stringtranslate.com

Сверхновые типа Ib и Ic

Сверхновая типа Ib SN 2008D [1] [2] в галактике NGC 2770 , показанная в рентгеновских лучах (слева) и видимом свете (справа), в соответствующих положениях на снимках. ( Изображение NASA .) [3]

Сверхновые типа Ib и типа Ic — это категории сверхновых , которые вызваны коллапсом звездного ядра массивных звезд . Эти звезды сбросили или лишились своей внешней оболочки из водорода , и, по сравнению со спектром сверхновых типа Ia , у них отсутствует линия поглощения кремния. По сравнению с типом 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 лишенного ядра .

Спектры

Когда наблюдается сверхновая , ее можно классифицировать по схеме классификации сверхновых Минковского - Цвикки на основе линий поглощения , которые появляются в ее спектре . [4] Сначала сверхновая классифицируется как Тип I или Тип II , а затем подразделяется на подкатегории на основе более конкретных признаков. Сверхновые, принадлежащие к общей категории Тип I, не имеют линий водорода в своих спектрах; в отличие от сверхновых Типа II, которые 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  нанометров . [6] По мере старения сверхновых типов Ib и Ic в 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 эволюционировавшей массивной звезды (не в масштабе).

Прежде чем стать сверхновой, эволюционировавшая массивная звезда организована как луковица, 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, это обнажает следующий слой, который состоит в основном из гелия (смешанного с другими элементами). Это может произойти, когда очень горячая массивная звезда достигает точки своей эволюции, когда происходит значительная потеря массы из-за ее звездного ветра. Очень массивные звезды (с массой в 25 и более раз больше массы Солнца ) могут терять до 10−5 солнечных масс ( M☉ ) каждый год — эквивалент 1  M☉ каждые 100 000 лет. [8]

Предполагается, что сверхновые типа Ib и Ic были созданы в результате коллапса ядра массивных звезд, которые потеряли свой внешний слой водорода и гелия либо из-за ветров, либо из-за переноса массы к 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 компаньоном массой 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. Прародители типа Ib выбросили большую часть водорода из своих внешних атмосфер, в то время как прародители типа Ic потеряли как водородную, так и гелиевую оболочки; другими словами, тип Ic потерял большую часть своей оболочки (т. е. большую часть гелиевого слоя), чем прародители типа Ib. [6] Однако в других отношениях механизм, лежащий в основе сверхновых типов Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновых типа II, что позволяет поместить типы Ib и Ic между типами Ia и II. [6] Из-за их сходства сверхновые типов Ib и Ic иногда вместе называют сверхновыми типа Ibc. [11]

Есть некоторые свидетельства того, что небольшая часть сверхновых типа Ic может быть предшественниками гамма-всплесков (GRB); в частности, сверхновые типа Ic, которые имеют широкие спектральные линии, соответствующие высокоскоростным потокам, как полагают, тесно связаны с GRB. Однако также предполагается, что любая лишенная водорода сверхновая типа Ib или Ic может быть GRB, в зависимости от геометрии взрыва. [12] В любом случае, астрономы полагают, что большинство сверхновых типа Ib, а возможно, и типа Ic, являются результатом коллапса ядра в лишенных водорода массивных звездах, а не термоядерного разбега белых карликов . [6]

Поскольку они образуются 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 областях нового звездообразования и чрезвычайно редки в эллиптических галактиках . [14] Поскольку они имеют схожий механизм действия, тип Ibc и различные сверхновые типа II совместно называются сверхновыми с коллапсом ядра. В частности, тип Ibc можно назвать сверхновыми с коллапсом ядра . [6]

Кривые блеска

Кривые блеска (график зависимости светимости 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 достигать пика 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 медленные темпы спада для 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 стать источником загрязнения обзоров сверхновых и должны быть тщательно удалены из наблюдаемых образцов перед проведением оценок расстояний. [16]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Malesani, D.; et al. (2008). "Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D". Astrophysical Journal . 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 др. (2008). «Чрезвычайно яркая вспышка рентгеновского излучения при рождении сверхновой». Nature . 453 (7194): 469–474. arXiv : 0802.1712 . Bibcode : 2008Natur.453..469S. doi : 10.1038/nature06997. PMID  18497815. S2CID  453215.
  3. ^ Naeye, R.; Gutro, R. (21 мая 2008 г.). «Спутник NASA Swift ловит первую сверхновую в момент взрыва». NASA / GSFC . Получено 22 мая 2008 г.
  4. ^ da Silva, LAL (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука . 202 (2): 215–236. Bibcode : 1993Ap&SS.202..215D. doi : 10.1007/BF00626878. S2CID  122727067.
  5. ^ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). "Таксономия сверхновых". Научно-исследовательская лаборатория ВМС . Архивировано из оригинала 18 октября 2006 г. Получено 09.11.2006 г.
  6. ^ abcdefg Филиппенко, А. В. (2004). "Сверхновые и их массивные звезды-прародители". Судьба самых массивных звезд . 332 : 34. arXiv : astro-ph/0412029 . Bibcode :2005ASPC..332...33F.
  7. ^ ab "Спектры сверхновых типа Ib". COSMOS – Энциклопедия астрономии SAO . Технологический университет Суинберна . Получено 05.05.2010 .
  8. ^ Dray, LM; Tout, CA; Karaks, AI; Lattanzio, JC (2003). «Химическое обогащение звездами Вольфа-Райе и асимптотической ветви гигантов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 338 (4): 973–989. Bibcode : 2003MNRAS.338..973D. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x .
  9. ^ Полс, О. (26 октября – 1 ноября 1995 г.). «Близкие двойные предшественники сверхновых типа Ib/Ic и IIb/II-L». Труды Третьей конференции стран Тихоокеанского региона по последним разработкам в области исследований двойных звезд . Чиангмай, Таиланд. стр. 153–158. Bibcode : 1997ASPC..130..153P.
  10. ^ Woosley, SE; Eastman, RG (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. Bibcode : 1997ASIC..486..821W. doi : 10.1007/978-94-011-5710-0_51. ISBN 978-94-010-6408-8.
  11. ^ Уильямс, А. Дж. (1997). «Начальная статистика из Пертского автоматизированного поиска сверхновых». Публикации Астрономического общества Австралии . 14 (2): 208–213. Bibcode :1997PASA...14..208W. doi : 10.1071/AS97208 .
  12. ^ Райдер, SD; и др. (2004). «Модуляции в радиосветовой кривой сверхновой типа IIb 2001ig: доказательства предшественника двойной системы Вольфа-Райе?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 349 (3): 1093–1100. arXiv : astro-ph/0401135 . Bibcode : 2004MNRAS.349.1093R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x . S2CID  18132819.
  13. ^ Садлер, Э. М.; Кэмпбелл, Д. (1997). "Первая оценка частоты появления сверхновых в радиодиапазоне". Астрономическое общество Австралии . Получено 08.02.2007 .
  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 . Bibcode : 2010Natur.465..322P. doi : 10.1038/nature09056. PMID  20485429. S2CID  4368207.
  15. ^ Цветков, Д. Ю. (1987). «Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991». Письма в Советскую Астрономию . 13 : 376–378. Bibcode : 1987SvAL...13..376T.
  16. ^ Homeier, NL (2005). «Эффект загрязнения типа Ibc в образцах космологических сверхновых». The Astrophysical Journal . 620 (1): 12–20. arXiv : astro-ph/0410593 . Bibcode : 2005ApJ...620...12H. doi : 10.1086/427060. S2CID  18855749.

Внешние ссылки