Ir al contenido

Usuario:Ivan de la Mora/Supernova tipo Ia

De Wikipedia, la enciclopedia libre

Una supernova Ia es un tipo de supernova que ocurre en sistemas binarios (Sistemas de dos estrellas tienen órbitas entre ellas) en los cuales una de las estrellas es una enana blanca.[1]​ La otra estrella que conforma el sistema puede ser de cualquier tipo, desde una estrella gigante hasta una enana blanca mas pequeña. Sin embargo, las enanas blancas comunes de carbono y oxígeno son capaces de reacciones de fusión generadoras de una gran cantidad de energía si alcanzan temperaturas lo suficientemente altas.

La representación de este artista muestra la parte central de la nebulosa planetaria Henize 2-428. El núcleo de este objeto único consiste en dos enanas blancas, cada una con una masa un poco menor a la del sol. Se pronostica que lentamente se acerquen y se fusionen en 700 millones de años aproximadamente. Este evento posiblemente de lugar a una supernova de tipo Ia y destruya ambas estrellas.

Fisicamente, las enanas blancas de carbono y oxígeno con rotación baja están limitadas a menos 1.38 masas solares.[2]​[3]​

A pesar de esto, las enanas blancas vuelven a tener combustión y y en algunos casos generan una explosión de supernova. Curiosamente, el limite de este fenómeno es comúnmente llamado limite de Chandrasekhar, a pesar de que es bastante diferente del limite absoluto de Chandrasekhar donde la presión degenerativa electrónica no previene los colapsos catastróficos. Si una enana blanca une gradualmente su masa con su compañero binario, la hipótesis general es que el núcleo alcanzara la temperatura necesaria para provocar la fusión del carbono. En el raro caso de que dos enanas blancas se mezclen, esto excederá el limite de Chadrasekhar y empezaran a colapsar, aumentando la temperatura mas allá del punto de fusión. En cuestión de segundos después del comienzo de la fusión nuclear, una fracción significativa de la materia que compone la enana blanca pasa por una reacción descontrolada, la cual liberara suficiente energía (1–2×1044 Julios) para provocar el colapso de la estrella en una supernova.[4]​[5]​

Esta categoría de supernova produce luminosidad consistente por la uniformidad de la masa de las enanas blancas que explotan a causa de el mecanismo de aceleración. La estabilidad de los valores de luminosidad permite que estas explosiones sean usadas como estándares para medir la distancia sus galaxias pertenecientes, ya que la magnitud visual de una explosión de supernova depende en gran medida de la distancia.

En mayo del año 2015, la NASA reportó que el centro de observación espacial Kepler observo el fenómeno KSN 2011b, una supernova de tipo Ia en el proceso de explosion. La información acerca de los momentos previos, durante, y después de este fenómeno podrían ser claves para que los investigadores puedan determinar de una mejor manera la naturaleza de la energía oscura.[6]​

Modelo de consenso

[editar]
El espectro de SN1998aq, una supernova de tipo Ia, un día después de alcanzar su maxima luminosidad en la banda B.[7]​

La supernova de tipo Ia es una subcategoría en la clasificación Minkowski-Zwicky, que fue desarrollada por el astrónomo estadounidense Rudolph Minkowski y el astrónomo suizo Fritz Zwicky.[8]​ Existen diversas formas por las cuales una supernova de este tipo puede formarse, sin embargo, todas ellas tienen un mecanismo en común. Los astrónomos teóricos tenían la creencia desde hace tiempo de que el tipo de estrella que daba origen a este fenómeno era una enana blanca, teoría que se confirmo con evidencia empírica después de que se pudo observar una supernova de este estilo, observada en la galaxia Messier82.[9]​ Cuando una enana blanca que rota lentamente hace decrecer la materia de otra estrella de las mismas características, puede exceder el limite de Chandrasekhar en 1.44 M (unidades de masa solar), limite en el cual ya no es posible sostener su propio peso con presión degenerativa electronica. [10]​ En la ausencia de un efecto de compesación, la enana blanca colapsara para formar una estrella de neutrones[11]​, cosa que ocurre con frecuencia con las enanas blancas conformadas principalmente por magnesio, neon y oxigeno.[12]​

