de Neutróns
25-40 com metalicidade baixa ou solar Normal II-P Buraco negro após queda de material em uma estrela de nêutrons inicial
25-40 com metalicidade muito alta II-L ou II-b Estrêla de Neutróns
40-90 com baixa metalicidade Nenhum Buraco negro
≥40 com metalicidade quase solar Ib / c fraco ou hipernova com explosão de raios gama (GRB) Buraco negro após queda de material em uma estrela de nêutrons inicial
≥40 com metalicidade muito alta Ib / c Estrêla de Neutróns
≥90 com baixa metalicidade Nenhum, GRB possível Buraco negro
Instabilidade do par 140-250 com baixa metalicidade II-P, às vezes uma hipernova, possível GRB Sem remanescente
Fotodisintegração ≥250 com baixa metalicidade Nenhum (ou supernova luminosa?), Possível GRB Buraco negro enorme
 
Tipos de supernova por massa-metalicidade inicial
 
Remanescentes de estrelas massivas únicas

Quando um núcleo estelar não é mais apoiado contra a gravidade, ele colapsa sobre si mesmo com velocidades que chegam a 70 mil km/s (0,23 c), resultando em um rápido aumento na temperatura e da densidade. O que se segue depende da massa e da estrutura do núcleo em colapso, sendo que núcleos degenerados de baixa massa formando estrelas de nêutrons, núcleos degenerados de maior massa colapsando completamente em buracos negros e núcleos não degenerados sofrendo fusão descontrolada.[79]

O colapso inicial de núcleos degenerados é acelerado pela emissão beta, fotodesintegração e captura de elétrons, o que causa uma explosão de neutrinos de elétrons. À medida que a densidade aumenta, a emissão de neutrinos é cortada, pois eles ficam presos no núcleo. O núcleo interno então atinge 30 km de diâmetro.[80]

Em núcleos de massa inferior, o colapso é interrompido e o núcleo de nêutrons recém-formado tem uma temperatura inicial de cerca de 100 bilhões de Kelvin, 6 000 vezes a temperatura do centro do Sol.[81] Nessa temperatura, pares de neutrino-antineutrino de todos os tipos são formados de maneira eficiente por emissão térmica. Esses neutrinos térmicos são várias vezes mais abundantes do que os neutrinos de captura de elétrons.[82] Cerca de 1046 joules, aproximadamente 10% da massa em repouso da estrela, são convertidos em uma explosão de neutrinos de dez segundos, que é a principal saída do evento.[80] O colapso do núcleo repentinamente interrompido se recupera e produz uma onda de choque que para em milissegundos.[83]

O colapso de um núcleo não degenerado maciço irá inflamar uma fusão ainda maior. Quando o colapso do núcleo é iniciado pela instabilidade do par, a fusão do oxigênio começa e o colapso pode ser interrompido.[84]

 
Dentro de uma estrela massiva evoluída (a), as camadas dos elementos se fundem, formando um núcleo de ferro (b) que atinge a massa de Chandrasekhar e começa a entrar em colapso. A parte interna do núcleo é comprimida em nêutrons (c), fazendo com que o material em queda salte (d) e forme uma frente de choque de propagação externa (vermelho). O choque começa a parar (e), mas é revigorado por um processo que pode incluir interação de neutrino. O material circundante é explodido (f), deixando apenas um remanescente degenerado

Para massas centrais de 40–60 M☉, o colapso cessa e a estrela permanece intacta, mas o colapso ocorrerá novamente quando um núcleo maior se formar. Para núcleos de cerca de 60–130 M☉, a fusão de oxigênio e elementos mais pesados é tão energética que toda a estrela é destruída, causando uma supernova. Na extremidade superior da faixa de massa, a supernova é excepcionalmente luminosa e de vida extremamente longa devido a muitas massas solares de 56Ni ejetadas. Para massas de núcleo ainda maiores, a temperatura do núcleo torna-se alta o suficiente para permitir a fotodesintegração e o núcleo colapsa completamente em um buraco negro.[84]

Tipo II

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O subluminoso atípico Tipo II SN 1997D

Estrelas com massas iniciais menores que cerca de 8 M nunca desenvolve um núcleo grande o suficiente para entrar em colapso e eventualmente perdem sua atmosfera para se tornarem anãs brancas. Estrelas com pelo menos 9 M☉ (possivelmente até 12 M☉[85]) evoluem de forma complexa, queimando progressivamente elementos mais pesados em temperaturas mais altas em seus núcleos.[80][86] A estrela fica em camadas como uma cebola, com a queima de elementos mais facilmente fundidos ocorrendo em conchas maiores.[75][87] Embora popularmente descrito como uma cebola com núcleo de ferro, os progenitores de supernova menos massivos têm apenas núcleos de oxigênio-neônio (-magnésio). Essas estrelas super RAG podem formar a maioria das supernovas de colapso do núcleo, embora menos luminosas e, portanto, menos comumente observadas do que aquelas de progenitores mais massivos.[85]

Tipo Ib e Ic

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SN 2008D, uma supernova Tipo Ib,[88] mostrada em raios-X (esquerda) e luz visível (direita) na extremidade superior da galáxia[89]

Essas supernovas, como as do Tipo II, são estrelas massivas que sofrem colapso do núcleo. No entanto, as estrelas que se tornam supernovas dos Tipos Ib e Ic perderam a maior parte de seus envoltórios externos (hidrogênio) devido aos fortes ventos estelares ou então pela interação com uma companheira.[90] Essas estrelas são conhecidas como estrelas Wolf-Rayet e ocorrem em metalicidade moderada a alta, onde ventos contínuos causam taxas de perda de massa suficientemente altas. As observações da supernova Tipo Ib/c não correspondem à ocorrência observada ou esperada de estrelas Wolf-Rayet e explicações alternativas para este tipo de supernova envolvem estrelas destituídas de seu hidrogênio por interações binárias. Os modelos binários fornecem uma correspondência melhor para as supernovas observadas, com a condição de que nenhuma estrela binária de hélio adequada tenha sido observada.[91]

Alguns por cento das supernovas Tipo Ic estão associados a explosões de raios gama (ERG), embora também se acredite que qualquer supernova Tipo Ib ou Ic desprovida de hidrogênio poderia produzir uma ERG, dependendo das circunstâncias da geometria.[92] O mecanismo para produzir esse tipo de ERG são os jatos produzidos pelo campo magnético do magnetar em rápida rotação formado no núcleo em colapso da estrela. Os jatos também transferem energia para a camada externa em expansão, produzindo uma supernova superluminosa.[93][94]

Supernovas ultradespojadas ocorrem quando a estrela em explosão foi despojada (quase) até o núcleo de metal, por meio de transferência de massa em um binário próximo.[95] Como resultado, muito pouco material é ejetado da estrela em explosão (c. 0.1 M☉). Nos casos mais extremos, supernovas ultradespojadas podem ocorrer em núcleos de metal descobertos, pouco acima do limite de massa de Chandrasekhar. SN 2005ek pode ser um exemplo observacional de uma supernova ultradespojada, dando origem a uma curva de luz de decadência rápida e relativamente fraca. A natureza das supernovas ultradespojadas pode ser tanto o colapso do núcleo de ferro quanto as supernovas de captura de elétrons, dependendo da massa do núcleo em colapso.[96]

Supernovas com falha

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O colapso do núcleo de algumas estrelas massivas pode não resultar em uma supernova visível. O modelo principal para isso é um núcleo com massa suficiente para que a energia cinética seja insuficiente para reverter a queda das camadas externas em um buraco negro. Esses eventos são difíceis de detectar, mas grandes recenseamentos detectaram possíveis candidatos.[97][98] A supergigante vermelha N6946-BH1 em NGC 6946 sofreu uma explosão modesta em março de 2009, antes de desaparecer de vista. Apenas uma fraca fonte infravermelha permanece na localização da estrela.[99]

Curvas de luz

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Curvas de luz comparativas do tipo supernova

Um quebra-cabeça histórico dizia respeito à fonte de energia que pode manter o brilho da supernova óptica por meses. Embora a energia que interrompe cada tipo de supernova seja entregue prontamente, as curvas de luz são dominadas pelo aquecimento radioativo subsequente do material ejetado em rápida expansão. Alguns consideraram a energia rotacional do pulsar central. Os gases ejetados escureceriam rapidamente sem alguma entrada de energia para mantê-los quentes. A natureza intensamente radioativa dos gases ejetados, que agora se sabe ser correta para a maioria das supernovas, foi calculada pela primeira vez em bases sólidas de nucleossíntese no final dos anos 1960.[100] Foi só no SN 1987A que a observação direta das linhas de raios gama identificou inequivocamente os principais núcleos radioativos.[101]

