Bagaimana untuk meniup bintang

Bagaimana untuk meniup bintang

Ewald Muller, Wolfgang Hillbrand, Hans-Thomas Janka
"Dalam dunia sains" №12, 2006

Mengenai pengarang

Ewald Muller (Ewald müller), Wolfgang Hillbrand (Wolfgang hillebrandt) dan Hans-Thomas Janka (Hans-Thomas Janka) bekerja di Institut Astrofizik Persatuan. Max Planck (Garching, Jerman) dan mengajar di Universiti Teknikal Munich. Muller mengetuai kumpulan astrofizik berangka dan relativistik. Pada tahun 1993, bersama dengan Janka, beliau menerima Anugerah Pengebilan Heinz untuk menggunakan komputer dalam sains. Hillebrant adalah salah seorang pengarah Institut Astrofizik, yang terlibat dalam astrofizik nuklear, evolusi bintang dan letupan supernova. Pada tahun 1982, beliau menerima Hadiah Persatuan Fizikal Jerman untuk kerjanya pada nukleosintesis oleh penangkapan neutron yang pesat. Yanka berminat dengan neutrino dalam astronomi, evolusi bintang neutron, kilat supernova dan letupan sinar gamma. Sebulan selepas dia mula mengerjakan disertasi, supernova 1987A ditemui, yang mengubah nasibnya (serta seluruh alam Semesta).

Pemodelan keadaan kelahiran supernova bukanlah tugas yang mudah. Sekurang-kurangnya, sehingga baru-baru ini, semua eksperimen gagal. Tetapi astrofizik masih berjaya meletupkan bintang.

Sepuluh saat selepas wabak, api termonuklear hampir sepenuhnya membakar kerdil putih dalam model komputer ini. Dengan cepat menyebarkan dari kedalaman, tindak balas rantai nuklear bertukar karbon dan oksigen (ungu dan merah) kepada silikon (oren) dan besi (kuning). Model-model terdahulu, tidak dapat mengesan pergerakan bergelora, tidak dapat menjelaskan mengapa bintang-bintang tidak diam-diam mati, tetapi meletup (foto: www.sciam.ru)

11 November 1572 ahli astronomi Tycho Brahe (Tycho brahe) yang dilihat dalam buruj Cassiopeia bintang baru, bersinar terang seperti Musytari. Mungkin pada masa itu bahawa keyakinan bahawa surga kekal dan tidak berubah runtuh, dan astronomi moden dilahirkan. Empat abad kemudian, para astronom menyedari bahawa beberapa bintang, tiba-tiba menjadi berbilion-bilion lebih terang daripada biasa, meletup. Pada tahun 1934, Fritz Zwicky (Fritz zwicky) dari California Institute of Technology memanggil mereka "supernovae." Mereka membekalkan ruang angkasa di alam semesta dengan unsur-unsur berat yang mengawal pembentukan dan evolusi galaksi, dan membantu mempelajari ruang angkasa.

Zwicky dan rakannya Walter Baade (Walter baade) mencadangkan bahawa graviti memberi tenaga untuk letupan. Pada pendapat mereka, bintang mengecut sehingga bahagian tengahnya mencapai ketumpatan nukleus atom.Bahan yang runtuh boleh mengeluarkan tenaga berpotensi graviti, cukup untuk membuang sisa-sisanya. Pada tahun 1960, Fred Hoyle (Fred hoyle) dari Universiti Cambridge dan Willie Fowler (Willy fowler) dari Caltech percaya bahawa supernova adalah seperti bom nuklir gergasi. Apabila bintang seperti Matahari membakar hidrogen dan kemudian bahan bakar helium, ia adalah giliran oksigen dan karbon. Sintesis unsur-unsur ini tidak hanya menyediakan pembebasan tenaga yang besar, tetapi juga menghasilkan radioaktif nikel-56, keruntuhan yang dapat dijelaskan oleh afterglow ledakan, yang berlangsung selama beberapa bulan.

