Tip Ib ve Ic süpernova

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Jump to navigation Jump to search
SN 2008d, Tip Ib süpernova, X-ışını spektrumunda (sol) ve görünür ışık (sağ) gösterilmiştir. NASA fotoğrafı.

Ib ve Ic tipi süpernovalar, çok büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki Hidrojenin tamamını tüketirler. Ia tipi bir Süpernova'nın spektrumu ile kıyaslandığında, silikona ait emilim çizgilerinin eksik olduğu görülür. Bu Ib ve Ic tipi Süpernovaların çekirdeklerindeki helyumun da büyük çoğunluğunun tükendiği Hipotezi yapılmıştır. Bundan dolayı bu iki tip süpernovaya tükenmiş çekirdeği çöken süpernova denir.[1]

Spektrum[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir Süpernova gözlemlendiğinde, spektrumundaki emilim çizgilerine dayalı yapılan Minkowski-Zwicky tipi sınıflandırma şemasına göre kategorilendirilebilir.[2] Bir süpernova ilk önce I ya da II tip bir Süpernova olarak sınıflandırılır, sonrasında ise daha karmaşık yöntemlerle alt sınıflara ayrılır. Temel Kategori I'de yer alan süpernovalar spektrumlarında hidrojen eksikliği çekerler; bununla birlikte II tipi süpernovalar spektrumlarında daha fazla hidrojen emilimi gösterir. I kategorisindeki Süpernovalar da bu duruma göre Ia, Ib ve Ic alt sınıflarına ayrılırlar.[3]

Ib & Ic tipi Süpernovalar 635.5 nanometre dalga boyundaki iyonze edilmiş silikonların Tayf Çizgilerinin miktarına göre dağıtılır.[4] Ib ve Ic tipi Süpernovalar yaşlandıkça, emilim spektrumlarında Oksijen, Kalsiyum ve Magnezyum gibi elementler de görülür. Fakat Ia tipi süpernovalarda baskın yoğunluk Demire aittir. Ib tipi Süpernovalar, Ic'den, içlerindeki 587.6 nm dalga boyundaki emilim çizgilerinin azlığına göre ayrılır.[5]

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüksek kütleli bir yıldızın soğan benzeri madde yapısı. (ölçek değeri taşımaz)

Bir Süpernova patlamasının gerçekleşmesi için gereken öncelikli durum, soğan benzeri yapı içinde olan ve evrimini tamamlamış yüksek kütleli yıldızlarda, farklı tabakalarda sürekli yaşanan füzyondur. En dıştaki katman Hidrojen içerir, sonrasından ise helyum karbon, oksijen... gelir. Bu yüzden dış katmandaki hidrojen azaldığında, bu bir sonraki tabakadaki helyumun füzyonu başlar (bazen bu diğer elementlerle birleşerek devam eder.). Bu ancak çok yüksek sıcaklıklarda yıldızın kütlesinin yüksek bir kısmının yıldızlararası rüzgarlar sonucu azalmasıyla görülür. Yüksek kütleli yıldızlar (Güneş'ten 25 kat ya da daha fazla kütleli) bu olay sırasında kütlelerinin yılda 10−5 Güneş kütlesi kadarını kaybederler - Her 100.000 yılda 1 M☉.[6]

Ib ve Ic tipi Süpernovalar yapılan hipotezlere göre yüksek kütleli yıldızların çekirdeklerinin patlaması sonucu elde edilmektedirler. Bu tür yıldızlar, tepkimeler ya da yıldızlar arası rüzgar sonucu çekirdeklerindeki tüm Hidrojen ve Helyum'u yitirdiklerinde, çekirdek kütleleri kendini taşıyamayacak miktarda artar.[6] Ib ve Ic tipi yıldızların ataları dış cephelerindeki kütlenin 3–4 M☉ kadarını halihazırda yok etmiş olurlar.[7][8] Wolf-Rayet yıldızlarında çok daha yüksek dış cephe kütle kaybı görülebilir ve durumdan dolayı bu cisimlerin spektrumlarında neredeyse hiç Hidrojen görülmez. Ib tipi Süpernovaların atası olan yıldızlarda biraz Hidrojen ve Helyum görülürken Ic tipi Süpernovaların atası olan yıldızlarda Hidrojen ve Helyuma hiç rastlanmaz. Başka bir deyişle; Ib tipi süpernovaların atası olan yıldızlara kıyasla Ic tipi Süpernovaların atası olan yıldızların hiç dış cephesi kalmamıştır. Ib ve Ic tipi Süpernovalar arasındaki bu ufak farklılıklar sebebiyle, Ibc tipi Süpernovalar olarak da sınflandırılabilir..[9]