Sabe-se agora por observação direta que grande parte da curva de luz (o gráfico da luminosidade em função do tempo) após a ocorrência de uma Supernova Tipo II, como a SN 1987A, é explicada por esses decaimentos radioativos. Embora a emissão luminosa consista em fótons ópticos, é a potência radioativa absorvida pelos gases ejetados que mantém o remanescente quente o suficiente para irradiar luz. O decaimento radioativo de 56Ni através de suas filhas de 56Co a 56Fe produz fótons de raios gama, principalmente de 847keV e 1238keV, que são absorvidos e dominam o aquecimento e, portanto, a luminosidade do material ejetado em tempos intermediários (várias semanas) a tempos tardios (vários meses).[102] A energia para o pico da curva de luz de SN1987A foi fornecida pelo decaimento de 56Ni a 56Co (meia-vida de 6 dias), enquanto a energia para a curva de luz posterior em particular se ajustou muito de perto com a meia-vida de 77,3 dias de 56Co decaindo para 56Fe. Medições posteriores por telescópios espaciais de raios gama da pequena fração dos raios gama de 56Co e 57Co que escaparam do remanescente SN 1987A sem absorção confirmaram as previsões anteriores de que esses dois núcleos radioativos eram as fontes de energia.[101]

 
Messier 61 (52 milhões de anos-luz de distância aproximadamente) com SN2020jfo (Supernova) tirada por um astrônomo amador em 2020

As curvas de luz para o Tipo Ia são em sua maioria muito uniformes, com uma magnitude absoluta máxima consistente e um declínio relativamente acentuado na luminosidade. Sua produção de energia óptica é impulsionada pela decadência radioativa do níquel-56 ejetado (meia-vida de 6 dias), que então decai para cobalto-56 radioativo (meia-vida de 77 dias). Esses radioisótopos estimulam o material circundante à incandescência. Os estudos da cosmologia hoje dependem da radioatividade de 56Ni, fornecendo a energia para o brilho óptico das supernovas do Tipo Ia, que são as "velas padrão" da cosmologia, mas cujos raios gama de diagnóstico 847keV e 1238keV foram detectados pela primeira vez apenas em 2014.[103]

As curvas de luz para supernovas do tipo II são caracterizadas por um declínio muito mais lento do que o do tipo I, da ordem de 0,05 magnitudes por dia,[104] excluindo a fase de platô. A saída de luz visível é dominada por energia cinética, em vez de decadência radioativa, por vários meses, devido principalmente à existência de hidrogênio no material ejetado da atmosfera da estrela progenitora supergigante. Na destruição inicial, esse hidrogênio se torna aquecido e ionizado. A maioria das supernovas do Tipo II mostra um platô prolongado em suas curvas de luz à medida que esse hidrogênio se recombina, emitindo luz visível e se tornando mais transparente. Isso é seguido por uma curva de luz decrescente impulsionada pelo decaimento radioativo, embora mais lento do que nas supernovas do Tipo I, devido à eficiência da conversão em luz por todo o hidrogênio.[47]

No Tipo II-L, o platô está ausente porque a estrela progenitora tinha relativamente pouco hidrogênio restante em sua atmosfera, suficiente para aparecer no espectro, mas insuficiente para produzir um platô perceptível na saída de luz. Nas supernovas do Tipo IIb, a atmosfera de hidrogênio do progenitor está tão esgotada (provavelmente devido à redução das marés por uma estrela companheira) que a curva de luz está mais próxima de uma supernova do Tipo I e o hidrogênio até mesmo desaparece do espectro após várias semanas.[47]

Propriedades físicas das supernovas por tipo[105][106]
Digite a Magnitude absoluta média do pico b Energia aproximada ( inimigo ) c Dias para atingir o pico de luminosidade Dias do pico a 10% de luminosidade
I a -19 1 Aproximadamente. 19 cerca de 60
Ib / c (fraco) por volta de -15 0,1 15-25 desconhecido
Ib por volta de -17 1 15-25 40-100
Ic por volta de -16 1 15-25 40-100
Ic (brilhante) para -22 acima de 5 cerca de 25 cerca de 100
II-b por volta de -17 1 cerca de 20 cerca de 100
II-L por volta de -17 1 por volta de 13 cerca de 150
II-P (desmaiado) por volta de -14 0,1 cerca de 15 desconhecido
II-P em torno de -16 1 cerca de 15 Platô então cerca de 50
IIn d por volta de -17 1 12-30 ou mais 50-150
IIn (claro) para -22 acima de 5 acima de 50 acima de 100

Notas:

  • a. ↑ Tipos desmaiados podem ser uma subclasse distinta. Os tipos brilhantes podem ser um continuum de ligeiramente superluminoso a hipernovas.
  • b. ↑ Essas magnitudes são medidas na banda R. As medições nas bandas V ou B são comuns e terão cerca de metade de uma magnitude mais brilhante para supernovas.
  • c. ↑ Ordem de magnitude energia cinética. A energia eletromagnética irradiada total é geralmente menor, a energia do neutrino (teórica) muito maior.
  • d. ↑ Provavelmente um grupo heterogêneo, qualquer um dos outros tipos embutidos na nebulosidade.

Assimetria

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O pulsar na nebulosa do Caranguejo está viajando a 375 km / s em relação à nebulosa[107]

Uma questão de longa data em torno das supernovas Tipo II é o motivo pelo qual o objeto compacto restante recebe uma grande velocidade para longe do epicentro.[108]

Uma possível explicação para essa assimetria é a convecção em grande escala acima do núcleo, o que pode criar variações na abundância local de elementos, resultando em queima nuclear desigual durante o colapso, salto e expansão resultantes.[109]

Outra explicação possível é que o acréscimo de gás na estrela de nêutrons central pode criar um disco que impulsiona jatos altamente direcionais, impulsionando matéria em alta velocidade para fora da estrela e gerando choques transversais que desestabilizam completamente a estrela. Esses jatos podem desempenhar um papel crucial na supernova resultante.[110][111]

Assimetrias iniciais também foram confirmadas em supernovas do Tipo Ia por meio de observação. Esse resultado pode significar que a luminosidade inicial desse tipo de supernova depende do ângulo de visão. No entanto, a expansão torna-se mais simétrica com o passar do tempo. As assimetrias iniciais são detectáveis medindo a polarização da luz emitida.[112]

Produção de energia

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Os decaimentos radioativos de níquel-56 e cobalto-56 que produzem uma curva de luz visível de supernova

As supernovas do Tipo Ia derivam sua energia de uma fusão nuclear descontrolada de uma anã branca composta por carbono-oxigênio. Os detalhes da energética ainda não foram totalmente compreendidos, mas o resultado final é a ejeção de toda a massa da estrela original em alta energia cinética. Cerca de metade de uma massa solar dessa massa é 56Ni gerado pela queima de silício. 56Ni é radioativo e decai em 56Co por emissão de pósitrons (com meia-vida de seis dias) e raios gama. O próprio 56Co decai pelo caminho da emissão de pósitrons com meia-vida de 77 dias em 56Fe estável. Esses dois processos são responsáveis pela radiação eletromagnética das supernovas do Tipo Ia. Em combinação com a mudança de transparência do material ejetado, eles produzem uma curva de luz em rápido declínio.[113]

Energética de supernovas
Super Nova Energia total aproximada



10 44 joules (inimigo) c 		Ni ejetado




(massas solares) 		Energia neutrino




(inimigo) 		Energia cinética




(inimigo) 		Radiação eletromagnética




(inimigo)
Tipo Ia[113][114][115] 1,5 0,4 - 0,8 0,1 1,3 - 1,4 ~ 0,01
Colapso do núcleo[116][117] 100 (0,01) - 1 100 1 0,001 - 0,01
Hypernova 100 ~ 1 1-100 1-100 ~ 0,1
Instabilidade do par[84] 5-100 0,5 - 50 baixo? 1-100 0,01 - 0,1

Progenitor

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Na impressão deste artista, é mostrada uma coleção de galáxias distantes, a supernova ocasional pode ser vista. Cada uma dessas estrelas em explosão rivaliza brevemente com o brilho de sua galáxia hospedeira

O tipo de classificação da supernova está intimamente ligado ao tipo de estrela no momento do colapso. A ocorrência de cada tipo de supernova depende dramaticamente da metalicidade e, portanto, da idade da galáxia hospedeira.[91] As supernovas do Tipo Ia são produzidas a partir de estrelas anãs brancas em sistemas binários e ocorrem em todos os tipos de galáxias. As supernovas de colapso do núcleo são encontradas apenas em galáxias em formação estelar atual ou muito recente, uma vez que resultam de estrelas massivas de vida curta. Eles são mais comumente encontrados em galáxias espirais do Tipo Sc, mas também nos braços de outras galáxias espirais e em galáxias irregulares, especialmente galáxias starburst.[91]

Acredita-se que as supernovas do Tipo Ib/c e II-L, e possivelmente a maioria das supernovas do Tipo IIn, sejam produzidas apenas a partir de estrelas com níveis de metalicidade próximos ao solar que resultam em alta perda de massa de estrelas massivas, portanto, são menos comuns em galáxias mais antigas e mais distantes. A tabela mostra o progenitor para os principais tipos de supernova de colapso do núcleo e as proporções aproximadas que foram observadas na vizinhança local.[91]

