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II型超新星

Ⅱ型超新星（罗马数字2），也称为核塌缩超新星，是大质量恒星由内部塌缩引发剧烈爆炸的结果，在分类上是激变变星的一个分支。能造成内部塌缩的恒星，质量至少是太阳质量的9倍。[1]

超新星1987 A爆炸后的残骸，它是在大麦哲伦星系的一颗Ⅱ型超新星。 图片来源：NASA 。

大质量恒星由核聚变产生能量，与太阳不同的是，这些恒星的质量能够合成原子量比氢和氦更重的元素，恒星的演化供应和储存质量更大的核聚变燃料，直到铁元素被制造出来。但是铁的核聚变不能产生能量来支撑恒星，所以核心的质量改由电子简并压力来支撑。这种压力来自属于费米子的电子，在恒星被压缩时不能在原子核内拥有相同的能量状态。（参考泡利不相容原理）

当铁核的质量大于1.44太阳质量（钱德拉塞卡极限），接着就会发生内爆。快速的收缩使核心被加热，导致快速的核反应形成大量的中子和中微子。塌缩被中子的短距力阻止，造成内爆转而向外。向外传递的震波有足够的能量将环绕在周围的物质推挤掉，形成超新星的爆炸。[2]

Ⅱ型超新星的爆炸有几种不同的类型，可以依据爆炸后的光度曲线－光度对爆炸后的时间变化图－来分类。Ⅱ-L超新星显示出稳定的线性光度下降；而Ⅱ-P超新星在一段正常的光度下降之后，呈现出平缓的下降（高原），才会再持续正常的下降曲线。通常这些塌缩超新星的光谱中也会出现氢的光谱，虽然Ib和Ic超新星也是将氢和氦（Ic超新星）的壳层抛出的核心塌缩大质量恒星，但它们的光谱看起来却缺乏这些元素。

形成

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在核心塌缩之前，演化中的恒星一层层的结构像颗巨型的洋葱（未依照比例）。图中构成物由外层起始乃氢、氦、碳、氖、氧、硅、铁。

质量比太阳大的恒星演化过程远比太阳复杂。在太阳的核心，氢经由融合成为氦，释放出的热能加热太阳的核心和提供压力来支撑太阳的壳层阻止核心的塌缩（参考流体静力平衡）。在核心制造和堆积的氦，因为温度不够高不足以造成进一步的核聚变。最后，当核心的氢枯竭时，融合开始减缓，同时重力造成核心开始收缩。由收缩提高的温度足够造成短期间的氦融合，这在恒星的生命期中通常短于10%。质量低于8倍太阳质量的恒星，由氦融合产生的碳不能做为燃料，恒星将会逐渐冷却成为白矮星。[3][4] 白矮星如果有邻近的伴星，则可能成为Ia超新星。

质量更大的恒星，无论如何只要质量足够，就能在氦燃烧阶段结束后创造更高的温度和压力，让核心的碳成为燃料开始进一步的核聚变。当更重的元素在这些大质量恒星的核心形成时，这些元素像洋葱一样一层层的堆积著，最外层的是氢元素，包围着的内层是由氢融合成的氦，氦又包围着更内层由3氦过程转换成的碳，越往内层是越重的元素。这些大质量恒星的演化不断进行重复的步骤：先是在核心的燃烧停止，然后开始收缩使温度和压力升高，直到能进行下一阶段的核聚变，再点燃阻止核心的收缩。[3][4]

过程 主燃料 主产物 25 M☉恒星[5]
温度
K 		密度
克／公分3 		持续时间
年
氢燃烧 氢 氦 ～7×107 K ～10 ～1千万年
3氦过程 氦 碳、氧 ～2×108 K ～2000 ～1 百万年
碳燃烧 碳 氖、钠、镁、铝 ～8×108 K ～106 ～1000年
氖燃烧 氖 氧、镁 ～1.6×109 K ～107 ～3 年
氧燃烧 氧 硅、硫、氩、钙 ～1.8×109 K ～107 ～0.3 年（110天）
硅燃烧 硅 镍（衰变成铁） 3.5×109 K ～108 ～14 天[6]