Kedua-dua idea ternyata betul. Dalam spektrum beberapa supernova tidak ada jejak hidrogen (dilabelkan sebagai jenis I); Rupa-rupanya, kebanyakannya mempunyai letupan termonuklear (jenis Ia), dan selebihnya (jenis Ib dan sayac) – kejatuhan bintang, menurunkan lapisan hidrogen luarnya. Supernovae, di mana hidrogen spektra dikesan (jenis II), juga timbul akibat keruntuhan. Kedua-dua fenomena ini menjadikan bintang menjadi awan gas yang berkembang, dan keruntuhan graviti membawa kepada pembentukan bintang neutron superdense atau lubang hitam.Pemerhatian, terutamanya supernova 1987A (jenis II), mengesahkan teori yang dicadangkan.

Walau bagaimanapun, letupan supernova masih menjadi salah satu masalah utama astrofizik. Model komputer mereproduksi dengan kesukaran. Sangat sukar untuk membuat bintang meletup (yang bagus dengan sendirinya). Bintang adalah objek kendiri yang tetap stabil untuk berjuta-juta dan berbilion tahun. Bahkan para pencinta mati yang mati mempunyai mekanisme redaman, tetapi bukannya letupan. Untuk menghasilkan semula, ia mengambil model multidimensi, pengiraan yang melampaui kemampuan komputer.

Kajian: Supernovae

  • Dengan semua peraturan, bintang harus tenang dan mati dengan senyap. Tetapi mengapa sebahagian daripada mereka meletup seperti supernova pada akhir hidup mereka? Ini adalah salah satu fenomena paling rumit dalam astrofizik.
  • Para ahli teori secara beransur-ansur memperbaiki model mereka dan baru-baru ini dapat menerangkan dua jenis utama supernova. Tugasnya adalah untuk mengambil kira ketiga-tiga dimensi ruang untuk menghasilkan semula dinamik aliran bergelora.
  • Ternyata letupan itu sangat tidak simetris, menyebarkan sisa bintang (termasuk unsur kimia yang baru disintesis) dalam arah yang berbeza.Sekiranya bintang neutron dibentuk hasilnya, maka ia dapat dipercepat dan akan cepat terbang melalui galaksi.

Letupan itu tidak mudah

Kurcaci putih adalah sisa-sisa bintang yang tidak aktif seperti Matahari, yang secara beransur-ansur sejuk dan pudar. Mereka mungkin meletup seperti supernova Jenis I.a. Walau bagaimanapun, menurut Hoyle dan Fowler, jika kerdil putih berputar di sekeliling bintang lain di orbit dekat, ia dapat mengumpul (menghisap) bahan dari temannya, sehingga meningkatkan massa, ketumpatan pusat dan suhu sedemikian rupa sehingga sintesis bahan letupan dari karbon mungkin. dan oksigen.

Supernova Tycho: letupan termonuklear, yang diperhatikan oleh ahli astronomi Denmark yang terkenal, Tycho Brahe pada tahun 1572, meninggalkan awan silikon, besi dan unsur-unsur berat lain yang bersinar di rentang X-ray (hijau, merah). Gelombang kejutan (shell biru nipis) berkembang pada kelajuan 7500 km / s (foto: www.sciam.ru)

Reaksi termonuklear harus berkelakuan seperti api biasa. Depan pembakaran dapat menyebar melalui bintang, meninggalkan "abu nuklir" (kebanyakannya nikel). Di setiap titik masa, tindak balas fusion perlu diteruskan dalam jumlah kecil, terutamanya dalam lapisan nipis di permukaan gelembung yang dipenuhi dengan "abu" dan terapung di kedalaman kerdil putih.Kerana ketumpatannya yang rendah, gelembung boleh terapung ke permukaan bintang.

Tetapi api termonuklear akan dipadamkan, memandangkan pembebasan tenaga membawa kepada pengembangan dan penyejukan bintang, memadamkan api. Tidak seperti bom biasa, bintang itu tidak mempunyai cangkerang, mengehadkan jumlahnya.