El punto de vista actual de los astrónomos que modelan las explosiones de supernovas tipo Ia es, sorpresivamente, que el limite nunca es alcanzado. En vez de eso, el aumento en la presión y densidad ocasionado por el el súbito incremento de peso hace que se eleve la temperatura del núcleo,[3]​ y conforme la enana blanca se aproxima al limite en un 99%[13]​, una etapa de convección ocurre y tiene lugar durante aproximadamente 1000 años[14]​. En algún punto de el proceso de ebullición, una llamarada súbita frontal es creada por la fusion del carbon. Los detalles de la combustion aun son desconocidos, incluida la localización y cantidad de eventos donde esta llamarada comienza.[15]​ La fusion del oxigeno comienza poco después, pero este combustible no se agota en su totalidad como el carbono. [16]​

G299 Remanente de una supernova de tipo Ia

Una vez iniciada la fusion, la temperatura de la enana blanca comienza a incrementar. La secuencia principal estelar originada por la presión térmica se expandiría y enfriaría y esto contrarrestaría de manera automática el alza en la energía térmica. Sin embargo, La presión degenerativa es independiente de la temperatura; la enana blanca es incapaz de regular el proceso de fusion de la manera de una estrella convencional, así que es vulnerable a una reacción de fusion de escape térmico. Las llamaradas generadas se aceleran de manera dramática, en parte por la inestabilidad Eayleigh-Taylor e interacciones con la turbulencia. Hoy en día aun es un tema de debate si las se transforman en una detonación supersónica de una deflagración subsónica.[14]​[17]​

Independientemente de los detalles de esta fusion nuclear, es relativamente aceptado que una fracción sustancial del carbon y del oxigeno en la enana blanca son convertidos en elementos mas pesados en cuestión de segundo,[16]​ aumentando la temperatura interna a mies de millones de grados. Esta liberación de energía por la fusion térmica (1–2×1044 J[4]​) es mas que suficiente para disociar la estrella; es decir, las partículas que conforman la enana blanca ganan suficiente energía cinética para separarse de las otras. La estrella explota de manera violente y crea una onda expansiva que acelera la materia y es expulsada a una velocidad que varia entre 5,000 a 20,000 km/s, prácticamente 6% la velocidad de la luz. La energía liberada en la explosion también genera un aumento extremo en la luminosidad del fenómeno. La magnitud absoluta visual promedio de las supernovas tipo Ia es de Mv= -19.3 (5 billones de veces mas brillante que el sol).[14]​

La teoria de este tipo de supernovas es similar a la de las novas, en las que una enana blanca hace decrecer materia de manera lenta y no se acerca al limite de Chandrasekhar. En el caso de las novas, el decaimiento de la materia causa una explosion por la fusion de hidrogena que no provoca el decaimeinto de la estrella.[14]​ Este tipo de supernova difiere con una supernova de decaimento del núcleo, que es causada por una explosion cataclismica en las capas extrernas de una estrella masiva y genera que el núcleo implote.[18]​

Formación

[editar]
Proceso de formación
Gas siendo despojado de una estrella gigante para formar un disco de acrecimiento alrededor de un compañero compacto (como una enana blanca). NASA image
Cuatro imágenes simulando la formación de una supernova de tipo Ia
Simulación de la fase explosiva del modelo de incineración-detonación para la formación de supernovas, hecho en una supercomputadora científica.

