Сверхновые типа Ib и Ic
Сверхновые типа Ib и типа Ic — это категории сверхновых , которые возникают в результате звездного ядра коллапса 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. Предполагается, что по сравнению со сверхновыми типа Ib сверхновые типа Ic потеряли большую часть своей первоначальной оболочки, включая большую часть гелия. Эти два типа обычно называют сверхновыми с коллапсом ядра .
Спектры
[ редактировать ]Когда сверхновая наблюдается , ее можно классифицировать по схеме классификации сверхновых Минковского - Цвикки на основе линий поглощения , которые появляются в ее спектре . [4] Сверхновую сначала классифицируют как Тип I или Тип II , а затем подразделяют на подкатегории на основе более конкретных характеристик. У сверхновых, относящихся к общей категории I типа, водорода в спектрах отсутствуют линии ; в отличие от сверхновых типа II, которые действительно демонстрируют 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 нанометров . [6] По мере старения сверхновых типа Ib и Ic на них также появляются линии таких элементов, как кислород , кальций и магний . Напротив, в спектрах типа Ia преобладают линии железа . [7] Сверхновые типа Ic отличаются от типа Ib тем, что у первых также отсутствуют линии гелия на длине волны 587,6 нм. [7]
Формирование
[ редактировать ]
Прежде чем стать сверхновой, развитая массивная звезда устроена как луковица, в которой слои различных элементов подвергаются синтезу. Самый внешний слой состоит из водорода, за ним следуют гелий, углерод, кислород и так далее. Таким образом, когда внешняя оболочка водорода теряется, обнажается следующий слой, состоящий в основном из гелия (смешанного с другими элементами). Это может произойти, когда очень горячая и массивная звезда достигает точки в своей эволюции, когда из-за ее звездного ветра происходит значительная потеря массы. Очень массивные звезды (с массой Солнца в 25 и более раз ) могут потерять до 10 −5 солнечных масс ( M ☉ ) каждый год — что эквивалентно 1 M ☉ каждые 100 000 лет. [8]
Предполагается, что сверхновые типа Ib и Ic возникли в результате коллапса ядра массивных звезд, потерявших внешний слой водорода и гелия либо из-за ветров, либо из-за передачи массы компаньону. [6] Прародители типов Ib и Ic потеряли большую часть своих внешних оболочек из-за сильных звездных ветров или же из-за взаимодействия с близким спутником размером около 3–4 M ☉ . [9] [10] В случае звезды Вольфа-Райе может произойти быстрая потеря массы , и эти массивные объекты демонстрируют спектр, в котором отсутствует водород. Прародители типа Ib выбросили большую часть водорода в свою внешнюю атмосферу, тогда как прародители типа Ic потеряли как водородную, так и гелиевую оболочки; другими словами, тип Ic потерял большую часть своей оболочки (т.е. большую часть слоя гелия), чем предшественники типа Ib. [6] Однако в других отношениях механизм, лежащий в основе сверхновых типов Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновых типа II, таким образом, типы Ib и Ic помещаются между типами Ia и типа 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, считается, что сверхновые типа Ic, имеющие широкие спектральные линии, соответствующие высокоскоростным истечениям, тесно связаны с гамма-всплесками. Однако также предполагается, 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, возникает в результате коллапса ядра лишенных массивных звезд, а не в результате термоядерного бегства белых карликов . [6]
Поскольку они образуются из редких, очень массивных звезд, скорость возникновения сверхновых типа Ib и Ic намного ниже, чем соответствующая скорость появления сверхновых типа II. [13] Обычно они происходят в областях нового звездообразования и крайне редко встречаются в эллиптических галактиках . [14] Поскольку у них схожий механизм действия, тип Ibc и различные сверхновые типа II вместе называются сверхновыми с коллапсом ядра. В частности, тип Ibc можно назвать сверхновыми с коллапсом ядра . [6]
Кривые блеска
[ редактировать ]Кривые блеска (график зависимости яркости от времени) сверхновых типа Ib различаются по форме, но в некоторых случаях могут быть почти идентичны кривым блеска сверхновых типа Ia. Однако кривые блеска типа Ib могут иметь максимум при более низкой светимости и могут быть более красными. В инфракрасной части спектра кривая блеска сверхновой типа Ib аналогична кривой блеска типа II-L. [15] Сверхновые типа Ib обычно имеют более медленные темпы спада спектральных кривых, чем Ic. [6]
Кривые блеска сверхновых типа Ia полезны для измерения расстояний в космологическом масштабе. То есть они служат стандартными свечами . Однако из-за сходства спектров сверхновых типов Ib и Ic последние могут служить источником загрязнения обзоров сверхновых и должны быть тщательно удалены из наблюдаемых выборок перед проведением оценок расстояний. [16]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Малесани, Д.; и др. (2008). «Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D». Астрофизический журнал . 692 (2): L84–L87. arXiv : 0805.1188 . Бибкод : 2009ApJ...692L..84M . дои : 10.1088/0004-637X/692/2/L84 . S2CID 1435322 .
