มหานวดาราประเภท 1เอ

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
ไฟล์:Main tycho remnant full.jpg
ภาพถ่ายรังสีเอ็กซ์แบบหลายความยาวคลื่น/อินฟราเรด ของ SN 1572 หรือ โนวาของไทโค ซากของมหานวดาราประเภท 1เอ[1] (NASA/CXC/JPL-Caltech/Calar Alto O. Krause et al.)

มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยของซากดาวแปรแสงประเภทหนึ่งที่เกิดจากการระเบิดอย่างรุนแรงของดาวแคระขาว ดาวแคระขาวนี้เป็นซากดาวฤกษ์ซึ่งสิ้นสุดอายุขัยแล้ว และไม่สามารถสร้างปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นได้อีกต่อไป อย่างไรก็ดี ดาวแคระขาวที่ยังมีคาร์บอน-ออกซิเจนอยู่อาจสามารถทำปฏิกิริยาฟิวชั่นต่อไปได้อีก ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมาหากอุณหภูมิของมันสูงมากพอ

ในทางกายภาพแล้ว ดาวแคระขาวที่มีการอัตราหมุนรอบตัวเองต่ำ จะมีมวลจำกัดที่ต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา คือ ประมาณ 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[2][3] นี่คือขีดจำกัดมวลมากที่สุดซึ่งแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนยังสามารถรองรับได้ หากพ้นจากขีดจำกัดมวลนี้ ดาวแคระขาวจะเริ่มยุบตัว ถ้าดาวแคระขาวเริ่มสะสมมวลจากดาวคู่ของมัน เชื่อกันว่าแกนกลางจะมีอุณหภูมิสูงจนสามารถเริ่มการฟิวชั่นคาร์บอนได้เมื่อถึงขีดจำกัด ถ้าดาวแคระขาวรวมตัวเข้ากับดาวฤกษ์อื่น (เป็นเหตุการณ์ที่พบน้อยมาก) มันก็จะมีมวลสูงกว่าขีดจำกัดและเริ่มยุบตัวลง ซึ่งก็จะมีอุณหภูมิสูงขึ้นจนเกินขีดจำกัดการจุดระเบิดของนิวเคลียร์ฟิวชั่นเช่นเดียวกัน ภายในเวลาไม่กี่วินาทีหลังจากเริ่มกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชั่น เศษสสารของดาวแคระขาวจะทำปฏิกิริยาภาวะความร้อนเฉียบพลัน ซึ่งจะปลดปล่อยพลังงานออกมามากพอ (1–2 × 1044 จูล)[4] ในการทำให้ดาวระเบิดออกกลายเป็นมหานวดาราได้[5]

มหานวดาราประเภทนี้จะให้ความส่องสว่างสูงสุดค่อนข้างคงที่ เพราะมวลของดาวแคระขาวที่ระเบิดด้วยกลไกการพอกพูนมวลนั้นเป็นมวลที่สม่ำเสมอ การที่ค่านี้ค่อนข้างเสถียรทำให้เรานิยมนำการระเบิดนี้ไปใช้เป็นเทียนมาตรฐาน เพื่อใช้วัดระยะห่างของดาราจักรแม่ของมัน เนื่องจากความส่องสว่างปรากฏของมหานวดาราจะขึ้นอยู่กับระยะห่างเป็นหลัก

แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับ[แก้]

สเปกตรัมของ SN1998aq มหานวดาราประเภท 1เอ หนึ่งวันหลังจากปริมาณแสงมากที่สุดในแถบบี[6]

มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยตามการจัดประเภทมหานวดาราแบบมินคอฟสกี-ชวิกกี ซึ่งคิดค้นขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน รูดอล์ฟ มินคอฟสกีและฟริตซ์ ชวิกกี[7] มหานวดาราประเภทนี้เกิดขึ้นได้จากหลายวิธี แต่ก็มีกลไกพื้นฐานร่วมกันอยู่ส่วนหนึ่ง เมื่อดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนซึ่งหมุนรอบตัวเองอย่างช้า ๆ[2] พอกพูนมวลสารจากดาวคู่ของมัน มันไม่สามารถเพิ่มมวลจนเกินขีดจำกัดจันทรสิกขาที่ราว 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ หากเกินกว่านั้น มันจะไม่สามารถรองรับน้ำหนักของตัวเองโดยอาศัยแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนได้[8] และจะเริ่มยุบตัวลง หากไม่เกิดกระบวนการชดเชยแรง ดาวแคระขาวจะยุบตัวลงกลายไปเป็นดาวนิวตรอน[9] ดังเช่นที่เกิดขึ้นทั่วไปกับดาวแคระขาวซึ่งมีส่วนประกอบของแมกนีเซียม นีออน และออกซิเจนเป็นหลัก[10]

อย่างไรก็ตาม มุมมองปัจจุบันในหมู่นักดาราศาสตร์ผู้ออกแบบแบบจำลองการระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ คือ ขีดจำกัดนี้ไม่สามารถบรรลุได้เลยในความเป็นจริง ดังนั้น การยุบตัวจึงไม่เคยเกิดขึ้น ทว่ากลับเกิดแรงดันและความหนาแน่นเพิ่มขึ้นแทน อันเนื่องมาจากน้ำหนักที่เพิ่มขึ้นทำให้อุณหภูมิที่แกนกลางเพิ่มสูงขึ้น[3] และเมื่อดาวแคระขาวเข้าใกล้ราว 1% ของขีดจำกัด[11] จะทำให้เกิดช่วงการพาความร้อน ซึ่งกินเวลาอย่างน้อย 1,000 ปี[12] ในบางจุดของระยะคุกรุ่นนี้ การเผาไหม้เองก็จะเกิดขึ้น โดยได้รับพลังงานจากการฟิวชั่นคาร์บอน รายละเอียดของการจุดระเบิดยังคงไม่เป็นที่ทราบกัน รวมไปถึงตำแหน่งและจำนวนของจุดที่เริ่มมีไฟเกิดขึ้น[13] การฟิวชั่นออกซิเจนเริ่มต้นขึ้นไม่นานหลังจากนั้น แต่เชื้อเพลิงนี้ไม่ถูกเผาผลาญโดยสมบูรณ์เท่ากับคาร์บอน[14]

เมื่อการฟิวชั่นเริ่มต้นขึ้น อุณหภูมิของดาวแคระขาวจะเริ่มสูงขึ้น ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักซึ่งมีแรงดันความร้อนจะขยายตัวและเย็นตัวลงเพื่อชดเชยและปรับสมดุลกับพลังงานความร้อนที่เพิ่มสูงขึ้น อย่างไรก็ตาม แรงดันที่เสื่อมลงจะไม่ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ดาวแคระขาวไม่สามารถควบคุมกระบวนการเผาไหม้เหมือนกับดาวฤกษ์ทั่วไป และไม่มั่นคงต่อปฏิกิริยาฟิวชั่นเฉียบพลันได้ ไฟจะถูกเร่งให้เกิดขึ้นอย่างรวดเร็ว ซึ่งเป็นส่วนที่เกิดขึ้นจากความไม่เสถียรเรย์ลี-เทย์เลอร์ และปฏิกิริยากับความปั่นป่วน ปัจจุบันนี้ ยังคงเป็นที่โต้เถียงกันว่าไฟดังกล่าวเปลี่ยนไปเป็นการระเบิดเหนือเสียง (detonation) จากการเผาไหม้ใต้เสียง (deflagration) หรือไม่[12][15]