Progenitores Degenerados Simples

[editar]

Un modelo de formación de este tipo de supernova es un sistema cerrado de estrella binaria. El sistema binario progenitor consiste en dos estrellas consecutivas, con la principal teniendo una masa mayor que la secundaria. Teniendo una masa mayor, la primaria es la primera del par para evolucionar en una rama asintótica gigante, en la cual el exterior de la estrella se expande significativamente. Si las dos estrellas comparten la envoltura común entonces el sistema perderá una cantidad significativa de masa, reduciendo el momento angular, radio orbital y periodo. Después de que la estrella principal se degenere en una enana blanca , la estrella secundaria evolucionara en un gigante rojo y se preparan las condiciones para la aceleración de masa de la estrella primaria. Durante la ultima fase de la envoltura compartida, las dos estrellas circulan cada vez mas cerca a medida que el momento angular se pierde. La órbita resultante puede tener un periodo tan corto que sea de unas cuantas horas.[19]​[20]​ Si la aceleración continua durante el tiempo suficiente, la enana blanca puede eventualmente acercarse al limite de Chandrasekhar.

La compañera de la enana blanca podría también decrecer materia de otro tipo de cuerpos celestes secundarios, como pueden ser subgigantes. El proceso creciente durante este decaimento sigue sin ser completamente descrito, ya que puede depender del la tasa de decaimento y la transferencia de momento angular al compañero de la enana blanca.[21]​

Se ha estimado que el 20% de las supernovas de tipo Ia son originados por progenitores degenerados simples.[22]​

Progenitores Degenerados Dobles

[editar]

Otro posible mecanismo que da origen a las supernovas de tipo Ia es el de la fusion de dos enanas blancas de las cuales sus masas combinadas exceden el limite de Chandrasekhar. El resultado de esta union es llamada una enana blanca de masa super-Chandrasekhar. [23]​[24]​ Dado este caso, la masa total no seria restringido por el limite de Chandrasekhar.

Colisiones de estrellas solitarias en la Via láctea ocurren una vez cada 107-1013 años; mucho menos frecuente que la aparición de novas.[25]​ Las colisiones ocurren con una frecuencia mucho mayor en las regiones densas de cúmulo globular.[26]​ Un escenario propenso a este fenómeno es una colisión con un sistema binario, o entre dos sistemas binarios que contienen enanas blancas. Estas colisiones pueden dejar como resultado un sistema binario cerrado de dos enanas blancas. Sus órbitas decaen y estas se mezclan mediante su envoltura compartida. [27]​ A pesar de ello, un estudio basado en el espectro captado por SDSS encontró 15 sistemas binarios dobles de las 4,000 enanas blancas estudiadas, implicando que el fenómeno de fusion de enanas blancas ocurre cada 100 años en la Via Láctea. Convenientemente, estos datos coinciden con el numero de supernovas detectadas en nuestra galaxia.[28]​

Un posible escenario para un degenerado doble es una de las explicaciones propuestas para la inusual progenitora SN 2003fg debido a su gran masa 2M. [29]​[30]​ La única posible explicación para SNR 0509-67-5, ya que todos los posibles modelos con enanas blancas han sido descartados.[31]​ Esta propuesta también ha sido sugerida para SN 1006, ya que no se han encontrado restos de una estrella compañera.[22]​ Observaciones hechas con el telescopio de la NASA Swift descarto la posibilidad de que hubieran supergigantes u otras estrellas compañeras de todas las supernovas tipo Ia estudiadas. El compañera del supergigante al explotar debería emitir rayos X, pero estos no han sido detectados por el telescopio XRT en los 53 fenómenos de supernova mas cercanos. Para 12 supernovas de tipo Ia observadas durante 10 días de la explosion, el satélite UVOT mostró que no había radiación ultravioleta originada por el calentamiento de la superficie de la estrella que fue golpeada por la onda expansiva de la supernova, demostrando que no se encontraban gigantes rojos o supergigantes orbitándo a los progenitores. En el caso de SN 2011fe, el compañero debió ser menor que el sol, si es que realmente existió.[32]​ El observatorio Chandra de rayos X revelo que la radiación de rayos x de 5 galaxias elípticas y la deformación de la galaxia Andromeda es de 30 a 50 veces mas débil de lo esperado. La radiación provocada por rayos x debería ser emitida por el discos de acreción de los progenitores de las supernovas tipo Ia. La radiación faltante indica que algunas enanas blancas poseen discos de acreción.[33]​ Los pares de enanas blancas con espirales interiores deben ser los responsables de las ondas gravitacionales.

