Die Typ-Ib-Supernova SN 2008D [ 1 ] [ 2 ] in der Galaxie NGC 2770 , dargestellt im Röntgenbereich (links) und im sichtbaren Licht (rechts) an den entsprechenden Positionen der Bilder. ( NASA- Bild.) [ 3 ]

Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae sind Kategorien von Supernovae , die durch den Kernkollaps massereicher Sterne entstehen . Diese Sterne haben ihre äußere Wasserstoffhülle abgestoßen oder wurden ihr entrissen . Im Vergleich zum Spektrum von Typ-Ia-Supernovae fehlt ihnen die Absorptionslinie von Silizium . Man geht davon aus, dass Typ-Ic-Supernovae im Vergleich zu Typ-Ib-Supernovae einen größeren Teil ihrer ursprünglichen Hülle, einschließlich des größten Teils ihres Heliums, verloren haben.

Spektren

Bei der Beobachtung einer Supernova erfolgt die Kategorisierung nach dem Minkowski - Zwicky -Klassifikationsschema anhand der Absorptionslinien in ihrem Spektrum . [ 4 ] Eine Supernova wird zunächst als Typ I oder Typ II klassifiziert und anschließend anhand spezifischerer Merkmale weiter unterteilt. Supernovae des Typs I weisen keine Wasserstofflinien in ihren Spektren auf, im Gegensatz zu Supernovae des Typs II, die Wasserstofflinien zeigen. Der Typ I wird in Typ Ia, Typ Ib und Typ Ic unterteilt. [ 5 ]

Supernovae vom Typ Ib/Ic unterscheiden sich von Typ Ia durch das Fehlen einer Absorptionslinie von einfach ionisiertem Silizium bei einer Wellenlänge von 635,5  Nanometern . [ 6 ] Mit zunehmendem Alter zeigen Supernovae vom Typ Ib und Ic auch Linien von Elementen wie Sauerstoff , Kalzium und Magnesium . Im Gegensatz dazu werden die Spektren von Typ Ia zunehmend von Eisenlinien dominiert . [ 7 ] Supernovae vom Typ Ic unterscheiden sich von Typ Ib dadurch, dass ihnen auch Heliumlinien bei 587,6 nm fehlen. [ 7 ]

Bildung

Die zwiebelförmigen Schichten eines entwickelten, massereichen Sterns (nicht maßstabsgetreu).

Bevor ein entwickelter massereicher Stern zur Supernova wird, ähnelt er einer Zwiebel, da er aus vielen Schichten verschiedener Elemente besteht, die jeweils fusionieren. Die äußerste Schicht besteht aus Wasserstoff, gefolgt von Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff usw. Wenn die äußere Wasserstoffhülle abgestoßen wird, wird die nächste Schicht freigelegt, die hauptsächlich aus Helium (vermischt mit anderen Elementen) besteht. Dies kann geschehen, wenn ein sehr heißer, massereicher Stern einen Punkt in seiner Entwicklung erreicht, an dem er durch seinen Sternwind erhebliche Masse verliert. Sehr massereiche Sterne (mit der 25 - fachen oder mehrfachen Masse der Sonne ) können jährlich bis zu 10⁻⁵ Sonnenmassen (M☉) verlieren – das entspricht 1 M☉  alle 100.000 Jahre. [ 8 ]

Supernovae im Vergleich zu Anfangsmasse und Metallizität

Es wird angenommen, dass Supernovae vom Typ Ib und Ic durch den Kernkollaps massereicher Sterne entstehen, die ihre äußere Wasserstoff- und Heliumhülle entweder durch Sternwinde oder durch Massentransfer zu einem Begleitstern verloren haben. [ 6 ] Die Vorläufersterne der Typen Ib und Ic haben den größten Teil ihrer äußeren Hülle durch starke Sternwinde oder durch Wechselwirkung mit einem nahen Begleitstern eingebüßt. [ 9 ] [ 10 ] Bei Wolf-Rayet-Sternen kann es zu einem raschen Massenverlust kommen , und diese massereichen Objekte weisen ein wasserstoffarmes Spektrum auf. Vorläufersterne vom Typ Ib haben den größten Teil des Wasserstoffs ihrer äußeren Atmosphäre ausgestoßen, während Vorläufersterne vom Typ Ic sowohl die Wasserstoff- als auch die Heliumhülle verloren haben; mit anderen Worten: Vorläufersterne vom Typ Ic haben mehr von ihrer Hülle (d. h. einen Großteil der Heliumschicht) verloren als Vorläufersterne vom Typ Ib. [ 6 ] In anderer Hinsicht ähnelt der zugrundeliegende Mechanismus von Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae jedoch dem einer Typ-II-Supernova, wodurch die Typen Ib und Ic zwischen Typ Ia und Typ II einzuordnen sind. [ 6 ] Aufgrund ihrer Ähnlichkeit werden Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae manchmal zusammenfassend als Typ-Ibc-Supernovae bezeichnet. [ 11 ]