Di samping itu, mustahil untuk mencipta letupan supernova di makmal, ia hanya boleh diperhatikan di ruang angkasa. Kumpulan kami menjalankan simulasi menyeluruh menggunakan komputer super Ibm p690. Model numerik bintang diwakili oleh grid komputasi yang mempunyai 1024 elemen pada setiap sisi, yang memungkinkan untuk menyelesaikan beberapa bahagian dalam beberapa kilometer. Setiap rangkaian komputer diperlukan lebih daripada 1020 operasi aritmetik; hanya superkomputer yang melakukan lebih daripada 10 boleh mengatasi tugas sedemikian11 operasi sesaat. Pada akhirnya, semuanya mengambil hampir 60 tahun pemproses. Pelbagai cara pengiraan yang memudahkan model dan digunakan dalam bidang sains lain tidak terpakai kepada supernovae dengan arus asymmetrik mereka, keadaan yang melampau, dan pelbagai spatial dan suhu yang besar. Fizik zarah, fizik nuklear, hidrodinamika dan teori relativiti sangat kompleks,dan model supernova mesti beroperasi pada mereka pada masa yang sama.

Suponova Supernova

  1. Satu jenis jenis I supernovaa – hasil daripada peledakan nuklear secara tiba-tiba sebuah bintang
  2. Yang paling besar daripada dua bintang jenis solar, yang habis bahan api, berubah menjadi kerdil putih
  3. Kerdil putih menangkap gas yang hilang oleh jiran dan mendekati massa kritikal.
  4. "Api" tindak balas nuklear yang tidak terkawal menyala di teras keruk kerdil
  5. Api menyala, mengubah karbon dan oksigen menjadi nikel
  6. Dalam beberapa saat, kerdil sepenuhnya musnah. Kemudian beberapa minggu lagi nikel radioaktif akan mereput, menyebabkan bintang menjadi bersinar

    Satu kejayaan dalam pemodelan supernova memungkinkan untuk menyiasat pergolakan. Di sini ia ditunjukkan apa yang akan berlaku selepas 0.6 saat selepas pencucuhan. Front pembakaran nuklear mempunyai struktur bergelora dan bergelora (biru). Turbulens adalah sebab untuk kemajuan pesat depan dan penindasan mekanisme penstabilan bintang (Image: www.sciam.ru)

    Di bawah hud

    Keputusan itu datang dari sisi yang tidak dijangka – apabila mengkaji kerja enjin kereta. Pencampuran petrol dan oksigen dan pencucuhan mereka menyebabkan pergolakan, yang seterusnya,meningkatkan permukaan pembakaran, secara intensif mengubahnya. Pada masa yang sama, kadar pembakaran bahan api, berkadar dengan kawasan pembakaran, meningkat. Tetapi bintang itu juga bergelora. Gas yang mengalir di dalamnya adalah jarak yang besar dengan kelajuan yang besar, jadi gangguan sedikit dengan cepat menjadikan aliran yang tenang menjadi aliran bergelora. Dalam supernova, buih gelembung panas mesti menggerakkan bahan tersebut, menyebabkan pembakaran nuklear menyebar begitu cepat sehingga bintang tidak mempunyai masa untuk menyusun semula dan memadamkan api.

    Ketam Nebula adalah sisa gas supernova dengan keruntuhan nukleus, letupan yang diperhatikan pada 1054. Di tengahnya ialah bintang neutron (ditunjukkan oleh anak panah) mengeluarkan zarah-zarah yang menjadikan cahaya gas (biru). Gentian luar terutamanya terdiri daripada hidrogen dan helium bintang yang dimusnahkan besar (gambar: www.sciam.ru)