Las condiciones de los degenerados dobles plantean la pregunta acerca de que tan aplicables podrían ser los estándares de luminosidad de las supernovas de tipo Ia, ya que la masa total de dos enanas blancas es variable, así como su luminosidad.

Supernovas de tipo Iax

[editar]

Se ha propuesto que un grupo de supernovas de luminosidad baja ocurren cuando helio acrece en una enana blanca deberían ser clasificadas como supernovas de tipo Iax. [34]​[35]​ Este tipo de supernova no necesariamente destruye por completo su enana blanca progenitora.[36]​

Observación

[editar]

A diferencia de otro tipo de supernovas, las de tipo Ia generalmente ocurren en todo tipo de galaxias, exceptuando las elípticas. Este tipo de fenómeno no muestra una preferencia especial por regiones especificas en las regiones estelares.[37]​ Como las enanas blancas se forman al final del periodo de evolución principal de las estrellas, es difícil saber si al convertirse en enanas blancas siguen estando en la misma region en donde se formaron originalmente. Gracias a esto, un sistema binario puede tardar alrededor de un millón de años en la etapa de transferencia de masa (generando novas constantes) antes de que alcance las condiciones ara que una supernova de tipo Ia pueda ocurrir.[38]​

Un problema persistente en la astronomía ha sido la identificación de los progenitores de supernovas. Las observaciones directas de los progenitores representarían información valiosa para el estudio de los modelos de supernovas. En 2006, el estudio de un progenitor que pudiera dar esta información cumpliría 100 años de esta búsqueda.[39]​ La supernova SN 2011fe ha aportado evidencia importante. Observaciones previas al fenómeno con el Telescopio Hubble no mostraron la posición de una estrella en dicho evento, excluyendo la posibilidad de que un gigante rojo fuera el causante de dicha ocurrencia. El plasma que se esparció debido a la explosion presento evidencia de contener carbono y oxigeno, haciendo muy probable que la enana blanca causante de dicho fenómeno estuviera compuesta principalmente de dichos elementos.[40]​

De manera similar, observaciones cercanas al fenómeno SN PTF 11kx, [41]​ descubierto el 16 de Enero del 2011 por PTF, llevaron a la conclusion de que estas explosiones nacen de un solo progenitor degenerado, en compañía con un gigante rojo, sugiriendo que no existe la posibilidad de una supernova de tipo Ia con un progenitor aislado. Observaciones directas del progenitor de PTF11kx fueron reportadas el 24 de agosto en la edición de la revista _______ y apoyan esta conclusion, y también demuestran que las estrellas progenitoras producen novas periodicamente antes de llegar a las supernovas.[42]​[43]​[44]​

Curva de Luz

[editar]
Esta gráfica de luminosidad (relativa al sol, L0) contra tiempo muestra la curva característica de las supernovas de tipo Ia. El pico es principalmente causado por el decaimiento de Níquel (Ni), mientras que las etapas consecuentes son generadas por cobalto (Co).

Las supernovas tipo Ia tienen una curva de luz característica, la intensidad de su luz como función del tiempo después de la explosion. Cercano al punto de maxima luminosidad, el espectro contiene lineas de elementos de masa intermedia, desde oxigeno hasta calcio. Estos son los principales componentes de las capas exteriores de la estrella. Meses después de la explosion, cuando las capas exteriores se han expandido al punto de ser transparentes, el espectro esta dominado por la luz emitida por el material cercano al núcleo de la estrella, elementos pesados sintetizados durante la explosion; isótopos con masa cercana a la del Hierro. El decaimeinto de nickel-56 a hierro-56 produce fotones de alta energía que dominan la expulsion de energía.[14]​

