Сверхновые типа Ib и Ic - Type Ib and Ic supernovae

Сверхновая типа Ib SN 2008D[1][2] в галактике NGC 2770, Показано в рентгеновский снимок (слева) и видимый свет (справа) в соответствующих положениях изображений. (НАСА изображение.)[3]

Сверхновые типа Ib и типа Ic категории сверхновые которые вызваны звездное ядро крах из массивные звезды. Эти звезды сбросили или лишились внешней оболочки водород, а по сравнению со спектром Сверхновые типа Ia им не хватает 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 снятые сверхновые с коллапсом ядра.

Спектры

Когда сверхновая звезда наблюдается, его можно отнести к категории Минковский –Цвикки Схема классификации сверхновых на основе линии поглощения которые появляются в его спектр.[4] Сверхновая сначала классифицируется как Тип I или Тип II, а затем разделены на подкатегории на основе более конкретных черт. Сверхновые, относящиеся к общей категории I типа, отсутствуют. водород линии в их 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 Тип Ia отсутствием линия поглощения однократно ионизированных кремний в длина волны из 635,5нанометры.[6] По мере старения сверхновых типа Ib и Ic они также отображают линии от таких элементов, как кислород, кальций и магний. Напротив, в спектрах типа Ia преобладают линии утюг.[7] Сверхновые типа Ic отличаются от сверхновых типа Ib тем, что у первых также отсутствуют линии гелий при 587,6 нм.[7]

Формирование

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 (масса в 25 или более раз превышает массу солнце ) может проиграть до 10−5 солнечные массы (M☉ ) каждый год - эквивалент 1M☉ каждые 100000 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 сильной звездные ветры или еще от взаимодействия с близким собеседником около 3–4M☉.[9][10] Быстрая потеря массы может произойти в случае Звезда 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 (то есть большую часть слоя гелия), чем предшественники типа Ib.[6] В остальном, 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 предшественником гамма-всплески (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 полагают, что большинство типов Ib, а также, вероятно, Ic, является результатом коллапса ядра в лишенных массивных звезд, а не термоядерного бегства белые карлики.[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 регионах. эллиптические галактики.[14] Поскольку они имеют схожий механизм работы, сверхновые типа Ibc и различные сверхновые типа II вместе называются сверхновыми с коллапсом ядра. В частности, Type Ibc может называться снятые сверхновые с коллапсом ядра.[6]

Кривые блеска

В кривые блеска (график зависимости яркости от времени) сверхновые типа Ib различаются по форме, но в некоторых случаях могут быть почти идентичны таковым у сверхновых типа Ia. Однако кривые блеска типа Ib могут достигать максимума при более низкой светимости и могут быть более красными. в инфракрасный В этой части спектра кривая блеска сверхновой типа Ib подобна кривой блеска типа II-L.[15] Сверхновые типа Ib обычно имеют более медленную скорость спада спектральных кривых, чем Ic.[6]

Кривые блеска сверхновых типа Ia полезны для измерения расстояний в космологическом масштабе. То есть они служат стандартные свечи. 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]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Malesani, D .; и другие. (2008). «Ранняя спектроскопическая идентификация SN 2008D». Астрофизический журнал. 692 (2): L84 – L87. arXiv:0805.1188. Bibcode:2009ApJ ... 692L..84M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84. S2CID  1435322.
  2. ^ Содерберг, А. М .; и другие. (2008). «Чрезвычайно яркая рентгеновская вспышка при рождении сверхновой». Природа. 453 (7194): 469–474. arXiv:0802.1712. Bibcode:2008Натура.453..469S. Дои: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. Получено 2008-05-22.
  4. ^ да Силва, Л. А. Л. (1993). «Классификация сверхновых». Астрофизика и космическая наука. 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap и SS.202..215D. Дои:10.1007 / BF00626878. S2CID  122727067.
  5. ^ Монтес, М. (12 февраля 2002 г.). «Таксономия сверхновых». Лаборатория военно-морских исследований. Архивировано из оригинал 18 октября 2006 г.. Получено 2006-11-09.
  6. ^ а б c d е ж грамм Филиппенко, А. (2004). «Сверхновые и их массивные звездные прародители». Судьба самых массивных звезд. 332: 34. arXiv:Astro-ph / 0412029. Bibcode:2005ASPC..332 ... 33F.
  7. ^ а б «Спектры сверхновых типа Ib». КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО. Технологический университет Суинберна. Получено 2010-05-05.
  8. ^ Dray, L.M .; Tout, C.A .; Каракс, А. И .; Латтанцио, Дж. К. (2003). «Химическое обогащение по Вольфу-Райе и асимптотические звезды ветви гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (4): 973–989. Bibcode:2003МНРАС.338..973Д. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06142.x.
  9. ^ Польс О. (26 октября - 1 ноября 1995 г.). "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, S.E .; Истман, Р. (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. Дои:10.1007/978-94-011-5710-0_51.
  11. ^ Уильямс, А. Дж. (1997). «Первоначальные статистические данные автоматического поиска сверхновых в Перте». Публикации Астрономического общества Австралии. 14 (2): 208–213. Bibcode:1997PASA ... 14..208Вт. Дои:10.1071 / AS97208.
  12. ^ Ryder, S.D .; 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:2004МНРАС.349.1093Р. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.07589.x. S2CID  18132819.
  13. ^ Sadler, E.M .; Кэмпбелл, Д. (1997). «Первая оценка скорости сверхновых в радиоэфире». Астрономическое общество Австралии. Получено 2007-02-08.
  14. ^ Perets, H.B .; Гал-Ям, А .; Mazzali, P.A .; Arnett, D .; Каган, Д .; Филиппенко, А. В .; Li, W .; Arcavi, I .; Ченко, С.Б .; Fox, D. B .; Леонард, Д. С .; Moon, D.-S .; Sand, D.J .; Содерберг, А. М .; Андерсон, Дж. П .; Джеймс, П. А .; Foley, R.J .; Ganeshalingam, M .; Офек, Э. О .; Bildsten, L .; Nelemans, G .; Шен, К. Дж .; Weinberg, N.N .; Metzger, B.D .; Piro, A. L .; 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:2010Натура.465..322П. Дои:10.1038 / природа09056. PMID  20485429. S2CID  4368207.
  15. ^ Цветков, Д.Ю. (1987). "Кривые блеска сверхновой типа Ib: SN 1984l в NGC 991". Письма советской астрономии. 13: 376–378. Bibcode:1987SvAL ... 13..376T.
  16. ^ Гомейер, Н. Л. (2005). "Эффект загрязнения типа Ibc в образцах космологических сверхновых". Астрофизический журнал. 620 (1): 12–20. arXiv:Astro-ph / 0410593. Bibcode:2005ApJ ... 620 ... 12H. Дои:10.1086/427060. S2CID  18855749.

внешняя ссылка