Supernoba

Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea
(«Supernova» orritik birbideratua)

SN 1994D supernoba. Eztanda egitarakoan, NGC 4526 galaxia baino distiratsuagoa bihurtu zen.
SN 1994D supernoba. Eztanda egitarakoan, NGC 4526 galaxia baino distiratsuagoa bihurtu zen.

Supernoba noba bat baino indar handiagoz lehertzen den izarra da, eta leherketari berari ere supernoba deritzo. Supernobek hainbat astez edota hilabetez irauten duten oso argi-izpi distiratsuak igortzen dituzte. Fenomeno hori oso masa handiko izarretan sortzen da, gehiago fusionatu ezin dutenean. Hori gertatzen denean, bat-batean uzkurtzen dira, eta ondoren energia handia igortzen dute.

Izar eboluzionatu masibo baten tipula-itxurako geruzak, nukleoaren kolapsoa gertatu aurretxoan (ez dago eskalan marraztua).

Izarrak eztanda egiten duenean, ehun mila edo milioi bat aldiz handitzen da haren argitasuna; hala, izar hil berria egun batzuetan galaxia bat bezain argitsu izaten da, eta kanpoko geruzak segundoko milaka kilometroko abiaduraz jaurtitzen ditu espaziora. Supernoba noba baten antzekoa da: biek ala biek egun gutxi batzuk baino ez dute irauten; hasieran, argitasun bizia eta handia izaten dute, eta gerora jarraian galtzen dute argia. Supernoba-leherketa bat, ordea, izarrarentzat kataklismo-gertaera da, izarraren bizitza aktiboaren amaiera, alegia.

Behaketen historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Karramarroaren nebulosa, 1054 supernobak sortutako objektua da.
Karramarroaren nebulosa, 1054 supernobak sortutako objektua da.

Erregistratutako lehenengo supernoba, SN 185, astronomo txinatarrek ikusi zuten k. a. 185. urtean. Behatutako supernobarik distiratsuena SN 1006 izan zen, k. a. 1006. urtean gertatu zena eta Txina, Japonia, Irak, Egipto eta Europako behatzaileek deskribatua.[1][2][3] SN 1054 supernobak, leku askotan behatu zena, Karramarroaren nebulosa sortu zuen. SN 1572 eta SN 1604 supernobek, begi hutsez Esne Bidean behatu ziren azkenak, Europako astronomia garatzeko ondorio nabarmenak izan zituzten, planeta eta Ilargitik haratago unibertsoa estatiko eta aldaketarik gabekoa zelaren ideia aristotelikoa errefusatzen lagundu baitzuten.[4] Johannes Kepler 1604ko urriaren 17an hasi zen SN 1604 supernoba aztertzen, bere distiraren gorenean, eta bere distira kalkulatzen jarraitu zuen, begi hutsez ikustetik urtebete beranduago desagertu zen arte.[5] Belaunaldi batean ikusi ahal izan zen bigarren supernoba izan zen (Tycho Brahek Kasiopean ikusitako SN 1572aren ondoren).[6]

Zenbait ikerketen arabera, galaxian gertatutako azkeneko supernoba G1.9 + 0.3 izan zen. XIX. mendearen bukaeran gertatu zen, 1680. urte inguruan gertatu zen Cassiopeia A baino nabarmen beranduago.[7] Bietako bat ere ez zen bere garaian behatu. G1.9 + 0.3 supernobaren kasuan, galaxiaren planoan dagoen desagertze handiak eragin ahal izan zuen oharkabean pasatzea. Cassiopeia Arekin gertatutako ez dago hain argi. Argi-infragorriaren oihartzunen bidez detektatu da IIb motako supernoba bat izan zela eta ez zegoen desagertze zonalde batean.[8]

Teleskopioaren garapenaren aurretik, azkeneko milurtekoan bost supernoba ikusi dira bakarrik. Izar baten bizitza osoarekin alderatuta, supernoba galaktiko baten agerpen bisuala oso laburra da, agian zenbait hilabetez irauten duena, beraz, bat behatzeko aukera bizitzan behin bakarrik eman daiteke. Ohiko galaxia batean dauden 100 mila milioi izarren zati txiki batek bakarrik du supernoba izateko gaitasuna: behar adinako masa handia dutenak edo izar nano zuriak dituzten izar bitar izugarri arraroak.[9]

Hala ere, galaxiaz kanpoko supernoben behaketa eta aurkikuntza askoz arruntagoak dira orain. SN 1885A supernoba izan zen lehena, Andromedako galaxian. Gaur egun, astronomo amateur eta profesionalek urtero ehunaka aurkitzen dituzte, batzuk distira handieneko momentutik hurbil eta beste batzuk astronomia argazki zaharretan oharkabean pasatakoak. Rudolph Minkowski eta Fritz Zwicky astronomo estatubatuarrek supernoba modernoen sailkapen sistema garatu zuten 1941. urtean.[10] 1960ko hamarkadan, astronomoek supernoben intentsitate maximoak kandela estandar gisa erabil zitezkeela aurkitu zuten, era horretan distantzi astronomikoen adierazle gisa erabili ahal dira.[11] 2003an behatutako supernoba urrunenen arteko batzuk, espero zena baino distira gutxiago zuten. Honek unibertsoaren hedapena azeleratzen ari denaren ustea babesten du.[12] Teknika ezberdinak garatu ziren behaketa erregistrorik ez zuten supernoben gertaerak berreraikitzeko. Cassiopea A supernobaren data nebulosaren oihartzun argiaren arabera zehaztu zen,[13] RX J0852.0-4622 supernobaren hondarren adina tenperatura neurketetan[14] eta titanioaren isotopo baten desintegrazio erradioaktiboaren gamma izpi emisioetan oinarritu zen.[15]

Inoiz erregistratutako supernoba argitsuena ASASSN-15lh da. 2015eko ekainean detektatu zen lehen aldiz eta 570 mila milioi ra iritsi zen, ezagutzen den beste edozein supernoba baino distira bolumetriko bikoitza.[16] Hala ere, supernoba honen izaera eztabaidagai da oraindik, eta beste hainbat azalpen proposatu dira, adibidez, zulo beltz batek eragindako izar baten etenaldia.[17]

Detonazio-denboratik hurbilen detektatu direnen artean, SN 2013fs II motako supernoba da lehena. Leherketa gertatu zenetik 6 ordutik aurrera dago espektroa erregistratua. Intermediate Palomar Transient Factory behategiak 2013ko urriaren 6ean erregistratu zuen supernoba gertatu eta 3 ordutara. Izarra NGC 7610 izeneko galaxia kiribilean dago kokatua, 160 milioi argi-urtera Pegasus konstelazioan.[18][19]

Galaxia bat eta hiru supernoba, galaxia kumulu batean.[20]

2016ko irailaren 20an Rosarioko Victor Buso astronomo amateurra bere 16 hazbeteko teleskopio berria probatzen ari zen.[21][22] NGC 613 galaxiaren hogei segundo esposizioak hartzen ari zelarik, Buso lurretik ikusgai egin berri zen supernoba bat behatu zuen. Argazkiak aztertu ondoren, La Platako Astrofisikako Institutuarekin harremanetan jarri zen. "Lehenengo aldia izan zen norbaitek supernoba optiko baten eztandaren hasierako momentuak behatzen zituela, gamma-izpien edo X izpien lehertzearekin lotu gabekoa.[22]" Instituto de Astrófisicako Melina Bersten astronomoaren arabera, horrelako gertaera bat harrapatzeko oso baxuak dira, hamar miloi edo ehun miloi artean batekoa.

Busok behatutako supernoba IIb motako bat izan zen, Eguzkiaren masa 20 aldiz zuen izar batek eragindakoa.[22] Kaliforniako Unibertsitateko Alex Filippenko astronomoak adierazi zuenez, astronomo profesionalak denbora luzez zebiltzan horrelako gertakari bat bilatzen: “izarrak lehertzen hasten diren lehen momentuan behatzeak beste era batera lortu ezin den informazioa ematen du[22]”.

Aurkikuntza[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Supernoba hondar bat

1930ko hamarkadan, Walter Baade eta Fritz Zwicky astronomoek noba kategoria berri soil bat zenaren inguruko lehen lanak egin zituzten, New Wilsoneko Behatokian.[23] Super-novae izena lehen aldiz Baade eta Zwickyk 1931. urtean Caltechen emandako klaseetan erabili zen, eta 1933an publikoki erabili zuten Amerikako Fisika Elkartearen bilera batean.[24] 1938. urterako, gidoia galdu egin zen eta izen modernoa erabiltzen zen.[25] Supernobak galaxia baten barnean gertakari oso arraroak direla eta (Esne Bidean mende bakoitzean hiru gertatzen dira batezbeste[26]), ikerketak egiteko supernoba on bat lortzeko galaxia askoren jarraipen erregularra egin behar da.

Beste galaxia batean gertatzen diren supernobak ezin dira era zehatz batean aurreikusi. Normalean, aurkitu direnean, dagoeneko prozesua martxan dago.[27] Supernoba batean interes zientifiko gehien duten datuak lortzeko, adibidez, distantzia neurtzeko kandela estandar gisa, argitasun maximoaren behaketa eskatzen dute. Horregatik, garrantzitsua da maximo horretara iritsi baino askoz lehenago aurkitzea. Astronomo amateurrek, astronomo profesionalak baino askoz gehiago direnak, paper garrantzitsua izan dute supernobak aurkitzean. Normalean teleskopio optiko baten bidez hurbilen dauden galaxia batzuk aztertuz eta lehenagoko argazkiak alderatuz aurkitu izan dituzte.[28]

XX. mendearen amaieran, astronomoak geroz eta gehiago ordenagailuz kontrolatutako teleskopioak eta CCDk erabiltzen hasi ziren supernobak aurkitzeko. Sistema horiek amateurren artean erabiliak diren arren, badira instalazio profesionalak ere, adibidez, Katzman Imaging Automatic Telescope.[29] Supernova Early Warning System (SNEWS) proiektuak neutrino detektagailu sare bat erabiltzen du Esne bideko supernoba baten abisua emateko.[30] [31] Neutrinoak supernobetan kantitate handietan ekoizten diren partikulak dira,[32] eta espazioko gasek eta disko galaktikoko hautsek ez dituzte gehiegi xurgatzen.

Superrerraldoi urdin bat, nebulosa batez inguraturik Karinaren nebulosan. Ikertzaileen arabera, supernoba bilakatuko da.

Bi supernoba bilaketa mota daude: erlatiboki hurbileko gertaerak bilatzen dituztenak eta urrunago begiratzen dutenak. Unibertsoaren zabalkuntza dela eta, emisio espektro jakin bat duen urruneko objektu batera dagoen distantzia Doppler efektua (edo gorriranzko lerrakuntza) erabiliz kalkula daiteke. Batez beste, urrutiko objektuak hurbilekoak baino abiadura handiagoan urruntzen dira, eta, beraz, gorriranzko joera handiagoa dute. Horrela, bilaketak gorriranzko lerrakuntza baxu eta altuetan banatzen dira, mugarria z = 0.1-0.3[33] gorriranzko lerrakuntza inguruan egonik.

Gorriranzko lerrakuntza altuko bilaketak normalean supernoben argi kurbak begiratuz egiten dira normalean. Hauek erabilgarriak dira kandela estandar edo kalibratuekin Hubble diagramak sortzeko eta iragarpen kosmologikoak egiteko. Supernoben espektroskopia, supernobaren fisika eta inguruneak aztertzeko erabiltzen dena, praktikoagoa da gorriranzko lerrakuntza baxuan.[34][35] Gorriranzko lerrakuntza baxuko behaketak Hubbleren kurbaren distantzia baxuaren amaiera ainguratzen dute, galaxia ikusgarrien distantzia neurtzeko erabilia.[36][37] (Ikus ere Hubbleren legea).

Izendapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Keplerren supernobaren (SN 1604) hondarren uhin luzera ezberdinez osaturiko irudia: X-izpiak, infragorriak eta optikoak.

Supernoba aurkikuntzak Nazioarteko Astronomia Elkarteari jakinarazten zaizkio, eta honek supernobari esleitzen zaion izenarekin zirkular bat bidaltzen du. Izena osatzeko SN markatzailea eta aurkikuntza urtea erabiltzen dira, honen ostean letra bateko edo biko atzizki bat gehitzen zaiolarik. Urteko lehenengo 26 supernobak Atik Zra doazen letra larriez izendatzen dira. Ondoren, letra xehez osaturiko bikoteak erabiltzen dira: aa, ab, eta abar. Hori dela eta, adibidez, SN 2003C 2003. urtean aurkitutako hirugarren supernoba izan zen.[38] 2005eko azkeneko supernoba SN 2005nc izan zen, 2005ean aurkitutako 367 supernoba. 2000. urteaz geroztik astronomo profesional eta amateurrek ehunka supernoba aurkitu dituzte urtero (572 2007an, 261 2008an, 390 2009an; 231 urtean 2013).[39][40]

Supernoba historikoak gertatu ziren urtearen zenbakiarekin soilik izendatzen dira: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (Tychoren noba deitua) eta SN 1604 (Keplerren izarra). 1885. urteaz geroztik, hizki notazio gehigarria erabiltzen da, nahiz eta urte horretan soilik supernoba bat aurkitu (adibidez, SN 1885A, SN 1907A, etab.). Hau azkeneko aldiz SN 1947A-rekin gertatu zen. SN, SuperNova esanahiarekin, aurrizki estandarra da. 1987. urtera arte, bi hizkien izendapena gutxitan behar zen; 1988az geroztik, ordea, urtero behar izan dira.

Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1993J supernobaren errepresentazio artistiko bat.[41]

Supernobak ulertzeko saiakuntzen barnean, astronomoek beren argi kurben eta bere espektroan agertzen diren elementu kimikoen xurgapen-ildoen arabera sailkatu dituzte. Banaketa egiteko lehen elementua hidrogenoak sortutako lerro baten presentzia edo gabezia da. Supernobaren espektroan hidrogeno lerroa badago (Balmer lerroak ere deitua) II motakoa da; bestela I motakoa da. Bi mota horietako bakoitzean azpimotak daude, beste elementuen presentziaren edo argia kurbaren formaren (supernobaren itxurazko magnitudearen grafikoa denbora-funtzioaren arabera) arabera.[42][43]

Supernoben taxonomia[42][43]
I mota
Hidrogenorik ez 		Ia mota
Ionizatutako silizio lerro bat agertzen da argi maximotik hurbil 		Hondamendi termikoa
Ib/c motak
Silizioaren surgatzerik ez, edo oso ahula 		Type Ib
Ionizatu gabeko helio lerroa ikusten da 		Nukleoaren kolapsoa
Type Ic
Heliorik ez edo oso ahula
II mota
Hidrogenoa agertzen da 		II-P/L/N mota
II motako espektroa une oro 		II-P/L mota
Lerro esturik ez 		II-P mota
Bere argi kurban goi-lautada bat sortzen du
II-L mota
Bere argi kurban ahultze lineala sortzen du[44]
IIn mota
Lerro estu batzuk
IIb mota
Espektroa aldatu egiten da, Ib motaren antza hartuz

I mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

I motako supernobak hauen espektroen arabera banatzen dira. Ia motak silizio ionizatu xurgapen lerro indartsua erakusten. Lerro hau ez duten I motako supernobak Ib eta Ic gisa sailkatzen dira, Ib motak helio neutroko lerro indartsuak dituelarik eta Ic motak berriz, ez. Argi kurbak antzekoak dira, nahiz eta Ia motakoak, oro har, argitasun maximoan distiratsuagoak izan. Dena den, argiaren kurba ez da garrantzitsua I motako supernobak sailkatzeko.

Ia supernoben kopuru txiki batek ezohiko ezaugarriak ditu, esate baterako, argitasun ez-estandarrak edo zabaldutako argi kurbak. Horrelako ezaugarriak erakusten dituztenak, lehengo aldiz antzeko ezaugarriak behatu ziren supernobari erreferentzia eginez sailkatzen dira. Adibidez, SN 2008ha supernoba, argitasun gutxi izan zuena, Ia-2002cx klasekoa dela esaten da, SN 2002cx supernobaren antzekoa delako.

Ic motako supernoben multzo txiki batek asko zabaldutako eta nahasitako emisio lerroak erakusten ditu. Eiekzioan hedapen-abiadura oso handia izan zutela erakusten du honek. Hauek Ic-BL edo Ic-bl motan sailkatzen dira.[45]

II mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Argi kurbak II-P eta II-L motako supernobak bereizteko erabiltzen dira
Argi kurbak II-P eta II-L motako supernobak bereizteko erabiltzen dira.

II motako supernobak ere espektroan oinarrituta banatu daitezke. II motako supernoba gehienek emisio lerro oso zabalduak dituzte, segundoko milaka kilometroko hedapen abiadura izan dutela adierazten dutenak. Dena den, beste batzuk, hala nola, SN 2005gl, espektro izaera nahiko estua dute. Hauek Iin motakoak dira, non 'n' hizkiak 'narrow' (estua ingelesez) adierazten duen.

Supernoba gutxi batzuk, SN 1987K eta SN 1993J adibidez, mota aldatzen dutela ematen du: hasieran hidrogenoa lerroak erakusten dituzte, baina asteetatik hilabeteetara doan denboran helio lerroak nagusitzen dira. "IIb motakoak” deitzen zaie, II eta Ibekin motekin normalean lotutako ezaugarrien konbinazioa deskribatzeko.[43]

Espektro arruntak dituzten II motako supernobak haien argi kurben arabera sailkatzen dira. Mota arruntenak argitasun maximoaren ostean "goi-lautada" bereizgarria erakusten du, non argiaren distira nahiko egonkor mantentzen den hilabete batzuez, berriro ere gutxitzen hasi aurretik. Mota honetakoei II-P deitzen zaie. Arraroagoak dira II-L motako supernobak. "L" hizkiak “lineala” esan nahi du, nahiz eta argiaren kurba ez den lerro zuzen bat.

Ohiko sailkapenetan sartzen ez diren supernobek “pec” (ingelesezko peculiarretik) izena jaso ohi dute.[43]

III, IV eta V motak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Fritz Zwickyk supernoba mota gehiago definitu zituen, nahiz eta I edo II motako ezaugarriak betetzen ez zituzten oso adibide gutxian oinarritu zen. SN 1961i III motako supernoba bakarra izan zen, argi kurba zabala eta espektroan motelki agertzen ziren hidrogenozko Balmer lerroak zituena. SN 1961f IV motako kide bakarra izan zen, II-P motako supernoben antzekoa den kurba argia izan zuena, hidrogeno xurgapen lerroekin baina hidrogeno emisio lerro ahulekin. V mota SN 1961V supernobarako sortu zen, ezohiko supernoba faltsu bat. Bere ezaugarriak distira handitze motela, hilabete asko iraun zuen argi maximoa, eta ezohiko emisio espektroa izan ziren. SN 1961V supernobaren eta Eta Carinae izarraren Eztanda Handiaren antzekotasuna nabarmendu zen.[46] M101 galaxian 1909an eta M83 galaxian 1923an eta 1957an gertaturiko supernobak ere IV edo V motakoak izan zitezkeela proposatu zen.[47]

Gaur egun, mota guzti hauek II motako “peculiar” azpimultzoan sailkatzen dira, eta beste hainbat adibide aurkitu dira.[44]

Egungo modeloak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sekuentzia honek NGC 1365 galaxiako supernoba baten argitze azkarra eta itzaltze motelagoa erakusten du (galaxia zentroaren goiko zatiko puntu distiratsua)[48]

Aurreko atalean aipatutako sailkapena, supernoba motak, taxonomikoa da: mota bakoitzak supernobaren ikusitako argia deskribatzen du, ez nahitaez kausa. Adibidez, Ia motako supernobak ihes fusioagatik sortzen dira (nano zurietan), eta antzeko espektroa duten Ib/c motak Wolf-Rayet masiboen nukleoa kolapsatzean sortzen dira. Ondoren laburbiltzen dira gaur egun supernobak gertatzeko onartuen dauden azalpenak.

Hondamendi termikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano zuri batek ondoko izar bateko material nahikoa pilatzen badu, bere nukleoaren tenperatura igo egingo da karbono fusioa pizteraino. Puntu horretan kontrolik gabeko fusio nuklearrean sartu da. Hiru bide teorizatu dira horrelako detonazioa gertatu dadin: kide batengandik material akrezio egonkorra, bi nano zuriaren talka, edo egitura baten piztea eragiten duen gehikuntza. Ez dago argi zein den Ia motako supernobak sortzen dituen mekanismo nagusia.[49] Ia motako supernobak sortzearen inguruko ziurgabetasun hori izan arren, Ia motako supernobak propietate oso uniformeak dituzte eta distantzia intergalaktikoak neurtzeko kandela estandar erabilgarriak dira. Zenbait kalibrazio beharrezkoak dira propietateetan aldaketa gradualak konpentsatzeko edota gorriranzko lerratze handietan distira anormaleko maiztasun desberdinetarako, baita argi kurbaren edo espektroaren aldaketa txikietarako.[50][51]

Ohiko Ia mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ia motako supernoba baten formazio prozesua

Mota honetako supernoba bat sortzeko hainbat modu daude, baina denek mekanismo komun bat dute. Karbono-oxigenodun nano zuri batek 1,44 Eguzki masako (M☉) Chandrasekharren mugara iristeko materia nahikoa bereganatzen badu[52], ezin izango du bere masaren handitzea jasan elektroien endekapenezko presioaren bidez[53][54] eta kolapsatzen hasiko da. Hala ere, gaur egungo ikuspegiaren arabera ohikoena muga horretara ez iristea da. Horren ordez, izarra muga horretara iritsi aurretik (%1 inguru falta zaionean[55]) nukleoaren barneko tenperatura eta dentsitatea igo egiten dira karbono fusioa piztuz, kolapsoa hasi aurretik.[52]

Segundo gutxiren buruan, nano zuriaren materia frakzio garrantzitsu batek fusio nuklearra jasaten du, prozesu horretan energia nahikoa askatuz (1-2 × 1044 J)[56] izarra supernoba bihurtzeko.[57] Kanporantz zabaltzen den olatu bat sortzen da eta bertako materiak 5.000-20.000 km/s-ko, edo argiaren abiaduraren %3 inguruko, abiadura lortzen du. Argitasuna ere nabarmen handitzen da, eta -19.3ko (edo Eguzkia baina 5 mila milioi aldiz distiratsuagoa) magnitude absolutura iristen da, aldaera gutxirekin.[58]

Supernoba mota honen eraketa eredua izar bitar itxi sistema da. Bi izarretatik handiena da lehenengoa sekuentzia nagusitik eboluzionatzen dena eta handitu egiten da erraldoi gorri bat eratuz. Bi izarrek inguru berdina elkarbanatzen dute orduan, elkarren arteko orbita txikituz. Izar erraldoiak bere inguruko zatirik handiena botatzen du, masa galduz fusio nuklearra jarraitzea ezinezkoa bilakatu arte. Puntu honetan izar nano zuria bihurtzen da, batez ere karbono eta oxigenoz osatuta.[59] Azkenean, bigarren mailako izarrak ere eboluzioa jasaten du erraldoi gorria bihurtuz. Erraldoiaren materia nano zuriak xurgatzen du, masa handituz. Oinarrizko ereduaren onarpen zabala badago ere, gertakari honen hasieraren xehetasunak eta bertan sortutako elementu astunak oraindik ez daude guztiz argi.

Ia motako supernobek argi kurba bereizgarria sortzen dute. Argitasun hau nikel-56 isotopoaren desintegrazio erradioaktiboak sortzen du, kobalto-56tik burdin-56raino.[58] Argi kurbaren argitasun maximoa oso erregularra da Ia mota tipikoko supernobetan, eta gehienez ere -19.3 inguruko magnitude absolutua dauka. Honi esker, bigarren mailako[60] kandela estandar gisa erabiltzen dira supernoba geratu den galaxiaraino dagoen distantzia kalkulatzeko.[61]

Ez-ohiko Ia mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Badago Ia motako supernobak eratzeko beste modu bat. Kasu honetan, bi nano zuri elkartzen dira, bien masa konbinatuak Chandrasekharren muga gainditzen duen une batez.[62] Supernoba mota honetan desberdintasun asko dago[63], eta, kasu askotan, ez da supernobarik izaten ere. Hala ere, ohikoena Ia motako supernoba ohikoek baino argi kurba zabalago eta ez hain distiratsua izatea da.

Normalean baino askoz distiratsuagoak diren Ia motako supernobak aurreikusten dira nano zuriak Chandrasekharren mugaren gainetik dagoen masa duenean[64], seguruenik asimetriaren bidez areagotua[65], baina egotzitako materialak normalean baino energia zinetiko gutxiago izango du.

Ez-ohiko Ia motako supernoben azpi-sailkapenik formalik ez dago. Nano zuri batean helio akrezioa dagoenean sortzen diren supernobei, ohikoak baino distira gutxiago dutenak, Iax mota izena ematea proposatu da.[66][67] Supernoba-mota honek ez du beti guztiz nano zuria suntsitzen eta izar zonbi bat utzi dezake.[68]

Ez-ohiko Ia motako supernoba talde espezifiko batek hidrogenoa eta beste emisio lerro batzuk garatzen ditu, eta ohiko Ia motako eta IIn motako supernoba baten nahasketaren itxura ematen dute. Adibideak SN 2002 eta SN 2005gj dira. Supernoba hauei Ia / IIn mota, Ian mota, IIi mota eta IIan mota deitzea proposatu da.[69]

Nukleoaren kolapsoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1987ko supernoba II-P motakoa izan zen. Irudian, supernobaren hondarrak, hedatzen.

Oso masiboak diren izarrek nukleoaren kolapsoa jasan dezakete fusio nuklearrak izarraren nukleoa bere grabitatearen aurka ezin duenean mantendu. Muga hau gainditzea da supernoba mota guztien kasua, Ia motakoak izan ezik. Kolapsoak izar baten kanpoaldeko geruzen egozte bortitza eragin dezake, supernoba bat sortuz, edo grabitazio energia potentzialaren askapena nahikoa ez denean, izarra zulo beltz edo neutroi izar bat bihurtu arte kolapsatu daiteke. Kasu honetan energia erradiazio gutxi eragiten du.