El uso de las supernovas de tipo Ia para medir distancias precisas fue gracias a la colaboración de astrónomos estadounidenses y chilenos, la vigilancia de supernovas de Calán/Tololo.[45]​ En una seria de artículos en los 90s la vigilancia mostró que las supernovas de tipo Ia no comparten en los mismos picos de luminosidad, un parámetro suficiente de la curva de luz que puede ser usado para corregir la luminosidad errada a un estándar común. Las correcciones originales a este valor conocidas como la relación de Phillips[46]​ fueron usadas para determinar distancias relativas con una precision del 7%.[47]​ La causa de la estabilidad en el pico de luminosidad se debe a a cantidad de nickel-56 producido en las enanas blancas que explotan tentativamente cerca del limite de Chandrasekhar.[48]​

La similitud en la luminosidad absoluta en los perfiles conocidos de todas supernovas de tipo Ia ha llevado a ser usado como un estándar secundario en la astronomía extragalactica. [49]​ Las ultimas calibraciones de la escala variable de Cepheid en distancia y [50]​mediciones geométricas directas en la medición de NGC 4258 de la dinámica del medidor de masa, [51]​combinado con el diagrama de Hubble de las supernovas de tipo Ia han llevado a una mejor interpretación de la constante de Hubble.

En 1998, las observaciones de supernovas de tipo Ia distantes indican el resultado inesperado de que el universo parece estar en una aceleración expansiva.[52]​[53]​ Tres miembros de dos equipos fueron galardonados con premios Nobel por estos descubrimientos.[54]​

Dos tipos distintos

[editar]

Recientemente se ha descubierto que las supernovas de tipo Ia fueron consideradas iguales son realmente, diferentes. Al comienzo de la historia del universo eran mucho mas frecuentes que en la actualidad, y esta clase de datos podría tener un significado cosmológico que después podría llevar a la estimación de la tasa de expansion del universo y la prevalencia de la energía oscura. Para demostrar estos datos, se necesitara mas investigación.[55]​[56]​

