Πώς οι μαζικοί αστέρες καίνε γρήγορα τα πυρηνικά καύσιμα και εκρήγνυνται, επηρεάζοντας το περιβάλλον τους
Ενώ τα αστέρια με χαμηλότερη μάζα εξελίσσονται σχετικά ήπια σε κόκκινους γίγαντες και λευκούς νάνους, οι μαζικοί αστέρες (≥8 M⊙) ακολουθούν μια δραματικά διαφορετική και συντομότερη πορεία. Εξαντλούν γρήγορα τα πυρηνικά καύσιμα, διαστέλλονται σε λαμπρούς υπεργίγαντες και τελικά υφίστανται καταστροφικές υπερκαινοφανείς κατάρρευσης πυρήνα, απελευθερώνοντας τεράστιες ενέργειες. Αυτές οι λαμπρές εκρήξεις όχι μόνο τερματίζουν τη ζωή του αστέρα, αλλά εμπλουτίζουν το διααστρικό μέσο με βαριά στοιχεία και κρουστικά κύματα – παίζοντας καθοριστικό ρόλο στην κοσμική εξέλιξη. Σε αυτό το άρθρο θα συζητήσουμε την εξέλιξη αυτών των μαζικών αστέρων από τη βασική ακολουθία έως τα στάδια των υπεργιγάντων, καταλήγοντας στην έκρηξη, όπου η κατάρρευση του πυρήνα σχηματίζει αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες, και θα εξετάσουμε πώς αυτά τα γεγονότα επεκτείνονται σε γαλαξίες.
1. Ορισμός αστέρων υψηλής μάζας
1.1 Όρια μάζας και αρχικές συνθήκες
Οι «αστέρες υψηλής μάζας» συνήθως αναφέρονται σε αυτούς με αρχική μάζα ≥8–10 M⊙. Τέτοιοι αστέρες:
- Ζουν λιγότερο στη βασική ακολουθία (μερικά εκατομμύρια χρόνια) λόγω της γρήγορης σύνθεσης υδρογόνου στον πυρήνα.
- Σχηματίζονται συχνά σε μεγάλες συμπλέγματα μοριακών νεφών, συνήθως ως μέρη ομάδων αστέρων.
- Έχουν ισχυρούς αστρικούς ανέμους και υψηλότερη ακτινοβολία, επηρεάζοντας δραστικά τις τοπικές διααστρικές συνθήκες.
Σε αυτήν την ευρεία κατηγορία, τα πιο μαζικά αστέρια (τύπου O, ≥20–40 M⊙) μπορούν να χάσουν τεράστιες μάζες μέσω ανέμων πριν από την τελική κατάρρευση, πιθανώς σχηματίζοντας αστέρια Wolf–Rayet σε μεταγενέστερα στάδια.
1.2 Γρήγορη καύση στη βασική ακολουθία
Στην αρχή, η θερμοκρασία του πυρήνα των αστέρων με μεγάλη μάζα αυξάνεται αρκετά (~1.5×107 K), ώστε να ευνοείται η χρήση του κύκλου CNO αντί της αλυσίδας πρωτονίου-πρωτονίου για τη σύνθεση υδρογόνου. Η ισχυρή εξάρτηση του κύκλου CNO από τη θερμοκρασία εξασφαλίζει πολύ υψηλή ακτινοβολία, τροφοδοτώντας έντονη ακτινοβολιακή πίεση και σύντομους χρόνους ζωής στη βασική ακολουθία [1,2].
2. Στη βασική ακολουθία: μετατροπή σε υπεργίγαντα
2.1 Εξάντληση υδρογόνου πυρήνα
Όταν το υδρογόνο του πυρήνα εξαντλείται, το αστέρι αποχωρεί από την κύρια ακολουθία:
- Σύμπτυξη πυρήνα: Όταν η σύνθεση μετακινείται στο κέλυφος καύσης υδρογόνου γύρω από τον αδρανειακό πυρήνα ηλίου, ο πυρήνας ηλίου συστέλλεται και θερμαίνεται, ενώ το εξωτερικό στρώμα διαστέλλεται.
- Φάση υπεργίγαντα: Τα εξωτερικά στρώματα του αστεριού διαστέλλονται, μερικές φορές αυξάνοντας την ακτίνα του Ήλιου εκατοντάδες φορές, γίνονται κόκκινος υπεργίγαντας (RSG) ή, υπό ορισμένες συνθήκες μεταλλικότητας/μάζας, μπλε υπεργίγαντας (BSG).