    Dalam enjin pembakaran dalaman yang berfungsi dengan baik, api menyebarkan pada kelajuan subsonik yang dibatasi oleh kadar penyebaran haba melalui bahan – proses sedemikian dipanggil deflagration, atau pembakaran cepat. Dalam enjin "menembak", api menyebarkan pada kelajuan supersonik dalam bentuk gelombang kejutan, menyapu campuran bahan api oksigen dan memampatkannya (letupan).Api termonuklir juga boleh tersebar dalam dua cara. Letupan boleh benar-benar membakar bintang, hanya meninggalkan unsur yang paling "tidak mudah terbakar", seperti nikel dan besi. Bagaimanapun, para astronom mengesan pelbagai jenis unsur dalam produk letupan ini, termasuk silikon, sulfur, dan kalsium. Akibatnya, pembakaran nuklear menyebar, sekurang-kurangnya pada mulanya, seperti penggulingan.

    Dalam tahun-tahun kebelakangan ini, model deflasi haba termonuklear boleh dipercayai. Penyelidik dari University of California (Santa Cruz), University of Chicago dan kumpulan kami bergantung pada program yang dirancang untuk mengkaji pembakaran kimia dan juga untuk ramalan cuaca. Turbulensi adalah proses tiga dimensi yang asasnya. Dalam litar turbulen, tenaga kinetik diagihkan semula dari skala besar ke kecil dan, akhirnya, akan hilang sebagai haba. Aliran suapan dipecah menjadi kepingan yang lebih kecil dan lebih kecil. Oleh itu, pemodelan mestilah tiga dimensi.

    Model supernova mempunyai bentuk cendawan: gelembung panas meningkat dalam medium berlapis, berkerut dan meregangkan dengan pergolakan.Peningkatan kadar tindak balas nuklear yang dipertingkatkan olehnya dalam beberapa saat menyebabkan kerosakan kerdil putih, sisa-sisa yang terbang pada kelajuan kira-kira 10 ribu km / s, yang sepadan dengan gambar yang diperhatikan.

    Tetapi masih tidak jelas mengapa kerdil putih menyala. Di samping itu, deflasi harus mengeluarkan sebahagian besar bahan kerdil tidak berubah, dan pemerhatian menunjukkan bahawa hanya sebahagian kecil bintang tidak berubah. Mungkin, ledakan itu bukan sahaja disebabkan oleh pembakaran yang cepat, tetapi juga letupan, dan punca supernova jenis Ia – bukan sahaja pertambahan bahan ke kerdil putih, tetapi juga gabungan dua kerdil putih.

    Kuburan Graviti

    Satu lagi jenis supernova yang disebabkan oleh kejatuhan inti bintang lebih sukar dijelaskan. Dari sudut pandang pemerhatian, supernova ini lebih pelbagai daripada yang termonuklir: sesetengahnya mempunyai hidrogen, yang lain tidak; sesetengah meletup di dalam medium interstellar yang padat, yang lain di ruang hampir kosong; ada yang mengeluarkan sejumlah besar nikel radioaktif, yang lain tidak. Pelepasan tenaga dan kadar pengembangan juga berbeza-beza. Yang paling kuat dari mereka menghasilkan bukan sahaja letupan supernova klasik, tetapi juga letupan sinar gamma yang panjang (lihat: Gerels N., Leonard P. dan Pyro L. Ledakan terang di Universe // VMN, no.4, 2003).Kepelbagaian sifat ini adalah salah satu daripada banyak misteri. Supernovae dengan keruntuhan nukleus adalah calon utama untuk pembentukan unsur paling berat, seperti emas, plumbum, torium dan uranium, yang hanya dapat dibentuk dalam keadaan khusus. Tetapi tidak ada yang tahu sama ada prasyarat seperti timbul dalam bintang ketika terasnya meletup.