References

[editar]
  1. ↑ HubbleSite - Dark Energy - Type Ia Supernovae
  2. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). «Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation». Astronomy and Astrophysics 419 (2): 623-644. Bibcode:2004A&A...419..623Y. arXiv:astro-ph/0402287. doi:10.1051/0004-6361:20035822. Consultado el 30 de mayo de 2007. 
  3. ↑ a b Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae». Science 315 (5813): 825-828. Bibcode:2007Sci...315..825M. PMID 17289993. arXiv:astro-ph/0702351. doi:10.1126/science.1136259. 
  4. ↑ a b Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms». Astronomy and Astrophysics 270 (1–2): 223-248. Bibcode:1993A&A...270..223K. 
  5. ↑ Staff (7 de septiembre de 2006). «Introduction to Supernova Remnants». NASA Goddard/SAO. Consultado el 1 de mayo de 2007. 
  6. ↑ Johnson, Michele; Chandler, Lynn (20 de mayo de 2015). «NASA Spacecraft Capture Rare, Early Moments of Baby Supernovae». NASA. Consultado el 21 de mayo de 2015. 
  7. ↑ Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh et al. (2008). «Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae». Astronomical Journal 135 (4): 1598-1615. Bibcode:2008AJ....135.1598M. arXiv:0803.1705. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598. 
  8. ↑ da Silva, L. A. L. (1993). «The Classification of Supernovae». Astrophysics and Space Science 202 (2): 215-236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. 
  9. ↑ Type 1a Supernovae: Why Our Standard Candle Isn’t Really Standard
  10. ↑ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). «A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse». Astrophysical Journal 323 (1): 140-144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813. 
  11. ↑ Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). «The possible white dwarf-neutron star connection». Astrophysics and Space Science Library. Astrophysics and Space Science Library 214: 49-55. Bibcode:1997astro.ph..1225C. ISBN 978-0-7923-4585-5. arXiv:astro-ph/9701225. doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. 
  12. ↑ Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 de enero de 2006). «2.1 Collapse scenario». Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. Consultado el 7 de junio de 2007. 
  13. ↑ Wheeler, J. Craig (15 de enero de 2000). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: Cambridge University Press. p. 96. ISBN 0-521-65195-6. 
  14. ↑ a b c d e Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). «Type IA Supernova Explosion Models». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1): 191-230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. 
  15. ↑ «Science Summary». ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. Consultado el 27 de noviembre de 2006. 
  16. ↑ a b Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). «The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae». Astronomy and Astrophysics 420 (1): L1-L4. Bibcode:2004A&A...420L...1R. arXiv:astro-ph/0403509. doi:10.1051/0004-6361:20040135. 
  17. ↑ Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (3 de enero de 2003). «Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications». Science 299 (5603): 77-81. PMID 12446871. doi:10.1126/science.1078129. Consultado el 28 de noviembre de 2006. 
  18. ↑ Gilmore, Gerry (2004). «The Short Spectacular Life of a Superstar». Science 304 (5697): 1915-1916. PMID 15218132. doi:10.1126/science.1100370. Consultado el 1 de mayo de 2007. 
  19. ↑ Paczynski, B. (July 28 – August 1, 1975). «Common Envelope Binaries». Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 75-80. Bibcode:1976IAUS...73...75P. 
  20. ↑ Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006). «The Evolution of Compact Binary Star Systems». Living Reviews in Relativity. Consultado el 8 de enero de 2007. 
  21. ↑ Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). «On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf». En Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K., eds. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. p. 252. Bibcode:2002ASPC..261..252L. 
