stringtranslate.com

Сверхновые типа Ib и Ic

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]

Сверхновые типа Ib и типа Ic — это категории сверхновых , которые возникают в результате коллапса звездного ядра 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

Когда наблюдается сверхновая , ее можно классифицировать по схеме классификации сверхновых Минковского - Цвики на основе линий поглощения , которые появляются в ее спектре . [4] Сверхновую сначала классифицируют как Тип I или Тип II , затем подразделяют на подкатегории на основе более конкретных характеристик. У сверхновых, относящихся к общей категории I типа, в спектрах отсутствуют линии водорода ; 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 типов 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

Луковичные слои развитой массивной звезды (не в масштабе).

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 (масса которых в 25 и более раз превышает массу Солнца ) могут терять 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 свои внешние атмосферы, 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 типа Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновой типа II, таким образом, типы Ib и Ic помещаются 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, 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 также, возможно, и Типа Ic, возникает в результате коллапса ядра в лишенных массивных звездах, 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 возникают в регионах нового звездообразования и крайне редко встречаются в эллиптических галактиках . [14] Поскольку они имеют 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

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 типа Ib и Ic последние могут служить источником загрязнения обзоров сверхновых и должны быть тщательно удалены из наблюдаемых выборок перед проведением оценок расстояний. [16]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Малесани, Д.; и другие. (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.
  2. ^ Содерберг, AM ; и другие. (2008). «Чрезвычайно яркая рентгеновская вспышка при рождении сверхновой». Природа . 453 (7194): 469–474. arXiv : 0802.1712 . Бибкод : 2008Natur.453..469S. дои : 10.1038/nature06997. PMID  18497815. S2CID  453215.
  3. ^ Найе, Р.; Гутро, Р. (21 мая 2008 г.). «Спутник НАСА Swift поймал первую сверхновую в момент взрыва». НАСА / GSFC . Проверено 22 мая 2008 г.
  4. ^ да Силва, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Бибкод : 1993Ap&SS.202..215D. дои : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  5. ^ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). «Таксономия сверхновых». Военно-морская исследовательская лаборатория . Архивировано из оригинала 18 октября 2006 года . Проверено 9 ноября 2006 г.
  6. ^ abcdefg Филиппенко, А.В. (2004). «Сверхновые и их массивные звездные прародители». Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Бибкод : 2005ASPC..332...33F.
  7. ^ ab «Спектры сверхновых типа Ib». КОСМОС — Астрономическая энциклопедия САО . Суинбернский технологический университет . Проверено 5 мая 2010 г.
  8. ^ Дрей, LM; 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 .
  9. ^ 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.
  10. ^ Вусли, 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 . стр. 821–838. Бибкод : 1997ASIC..486..821W. дои : 10.1007/978-94-011-5710-0_51. ISBN 978-94-010-6408-8.
  11. ^ Уильямс, AJ (1997). «Первоначальная статистика автоматического поиска сверхновых в Перте». Публикации Астрономического общества Австралии . 14 (2): 208–213. Бибкод : 1997PASA...14..208W. дои : 10.1071/AS97208 .
  12. ^ Райдер, SD; и другие. (2004). «Модуляции кривой радиоблеска сверхновой типа IIb 2001ig: свидетельства 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.
  13. ^ Сэдлер, Э.М.; Кэмпбелл, Д. (1997). «Первая оценка частоты радиосверхновых». Астрономическое общество Австралии . Проверено 8 февраля 2007 г.
  14. ^ 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; Куатэрт, Э.; Киве, М.; Познанский, Д. (2010). «Слабая сверхновая от белого карлика с спутником, богатым гелием». Природа . 465 (7296): 322–325. arXiv : 0906.2003 . Бибкод : 2010Natur.465..322P. дои : 10.1038/nature09056. PMID  20485429. S2CID  4368207.
  15. ^ Цветков, Д.Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Советские астрономические письма . 13 : 376–378. Бибкод : 1987СвАЛ...13..376Т.
  16. ^ 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