Nukleoaren kolapsoa mekanismo ezberdinek eragin dezakete: elektroi-harrapaketa; Chandrasekharren muga gainditzea; bikote-ezegonkortasuna; edo fotodesintegrazioa.[70][71] Izar masibo batek Chandrasekharren masa baino handiagoa den burdin nukleoa garatzen duenean, ezingo du Elektroien endekapenezko presioaren bidez egonkor mantendu, eta neutroi izar bat edo zulo beltz bat sortuko du. O/Ne/Mg motako nukleo degeneratu batean elektroiak harrapatzeak grabitazio kolapsoa eragiten du, eta, ondoren, oxigeno leherkariaren fusioa, emaitzak oso antzekoak izanik. Elektroi-positroi bikotearen ekoizpenak helioa erre izan duen nukleo batean laguntza termodinamikoa eteten du. Honek hasieran kolapsoa sortzen du eta ondoren hondamendi termikoa, bikote-ezegonkortasun supernoba bat eraginez. Nahiko handi eta beroa den izar nukleo batek energia altuko gamma izpiak sor ditzake, bere kabuz fotodesintegrazioa hasteko. Honek nukleoaren kolapso osoa eragingo du.

Supernoba motak izarraren hasierako metaltasunaren arabera
Supernoba motak izarraren hasierako metaltasunaren arabera

Ondorengo taulan izar masiboen nukleoaren kolapsoa gertatzeko ezagutzen diren arrazoiak agertzen dira, zein izar motetan gertatzen diren, erlazionatutako supernoba mota eta sortutako hondarra. Metaltasuna hidrogenoa eta helioa ez diren beste elementuen proportzioa da, Eguzkiarekin alderatuta. Hasierako masa supernoba gertatu aurretik izarraren masa da, Eguzki masa unitatetan, nahiz eta supernoba hasi aurretiko masa askoz txikiagoa izan daitekeen.

IIn motako supernobak ez dira zerrendan agertzen. Potentzialki hainbat nukleo kolapso mota desberdinek sor ditzakete, baita hasierako izar ezberdinetan. Baliteke Ia motako nano zurien pizteak ere eragitea, nahiz eta badirudien gehienak burdinazko nukleoaren kolapsoagatik gertatzen direla, argitsuak diren superrerraldoi edo hiperrerraldoietan sortzen direla (izar aldakor urdin argitsuetan (LBV) barne). Mota hau izendatzeko erabiltzen diren espektro lerro estuak supernoba material estelarreko hodei trinko txiki batean zabaltzen delako sortzen dira.[72] Badirudi orain arte IIn motako supernoba gisa sailkatu diren gertaera asko supernoba iruzurtiak direla, LBV antzeko izarretako erupzio masiboak, Eta Carinae izarreko erupzio handiaren antzekoak. Gertaera horietan, izarretik aurretik kanporatutako materialak xurgatze-lerro estuak sortzen ditu eta shock-uhin bat eragiten du berriki kanporatutako materialarekin sortzen duen elkarrekintzaren bidez.[73]

Nukleoaren kolapso motak masa eta metaltasunaren arabera[70]
Kolapsoaren kausa Sorrera izarraren hasiera masa (Eguzki masetan) Supernoba mota Hondarra
Elektroi harrapaketa endekatutako O+Ne+Mg nukleoan 8–10 II-P ahula Neutroi izar
Burdinezko nukleoaren kolapsoa 10–25 II-P ahula Neutroi izar
25–40 / eguzkiaren metaltasuna edo baxua Ohiko II-P Zulo beltza, materiala hasierako neutroi izarrera gehitu ondoren
25–40 / metaltasun altua II-L edo II-b Neutroi izar
40–90 / metaltasun baxua Bat ere ez Zulo beltza
≥40 / Eguzkiaren antzeko metaltasuna Ib/c ahula, edo gamma-izpi jariodun hipernoba Zulo beltza, materiala hasierako neutroi izarrera gehitu ondoren
≥40 /metaltasun altua Ib/c Neutroi izar
≥90 / metaltasun baxua Bat ere ez, agian gamma-izpi jarioa Zulo beltza
Bikote ezengokortasuna 140–250 / metaltasun baxua II-P, batzuetan hipernoba, agian gamma-izpi jarioa Hondarrik ez
Fotodesintegrazioa ≥250 / metaltasun baxua Bat ere ez (edo supernoba argitsua?), agian gamma-izpi jarioa Zulo beltz masiboa
Izar masiboen hondarrak
Izar masibo eta eboluzionatu baten barruan (a) tipula bezalako geruzetan dauden elementuak fusionatzen dira, Chandrasekharren masara iristen den burdinazko nukleoa (b) osatuz. Orduan kolapsoa hasten da. Nukleoaren barnealdea neutroi bihurtzen da (c), erortzen ari den materialak errebotatzea eraginez (d) eta kanporantza jaurtitzen den shock-uhin bat (gorria) sortuz. Uhina gelditzen hasten da (e), baina neutrinoaren elkarrekintza barne hartzen duen prozesu baten bidez berriro bizkortzen da. Inguruko materiala kanporatua izaten da (f), hondar degeneratu bat besterik ez utziz.
Izar masibo eta eboluzionatu baten barruan (a) tipula bezalako geruzetan dauden elementuak fusionatzen dira, Chandrasekharren masara iristen den burdinazko nukleoa (b) osatuz. Orduan kolapsoa hasten da. Nukleoaren barnealdea neutroi bihurtzen da (c), erortzen ari den materialak errebotatzea eraginez (d) eta kanporantza jaurtitzen den shock-uhin bat (gorria) sortuz. Uhina gelditzen hasten da (e), baina neutrinoaren elkarrekintza barne hartzen duen prozesu baten bidez berriro bizkortzen da. Inguruko materiala kanporatua izaten da (f), hondar degeneratu bat besterik ez utziz.

Izar nukleo bat bere grabitatearen aurka jada mantentzen ez denean, 70.000 km/s-ko abiaduran kolapsatzen da bere gain,[74] eta honek tenperatura eta dentsitatea azkar igotzea ekartzen du. Ondoren gertatzen dena kolapsatzen den nukleoaren masa eta estrukturaren araberakoa da: masa gutxiko nukleoek neutroi izarrak sortzen dituzte, masa handiagoa duten nukleoek zulo beltzak eta guztiz kolapsatu ez direnek hondamendi fusioa.

Hasierako nukleo degeneratuen kolapsoa beta desintegrazioaren, fotodesintegrazioaren eta elektroien harrapaketaren eraginez azeleratzen da, Elektroi neutrinoen leherketa eraginez. Dentsitatea handitzen doan heinean, neutrino-emisioak moztu eten egiten dira nukleoan harrapatuta geratzen direlako. Barne-nukleoak normalean 30 kilometroko diametroa[75] eta atomo nukleo baten antzekoa den dentsitate batetara iristen da, eta neutroi-endekapenaren presioa kolapsoa geldiarazten saiatzen da. Nukleoaren masa 15 M☉ baino gehiagokoa bada, orduan neutroien endekapena ez da nahikoa kolapsoa gelditzeko, eta zulo beltz bat bihurtuko da zuzenean supernoba gabe.

Masa baxuagoetan, kolapsoa gelditu egiten da eta berriki sorturiko neutroi nukleo berriak 100 mila milioi kelvin inguruko tenperatura du, eguzkiaren nukleoaren tenperatura baino 6000 aldiz handiagoa.[76] Tenperatura honetan, neutrino-antineutrino bikote mota guztiak era eraginkorrean sortzen dira emisio termikoaren bidez. Neutrino termiko hauek elektroi harrapaketa neutrinoak baino ugariagoak dira.[77] 1046 joule inguru, izarraren geratzen den masaren %10 inguru, hamar segundoko neutrino eztanda batean bihurtzen da, gertaeraren ekoizpen nagusia izanik.[75][78] Bat-batean gelditu den nukleoaren kolapsoak errebotatu egiten du eta milisegundotan[79] gelditzen den shock-uhin bat sortzen du, elementu astunen disoziazioan energia galtzen den bitartean. Guztiz ulertzen ez den prozesu bat beharrezkoa da nukleoaren kanpoaldeko geruzak neutrino pultsutik 1044 joule[78] inguru berreskuratzeko, argi distiratsua sortuz. Hala ere, badaude leherketa azaltzeko beste teoria batzuk.[75]

Kanpoko azaleko materialaren zati bat neutroi izarrera erortzen dira berriz, eta 8 M☉ baino gehiagoko nukleoek zulo beltz bat osatzeko nahikoa masa daukate. Atzera egite honek sortutako energia zinetikoa eta kanporatutako material erradioaktiboaren masa murriztuko ditu, baina zenbait kasutan gamma izpien eztanda edo oso argitsua den supernoba sortzen duten zurrustak ere sor daitezke.

Degeneratu gabeko nukleo masiboen kolapsoak fusio gehiago martxan jarriko du. Nukleoaren kolapsoa bikote ezegonkortasunak sortzen duenean, oxigenoaren fusioa hasten da eta kolapsoa gelditu egin daiteke. 40-60 M☉ko masa duten nukleoen kasuan, kolapsoa gelditu egiten da eta izarra osorik mantentzen da, baina nukleoaren kolapsoa berriz ere gertatuko da nukleo handiagoa sortzen denean. 60-130 M☉ inguruko nukleoetan, oxigenoaren eta elementu astunen fusioa hain da energetikoa izar guztia eten egiten dela, supernoba bat sortuz. Masa handienetatik hurbil dauden kasuetan, supernoba ohikoa baino askoz distiratsuagoa eta oso luzea da, botatako eguzki masa askoko 56Ni material guztiagatik. Nukleo masa handienetan, nukleoaren tenperatura fotodesintegrazioa ahalbidetzeko bezain altua bihurtzen da eta nukleoa zulo beltz bat bihurtzen da zuzenean.[80]

II mota[aldatu | aldatu iturburu kodea]

SN 1997D supernoba, argi gutxi sortu zuen II motakoa.
SN 1997D supernoba, argi gutxi sortu zuen II motakoa.

Eguzkiaren masa zortzi aldiz baino gutxiago duten izarrek inoiz ez dute kolapsoan sartzeko bezain nukleo handirik garatzen, eta haien atmosfera pixkanaka galtzen joaten dira nano zuri bihurtu arte. Gutxienez 9 M☉ dituzten izarrek (gehienez 12 M☉ arte ziurrenik[81]) modu konplexu batean eboluzionatzen dute, pixkanaka elementu gero eta astunagoaz errez haien nukleoetan gero eta tenperatura altuagoetan.[75][82] Izarra geruzatua bihurtzen da, tipula bat bezala, eta errazago fusionatzen diren elementuak kanpoko geruzetan erretzen dira.[70][83] Nahiz eta burdin nukleodun tipula gisa ezagunak izan, masa gutxien duten supernobek oxigeno eta neonez osaturiko nukleoak dituzte, batzuetan magnesioa ere badagoelarik. AGB super izar hauek nukleo kolapsoaren bidez sortzen diren supernoben gehiengoa osatzen dute, baina masa handiagoa duten supernobak bezain argitsuak ez direnez, ez dira hainbestetan behatzen.[81]

Nukleoaren kolapsoa superreraldoi fasean gertatzen bada, izarrak oraindik hidrogeno geruza bat duenean, emaitza II motako supernoba da. Izar distiratsu baten masa galera tasa metaltasunaren eta argitasunaren araberakoa da. Eguzkiaren antzeko metaltasuna duten izar oso distiratsuek hidrogeno guztia galdu egingo dute nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik eta, beraz, ez dute II motako supernoba bat osatuko. Metaltasun baxua badute, izar guztiak iritsiko dira nukleoaren kolapsora hidrogeno geruza batekin, baina masa nahikoa duten izarrak zuzenean zulo beltz bihurtuko dira, supernoba ikusgarririk sortu gabe.

Hasierako masa Eguzkiarena 90 aldiz duten izarrek, edo pixka bat gutxiago eta metaltasun altua, II-P motako supernobak sortu ohi dituzte. Hori baino masa handiagoa izateaz gain metaltasun erdiko eta altuko izarrek, haien hidrogeno gehiena galdua izango dute nukleoaren kolapsoa gertatzen denean eta emaitza II-L motako supernoba bat izango da. Metaltasun oso baxua dutenen artean, 140-250 M☉ inguruko izarrek nukleoaren kolapsoa jasango dute bikote ezegonkortasunagatik. Hidrogeno atmosfera eta oxigeno nukleo bat izango dute oraindik momentu horretan. Honek II motako ezaugarriak dituen supernoba bat eratzea eragingo du, baina kanporatutako 56Ni masa asko eta argitasun handiarekin.

Ib eta Ic motak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

SN 2000D supernoba, Ib motakoa. Ezkerrean X izpietan eta eskuinean argi ikusgarrian, galaxiaren goiko aldean.
SN 2000D supernoba, Ib motakoa[84]. Ezkerrean X izpietan eta eskuinean argi ikusgarrian, galaxiaren goiko aldean.[85]

Supernoba hauek, II motakoak bezala, nukleoaren kolapsoa jasaten duten izar masiboak dira. Hala eta guztiz ere, Ib eta Ic motako supernoba bihurtzen diren izarrek kanpoko (hidrogeno) geruza gehienak galdu dituzte, bai haize estelar indartsuen eraginez edo bikote baten elkarrekintzarengatik.[86] Izar hauek Wolf-Rayet izar gisa ezagutzen dira, eta metaltasun ertain eta altua dutenean gertatzen dira, non etengabeko haizeek masa galera nahikoak eragiten dituzten. Ib/c supernoben behaketak ez dira Wolf-Rayet izarretan behatutako edo espero diren datuekin bat etortzen. Azalpen alternatiboek hidrogenoa bitarren eraginez galdu dutela diote. Eredu bitarrak behatutako supernoben ezaugarriak hobeto azaltzen ditu, baina helioz osaturiko izar bitar egokirik ez da inoiz behatu.[87] Supernoba bat nukleoaren kolapsoaren garaian izarren masa oso handia ez denean gertatzen denez (bestela zulo beltz bat eratuko luke), edozein izar masibok supernoba bat sor dezake nukleoaren kolapsoa gertatzen denerako masa nahikoa galdu badu.

