Supernova

Eng Supernova (latäin. Plural:Supernovae) ass dat séiert, hellt Opliichte vun engem Stär um Enn vu sengem Liewen duerch eng Risenexplosioun, bei där de Stär auserneebrécht. D'Liichtkraaft vum Stär hëlt dobäi millioune- bis milliardefach zou, hie gëtt fir kuerz Zäit sou hell wéi eng ganz Galaxie, bei enger Hypernova souguer dat Billiardefacht, also sou hell wéi e Galaxiëkoup.

Et gëtt zwéi grondsätzlech Mechanismen, no deenen d'Stären eng Supernova ginn:

Masseräich Stäre mat enger Ufangsmass vu méi wéi aacht Sonnemassen halen hir Entwécklung mat engem Kärkollaps, no dem komplette Verbrauch vun hirem nukleare Brennstoff op. Et kann dann ee kompakten Objet, vläicht ee Pulsar oder ee Schwaarzt Lach, entstoen.
Stäre mat wéineg Mass kënnen och als Supernova explodéieren, awer nëmmen dann, wa se an engem Duebelstäresystem sinn, an an hirem virleefegen Endstadium als Wäissen Zwerg, Material vun hirem Begleeder, typescherweis engem roude Ris, akkretéieren. Am Laf vun der Zäit kann et dobäi zu ville klengen Nova-Ausbréch kommen, bei deenen de Waasserstoff vum akkretéierte Gas fusionéiert a Fusiounsprodukter zeréckbleiwen. Dat setzt sech sou laang fort, bis d'Mass vum wäissen Zwerg d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit an hien duerch seng eege Gravitatioun ze kollabéieren ufänkt. Déi dobäi ugefaange Kuelestofffusioun zerräisst de Stär komplett. Dofir gëtt dee Phenomeen och als thermonuklear Supernova bezeechent, eng weider Bezeechnung ass Supernova vum Typ 1a. Obschonn dobäi relativ massenaarm Stäre bedeelegt sinn, sinn dat mat Ofstand déi hellst Supernovaen.

Bekannt Supernovae sinn d'Supernova 1987A an der Grousser Magellanescher Wollek an d'Supernova vum Johannes Kepler Supernova 1604. Speziell déi, an déi vum Tycho Brahe, d'Supernova 1572, hunn d'Astronomie befligelt, well doduerch déi klassesch Opfaassung vun der Onverännerlechkeet vun der Fixstärsphär definitiv widderluecht gouf.

Nimm a Klassifikatioun

Historesch Supernovaen
Joer	Observéiert am	maximal visuell Magnitude
185	Stärebild Centaurus	−6 mag.
386	Stärebild Sagittarius	?
393	Stärebild Scorpius	−3 mag
1006	Stärebild Lupus	-7.5 ±0.4
1054	Stärebild Taurus	−6 mag
1181	Stärebild Cassiopeia	−2 mag
1572	Stärebild Cassiopeia	−4 mag
1604	Stärebild Ophiuchus	−2 mag
1680	Stärebild Cassiopeia	+6 mag
1885	Andromedaniwwel	+6 mag
1979	Galaxie Messier 100	+11.6 mag
1987	Magellanesch Wolleken	+3 mag
2008	Stärebild Bootes	+5.8 mag

Supernovae ginn am Allgemenge mat dem Virsaz SN, dem Entdeckungsjoer an engem alphabeteschen Zousaz benannt. Ufanks huet dësen Zousaz aus engem grousse Buschtaf bestanen, deen alphabetesch an der Reiefolg vun der Entdeckung vergi gouf. Beispillsweis war d'SN 1987A déi éischt déi am Joer 1987, géint Enn Februar entdeckt gouf. 1954 goufe méi wéi 26 Supernovaen entdeckt: vun der 27. Supernova un, ginn zanterhier kleng Duebelbuschstawe vun „aa“ bis „zz“ verginn. Mat de modernen Teleskopen a Sichprogrammer ginn all Joer e puer honnert Supernovaen entdeckt: 2005 waren et 367 (bis SN 2005nc), 2006 waren et 551 (bis SN 2006ue) an 2007 souguer 572 (bis SN2007uz).