核心塌缩

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这个过程的限制是经由核聚变产生的总能量，这个能量与将这些核子约束在一起的束缚能有关，也与核子的数量有关，每一步骤都导致更重的元素产生，但释放出来的能量也越来越少。这个过程一直持续到镍-56的产生（会经由放射性衰变成为铁-56），因为铁和镍是所有元素中每单位核子束缚能最高的，[7] 不再能经由核聚变释放出能量，而镍-铁核会持续成长。[4][8] 这个核心在重力的巨大压力下，当恒星未能够进一步提高温度和压力的核聚变支撑时，它只能靠电子简并压力支撑著。在这种情况下，物质的密度是如此的高，将迫使电子占据相同的能阶，然而这违背了费米子（像是电子）必须遵守的泡利不相容原理。

当核心的大小超过了钱德拉塞卡极限时，简并压力将不足以支撑，灾难性的塌缩随即开始。[9]核心的外围部分向核心塌缩的速度将高达70,000公里／秒（光速的23%）[10] 快速的收缩使核心的温度上升，产生高能量的γ射线将铁核衰变成氦和自由中子（光致蜕变）。当核心的密度增加，氦核变得精力充沛，有利于电子和质子经由电子的吸收（反β衰变）成为中子和被称为中微子的基本粒子。因为中微子难于和一般物质作用，所以能够从核心逃逸，并且带走能量加速了核心的塌缩，这些都在毫秒的时标内进行。当核心与恒星的外壳分离时，有些中微子会被外层吸收，开始超新星的爆炸。[11]

对Ⅱ型超新星而言，塌缩终究会被中子与中子的短距交互作用斥力（以强作用力为媒介），也就是中子的简并压力阻挡住，而形成密度与原子核相似的核心。塌缩一旦停止，向核心掉落的物质将会反弹，造成像外传播的冲激波。来自震波的能量会使核心的重元素解离，使震波的能量减少，可能在外核之内造成使爆炸停顿的作用。[12]

核心塌缩阶段的高密度和充沛能量，仅有中微子能够逃离核心；质子和电子则经由电子捕获形成中子和电中微子。一颗典型的Ⅱ型超新星，新形成的中子核心的初始温度大约在一千亿K；105的太阳核心温度。这些热能必须被发泄掉才能形成稳定的中子星（否则中子将会沸腾），这将经由中微子进一步的发射来完成。[13]这些“热”中微子形成中微子-反中微子对的味，并且总数是电子捕获中微子的数倍。[14] 这两种中微子的产生机制将核心塌缩的重力位能转换成10秒钟的中微子爆炸，释放出1046焦耳的能量（100 foes）[15]

虽然还不能清楚的完整了解“大约1044焦耳（1 foe）的能量会被再吸收而失去冲激的作用”导致爆炸的过程，[12]在超新星1987A的爆炸事件中，已经实际的观测到由超新星爆炸引起的中微子，这使得主流的天文学家认为核心塌缩的情节基本上是正确的。以水为基的神冈II和IMB都检测出了来自热能的反中微子[13]，而以镓-71为基的Baksan则侦测到来自热和电子捕获的中微子（轻子数 = 1）。


 
一颗大质量恒星在核心的演化 (a)元素以像洋葱状的壳层进行核聚变，直到形成铁核 (b) 质量达到钱德拉塞卡极限，核心开始塌缩。核心的内部被压缩形成中子(c)，造成掉落的物质反弹(d) 和形成向外传播的冲激波（红色）。震波开始隔绝(e)，但是它经由中微子的交互作用恢复生气。周围的物质被摧毁并离开(f)，仅留下简并后的残骸。