Fração de tipos de supernovas de colapso do núcleo por progenitor[91]
Tipo Estrela progenitora Fração
Ib WC Wolf – Rayet ou estrela de hélio 9,0%
Ic WO Wolf – Rayet 17,0%
II-P Supergiant 55,5%
II-L Supergigante com uma concha de hidrogênio esgotada 3,0%
IIn Supergigante em uma nuvem densa de material expelido (como LBV ) 2,4%
IIb Supergigante com hidrogênio altamente empobrecido (removido pelo companheiro? ) 12,1%
IIpec Supergigante azul 1,0%

Há uma série de dificuldades em reconciliar a evolução estelar modelada e a observada que leva ao colapso do núcleo das supernovas. As supergigantes vermelhas são as progenitoras da grande maioria das supernovas de colapso do núcleo, sendo que foram observadas apenas em massas e luminosidades relativamente baixas, abaixo de cerca de 18 M☉ e 100 000 L☉, respectivamente. A maioria dos progenitores de supernovas do Tipo II não são detectados e devem ser consideravelmente mais tênues e, presumivelmente, menos massivos. Propõe-se agora que supergigantes vermelhas de maior massa não explodem como supernovas, mas, em vez disso, evoluem de volta para temperaturas mais altas. Vários progenitores de supernovas do Tipo IIb foram confirmados, e estes eram supergigantes K e G, mais um supergigante A.[118] As hipergigantes amarelas são progenitoras propostas para supernovas do Tipo IIb, e quase todas as supernovas do Tipo IIb próximas o suficiente para serem observadas mostraram serem provenientes de tais progenitoras.[119][120]

 
Estrela de nêutrons isolada na Pequena Nuvem de Magalhães

Até algumas décadas atrás, não se considerava que as supergigantes quentes explodissem, mas observações mostraram o contrário. Supergigantes azuis formam uma proporção inesperadamente alta de progenitores de supernova confirmados, em parte devido à sua alta luminosidade e fácil detecção, enquanto nenhum progenitor Wolf-Rayet foi identificado claramente.[118][121] Os modelos científicos têm dificuldade em mostrar como as supergigantes azuis perdem massa suficiente para alcançar o ponto de supernova sem progredir para um estágio evolutivo diferente. Um estudo mostrou uma possível rota para o colapso das variáveis azuis luminosas derivadas de supergigantes vermelhas de baixa luminosidade, mais provavelmente como uma supernova Tipo IIn.[122] Vários exemplos de progenitores luminosos quentes de supernovas do Tipo IIn foram detectados: SN 2005gy e SN 2010jl eram ambas estrelas luminosas aparentemente massivas, mas estão muito distantes; e SN 2009ip tinha um progenitor altamente luminoso, provavelmente um LBV, mas é uma supernova peculiar cuja natureza exata é contestada.[118]

Os progenitores das supernovas do Tipo Ib / c não são observados de forma alguma, e as restrições em sua possível luminosidade são frequentemente menores do que as de estrelas WC conhecidas.[118] Estrelas WO são extremamente raras e visualmente relativamente fracas, por isso é difícil dizer se tais progenitores estão ausentes ou ainda não foram observados. Progenitores muito luminosos não foram identificados com segurança, apesar de numerosas supernovas terem sido observadas perto o suficiente para que tais progenitores tivessem uma imagem clara.[123] A modelagem populacional mostra que as supernovas do Tipo Ib / c observadas podem ser reproduzidas por uma mistura de estrelas massivas simples e estrelas de envelope despojado de sistemas binários em interação.[91] A contínua falta de detecção inequívoca de progenitores para supernovas normais do Tipo Ib e Ic pode ser devido ao colapso da maioria das estrelas massivas diretamente em um buraco negro sem uma explosão de supernova. A maioria dessas supernovas é produzida a partir de estrelas de hélio de baixa massa e baixa luminosidade em sistemas binários. Um pequeno número seria de estrelas massivas de rotação rápida, provavelmente correspondendo aos eventos Tipo Ic-BL altamente energéticos que estão associados a explosões de raios gama de longa duração.[118]

Outros impactos

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Fonte de elementos pesados

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Tabela periódica mostrando a origem de cada elemento no meio interestelar

As supernovas são a principal fonte de elementos no meio interestelar, desde o oxigênio até o rubídio,[124][125] embora as abundâncias teóricas dos elementos produzidos ou vistos nos espectros variem significativamente dependendo dos vários tipos de supernovas existentes. As supernovas do Tipo Ia, por exemplo, produzem principalmente metais como níquel e ferro.[126][127] As supernovas de colapso do núcleo ejetam quantidades muito menores de elementos de pico de ferro do que as supernovas do Tipo Ia, mas massas maiores de elementos alfa leves, como oxigênio e néon, e elementos mais pesados que o zinco. O último é especialmente verdadeiro com a captura de elétrons em supernovas.[128] A maior parte do material ejetado pelas supernovas do Tipo II é hidrogênio e hélio.[129] Os elementos pesados são produzidos por: fusão nuclear para núcleos de até 34S; rearranjo de fotodesintegração de silício e quase-equilíbrio durante a queima de silício para núcleos entre 36Ar e 56Ni; e rápida captura de nêutrons (processo r) durante o colapso da supernova para elementos mais pesados que o ferro. O processo r produz núcleos altamente instáveis que são ricos em nêutrons e que decaem rapidamente em formas mais estáveis. Nas supernovas, as reações do processo r são responsáveis por cerca de metade de todos os isótopos de elementos além do ferro,[130] embora as fusões de estrelas de nêutrons possam ser a principal fonte astrofísica para muitos desses elementos.[131][132]

No universo moderno, as velhas estrelas de ramo gigante assintótico (RGA) são a fonte dominante de poeira de elementos de processo s, óxidos e carbono.[131][133] No entanto, no início do universo, antes da formação das estrelas AGB, as supernovas podem ter sido a principal fonte de poeira.[134]

Papel na evolução estelar

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O remanescente da supernova N 63A encontra-se dentro de uma região aglomerada de gás e poeira na Grande Nuvem de Magalhães

Os remanescentes de muitas supernovas são constituídos por um objeto compacto e uma onda de choque de material em rápida expansão. Essa nuvem de material se espalha ao redor do meio interestelar durante uma fase de expansão livre, que pode durar até dois séculos. A onda então passa gradualmente por um período de expansão adiabática e vai esfriar lentamente e se misturar com o meio interestelar circundante por um período de cerca de 10 mil anos.[135]

O Big Bang produziu hidrogênio, hélio e vestígios de lítio, enquanto todos os elementos mais pesados foram e são sintetizados em estrelas e supernovas. As supernovas tendem a enriquecer o meio interestelar circundante com elementos diferentes de hidrogênio e hélio, que normalmente os astrônomos chamam de "metais". Em última análise, esses elementos injetados enriquecem as nuvens moleculares que são os locais de formação das estrelas.[136]

A energia cinética de um remanescente de supernova em expansão pode desencadear a formação de estrelas ao comprimir nuvens moleculares densas no espaço próximo.[137] O aumento da pressão turbulenta também pode impedir a formação de estrelas se a nuvem for incapaz de perder o excesso de energia.[138]

Evidências de produtos derivados de isótopos radioativos de vida curta mostram que uma supernova próxima ajudou a determinar a composição do Sistema Solar cerca de 4,5 bilhões de anos atrás, e pode até ter desencadeado a formação desse sistema.[139]

Em 1 de junho de 2020, astrônomos relataram um estreitamento nas fontes possíveis de rajadas rápidas de rádio, que agora podem incluir "fusões de objetos compactos e magnetares decorrentes de supernovas normais de colapso do núcleo".[140][141]

Raios cósmicos

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Acredita-se que os remanescentes de supernovas acelerem uma grande fração dos raios cósmicos primários galácticos, mas evidências diretas da produção de raios cósmicos foram encontradas apenas em um pequeno número de remanescentes. Os raios gama do decaimento do píon foram detectados a partir dos remanescentes da supernova IC 443 e W44. Estes são produzidos quando os prótons acelerados do SNR impactam no material interestelar.[142]

Ondas gravitacionais

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Supernovas são fontes galácticas potencialmente fortes de ondas gravitacionais,[143] mas nenhuma foi detectada até agora. Os únicos eventos de ondas gravitacionais detectados até agora são de fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons, provavelmente remanescentes de supernovas.[144]

Efeito na Terra

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Uma supernova próxima à Terra pode ter efeitos perceptíveis na biosfera do planeta. Dependendo do tipo e da energia da supernova, ela pode estar a até 3.000 anos-luz de distância. Em 1996, foi teorizado que traços de supernovas passadas podem ser detectáveis na Terra na forma de assinaturas de isótopos de metal em estratos de rocha. O enriquecimento de Ferro-60 foi posteriormente relatado em rochas profundas do Oceano Pacífico.[145][146][147] Em 2009, níveis elevados de íons de nitrato foram encontrados no gelo da Antártica, o que coincidiu com as supernovas de 1006 e 1054. Os raios gama dessas supernovas podem ter aumentado os níveis de óxidos de nitrogênio, que ficaram presos no gelo.[148]