De Supernovaundeel vun enger Galaxie hänkt dovun of, wéi vill Stären do nei entstinn, well Supernovaen an astronomeschen Intervalle kuerz, nëmme wéineg Millioune Joer, no hirem Entstoe geschéien. Fir d'Mëllechstrooss gi ronn 20 ± 8 Supernovae pro Joerdausend geschat, wouvun am leschte Joerdausend der 6 gesi goufen. Ongeféier 2/3 vun de galakteschen SN bleiwe wéinste der Extinctioun vun der galaktescher Scheif verstoppt.

Et ënnerscheet een historesch graff zwéin Typpe vu Supernovaen, déi sech awer net mat de physikaleschen Explosiounsmechanismen decken. D'Andeelung geschitt nom Krittär, ob an de Spektre vum Fréistadium vun der Supernova Spektrallinne vu Waasserstoff ze gesi sinn oder net. Et gëtt den Typ I mat den Ënnergruppen Ia, Ib an Ic, bei deem keng Waasserstofflinne siichtbar sinn, an den Typ II mat Waasserstofflinnen (kuckt Tabelle). Déi graff Typpebezeechnunge goufen 1939 vum Rudolph Minkowski agefouert, zanterhier goufe se verbessert.

Supernovatyppen Ib an Ic

Bei Supernovae vum Typ Ib ass virun der Explosioun de Waasserstoffmantel ofgestouss ginn, soudatt bei der Explosioun keng Spektrallinn vum Waasserstoff observéiert ka ginn. Den Explosiounstyp Ic trëtt op, wann zousätzlech nach den Heliumsmantel vum Stär ofgestouss gëtt, soudatt och keng Spektrallinne vum Helium optrieden. Och déi Explosiounen entstinn duerch ee Kärkollaps, an et bleift en Neutronestär oder ee Schwaarzt Lach zeréck.

D'Ënnertyppen II-L an II-P

Supernovae vum Typ II ginn nach weider ënnerscheet. Dës weider Ënnerdeelung riicht sech no dem Krittär, ob d'Hellegkeet vun der Supernova mat der Zäit éischter linear ofhëlt (Typ SN II-L) oder wärend dem Ofhuelen eng Plateauphas duerchleeft (Typ SN II-P). D'Spëtzewärter vun der absolutter Hellegkeet weise beim SN II-P eng breet Streeung, wärend déi meescht SN II-L bal gläich Maximalhellegkeeten hunn. Supernovae vum Typ II-L hunn eng kleng Expansiounsvitess, soudatt hir Hellegkeet schonn a fréie Stadie vu radioaktive Prozesser bestëmmt gëtt. Doduerch trëtt wéineg Streeung vu Maximalhellegkeeten op (Young, Branch, 1989). D'Supernova SN 1979C ass e Beispill fir den Typ II-L.

SN I: Fréit Spektrum ouni Waasserstofflinn			SN II: Fréit Spektrum mat Waasserstofflinn
SN Ia: Spektrum mat Silizium	Spektrum ouni Silizium		SN IIb: Heliumlinn dominéiert	„Normal“ SN II Waasserstofflinn dominéiert
	SN Ib: Vill Helium	SN Ic: wéineg Helium		SN II L: Liicht geet nom Maximum linear zeréck	SN II P: Liicht bleift nom Maximum eng Zäit op héijem Niveau

Kärkollaps- oder hydrodynamesch Supernovaen

Virleeferstär

No der haut allgemeng unerkannter Theorie vum Gravitatiounskollaps, déi fir d'éischt 1938 vum Fritz Zwicky opgestallt gouf, trëtt eng Supernova vun dësem Typ um Liewensenn vun engem masseräiche Stär op, wann hie säi Kärbrennstoff fir déi stellar Nukleosynthes komplett verbraucht huet. Stäre mat Ufanksmassen tëscht ongeféier aacht bis zéng an 30 Sonnemassen schléissen hir Existenz als Stär an enger Typ-II-Explosioun, masseräich Stären explodéieren als Typ Ib/c. All dës Stären duerchlafen an hirem Kär déi verschiddenst energiefräigesate Fusiounskette bis hin zu der Synthetiséierung vun Eisen. Supernovae vum Typ Ib oder Ic duerchlafe virun der Explosioun eng Wolf-Rayet-Stärephas, an där si hir baussenzeg, nach waasserstoffräich Schichten a Form vun engem Stärewand ofstoussen.

