Тип Ib и Ic типа сверхновых являются категории сверхновых , которые вызваны ядра звезды коллапса из массивных звезд . Эти звезды потеряли или лишились своей внешней оболочки из водорода , и, по сравнению со спектром сверхновых типа Ia , у них отсутствует линия поглощения кремния. По сравнению со сверхновыми типа Ib предполагается, что сверхновые типа Ic потеряли большую часть своей первоначальной оболочки, включая большую часть своего гелия. Эти два типа обычно называют сверхновыми с коллапсом ядра .
Спектры
Когда сверхновая наблюдается, то можно разделить на Минковский - Цвикки схемы классификации сверхновой , основанные на линии поглощения , которые появляются в его спектре . [4] Сверхновая сначала классифицируется как Тип I или Тип II , а затем подкатегория на основе более конкретных характеристик. Сверхновые, относящиеся к общей категории I типа, не имеют линий водорода в спектрах; в отличие от сверхновых типа II, которые действительно показывают линии водорода. Категория типа I подразделяется на тип Ia, тип Ib и тип Ic. [5]
Сверхновые типа Ib / Ic отличаются от типа Ia отсутствием линии поглощения однократно ионизированного кремния на длине волны 635,5 нм . [6] С возрастом сверхновых типа Ib и Ic на них также отображаются линии таких элементов, как кислород , кальций и магний . Напротив, в спектрах типа Ia преобладают линии железа . [7] Сверхновые типа Ic отличаются от сверхновых типа Ib тем, что в первых также отсутствуют линии гелия на 587,6 нм. [7]
Формирование
Прежде чем стать сверхновой, эволюционировавшая массивная звезда организована как лук, со слоями различных элементов, подвергающихся слиянию. Самый внешний слой состоит из водорода, за которым следуют гелий, углерод, кислород и так далее. Таким образом, когда внешняя оболочка водорода сбрасывается, открывается следующий слой, состоящий в основном из гелия (смешанного с другими элементами). Это может произойти, когда очень горячая массивная звезда достигает точки в своей эволюции, когда значительная потеря массы происходит из-за ее звездного ветра. Очень массивные звезды (с 25 или более раз масса Солнца ) может потерять до 10 -5 солнечных масс ( M ☉ ) каждый год-эквивалент 1 М ☉ каждые 100.000 лет. [8]
Предполагается, что сверхновые типа Ib и Ic возникли в результате коллапса ядра массивных звезд, которые потеряли внешний слой водорода и гелия, либо из-за ветра, либо из-за передачи массы компаньону. [6] Прародители типов Ib и Ic потеряли большую часть своих внешних оболочек из-за сильных звездных ветров или из-за взаимодействия с близким товарищем около 3–4 M ☉ . [9] [10] Быстрая потеря массы может происходить в случае звезды Вольфа – Райе , и эти массивные объекты демонстрируют спектр, в котором отсутствует водород. Предшественники типа Ib выбросили большую часть водорода во внешнюю атмосферу, в то время как предшественники типа Ic потеряли и водородную, и гелиевую оболочки; другими словами, тип Ic потерял большую часть своей оболочки (т. е. большую часть слоя гелия), чем предшественники типа Ib. [6] В других отношениях, однако, механизм, лежащий в основе сверхновых типов Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновых типов II, таким образом, типы Ib и Ic помещаются между типами Ia и II. [6] Из-за их сходства сверхновые типа Ib и Ic иногда вместе называют сверхновыми типа Ibc. [11]
Есть некоторые свидетельства того, что небольшая часть сверхновых типа Ic может быть прародителями гамма-всплесков (GRB); в частности, сверхновые типа Ic, которые имеют широкие спектральные линии, соответствующие высокоскоростным истечениям, считаются сильно связанными с гамма-всплесками. Однако есть также гипотеза, что любая сверхновая типа Ib или Ic, лишенная водорода, может быть гамма-всплеском, в зависимости от геометрии взрыва. [12] В любом случае, астрономы полагают, что большая часть Типа Ib, а, возможно, и Типа Ic, является результатом коллапса ядра массивных звезд, а не термоядерного бегства белых карликов . [6]
Поскольку они образованы из редких, очень массивных звезд, скорость появления сверхновых типа Ib и Ic намного ниже, чем соответствующая скорость для сверхновых типа II. [13] Обычно они возникают в регионах нового звездообразования и крайне редко встречаются в эллиптических галактиках . [14] Поскольку они имеют схожий механизм действия, сверхновые типа Ibc и различные сверхновые типа II вместе называются сверхновыми с коллапсом ядра. В частности, тип Ibc можно отнести к сверхновым с разрушенным ядром . [6]
Кривые блеска
В кривые блеска (график яркости в зависимости от времени) типа Ib сверхновых различаются по форме, но в некоторых случаях может быть почти идентичны таковым из типа Ia сверхновых. Однако кривые блеска типа Ib могут достигать максимума при более низкой светимости и могут быть более красными. В инфракрасной части спектра кривая блеска сверхновой типа Ib похожа на кривую блеска типа II-L. [15] Сверхновые типа Ib обычно имеют более медленную скорость спада спектральных кривых, чем Ic. [6]
Кривые блеска сверхновых типа Ia полезны для измерения расстояний в космологическом масштабе. То есть служат стандартными свечами . Однако из-за сходства спектров сверхновых типа Ib и Ic последние могут быть источником загрязнения при обследованиях сверхновых, и их необходимо тщательно удалить из наблюдаемых образцов, прежде чем делать оценки расстояния. [16]
Смотрите также
- Сверхновая типа Ia
- Сверхновая типа II
Рекомендации
- ^ Malesani, D .; и другие. (2008). «Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D». Астрофизический журнал . 692 (2): L84 – L87. arXiv : 0805.1188 . Bibcode : 2009ApJ ... 692L..84M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84 . S2CID 1435322 .