As supernovas Tipo Ia são consideradas, potencialmente, as mais perigosas se ocorrerem perto o suficiente da Terra. Como essas supernovas surgem de estrelas anãs brancas comuns em sistemas binários, é provável que uma supernova que pode afetar a Terra ocorra de forma imprevisível e em um sistema estelar que não foi bem estudado. O candidato conhecido mais próximo é IK Pegasi (veja abaixo).[149] Estimativas recentes preveem que uma supernova do Tipo II teria que estar mais perto do que oito parsecs (26 anos-luz) para destruir metade da camada de ozônio da Terra, e não há tais candidatos mais próximos do que cerca de 500 anos-luz.[150]

Candidatos na Via Láctea

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A nebulosa torno da estrela Wolf-Rayet WR124, que está localizada a uma distância de cerca de 21 mil anos-luz da Terra[151]

A próxima supernova na Via Láctea provavelmente será detectável, mesmo que ocorra do outro lado da galáxia. É provável que seja produzida pelo colapso de uma supergigante vermelha comum e é muito provável que já tenha sido catalogada em levantamentos infravermelhos como o 2MASS. Há uma chance menor de que a próxima supernova em colapso do núcleo seja produzida por um tipo diferente de estrela massiva, como uma hipergigante amarela, variável azul luminosa ou Wolf-Rayet. As chances de a próxima supernova ser do Tipo Ia produzida por uma anã branca são calculadas em cerca de um terço daquelas para uma supernova de colapso do núcleo. Novamente, deve ser observável onde quer que ocorra, mas é menos provável que o progenitor jamais tenha sido observado. Não se sabe exatamente como é um sistema progenitor Tipo Ia, e é difícil detectá-los além de alguns parsecs. A taxa total de supernovas em nossa galáxia é estimada entre 2 e 12 por século, embora não tenhamos realmente observado uma por vários séculos.[99]

Estatisticamente, a próxima supernova provavelmente será produzida a partir de uma supergigante vermelha, mas é difícil identificar quais dessas supergigantes estão nos estágios finais de fusão de elementos pesados em seus núcleos e quais têm milhões de anos restantes. As supergigantes vermelhas mais massivas trocam suas atmosferas e evoluem para estrelas Wolf-Rayet antes que seus núcleos entrem em colapso. Todas as estrelas Wolf-Rayet terminam suas vidas a partir da fase Wolf-Rayet dentro de um milhão de anos ou mais, mas novamente é difícil identificar aquelas que estão mais próximas do colapso do núcleo. Uma classe que não deve ter mais do que alguns milhares de anos antes de explodir são as estrelas WO Wolf-Rayet, que são conhecidas por terem exaurido seu núcleo de hélio.[152] Apenas oito delas são conhecidas, sendo que apenas quatro delas estão na Via Láctea.[153]

Várias estrelas próximas ou bem conhecidas foram identificadas como possíveis candidatas à supernova do colapso do núcleo: as supergigantes vermelhas Antares e Betelgeuse;[154] a hipergigante amarela Rho Cassiopeiae;[155] a variável azul luminosa Eta Carinae, que já produziu um impostor de supernova;[156] e o componente mais brilhante, uma estrela Wolf-Rayet, no sistema Regor ou Gamma Velorum.[157] Outros ganharam notoriedade como possíveis, embora não muito prováveis, progenitores de uma explosão de raios gama; por exemplo a estrela WR 104.[158]

A identificação de candidatos a uma supernova Tipo Ia é muito mais especulativa. Qualquer sistema binário com uma anã branca que se acumula pode produzir uma supernova, embora o mecanismo exato e a escala de tempo ainda sejam debatidos. Esses sistemas são fracos e difíceis de identificar, mas as novas e as novas recorrentes são sistemas que convenientemente se anunciam. Um exemplo é U Scorpii.[159] O candidato a supernova Tipo Ia mais próximo conhecido é IK Pegasi (HR 8210), localizada a uma distância de 150 anos-luz,[160] mas as observações sugerem que levará vários milhões de anos antes que a anã branca possa agregar a massa crítica necessária para se tornar um Supernova Tipo Ia.[161]