当原始恒星的质量低于20 太阳质量（根据爆炸的力量和反弹回的物质总量），核心崩溃后的简并残骸是一颗中子星。[10] 超过这个质量，崩溃后的残骸是一个黑洞。[4][16] 理论上，这一类核心塌缩的质量极限是40－50 太阳质量，超过这个质量的恒星，相信会不经过超新星爆炸就直接塌缩成为一颗黑洞，[17]但是在不确定的超新星模型上进行这些演算，这样的极限也是不确定的。

理论的模型

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粒子物理学的标准模型是在理论上描述基本粒子在四种已知的基本作用力中的三种之间，是如何建立起所有的物质。这种理论能够预测基本粒子在许多情况下是如何互动的。对超新星，在超新星内的每个微粒，典型的都有1至150皮焦耳（10至数百万的百万电子伏特）的能量。[18] 每个微粒在超新星的环境中所拥有的能量，相对来说是非常小的，因此从粒子物理学的标准模型所做的预测基本上是正确的，但是准模型也许要在高密度上做些修正。[19]特别是地球上的粒子加速器已经可以创造出比在超新星内发现的能量更高的高能粒子。[20]但是，这些实验只是单独的粒子对粒子之间的交互作用，而在高密度的超新星内部很可能会导致新的作用。在超新星内，中微子可能和其它的粒子之间有弱核力，这一部分应该要好好的了解。无论如何，质子和中微子之间的强核力，仍是所知甚少的部分。[21]

对Ⅱ型超新星尚不了解的主要问题是，中微子的喷发如何将能量转移给恒星其余的部分，产生造成恒星爆炸的冲激波。从以上的研究，仅需要转移1%的能量就可以导致爆炸，但即使参与的微粒之间的交互作用已经被充分的了解，要解释如何调动这1%的能量仍是非常困难的。 在1990年代，一种复杂的对流反转模型被提出来，它建议经由对流作用，无论是由底层的中微子往上，或是上层的一般物质往下，完整的过程先毁坏原来的恒星，比铁重的元素在爆炸中经由电子捕获而形成，并且在中微子的压力逼迫下形成"中微子层"的边界，种入在四周围充满了恒星早先形成的气体和尘埃云气的空间之中。[22]

由标准模形塑造的中微子物理学，是理解这个过程的关键。[19]其他关键领域的研究还包括造成恒星死亡的等离子体流体动力学：当核心塌缩时它的行为如何，何时和如何确定“冲激波”的形成，何时和如何“停顿”，又如何再活化。[23]电脑模拟曾经很成功的计算出Ⅱ型超新星在冲激波形成之后的行为。在不理会爆炸的第一秒钟，并且假设爆炸已经开始，天文物理学家已经能够详细的预测超新星产生的元素和预期超新星的光度曲线。[24][25][26]

光度曲线和不寻常的光谱

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这张图是光度（相对于太阳）对时间的函数，显示出Ⅱ-L超新星和Ⅱ-P超新星的光度曲线特征。

当Ⅱ型超新星的光谱被研究之后，一般说来会有氢原子吸收能量特征的巴耳末吸收线 —，这条谱线的出现可以用来与Ia超新星有所区别。

当Ⅱ型超新星的光度被描绘一段时间之后，会在典型特征的亮度高峰之后出现光度的下降，光度区线平均以每天0.008星等的斜率下降，这比Ia超新星的速率要慢许多。II型超新星可以依据光度曲线的形式分成两种类型，Ⅱ-L超新星在亮度高峰之后呈现稳定的（线性）光度下降。相对的，Ⅱ-P超新星的光度曲线在下降中会有独具特色的平坦展开（称为高原），在这期间光度以更平缓的速率下降。Ⅱ-L的净光度衰减率是低于每天0.012星等，相较于Ⅱ-P的净衰减率是每天0.0075星等。 [27]

因此造成了两这者的光度曲线有所不同，在Ⅱ-L超新星的状况下，原始恒星的氢壳机乎完全都被清除了[27]。Ⅱ-P超新星的高原是外面不透明层的变化造成的，冲激波剥离了氢原子的电子，将外面的氢游离，造成了不透明度重大的改变，阻止了部分爆炸时产生的光子脱离。一旦这些氢开始冷却并再结合成原子，外层就逐渐变得透明。[28]