Το αστέρι μπορεί να ταλαντεύεται μεταξύ καταστάσεων RSG και BSG, ανάλογα με τους δείκτες απώλειας μάζας, την εσωτερική ανάμειξη ή τα επεισόδια στρωματοποιημένης καύσης.
2.2 Προχωρημένα στάδια καύσης
Τα μαζικά αστέρια περνούν από διαδοχικά στάδια καύσης στον πυρήνα:
- Καύση ηλίου: Παράγει άνθρακα και οξυγόνο μέσω των αντιδράσεων triple–alpha και alpha capture.
- Καύση άνθρακα: Παράγει νέον, νάτριο και μαγνήσιο σε πολύ μικρότερο χρονικό διάστημα.
- Καύση νεονίου: Παράγει οξυγόνο και μαγνήσιο.
- Καύση οξυγόνου: Παράγει πυρίτιο, θείο και άλλα προϊόντα ενδιάμεσων στοιχείων.
- Καύση πυριτίου: Τελικά σχηματίζει πυρήνα σιδήρου (Fe).
Κάθε φάση συμβαίνει πιο γρήγορα από την προηγούμενη, μερικές φορές σε τα μεγαλύτερα αστέρια η καύση πυριτίου διαρκεί μόνο λίγες μέρες ή εβδομάδες. Αυτή η γρήγορη πρόοδος οφείλεται στην υψηλή ακτινοβολία του αστεριού και τις μεγάλες ενεργειακές ανάγκες [3,4].
2.3 Απώλεια μάζας και άνεμοι
Κατά τη διάρκεια όλων των φάσεων του υπεργίγαντα, ισχυροί αστρικοί άνεμοι αφαιρούν μάζα από το αστέρι, ειδικά αν είναι καυτό και ακτινοβολεί. Στην περίπτωση πολύ μαζικών αστεριών, η απώλεια μάζας μπορεί να μειώσει δραστικά τη τελική μάζα του πυρήνα, αλλάζοντας την εξέλιξη της υπερκαινοφανούς ή το δυναμικό σχηματισμού μαύρης τρύπας. Σε ορισμένες περιπτώσεις, το αστέρι περνά στη φάση Wolf–Rayet, αποκαλύπτοντας χημικά επεξεργασμένα στρώματα (που περιέχουν ήλιο ή άνθρακα) αφού απορρίψει το εξωτερικό στρώμα υδρογόνου.
3. Πυρήνας σιδήρου και κατάρρευση πυρήνα
3.1 Επίτευξη του τέλους: σχηματισμός πυρήνα σιδήρου
Όταν η καύση του πυριτίου συσσωρεύει στοιχεία κορυφής σιδήρου στον πυρήνα, η περαιτέρω εξώθερμη σύνθεση δεν είναι δυνατή – η σύνθεση σιδήρου δεν απελευθερώνει καθαρή ενέργεια. Εφόσον δεν υπάρχει νέα πηγή ενέργειας που να μπορεί να αντισταθεί στη βαρύτητα:
- Ο αδρανειακός πυρήνας σιδήρου αυξάνεται από την στρωματοποιημένη καύση.
- Η μάζα του πυρήνα υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar (~1.4 M⊙), επομένως η πίεση εκφυλισμού των ηλεκτρονίων δεν έχει πλέον αρκετή δύναμη.
- Ανεξέλεγκτη κατάρρευση: Ο πυρήνας συρρικνώνεται μέσα σε χιλιοστά του δευτερολέπτου, φτάνοντας πυρηνικές πυκνότητες [5,6].
3.2 Ανάκρουση πυρήνα και κύμα κρούσης
Όταν ο πυρήνας συρρικνώνεται σε νετρονιοπλούσιο υλικό, οι πυρηνικές δυνάμεις απωθούν και οι ροές νετρίνων ωθούν προς τα έξω, δημιουργώντας κύμα κρούσης. Αυτό το κύμα μπορεί προσωρινά να σταματήσει μέσα στον αστέρα, αλλά η θέρμανση από τα νετρίνα (και άλλοι μηχανισμοί) μπορεί να το αναζωογονήσει, εκτοξεύοντας το τεράστιο εξωτερικό στρώμα του αστέρα μέσω υπερκαινοφανούς κατάρρευσης πυρήνα (τύπου II, Ib ή Ic, ανάλογα με τη σύνθεση της επιφάνειας). Αυτή η έκρηξη μπορεί προσωρινά να φωτίσει ολόκληρους γαλαξίες.