    Walaupun idea keruntuhan nampaknya mudah (semasa mampatan nukleus, tenaga ikatan graviti dilepaskan, kerana lapisan luar bahan dikeluarkan), sukar untuk memahami proses secara terperinci. Pada akhir hayat, bintang dengan jisim lebih daripada 10 kali jisim Matahari membentuk struktur berlapis, dengan kedalaman lapisan elemen semakin berat muncul. Nukleus terdiri terutamanya daripada besi, dan keseimbangan bintang dikekalkan oleh kuantum kuantum elektron. Tetapi pada akhirnya, jisim bintang menghalang elektron, yang ditekan ke dalam nukleus atom, di mana mereka mula bertindak balas dengan proton dan membentuk neutron dan neutrino elektron. Sebaliknya, neutron dan proton selebihnya ditekan antara satu sama lain, sehingga kekuatan mereka sendiri mula bertindak dan menghentikan keruntuhan.

    Pada ketika ini, pemampatan berhenti dan digantikan oleh sambungan. Bahan yang ditarik ke dalam kedalaman graviti, mula sebahagiannya mengalir keluar. Dalam teori klasik, masalah ini diselesaikan dengan bantuan gelombang kejutan, yang berlaku apabila lapisan luar sebuah bintang dengan kelajuan supersonik terbang ke nukleus, yang tiba-tiba melambatkan pemampatannya. Gelombang kejutan bergerak ke luar, memampatkan dan memanaskan bahan dengan mana ia bertembung, dan pada masa yang sama kehilangan tenaganya, akhirnya memudar. Simulasi menunjukkan bahawa tenaga mampatan dengan cepat hilang. Bagaimana, kemudian, apakah bintang meletup sendiri?

    Percubaan pertama untuk menyelesaikan masalah ini adalah kerja Stirling Colgate (Stirling colgate) dan Richard White (Richard putih) 1966, dan kemudian – model komputer Jim Wilson (Jim Wilson), yang dicipta olehnya pada awal 1980-an, ketika mereka bertiga bekerja di Makmal Nasional Livermore. Lawrence Mereka mencadangkan bahawa gelombang kejutan bukan satu-satunya pembawa tenaga dari inti ke lapisan luar bintang itu. Mungkin peranan sokongan dimainkan oleh neutrino yang dilahirkan semasa keruntuhan. Pada pandangan pertama, idea kelihatan pelik: seperti yang anda tahu, neutrinos sangat tidak aktif, mereka berinteraksi begitu lemah dengan zarah lain yang lebih sukar untuk mendaftarkannya.Tetapi dalam bintang yang mengecut, mereka mempunyai lebih banyak tenaga untuk menyebabkan letupan, dan dalam keadaan ketumpatan yang sangat tinggi mereka berinteraksi dengan baik dengan materi. Neutrinos memanaskan lapisan di sekitar nukleus supernova yang runtuh, mengekalkan tekanan dalam gelombang kejutan brek.

    Supernova dengan keruntuhan teras

    1. Supernovae jenis lain dibentuk semasa pemampatan bintang dengan massa lebih daripada 8 kali jisim Matahari. Mereka adalah jenis IbSayac atau II, bergantung kepada ciri yang diperhatikan
    2. Bintang besar di akhir hayat mempunyai struktur berlapis unsur-unsur kimia yang berlainan.
    3. Besi tidak terlibat dalam gabungan nuklear, oleh itu haba tidak dilepaskan di teras. Tekanan gas jatuh dan bahan berbaring di atas bergegas ke bawah.
    4. Dalam beberapa saat, nukleus mengecut dan menjadi bintang neutron. Perkara jatuh memantul bintang neutron dan mencetuskan gelombang kejutan.
    5. Neutrino meloloskan diri dari bintang neutron yang baru lahir, tanpa henti menolak gelombang kejutan
    6. Gelombang kejutan menyapu bintang, merobohkannya

    Model moden dapat mengesan secara terperinci pergerakan huru-hara dalam proses letupan.Bahagian dalamnya ditunjukkan di sini 5.5 jam selepas letupan bermula. Menggerakkan gelembung besar menyokong gelombang kejutan pada jarak 300 juta km. Neutrinos, secara amnya zarah-zarah yang berinteraksi dengan lemah, tergesa-gesa ke luar dalam kuantiti dan dengan tenaga sedemikian sehingga mereka mula memainkan peranan utama. Turbulensi mencampur karbon, oksigen, silikon dan besi dari lapisan dalam (biru, biru) dengan helium di atas ((hijau) dan hidrogen (merah) (Imej: www.sciam.ru)