Ver também

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Notas

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  • Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em inglês cujo título é «Supernova».
Referências
  1. ↑ Murdin, P.; Murdin, L. (1978). Supernovae. Press Syndicate of the University of Cambridge. New York, NY: [s.n.] pp. 1–3. ISBN 978-0521300384 
  2. ↑ Joglekar, H.; Vahia, M. N.; Sule, A. (2011). «Oldest sky-chart with Supernova record (in Kashmir)» (PDF). Purātattva: Journal of the Indian Archaeological Society: 207–211. Consultado em 29 de maio de 2019 
  3. ↑ Murdin, Paul; Murdin, Lesley (1985). Supernovae. Cambridge University Press. [S.l.: s.n.] pp. 14–16. ISBN 978-0521300384 
  4. ↑ Burnham, Robert Jr. (1978). The Celestial handbook. Dover. [S.l.: s.n.] pp. 1117–1122 
  5. ↑ Winkler, P. F.; Gupta, G.; Long, K. S. (2003). «The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum». Astrophysical Journal. 585: 324–335. Bibcode:2003ApJ...585..324W. arXiv:astro-ph/0208415Acessível livremente . doi:10.1086/345985 
  6. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1982). The Historical Supernovae. Dordrecht: D. Reidel. pp. 355–370. Bibcode:1982ASIC...90..355C 
  7. ↑ Baade, W. (1943). «No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova». Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675....1B 
  8. ↑ Motz, L.; Weaver, J. H. (2001). The Story of Astronomy. Basic Books. [S.l.: s.n.] ISBN 978-0-7382-0586-1 
  9. ↑ Chakraborti, S.; Childs, F.; Soderberg, A. (25 de fevereiro de 2016). «Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study Of SNR G1.9+0.3». The Astrophysical Journal. 819: 37. Bibcode:2016ApJ...819...37C. arXiv:1510.08851Acessível livremente . doi:10.3847/0004-637X/819/1/37 
  10. ↑ Krause, O. (2008). «The Cassiopeia A Supernova was of Type IIb». Science. 320: 1195–1197. Bibcode:2008Sci...320.1195K. PMID 18511684. arXiv:0805.4557Acessível livremente . doi:10.1126/science.1155788 
  11. ↑ da Silva, L. A. L. (1993). «The Classification of Supernovae». Astrophysics and Space Science. 202: 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878 
  12. ↑ Kowal, C. T. (1968). «Absolute magnitudes of supernovae». Astronomical Journal. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. doi:10.1086/110763 
  13. ↑ Leibundgut, B. (2003). «A cosmological surprise: The universe accelerates». Europhysics News. 32: 121–125. Bibcode:2001ENews..32..121L. doi:10.1051/epn:2001401 
  14. ↑ Fabian, A. C. (2008). «A Blast from the Past». Science. 320: 1167–1168. PMID 18511676. doi:10.1126/science.1158538 
  15. ↑ Aschenbach, B. (1998). «Discovery of a young nearby supernova remnant». Nature. 396: 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. doi:10.1038/24103 
  16. ↑ Iyudin, A. F.; et al. (1998). «Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova». Nature. 396: 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. doi:10.1038/24106 
  17. ↑ «One galaxy, three supernovae». www.spacetelescope.org. Consultado em 18 de junho de 2018 
  18. ↑ Subo Dong, B. J.; et al. (2016). «ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova». Science. 351: 257–260. Bibcode:2016Sci...351..257D. PMID 26816375. arXiv:1507.03010Acessível livremente . doi:10.1126/science.aac9613 
  19. ↑ Leloudas, G.; et al. (2016). «The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole». Nature Astronomy. 1: 0002. Bibcode:2016NatAs...1E...2L. arXiv:1609.02927Acessível livremente . doi:10.1038/s41550-016-0002 
  20. ↑ Sample, I. (13 de fevereiro de 2017). «Massive supernova visible millions of light years from Earth». The Guardian. Consultado em 13 de fevereiro de 2017. Cópia arquivada em 13 de fevereiro de 2017 
  21. ↑ Yaron, O.; Perley, D. A.; Gal-Yam, A.; Groh, J. H.; Horesh, A.; Ofek, E. O.; Kulkarni, S. R.; Sollerman, J.; Fransson, C. (13 de fevereiro de 2017). «Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova». Nature Physics. 13: 510–517. Bibcode:2017NatPh..13..510Y. arXiv:1701.02596Acessível livremente . doi:10.1038/nphys4025 
  22. ↑ a b Astronomy Now journalist. «Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery». Astronomy Now 
  23. ↑ Bersten, M. C.; Folatelli, G.; García, F.; Van Dyk, S. D.; Benvenuto, O. G.; Orellana, M.; Buso, V.; Sánchez, J. L.; Tanaka, M. (21 de fevereiro de 2018). «A surge of light at the birth of a supernova». Nature. 554: 497–499. Bibcode:2018Natur.554..497B. PMID 29469097. arXiv:1802.09360Acessível livremente . doi:10.1038/nature25151 
  24. ↑ Michael F. Bode; Aneurin Evans (7 de abril de 2008). Classical Novae. Cambridge University Press. [S.l.: s.n.] pp. 1–. ISBN 978-1-139-46955-5 
  25. ↑ Osterbrock, D. E. (2001). «Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?». Bulletin of the American Astronomical Society. 33. 1330 páginas. Bibcode:2001AAS...199.1501O 
  26. ↑ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). «On Super-novae». Proceedings of the National Academy of Sciences. 20: 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. PMC 1076395Acessível livremente . PMID 16587881. doi:10.1073/pnas.20.5.254 
  27. ↑ Murdin, P.; Murdin, L. (1985). Supernovae. Cambridge University Press 2nd ed. [S.l.: s.n.] ISBN 978-0-521-30038-4 
  28. ↑ Reynolds, S. P.; et al. (2008). «The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3». The Astrophysical Journal Letters. 680: L41–L44. Bibcode:2008ApJ...680L..41R. arXiv:0803.1487Acessível livremente . doi:10.1086/589570 
  29. ↑ Colgate, S. A.; McKee, C. (1969). «Early Supernova Luminosity». The Astrophysical Journal. 157. 623 páginas. Bibcode:1969ApJ...157..623C. doi:10.1086/150102 
  30. ↑ Zuckerman, B.; Malkan, M. A. (1996). The Origin and Evolution of the Universe. Jones & Bartlett Learning. [S.l.: s.n.] ISBN 978-0-7637-0030-0 
  31. ↑ Filippenko, A. V. (2001). The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope. ASP Conference Series. 246. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. 121 páginas. Bibcode:2001ASPC..246..121F. ISBN 978-1-58381-084-2 
  32. ↑ Antonioli, P.; et al. (2004). «SNEWS: The SuperNova Early Warning System». New Journal of Physics. 6: 114. Bibcode:2004NJPh....6..114A. arXiv:astro-ph/0406214Acessível livremente . doi:10.1088/1367-2630/6/1/114 
  33. ↑ Scholberg, K. (2000). «SNEWS: The supernova early warning system». AIP Conference Proceedings. 523: 355–361. Bibcode:2000AIPC..523..355S. CiteSeerX 10.1.1.314.8663Acessível livremente . arXiv:astro-ph/9911359Acessível livremente . doi:10.1063/1.1291879 
  34. ↑ Beacom, J. F. (1999). «Supernova neutrinos and the neutrino masses». Revista Mexicana de Fisica. 45. 36 páginas. Bibcode:1999RMxF...45...36B. arXiv:hep-ph/9901300Acessível livremente  
  35. ↑ Frieman, J. A.; et al. (2008). «The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary». The Astronomical Journal. 135: 338–347. Bibcode:2008AJ....135..338F. arXiv:0708.2749Acessível livremente . doi:10.1088/0004-6256/135/1/338 
  36. ↑ Perlmutter, S. A. (1997). Scheduled discovery of 7+ high-redshift SNe: First cosmology results and bounds on q0. NATO Advanced Science Institutes Series C. 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. 749 páginas. Bibcode:1997ASIC..486..749P. arXiv:astro-ph/9602122Acessível livremente . doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46 
  37. ↑ Linder, E. V.; Huterer, D. (2003). «Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy». Physical Review D. 67: 081303. Bibcode:2003PhRvD..67h1303L. arXiv:astro-ph/0208138Acessível livremente . doi:10.1103/PhysRevD.67.081303 
  38. ↑ Perlmutter, S. A.; et al. (1997). «Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35». The Astrophysical Journal. 483: 565. Bibcode:1997ApJ...483..565P. arXiv:astro-ph/9608192Acessível livremente . doi:10.1086/304265 
  39. ↑ Copin, Y.; et al. (2006). «The Nearby Supernova Factory» (PDF). New Astronomy Reviews. 50: 637–640. Bibcode:2006NewAR..50..436C. CiteSeerX 10.1.1.316.4895Acessível livremente . arXiv:astro-ph/0401513Acessível livremente . doi:10.1016/j.newar.2006.02.035 
  40. ↑ Kirshner, R. P. (1980). «Type I supernovae: An observer's view» (PDF). AIP Conference Proceedings. 63: 33–37. Bibcode:1980AIPC...63...33K. doi:10.1063/1.32212 
  41. ↑ «List of Supernovae». IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. Consultado em 25 de outubro de 2010. Cópia arquivada em 12 de novembro de 2010 
  42. ↑ «The Padova-Asiago supernova catalogue». Osservatorio Astronomico di Padova. Consultado em 10 de janeiro de 2014. Cópia arquivada em 10 de janeiro de 2014 
  43. ↑ Open Supernova Catalog
  44. ↑ «Artist's impression of supernova 1993J». SpaceTelescope.org. Consultado em 12 de setembro de 2014. Cópia arquivada em 13 de setembro de 2014 
  45. ↑ a b Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). Supernova Types and Rates. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. p. 199. Bibcode:2001ASSL..264..199C. ISBN 978-0-7923-7104-5. arXiv:astro-ph/0012455Acessível livremente . doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16 
  46. ↑ a b c d Turatto, M. (2003). «Classification of Supernovae». Supernovae and Gamma-Ray Bursters. Col: Lecture Notes in Physics. 598. [S.l.: s.n.] pp. 21–36. ISBN 978-3-540-44053-6. arXiv:astro-ph/0301107Acessível livremente . doi:10.1007/3-540-45863-8_3 
  47. ↑ a b c d Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). «A comparative study of supernova light curves». The Astronomical Journal. 90. 2303 páginas. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934 