3.3 Αστέρας νετρονίων ή μαύρη τρύπα ως υπόλειμμα
Το υπόλειμμα του συρρικνωμένου πυρήνα μετά την υπερκαινοφανή γίνεται:
- Αστέρας νετρονίων (~1.2–2.2 M⊙), εάν η μάζα του πυρήνα βρίσκεται εντός των ορίων σταθερού αστέρα νετρονίων.
- Μαύρη τρύπα αστέρα, εάν η μάζα του πυρήνα υπερβαίνει το μέγιστο όριο αστέρα νετρονίων.
Έτσι, τα αστέρια μεγάλης μάζας δεν σχηματίζουν λευκούς νάνους, αλλά αντίθετα δημιουργούν εξωτικά συμπαγή αντικείμενα – αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες, ανάλογα με τις τελικές συνθήκες του πυρήνα [7].
4. Έκρηξη υπερκαινοφανούς και επιπτώσεις
4.1 Ακτινοβολία και σύνθεση στοιχείων
Οι υπερκαινοφανείς κατάρρευσης πυρήνα μπορούν να εκπέμψουν τόση ενέργεια μέσα σε λίγες εβδομάδες όση ο Ήλιος σε όλη τη διάρκεια ζωής του. Η έκρηξη επίσης συνθέτει βαρύτερα στοιχεία (βαρύτερα από το σίδηρο, εν μέρει μέσω νετρονιοπλούσιων περιβαλλόντων στην κρούση), αυξάνοντας τη μεταλλικότητα του διααστρικού μέσου καθώς τα εκτινασσόμενα υλικά διασκορπίζονται. Στοιχεία όπως το οξυγόνο, το πυρίτιο, το ασβέστιο και ο σίδηρος είναι ιδιαίτερα άφθονα στα υπολείμματα των υπερκαινοφανών τύπου II, συνδέοντας το θάνατο των μαζικών αστέρων με τον κοσμικό χημικό εμπλουτισμό.
4.2 Κύματα κρούσης και εμπλουτισμός του ISM
Το κύμα έκρηξης της υπερκαινοφανούς επεκτείνεται προς τα έξω, συμπιέζοντας και θερμαίνοντας τα περιβάλλοντα αέρια, συχνά προκαλώντας το σχηματισμό νέων αστέρων ή διαμορφώνοντας τη δομή των σπειροειδών βραχιόνων ή των περιβλημάτων του γαλαξία. Χημικά προϊόντα από κάθε υπερκαινοφανή σπέρνουν στις μελλοντικές γενιές αστέρων βαρύτερα στοιχεία απαραίτητα για το σχηματισμό πλανητών και τη χημεία της ζωής [8].
4.3 Παρατηρησιακές ταξινομήσεις (II, Ib, Ic)
Οι υπερκαινοφανείς κατάρρευσης πυρήνα ταξινομούνται με βάση το οπτικό φάσμα:
- Τύπος II: Στα φάσματα ανιχνεύονται γραμμές υδρογόνου, χαρακτηριστικές των πρωτοτύπων των ερυθρών υπεργιγάντων που διατηρούν το υδρογονικό τους περίβλημα.
- Τύπος Ib: Λείπει το υδρογόνο, αλλά ανιχνεύονται γραμμές ηλίου, συχνά συνδεδεμένες με αστέρια Wolf–Rayet που έχουν χάσει το υδρογονικό τους περίβλημα.
- Τύπος Ic: Τόσο το υδρογόνο όσο και το ήλιο αφαιρούνται, αφήνοντας έναν καθαρό πυρήνα άνθρακα–οξυγόνου.
Αυτές οι διαφορές αντικατοπτρίζουν πώς η απώλεια μάζας ή η δυαδική αλληλεπίδραση επηρεάζει τα εξωτερικά στρώματα του αστέρα πριν από την κατάρρευση.