- ^ Содерберг AM; и другие. (2008). «Чрезвычайно яркая рентгеновская вспышка при рождении сверхновой». Природа . 453 (7194): 469–474. arXiv : 0802.1712 . Bibcode : 2008Natur.453..469S . DOI : 10,1038 / природа06997 . PMID 18497815 . S2CID 453215 .
- ^ Naeye, R .; Гутро, Р. (21 мая 2008 г.). «Быстрый спутник НАСА поймал первую сверхновую в момент взрыва» . НАСА / GSFC . Проверено 22 мая 2008 .
- ^ да Силва, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Bibcode : 1993Ap и SS.202..215D . DOI : 10.1007 / BF00626878 . S2CID 122727067 .
- ^ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). «Таксономия сверхновых» . Лаборатория военно-морских исследований . Архивировано из оригинального 18 октября 2006 года . Проверено 9 ноября 2006 .
- ^ Б с д е е г Филиппенко, А.В. (2004). «Сверхновые и их массивные звездные прародители». Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph / 0412029 . Bibcode : 2005ASPC..332 ... 33F .
- ^ а б «Спектры сверхновых типа Ib» . КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО . Технологический университет Суинберна . Проверено 5 мая 2010 .
- ^ Дрей, Л. М.; Tout, CA; Каракс А.И.; Латтанцио, JC (2003). «Химическое обогащение по Вольфу-Райе и асимптотические звезды ветви гигантов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (4): 973–989. Bibcode : 2003MNRAS.338..973D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06142.x .
- ^ Польс О. (26 октября - 1 ноября 1995 г.). «Близкие бинарные предшественники сверхновых типа Ib / Ic и IIb / II-L». Труды Третьей конференции Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследования двойных звезд . Чиангмай, Таиланд. С. 153–158. Bibcode : 1997ASPC..130..153P .
- ^ Woosley, SE; Истман, Р.Г. (20–30 июня 1995 г.). "Сверхновые типа Ib и Ic: модели и спектры". Труды Института перспективных исследований НАТО . Бегур, Жирона, Испания: Kluwer Academic Publishers . п. 821. Bibcode : 1997ASIC..486..821W . DOI : 10.1007 / 978-94-011-5710-0_51 .
- ^ Уильямс, AJ (1997). «Первоначальная статистика автоматического поиска сверхновой в Перте» . Публикации Астрономического общества Австралии . 14 (2): 208–213. Bibcode : 1997PASA ... 14..208W . DOI : 10.1071 / AS97208 .
- ^ Райдер, SD; и другие. (2004). "Модуляции кривой блеска сверхновой типа IIb 2001ig: свидетельство двойного прародителя Вольфа-Райе?". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph / 0401135 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1093R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID 18132819 .
- ^ Сэдлер, Э.М.; Кэмпбелл, Д. (1997). «Первая оценка скорости сверхновых в радиоэфире» . Астрономическое общество Австралии . Проверено 8 февраля 2007 .
- ^ Перец, НВ; Гал-Ям, А .; Маццали, Пенсильвания; Arnett, D .; Каган, Д .; Филиппенко, А.В.; Li, W .; Arcavi, I .; Ченко С.Б .; Fox, DB; Леонард, округ Колумбия; Moon, D.-S .; Песок, DJ; Содерберг AM; Андерсон, JP; Джеймс, Пенсильвания; Фоли, Р.Дж.; Ganeshalingam, M .; Офек, ЭО; Bildsten, L .; Nelemans, G .; Шен, KJ; Вайнберг, штат Нью-Йорк; Metzger, BD; Пиро, А.Л .; Quataert, E .; Kiewe, M .; Познанский, Д. (2010). «Слабая сверхновая звезда от белого карлика с богатым гелием компаньоном». Природа . 465 (7296): 322–325. arXiv : 0906.2003 . Bibcode : 2010Natur.465..322P . DOI : 10,1038 / природа09056 . PMID 20485429 . S2CID 4368207 .
- ^ Цветков, Д.Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Письма по советской астрономии . 13 : 376–378. Bibcode : 1987SvAL ... 13..376T .
- ^ Гомейер, Нидерланды (2005). "Эффект загрязнения типа Ibc в образцах космологических сверхновых". Астрофизический журнал . 620 (1): 12–20. arXiv : astro-ph / 0410593 . Bibcode : 2005ApJ ... 620 ... 12H . DOI : 10.1086 / 427060 . S2CID 18855749 .
Внешние ссылки
- Список всех известных сверхновых типа Ib и Ic в Открытом каталоге сверхновых .