Sou setzt, nodeem de Waasserstoff am Kär vum Stär zu Helium fusionéiert huet, eng weider Fusiounsstuf an, den Dräi-Alpha-Prozess, an deem Helium iwwer d'Zwëscheproduit Beryllium zu Kuelestoff fusionéiert. Dëst gëtt méiglech, well de Stär duerch deen wegfalenden Géigendrock am Zenter zesummezefalen ufänkt, wouduerch sech Temperatur an Dicht vergréisseren. An der nächster Fusiounsstuf entsteet Sauerstoff. Dobäi gëtt nees Energie fräi, déi de Stär vu banne mat Géigendrock versuergt a sou den Zesummefall ophält. Weider Fusiounsstufen loossen de Stär nach méi kleng ginn a sou ëmmer nei Elementer fusionéieren. Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt d'Fusiounsketten, well Eisenatomkären déi héchst Bannungsenergie vun allen Atomkären huet a weider Fusiounen Energie verbrauchen, amplaz ze maachen. Bei der Explosioun selwer trieden allerdéngs Bedingungen op, déi zu der Bildung vu schwéieren Elementer wéi Gold, Bläi, Thorium an Uran féieren.

Déi noeneen optriedend Fusiounsstufen lafen ëmmer méi séier of. Wärend e masseräiche Stär vun ongeféier aacht Sonnemassen ettlech zéng Millioune Joer brauch, fir säi Waasserstoff zu Helium ëmzewandelen, brauch déi follgend Ëmwandlung vun Helium a Kuelestoff „nëmmen“ nach e puer Millioune Joer. D'Dauer vun der leschter Phas, an där Silizium zu Eise fusionéiert, léisst sech a Stonne bis Deeg moossen. D'Vitess, mat där ee Stär de Brennstoff a sengem Kär ëmsetzt, hänkt vun der Temperatur an der Dicht an domat indirekt vum Drock of, den op dem Kär läit an deen duerch d'Gravitatioun entsteet. Eng wichteg Konsequenz vun dësem Zesummenhang ass, datt ee Stär aus Schichte besteet, an deenen no baussen hin d'Ëmsetzungsvitess ofhëlt. Och wann am Kär schonn d'Heliumbrennen asetzt, erfollegt an de Schichten driwwer nach d'Waasserstoffbrennen. Déi absolut Fusiounsvitess am Kär klëmmt mat zouhuelender Stäremass exponentiell un. Wärend ee Stär mat enger Sonnemass ongeféier 10 Milliarde Joer brauch, läit d'Liewensdauer vun extreem schwéiere Stäre mat ronn 100 Sonnemassen nëmmen nach an der Gréissenuerdnung vu wéinege Millioune Joer.

Kärkollaps

NGC 1952SST – Iwwerrescht vun enger Supernova

D'Eisen, d'„Äschen“ vum nukleare Brennen, bleift am Kär vum Stär zeréck. Stären, an deenen Eisen duerch Fusioun synthetiséiert gëtt, produzéieren ëmmer een Eisekär, deem seng Mass d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit. Am Fall vun engem Eisekär vum Virleefer vun engem Typ II Supernova läit d'Grenzmass bei ronn 0,9 Sonnemassen. De entstanenen Eisekär iwwerschreit also d'Grenzmass an huet dofir keng stabil Konfiguratioun. Deen doraus entstanene Kollaps vum Zentralgebitt gëtt normalerweis vun zwéi Prozesser ënnerstëtzt a méi séier gemaach: Éischtens ginn duerch Photonen héichenergetesch Gammastralung Eisenatomkäre mat Photodesintegratioun zerstéiert. Dobäi entstin α-Deelchen an Neutronen; d'α-Deelercher kënne vu sech duerch sou Photonen an hir Kärbausteng, Protonen an Neutronen, zerluecht ginn. Wéinst der héijer Eisekärestabilitéit gëtt fir dee Prozess Energie gebraucht. Zweetens ginn am sougenannten ëmgedréinte β-Zerfall fräi Elektronen duerch Protonen agefaangen. Dobäi entsti weider Neutronen, an Neutrinose ginn fräigesat (J. Cooperstein and E. A. Baron, 1990). Souwuel den Energieverloscht duerch d'Photodesintegratioun wéi och de Verloscht vu fräien Elektrone maachen eng staark Reduktioun vum Drock am Kär.