  22. ↑ a b González Hernández, J. I.; Ruiz-Lapuente, P.; Tabernero, H. M.; Montes, D.; Canal, R.; Méndez, J.; Bedin, L. R. (2012). «No surviving evolved companions of the progenitor of SN 1006». Nature 489 (7417): 533-536. Bibcode:2012Natur.489..533G. PMID 23018963. arXiv:1210.1948. doi:10.1038/nature11447.  See also lay reference: John Matson (December 2012). «No Star Left Behind». Scientific American 307 (6). p. 16. 
  23. ↑ Staff. «Type Ia Supernova Progenitors». Swinburne University. Consultado el 20 de mayo de 2007. 
  24. ↑ «Brightest supernova discovery hints at stellar collision». New Scientist. 3 de enero de 2007. Consultado el 6 de enero de 2007. 
  25. ↑ Whipple, Fred L. (1939). «Supernovae and Stellar Collisions». Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 25 (3): 118-125. Bibcode:1939PNAS...25..118W. doi:10.1073/pnas.25.3.118. 
  26. ↑ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). «A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters». Mercury 28: 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Consultado el 2 de junio de 2006. 
  27. ↑ Middleditch, J. (2004). «A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts». The Astrophysical Journal 601 (2): L167-L170. Bibcode:2003astro.ph.11484M. arXiv:astro-ph/0311484. doi:10.1086/382074. 
  28. ↑ «Important Clue Uncovered for the Origins of a Type of Supernovae Explosion, Thanks to a Research Team at the University of Pittsburgh». University of Pittsburgh. Consultado el 23 March 2012. 
  29. ↑ «The Weirdest Type Ia Supernova Yet». Lawrence Berkeley National Laboratory. 20 de septiembre de 2006. Consultado el 2 de noviembre de 2006. 
  30. ↑ «Bizarre Supernova Breaks All The Rules». New Scientist. 20 de septiembre de 2006. Consultado el 8 de enero de 2007. 
  31. ↑ Schaefer, Bradley E.; Pagnotta, Ashley (2012). «An absence of ex-companion stars in the type Ia supernova remnant SNR 0509-67.5». Nature 481 (7380): 164-166. Bibcode:2012Natur.481..164S. PMID 22237107. doi:10.1038/nature10692. 
  32. ↑ «NASA'S Swift Narrows Down Origin of Important Supernova Class». NASA. Consultado el 24 March 2012. 
  33. ↑ «NASA's Chandra Reveals Origin of Key Cosmic Explosions». Chandra X-Ray Observatory website. Consultado el 28 March 2012. 
  34. ↑ Bo Wang; Stephen Justham; Zhanwen Han (2013). «Double-detonation explosions as progenitors of Type Iax supernovae». arXiv:1301.1047v1  [astro-ph.SR]. 
  35. ↑ Ryan J. Foley; P. J. Challis; R. Chornock; M. Ganeshalingam; W. Li; G. H. Marion; N. I. Morrell; G. Pignata et ál. (2012). «Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion». arXiv:1212.2209v2  [astro-ph.SR]. 
  36. ↑ «Hubble finds supernova star system linked to potential 'zombie star'». SpaceDaily. 6 August 2014. 
  37. ↑ van Dyk, Schuyler D. (1992). «Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies». Astronomical Journal 103 (6): 1788-1803. Bibcode:1992AJ....103.1788V. doi:10.1086/116195. 
  38. ↑ Hoeflich, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). «The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae». Astronomy and Astrophysics 362: 1046-1064. Bibcode:2000A&A...362.1046L. arXiv:astro-ph/0008444. 
  39. ↑ Kotak, R. (December 2008). «Progenitors of Type Ia Supernovae». Escrito en Keele University, Keele, United Kingdom. En Evans, A.; Bode, M. F.; O'Brien, T. J. et al., eds. RS Ophiuchi (2006) and the Recurrent Nova Phenomenon, proceedings of the conference held 12–14 June 2007. ASP Conference Series 401. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2008. p. 150. Bibcode:2008ASPC..401..150K. 
  40. ↑ Nugent, Peter E.; Sullivan, Mark; Cenko, S. Bradley; Thomas, Rollin C.; Kasen, Daniel; Howell, D. Andrew; Bersier, David; Bloom, Joshua S.; Kulkarni, S. R.; Kandrashoff, Michael T.; Filippenko, Alexei V.; Silverman, Jeffrey M.; Marcy, Geoffrey W.; Howard, Andrew W.; Isaacson, Howard T.; Maguire, Kate; Suzuki, Nao; Tarlton, James E.; Pan, Yen-Chen; Bildsten, Lars; Fulton, Benjamin J.; Parrent, Jerod T.; Sand, David; Podsiadlowski, Philipp; Bianco, Federica B.; Dilday, Benjamin; Graham, Melissa L.; Lyman, Joe; James, Phil et al. (December 2011). «Supernova 2011fe from an Exploding Carbon-Oxygen White Dwarf Star». Nature 480 (7377): 344-347. Bibcode:2011Natur.480..344N. PMID 22170680. arXiv:1110.6201. doi:10.1038/nature10644. 