    Seperti roket

    Tetapi adakah ia satu tambahan yang cukup untuk mengekalkan gelombang dan melengkapkan letupan? Pemodelan komputer menunjukkan bahawa tidak mencukupi. Walaupun fakta bahawa gas menyerap neutrinos dan mengeluarkannya; model menunjukkan bahawa kerugian menguasai, dan oleh itu letupan tidak berfungsi. Tetapi dalam model-model ini ada satu penyederhanaan: bintang di dalamnya dianggap sebagai simetri secara spherikal. Oleh itu, fenomena multidimensi seperti perolakan dan putaran, yang sangat penting, telah diabaikan, kerana supernova yang diperhatikan menghasilkan residu "sombong" yang sangat tidak berbentuk sfera.

    Guitar Nebula adalah gelombang kejutan yang melampaui bintang neutron (di anak panah), yang dibawa melalui gas pada kelajuan 1600 km / s.Untuk memberitahu bintang seperti kelajuan, letupan mesti sangat asimetris (foto: www.sciam.ru)

    Pemodelan multidimensi menunjukkan bahawa plasma dipanaskan di sekeliling nukleus neutrino supernova dan mencipta gelembung pop timbul dan aliran seperti cendawan di dalamnya. Konvensyen memindahkan tenaga kepada gelombang kejutan, menolaknya dan menyebabkan letupan.

    Apabila gelombang letupan melambatkan sedikit, gelembung plasma berkembang panas, dipisahkan oleh bahan sejuk mengalir, bergabung. Secara beransur-ansur, satu atau lebih gelembung dibentuk dikelilingi oleh aliran menurun. Akibatnya, letupan menjadi tidak simetris. Di samping itu, gelombang kejutan yang dihalang boleh cacat, dan kemudian keruntuhan mengambil bentuk satu jam. Ketidakstabilan tambahan timbul apabila gelombang kejutan memecah dan melepasi lapisan non-seragam nenek moyang supernova. Dalam kes ini, unsur kimia disintesis semasa hayat bintang dan semasa letupan bercampur.

    Oleh kerana sisa-sisa bintang pada umumnya terbang dalam satu arah, bintang neutron di tengah memantul ke arah yang lain, seperti papan luncur berguling ketika anda melompat daripadanya.Model komputer kami menunjukkan kadar pemulihan lebih daripada 1000 km / s, yang sepadan dengan gerakan yang diamati oleh banyak bintang neutron. Tetapi sesetengah daripada mereka bergerak perlahan, mungkin kerana gelembung semasa letupan yang membentuk mereka tidak mempunyai masa untuk bergabung. Terdapat satu gambar di mana pelbagai pilihan menjadi hasil dari satu kesan utama.

    Walaupun pencapaian yang signifikan pada tahun-tahun kebelakangan ini, tiada model yang sedia ada menghasilkan pelbagai fenomena yang berkaitan dengan letupan supernova dan mengandungi penyederhanaan. Versi penuh harus menggunakan tujuh dimensi: ruang (tiga koordinat), masa, tenaga neutrino dan halaju neutrino (digambarkan oleh dua koordinat sudut). Selain itu, ini mesti dilakukan untuk ketiga-tiga jenis, atau rasa neutrino.

    Tetapi bolehkah letupan dicetuskan oleh pelbagai mekanisme? Lagipun, medan magnet boleh memintas tenaga putaran bintang neutron yang baru terbentuk dan memberikan dorongan baru kepada gelombang kejutan. Di samping itu, ia akan memerah bahan di sepanjang paksi putaran dalam bentuk dua jet kutub. Kesan-kesan ini akan menerangkan letupan paling kuat.Secara khususnya, letupan sinar gamma boleh dikaitkan dengan jet yang bergerak pada kelajuan cahaya dekat. Mungkin nukleus supernova tersebut runtuh tidak menjadi bintang neutron, tetapi ke dalam lubang hitam.