De Kollaps vum Zentralgebitt geschitt sou séier – banne Millisekonnen –, datt d'Afallvitess schonn op 20 bis 50 km Ofstand zum Zenter méi grouss wéi déi lokal Schallvitess vum Medium ass. Déi bannenzeg Schichte kënnen nëmme wéinst hirer grousser Dicht d'Drockinformatioun séier genuch transportéieren. Déi baussenzeg Schichte falen als Stousswell an den Zentrum. Soubal dee bannenzegen Deel vum Kär Dichten op nuklearem Niveau erreecht, besteet e scho bal ganz aus Neutronen. Neutronen hunn och eng iewescht Grenzmass (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenz, jee no Modell ongeféier 2,7 bis 3 Sonnemassen). Déi gëtt net vum Neutronekär iwwerschratt. Hie gëtt opgrond quantenmechanesche Reegelen (Entartungssdrock) inkompressibel, an de Kollaps gëtt ganz séier gestoppt. Dat bewierkt ee giganteschen Drock- an Dichterhéijung am Zentrum, soudatt och d'Neutrinos net méi ongehënnert entwäiche kënnen. Dës Drockinformatioun gëtt um Neutronekän reflektéiert a leeft elo nees no baussen. D'Drockwell erreecht séier Gebidder mat ze klenger Schallvitess, déi nach am Afall sinn. Et entsteet eng weider Stousswell, déi sech awer elo no bausse fortbeweegt. D'Materiel duerch dat d'Stoussfront leeft, gëtt ganz staark zesummengepresst, wouduerch et ganz héich Temperature kritt (Bethe, 1990). E groussen Deel vun hirer Energie gëtt beim Duerchlafe vum baussenzegen Eisekär duerch weider Photodesintegratioun verbraucht. Well déi nuklear Bannungsenergie vum totalen Eisen ongeféier grad sou grouss wéi d'Energie vun der Stousswell ass, géif déi net ouni eng Erneierung aus dem Stär ausbriechen a keng Explosioun maachen. Als Korrektur ginn nach d'Neutrinos als zousätzeich Energie- an Impulsquelle betruecht. Normalerweis hunn Neutrinos sou gutt wéi keng Interaktioun mat der Matière. An der Stoussfront bestinn awer sou héich Dichten, datt d'Wiesselwierkung vun den Neutrinos mat der Matière net méi vernoléissegt ka ginn. Well vun der totaler Supernovaenergie de gréissten Deel an d'Neutrinos geet, geet eng relativ kleng Absorptioun duer, fir de Stouss nees opliewen an aus dem kollabéierendem Eisekär ausbriechen ze loossen. Nom Verloosse vum Eisekär, wann hir Temperatur ofgefall ass, kritt d'Drockwell zousätzlech Energie duerch nei Fusiounsreaktionen.

Déi extreem staark erhëtzt Gasschichten, déi neutroneräicht Material aus de baussenzege Beräicher vum Zentralgebitt mat sech räissen, bréien dobäi am r-Prozess (r vum engl. rapid, "séier") schwéier Elementer déi Säit vum Eisen, wéi zum Beispill Koffer, Germanium, Selwer, Gold oder Uran. Ongeféier d'Hallschent vun den Elementer déi op de Planéite virkommen (déi Säit vum Eisen) stamen aus Supernovaexplosiounen, wärend déi aner Hallschent am s-Prozess vu massenarme Stären opgehëtzt an dann Risephasen an de Weltraum ofgi sinn. Hanner der Stoussfront deene sech déi erhëtzte Gasmasse séier aus. Dem Gas seng Vitess gëtt no baussen ëmmer méi grouss. E puer Stonnen no dem Zentralberäichkollaps gëtt Stäresurface erreecht, an d'Gasmasse ginn elo duerch Supernovaexplosioun ofgesprengt a siichtbar. De Mantel vun der Supernova erreecht dobäi Vitesse vu Millioune Kilometere pro Stonn. Nieft där als Stralung ofgestoussener Energie, gëtt de Groussdeel vun 99 % beim Kollaps duerch fräigesaten Energie a Form vun Neutrinos fortgeschleidert. Well si sech bal mat Liichtvitess beweegen, kënne se vun der Äerd aus e puer Stonne virun der optescher Supernova gemooss ginn, wéi bei der Supernova 1987A. Supernovae vum Typ II ginn och als hydrodynamesch Supernovae bezeechent.