Ib motako supernobak ohikoenak dira, eta WC motako Wolf-Rayet izarrek sortzen dituzte, haien atmosferetan oraindik helioa dagoenean. Masa-sorta estu baterako, izarrak WO mota bihurtu arte garatzen dira nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik. Hauek oso helio gutxi izaten dute eta Ic motako supernobak eratzen dituzte.

Ic motako supernoben ehuneko txiki bat gamma izpien eztandekin (GRB) lotzen da, nahiz eta hidrogenoa galdu duen edozein Ib edo Ic motako supernobak sor ditzakeela uste den.[88] Leherketa hauek magnetarrak eratutako eremu magnetikoak sorturiko jarioekin lotzen dira. Jarioek energia bideratuko dute handitzen ari den kanpoko geruzara, oso distiratsua den supernoba bat sortuz.[89][90]

Izar bitar batean, eztanda egiten duen izarrak materia gehiena galdu duenean[91] oso material gutxi (0,1 M☉ inguru) kanporatu du. Muturreko kasuetan, supernobak soilik metalezko nukleoa duten izarretan gertatu daitezke, Chandrasekharren muga gutxigatik gainditzen dutenetan. SN 2005ek supernoba izan daiteke honen adibide bat.[92] Argi gutxi eta azkar erortzen den argi kurba sortzen dute.

Huts egindakoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Masa handiko zenbait izarren nukleoaren kolapsoak ez du supernoba ikusgarririk sortzen. Azalpen nagusia honakoa da: energia zinetikoak ezin du nukleoaren masa altuak sortzen duen grabitazio indarra gainditu eta beraz kanpoko geruzak barnera erortzen dira zulo beltz bat sortuz. Honelako gertakariak zailak dira antzematen, baina behaketa zabalek hainbat hautagai topatu dituzte.[93][94] N6946-BH1 superrerraldoiak 2009ko martxoan eztanda txiki bat jasan zuen, ikusezin bihurtu aurretik. Argi infragorriko iturri ahul bat besterik ez da geratzen izarra zegoen lekuan.[95]

Argi kurbak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Supernoba mota ezberdinen argi kurben konparaketa
Supernoba mota desberdinen argi kurben konparaketa

Historikoki misterio bat izan da supernoba bat hainbat hilabetez distiratzen mantentzen zuen energiaren iturria. Nahiz eta supernoba mota bakoitza sortzen duen energia azkar desagertzen bada ere, argi kurbak kanporatzen ari den materialaren berotze erradioaktiboak osatzen dituzte. Batzuen arabera, pulsar zentraleko energia birakaria litzateke. Kanporatzen diren gasak azkar itzaliko ziren bero mantentzeko energia ekarpenik gabe. Gaur egun indarrean dagoen azalpena, kanporatzen diren gasen izaera oso erradioaktiboa, supernoba mota gehienentzako egokia da. Lehenengo aldiz 1960ko hamarkadan kalkulatu zen[96]. SN 1987A supernoban gamma izpien lerroen behaketa zuzena egin zen, eta orduan argi eta garbi ikusi ziren nukleo erradioaktibo nagusiak.[97]

Gaur egun, zuzeneko behaketari esker, badakigu II motako supernoba bat gertatzen deneko argiaren kurba aurreikusitako desintegrazio erradioaktiboak sortzen duela. Argi emisioa fotoi optikoek osatzen duten arren, isuritako gasek xurgatzen duten erradiazio indarra da hondarraren berotasuna mantentzen duena. SN1987A supernoban ikusi zenez, argi kurbaren maximoa 56Ni 56Co isotopoan desintegratzean sortu zen (6 eguneko semi-desintegrazio periodoa), eta argi kurbaren ondorengo zatia 56Co 56Fe isotopoan desintegratzeko behar duen denborarekin bat zetorren (77 eguneko semi-desintegrazio periodoa).[97][98]

Supernoba mota desberdinen argi kurba ikusgai guztiak berotze erradioaktiboaren eraginez sortzen dira, baina forma eta anplitudea aldatu egiten dira sortze mekanismoen, erradiazio ikusgarria sortzen duen moduaren, bere behaketa garaiaren eta kanporatutako materialaren gardentasunaren arabera. Argi kurbak desberdinak izan daitezke beste uhin luzeratan. Adibidez, uhin ultramorean behatu gero, eztanda oso argitsu bat dago ordu batzuk bakarrik irauten dituena, baina oso zaila da begi hutsez ikustea.

SN 2006gy supernobaren argi kurba, ohiko II motakoak baino askoz argitsuagoa.
SN 2006gy supernobaren argi kurba, ohiko II motakoak baino askoz argitsuagoa.[99]

Ia motako supernoben argi kurba gehienak oso uniformeak izaten dira, magnitude absolutu maximo egonkorrarekin eta argitasun beherakada nahiko handiarekin. Ezaugarri hauengatik kandela estandar gisa erabiltzen dira kosmologian, nahiz eta aurreikusitako 847keV eta 1238keV gamma izpiak 2014. urteraino ez ziren detektatu.[100] Ib eta Ic supernoben argi kurbak Ia motakoen antzekoan dira, nahiz eta bataz besteko argitasun maximo txikiagoa duten. Hala ere, Ic motako supernoba argitsuenei hipernoba deitzen zaie, eta argitasun maximoa altuagoa izateaz gain argi kurba zabalagoak ere badituzte. Energia gehigarriaren iturriak sortzen ari den zulo beltz birakari baten isurketak direla uste da, eta gamma izpien eztandak ere sortzen ditu.

II motako supernoben argi kurbak I motakoena baino gainbehera askoz motelagoa du, eguneko 0,05 magnitude bataz beste,[101] meseta-fasean izan ezik. Desintegrazio erradioaktiboak beharrean, argi ikusgarria energia zinetikoak sortzen du hainbat hilabetez, nagusiki superrerraldoi sortzailean dagoen hidrogenoa dela eta. Hasierako suntsipenean hidrogenoa berotzen eta ionizatzen da. II motako supernoben gehiengoak argi kurban meseta luzeak erakusten ditu, hidrogeno hau birkonbinatzen denean argia igorri eta gardenagoa bihurtzen baita. Ondoren, desintegrazio erradioaktiboak eragindako gainbehera hasten da, baina I motako supernobetan baino geldoagoa.[44]

II-L motako supernobetan, mesetarik ez dago izar sortzaileak hidrogeno gutxi zuelako. Hidrogeno hau espektroan agertzeko nahikoa da, baina ez meseta sortzeko. IIb motako supernobetan aldiz, hidrogenoa hain dago agortua sortzen duten argi kurba I motakoen antzekoa dela.[44]

Supernoba kopuru handiak katalogatu eta sailkatu dira, kandela estandar gisa erabili ahal izateko. Batez besteko ezaugarriak zertxobait aldatzen badira ere supernoba gertatu den galaxiaren distantzia eta motaren arabera, oro har, supernoba mota bakoitzerako zehaztu daitezke:

Supernoben ezaugarri fisikoak motaren arabera[102][103]
Motaoh1 Bataz besteko maximoa magnitude absolutuaoh2 Sorturiko energia(foetan)oh3 Argitasun maximoa lortzeko egunak Maximotik %10eko argitasunerako egunak
Ia −19 1 approx. 19 60 inguru
Ib/c (ahula) −15 inguru 0.1 15–25 ezezaguna
Ib −17 inguru 1 15–25 40–100
Ic −16 inguru 1 15–25 40–100
Ic (argitsua) −22 arte 5etik gora ia 25 ia 100
II-b −17 inguru 1 20 inguru 100 inguru
II-L −17 inguru 1 13 inguru 150 inguru
II-P (ahula) −14 inguru 0.1 ia 15 ezezaguna
II-P −16 inguru 1 15 inguru Meseta, ondoren 50 inguru
IInoh4 −17 inguru 1 12–30 edo gehiago 50–150
IIn (argitsua) −22 arte 5etik gora 50etik gora 100dik gora

Oharrak:

  1. Ahulak azpi-mota ezberdin bat izan daitezke. Argitsuak ohikoak baino distiratsuagoetatik hipernobara doan continuum batean daude.
  2. Magnitude hauek R bandan neurtuak daude.
  3. Magnitude ordena energia zinetikoa. Erradiatutako energia elektromagnetiko totala normalean baxuagoa da, neutrino energia (teorikoa) askoz altuagoa.
  4. Seguruenik talde heterogeneo bat, nebulosa batez inguratuak dauden beste edozein motako supernobaz osatua.

Asimetria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Karramarroaren nebulosako pulsarra 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.
Karramarroaren nebulosako pulsarra 375 km/s abiaduran mugitzen ari da nebulosarekiko.

II motako supernobetan, geratzen den objektua abiadura handiaz urruntzen ari da leherketaren epizentrotik.[104] Honen zergatiaren azalpen zehatzik ez dago gaur egun, hainbat teoria baldin badaude ere. Pulsarrek, eta, beraz, neutroi izarrek, abiadura handiak izan ohi dituzte eta zulo beltzek ustez baita ere, nahiz eta hauek isolaturik behatzea oso zaila den. Hasierako bultzada handia izan daiteke, eguzki masa baino gehiagoko objektu bat 500 km/s abiadura edo handiagoarekin kanporatuz. Honek hedapena asimetrikoa dela adierazten du, baina abiadura hau objektu trinkora zergatik hedatzen den ez dago argi. Bultzada honen azalpen proposamenak kolapsatzen ari den izarrean sorturiko konbekzioa da eta izpi neutroien eraketan zehar zurrusten sorrera dira.

Asimetriaren azalpen posible bat nukleoaren gaineko eskala handiko konbekzioa da. Konbekzioak elementuen tokiko ugaritasunen aldaerak sor ditzake, kolapsoaren, erreboteen eta sortutako hedapenean erreakzio nuklear irregularrak eraginez.[105]

Beste azalpen posible baten arabera, erdiko neutroi izarrera doan gas akrezioak disko bat sortuko luke, zehazki bideratutako zurrustak bidaltzen dituena. Horrela, materia izarretik abiadura handiz kanporatua izango litzateke eta izarra guztiz hondatuko luketen astinaldiak eragin. Zurrusta hauek ezinbesteko eragina lukete supernoban.[106][107] (Antzeko eredu bat onartuagoa dago gaur egun, gamma-izpien eztandak azaltzeko ere balio duelako).

Hasierako asimetriak Ia motako supernobetan ere baieztatu dira behaketa bidez. Emaitza honek esan nahi du supernoba mota honen hasierako argitasuna ikusmen angeluaren araberakoa izan daitekeela. Hala eta guztiz ere, hedapena geroz eta simetrikoagoa bilakatzen da, denbora igaro ahala. Hasierako asimetriak detektagarriak dira argi emisioaren polarizazioa neurtuz.[108]

Izar sortzailea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Abiadura azkartua duen errepresentazio honetan, hainbat supernoba ikus daitezke. Momentu batez, ostatu galaxiaren argitasuna gainditzen dute.

Supernoba moten sailkapena estuki lotuta dago kolapsoaren garaian izarra den motarekin. Supernobako mota bakoitzaren gertakaria metaltasunaren araberakoa da, eta, ondorioz, galaxia ostalariaren adinaren araberakoa baita ere.

Ia motako supernobak sistema bitarretako nano zuriek sortzen dituzte eta galaxia mota guztietan gertatzen dira. Nukleo kolapsoaren bidez gertatzen diren supernobak duela gutxi edo gaur egun izarren eraketa jasaten ari diren galaxietan bakarrik aurkitzen dira dira, bizitza laburreko izar masiboetan gertatzen direlako. Sc motako galaxia kiribiletan sortzen dira gehienetan, baina baita beste galaxia kiribilen besoetan eta galaxia irregularretan,

Ib/c eta II-L motak, eta seguruenik IIn motako gehienak galaxia urrun eta zaharretan ez dira hain ohikoak. Ondorengo taulak nukleoaren kolapsoagatik sortu diren supernoba mota bakoitzaren izar sortzailea erakusten du, auzune lokalean geratu diren proportzioarekin batera.