- ^ Содерберг, AM ; и др. (2008). «Чрезвычайно яркая рентгеновская вспышка при рождении сверхновой». Природа . 453 (7194): 469–474. arXiv : 0802.1712 . Бибкод : 2008Natur.453..469S . дои : 10.1038/nature06997 . ПМИД 18497815 . S2CID 453215 .
- ^ Найе, Р.; Гутро, Р. (21 мая 2008 г.). «Спутник НАСА Swift поймал первую сверхновую в момент взрыва» . НАСА / GSFC . Проверено 22 мая 2008 г.
- ^ да Силва, ЛАЛ (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Бибкод : 1993Ap&SS.202..215D . дои : 10.1007/BF00626878 . S2CID 122727067 .
- ^ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). «Таксономия сверхновых» . Военно-морская исследовательская лаборатория . Архивировано из оригинала 18 октября 2006 года . Проверено 9 ноября 2006 г.
- ^ Jump up to: а б с д и ж г Филиппенко, А.В. (2004). «Сверхновые и их массивные звездные прародители». Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Бибкод : 2005ASPC..332...33F .
- ^ Jump up to: а б «Спектры сверхновой типа Ib» . КОСМОС — Астрономическая энциклопедия САО . Суинбернский технологический университет . Проверено 5 мая 2010 г.
- ^ Дрей, Л.М.; Тут, Калифорния; Каракс, А.И.; Латтанцио, JC (2003). «Химическое обогащение Вольфа-Райе и асимптотические звезды ветви гигантов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (4): 973–989. Бибкод : 2003MNRAS.338..973D . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x .
- ^ Полс, О. (26 октября - 1 ноября 1995 г.). «Тесные двойные прародители сверхновых типов Ib/Ic и IIb/II-L». Материалы Третьей конференции Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследований двойных звезд . Чиангмай, Таиланд. стр. 153–158. Бибкод : 1997ASPC..130..153P .
- ^ Вусли, ЮВ; 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 . стр. 821–838. Бибкод : 1997ASIC..486..821W . дои : 10.1007/978-94-011-5710-0_51 . ISBN 978-94-010-6408-8 .
- ^ Уильямс, Эй Джей (1997). «Первоначальная статистика автоматического поиска сверхновых в Перте» . Публикации Астрономического общества Австралии . 14 (2): 208–213. Бибкод : 1997PASA...14..208W . дои : 10.1071/AS97208 .
- ^ Райдер, SD; и др. (2004). «Модуляции кривой радиоблеска сверхновой типа IIb 2001ig: свидетельство существования двойной прародительницы Вольфа-Райе?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph/0401135 . Бибкод : 2004MNRAS.349.1093R . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID 18132819 .
- ^ Сэдлер, Э.М.; Кэмпбелл, Д. (1997). «Первая оценка частоты радиосверхновых» . Астрономическое общество Австралии . Проверено 8 февраля 2007 г.
- ^ Перец, Х.Б.; Гал-Ям, А.; Маццали, Пенсильвания; Арнетт, Д.; Каган, Д.; Филиппенко А.В.; Ли, В.; Аркави, И.; Ценко, С.Б.; Фокс, Д.Б.; Леонард, округ Колумбия; Мун, Д.-С.; Сэнд, диджей; Содерберг, AM; Андерсон, JP; Джеймс, Пенсильвания; Фоли, Р.Дж.; Ганешалингам, М.; Офек, Е.О.; Билдстен, Л.; Нелеманс, Г.; Шен, К.Дж.; Вайнберг, Нью-Йорк; Мецгер, Б.Д.; Пиро, Алабама; Кваерт, Э.; Киве, М.; Познанский, Д. (2010). «Слабый тип сверхновой от белого карлика с спутником, богатым гелием». Природа . 465 (7296): 322–325. arXiv : 0906.2003 . Бибкод : 2010Natur.465..322P . дои : 10.1038/nature09056 . ПМИД 20485429 . S2CID 4368207 .
- ^ Цветков, Д.Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Советские астрономические письма . 13 : 376–378. Бибкод : 1987СвАЛ...13..376Т .
- ^ Хомейер, Нидерланды (2005). «Влияние загрязнения типа Ibc в образцах космологических сверхновых». Астрофизический журнал . 620 (1): 12–20. arXiv : astro-ph/0410593 . Бибкод : 2005ApJ...620...12H . дои : 10.1086/427060 . S2CID 18855749 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]| Классы |  | |
|---|---|---|
| Физика | ||
| Связанный | ||
| Прародители | ||
| Остатки | ||
| Открытие | ||
| Списки | ||
| Примечательный | ||
| Исследовать |
| |