Dicht Objeten

D'Form vun den Iwwerreschter, déi vun engem Stär zeréckbleiwen, hänkt vu senger Mass of. Net déi ganz baussenzeg Schichte gi bei der Supernovaexplosioun fortgeschleidert. De Gas dee Rescht bleift akkretéiert op de Kär deen am Zenter zesummefält, an dee bal ganz aus Neutrone besteet. De Gas deen nofält gëtt duerch déi uewe beschriwwe Prozesser och an Neutronen zerluecht, soudatt een Neutronestär entsteet. Wann de Stär duerch d'Material dat nofält nach méi schwéier gëtt, (méi wéi 3 Sonnemassen), da kann d'Gravitatiounskraaft och deen duerch de Pauli-Prinzip bedéngte Géigendrock iwwerwannen, deen an engem Neutronestär d'Neutrone géinteneen ofgrenzt, an en doduerch stabiliséiert (kuckt Entaartend Matière). De Stärerescht stierzt elo ganz zesummen an et entsteet ee Schwaarzt Lach, aus deem sengem Gravitatiounsfeld kee Signal méi erauskënnt. Nei Observatioune loossen unhuelen, datt et eng weider Tëscheform gëtt, déi sougenannt Quarkstären, bei deenen d'Matière aus rengen Quark opgebaut ass.

Neutronestäre rotéiere wéinst dem Pirouetteneffet dacks mat ganz héijer Vitess vu bis zu 1000 Ëmdréiunge pro Sekonn, well den Dréiimpuls beim Kollaps erhale bleift.

Déi héich Dréivitess generéiert e Magnéitfeld, dat mat den Deelercher vum ofgestoussene Gasniwwel a Wiesselwierkung trëtt, a sou vun der Äerd aus registréierbar Signaler mécht. Am Fall vun Neutronestäre schwätzt en dobäi vu Pulsaren.

Thermonuklear Supernovae vum Typ Ia

Eng Supernova vum Typ Ia entsteet no dem aktuelle Modell nëmme bei Duebelstärsystemen, wou deen ee Stär e Wäissen Zwerg, an deen aneren e Roude Ris ass. De Wäissen Zwerg akkretéiert am Laf vun der Zäit Gas aus dem ausgedeente Mantel vu sengem Begleeder, woubäi et zu villen Nova-Ausbréch komme kann, bei deem de Waasserstoff vum akkretéierte Gas fusionéiert a Fusiounsproduien zeréck bleiwen. Dat setzt sech sou laang fort, bis seng Mass d'Chandrasekhar-Grenz iwwerschreit an hien duerch seng Eegegravitatioun ze kollabéieren ufänkt. Am Géigesaz zum Eisenkär vun engem SN-II-Virleeferstär huet de Wäissen Zwerg awer grouss Quantitéiten un fusiounsfäegem Kuelestoff, soudatt de Kollaps zum Neutronestär duerch eng rapid Kärfusioun verhënnet gëtt, an de Stär explodéiert. Dofir gëtt dëse Phenomeen och als thermonuklear Supernova bezeechent.

No ënnerschiddlech theoreetesche Modeller kann d'Kärfusioun als Detonatioun wéi och als Deflagratioun oflafen. Déi optriedend Supernova-Explosioun ass ëmmer bannescht enger gewëssener Stäerkt, well déi kritesch Mass souwéi d'Zesummesetzung vum Wäissen Zwerg konstant sinn. Bei enger Supernova-Explosioun vum Typ Ia bleift keen dicht Objet iwwereg – déi ganz Matière gëtt als Supernovarescht an de Weltraum geschleidert. De Begleederstär gëtt zu engem sougenannten „Runaway“-Stär (engl. „Deserteur“), well hie mat senger – normalerweis héijer – Orbitalvitess dovugeschleidert gëtt.