หากไม่สนใจรายละเอียดที่ชัดเจนของการเผาไหม้นิวเคลียร์ ก็เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าเศษชิ้นส่วนจำนวนมากของคาร์บอนและออกซิเจนในดาวแคระขาวจะถูกเผาไหม้กลายเป็นธาตุที่หนักกว่าภายในระยะเวลาไม่กี่วินาที[14] ทำให้อุณหภูมิภายในดาวเพิ่มขึ้นไปถึงหลายพันล้านองศา พลังงานที่ถูกปลดปล่อยจากการเผาไหม้นิวเคลียร์ความร้อน (1-2 × 1044 จูล)[4] นี้มากเกินพอที่จะสลายพลังงานยึดเหนี่ยวโน้มถ่วงของดาว ซึ่งก็คือ อนุภาคทั้งหมดซึ่งประกอบขึ้นเป็นดาวแคระขาวจะมีพลังงานจลน์มากพอที่จะเคลื่อนที่หนีออกจากกัน ดาวจะระเบิดอย่างรุนแรงและปลดปล่อยคลื่นกระแทกซึ่งมีความเร็วระหว่าง 5-20,000 กิโลเมตรต่อวินาที หรือราว 3% ของความเร็วแสง พลังงานที่ถูกปลดปล่อยออกมาในการระเบิดจะทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก ความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่มองเห็นได้ของมหานวดาราประเภท 1เอ อยู่ที่ Mv = -19.3 (สว่างกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 5 พันล้านเท่า) โดยมีความแปรปรวนเล็กน้อย[12] ซากมหานวดาราจะอยู่กับดาวคู่ของมันหรือไม่นั้นขึ้นอยู่กับปริมาณของมวลที่ถูกดีดออกมา

ทฤษฎีของมหานวดาราประเภทนี้คล้ายคลึงกับทฤษฎีของโนวา เพียงแต่ดาวแคระขาวจะพอกพูนสสารช้ากว่ามากและไม่ถึงขีดจำกัดจันทรสิกขา ในกรณีของโนวา สสารที่ถูกดึงดูดเข้ามาด้วยแรงโน้มถ่วงจะก่อให้เกิดฟิวชั่นไฮโดรเจนการระเบิดที่พื้นผิวซึ่งจะไม่ส่งผลกระทบต่อดาวแคระขาว[12] มหานวดาราประเภทนี้แตกต่างจากมหานวดาราประเภทแกนสลาย ซึ่งเกิดขึ้นจากการระเบิดอย่างรุนแรงของพื้นผิวชั้นนอกของดาวมวลมากเมื่อแกนของมันเกิดการระเบิด[16]

การก่อตัว[แก้]

แบบจำลองหนึ่งที่อธิบายการก่อตัวของมหานวดาราประเภทนี้ คือ ระบบดาวคู่ที่กระชับแน่น ระบบดาวคู่ต้นกำเนิดประกอบด้วยดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ซึ่งดาวฤกษ์หลักมีมวลมากกว่าดาวฤกษ์รอง และด้วยความที่มีมวลมากกว่า ดาวฤกษ์หลักจะวิวัฒนาการกลายเป็นแขนงดาวยักษ์อะซิมโทติกก่อนคู่ของมัน โดยผิวห่อหุ้มของดาวจะขยายตัวอย่างมาก หากดาวฤกษ์ทั้งสองใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันแล้ว ระบบดาวคู่จะสูญเสียมวลไปเป็นจำนวนมาก ซึ่งทำให้โมเมนตัมเชิงมุม รัศมีวงโคจร และคาบของการโคจรลดลง หลังจากดาวฤกษ์หลักเสื่อมสลายไปเป็นดาวแคระขาว ดาวฤกษ์รองจะวิวัฒนาการไปเป็นดาวยักษ์แดงและเข้าสู่ขั้นการพอกพูนมวลให้แก่ดาวหลัก ระหว่างช่วงเวลาสุดท้ายซึ่งใช้ผิวห่อหุ้มร่วมกันนี้ ดาวฤกษ์ทั้งสองจะหมุนเข้ามาใกล้กันมากขึ้นเนื่องจากสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไป วงโคจรที่เกิดขึ้นนี้อาจมีคาบที่สั้นเพียงไม่กี่ชั่วโมงเท่านั้น[17][18] หากการพอกพูนมวลดำเนินไปได้นานพอ ดาวแคระขาวอาจมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรสิกขาได้