Ⅱ型超新星的光谱会有不寻常的形状，Ⅱn超新星可能有喷出物与星周物质产生交互作用，[29] Ⅱb超新星可能是更重的恒星因为伴星的潮汐剥离失去了大部分但不是全部的氢壳。当IIb的喷出物膨胀时，氢壳很快的变得更为透明，而显露出更深的内层。[30]

Ⅱn型超新星

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"n"代表狭窄，这表示出现在光谱中的氢谱线宽度是非常狭窄或是适中的。在宽度适中的事例中，来自爆炸的喷出物可能与星体附近的气体 － 星周环的介质 － 有着强烈的互动[31][32]。有征兆指出它们与在爆炸前损失大量质量的高光度蓝变星类似，有着相同的起源[33]。SN 2005gl是IIn型超新星的一个例子；SN 2006gy，一颗极端高能超新星，也许是另一个例子[34]。

Ⅱb型超新星

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Ⅱb型超新星的光谱最初有一条微弱的氢线，这也是它被分为Ⅱ型超新星的缘故。在它的光度曲线中，于第一个高峰之后有第二个高峰，这非常类似于Ib超新星。其母恒星可能是联星系中的一颗巨星，在与伴星的交互作用中失去了绝大部分的氢，只留下了几乎全部是氦的核心[35]。当Ⅱb超新星爆炸时，它的喷出物使氢气层很快的变成更为透明并且露出更深的内层[35]。Ⅱb超新星，这一类型的经典例子是SN 1993J[36][37]，另一个例子是仙后座A[38]。

极超新星（崩塌星）

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主条目：极超新星

质量更大的恒星发生核心塌缩则不可能停滞不前，简并压力和中子的斥力都只能支撑不超过托尔曼-欧本海默-瓦可夫极限的中子星质量，大约是3倍的太阳质量。[39]超过这个极限，核心的塌缩会直接形成黑洞，[17]或许就是极超新星的爆炸（仍然只是理论）。在提出的极超新星机制中（所谓的崩塌星），两股极高能量的等离子喷流从恒星的自转轴以接近光速的速度喷出。这些喷流散发出强烈的γ射线，并且是许多γ射线爆发（GRB）的候选者之一。[40]