Distanzmiessunge mat Hëllef vu Supernovaen

Well d'Stralung besonnesch am spéide Verlaf vun enger Supernova Typ Ia gréisstendeels duerch de radioaktiven Zerfall vun ⁵⁶Ni zu ⁵⁶Co an dësem zu ⁵⁶Fe geniert gëtt, woubäi d'Hallefwäertzäiten ongeféier 6 respektiv 77 Deeg bedroen (dës Theorie gouf fir d'éischt vum Fred Hoyle a vum William Alfred Fowler am Joer 1960 opgestallt), ass d'Form vum Liichtbou bal ëmmer d'selwecht. Duerch déi Eegenschafte vun enger sougenannter Standardkäerz loosse sech un sou Supernova-Explosiounen relativ genee Distanzbestëmmungen am Weltraum maachen, woubäi och d'Zäitskala vum Liichtbou nieft de Spektrallinnen fir d'Bestëmmung vun der Routverrécklung gebraucht ka ginn, well sech bei enger Routverrécklung vun z. B. 2 och den zäitlechen Oflaf fir den Observateur ëm dëse Facteur verlängert. D'Iddi dozou geet op de Fritz Zwicky zeréck. Duerch d'Distanzmiessunge vu Supernova-Explosiounen, déi viru ronn 7 Milliarde Joer geschitt sinn, kann een déi séier Expansioun vum Universum (kuckt z. B. Hubble-Konstant) beleeën. Fir d'Supernovae wierklech als Standardkäerz ze gebrauchen, mussen d'Explosiounsmechanismen awer nach besser erfuerscht a verstane ginn.

Supernovareschter

D'Matière déi bei enger Supernova fortgeschleidert gëtt bilt en Emissiounsniwwel, dee besote „Supernovarescht“, am Géigesaz zu dem eventuelle Rescht vum Kärkollaps, deen an der Astrophysik als „kompakten Objet“ bezeechent gëtt. De bekanntste Supernovarescht ass de Krabbniwwel, deen no der Explosioun vum SN1054 entstanen ass. Déi Supernova huet och ee Pulsar zeréckgelooss.

Gefore fir d'Äerd

Well eng Supernova no bei eiser Äerd katastrophal fir d'Liewen op eisem Planéit wier, geneesou wéi d'Noperschaft vun engem Schwaarze Lach –beonrouegend. Well awer e Stär virun enger Supernova bestëmmt Phasen duerchleeft, kann exakt virausgesot ginn, ob e Stär kuerz virun enger Supernova steet oder net. Am Beräich ëm eis Äerd, gëtt et kee Stär, deen eng Supernova ausléise kënnt. All Observatioune vu Supernovae ginn an anere Galaxien oder wäiten Deeler vun eiser Mëllechstrooss gemaach.

Kuckt och

Portal Astronomie

Literatur

V. N. Gamezo, A. M. Khokhlov & E. S. Oran, Deflagrations and Detonations in Thermonuclear Supernovae, Physical Review Letters, vol. 92, issue 21, id. 211102, 05/2004 (auch astro-ph/0406101)
R. Dean et al., A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae, The Astronomical Journal, Vol. 123, Issue 2, pp. 745–752, 02/2002 (auch astro-ph/0112051)
D.H. Clark & F.R. Stephenson, "The Historical Supernovae", Pergamon Press, Oxford u.a., 1977, ISBN 0-08-020914-9
J. Cooperstein & E. Baron, Supernovae: The Direct Mechanism and the Equation of State, in Supernovae edited by A. G. Petschek, Springer 1990
H. Bethe, Supernova mechanisms, Reviews of Modern Physics, Vol. 62, No.4, October 1990
T.R. Young & D. Branch, Absolute lightcurves of type II supernovae, ApJ 342, L79-L82 (1989)
W. Hillebrandt, H.-T. Janka und E. Müller, Rätselhafte Supernova-Explosionen, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 7/2005, S. 36ff
Thorsten Dambeck, Todesschrei im Röntgenlicht, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 9/2008, S. 14 - 15,

Um Spaweck

Commons: Supernovae – Biller, Videoen oder Audiodateien

Wiktionnaire: Supernova Definitioun, Synonymmer an Iwwersetzungen

Videoen

Referenzen

↑ Carnegie Institution (2008, May 21). Supernova Birth Seen For First Time. ScienceDaily. Retrieved May 23, 2008, from http://www.sciencedaily.com/releases/2008/05/080521131549.htm

[1] Carnegie Institution (2008, May 21). Supernova Birth Seen For First Time. ScienceDaily. Retrieved May 23, 2008, from http://www.sciencedaily.com/releases/2008/05/080521131549.htm

[1]