รูปแบบที่สองที่เป็นไปได้น้อยกว่า คือกลไกสำหรับจุดระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ เกิดจากการรวมตัวของดาวแคระขาวสองดวงที่มีมวลรวมกันแล้วมากกว่าขีดจำกัดจันทราสิกขา (เรียกว่า ดาวแคระขาวมวลซูเปอร์จันทราสิกขา)[19][20] ในกรณีเช่นนี้ มวลทั้งหมดจะไม่อยู่ใต้ขีดจำกัดจันทรสิกขา นี่เป็นคำอธิบายหนึ่งในหลายๆ ข้อที่พยายามอธิบายถึงต้นกำเนิดดาวฤกษ์มวลมาก (2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซึ่งทำให้เกิดมหานวดารา SN 2003fg[21][22]

คาดกันว่าดาวโดดเดี่ยวในดาราจักรทางช้างเผือกจะเกิดการชนกันขึ้นหนึ่งครั้งทุก ๆ 107-1013 ปี ซึ่งเกิดน้อยครั้งกว่าการเกิดโนวามาก[23] อย่างไรก็ตาม ในบริเวณใจกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมมีการชนกันบ่อยครั้งกว่ามาก[24] (ดูเปรียบเทียบกับ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน) กรณีที่น่าจะเกิดขึ้น ได้แก่ การชนกันในระบบดาวคู่ หรือระหว่างระบบดาวคู่สองระบบซึ่งมีดาวแคระขาวอยู่ในระบบ การชนดังกล่าวสามารถกลายมาเป็นระบบดาวคู่ที่กระชับแน่นระบบเดียวซึ่งมีดาวแคระขาวสองดวง วงโคจรของพวกมันจะค่อย ๆ เสื่อมลงและรวมตัวเข้าด้วยกันผ่านพื้นผิวห่อหุ้มที่ใช้ร่วมกัน[25]

ดาวแคระขาวสามารถพอกพูนมวลจากดาวคู่ชนิดอื่นๆ ได้ด้วยเช่นกัน ซึ่งรวมไปถึงดาวยักษ์เล็ก หรือแม้กระทั่งดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (ถ้าวงโคจรอยู่ใกล้กันมากพอ) กระบวนการวิวัฒนาการแท้จริงในระยะการพอกพูนมวลนี้ยังคงไม่แน่นอน ซึ่งอาจขึ้นอยู่กับอัตราการพอกพูนมวลและการถ่ายเทโมเมนตัมเชิงมุมไปให้กับคู่ดาวแคระขาว[26]

มหานวดาราประเภท 1เอ แตกต่างจากมหานวดาราประเภทอื่น เพราะมันเกิดขึ้นทั่วไปในดาราจักรทุกประเภทรวมถึงดาราจักรรี พวกมันไม่แสดงว่าจะเกิดขึ้นในบริเวณก่อตัวของดาวฤกษ์ในปัจจุบันแต่อย่างใด[27] เนื่องจากดาวแคระขาวเกิดขึ้นในระยะสุดท้ายของช่วงวิวัฒนาการดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ระบบดาวที่อยู่มานานแสนนานนี้จึงอาจเดินทางมาไกลจากบริเวณที่ก่อตัวขึ้นแต่ดั้งเดิมมาก หลังจากนั้นระบบดาวคู่อันกระชับแน่นอาจใช้เวลาอีกหลายล้านปีในขั้นตอนการถ่ายเทมวล (ซึ่งมีความเป็นไปได้ที่จะทำให้เกิดการระเบิดโนวา) ก่อนที่เงื่อนไขจะเหมาะสมกับการเกิดมหานวดาราประเภท 1เอ ขึ้น[28]

กราฟแสง[แก้]

กราฟความสว่าง (เทียบกับดวงอาทิตย์, L0) ต่อเวลาซึ่งแสดงถึงลักษณะพิเศษของกราฟแสงของมหานวดาราประเภท 1เอ กราฟที่จุดสูงสุดเป็นการสลายตัวของนิกเกิล ในขณะที่ช่วงหลังใช้โคบอลต์เป็นแหล่งพลังงาน