相关条目

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脚注与参考文献

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  1. ^ Gilmore, Gerry. The Short Spectacular Life of a Superstar. Science. 2004, 304 (5697): 1915–1916 [2007-05-01]. （原始内容存档于2009-02-01）. 
  2. ^ Staff. Introduction to Supernova Remnants. NASA Goddard/SAO. 2006-09-07 [2007-05-01]. （原始内容存档于2019-05-27）. 
  3. ^ 3.0 3.1 Richmond, Michael. Late stages of evolution for low-mass stars. Rochester Institute of Technology. [2006-08-04]. （原始内容存档于2017-09-04）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 Hinshaw, Gary. The Life and Death of Stars. NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission. 2006-08-23 [2006-09-01]. （原始内容存档于2013-06-03）. 
  5. ^ M. Liongi and A. Chieffi: Massive Stars. [2007-11-27]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  6. ^ The physics of core collapse supernovae, Woosley and Janka. [2007-11-27]. （原始内容存档 (PDF)于2020-05-10）. 
  7. ^ Fewell, M. P. The atomic nuclide with the highest mean binding energy. American Journal of Physics. 1995, 63 (7): 653–658 [2007-02-01]. （原始内容存档于2011-03-22）. 
  8. ^ Fleurot, Fabrice. Evolution of Massive Stars. Laurentian University. 1988 [2007-08-13]. （原始内容存档于2017-05-21）. 
  9. ^ E. H. Lieb, H.-T. Yau. A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. Astrophysical Journal. 1987, 323 (1): 140–144 [2007-02-01]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  10. ^ 10.0 10.1 C. L. Fryer, K. C. B. New. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Max Planck Institute for Gravitational Physics. 2006-01-24 [2006-12-14]. （原始内容存档于2006-12-13）. 
  11. ^ T. Hayakawa, N. Iwamoto, T. Kajino, T. Shizuma, H. Umeda, K. Nomoto. Principle of Universality of Gamma-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosions. The Astrophysical Journal. 2006, 648: L47–L50. 
  12. ^ 12.0 12.1 C. L. Fryer, K. B. C. New. Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1. Los Alamos National Laboratory. 2006-01-24 [2006-12-09]. （原始内容存档于2006-10-13）. 
  13. ^ 13.0 13.1 Mann, Alfred K.. Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. New York: W. H. Freeman. 1997: p. 122 [2007-11-27]. ISBN 0716730979. （原始内容存档于2008-05-05）. 
  14. ^ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Stardust: Supernovae and Life - The Cosmic Connection. New Haven: Yale University Press. 2000: page 173 [2007-11-27]. ISBN 9780300090970. （原始内容存档于2014-12-10）. 
  15. ^ S. Barwick, J. Beacom; et al. APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group (PDF). American Physical Society. 2004-10-29 [2006-12-12]. （原始内容存档 (PDF)于2018-12-16）. 
  16. ^ Chris L., Michael. Black Hole Formation from Stellar Collapse. Classical and Quantum Gravity. 2003, 20 (10): S73–S80 [2007-02-01]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  17. ^ 17.0 17.1 Fryer, Chris L. Mass Limits For Black Hole Formation. The Astrophysical Journal. 1999, 522 (1): 413–418 [2007-02-01]. （原始内容存档于2019-10-07）. 
  18. ^ R. G. Izzard, E. Ramirez-Ruiz, C. A. Tout. Formation rates of core-collapse supernovae and gamma-ray bursts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2004, 348 (4): 1215. 
  19. ^ 19.0 19.1 M. Rampp, R. Buras, H.-Th. Janka, G. Raffelt. Core-collapse supernova simulations: Variations of the input physics. Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics". Ringberg Castle, Tegernsee, Germany: 119–125. February 11–16, 2002 [2006-12-14]. （原始内容存档于2017-11-09）. 
  20. ^ The OPAL Collaboration, K. Ackerstaff; et al. Tests of the Standard Model and Constraints on New Physics from Measurements of Fermion-pair Production at 189 GeV at LEP.. [Submitted to] The European Physical Journal C. 1998, 2: 441–472 [2007-03-18]. （原始内容存档于2007-03-21）. 
  21. ^ Staff. The Nobel Prize in Physics 2004. Nobel Foundation. 2004-10-05 [2007-05-30]. （原始内容存档于2007-05-03）. 
  22. ^ Stover, Dawn. Life In A Bubble. Popular Science. 2006, 269 (6): 16. 
  23. ^ H.-Th. Janka, K. Langanke, A. Marek, G. Martinez-Pinedo, B. Mueller. Theory of Core-Collapse Supernovae. Bethe Centennial Volume of Physics Reports [submitted]. 2006 [2007-02-01]. （原始内容存档于2015-12-23）. 