Nukleoaren kolapsoa jasan duten supernoben izar sortzailea[87]
Mota Izar sortzailea Frakzioa
Ib WC Wolf–Rayet edo helio izarra % 9.0
Ic WO Wolf–Rayet izarra % 17.0
II-P Supererraldoia % 55.5
II-L Hidrogeno geruza erauzia duen supererraldoia % 3.0
IIn Kanporatutako materialez osatutako laino dentso batean dagoen supererraldoia (Izar aldakor urdin argitsua adibidez) % 2.4
IIb Hidrogenoa ia guztiz erauzia duen supererraldoia (bikote batek erauzia?) % 12.1
IIpec Supererraldoi urdina? % 1.0
SN 2013ej supernobaren (behean ezkerrean) sortzailea supererraldoi gorri bat izan zen,
SN 2013ej supernobaren (behean ezkerrean) sortzailea supererraldoi gorri bat izan zen,

Hala ere, nukleoaren kolapsoa jasaten duten supernobetan, zenbait zailtasun daude eredu teorikoak eta behatutako izar eboluzioak batzeko. Supererraldoi gorriak nukleoaren kolapso bidez sortzen diren supernoba gehienen izar sortzaileak direla uste da, eta ikusi diren arren, nahiko masa eta distira erlatiboki txikietan, 18 M☉ baino gutxiago eta 100.000 L☉ baino gutxiago, hurrenez hurren. II motako supernoba gehienen sortzaileak ez dira detektatu eta, ondorioz, nabarmenki ahulagoak eta seguruenik ez hain masiboak izan beharko lirateke. Azkeneko ikerketen arabera, masa altuagoko supererraldoi gorriak supernobetan lehertzen ez direla proposatu da, eta horren ordez tenperatura altuagoetara atzera eboluzionatzen dutela. IIb motako supernoben zenbait sortzaile berretsi dira, eta hauek K eta G supererraldoiak ziren, gehi A supererraldoi bat.[109] Hipererraldoi hori]ak edo izar aldakor urdin argitsuak IIb motako supernoben sortzaileak direla proposatu da, eta behatu diren ia IIb motako supernobak gehienak sortzaile hori zuten.[110]

Duela hamarkada gutxi arte, supererraldoi beroak lehertzen ez zirela uste zen, baina behaketek erakutsi dute ez dela horrela. Supererraldoi urdinek supernoba sortzaile baieztatuen proportzio handia osatzen dute, uste zena baino altuagoa. Distira altuagatik eta antzemateko erraztasunaren ondorioz izan daitekeela uste da. Wolf-Rayet sortzaile bakar bat ere ez da argi eta garbi identifikatu.[109][111] Supererraldoi urdinen masa galtzearen arrazoiak ez daude argi, baina ikerketa batek izar aldakor urdin argitsuek egin dezaketen ibilbidea adierazi du, ziurrenik IIn motako supernoba bezala.[112]

Ib/c motako supernoben sortzailerik ez dira ikusi.[109] WO izarrak oso arraroak eta ikusteko oso ahulak dira, beraz zaila da esatea sortzaile horiek falta diren ala ez oraindik ez diren behatu. Oso argitsuak diren sortzaileak ez dira era ziur batean identifikatu, nahiz eta hainbat hurbileko supernoba behatu diren zehatz mehatz irudikatu ahal izateko.[113] Zenbait teorien arabera, Ib/c motako supernobak izar masibo bakarren eta geruzarik gabeko izar bitarren nahasketa izan litezke.[87] Ib eta Ic motako supernoben sortzaileak behatu ez badira, izar masibo gehienak zuzenean zulo beltz bihurtzen direlako izan daiteke, supernoban lehertu gabe. Supernoba kopuru txiki bat errotazio azkarra duten izar masiboek sortuak izan daitezke, Ic-BL energia altuko motakoak.[109]

Espazioan eragina[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Elementu astunen iturburua[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Neutroi izar isolatua Magallaesen Hodei Txikian.
Neutroi izar isolatua Magallaesen Hodei Txikian.[114]

Supernobak dira nitrogenoa baino astunagoak diren elementuen iturri nagusia.[115] Elementu horiek fusio nuklearraren bidez ekoizten dira 34Srainiko nukleoetan. Bi mekanismo daude: Lehena, 36Ar eta 56Ni arteko nukleoetan silizioa erretzean sortzen den silizio fotodesintegrazioaren berrantolaketa eta kuasiekilibrioa.[116][117] Bigarrena, burdina baino astunagoak diren elementuetan gertatzen den neutroien harrapaketa. Silizio erretzean gertatzen den nukleosintesia r-prozesuetan gertatzen dena baino 1000-100,000 aldiz baino handiagoa da.[118] Supernobak dira r-prozesua gertatzen den lekua izateko hautagai nagusiak, baina ez bakarrak. R-prozesua tenperatura eta dentsitate altuko neutroietan gertatzen den neutroi harrapaketa azkarra da. Erreakzio horiek neutroietan aberatsak diren nukleo ezegonkorrak sortzen dituzte eta beta desintegrazioa azkar jasaten dute forma egonkorragoetara. R-prozesuak burdinatik haratagoko elementuen isotopo astunen erdia sortzen du, plutonioa eta uranioa barne.[119] Burdina baino astunagoak diren elementuak ekoizteko beste prozedura garrantzitsu bakarra AGB izar gorri erraldoi handi eta zaharragoetan ematen den s-prozesua da. Prozesu honetan elementuak geldoago eta denboran luzeago sortzen dira, baina ez dira beruna baino astunagoak diren elementuak sortzen.[120]

Izarren eboluzioan eragina[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Supernoba hondar»

Supernoba askoren hondarrak objektu trinko bat eta azkar hedatzen den material shock-olatuak dira. Material hodei honek inguruan duen izarrarteko ingurunea garbitu egiten du, bi mende iraun ditzakeen hedapen fasean zehar. Uhin hau pixkanaka hedapen adiabatiko fase batean sartuko da, eta pixkanaka hozten eta eta inguruko izarrarteko ingurunearekin nahasten joango da 10.000 urte inguru iraun dezakeen prozesuan.[121]

N31A supernoba hondarrak Magallaesen Hodei Handian gasa eta hautsa duen zonalde barruan daude.

Big Bangak hidrogenoa, helioa eta litiozko aztarnak sortu zituen, elementu astunago guztiak izarretan eta supernobetan sintetizatzen diren bitartean. Supernobek inguruko izarrarteko espazioa aberasten laguntzen dute, hidrogeno eta helioz gaindiko elementuekin. Elementu hauei astronomian "metalak" deitu ohi zaie.

Txertatutako elementu hauek molekula lainoak, izarrak sortzen diren guneak, aberasten dituzte.[122] Hori dela eta, izar bakoitzaren sorkuntzak konposizio ezberdina dauka, hidrogeno eta helioaren nahasketa ia hutsetik abiatuta metalean aberatsagoa den konposizioetara. Supernobak dira elementu astunago hauek banatzeko mekanismo nagusia, izar batean fusio nuklearraren garaian sortzen direnak. Izarra sortzen den unean presente dauden elementu ezberdinen ugaritasunak izarren bizimoduan eragin garrantzitsua du, eta bere orbitan planetak izateko aukeran ere eragin dezake.

Hedatzen ari den supernoba hondar baten energia zinetikoak izar eraketa abiarazi dezake, hurbil dauden hodei molekular trinkoak konprimituz.[123] Presio honen igoerak izar eraketa saihesten dezake baita ere, hodeiak gehiegizko energia galtzerik ez badu.[124]

Bizitza laburreko isotopo erradioaktiboetatik sortutako produktuen frogek erakutsi dutenez, inguruko supernoba batek lagundu zuen duela 4,5 milioi urte Eguzki-sistemaren konposizioa zehazten. Baliteke sistema honen eraketa abiaraztea ere.[125] Supernobek sortutako elementu astunek, denbora astronomikoan zehar, Lurraren bizitza kimikoa ahalbidetu zuen.

Lurrean eragina[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Supernobetan sortzen diren gamma izpien eztandek Lurrean eragina izan dezakete, nahikoa hurbil gertatuz gero.
Supernobetan sortzen diren gamma izpien eztandek Lurrean eragina izan dezakete, nahikoa hurbil gertatuz gero.

Supernoba batzuek, hurbil gertatuz gero, Lurraren biosferan nabaritzen diren eraginak sortu ditzakete. Supernoba motaren eta energiaren arabera, 3000 argi-urterainoko distantzia izan liteke. Supernobatik ateratako gamma izpiek goi atmosferako nitrogeno molekularra nitrogeno oxido bihurtuko lukeen erreakzio kimikoa bultzatuko lukete, ozono geruza ahulduz. Honela, gainazala eguzkitik datorren erradiazio ultramore kaltegarriarekiko agerian geratuko litzateke. Gertaera hau Ordoviziar-Siluriar desagertzearen kausa bezala proposatu da, Lurraren bizitza ozeanikoaren % 60 inguru hiltzea eragin zuena.[126] 1996an, iraganeko supernoben aztarnak lurrean antzeman zitezkeela teorizatu zen, arroka estratuetan egongo liratekeen isotopo metaliko moduan. 60Fe aberastua zuen harri bat topatu zen Ozeano Barearen sakoneko itsasoetan.[127][128][129] 2009an, nitrato ioien maila altuak aurkitu ziren Antartikako izotzean, 1006 eta 1054 supernobekin bat egin zutenak. Supernoba hauen gamma izpiek nitrogeno oxidoen maila handitu ahal izan zuten, gero izotzean harrapatuta geratuz.[130]

Lurraren inguruan gertatuz gero, supernoba arriskutsuenak Ia motakoak izango liratekeela uste da. Supernoba hauek sistema bitarretako nazio zurietan sortzen direnez, litekeena da Lurrarengan eragin dezakeen supernoba bat aurreikusi gabe gertatzea ondo ikertu gabeko izar sistema batean. Ezagutzen den hautagai hurbilena IK Pegasi da.[131] Azken kalkuluen arabera, II motako supernoba bat zortzi parsec (26 argi urte) baino hurbilago egon beharko litzateke Lurraren ozono geruzaren erdia suntsitzeko, eta ez dago horrelako hautagairik 500 argi urte baino gutxiagora.[132]

Esne Bideko hautagaiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Alfa Orionis edo Betelgeuse izarra (irudian, goian ezkerrean dagoen izar gorria) Esne Bidean supernoba bihurtzeko hautagaia da.
Alfa Orionis edo Betelgeuse izarra (irudian, goian ezkerrean) Esne Bidean supernoba bihurtzeko hautagaia da.

Esne Bideko hurrengo supernoba ziurrenik detektagarria izango da, galaxiaren urruneko aldean gertatzen bada ere. Litekeena da supererraldoi gorri arrunt baten kolapsoagatik sortzea. Ziurrenik, dagoeneko katalogatua egongo da argi infragorriarekin egindako bilaketa masiboetan, 2MASS kasu. Beste izar mota baten nukleoaren kolapsoagatik sortzeko aukera txikiagoa da. Hauen artean daude hipererraldoi horiak, izar aldakor urdin argitsuak edo Wolf-Rayet izarrak. Hurrengo supernoba nano zuri batek sortutako Ia motakoa izateko aukera herena da, nukleoaren kolapsoz sortutako supernobekin alderatuz. Kasu honetan ere behagarria izango litzateke edonon gertatuta ere, baina aukera gutxiago daude izar sortzailea dagoeneko katalogatua egoteko.. Ia motako supernobak sortzen dituzten sistemek zehazki ze itxura duten ez dago argi, eta zaila da parsec batzuk baino urrunago daudenak antzematea. Kalkuluen arabera, gure galaxian 2 eta 12 supernoba gertatzen dira mende batean, nahiz eta ez den bat ere ikusi hainbat mendeetan.[95]

Estatistikoki, hurrengo supernoba hipererraldoi gorri batek sortuko badu ere, zaila da identifikatzea horietatik zeintzuk dauden haien bizitzaren bukaeran eta zeintzuei gelditzen zaizkien hainbat milioi urte. Supererraldoi gorri masiboenak haien atmosfera galduko dutela espero da, eta Wolf-Rayet izarretara eboluzionatu nukleoaren kolapsoa gertatu aurretik. Gaur egun fase horretan dauden izar guztiei miloi bat urte gelditzen zaizkiela espero da fasez aldatu aurretik, baina kasu honetan ere zaila da nukleoaren kolapsotik zeintzuk dauden hurbilago zehaztea. WO Wolf-Rayet motako izarrei nukleoaren kolapsoa jasan aurretik milurteko gutxi batzuk gelditzen zaizkiela uste da, beren helioa nukleoa agortu baitute.[133] Dena den, mota honetako zortzi bakarrik ezagutzen dira, eta horietako lau bakarrik daude Esne Bidean.[134]

Hurbil dauden edo ondo ezagutzen diren izarretatik, ondokoak identifikatu dira supernoba potentzial bezala: Antares eta Alfa Orionis supererraldoi gorriak;[135] Rho Cassiopeia hipererraldoi horia,[136] Eta Carinae izar aldakor urdin argitsua, dagoeneko supernoba iruzurti bat sortu duena;[137] eta Gamma Velorum sistemako osagairik distiratsuena, Wolf-Rayet izar bat.[138] Badaude beste batzuk gamma izpien eztandak sortzeko aukerak dituztenak, adibidez WR 104, nahiz eta ez dagoen den oso probablea.[139]

Ia motako supernoben hautagaien identifikazioa askoz espekulatiboagoa da. Akrezioa jasaten ari den nano zuriz osatutako edozein bitarrek supernoba bat sor dezake, nahiz eta mekanismoa eta denbora eskala zehatza eztabaidagai diren. Sistemak ahulak eta identifikatzeko zailak dira nahiz eta noben bidez euren burua ezagutarazten duten arren. Adibide bat U Scorpii da.[140] Ia motako supernoba bat sortzeko hautagairik hurbila IK Pegasi (HR 8210) da, 150 argi-urteko distantzian dagoena.[141] Hala ere, behaketen arabera hainbati miloi urte beharko dira nano zuriak akrezioaren bidez Ia motako supernoba bihurtzeko behar den masa lortzeko.[142]

Supernoben garrantzia energia ilunaren azterketan[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sakontzeko, irakurri: «Energia ilun»

1998an, High-Z Supernova Search Team taldeak[143] Ia motako ("bat-A") supernoben behaketak argitaratu zituen. 1999an, Supernova Cosmology Projectak[144] unibertsoaren hedapena bizkortzen ari dela iradokitzen jarraitu zuen[145]. 2011ko Fisikako Nobel Saria Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt eta Adam G. Riessi eman zitzaien, aurkikuntzan izandako lidergoagatik[146].