มหานวดาราประเภท 1เอ มีกราฟแสง (กราฟของความสว่างเทียบกับเวลาหลังจากการระเบิด) ที่มีลักษณะพิเศษ เมื่อใกล้ช่วงเวลาที่มีความสว่างมากที่สุด สเปกตรัมจะประกอบด้วยเส้นของธาตุมวลปานกลางตั้งแต่ออกซิเจนถึงแคลเซียม ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของพื้นผิวชั้นนอกของดาวฤกษ์ หลายเดือนหลังจากการระเบิด เมื่อพื้นผิวชั้นนอกขยายตัวไปจนถึงจุดโปร่งแสง สเปกตรัมจะถูกกลบโดยแสงที่ปลดปล่อยมาจากแหล่งกำเนิดใกล้กับแกนของดาว ธาตุหนักจะถูกสังเคราะห์ขึ้นระหว่างการระเบิด ไอโซโทปที่สำคัญส่วนใหญ่ใกล้เคียงกับเหล็ก (หรือธาตุไอร์ออนพีก) การสลายตัวของสารกัมมันตรังสี นิกเกิล-56 ตลอดจนถึงโคบอลต์-56 และเหล็ก-56 ผลิตโปรตอนพลังงานสูงซึ่งกลืนกินปริมาณพลังงานที่ผลิตได้ของสสารแตกกระจายที่ช่วงกลางถึงช่วงปลาย[12]

ความคล้ายคลึงกันของความสว่างสัมบูรณ์ของมหานวดาราประเภท 1เอ เกือบทั้งหมดที่รู้จักได้นำไปสู่การใช้เป็นเทียนมาตรฐานลำดับรองในการศึกษาดาราศาสตร์ระหว่างดาราจักร[29]ในดาราศาสตร์ดาราจักรนอกระบบ[30] เหตุที่กราฟความสว่างเหล่านี้สอดคล้องกันยังคงเป็นปริศนา ในปี ค.ศ. 1998 การสังเกตมหานวดาราประเภท 1เอ ที่อยู่ห่างไกลบ่งชี้ถึงผลที่ไม่คาดฝันว่าเอกภพดูเหมือนจะขยายตัวด้วยความเร่ง[31][32][33][34]

การใช้เพื่อวัดระยะทาง[แก้]

จากทฤษฎีฟิสิกส์ดาวฤกษ์ที่กล่าวว่าดาวแคระขาวทุกดวงมีมวลไม่เกินขีดจำกัดจันทรสิกขาและเกิดเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ เมื่อดาวแคระขาวมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรสิกขา ซึ่งหมายความว่า ดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดาราจะมีมวลเท่ากัน และจะได้ว่ามหานวดาราประเภทนี้จะมีความสว่างสัมบูรณ์เท่ากันด้วย จากสมบัติดังกล่าว ทำให้นักจักรวาลวิทยาสามารถใช้มหานวดาราประเภท 1เอ ในการวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้[35]

แต่ต่อมา นักวิทยาศาสตร์พบว่ามีมหานวดาราประเภท 1เอ บางดวงมีความสว่างมากผิดปกติ ซึ่งน่าจะเป็นไปได้ว่าดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดารามีมวลสูงกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา โดยนักวิทยาศาสตร์พบมหานวดาราแบบนี้มาแล้ว 4 ดวงนับตั้งแต่ พ.ศ. 2546 และได้ให้ชื่ออย่างไม่เป็นทางการว่า "ซูเปอร์จันทรา"[35] ริชาร์ด สเกลโซ จากมหาวิทยาลัยเยล ได้ระบุถึงมวลดาวแคระขาวที่เป็นต้นกำเนิดมหานวดารา SN 2007if ว่ามีมวล 2.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และยังค้นพบด้วยว่าความสว่างนั้นมาจากชั้นแก๊สที่สาดออกมาก่อนและหลังการระเบิดด้วย[35]

ความแตกต่างจากมหานวดาราประเภทอื่น[แก้]

มหานวดาราประเภท Ib และ Ic[แก้]