Es gibt Hinweise darauf, dass ein kleiner Teil der Typ-Ic-Supernovae die Vorläufer von Gammablitzen (GRBs) sein könnten; insbesondere Typ-Ic-Supernovae mit breiten Spektrallinien, die auf Hochgeschwindigkeitsausflüsse hindeuten, stehen vermutlich in engem Zusammenhang mit GRBs. Es wird jedoch auch vermutet, dass jede wasserstoffarme Typ-Ib- oder Typ-Ic-Supernova ein GRB sein könnte, abhängig von der Geometrie der Explosion. [ 12 ] Astronomen gehen jedenfalls davon aus, dass die meisten Typ-Ib-Supernovae und wahrscheinlich auch die Typ-Ic-Supernovae durch den Kernkollaps massereicher Sterne entstehen, die ihrer Wasserstoffhülle entleert sind, und nicht durch die thermonukleare Explosion von Weißen Zwergen . [ 6 ]

Da sie aus seltenen, sehr massereichen Sternen entstehen, ist die Häufigkeit von Supernovae des Typs Ib und Ic deutlich geringer als die von Supernovae des Typs II. [ 13 ] Sie treten normalerweise in Gebieten mit neuer Sternentstehung auf und sind in elliptischen Galaxien extrem selten . [ 14 ] Aufgrund ihres ähnlichen Entstehungsmechanismus werden Supernovae des Typs Ibc und die verschiedenen Supernovae des Typs II zusammenfassend als Kernkollaps-Supernovae bezeichnet. Insbesondere können Supernovae des Typs Ibc auch als Kernkollaps-Supernovae mit abgelöster Kernhülle bezeichnet werden . [ 6 ]

Lichtkurven

Die Lichtkurven (die Darstellung der Leuchtkraft über die Zeit) von Typ-Ib-Supernovae variieren in ihrer Form, können aber in manchen Fällen nahezu identisch mit denen von Typ-Ia-Supernovae sein. Allerdings können die Lichtkurven von Typ-Ib-Supernovae bei geringerer Leuchtkraft ein Maximum aufweisen und rötlicher erscheinen. Im Infrarotbereich des Spektrums ähnelt die Lichtkurve einer Typ-Ib-Supernova der einer Typ-II-L-Supernova. [ 15 ] Typ-Ib-Supernovae weisen im Allgemeinen langsamere Abfallraten ihrer Spektralkurven auf als Typ-Ic-Supernovae. [ 6 ]

Die Lichtkurven von Typ-Ia-Supernovae eignen sich zur Entfernungsmessung im kosmologischen Maßstab. Sie dienen somit als Standardkerzen . Aufgrund der Ähnlichkeit der Spektren von Typ-Ib- und Typ-Ic-Supernovae können letztere jedoch eine Störquelle für Supernova-Durchmusterungen darstellen und müssen daher vor der Entfernungsbestimmung sorgfältig aus den Beobachtungsdaten entfernt werden. [ 16 ]

Siehe auch

Referenzen

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  2. ^ Soderberg, AM ; et al . (2008). „Ein extrem leuchtkräftiger Röntgenausbruch bei der Entstehung einer Supernova“. Nature 453 (7194): 469–474 . arXiv : 0802.1712 . Bibcode : 2008Natur.453..469S . doi : 10.1038/ nature06997 . PMID 18497815. S2CID 453215 .  
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  8. ^ Dray, LM; Tout, CA; Karaks, AI; Lattanzio, JC (2003). „ Chemische Anreicherung durch Wolf-Rayet- und asymptotische Riesenaststerne“ . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 338 (4): 973–989 . Bibcode : 2003MNRAS.338..973D . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x .
  9. Pols , O. (26. Oktober – 1. November 1995). „Enge Doppelstern-Vorläufer von Supernovae des Typs Ib/Ic und IIb/II-L“. Proceedings of the Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research . Chiang Mai, Thailand. S.  153–158 . Bibcode : 1997ASPC..130..153P .
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  15. ^ Tsvetkov, D. Yu. (1987). „Lichtkurven der Typ-Ib-Supernova: SN 1984l in NGC 991“. Soviet Astronomy Letters . 13 : 376–378 . Bibcode : 1987SvAL...13..376T .
  16. ^ Homeier, NL (2005). „Der Einfluss von Typ-Ibc-Kontamination in kosmologischen Supernova-Proben“. The Astrophysical Journal . 620 (1): 12–20 . arXiv : astro-ph/0410593 . Bibcode : 2005ApJ...620...12H . doi : 10.1086/427060 . S2CID 18855749 .