  48. ↑ a b Bianco, F. B.; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, R. P.; Bloom, J. S.; Challis, P.; Marion, G. H.; Wood-Vasey, W. M. (2014). «Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae». The Astrophysical Journal Supplement. 213. 19 páginas. Bibcode:2014ApJS..213...19B. arXiv:1405.1428Acessível livremente . doi:10.1088/0067-0049/213/2/19 
  49. ↑ «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO. 7 de setembro de 2006. Consultado em 1 de maio de 2007 
  50. ↑ Filippenko, A. V. (1988). «Supernova 1987K: Type II in Youth, Type Ib in Old Age». The Astronomical Journal. 96: 1941. Bibcode:1988AJ.....96.1941F. doi:10.1086/114940 
  51. ↑ Zwicky, F. (1964). «NGC 1058 and its Supernova 1961». The Astrophysical Journal. 139. 514 páginas. Bibcode:1964ApJ...139..514Z. doi:10.1086/147779 
  52. ↑ Zwicky, F. (1962). New Observations of Importance to Cosmology. 15. New York: Macmillan Press. 347 páginas. Bibcode:1962IAUS...15..347Z 
  53. ↑ «The Rise and Fall of a Supernova». ESO Picture of the Week. Consultado em 14 de junho de 2013. Cópia arquivada em 2 de julho de 2013 
  54. ↑ Piro, A. L.; Thompson, T. A.; Kochanek, C. S. (2014). «Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438. 3456 páginas. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. arXiv:1308.0334Acessível livremente . doi:10.1093/mnras/stt2451 
  55. ↑ Chen, W.-C.; Li, X.-D. (2009). «On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae». The Astrophysical Journal. 702: 686–691. Bibcode:2009ApJ...702..686C. arXiv:0907.0057Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/702/1/686 
  56. ↑ Howell, D. A.; Sullivan, M.; Conley, A. J.; Carlberg, R. G. (2007). «Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift». Astrophysical Journal Letters. 667: L37–L40. Bibcode:2007ApJ...667L..37H. arXiv:astro-ph/0701912Acessível livremente . doi:10.1086/522030 
  57. ↑ Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae». Science. 315: 825–828. Bibcode:2007Sci...315..825M. PMID 17289993. arXiv:astro-ph/0702351Acessível livremente . doi:10.1126/science.1136259 
  58. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). «A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse». The Astrophysical Journal. 323: 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813 
  59. ↑ a b Canal, R.; Gutiérrez, J. L. (1997). «The possible white dwarf-neutron star connection». In: Isern; Hernanz; Gracia-Berro. White Dwarfs, Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs. Kluwer Academic Publishers. 214. Dordrecht: [s.n.] Bibcode:1997ASSL..214...49C. ISBN 978-0-7923-4585-5. arXiv:astro-ph/9701225Acessível livremente . doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7 
  60. ↑ Wheeler, J. C. (2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge University Press. [S.l.: s.n.] ISBN 978-0-521-65195-0 
  61. ↑ Khokhlov, A. M.; Mueller, E.; Höflich, P. A. (1993). «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms». Astronomy and Astrophysics. 270: 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K 
  62. ↑ 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 Letters. 420: L1–L4. Bibcode:2004A&A...420L...1R. arXiv:astro-ph/0403509Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361:20040135 
  63. ↑ a b Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). «Type IA Supernova Explosion Models». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38: 191–230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305Acessível livremente . doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191 
  64. ↑ Paczyński, B. (1976). Common Envelope Binaries. IAU Symposium No. 73. Dordrecht: D. Reidel. pp. 75–80. Bibcode:1976IAUS...73...75P 
  65. ↑ 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». The Astrophysical Journal. 652: 1133–1149. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. arXiv:astro-ph/0608211Acessível livremente . doi:10.1086/508530 
  66. ↑ Colgate, S. A. (1979). «Supernovae as a standard candle for cosmology». The Astrophysical Journal. 232: 404–408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300 
  67. ↑ Ruiz-Lapuente, P.; et al. (2000). «Type IA supernova progenitors». Memorie della Societa Astronomica Italiana. 71. 435 páginas. Bibcode:2000MmSAI..71..435R 
  68. ↑ Dan, M.; Rosswog, S.; Guillochon, J.; Ramirez-Ruiz, E. (2012). «How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422. 2417 páginas. Bibcode:2012MNRAS.422.2417D. arXiv:1201.2406Acessível livremente . doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x 
  69. ↑ Howell, D. A.; et al. (2006). «The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star». Nature. 443: 308–311. Bibcode:2006Natur.443..308H. PMID 16988705. arXiv:astro-ph/0609616Acessível livremente . doi:10.1038/nature05103 
  70. ↑ Tanaka, M.; et al. (2010). «Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf». The Astrophysical Journal. 714. 1209 páginas. Bibcode:2010ApJ...714.1209T. arXiv:0908.2057Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209 
  71. ↑ Wang, B.; Liu, D.; Jia, S.; Han, Z. (2014). «Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae». Proceedings of the International Astronomical Union. 9. 442 páginas. Bibcode:2014IAUS..298..442W. arXiv:1301.1047Acessível livremente . doi:10.1017/S1743921313007072 
  72. ↑ Foley, R. J.; et al. (2013). «Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion». The Astrophysical Journal. 767. 57 páginas. Bibcode:2013ApJ...767...57F. arXiv:1212.2209Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/767/1/57 
  73. ↑ McCully, C.; et al. (2014). «A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z». Nature. 512: 54–56. Bibcode:2014Natur.512...54M. PMID 25100479. arXiv:1408.1089Acessível livremente . doi:10.1038/nature13615 
  74. ↑ Silverman, J. M.; et al. (2013). «Type Ia Supernovae strongle interaction with their circumstellar medium». The Astrophysical Journal Supplement Series. 207. 3 páginas. Bibcode:2013ApJS..207....3S. arXiv:1304.0763Acessível livremente . doi:10.1088/0067-0049/207/1/3 
  75. ↑ a b c d e Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). «How Massive Single Stars End Their Life». Astrophysical Journal. 591: 288–300. Bibcode:2003ApJ...591..288H. arXiv:astro-ph/0212469Acessível livremente . doi:10.1086/375341 
  76. ↑ a b Nomoto, K.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. (2010). «Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars». New Astronomy Reviews. 54. 191 páginas. Bibcode:2010NewAR..54..191N. doi:10.1016/j.newar.2010.09.022 
  77. ↑ Moriya, T. J. (2012). «Progenitors of Recombining Supernova Remnants». The Astrophysical Journal. 750: L13. Bibcode:2012ApJ...750L..13M. arXiv:1203.5799Acessível livremente . doi:10.1088/2041-8205/750/1/L13 
  78. ↑ Smith, N.; et al. (2009). «Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor». The Astrophysical Journal. 697: L49. Bibcode:2009ApJ...697L..49S. arXiv:0811.3929Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49 
  79. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2003). «Gravitational Waves from Gravitational Collapse». Living Reviews in Relativity. 6. 2 páginas. Bibcode:2003LRR.....6....2F. PMC 5253977Acessível livremente . PMID 28163639. arXiv:gr-qc/0206041Acessível livremente . doi:10.12942/lrr-2003-2 
  80. ↑ a b c Woosley, S. E.; Janka, H.-T. (2005). «The Physics of Core-Collapse Supernovae». Nature Physics. 1: 147–154. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176Acessível livremente . arXiv:astro-ph/0601261Acessível livremente . doi:10.1038/nphys172 
  81. ↑ Janka, H.-T.; Langanke, K.; Marek, A.; Martínez-Pinedo, G.; Müller, B. (2007). «Theory of core-collapse supernovae». Physics Reports. 442: 38–74. Bibcode:2007PhR...442...38J. arXiv:astro-ph/0612072Acessível livremente . doi:10.1016/j.physrep.2007.02.002 
  82. ↑ Gribbin, J. R.; Gribbin, M. (2000). Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection. Yale University Press. [S.l.: s.n.] ISBN 978-0-300-09097-0 
  83. ↑ Myra, E. S.; Burrows, A. (1990). «Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds». Astrophysical Journal. 364: 222–231. Bibcode:1990ApJ...364..222M. doi:10.1086/169405 
  84. ↑ a b c Kasen, D.; Woosley, S. E.; Heger, A. (2011). «Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout». The Astrophysical Journal. 734. 102 páginas. Bibcode:2011ApJ...734..102K. arXiv:1101.3336Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/734/2/102 
  85. ↑ a b Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). «The Supernova Channel of Super‐AGB Stars». The Astrophysical Journal. 675: 614–625. Bibcode:2008ApJ...675..614P. arXiv:0705.4643Acessível livremente . doi:10.1086/520872 
  86. ↑ Gilmore, G. (2004). «ASTRONOMY: The Short Spectacular Life of a Superstar». Science. 304: 1915–1916. PMID 15218132. doi:10.1126/science.1100370 
  87. ↑ Faure, G.; Mensing, T. M. (2007). «Life and Death of Stars». Introduction to Planetary Science. [S.l.: s.n.] pp. 35–48. ISBN 978-1-4020-5233-0. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_4 
  88. ↑ Malesani, D.; et al. (2009). «Early Spectroscopic Identification of SN 2008D». The Astrophysical Journal Letters. 692: L84. Bibcode:2009ApJ...692L..84M. arXiv:0805.1188Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/692/2/L84 
  89. ↑ Svirski, G.; Nakar, E. (2014). «Sn 2008D: A Wolf-Rayet Explosion Through a Thick Wind». The Astrophysical Journal. 788: L14. Bibcode:2014ApJ...788L..14S. arXiv:1403.3400Acessível livremente . doi:10.1088/2041-8205/788/1/L14 
  90. ↑ Pols, O. (1997). Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae. ASP Conference Series. 130. pp. 153–158. Bibcode:1997ASPC..130..153P 