มหานวดาราประเภท Ib และ Ic เป็นการระเบิดของดาวฤกษ์ที่เกิดจากการที่แกนของดาวมวลมากยุบตัวลงที่ได้สูญเสียไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ผิวชั้นนอกของดาวฤกษ์ผ่านทางลมหรือการถ่ายโอนมวลไปให้ดาวคู่ของมัน[36] เส้นสเปกตรัมของมหานวดาราทั้งประเภทย่อยนี้จะขาดธาตุซิลิกอนที่ความยาวคลื่น 635.5 นาโนเมตร[36] มหานวดาราประเภท 1เอ จะให้เส้นสเปกตรัมของธาตุเหล็กเป็นส่วนใหญ่ ในขณะที่มหานวดาราประเภท Ib และ Ic จะประกอบด้วยหลายธาตุ เช่น ออกซิเจน แคลเซียม และแมกนีเซียม[37]

มหานวดาราประเภท II[แก้]

ดาวฤกษ์ที่จะเกิดมหานวดาราประเภท II ได้นั้นจะเกิดการยุบตัวของแกนของดาวฤกษ์มวลอย่างน้อย 9 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[16] มหานวดาราประเภท II จะมีเส้นสเปกตรัมของไฮโดรเจนที่เรียกว่า อนุกรมบาลเมอร์ ซึ่งแตกต่างจากมหานวดาราประเภท I อัตราความสว่างที่ลดลงหลังเกิดมหานวดาราเกิดขึ้นช้ากว่ามากเมื่อเทียบกับมหานวดาราประเภท 1เอ

อ้างอิง[แก้]

