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 .
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 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]
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 типами 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 (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]