  41. ↑ Dilday, B.; Howell, DA; Cenko, SB; Silverman, JM; Nugent, PE; Sullivan, M; Ben-Ami, S; Bildsten, L; Bolte, M; Endl, M; Filippenko, A. V.; Gnat, O; Horesh, A; Hsiao, E; Kasliwal, MM; Kirkman, D; Maguire, K; Marcy, GW; Moore, K; Pan, Y; Parrent, J. T.; Podsiadlowski, P; Quimby, RM; Sternberg, A; Suzuki, N; Tytler, DR; Xu, D; Bloom, JS; Gal-Yam, A et al. (2012). «PTF11kx: A Type-Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor». Science 337 (6097): 942-5. Bibcode:2012Sci...337..942D. PMID 22923575. arXiv:1207.1306. doi:10.1126/science.1219164. 
  42. ↑ Dilday, B.; Howell, DA; Cenko, SB; Silverman, JM; Nugent, PE; Sullivan, M; Ben-Ami, S; Bildsten, L; Bolte, M; Endl, M; Filippenko, A. V.; Gnat, O; Horesh, A; Hsiao, E; Kasliwal, MM; Kirkman, D; Maguire, K; Marcy, GW; Moore, K; Pan, Y; Parrent, J. T.; Podsiadlowski, P; Quimby, RM; Sternberg, A; Suzuki, N; Tytler, DR; Xu, D; Bloom, JS; Gal-Yam, A et al. (24 August 2012). «PTF 11kx: A Type Ia Supernova with a Symbiotic Nova Progenitor». Science 337 (6097): 942-945. Bibcode:2012Sci...337..942D. PMID 22923575. arXiv:1207.1306. doi:10.1126/science.1219164. 
  43. ↑ «The First-Ever Direct Observations of a Type 1a Supernova Progenitor System». Scitech daily.  - popular account of the discovery
  44. ↑ Soker, Noam; Kashi, Amit; García-Berro, Enrique; Torres, Santiago; Camacho, Judit (2013). «Explaining the Type Ia supernova PTF 11kx with a violent prompt merger scenario». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 431: 1541. Bibcode:2013MNRAS.431.1541S. arXiv:1207.5770. doi:10.1093/mnras/stt271. 
  45. ↑ Hamuy, M. et al. (1993). «The 1990 Calan/Tololo Supernova Search». Astronomical Journal 106 (6): 2392. Bibcode:1993AJ....106.2392H. doi:10.1086/116811. 
  46. ↑ Phillips, M. M. (1993). «The absolute magnitudes of Type IA supernovae». Astrophysical Journal Letters 413 (2): L105. Bibcode:1993ApJ...413L.105P. doi:10.1086/186970. 
  47. ↑ Hamuy, M. et al. (1996). «The Absolute Luminosities of the Calan/Tololo Type IA Supernovae». Astronomical Journal 112: 2391. Bibcode:1996AJ....112.2391H. arXiv:astro-ph/9609059. doi:10.1086/118190. 
  48. ↑ Colgate, S. A. (1979). «Supernovae as a standard candle for cosmology». Astrophysical Journal 232 (1): 404-408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300. 
  49. ↑ Hamuy, M. et al. (1996). «A Hubble diagram of distant type IA supernovae». Astronomical Journal 109: 1. Bibcode:1995AJ....109....1H. doi:10.1086/117251. 
  50. ↑ Freedman, W. et al.. «Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant». Astrophysical Journal 553 (1): 47-72. Bibcode:2001ApJ...553...47F. arXiv:astro-ph/0012376. doi:10.1086/320638. 
  51. ↑ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). «A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant». Astrophysical Journal 652 (2): 1133-1149. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. arXiv:astro-ph/0608211. doi:10.1086/508530. 
  52. ↑ Perlmutter, S.; Supernova Cosmology Project; Goldhaber, G.; Knop, R. A.; Nugent, P.; Castro, P. G.; Deustua, S.; Fabbro, S.; Goobar, A.; Groom, D. E.; Hook, I. M.; Kim, A. G.; Kim, M. Y.; Lee, J. C.; Nunes, N. J.; Pain, R.; Pennypacker, C. R.; Quimby, R.; Lidman, C.; Ellis, R. S.; Irwin, M.; McMahon, R. G.; Ruiz-Lapuente, P.; Walton, N.; Schaefer, B.; Boyle, B. J.; Filippenko, A. V.; Matheson, T.; Fruchter, A. S. et al. (1999). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae». Astrophysical Journal 517 (2): 565-86. Bibcode:1999ApJ...517..565P. arXiv:astro-ph/9812133. doi:10.1086/307221.  Parámetro desconocido |name-list-format= ignorado (ayuda)
  53. ↑ Riess, Adam G. et al. (1998). «Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant». Astronomical Journal 116 (3): 1009-38. Bibcode:1998AJ....116.1009R. arXiv:astro-ph/9805201. doi:10.1086/300499.  Parámetro desconocido |name-list-format= ignorado (ayuda)
  54. ↑ Cosmology, Steven Weinberg, Oxford University Press, 2008
  55. ↑ Accelerating universe? Not so fast
  56. ↑ Nielsen, J. T.; Guffanti, A.; Sarkar, S. (2015). Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae. Bibcode:2015arXiv150601354T. arXiv:1506.01354. 
[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Usuario:Ivan_de_la_Mora/Supernova_tipo_Ia&oldid=99823639»