  91. ↑ a b c d e f Eldridge, J. J.; Fraser, M.; Smartt, S. J.; Maund, J. R.; Crockett, R. Mark (2013). «The death of massive stars – II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436. 774 páginas. Bibcode:2013MNRAS.436..774E. arXiv:1301.1975Acessível livremente . doi:10.1093/mnras/stt1612 
  92. ↑ Ryder, S. D.; et al. (2004). «Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 349: 1093–1100. Bibcode:2004MNRAS.349.1093R. arXiv:astro-ph/0401135Acessível livremente . doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x 
  93. ↑ Inserra, C.; et al. (2013). «Super-luminous Type Ic Supernovae: Catching a Magnetar by the Tail». The Astrophysical Journal. 770. 28 páginas. Bibcode:2013ApJ...770..128I. arXiv:1304.3320Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/770/2/128 
  94. ↑ Nicholl, M.; et al. (2013). «Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions». Nature. 502: 346–349. Bibcode:2013Natur.502..346N. PMID 24132291. arXiv:1310.4446Acessível livremente . doi:10.1038/nature12569 
  95. ↑ Tauris, T. M.; Langer, N.; Moriya, T. J.; Podsiadlowski, P.; Yoon, S.-C.; Blinnikov, S. I. (2013). «Ultra-stripped Type Ic supernovae from close binary evolution». Astrophysical Journal Letters. 778: L23. Bibcode:2013ApJ...778L..23T. arXiv:1310.6356Acessível livremente . doi:10.1088/2041-8205/778/2/L23 
  96. ↑ Drout, M. R.; Soderberg, A. M.; Mazzali, P. A.; Parrent, J. T.; Margutti, R.; Milisavljevic, D.; Sanders, N. E.; Chornock, R.; Foley, R. J. (2013). «The Fast and Furious Decay of the Peculiar Type Ic Supernova 2005ek». Astrophysical Journal. 774. 44 páginas. Bibcode:2013ApJ...774...58D. arXiv:1306.2337Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/774/1/58 
  97. ↑ Reynolds, T. M.; Fraser, M.; Gilmore, G. (2015). «Gone without a bang: an archival HST survey for disappearing massive stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453: 2886–2901. Bibcode:2015MNRAS.453.2885R. arXiv:1507.05823Acessível livremente . doi:10.1093/mnras/stv1809 
  98. ↑ Gerke, J. R.; Kochanek, C. S.; Stanek, K. Z. (2015). «The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: first candidates». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 450: 3289–3305. Bibcode:2015MNRAS.450.3289G. arXiv:1411.1761Acessível livremente . doi:10.1093/mnras/stv776 
  99. ↑ a b Adams, S. M.; Kochanek, C. S.; Beacom, J. F.; Vagins, M. R.; Stanek, K. Z. (2013). «Observing the Next Galactic Supernova». The Astrophysical Journal. 778. 164 páginas. Bibcode:2013ApJ...778..164A. arXiv:1306.0559Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/778/2/164 
  100. ↑ Bodansky, D.; Clayton, D. D.; Fowler, W. A. (1968). «Nucleosynthesis During Silicon Burning». Physical Review Letters. 20. 161 páginas. Bibcode:1968PhRvL..20..161B. doi:10.1103/PhysRevLett.20.161 
  101. ↑ a b Matz, S. M.; Share, G. H.; Leising, M. D.; Chupp, E. L.; Vestrand, W. T.; Purcell, W.R.; Strickman, M.S.; Reppin, C. (1988). «Gamma-ray line emission from SN1987A». Nature. 331. 416 páginas. Bibcode:1988Natur.331..416M. doi:10.1038/331416a0 
  102. ↑ Kasen, D.; Woosley, S. E. (2009). «Type Ii Supernovae: Model Light Curves and Standard Candle Relationships». The Astrophysical Journal. 703. 2205 páginas. Bibcode:2009ApJ...703.2205K. arXiv:0910.1590Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205 
  103. ↑ Churazov, E.; Sunyaev, R.; Isern, J.; Knödlseder, J.; Jean, P.; Lebrun, F.; Chugai, N.; Grebenev, S.; Bravo, E. (2014). «Cobalt-56 γ-ray emission lines from the Type Ia supernova 2014J». Nature. 512: 406–8. Bibcode:2014Natur.512..406C. PMID 25164750. arXiv:1405.3332Acessível livremente . doi:10.1038/nature13672 
  104. ↑ Barbon, R.; Ciatti, F.; Rosino, L. (1979). «Photometric properties of type II supernovae». Astronomy and Astrophysics. 72. 287 páginas. Bibcode:1979A&A....72..287B 
  105. ↑ Li, W.; Leaman, J.; Chornock, R.; Filippenko, A. V.; Poznanski, D.; Ganeshalingam, M.; Wang, X.; Modjaz, M.; Jha, S. (2011). «Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search – II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 412. 1441 páginas. Bibcode:2011MNRAS.412.1441L. arXiv:1006.4612Acessível livremente . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x 
  106. ↑ Richardson, D.; Branch, D.; Casebeer, D.; Millard, J.; Thomas, R. C.; Baron, E. (2002). «A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae». The Astronomical Journal. 123: 745–752. Bibcode:2002AJ....123..745R. arXiv:astro-ph/0112051Acessível livremente . doi:10.1086/338318 
  107. ↑ Frail, D. A.; Giacani, E. B.; Goss, W. Miller; Dubner, G. M. (1996). «The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853+01 in the Supernova Remnant W44». Astrophysical Journal Letters. 464: L165–L168. Bibcode:1996ApJ...464L.165F. arXiv:astro-ph/9604121Acessível livremente . doi:10.1086/310103 
  108. ↑ Höflich, P. A.; Kumar, P.; Wheeler, J. Craig (2004). «Neutron star kicks and supernova asymmetry». Cosmic explosions in three dimensions: Asymmetries in supernovae and gamma-ray bursts. Cambridge University Press. [S.l.: s.n.] Bibcode:2004cetd.conf..276L. arXiv:astro-ph/0312542Acessível livremente  
  109. ↑ Fryer, C. L. (2004). «Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse». Astrophysical Journal. 601: L175–L178. Bibcode:2004ApJ...601L.175F. arXiv:astro-ph/0312265Acessível livremente . doi:10.1086/382044 
  110. ↑ Gilkis, A.; Soker, N. (2014). «Implications of turbulence for jets in core-collapse supernova explosions». The Astrophysical Journal. 806: 28. Bibcode:2015ApJ...806...28G. arXiv:1412.4984Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/806/1/28 
  111. ↑ Khokhlov, A. M.; et al. (1999). «Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae». The Astrophysical Journal. 524: L107. Bibcode:1999ApJ...524L.107K. arXiv:astro-ph/9904419Acessível livremente . doi:10.1086/312305 
  112. ↑ Wang, L.; et al. (2003). «Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova». The Astrophysical Journal. 591: 1110–1128. Bibcode:2003ApJ...591.1110W. arXiv:astro-ph/0303397Acessível livremente . doi:10.1086/375444 
  113. ↑ a b Mazzali, P. A.; Nomoto, K. I.; Cappellaro, E.; Nakamura, T.; Umeda, H.; Iwamoto, K. (2001). «Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar‐Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae?». The Astrophysical Journal. 547. 988 páginas. Bibcode:2001ApJ...547..988M. arXiv:astro-ph/0009490Acessível livremente . doi:10.1086/318428 
  114. ↑ Iwamoto, K. (2006). «Neutrino Emission from Type Ia Supernovae». AIP Conference Proceedings. 847: 406–408. Bibcode:2006AIPC..847..406I. doi:10.1063/1.2234440 
  115. ↑ Hayden, B. T.; Garnavich, P. M.; Kessler, R.; Frieman, J. A.; Jha, S. W.; Bassett, B.; Cinabro, D.; Dilday, B.; Kasen, D. (2010). «The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey». The Astrophysical Journal. 712: 350–366. Bibcode:2010ApJ...712..350H. arXiv:1001.3428Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/712/1/350 
  116. ↑ Janka, H.-T. (2012). «Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae». Annual Review of Nuclear and Particle Science. 62: 407–451. Bibcode:2012ARNPS..62..407J. arXiv:1206.2503Acessível livremente . doi:10.1146/annurev-nucl-102711-094901 
  117. ↑ Smartt, Stephen J.; Nomoto, Ken'ichi; Cappellaro, Enrico; Nakamura, Takayoshi; Umeda, Hideyuki; Iwamoto, Koichi (2009). «Progenitors of core-collapse supernovae». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47: 63–106. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. arXiv:0908.0700Acessível livremente . doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737 
  118. ↑ a b c d e Smartt, Stephen J.; Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S. (2009). «Progenitors of Core-Collapse Supernovae». Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 47: 63–106. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. arXiv:0908.0700Acessível livremente . doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737 
  119. ↑ Walmswell, J. J.; Eldridge, J. J. (2012). «Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419. 2054 páginas. Bibcode:2012MNRAS.419.2054W. arXiv:1109.4637Acessível livremente . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x 
  120. ↑ Georgy, C. (2012). «Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?». Astronomy & Astrophysics. 538: L8–L2. Bibcode:2012A&A...538L...8G. arXiv:1111.7003Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201118372 
  121. ↑ Yoon, S. -C.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Kozyreva, A.; Izzard, R. G. (2012). «On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors». Astronomy & Astrophysics. 544: L11. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. arXiv:1207.3683Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201219790 
  122. ↑ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. (2013). «Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors». Astronomy & Astrophysics. 550: L7. Bibcode:2013A&A...550L...7G. arXiv:1301.1519Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201220741 
  123. ↑ Yoon, S.-C.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Kozyreva, A.; Izzard, R. G. (2012). «On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors». Astronomy & Astrophysics. 544: L11. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. arXiv:1207.3683Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201219790 
  124. ↑ François, P.; Matteucci, F.; Cayrel, R.; Spite, M.; Spite, F.; Chiappini, C. (2004). «The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis». Astronomy & Astrophysics. 421: 613–621. Bibcode:2004A&A...421..613F. arXiv:astro-ph/0401499Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361:20034140 
