Supernovă de tip Ib și Ic

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Supernova 2008D tip Ib[1][2] în galaxia NGC 2770, fotografiată în raze X (stânga) și în lumină vizibilă (dreapta). NASA image.[3]

Supernova de tip Ib și tip Ic reprezintă o categorie de explozii stelare cauzate de colapsul interior al stelelor masive. Aceste stele au pierdut (sau le-a fost luat) învelișul exterior de hidrogen, și, în comparație cu supernovele de tip Ia, nu au silicon prezent în liniile de absorbție. Ipotetic, supernovele tip Ic diferă prin faptul ca au pierdut mai mult decât învelișul inițial, pierzând majoritatea heliului posedat.

Spectrografie[modificare | modificare sursă]

Supernovele sunt categorisite conform schemei MinkowskiZwicky bazată pe liniile de absorbție care apar în spectrul său [4] . O supernovă este prima data categorisită ca fiind tip I sau tip II, și apoi sub-categorisită după diverse criterii. Supernovele de tip I nu au hidrogen în liniile spectrale, în contrast cu cele de tip II care au. Tipul I este divizat în Ia, Ib și Ic[5]. În supernovele de tip Ib/Ic lipsesc linile spectrale de absorbție de silicon unic ionizat cu frecvența de 635.5 nanometri.[6]. Pe masură ce supernovele tip Ib/Ic îmbătrânesc, încep să prezinte linii de absorbție ale unor elemente precum oxigen, calciu și magneziu. În contrast, spectrul supernovelor de tip Ia devin dominate de linii de fier.[7]. Supernovele de tip Ic se deosebesc de cele de tip Ib prin absența în cele din urma a liniilor de heliu pe frecvența de 587.6 nm.[7]

Formare[modificare | modificare sursă]

Staturile unei stele masive evoluate(nu este la scară).

Înainte de a deveni supernovă, o stea masivă este organizată ca o ceapă, cu straturi de diferse elemente care fuzionează. Cel mai exterior strat este cel de hidrogen, urmat de heliu, carbon, oxigen ș.a.m.d. În momentul în care stratul exterior de hidrogen este pierdut, urmatorul strat este expus (heliu în principal amestecat cu alte elemente). Acest fenoment se întâmplă când stea foarte fierbinte și masivă ajunge la un punct în evoluția sa când o semnificativă parte a masei sale este pierdută datorită vîntului stelar. Stelele masive (25+ mase solare) pot pierde pâna la 10−5 mase solare în 100.000 de ani.[8]

Supernovele de tip Ib și Ic se presupune că sunt produse prin colapsul nucleului stelelor masive care și-au pierdut straturile exterioare de hidrogen și heliu, prin vînturi solare sau prin transfer de masă către o stea pereche.[9][10] Pierderea rapidă de masa se poate întâmpla în cazul steleor de tip Wolf-Rayet și aceste obiecte masive prezintă o spectra unde absentează hidrogenul. Urmașii de tip Ib au ejectat majoritatea hidrogenului din atmosfera exterioară, în timp ce cei de tip Ic au pierdut atît învelișul de hidrogen cît și cel de heliu.[6] În alte privințe mecanismele care stau în spatele formării supernovelor de tip Ib și Ic sunt similare cu cele de tip II, plasînd astfel tip Ib/c între Ia și II.[6] Datorită acestor similarități supernovele de tip Ib/c sunt numite colectiv supernove de tip Ibc.[11]

Există dovezi că un mic procent de supernove de tip Ic pot fi cauzate de către explozii de raze gama, deși exista ipoteza ca orice supernova de tip Ib sau Ic poate fi o explozie de raze gama în funcție de geometria exploziei.[12] În orice caz, astronomii cred ca majoritatea celor de tip Ib, și probabil cele de tip Ic, rezultă din colapsul nucleului unor stele masive lipsite de straturile externe, și nu prin scurgeri termonucleare ale piticelor albe.[6] Datorită faptului că se formează din stele rare, foarte masive, frecvența supernovelor de tip Ib și Ic este mult mai mică decît a celor de tip II.[13] În mod normal apar în regiuni în care se formează stele noi și nu au fost niciodată observate în galaxii eliptice.[10]

Light curves[modificare | modificare sursă]

The light curves (a plot of luminosity versus time) of Type Ib supernovae vary in form, but in some cases can be nearly identical to those of Type Ia supernovae. However, Type Ib light curves may peak at lower luminosity and may be redder. In the infrared portion of the spectrum, the light curve of a Type Ib supernova is similar to a Type II-L light curve. (See Supernova.)[14] Type Ib supernovae usually have slower decline rates for the spectral curves than Ic.[6]

Type Ia supernovae light curves are useful for measuring distances on a cosmological scale. That is, they serve as standard candles. However, due to the similarity of the spectra of Type Ib and Ic supernovae, the latter can form a source of contamination of supernova surveys and must be carefully removed from the observed samples before making distance estimates.[15]

Vezi și[modificare | modificare sursă]

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201
  2. ^ Soderberg, A.M. (2008). „An extremely luminous X-ray outburst at the birth of a supernova”. Nature 453 (7194): 469. doi:10.1038/nature06997. arΧiv:0802.1712. PMID 18497815. 
  3. ^ Naeye, R.; Gutro, R. (21 mai 2008). „NASA's Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding”. NASA/GSFC. http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/swift_supernova.html. Accesat la 22 mai 2008. 
  4. ^ da Silva, L.A.L. (1993). „The Classification of Supernovae”. Astrophysics and Space Science 202 (2): 215–236. doi:10.1007/BF00626878. Bibcode1993Ap&SS.202..215D. 
  5. ^ Montes, M. (12 februarie 2002). „Supernova Taxonomy”. Naval Research Laboratory. http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html. Accesat la 9 noiembrie 2006. 
  6. ^ a b c d e Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201
  7. ^ a b Type Ib Supernova Spectra”. COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. http://cosmos.swin.edu.au/entries/typeibsupernovaspectra/typeibsupernovaspectra.html?e=1. Accesat la 5 mai 2010. 
  8. ^ Dray, L.M.; Tout, C.A.; Karaks, A.I.; Lattanzio, J.C. (2003). „Chemical enrichment by Wolf-Rayet and asymptotic giant branch stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 338: 973–989. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x. Bibcode2003MNRAS.338..973D. 
  9. ^ Pols, O. (26 October – 1 November 1995). „Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae”. Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research. Chiang Mai, Thailand. pp. 153–158. Bibcode1997rdbs.conf..153P. 
  10. ^ a b Woosley, S. E.; Eastman, R.G. (June 20–30, 1995). „Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra”. Proceedings of the NATO Advanced Study Institute. Begur, Girona, Spain: Kluwer Academic Publishers. pp. 821. Bibcode1997thsu.conf..821W. 
  11. ^ Williams, A.J.. „Initial Statistics from the Perth Automated Supernova Search”. Publications of the Astronomical Society of Australia 14 (2): 208–13. Bibcode1997PASA...14..208W. 
  12. ^ Ryder, S.D. (2004). „Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 349 (3): 1093–1100. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. Bibcode2004MNRAS.349.1093R. 
  13. ^ Sadler, E.M.; Campbell, D. (1997). „A first estimate of the radio supernova rate”. Astronomical Society of Australia. http://www.atnf.csiro.au/pasa/14_2/sadler/paper/node4.html. Accesat la 8 februarie 2007. 
  14. ^ Tsvetkov, D.Yu. (1987). „Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991”. Soviet Astronomy Letters 13: 376–378. Bibcode1987SvAL...13..376T. 
  15. ^ Homeier, N.L. (2005). „The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples”. The Astrophysical Journal 620 (1): 12–20. doi:10.1086/427060. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/427060.