  24. ^ S.I. Blinnikov, F.K. Röpke, E.I. Sorokina, M. Gieseler, M. Reinecke, C. Travaglio, W. Hillebrandt, M. Stritzinger. Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova. Astronomy and Astrophysics. 2006, 453 (1): 229–240 [2007-02-01]. （原始内容存档于2018-10-05）. 
  25. ^ Young, Timothy R. A Parameter Study of Type II Supernova Light Curves Using 6 M He Cores. The Astrophysical Journal. 2004, 617 (1): 1233–1250 [2007-02-01]. [失效链接]
  26. ^ A. Heger, T. Rauscher, R.D. Hoffman, S.E. Woosley. Nucleosynthesis in Massive Stars Using Extended Adaptive Nuclear Reaction Networks. AIP Conference Proceedings 561. Tours, France: American Institute of Physics: 44. September 4–7, 2000 [2006-12-13]. ISBN 1-56396-996-3. （原始内容存档于2017-11-14）. 
  27. ^ 27.0 27.1 J. B. Doggett, D. Branch. A Comparative Study of Supernova Light Curves. Astronomical Journal. 1985, 90: 2303–2311 [2007-02-01]. （原始内容存档于2019-10-17）. 
  28. ^ Type II Supernova Light Curves. Swinburne University of Technology. [2007-03-17]. （原始内容存档于2019-10-17）. 
  29. ^ A. Pastorello, M. Turatto, S. Benetti, E. Cappellaro, I.J. Danziger, P.A. Mazzali, F. Patat, A.V. Filippenko, D.J. Schlegel, T. Matheson. The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2002, 333 (1): 27–38 [2007-02-01]. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  30. ^ Utrobin, V. P. Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J. Astronomy and Astrophysics. 1996, 306: 219–231 [2007-02-01]. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  31. ^ Alexei V. Filippenko. Optical spectra of supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1997-09-01, 35 (1): 309–355 [2018-04-02]. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309. （原始内容存档于2019-02-16）. 
  32. ^ Pastorello, A.; Turatto, M.; Benetti, S.; Cappellaro, E.; Danziger, I. J.; Mazzali, P. A.; Patat, F.; Filippenko, A. V.; Schlegel, D. J.; Matheson, T. The type IIn supernova 1995G: interaction with the circumstellar medium. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2002, 333 (1): 27–38. Bibcode:2002MNRAS.333...27P. arXiv:astro-ph/0201483  . doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x. 
  33. ^ Michael Kiewe; Avishay Gal-Yam; Iair Arcavi; Leonard; Emilio Enriquez; Bradley Cenko; Fox; Dae-Sik Moon; Sand. Caltech Core-Collapse Project (CCCP) observations of type IIn supernovae: typical properties and implications for their progenitor stars. 2010. arXiv:1010.2689   [astro-ph.CO]. 
  34. ^ Nathan Smith, Ryan Chornock, Jeffrey M. Silverman, Alexei V. Filippenko, Ryan J. Foley. Spectral Evolution of the Extraordinary Type IIn Supernova 2006gy. The Astrophysical Journal. 2010, 709 (2): 856 [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637x/709/2/856 （英语）. 
  35. ^ 35.0 35.1 Utrobin, V. P. Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J. Astronomy and Astrophysics. 1996, 306 (5940): 219–231. Bibcode:1996A&A...306..219U. 
  36. ^ K. Nomoto, T. Suzuki, T. Shigeyama, S. Kumagai, H. Yamaoka, H. Saio. A type IIb model for supernova 1993J. Nature. 1993/08, 364 (6437): 507–509 [2018-04-02]. ISSN 1476-4687. doi:10.1038/364507a0. （原始内容存档于2019-10-17） （英语）. 
  37. ^ Roger A. Chevalier, Alicia M. Soderberg. Type IIb Supernovae with Compact and Extended Progenitors. The Astrophysical Journal Letters. 2010, 711 (1): L40 [2018-04-02]. ISSN 2041-8205. doi:10.1088/2041-8205/711/1/l40 （英语）. 
  38. ^ Oliver Krause, Stephan M. Birkmann, Tomonori Usuda, Takashi Hattori, Miwa Goto, George H. Rieke, Karl A. Misselt. The Cassiopeia A Supernova Was of Type IIb. Science. 2008-05-30, 320 (5880): 1195–1197 [2018-04-02]. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1155788. （原始内容存档于2018-06-01） （英语）. 
  39. ^ Bombaci, I. The maximum mass of a neutron star. Astronomy and Astrophysics. 1996, 305: 871–877 [2007-02-01]. （原始内容存档于2019-03-30）. 
  40. ^ Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked. European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO). 2003-06-18 [2006-10-30]. （原始内容存档于2006-11-02）. 
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