Bir takım kanıtlar, Ic tipi Süpernovaların küçük bir yüzdesinin gama-ışın patlaması ( GIP) sonucu oluşabileceğini öngörmektedir. Özellikle Ic tipi Süpernovaların spektrumlarındaki net çizgiler gama-ışın patlaması'na (GRB) çok benzemektedir. Bu konu hakkında yapılan hipotezler Ib ya da Ic tipi süpernovaların bir GIP sonucu oluşmasının patlamanın geometrisiyle alakası olduğunu önermektedir.[10] Bununla birlikte bu durumu inceleyen pek çok stronom I tipi tüm Spernovaların beyaz dev gibi çok yüksek kütleli yıldızların patlaması sonucu oluştuğunu düşünmektedirler.

Çok nadir oluştukalrından ve bulunduklarından dolayı Ib ile Ic tipi Süpernovaların oluşma oranının II. tip Süpernovalara göre çok düşük olduğu bilinmektedir.[11] Genellikle yeni yıldız oluşma bölgelerindeki gaz bulutları içinde görülürler ve daha önce hiçbir eliptik gök adada görülmemişlerdir.[8] Oluşma mekanizmalarının benzerliğinden dolayı II. tipteki bazı Süpernovalar ile Ib ve Ic tipi süpernovalar birbirlerine benzerlik gösterirler. Özellikle de Ib ve Ic tipi Süpernovalar bu mekanizmadan dolayı yüzeyini süpürmüş- süpernova denebilir.

Işık Eğrileri[değiştir | kaynağı değiştir]

Ib Tipi Süpernovalardaki ışık eğrisi (Parlaklık-zaman grafiği) formunda farklılık gösterebilir, ancak pek çok ayrıntılı durum incelendiğinde Ia tipi Süpernovalardan farklı olduğu görülür... Bununla birlikte Ib tipi süpernovaların ışık eğrileri düşük parlaklıklarda tepe noktasına ulaşabilir ya da kızıla kayabilir. Spektrumun kızılötesi kısmında,Ib tipi süpernovaların davranışları II-L tipi Süpernovalarınkiyle benzerlikler taşır. (Süpernova madesine bakınız.)[12] Ib tipi Süpernovaların kırılma spetrumlarında, Ic tipi süpernovalardan daha yavaş azalma bir eğrisi vardır.

Ia Süpernovaların ışık eğrileri kozmolojik boyutlarda uzunluk ölçmek için çok kullanışlıdır. Bundan dolayı bu tip süpernovalar kozmolojide standart kandela birimi olarak da kullanılır. bununla birlikte Ib ve Ic tipi süpernovaların spektrumlarının benzerliği sebebiyle, Bu ikilik, süpernova gözlemlerinde bir kirlilik yaratır ve uzunlk hesaplamalarından önce; gözlemlenen örneklerin dikkatlice seçilerek gereksiz örneklerin kaldırılması gerekir.[13]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "Early spectroscopic identification of SN 2008D". Cornell Üniversitesi. 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160705170844/http://arxiv.org/abs/0805.1188. 
  2. ^ https://en.wikipedia.org/wiki/Astrophysics_and_Space_Science
  3. ^ "A Supernovae Taxonomy Flow Chart". nrl.navy.mil. 28 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20120828145406/http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html. 
  4. ^ "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". Cornell Üniversitesi. 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160705170849/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412029. 
  5. ^ "Type Ib Supernova Spectra". astronomy.swin.edu.au. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20150601104617/http://astronomy.swin.edu.au:80/cosmos/T/Type+Ib+Supernova+Spectra. 
  6. ^ https://en.wikipedia.org/wiki/Monthly_Notices_of_the_Royal_Astronomical_Society
  7. ^ 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. ss. 153–158. Bibcode 1997rdbs.conf..153P. 
  8. ^ 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. ss. 821. Bibcode 1997thsu.conf..821W. 
  9. ^ "SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service". adsabs.harvard.edu. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PASA...14..208W. 
  10. ^ 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. arXiv:astro-ph/0401135. Bibcode 2004MNRAS.349.1093R. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. 
  11. ^ "A first estimate of the radio supernova rate". atnf.csiro.au. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20160303230711/http://www.atnf.csiro.au/pasa/14_2/sadler/paper/node4.html. 
  12. ^ "Abstract". adsabs.harvard.edu. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987SvAL...13..376T. 
  13. ^ Homeier, N.L. (2005). "The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples". The Astrophysical Journal 620 (1): 12–20. arXiv:astro-ph/0410593. Bibcode 2005ApJ...620...12H. DOI:10.1086/427060.