    Walaupun para ahli teori memperbaiki model mereka, pemerhati cuba menggunakan bukan sahaja radiasi elektromagnet, tetapi juga neutrino dan gelombang graviti. Kejatuhan inti bintang itu, yang menguning pada permulaan letupan dan transformasinya yang mungkin ke dalam lubang hitam tidak hanya membawa kepada pembebasan neutrino yang sengit, tetapi juga menggoncang struktur ruang masa. Tidak seperti cahaya, yang tidak boleh memecahkan lapisan-lapisan yang berlatarbelakangkan, isyarat-isyarat ini berpunca langsung dari neraka yang mengamuk di tengah letupan. Pengesan neutrino baru dan gelombang graviti yang baru dibuat dapat mengangkat tudung ke atas misteri kematian bintang-bintang.

    Kesan Reaktif Supernova

    Pemerhati bertanya-tanya mengapa bintang neutron menyapu seluruh galaksi dengan kelajuan yang luar biasa. Model baru supernova dengan kejatuhan nukleus menawarkan penjelasan berdasarkan asimetri dalaman letupan-letupan ini.

    Bintang neutron yang baru lahir di tengah-tengah letupan baru hampir tenteram.

    Pengaliran asimetri graviti menarik bintang neutron ke arah tertentu,dan perkara yang jatuh pada bintang memberikannya tambahan tambahan

    Kekuatan ini memancarkan bintang neutron. (Menurut undang-undang pemuliharaan momentum, bintang neutron terbang ke arah yang mana jatuh ke atasnya.)


    Simulasi menunjukkan bahawa asimetri telah berkembang pada permulaan letupan. Perbezaan kecil pada permulaan keruntuhan bintang membawa kepada perbezaan besar dalam tahap asimetri.

    Perbezaan ini, pada gilirannya, memperlihatkan diri dalam halaju bintang neutron yang berlainan. Dengan membandingkan kadar yang diramalkan dengan yang diperhatikan, model boleh diuji.

    Kesusasteraan tambahan

    1. Bisnovaty-Kogan A.S. Isu-isu fizikal teori evolusi cemerlang. M:: Sains, 1989.
    2. Hoffmeister K., Richter G., Wenzel V. Bintang berubah. M:: Sains, 1990.
    3. De Jager K. Stars of the luminosity terbesar. M: Mir, 1984.
    4. Kaplan S.A. Fizik bintang. M:: Sains, 1977.
    5. Pskov Yu.P. Baru dan Supernovae. M:: Sains, 1985.
    6. Shklovsky A.S. Supernovae dan isu-isu berkaitan. M:: Sains, 1976.
    7. Letupan Supernova di Alam Semesta. A. Burrows dalam Alam semula jadi, Vol. 403, muka surat 727-733; 17 Februari 2000.
    8. Jenis Sepenuhnya Model Ledakan Ia Supernova. F.K. Röpke dan W. Hillebrandt di Astronomi dan Astrofizik, Vol. 431, tidak. 2, muka surat 635-645; Februari 2005. Cetakan tersedia di arxiv.org/abs/astro-ph/0409286
    9. The Physics of Core-Collapse Supernovae. S. Woosley dan H.-Th. Janka dalam Fizik Alam, Vol. 1, tidak. 3, muka surat 147-154; Disember 2005. Cetak boleh didapati di arxiv.org/abs/astro-ph/0601261
    10. Simulasi Supernova Multidimensi dengan Pengangkutan Neutrino Approximative. L. Scheck, K. Kifonidis, H.-Th. Janka dan E. Müller dalam Astronomi dan astrofizik (dalam akhbar). Cetakan tersedia di arxiv.org/abs/astro-ph/0601302

Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: