Tip Ib ve Ic süpernovaları - Type Ib and Ic supernovae
Tip Ib ve Tip Ic süpernovalar , büyük kütleli yıldızların yıldız çekirdeğinin çökmesinden kaynaklanan süpernova kategorileridir . Bu yıldızlar, dış hidrojen zarflarından sıyrılmış veya sıyrılmıştır ve Tip Ia süpernova spektrumuyla karşılaştırıldığında , silikonun absorpsiyon hattından yoksundurlar . Tip Ib ile karşılaştırıldığında, Tip Ic süpernovaların, helyumlarının çoğu da dahil olmak üzere ilk zarflarının çoğunu kaybettiği varsayılır. İki tip genellikle soyulmuş çekirdek çöküşü süpernovaları olarak adlandırılır .
spektrum
Bir süpernova gözlemlendiğinde, spektrumunda görünen absorpsiyon çizgilerine dayalı olarak Minkowski – Zwicky süpernova sınıflandırma şemasında kategorize edilebilir . Bir süpernova önce Tip I veya Tip II olarak sınıflandırılır , ardından daha spesifik özelliklere göre alt kategorilere ayrılır. Tip I genel kategorisine ait olan süpernovaların tayflarında hidrojen çizgileri yoktur; hidrojen çizgileri gösteren Tip II süpernovaların aksine. Tip I kategorisi, Tip Ia, Tip Ib ve Tip Ic olarak alt bölümlere ayrılmıştır.
Tip Ib / lc Süpernova'da ayırt edilir Tip la bir eksikliği ile emme hattı , tek başına iyonize arasında silikon , bir de dalga boyu 635,5 arasında nanometre . Tip Ib ve Ic süpernova yaşı olarak, oksijen , kalsiyum ve magnezyum gibi elementlerden gelen çizgiler de gösterirler . Buna karşılık, Tip Ia spektrumları demir çizgilerinin egemenliğine girer . Tip Ic süpernovalar, Tip Ib'den ayrılırlar, çünkü birincisinde 587,6 nm'de helyum çizgileri de yoktur .
oluşum
Evrimleşmiş büyük kütleli bir yıldız, bir süpernova olmadan önce, füzyona uğrayan farklı elementlerin katmanları ile bir soğan gibi organize olmuştur. En dıştaki katman hidrojen, ardından helyum, karbon, oksijen ve benzerlerinden oluşur. Böylece hidrojenin dış zarfı döküldüğünde, bu, esas olarak helyumdan (diğer elementlerle karıştırılmış) oluşan bir sonraki tabakayı ortaya çıkarır. Bu, çok sıcak, büyük kütleli bir yıldız, yıldız rüzgarından önemli kütle kaybı meydana geldiğinde evriminde bir noktaya ulaştığında meydana gelebilir. Son derece kütleli yıldızlar ( Güneş'in kütlesinin 25 katı veya daha fazla kütleye sahip ) her yıl 10 −5 güneş kütlesi ( M ☉ ) kaybedebilir - her 100.000 yılda bir 1 M ☉ eşdeğeri .
Tip Ib ve Ic süpernovalarının, dış hidrojen ve helyum katmanlarını ya rüzgarlar ya da bir yoldaşına kütle aktarımı yoluyla kaybeden büyük kütleli yıldızların çekirdek çöküşüyle üretildiği varsayılır. Tip Ib ve Ic'nin ataları, güçlü yıldız rüzgarları ya da yaklaşık 3-4 M ☉ yakın bir yoldaş ile etkileşimden dolayı dış zarflarının çoğunu kaybetmişlerdir . Bir Wolf-Rayet yıldızı durumunda hızlı kütle kaybı meydana gelebilir ve bu devasa nesneler hidrojenden yoksun bir spektrum gösterir. Tip Ib ataları hidrojenin çoğunu dış atmosferlerinden dışarı atarken, Tip Ic ataları hem hidrojen hem de helyum kabuklarını kaybetmiştir; başka bir deyişle, Tip Ic, Tip Ib'nin atalarından daha fazla zarflarını (yani helyum tabakasının çoğunu) kaybetmiştir. Bununla birlikte, diğer açılardan, Tip Ib ve Ic süpernovalarının altında yatan mekanizma, Tip II süpernovanınkine benzerdir, bu nedenle Tip Ib ve Ic'yi Tip Ia ve Tip II arasına yerleştirir. Benzerlikleri nedeniyle, Tip Ib ve Ic süpernovaları bazen toplu olarak Tip Ibc süpernovaları olarak adlandırılır.
Tip Ic süpernovaların küçük bir bölümünün gama ışını patlamalarının (GRB'ler) öncüleri olabileceğine dair bazı kanıtlar vardır ; özellikle, yüksek hızlı çıkışlara karşılık gelen geniş spektral çizgilere sahip tip Ic süpernovaların, GRB'lerle güçlü bir şekilde ilişkili olduğu düşünülmektedir. Bununla birlikte, herhangi bir hidrojen soyulmuş Tip Ib veya Ic süpernova'nın, patlamanın geometrisine bağlı olarak bir GRB olabileceği de varsayılmaktadır. Her durumda, gökbilimciler, Tip Ib'nin ve muhtemelen Tip Ic'nin çoğunun, beyaz cücelerin termonükleer kaçaklarından ziyade, soyulmuş, büyük kütleli yıldızlardaki çekirdek çöküşünden kaynaklandığına inanıyor .
Nadir, çok büyük kütleli yıldızlardan oluştukları için, Tip Ib ve Ic süpernova oluşum oranı, Tip II süpernova için karşılık gelen orandan çok daha düşüktür. Normalde yeni yıldız oluşum bölgelerinde meydana gelirler ve eliptik gökadalarda son derece nadirdirler . Benzer bir çalışma mekanizmasını paylaştıklarından, Tip Ibc ve çeşitli Tip II süpernovalar topluca çekirdek çöküş süpernovaları olarak adlandırılır. Özellikle Tip Ibc, soyulmuş çekirdek çöküşü süpernovaları olarak adlandırılabilir .
Işık eğrileri
Işık eğrileri Tip Ib süpernovaların (zamana karşı parlaklık bir grafiğidir) şeklinde farklıdır, ama bazı durumlarda Tip la süpernovaların kişilerce hemen hemen aynı olabilir. Bununla birlikte, Tip Ib ışık eğrileri daha düşük parlaklıkta zirve yapabilir ve daha kırmızı olabilir. İçinde kızılötesi spektrum kısmına, bir Tip Ib süpernovadan hafif eğri bir Tip II-L hafif eğri benzer. Tip Ib süpernovalar genellikle spektral eğriler için Ic'den daha yavaş düşüş oranlarına sahiptir.
Tip Ia süpernova ışık eğrileri, kozmolojik ölçekte mesafeleri ölçmek için kullanışlıdır. Yani standart mum görevi görürler . Bununla birlikte, Tip Ib ve Ic süpernovalarının spektrumlarının benzerliği nedeniyle, ikincisi süpernova araştırmalarında bir kontaminasyon kaynağı oluşturabilir ve mesafe tahminleri yapılmadan önce gözlemlenen örneklerden dikkatlice çıkarılmalıdır.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Dış bağlantılar