Harrezkero, hainbat iturri independentek berretsi dituzte emaitza horiek. Mikrouhinen hondo kosmikoaren neurketak, grabitazio-lenteak eta kosmosaren eskala handiko egitura eta supernoben neurketa hobetuak Lambda-CDM ereduarekin bat etorri dira[147]. Batzuek diote energia ilunaren existentziaren zantzu bakarrak distantzia-neurketen behaketak eta horiei lotutako gorritasunezko lerradurak direla. Mikrouhinen hondo kosmikoaren anisotropiek eta barioien gorabehera akustikoek soilik balio dute erakusteko gorriranzko lerradura jakin baterako distantziak Friedmann-Lemaîtreren unibertso "hautseztatu" batetik eta Hubbleren konstante lokaletik espero zitekeena baino handiagoak direla[148].

Supernobak baliagarriak dira kosmologiarako, kandela estandar bikainak direlako distantzia kosmologikoen bidez. Ikertzaileei unibertsoaren hedapenaren historia neurtzeko aukera ematen diete, objektu batekiko distantziaren eta gorriranzko lerraduraren arteko erlazioa behatuz, gugandik zein abiaduratara urruntzen den adierazten duena. Erlazioa gutxi gorabehera lineala da, Hubbleren legearen arabera. Nahiko erraza da gorriranzko lerradura neurtzea, baina objektu batekiko distantzia aurkitzea zailagoa da. Normalean, astronomoek kandela estandarrak erabiltzen dituzte: berezko distira edo magnitude absolutua duten objektuak. Horri esker, objektuaren distantzia neur daiteke behatutako bere distira errealetik edo itxurazko magnitudetik abiatuta. Ia motako supernobak dira kandela estandar ezagunenak distantzia kosmologikoen bidez, muturreko argitasuna eta konstantea dutelako.

Supernoben azken behaketak koherenteak dira energia ilunak % 71,3an eta materia ilunaren eta materia barionikoaren konbinazioak % 27,4an osatutako unibertsoarekin[149].

