Это хорошая статья. Для получения дополнительной информации нажмите здесь.
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Сверхновая типа Ib SN 2008D [1] [2] в галактике NGC 2770 , показанная в рентгеновском (слева) и видимом свете (справа), в соответствующих положениях изображений. ( Изображение НАСА .) [3]

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 начальной оболочки, включая большую часть своего гелия. Эти два типа обычно называют сверхновыми с коллапсом ядра .

Спектры [ править ]

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, на которых видны линии водорода. Категория Тип I подразделяется на Тип Ia, Тип Ib и Тип Ic. [5]

Сверхновые типа Ib / Ic отличаются от сверхновых типа Ia отсутствием линии поглощения однократно ионизованного кремния на длине волны 635,5  нм . [6] С возрастом сверхновых типов Ib и Ic они также отображают 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 [ править ]

Луковичные слои образовавшейся массивной звезды (не в масштабе).

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 спутнику. [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 показывают 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 типа Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновой типа II, таким образом помещая типы Ib и Ic между типом Ia и типом 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 прародителем гамма-всплесков (GRB); в частности, сверхновые типа Ic, у которых есть 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 считают, что большинство типов Ib и, вероятно, Ic также являются результатом коллапса ядра у 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 [ править ]

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 уменьшения 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 схожести спектров сверхновых типа Ib и Ic последние могут стать источником загрязнения при обследованиях сверхновых, и их необходимо тщательно удалить из наблюдаемых образцов, прежде чем делать оценки расстояния. [16]

См. Также [ править ]

  • Сверхновая типа Ia
  • Сверхновая типа II

Ссылки [ править ]

  1. ^ 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 . 
  2. ^ 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 .  
  3. ^ Naeye, R .; Гутро, Р. (21 мая 2008 г.). «Быстрый спутник НАСА поймал первую сверхновую в момент взрыва» . НАСА / GSFC . Проверено 22 мая 2008 .
  4. ^ 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 . 
  5. ↑ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). «Таксономия сверхновых» . Лаборатория военно-морских исследований . Архивировано из оригинального 18 октября 2006 года . Проверено 9 ноября 2006 .
  6. ^ 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 .
  7. ^ a b «Спектры сверхновых типа Ib» . КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО . Суинбернский технологический университет . Проверено 5 мая 2010 .
  8. ^ Дрей, LM; 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 .
  9. ^ Pols, О. (26 октября - 1 ноября 1995). "Близкие бинарные предшественники сверхновых типа Ib / Ic и IIb / II-L". Труды Третьей Тихоокеанской конференции по последним разработкам в области исследования двойных звезд . Чиангмай, Таиланд. С. 153–158. Bibcode : 1997ASPC..130..153P .
  10. ^ 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 .
  11. Перейти ↑ Williams, 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 .
  12. ^ 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 . 
  13. ^ Сэдлер, EM; Кэмпбелл, Д. (1997). «Первая оценка скорости сверхновых в радиоэфире» . Астрономическое общество Австралии . Проверено 8 февраля 2007 .
  14. ^ Перец, HB; 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 спутником». Природа . 465 (7296): 322–325. arXiv : 0906.2003 . Bibcode : 2010Natur.465..322P . DOI : 10,1038 / природа09056 . PMID 20485429 . S2CID  4368207 .
  15. ^ 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 .
  16. ^ Homeier, NL (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 [ править ]

  • Список всех известных сверхновых типа Ib и Ic в Открытом каталоге сверхновых .