  1. Krause, Oliver; Tanaka, Masaomi; Usuda, Tomonori; Hattori, Takashi; Goto, Miwa; Birkmann, Stephan; Nomoto, Ken'ichi (2008-10-28). "Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum". arXiv.org. สืบค้นเมื่อ 2008-12-06. 
  2. 2.0 2.1 Yoon, S.-C.; Langer, L. (2004). "Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation". Astronomy and Astrophysics 419 (2): 623. doi:10.1051/0004-6361:20035822. สืบค้นเมื่อ 2007-05-30. 
  3. 3.0 3.1 Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. (2007). "A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae". Science 315 (5813): 825–828. doi:10.1126/science.1136259. PMID 17289993. 
  4. 4.0 4.1 Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics 270 (1-2): 223–248. สืบค้นเมื่อ 2007-05-22. 
  5. Staff (2006-09-07). "Introduction to Supernova Remnants". NASA Goddard/SAO. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01. 
  6. Matheson, Thomas; Kirshner, Robert; Challis, Pete; Jha, Saurabh et al (2008). "Optical Spectroscopy of Type Ia Supernovae". Astronomical Journal 135: 1598–1615. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1598. สืบค้นเมื่อ 2008-05-19. 
  7. da Silva, L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science 202 (2): 215–236. doi:10.1007/BF00626878. สืบค้นเมื่อ 2008-06-04. 
  8. Lieb, E. H.; Yau, H.-T. (1987). "A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse". Astrophysical Journal 323 (1): 140–144. doi:10.1086/165813. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  9. Canal, R.; Gutiérrez, J. (1997). "The possible white dwarf-neutron star connection". Astrophysics and Space Science Library 214: 49. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  10. Fryer, C. L.; New, K. C. B. (2006-01-24). "2.1 Collapse scenario". Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max-Planck-Gesellschaft. สืบค้นเมื่อ 2007-06-07. 
  11. Wheeler, J. Craig (2000-01-15). Cosmic Catastrophes: Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Adventures in Hyperspace. Cambridge, UK: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. p. 96. ISBN 0521651956. 
  12. 12.0 12.1 12.2 12.3 12.4 Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38: 191–230. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  13. "Science Summary". ASC / Alliances Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes. 2001. สืบค้นเมื่อ 2006-11-27. 
  14. 14.0 14.1 Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics 420: L1–L4. doi:10.1051/0004-6361:20040135. 
  15. Gamezo, V. N.; Khokhlov, A. M.; Oran, E. S.; Chtchelkanova, A. Y.; Rosenberg, R. O. (2003-01-03). "Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications". Science 299 (5603): 77–81. doi:10.1126/science.1078129. PMID 12446871. สืบค้นเมื่อ 2006-11-28. 
  16. 16.0 16.1 Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. สืบค้นเมื่อ 2007-05-01. 
  17. Paczynski, B. (July 28-August 1, 1975). "Common Envelope Binaries". Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. pp. 75–80. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08. 
  18. Postnov, K. A.; Yungelson, L. R. (2006). "The Evolution of Compact Binary Star Systems". Living Reviews in Relativity. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08. 
  19. Staff. "Type Ia Supernova Progenitors". Swinburne University. สืบค้นเมื่อ 2007-05-20. 
  20. "Brightest supernova discovery hints at stellar collision". New Scientist. 2007-01-03. สืบค้นเมื่อ 2007-01-06. 
  21. "The Weirdest Type Ia Supernova Yet". Lawrence Berkeley National Laboratory. 2006-09-20. สืบค้นเมื่อ 2006-11-02. 
  22. "Bizarre Supernova Breaks All The Rules". New Scientist. 2006-09-20. สืบค้นเมื่อ 2007-01-08. 
  23. Whipple, Fred L. (1939). "Supernovae and Stellar Collisions". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 25 (3): 118–125. doi:10.1073/pnas.25.3.118. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  24. Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). "A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters". Mercury 28: 26. สืบค้นเมื่อ 2006-06-02. 
  25. Middleditch, J. (2004). "A White Dwarf Merger Paradigm for Supernovae and Gamma-Ray Bursts". The Astrophysical Journal 601 (2): L167–L170. doi:10.1086/382074. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  26. Langer, N.; Yoon, S.-C.; Wellstein, S.; Scheithauer, S. (2002). "On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf". In Gänsicke, B. T.; Beuermann, K.; Rein, K. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings. San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. p. 252. สืบค้นเมื่อ 2007-05-25. 
  27. van Dyk, Schuyler D. (1992). "Association of supernovae with recent star formation regions in late type galaxies". Astronomical Journal 103 (6): 1788–1803. doi:10.1086/116195. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  28. Langer, N.; Deutschmann, A.; Wellstein, S.; Höflich, P. (1999). "The evolution of main sequence star + white dwarf binary systems towards Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics 362: 1046–1064. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  29. Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. (2006). "A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant". Astrophysical Journal 652 (2): 1133–1149. doi:10.1086/508530. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  30. Colgate, S. A. (1979). "Supernovae as a standard candle for cosmology". Astrophysical Journal 232 (1): 404–408. doi:10.1086/157300. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  31. Perlmutter, S.; et al. (The Supernova Cosmology Project) (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae" (subscription required). Astrophysical Journal 517: 565–86. doi:10.1086/307221. 
  32. Riess, Adam G.; et al. (Supernova Search Team) (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating Universe and a cosmological constant" (subscription required). Astronomical Journal 116: 1009–38. doi:10.1086/300499. 
  33. Leibundgut, B.; Sollerman, J. (2001). "A cosmological surprise: the universe accelerates". Europhysics News 32 (4): 121. doi:10.1051/epn:2001401. สืบค้นเมื่อ 2007-02-01. 
  34. "Confirmation of the accelerated expansion of the Universe". Centre National de la Recherche Scientifique. 2003-09-19. สืบค้นเมื่อ 2006-11-03. 
  35. 35.0 35.1 35.2 วิมุติ วสะหลาย. (23 มีนาคม 2553). ซูเปอร์มหานวดารา. สมาคมดาราศาสตร์ไทย. สืบค้น 17-10-2553.
  36. 36.0 36.1 Filippenko, A.V. (2004). "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". arΧiv:astro-ph/0412029 [astro-ph]. 
  37. "Type Ib Supernova Spectra". COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. สืบค้นเมื่อ 2010-05-05. 

แหล่งข้อมูลอื่น[แก้]