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ Paul., Murdin,. (). Supernovae. (Rev. ed. argitaraldia) Cambridge University Press, 14-16 or. ISBN 052130038X. PMC 11316158. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  2. ↑ (Ingelesez) Burnham, Robert. (). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Courier Corporation, 1117-1122 or. ISBN 9780486236735. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  3. ↑ (Ingelesez) Winkler, P. Frank; Gupta, Gaurav; Long, Knox S.. (2003). «The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum» The Astrophysical Journal 585 (1): 324.  doi:10.1086/345985. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  4. ↑ (Ingelesez) H., Clark, D.; R., Stephenson, F.. (1982-11). The Historical Supernovae. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  5. ↑ (Ingelesez) W., Baade,. (1943). «No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova.» Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington 675 ISSN 0898-1892. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  6. ↑ 1909-2004., Motz, Lloyd,. (). The story of astronomy. Perseus Pub, 76 or. ISBN 0738205869. PMC 50647810. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  7. ↑ (Ingelesez) Chakraborti, Sayan; Childs, Francesca; Soderberg, Alicia. (2016). «Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study of SNR G1.9+0.3» The Astrophysical Journal 819 (1): 37.  doi:10.3847/0004-637X/819/1/37. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  8. ↑ (Ingelesez) Krause, Oliver; Birkmann, Stephan M.; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Rieke, George H.; Misselt, Karl A.. (2008-05-30). «The Cassiopeia A Supernova Was of Type IIb» Science 320 (5880): 1195–1197.  doi:10.1126/science.1155788. ISSN 0036-8075. PMID 18511684. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  9. ↑ Paul., Murdin,. (). Supernovae. (Rev. ed. argitaraldia) Cambridge University Press, 1-3 or. ISBN 052130038X. PMC 11316158. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  10. ↑ (Ingelesez) Da Silva, L. A. L.. (1993-04). «The classification of supernovae» Astrophysics and Space Science 202 (2): 215–236.  doi:10.1007/bf00626878. ISSN 0004-640X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  11. ↑ (Ingelesez) Kowal, C. T.. (1968-12). «Absolute magnitudes of supernovae.» The Astronomical Journal 73: 1021.  doi:10.1086/110763. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  12. ↑ (Ingelesez) Knop, R. A.; Aldering, G.; Amanullah, R.; Astier, P.; Blanc, G.; Burns, M. S.; Conley, A.; Deustua, S. E. et al.. (2003). «New Constraints on ΩM, ΩΛ, and w from an Independent Set of 11 High-Redshift Supernovae Observed with the Hubble Space Telescope» The Astrophysical Journal 598 (1): 102.  doi:10.1086/378560. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  13. ↑ (Ingelesez) Fabian, Andrew C.. (2008-05-30). «A Blast from the Past» Science 320 (5880): 1167–1168.  doi:10.1126/science.1158538. ISSN 0036-8075. PMID 18511676. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  14. ↑ (Ingelesez) Aschenbach, Bernd. (1998-11). «Discovery of a young nearby supernova remnant» Nature 396 (6707): 141–142.  doi:10.1038/24103. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  15. ↑ (Ingelesez) Iyudin, A. F.; Schönfelder, V.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Diehl, R.; Hermsen, W.; Lichti, G. G.; van der Meulen, R. D. et al.. (1998-11). «Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova» Nature 396 (6707): 142–144.  doi:10.1038/24106. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  16. ↑ (Ingelesez) Dong, Subo; Shappee, B. J.; Prieto, J. L.; Jha, S. W.; Stanek, K. Z.; Holoien, T. W.-S.; Kochanek, C. S.; Thompson, T. A. et al.. (2016-01-15). «ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova» Science 351 (6270): 257–260.  doi:10.1126/science.aac9613. ISSN 0036-8075. PMID 26816375. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  17. ↑ (Ingelesez) Leloudas, G.; Fraser, M.; Stone, N. C.; van Velzen, S.; Jonker, P. G.; Arcavi, I.; Fremling, C.; Maund, J. R. et al.. (2016-12-12). «The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole» Nature Astronomy 1 (1): 0002.  doi:10.1038/s41550-016-0002. ISSN 2397-3366. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  18. ↑ (Ingelesez) Sample, Ian. (2017-02-13). «Massive supernova visible millions of light years from Earth» the Guardian (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  19. ↑ (Ingelesez) Yaron, O.; Perley, D. A.; Gal-Yam, A.; Groh, J. H.; Horesh, A.; Ofek, E. O.; Kulkarni, S. R.; Sollerman, J. et al.. (2017-02-13). «Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova» Nature Physics 13 (5): 510–517.  doi:10.1038/nphys4025. ISSN 1745-2473. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  20. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «One galaxy, three supernovae» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  21. ↑ (Ingelesez) Bersten, M. C.; Folatelli, G.; García, F.; Van Dyk, S. D.; Benvenuto, O. G.; Orellana, M.; Buso, V.; Sánchez, J. L. et al.. (2018-02-21). «A surge of light at the birth of a supernova» Nature 554 (7693): 497–499.  doi:10.1038/nature25151. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  22. ↑ a b c d (Ingelesez) «Amateur astronomer makes once-in-lifetime discovery – Astronomy Now» astronomynow.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  23. ↑ (Ingelesez) Baade, W.; Zwicky, F.. (1934-05-01). «On Super-Novae» Proceedings of the National Academy of Sciences 20 (5): 254–259.  doi:10.1073/pnas.20.5.254. ISSN 0027-8424. PMID 16587881. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  24. ↑ (Ingelesez) E., Osterbrock, D.. (2001-12). Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  25. ↑ Paul., Murdin,. (1985). Supernovae. (Rev. ed. argitaraldia) Cambridge University Press ISBN 052130038X. PMC 11316158. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  26. ↑ (Ingelesez) Reynolds, Stephen P.; Borkowski, Kazimierz J.; Green, David A.; Hwang, Una; Harrus, Ilana; Petre, Robert. (2008-05-15). «The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3» The Astrophysical Journal 680 (1): L41–L44.  doi:10.1086/589570. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  27. ↑ (Ingelesez) Colgate, Stirling A.; McKee, Chester. (1969-8). «Early Supernova Luminosity» The Astrophysical Journal 157: 623.  doi:10.1086/150102. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  28. ↑ The origin and evolution of the universe. Jones and Bartlett Publishers 1996 ISBN 0585183066. PMC 44957797. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  29. ↑ (Ingelesez) V., Filippenko, Alexei; D., Li, W.; R., Treffers, R.; Maryam, Modjaz,. (2001). The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope. ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  30. ↑ (Ingelesez) Antonioli, Pietro; Fienberg, Richard Tresch; Fleurot, Fabrice; Fukuda, Yoshiyuki; Fulgione, Walter; Alec Habig; Heise, Jaret; McDonald, Arthur B. et al.. (2004). «SNEWS: the SuperNova Early Warning System» New Journal of Physics 6 (1): 114.  doi:10.1088/1367-2630/6/1/114. ISSN 1367-2630. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  31. ↑ (Ingelesez) Scholberg, Kate. (2000). «SNEWS: The supernova early warning system» AIP Conference Proceedings (AIP)  doi:10.1063/1.1291879. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  32. ↑ (Ingelesez) F., Beacom, J.. (1999-10). «Supernova neutrinos and the neutrino masses.» Revista Mexicana de Fisica 45 ISSN 0035-001X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  33. ↑ (Ingelesez) Frieman, Joshua A.; Bassett, Bruce; Becker, Andrew; Choi, Changsu; Cinabro, David; DeJongh, Fritz; Depoy, Darren L.; Dilday, Ben et al.. (2008). «The Sloan Digital Sky Survey-II Supernova Survey: Technical Summary» The Astronomical Journal 135 (1): 338.  doi:10.1088/0004-6256/135/1/338. ISSN 1538-3881. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  34. ↑ (Ingelesez) Perlmutter, S.; Deustua, S.; Gabi, S.; Goldhaber, G.; Groom, D.; Hook, I.; Kim, A.; Kim, M. et al.. (1997). «Scheduled Discoveries of 7+ High-Redshift Supernovae:First Cosmology Results and Bounds on q 0» Thermonuclear Supernovae (Springer Netherlands): 749–763.  doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46. ISBN 9789401064088. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  35. ↑ Linder, Eric V.; Huterer, Dragan. (2003-04-21). «Importance of supernovae at $z>1.5$ to probe dark energy» Physical Review D 67 (8): 081303.  doi:10.1103/PhysRevD.67.081303. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  36. ↑ (Ingelesez) Perlmutter, S.; Gabi, S.; Goldhaber, G.; Goobar, A.; Groom, D. E.; Hook, I. M.; Kim, A. G.; Kim, M. Y. et al.. (1997-07-10). «Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae atz≥ 0.35» The Astrophysical Journal 483 (2): 565–581.  doi:10.1086/304265. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  37. ↑ Copin, Y.; Blanc, N.; Bongard, S.; Gangler, E.; Saugé, L.; Smadja, G.; Antilogus, P.; Garavini, G. et al.. (2006-06). «The Nearby Supernova Factory» New Astronomy Reviews 50 (4-5): 436–438.  doi:10.1016/j.newar.2006.02.035. ISSN 1387-6473. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  38. ↑ (Ingelesez) Kirshner, Robert P.. (1980). Type I supernovae: an observer’s view. AIP  doi:10.1063/1.32212. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  39. ↑ List of Supernovae. 2010-11-12 (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  40. ↑ Padova - Asiago Supernova Catalogue. 2014-01-10 (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  41. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Artist's impression of supernova 1993J» www.spacetelescope.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  42. ↑ a b (Ingelesez) Cappellaro, Enrico; Turatto, Massimo. (2001). «Supernova Types and Rates» The Influence of Binaries on Stellar Population Studies (Springer Netherlands): 199–214.  doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN 9789048157457. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  43. ↑ a b c d (Ingelesez) Turatto, Massimo. (2003). «Classification of Supernovae» Supernovae and Gamma-Ray Bursters (Springer Berlin Heidelberg): 21–36.  doi:10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN 9783540440536. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  44. ↑ a b c d (Ingelesez) Doggett, J. B.; Branch, D.. (1985-11). «A comparative study of supernova light curves» The Astronomical Journal 90: 2303.  doi:10.1086/113934. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  45. ↑ (Ingelesez) Bianco, F. B.; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, R. P.; Bloom, J. S.; Challis, P.; Marion, G. H. et al.. (2014). «Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae» The Astrophysical Journal Supplement Series 213 (2): 19.  doi:10.1088/0067-0049/213/2/19. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  46. ↑ (Ingelesez) Zwicky, F.. (1964-02). «NGC 1058 and its Supernova 1961.» The Astrophysical Journal 139: 514.  doi:10.1086/147779. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  47. ↑ (Ingelesez) F., Zwicky,. (1962). New Observations of Importance to Cosmology. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  48. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «The rise and fall of a Supernova» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  49. ↑ (Ingelesez) Piro, Anthony L.; Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S.. (2014-01-14). «Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 438 (4): 3456–3464.  doi:10.1093/mnras/stt2451. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  50. ↑ (Ingelesez) Chen, Wen-Cong; Li, Xiang-Dong. (2009). «On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae» The Astrophysical Journal 702 (1): 686.  doi:10.1088/0004-637X/702/1/686. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  51. ↑ (Ingelesez) Howell, D. Andrew; Sullivan, Mark; Conley, Alex; Carlberg, Ray. (2007-09-07). «Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift» The Astrophysical Journal 667 (1): L37–L40.  doi:10.1086/522030. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  52. ↑ a b (Ingelesez) Mazzali, Paolo A.; Röpke, Friedrich K.; Benetti, Stefano; Hillebrandt, Wolfgang. (2007-02-09). «A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae» Science 315 (5813): 825–828.  doi:10.1126/science.1136259. ISSN 0036-8075. PMID 17289993. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  53. ↑ (Ingelesez) Lieb, Elliott H.; Yau, Horng-Tzer. (1987-12). «A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse» The Astrophysical Journal 323: 140.  doi:10.1086/165813. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  54. ↑ (Ingelesez) Canal, R.; Gutierrez, J.. (1997). «The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection» White Dwarfs (Springer Netherlands): 49–55.  doi:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 9789401063340. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  55. ↑ Craig., Wheeler, J.. (2000). Cosmic catastrophes : supernovae, gamma-ray bursts, and adventures in hyperspace. Cambridge University Press ISBN 0521651956. PMC 42690140. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  56. ↑ (Ingelesez) A., Khokhlov,; E., Mueller,; P., Hoeflich,. (1993-3). «Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms» Astronomy and Astrophysics 270 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  57. ↑ (Ingelesez) Röpke, F. K.; Hillebrandt, W.. (2004-05-14). «The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in type Ia supernovae» Astronomy & Astrophysics 420 (1): L1–L4.  doi:10.1051/0004-6361:20040135. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  58. ↑ a b (Ingelesez) Hillebrandt, Wolfgang; Niemeyer, Jens C.. (2000-09). «Type Ia Supernova Explosion Models» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1): 191–230.  doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  59. ↑ (Ingelesez) B., Paczynski,. (1976). Common Envelope Binaries. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  60. ↑ (Ingelesez) Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J.. (2006-12). «A New Cepheid Distance to the Maser‐Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant» The Astrophysical Journal 652 (2): 1133–1149.  doi:10.1086/508530. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  61. ↑ (Ingelesez) Colgate, S. A.. (1979-09). «Supernovae as a standard candle for cosmology» The Astrophysical Journal 232: 404.  doi:10.1086/157300. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  62. ↑ (Ingelesez) P., Ruiz-Lapuente,; S., Blinnikov,; R., Canal,; J., Mendez,; E., Sorokina,; A., Visco,; N., Walton,. (2000). «Type IA supernova progenitors.» Memorie della Societa Astronomica Italiana 71 ISSN 0037-8720. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  63. ↑ (Ingelesez) Dan, Marius; Rosswog, Stephan; Guillochon, James; Ramirez-Ruiz, Enrico. (2012-03-29). «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 (3): 2417–2428.  doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  64. ↑ (Ingelesez) Andrew Howell, D.; Sullivan, Mark; Nugent, Peter E.; Ellis, Richard S.; Conley, Alexander J.; Le Borgne, Damien; Carlberg, Raymond G.; Guy, Julien et al.. (2006-09). «The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star» Nature 443 (7109): 308–311.  doi:10.1038/nature05103. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  65. ↑ (Ingelesez) Tanaka, Masaomi; Kawabata, Koji S.; Yamanaka, Masayuki; Maeda, Keiichi; Hattori, Takashi; Aoki, Kentaro; Nomoto, Ken'ichi; Iye, Masanori et al.. (2010-04-16). «SPECTROPOLARIMETRY OF EXTREMELY LUMINOUS TYPE Ia SUPERNOVA 2009dc: NEARLY SPHERICAL EXPLOSION OF SUPER-CHANDRASEKHAR MASS WHITE DWARF» The Astrophysical Journal 714 (2): 1209–1216.  doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  66. ↑ (Ingelesez) Wang, B.; Liu, D.; Jia, S.; Han, Z.. (2013-05). «Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae» Proceedings of the International Astronomical Union 9 (S298): 442.  doi:10.1017/S1743921313007072. ISSN 1743-9213. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  67. ↑ (Ingelesez) Foley, Ryan J.; Challis, P. J.; Chornock, R.; Ganeshalingam, M.; Li, W.; Marion, G. H.; Morrell, N. I.; Pignata, G. et al.. (2013-03-25). «TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION» The Astrophysical Journal 767 (1): 57.  doi:10.1088/0004-637X/767/1/57. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  68. ↑ (Ingelesez) McCully, Curtis; Jha, Saurabh W.; Foley, Ryan J.; Bildsten, Lars; Fong, Wen-fai; Kirshner, Robert P.; Marion, G. H.; Riess, Adam G. et al.. (2014-08). «A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z» Nature 512 (7512): 54–56.  doi:10.1038/nature13615. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  69. ↑ (Ingelesez) Silverman, Jeffrey M.; Nugent, Peter E.; Gal-Yam, Avishay; Sullivan, Mark; Howell, D. Andrew; Filippenko, Alexei V.; Arcavi, Iair; Ben-Ami, Sagi et al.. (2013-06-14). «TYPE Ia SUPERNOVAE STRONGLY INTERACTING WITH THEIR CIRCUMSTELLAR MEDIUM» The Astrophysical Journal Supplement Series 207 (1): 3.  doi:10.1088/0067-0049/207/1/3. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  70. ↑ a b c (Ingelesez) Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.. (2003). «How Massive Single Stars End Their Life» The Astrophysical Journal 591 (1): 288.  doi:10.1086/375341. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  71. ↑ Nomoto, Ken’ichi; Tanaka, Masaomi; Tominaga, Nozomu; Maeda, Keiichi. (2010-03). «Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars» New Astronomy Reviews 54 (3-6): 191–200.  doi:10.1016/j.newar.2010.09.022. ISSN 1387-6473. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  72. ↑ (Ingelesez) Moriya, Takashi J.. (2012). «Progenitors of Recombining Supernova Remnants» The Astrophysical Journal Letters 750 (1): L13.  doi:10.1088/2041-8205/750/1/L13. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  73. ↑ (Ingelesez) Smith, Nathan; Ganeshalingam, Mohan; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei V.; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Steele, Thea N.; Griffith, Christopher V. et al.. (2009). «SN 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor» The Astrophysical Journal Letters 697 (1): L49.  doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  74. ↑ (Ingelesez) Fryer, Chris L.; New, Kimberly C. B.. (2003-03-10). «Gravitational Waves from Gravitational Collapse» Living Reviews in Relativity 6 (1)  doi:10.12942/lrr-2003-2. ISSN 2367-3613. PMID 28163639. PMC PMC5253977. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  75. ↑ a b c d (Ingelesez) Woosley, Stan; Janka, Thomas. (2005-12). «The physics of core-collapse supernovae» Nature Physics 1 (3): 147–154.  doi:10.1038/nphys172. ISSN 1745-2473. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  76. ↑ (Ingelesez) JANKA, H; LANGANKE, K; MAREK, A; MARTINEZPINEDO, G; MULLER, B. (2007-04). «Theory of core-collapse supernovae» Physics Reports 442 (1-6): 38–74.  doi:10.1016/j.physrep.2007.02.002. ISSN 0370-1573. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  77. ↑ 1946-, Gribbin, John,. (2000). Stardust : supernovae and life-- the cosmic connection. Yale University Press ISBN 0300084196. PMC 43701624. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  78. ↑ a b Barwick, Steve W.; Beacom, John F.; Cianciolo, Vince; Dodelson, Scott; Feng, Jonathan L.; Fuller, George M.; Kaplinghat, Manoj; McKay, Doug W. et al.. (2004-12-20). «APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group» arXiv:astro-ph/0412544 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  79. ↑ (Ingelesez) Myra, Eric S.; Burrows, Adam. (1990-11). «Neutrinos from type II supernovae - The first 100 milliseconds» The Astrophysical Journal 364: 222.  