5. Ο ρόλος της μάζας και της μεταλλικότητας
5.1 Η μάζα καθορίζει τη διάρκεια ζωής και την ενέργεια έκρηξης
- Πολύ υψηλή μάζα (≥30–40 M⊙): Η ακραία απώλεια μάζας μπορεί να μειώσει την τελική μάζα του αστέρα, σχηματίζοντας υπερκαινοφανή τύπου Ib/c ή άμεση κατάρρευση σε μαύρη τρύπα, αν ο αστέρας έχει επαρκώς απογυμνωθεί.
- Μέση υψηλή μάζα (8–20 M⊙): Συχνά σχηματίζει κόκκινους υπεργίγαντες, υφίσταται υπερκαινοφανή τύπου II, αφήνοντας πίσω αστέρα νετρονίων.
- Χαμηλότερη υψηλή μάζα (~8–9 M⊙): Μπορεί να προκαλέσει υπερκαινοφανή απορρόφησης ηλεκτρονίων ή οριακό αποτέλεσμα, μερικές φορές σχηματίζοντας έναν λευκό νάνο υψηλής μάζας, αν ο πυρήνας δεν συρρικνωθεί πλήρως [9].
5.2 Επίδραση της μεταλλικότητας
Τα αστέρια με μέταλλα έχουν ισχυρότερους ανέμους που τροφοδοτούνται από ακτινοβολία και χάνουν περισσότερη μάζα. Οι αστέρες με έλλειψη μετάλλων μεγάλης μάζας (συχνά στο πρώιμο σύμπαν) μπορούν να διατηρήσουν περισσότερη μάζα μέχρι την κατάρρευση, πιθανώς οδηγώντας σε πιο μαζικές μαύρες τρύπες ή υπερκαινοφανείς. Ορισμένοι υπεργίγαντες με έλλειψη μετάλλων μπορεί ακόμη να προκαλέσουν υπερκαινοφανείς αστάθειας ζεύγους, αν είναι εξαιρετικά μαζικοί (>~140 M⊙), αν και οι παρατηρησιακές αποδείξεις για αυτό είναι σπάνιες.
6. Παρατηρούμενες αποδείξεις και φαινόμενα
6.1 Σημαντικοί κόκκινοι υπεργίγαντες
Αστέρες όπως ο Betelgeuse (Ωρίωνας) και ο Antares (Σκορπιός) είναι παραδείγματα κόκκινων υπεργιγάντων αρκετά μεγάλων ώστε, αν τοποθετούνταν στη θέση του Ήλιου, να μπορούν να καταπιούν τους εσωτερικούς πλανήτες. Οι παλμοί τους, τα επεισόδια απώλειας μάζας και τα εκτεταμένα σκόνη καλύμματα υποδηλώνουν την επερχόμενη κατάρρευση του πυρήνα.
6.2 Γεγονότα υπερκαινοφανών
Ιστορικά φωτεινά υπερκαινοφανή, όπως το SN 1987A στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου ή το πιο απομακρυσμένο SN 1993J, απεικονίζουν πώς τα γεγονότα τύπου II και IIb προέρχονται από πρωτότυπους υπεργίγαντες. Οι αστρονόμοι παρακολουθούν τις καμπύλες φωτός, τα φάσματα και τη σύνθεση της εκτιθέμενης μάζας, συγκρίνοντάς τα με θεωρητικά μοντέλα προηγμένων διεργασιών καύσης και δομής εξωτερικών στρωμάτων.
6.3 Βαρυτικά κύματα;
Αν και η άμεση ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων από την κατάρρευση πυρήνα υπερκαινοφανούς παραμένει υποθετική, η θεωρία προτείνει ότι ασυμμετρίες στην έκρηξη ή ο σχηματισμός αστέρων νετρονίων μπορεί να προκαλέσουν κύματα. Στο μέλλον, προηγμένοι ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων θα μπορούσαν να καταγράψουν τέτοια σήματα, βελτιώνοντας την κατανόησή μας για τις ασυμμετρίες του μηχανισμού υπερκαινοφανούς.
7. Επιπτώσεις: Αστέρες νετρονίων ή μαύρες τρύπες
7.1 Αστέρες νετρονίων και παλσαρ
Αστέρας με αρχική μάζα περίπου 20–25 M⊙ συνήθως αφήνει πίσω του έναν αστέρα νετρονίων – έναν υπερπυκνό πυρήνα νετρονίων που υποστηρίζεται από την πίεση εκφυλισμού νετρονίων. Εάν περιστρέφεται και διαθέτει ισχυρό μαγνητικό πεδίο, εμφανίζεται ως παλσαρ, εκπέμποντας ραδιοκύματα ή άλλες ηλεκτρομαγνητικές ακτινοβολίες από τους μαγνητικούς του πόλους.