  125. ↑ Truran, J. W. (1977). «Supernova Nucleosynthesis». In: Schramm. Supernovae. Springer. Col: Astrophysics and Space Science Library. 66. [S.l.: s.n.] pp. 145–158. ISBN 978-94-010-1231-7. doi:10.1007/978-94-010-1229-4_14 
  126. ↑ Nomoto, Ken'Ichi; Leung, Shing-Chi (2018). «Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae: Progenitor's Evolution and Nucleosynthesis Yields». Space Science Reviews. 214. 67 páginas. Bibcode:2018SSRv..214...67N. arXiv:1805.10811Acessível livremente . doi:10.1007/s11214-018-0499-0 
  127. ↑ Maeda, K.; Röpke, F.K.; Fink, M.; Hillebrandt, W.; Travaglio, C.; Thielemann, F.-K. (2010). «NUCLEOSYNTHESIS IN TWO-DIMENSIONAL DELAYED DETONATION MODELS OF TYPE Ia SUPERNOVA EXPLOSIONS». The Astrophysical Journal. 712: 624–638. Bibcode:2010ApJ...712..624M. arXiv:1002.2153Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/712/1/624 
  128. ↑ Wanajo, Shinya; Janka, Hans-Thomas; Müller, Bernhard (2011). «Electron-Capture Supernovae as the Origin of Elements Beyond Iron». The Astrophysical Journal. 726: L15. arXiv:1009.1000Acessível livremente . doi:10.1088/2041-8205/726/2/L15 
  129. ↑ Eichler, M.; Nakamura, K.; Takiwaki, T.; Kuroda, T.; Kotake, K.; Hempel, M.; Cabezón, R.; Liebendörfer, M.; Thielemann, F-K (2018). «Nucleosynthesis in 2D core-collapse supernovae of 11.2 and 17.0 M⊙ progenitors: Implications for Mo and Ru production». Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 45. 014001 páginas. Bibcode:2018JPhG...45a4001E. arXiv:1708.08393Acessível livremente . doi:10.1088/1361-6471/aa8891 
  130. ↑ Qian, Y.-Z.; Vogel, P.; Wasserburg, G. J. (1998). «Diverse Supernova Sources for the r-Process». Astrophysical Journal. 494: 285–296. Bibcode:1998ApJ...494..285Q. arXiv:astro-ph/9706120Acessível livremente . doi:10.1086/305198 
  131. ↑ a b Johnson, Jennifer A. (2019). «Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements». Science. 363: 474–478. Bibcode:2019Sci...363..474J. PMID 30705182. doi:10.1126/science.aau9540 
  132. ↑ Siegel, Daniel M.; Barnes, Jennifer; Metzger, Brian D. (2019). «Collapsars as a major source of r-process elements». Nature. 569: 241–244. Bibcode:2019Natur.569..241S. PMID 31068724. arXiv:1810.00098Acessível livremente . doi:10.1038/s41586-019-1136-0 
  133. ↑ Gonzalez, G.; Brownlee, D.; Ward, P. (2001). «The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution». Icarus. 152. 185 páginas. Bibcode:2001Icar..152..185G. arXiv:astro-ph/0103165Acessível livremente . doi:10.1006/icar.2001.6617 
  134. ↑ Rho, Jeonghee; Milisavljevic, Danny; Sarangi, Arkaprabha; Margutti, Raffaella; Chornock, Ryan; Rest, Armin; Graham, Melissa; Craig Wheeler, J.; DePoy, Darren (2019). «Astro2020 Science White Paper: Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe?». Bulletin of the American Astronomical Society. 51. 351 páginas. Bibcode:2019BAAS...51c.351R. arXiv:1904.08485Acessível livremente  
  135. ↑ Cox, D. P. (1972). «Cooling and Evolution of a Supernova Remnant». Astrophysical Journal. 178. 159 páginas. Bibcode:1972ApJ...178..159C. doi:10.1086/151775 
  136. ↑ Sandstrom, K. M.; Bolatto, A. D.; Stanimirović, S.; Van Loon, J. Th.; Smith, J. D. T. (2009). «Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2–7219». The Astrophysical Journal. 696: 2138–2154. Bibcode:2009ApJ...696.2138S. arXiv:0810.2803Acessível livremente . doi:10.1088/0004-637X/696/2/2138 
  137. ↑ Preibisch, T.; Zinnecker, H. (2001). «Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2)». From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters. 243. 791 páginas. Bibcode:2001ASPC..243..791P. arXiv:astro-ph/0008013Acessível livremente  
  138. ↑ Krebs, J.; Hillebrandt, W. (1983). «The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds». Astronomy and Astrophysics. 128. 411 páginas. Bibcode:1983A&A...128..411K 
  139. ↑ Cameron, A.G.W.; Truran, J.W. (1977). «The supernova trigger for formation of the solar system». Icarus. 30. 447 páginas. Bibcode:1977Icar...30..447C. doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4 
  140. ↑ Starr, Michelle (1 de junho de 2020). «Astronomers Just Narrowed Down The Source of Those Powerful Radio Signals From Space». ScienceAlert.com. Consultado em 2 de junho de 2020 
  141. ↑ Bhandan, Shivani (1 de junho de 2020). «The Host Galaxies and Progenitors of Fast Radio Bursts Localized with the Australian Square Kilometre Array Pathfinder». The Astrophysical Journal Letters. 895 (2): L37. arXiv:2005.13160Acessível livremente . doi:10.3847/2041-8213/ab672e 
  142. ↑ Ackermann, M.; et al. (2013). «Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants». Science. 339: 807–11. Bibcode:2013Sci...339..807A. PMID 23413352. arXiv:1302.3307Acessível livremente . doi:10.1126/science.1231160 
  143. ↑ Ott, C. D.; et al. (2012). «Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves». Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 235: 381–387. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. arXiv:1212.4250Acessível livremente . doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036 
  144. ↑ Morozova, Viktoriya; Radice, David; Burrows, Adam; Vartanyan, David (2018). «The Gravitational Wave Signal from Core-collapse Supernovae». The Astrophysical Journal. 861. 10 páginas. Bibcode:2018ApJ...861...10M. arXiv:1801.01914Acessível livremente . doi:10.3847/1538-4357/aac5f1 
  145. ↑ Fields, B. D.; Hochmuth, K. A.; Ellis, J. (2005). «Deep‐Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis». The Astrophysical Journal. 621: 902–907. Bibcode:2005ApJ...621..902F. arXiv:astro-ph/0410525Acessível livremente . doi:10.1086/427797 
  146. ↑ Knie, K.; et al. (2004). «60Fe Anomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source». Physical Review Letters. 93: 171103–171106. Bibcode:2004PhRvL..93q1103K. PMID 15525065. doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103 
  147. ↑ Fields, B. D.; Ellis, J. (1999). «On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova». New Astronomy. 4: 419–430. Bibcode:1999NewA....4..419F. arXiv:astro-ph/9811457Acessível livremente . doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2 
  148. ↑ «In Brief». Scientific American. 300. 28 páginas. 2009. Bibcode:2009SciAm.300e..28.. doi:10.1038/scientificamerican0509-28a 
  149. ↑ Gorelick, M. (2007). «The Supernova Menace». Sky & Telescope. 113: 26. Bibcode:2007S&T...113c..26G 
  150. ↑ Gehrels, N.; et al. (2003). «Ozone Depletion from Nearby Supernovae». Astrophysical Journal. 585: 1169–1176. Bibcode:2003ApJ...585.1169G. arXiv:astro-ph/0211361Acessível livremente . doi:10.1086/346127 
  151. ↑ Van Der Sluys, M. V.; Lamers, H. J. G. L. M. (2003). «The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124». Astronomy and Astrophysics. 398: 181–194. Bibcode:2003A&A...398..181V. arXiv:astro-ph/0211326Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361:20021634 
  152. ↑ Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; De Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S.; De Mink, S. E. (2015). «Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars». Astronomy & Astrophysics. 581: A110. Bibcode:2015A&A...581A.110T. arXiv:1507.00839Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201425390 
  153. ↑ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, O. E.; Sana, H.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Ellerbroek, L. E.; Langer, N.; Garcia, M. (2013). «On the nature of WO stars: A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613». Astronomy & Astrophysics. 559: A72. Bibcode:2013A&A...559A..72T. arXiv:1310.2849Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361/201322155 
  154. ↑ Inglis, M. (2015). «Star Death: Supernovae, Neutron Stars & Black Holes». Astrophysics is Easy!. Col: The Patrick Moore Practical Astronomy Series. [S.l.: s.n.] pp. 203–223. ISBN 978-3-319-11643-3. doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12 
  155. ↑ Lobel, A.; et al. (2004). «Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae». Stars as Suns : Activity. 219. 903 páginas. Bibcode:2004IAUS..219..903L. arXiv:astro-ph/0312074Acessível livremente  
  156. ↑ Van Boekel, R.; et al. (2003). «Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of eta Carinae». Astronomy and Astrophysics. 410: L37. Bibcode:2003A&A...410L..37V. arXiv:astro-ph/0310399Acessível livremente . doi:10.1051/0004-6361:20031500 
  157. ↑ Thielemann, F.-K.; Hirschi, R.; Liebendörfer, M.; Diehl, R. (2011). «Massive Stars and Their Supernovae». Astronomy with Radioactivities. Col: Lecture Notes in Physics. 812. [S.l.: s.n.] 153 páginas. ISBN 978-3-642-12697-0. arXiv:1008.2144Acessível livremente . doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4 
  158. ↑ Tuthill, P. G.; et al. (2008). «The Prototype Colliding‐Wind Pinwheel WR 104». The Astrophysical Journal. 675: 698–710. Bibcode:2008ApJ...675..698T. arXiv:0712.2111Acessível livremente . doi:10.1086/527286 
  159. ↑ Thoroughgood, T. D.; et al. (2002). The recurrent nova U Scorpii — A type Ia supernova progenitor. 261. San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:2002ASPC..261...77T. arXiv:astro-ph/0109553Acessível livremente  
  160. ↑ Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. (1999). «The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105: 841–847. Bibcode:1993PASP..105..841L. doi:10.1086/133242 
  161. ↑ Vennes, S.; Kawka, A. (2008). «On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389. 1367 páginas. Bibcode:2008MNRAS.389.1367V. arXiv:0806.4742Acessível livremente . doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x 

Bibliografia

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