Сверхновые типа Ib и Ic - Type Ib and Ic supernovae

Сверхновая типа Ib SN 2008D в галактике NGC 2770 , показанная в рентгеновских лучах (слева) и в видимом свете (справа), в соответствующих положениях изображений. ( Изображение НАСА .)

Тип Ib и Ic типа сверхновых являются категории сверхновых , которые вызваны ядра звезды коллапса из 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 своего гелия. Эти два типа обычно называют сверхновыми с коллапсом ядра .

Спектры

Когда сверхновая наблюдается, то можно разделить на Минковский - Цвикки схемы классификации сверхновой , основанные на линии поглощения , которые появляются в его спектре . Сверхновая звезда сначала классифицируется как Тип I или Тип II , а затем подразделяется на подкатегории на основе более конкретных характеристик. Сверхновые, принадлежащие к общей категории I типа, не имеют линий водорода в спектрах; в отличие от сверхновых типа II, которые действительно показывают линии водорода. Категория Типа I подразделяется на Тип Ia, Тип Ib и Тип Ic.

Сверхновые типа Ib / Ic отличаются от типа Ia отсутствием линии поглощения однократно ионизованного кремния на длине волны 635,5  нм . По мере старения сверхновых типов Ib и Ic на них также отображаются линии таких элементов, как кислород , кальций и магний . Напротив, в спектрах типа Ia преобладают линии железа . Сверхновые типа Ic отличаются от сверхновых типа Ib тем, что в первых также отсутствуют линии гелия на 587,6 нм.

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 (с 25 или более раз масса Солнца ) может потерять до 10 -5 солнечных масс ( M ) каждый год-эквивалент 1  М каждые 100.000 лет.

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 компаньону. Прародители типов Ib и Ic потеряли большую часть своих внешних оболочек из-за сильных звездных ветров или из-за взаимодействия с близким товарищем около 3–4  M . В случае звезды Вольфа – Райе может происходить быстрая потеря массы , и эти массивные объекты демонстрируют 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 (т. е. большую часть слоя гелия), чем предшественники типа Ib. В остальном, однако, механизм, лежащий в основе сверхновых типа Ib и Ic, аналогичен механизму сверхновой типа II, что помещает типы Ib и Ic между типами Ia и II. Из-за их сходства сверхновые типа Ib и Ic иногда вместе называют сверхновыми типа Ibc.

Есть некоторые свидетельства того, что небольшая часть сверхновых типа Ic может быть прародителями гамма-всплесков (GRB); в частности, сверхновые типа Ic, которые имеют широкие спектральные линии, соответствующие высокоскоростным истечениям, считаются сильно связанными с гамма-всплесками. Однако есть также гипотеза, что любая сверхновая типа Ib или Ic без водорода может быть гамма-всплеском, в зависимости от геометрии взрыва. В любом случае, астрономы полагают, что большинство типов Ib, а также, вероятно, Ic, является результатом коллапса ядра массивных звезд, а не термоядерного бегства белых карликов .

Поскольку они образованы из редких, очень массивных звезд, скорость появления сверхновых типа Ib и Ic намного ниже, чем соответствующая скорость для сверхновых типа II. Обычно они возникают в областях нового звездообразования и крайне редко встречаются в эллиптических галактиках . Поскольку они имеют схожий механизм работы, сверхновые типа Ibc и различные сверхновые типа II вместе называются сверхновыми с коллапсом ядра. В частности, тип Ibc можно отнести к сверхновым с разрушенным ядром .

Кривые блеска

В кривые блеска (график яркости в зависимости от времени) типа Ib сверхновых различаются по форме, но в некоторых случаях может быть почти идентичны таковым из типа Ia сверхновых. Однако кривые блеска типа Ib могут достигать максимума 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. Сверхновые типа Ib обычно имеют более медленную скорость спада спектральных кривых, чем Ic.

Кривые блеска сверхновых типа Ia полезны для измерения расстояний в космологическом масштабе. То есть служат стандартными свечами . Однако из-за сходства спектров сверхновых типа Ib и Ic последние могут быть источником загрязнения при обследованиях сверхновых, и их необходимо тщательно удалить из наблюдаемых образцов, прежде чем делать оценки расстояния.

Смотрите также

Рекомендации

Внешние ссылки