7.2 Μαύρες τρύπες
Λόγω μαζικότερων προτύπων ή ορισμένων σεναρίων κατάρρευσης, ο πυρήνας υπερβαίνει τα όρια εκφυλισμού νετρονίων και συστέλλεται σε μαύρη τρύπα αστέρων. Ορισμένα σενάρια άμεσης κατάρρευσης μπορεί να παραλείψουν πλήρως το φωτεινό στάδιο υπερκαινοφανούς ή να προκαλέσουν ασθενή έκρηξη, εάν δεν υπάρχει αρκετή ενέργεια νετρίνων για να εκκινήσει ισχυρό κρουστικό κύμα. Η ανίχνευση μαύρων τρυπών μέσω συστημάτων ακτίνων Χ διπλών επιβεβαιώνει αυτά τα τελικά αποτελέσματα για ορισμένα υπολείμματα αστέρων υψηλής μάζας [10].
8. Κοσμολογική και εξελικτική σημασία
8.1 Ανατροφοδοτήσεις σχηματισμού αστέρων
Οι ανατροφοδοτήσεις από μαζικούς αστέρες – άνεμοι αστέρων, ιοντίζουσα ακτινοβολία και κρούσεις υπερκαινοφανών – διαμορφώνουν ουσιαστικά το σχηματισμό αστέρων σε γειτονικά μοριακά νέφη. Αυτές οι διαδικασίες, που είτε προκαλούν είτε καταστέλλουν το σχηματισμό αστέρων σε τοπική κλίμακα, είναι κρίσιμες για την μορφολογική και χημική εξέλιξη των γαλαξιών.
8.2 Χημικός εμπλουτισμός γαλαξιών
Οι υπερκαινοφανείς κατάρρευσης πυρήνα παράγουν το μεγαλύτερο μέρος του οξυγόνου, του μαγνησίου, του πυριτίου και των βαρύτερων στοιχείων άλφα. Οι παρατηρήσεις της αφθονίας αυτών των στοιχείων σε αστέρες και νεφελώματα επιβεβαιώνουν τον καθοριστικό ρόλο της εξέλιξης των αστέρων υψηλής μάζας στη δημιουργία της κοσμικής χημικής ποικιλότητας.
8.3 Πρώιμο σύμπαν και ιονισμός
Η πρώτη γενιά μαζικών αστέρων (Πληθυσμός III) στο πρώιμο σύμπαν πιθανότατα τελείωσε με θεαματικές υπερκαινοφανείς ή ακόμα και υπερ-καινοφανείς, ιοντίζοντας τις τοπικές περιοχές και διασκορπίζοντας μέταλλα σε αδιάτακτη μάζα αερίου. Η κατανόηση του πώς πέθαναν αυτοί οι αρχαίοι αστέρες υψηλής μάζας είναι κρίσιμη για τη μοντελοποίηση των πρώιμων σταδίων σχηματισμού των πρώτων γαλαξιών.
9. Μελλοντικές έρευνες και κατευθύνσεις παρατήρησης
- Έρευνες βραχυπρόθεσμων γεγονότων: Οι νέας γενιάς αναζητήσεις υπερκαινοφανών (π.χ. με το Παρατηρητήριο Vera C. Rubin, εξαιρετικά μεγάλα τηλεσκόπια) θα ανιχνεύσουν χιλιάδες υπερκαινοφανείς κατάρρευσης πυρήνα, βελτιώνοντας τα όρια μάζας των προτύπων και τους μηχανισμούς έκρηξης.
- Αστρονομία πολλαπλών μηνυμάτων: Οι ανιχνευτές νετρίνων και τα παρατηρητήρια βαρυτικών κυμάτων μπορούν να καταγράψουν σήματα από κοντινές καταρρεύσεις, παρέχοντας άμεση εικόνα για τον κινητήρα της υπερκαινοφανούς.
- Μοντελοποίηση ατμόσφαιρας αστέρων υψηλής ανάλυσης: Η λεπτομερής μελέτη των προφίλ φασματικών γραμμών και των δομών ανέμου των υπεργίγαντων μπορεί να βελτιώσει τις εκτιμήσεις των δεικτών απώλειας μάζας, που είναι απαραίτητες για τις προβλέψεις της τελικής μοίρας.