doi:10.1086/169405. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  80. ↑ (Ingelesez) Kasen, Daniel; Woosley, S. E.; Heger, Alexander. (2011). «Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout» The Astrophysical Journal 734 (2): 102.  doi:10.1088/0004-637X/734/2/102. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  81. ↑ a b (Ingelesez) Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A.. (2008-03). «The Supernova Channel of Super‐AGB Stars» The Astrophysical Journal 675 (1): 614–625.  doi:10.1086/520872. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  82. ↑ (Ingelesez) Gilmore, Gerry. (2004-06-25). «The Short Spectacular Life of a Superstar» Science 304 (5679): 1915–1916.  doi:10.1126/science.1100370. ISSN 0036-8075. PMID 15218132. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  83. ↑ (Ingelesez) Faure, Gunter; Mensing, Teresa M.. (2007). «Life and Death of Stars» Introduction to Planetary Science (Springer Netherlands): 35–48.  doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_4. ISBN 9781402052330. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  84. ↑ (Ingelesez) Malesani, D.; Fynbo, J. P. U.; Hjorth, J.; Leloudas, G.; Sollerman, J.; Stritzinger, M. D.; Vreeswijk, P. M.; Watson, D. J. et al.. (2009-01-28). «Early spectroscopic identification of SN 2008D» The Astrophysical Journal 692 (2): L84–L87.  doi:10.1088/0004-637X/692/2/L84. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  85. ↑ (Ingelesez) Svirski, Gilad; Nakar, Ehud. (2014-05-28). «SN 2008D: A Wolf-Rayet explosion through a thick wind» The Astrophysical Journal 788 (1): L14.  doi:10.1088/2041-8205/788/1/L14. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  86. ↑ (Ingelesez) Onno, Pols,. (1997). Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae. ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  87. ↑ a b c (Ingelesez) Eldridge, J. J.; Fraser, M.; Smartt, S. J.; Maund, J. R.; Crockett, R. M.. (2013-10-01). «The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 436 (1): 774–795.  doi:10.1093/mnras/stt1612. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  88. ↑ (Ingelesez) Ryder, Stuart D.; Sadler, Elaine M.; Subrahmanyan, Ravi; Weiler, Kurt W.; Panagia, Nino; Stockdale, Christopher. (2004-04). «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 (3): 1093–1100.  doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  89. ↑ (Ingelesez) Inserra, C.; Smartt, S. J.; Jerkstrand, A.; Valenti, S.; Fraser, M.; Wright, D.; Smith, K.; Chen, T.-W. et al.. (2013-06-04). «Super-luminous type Ic supernovae: Catching a magnetar by the tail» The Astrophysical Journal 770 (2): 128.  doi:10.1088/0004-637X/770/2/128. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  90. ↑ (Ingelesez) Nicholl, M.; Smartt, S. J.; Jerkstrand, A.; Inserra, C.; McCrum, M.; Kotak, R.; Fraser, M.; Wright, D. et al.. (2013-10). «Slowly fading super-luminous supernovae that are not pair-instability explosions» Nature 502 (7471): 346–349.  doi:10.1038/nature12569. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  91. ↑ (Ingelesez) Tauris, T. M.; Langer, N.; Moriya, T. J.; Podsiadlowski, Ph.; Yoon, S.-C.; Blinnikov, S. I.. (2013-11-08). «Ultra-stripped type Ic supernova from close binary evolution» The Astrophysical Journal 778 (2): L23.  doi:10.1088/2041-8205/778/2/L23. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  92. ↑ (Ingelesez) Drout, M. R.; Soderberg, A. M.; Mazzali, P. A.; Parrent, J. T.; Margutti, R.; Milisavljevic, D.; Sanders, N. E.; Chornock, R. et al.. (2013-08-16). «The fast and furious decay of the peculiar type Ic supernova 2005ek» The Astrophysical Journal 774 (1): 58.  doi:10.1088/0004-637X/774/1/58. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  93. ↑ (Ingelesez) Reynolds, Thomas M.; Fraser, Morgan; Gilmore, Gerard. (2015-09-03). «Gone without a bang: an archivalHSTsurvey for disappearing massive stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 453 (3): 2886–2901.  doi:10.1093/mnras/stv1809. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  94. ↑ (Ingelesez) Gerke, J. R.; Kochanek, C. S.; Stanek, K. Z.. (2015-05-13). «The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: first candidates» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 450 (3): 3289–3305.  doi:10.1093/mnras/stv776. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  95. ↑ a b (Ingelesez) Adams, Scott M.; Kochanek, C. S.; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, K. Z.. (2013-11-13). «Observing the next galactic supernova» The Astrophysical Journal 778 (2): 164.  doi:10.1088/0004-637X/778/2/164. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  96. ↑ (Ingelesez) Bodansky, David; Clayton, Donald D.; Fowler, William A.. (1968-01-22). «Nucleosynthesis During Silicon Burning» Physical Review Letters 20 (4): 161–164.  doi:10.1103/PhysRevLett.20.161. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  97. ↑ a b (Ingelesez) Matz, S.M.; Share, G.H.; Leising, M.D.; Chupp, E.L.; Vestrandt, W.T.; Purcell, W.R.; Strickman, M.S.; Reppin, C.. (1988-02). «Gamma-ray line emission from SN1987A» Nature 331 (6155): 416–418.  doi:10.1038/331416a0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  98. ↑ (Ingelesez) Kasen, Daniel; Woosley, S. E.. (2009-09-17). «TYPE II SUPERNOVAE: MODEL LIGHT CURVES AND STANDARD CANDLE RELATIONSHIPS» The Astrophysical Journal 703 (2): 2205–2216.  doi:10.1088/0004-637X/703/2/2205. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  99. ↑ (Ingelesez) Ofek, E. O.; Cameron, P. B.; Kasliwal, M. M.; Gal-Yam, A.; Rau, A.; Kulkarni, S. R.; Frail, D. A.; Chandra, P. et al.. (2007-03-06). «SN 2006gy: An Extremely Luminous Supernova in the Galaxy NGC 1260» The Astrophysical Journal 659 (1): L13–L16.  doi:10.1086/516749. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  100. ↑ (Ingelesez) Churazov, E.; Sunyaev, R.; Isern, J.; Knödlseder, J.; Jean, P.; Lebrun, F.; Chugai, N.; Grebenev, S. et al.. (2014-08). «Cobalt-56 γ-ray emission lines from the type Ia supernova 2014J» Nature 512 (7515): 406–408.  doi:10.1038/nature13672. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  101. ↑ (Ingelesez) R., Barbon,; F., Ciatti,; L., Rosino,. (1979-2). «Photometric properties of type II supernovae» Astronomy and Astrophysics 72 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  102. ↑ (Ingelesez) Li, Weidong; Leaman, Jesse; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei V.; Poznanski, Dovi; Ganeshalingam, Mohan; Wang, Xiaofeng; Modjaz, Maryam et al.. (2011-03-24). «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 (3): 1441–1472.  doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  103. ↑ (Ingelesez) Richardson, Dean; Branch, David; Casebeer, Darrin; Millard, Jennifer; Thomas, R. C.; Baron, E.. (2002-02). «A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae» The Astronomical Journal 123 (2): 745–752.  doi:10.1086/338318. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  104. ↑ Lai, Dong. (2003-12-19). «Neutron Star Kicks and Supernova Asymmetry» arXiv:astro-ph/0312542 (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  105. ↑ Fryer, Chris L.. (2004-02-01). «Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse» The Astrophysical Journal 601 (2): L175–L178.  doi:10.1086/382044. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  106. ↑ (Ingelesez) Gilkis, Avishai; Soker, Noam. (2015-06-05). «IMPLICATIONS OF TURBULENCE FOR JETS IN CORE-COLLAPSE SUPERNOVA EXPLOSIONS» The Astrophysical Journal 806 (1): 28.  doi:10.1088/0004-637X/806/1/28. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  107. ↑ (Ingelesez) Khokhlov, A. M.; Höflich, P. A.; Oran, E. S.; Wheeler, J. C.; Wang, L.; Chtchelkanova, A. Yu.. (1999-10-20). «Jet-induced Explosions of Core Collapse Supernovae» The Astrophysical Journal 524 (2): L107–L110.  doi:10.1086/312305. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  108. ↑ (Ingelesez) Wang, Lifan; Baade, Dietrich; Hoflich, Peter; Khokhlov, Alexei; Wheeler, J. Craig; Kasen, D.; Nugent, Peter E.; Perlmutter, Saul et al.. (2003-07-10). «Spectropolarimetry of SN 2001el in NGC 1448: Asphericity of a Normal Type Ia Supernova» The Astrophysical Journal 591 (2): 1110–1128.  doi:10.1086/375444. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-09).
  109. ↑ a b c d (Ingelesez) Smartt, Stephen J.. (2009-09). «Progenitors of Core-Collapse Supernovae» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47 (1): 63–106.  doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  110. ↑ (Ingelesez) Walmswell, Joseph J.; Eldridge, John J.. (2011-11-08). «Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 419 (3): 2054–2062.  doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  111. ↑ (Ingelesez) Georgy, C.. (2012-02). «Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?» Astronomy & Astrophysics 538: L8.  doi:10.1051/0004-6361/201118372. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  112. ↑ (Ingelesez) Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S.. (2013-01-25). «Massive star evolution: luminous blue variables as unexpected supernova progenitors» Astronomy & Astrophysics 550: L7.  doi:10.1051/0004-6361/201220741. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  113. ↑ (Ingelesez) Yoon, S.-C.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Kozyreva, A.; Izzard, R. G.. (2012-08). «On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors» Astronomy & Astrophysics 544: L11.  doi:10.1051/0004-6361/201219790. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  114. ↑ (Ingelesez) information@eso.org. «Dead Star Circled by Light - MUSE data points to isolated neutron star beyond our galaxy» www.eso.org (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  115. ↑ (Ingelesez) François, P.; Matteucci, F.; Cayrel, R.; Spite, M.; Spite, F.; Chiappini, C.. (2004-06-22). [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...421..613F «The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis»] Astronomy & Astrophysics 421 (2): 613–621.  doi:10.1051/0004-6361:20034140. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  116. ↑ (Ingelesez) Bodansky, David; Clayton, Donald D.; Fowler, William A.. (1968-11). «Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning» The Astrophysical Journal Supplement Series 16: 299.  doi:10.1086/190176. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  117. ↑ (Ingelesez) Bodansky, David; Clayton, Donald D.; Fowler, William A.. (1968-01-22). «Nucleosynthesis During Silicon Burning» Physical Review Letters 20 (4): 161–164.  doi:10.1103/PhysRevLett.20.161. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  118. ↑ (Ingelesez) Woosley, S. E.; Arnett, W. David; Clayton, Donald D.. (1973-11). «The Explosive Burning of Oxygen and Silicon» The Astrophysical Journal Supplement Series 26: 231.  doi:10.1086/190282. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  119. ↑ (Ingelesez) Qian, Y.‐Z.; Vogel, P.; Wasserburg, G. J.. (1998-02-10). «Diverse Supernova Sources for ther‐Process» The Astrophysical Journal 494 (1): 285–296.  doi:10.1086/305198. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  120. ↑ (Ingelesez) Gonzalez, G. (2001-07). «The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution» Icarus 152 (1): 185–200.  doi:10.1006/icar.2001.6617. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  121. ↑ (Ingelesez) Cox, Donald P.. (1972-11). «Cooling and Evolution of a Supernova Remnant . .» The Astrophysical Journal 178: 159.  doi:10.1086/151775. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  122. ↑ (Ingelesez) Sandstrom, Karin M.; Bolatto, Alberto D.; Stanimirović, Snežana; van Loon, Jacco Th.; Smith, J. D. T.. (2009-04-28). «MEASURING DUST PRODUCTION IN THE SMALL MAGELLANIC CLOUD CORE-COLLAPSE SUPERNOVA REMNANT 1E 0102.2–7219» The Astrophysical Journal 696 (2): 2138–2154.  doi:10.1088/0004-637X/696/2/2138. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  123. ↑ (Ingelesez) T., Preibisch,; H., Zinnecker,. (2001). Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2). ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  124. ↑ (Ingelesez) J., Krebs,; W., Hillebrandt,. (1983-12). «The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds» Astronomy and Astrophysics 128 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  125. ↑ (Ingelesez) Cameron, A.G.W.; Truran, J.W.. (1977-03). «The supernova trigger for formation of the solar system» Icarus 30 (3): 447–461.  doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4. ISSN 0019-1035. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  126. ↑ (Ingelesez) Melott, A.L.; Lieberman, B.S.; Laird, C.M.; Martin, L.D.; Medvedev, M.V.; Thomas, B.C.; Cannizzo, J.K.; Gehrels, N. et al.. (2004-01). «Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?» International Journal of Astrobiology 3 (1): 55–61.  doi:10.1017/S1473550404001910. ISSN 1473-5504. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  127. ↑ (Ingelesez) Fields, Brian D.; Hochmuth, Kathrin A.; Ellis, John. (2005-03-10). «Deep‐Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis» The Astrophysical Journal 621 (2): 902–907.  doi:10.1086/427797. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  128. ↑ (Ingelesez) Knie, K.; Korschinek, G.; Faestermann, T.; Dorfi, E. A.; Rugel, G.; Wallner, A.. (2004-10-22). «F60eAnomaly in a Deep-Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source» Physical Review Letters 93 (17)  doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103. ISSN 0031-9007. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  129. ↑ (Ingelesez) Fields, Brian D.; Ellis, John. (1999-09). «On deep-ocean as a fossil of a near-earth supernova» New Astronomy 4 (6): 419–430.  doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2. ISSN 1384-1076. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  130. ↑ (Ingelesez) «In Brief» Scientific American 300 (5): 28–28. 2009-05  doi:10.1038/scientificamerican0509-28a. ISSN 0036-8733. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  131. ↑ (Ingelesez) A., Garlick, Mark. (2007-3). «The Supernova Menace» Sky and Telescope 113 (3) ISSN 0037-6604. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  132. ↑ (Ingelesez) Gehrels, Neil; Laird, Claude M.; Jackman, Charles H.; Cannizzo, John K.; Mattson, Barbara J.; Chen, Wan. (2003-03-10). «Ozone Depletion from Nearby Supernovae» The Astrophysical Journal 585 (2): 1169–1176.  doi:10.1086/346127. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-10).
  133. ↑ (Ingelesez) Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; de Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S. et al.. (2015-09). «Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars» Astronomy & Astrophysics 581: A110.  doi:10.1051/0004-6361/201425390. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  134. ↑ (Ingelesez) Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, O. E.; Sana, H.; de Koter, A.; Vink, J. S.; Ellerbroek, L. E.; Langer, N. et al.. (2013-11). «On the nature of WO stars: a quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613» Astronomy & Astrophysics 559: A72.  doi:10.1051/0004-6361/201322155. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  135. ↑ (Ingelesez) Inglis, Michael. (2014-10-29). «Star Death: Supernovae, Neutron Stars & Black Holes» The Patrick Moore Practical Astronomy Series (Springer International Publishing): 203–223.  doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12. ISBN 9783319116433. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  136. ↑ (Ingelesez) A., Lobel,; P., Stefanik, R.; G., Torres,; J., Davis, R.; I., Ilyin,; E., Rosenbush, A.. (2004-1). Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  137. ↑ (Ingelesez) van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Waters, L. B. F. M.; Hillier, D. J. et al.. (2003-11). «Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind ofη Carinae» Astronomy & Astrophysics 410 (3): L37–L40.  doi:10.1051/0004-6361:20031500. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  138. ↑ (Ingelesez) Thielemann, F.-K.; Hirschi, R.; Liebendörfer, M.; Diehl, R.. (2010-06-30). «Massive Stars and Their Supernovae» Astronomy with Radioactivities (Springer Berlin Heidelberg): 153–231.  doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. ISBN 9783642126970. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  139. ↑ (Ingelesez) Tuthill, Peter G.; Monnier, John D.; Lawrance, Nicholas; Danchi, William C.; Owocki, Stan P.; Gayley, Kenneth G.. (2008-03). «The Prototype Colliding‐Wind Pinwheel WR 104» The Astrophysical Journal 675 (1): 698–710.  doi:10.1086/527286. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  140. ↑ (Ingelesez) D., Thoroughgood, T.; S., Dhillon, V.; P., Littlefair, S.; R., Marsh, T.; A., Smith, D.. (2002-1). The recurrent nova U Scorpii -- A type Ia supernova progenitor. ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  141. ↑ (Ingelesez) Landsman, Wayne; Simon, Theodore; Bergeron, P.. (1993-08). «The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 105: 841.  doi:10.1086/133242. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  142. ↑ (Ingelesez) Vennes, S.; Kawka, A.. (2008-09-21). «On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (3): 1367–1374.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-11).
  143. ↑ Riess, Adam G.; Filippenko, Alexei V.; Challis, Peter; Clocchiatti, Alejandro; Diercks, Alan; Garnavich, Peter M.; Gilliland, Ron L.; Hogan, Craig J. et al.. (1998-09-01). «Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant» The Astronomical Journal 116: 1009–1038.  doi:10.1086/300499. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  144. ↑ Perlmutter, S.; Aldering, G.; Goldhaber, G.; Knop, R. A.; Nugent, P.; Castro, P. G.; Deustua, S.; Fabbro, S. et al.. (1999-06-01). «Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae» The Astrophysical Journal 517: 565–586.  doi:10.1086/307221. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  145. ↑ (Ingelesez) Paál, G.; Horváth, I.; Lukács, B.. (1992-05-01). «Inflation and compactification from Galaxy redshifts?» Astrophysics and Space Science 191 (1): 107–124.  doi:10.1007/BF00644200. ISSN 1572-946X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  146. ↑ (Ingelesez) «The Nobel Prize in Physics 2011» NobelPrize.org (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  147. ↑ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N. et al.. (2007-06-01). «Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology» The Astrophysical Journal Supplement Series 170: 377–408.  doi:10.1086/513700. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  148. ↑ Durrer, Ruth. (2011-12-28). «What do we really know about dark energy?» Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences 369 (1957): 5102–5114.  doi:10.1098/rsta.2011.0285. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).
  149. ↑ (Ingelesez) Kowalski, M.; Rubin, D.; Aldering, G.; Agostinho, R. J.; Amadon, A.; Amanullah, R.; Balland, C.; Barbary, K. et al.. (2008-10-20). «Improved Cosmological Constraints from New, Old, and Combined Supernova Data Sets» The Astrophysical Journal 686 (2): 749–778.  doi:10.1086/589937. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2022-06-25).

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Supernoba&oldid=9455599"(e)tik eskuratuta