- Κανάλια συγχώνευσης αστέρων: Πολλοί μαζικοί αστέρες βρίσκονται σε διπλά ή πολλαπλά συστήματα, τα οποία μπορούν να συγχωνευθούν πριν από την τελική κατάρρευση ή να μεταφέρουν μάζα, αλλάζοντας τους συνδυασμούς των υπερκαινοφανών ή τις διαδρομές σχηματισμού των μαύρων τρυπών.
10. Συμπέρασμα
Στην περίπτωση αστέρων υψηλής μάζας, η πορεία από την κύρια ακολουθία μέχρι την τελική καταστροφική κατάρρευση είναι γρήγορη και έντονη. Αυτά τα αστέρια καίνε υδρογόνο (και βαρύτερα στοιχεία) με εξαιρετικά γρήγορο ρυθμό, διογκώνονται σε λαμπρούς υπεργίγαντες και σχηματίζουν προχωρημένα προϊόντα σύνθεσης μέχρι το σίδηρο στον πυρήνα τους. Επειδή μετά το στάδιο του σιδήρου δεν συμβαίνει καμία εξώθερμη σύνθεση, ο πυρήνας καταρρέει σε μια βίαιη υπερκαινοφανή έκρηξη, εκτοξεύοντας εμπλουτισμένη ύλη και σχηματίζοντας αστέρα νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Αυτή η διαδικασία είναι θεμελιώδης για τον κοσμικό εμπλουτισμό, την ανατροφοδότηση σχηματισμού αστέρων και τη δημιουργία μερικών από τα πιο εξωτικά αντικείμενα – αστέρες νετρονίων, παλσάρ, μαγνητάρ και μαύρες τρύπες – στο σύμπαν. Οι παρατηρήσεις των καμπυλών φωτός υπερκαινοφανών, των φασματικών υπογραφών και των υπολειμμάτων συνεχώς αποκαλύπτουν την πολυπλοκότητα πίσω από αυτές τις ενεργητικές τελικές πράξεις, συνδέοντας τη μοίρα των μαζικών αστέρων με την συνεχή ιστορία εξέλιξης των γαλαξιών.
Šaltiniai ir tolesni skaitymai
- Maeder, A., & Meynet, G. (2000). “Εξέλιξη αστέρων με περιστροφή και μαγνητικά πεδία. I. Ιστορία των γραμμών γέννησης μαζικών αστέρων.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 143–190.
- Chiosi, C., & Maeder, A. (1986). “Εξέλιξη αστέρων και πληθυσμοί αστέρων.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 24, 329–375.
- Woosley, S. E., & Weaver, T. A. (1995). “Εξέλιξη και έκρηξη μαζικών αστέρων. II. Εκρηκτική υδροδυναμική και πυρηνοσύνθεση.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 101, 181–235.
- Heger, A., Fryer, C. L., Woosley, S. E., et al. (2003). “Πώς τελειώνουν τη ζωή τους οι μαζικοί μοναχικοί αστέρες.” The Astrophysical Journal, 591, 288–300.
- Bethe, H. A. (1990). “Μηχανισμοί υπερκαινοφανών.” Reviews of Modern Physics, 62, 801–866.
- Janka, H.-T. (2012). “Μηχανισμοί έκρηξης υπερκαινοφανών κατάρρευσης πυρήνα.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 62, 407–451.
- Oppenheimer, J. R., & Volkov, G. M. (1939). “Σχετικά με μαζικούς πυρήνες νετρονίων.” Physical Review, 55, 374–381.
- Smartt, S. J. (2009). “Πρωτότυπα υπερκαινοφανών κατάρρευσης πυρήνα.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 63–106.
- Nomoto, K. (1984). “Εξέλιξη αστέρων 8–10 ηλιακών μαζών προς υπερκαινοφανείς απορρόφησης ηλεκτρονίων. I – Σχηματισμός ηλεκτρονικά εκφυλισμένων πυρήνων O + NE + MG.” The Astrophysical Journal, 277, 791–805.
- Fryer, C. L., & Kalogera, V. (2001). “Θεωρητικές κατανομές μαζών μαύρων τρυπών.” The Astrophysical Journal, 554, 548–560.