タイプIbおよびIc超新星 – 日本語百科事典辞書

Type_Ib_and_Ic_supernovae
タイプIbとタイプIcの超新星は、巨大な星の恒星の核崩壊によって引き起こされる超新星のカテゴリーです。これらの星は、水素の外側のエンベロープを脱落または剥ぎ取っており、Ia型超新星のスペクトルと比較すると、シリコンの吸収線を欠いています。タイプIbと比較して、タイプIc超新星は、ヘリウムの大部分を含む、初期エンベロープの多くを失ったと仮定されています。2つのタイプは通常、剥ぎ取られたコア崩壊超新星と呼ばれます。
Ib型超新星SN 2008D
銀河で
NGC 2770に示されるように、 X線画像の対応する位置に、（左）と可視光（右）。（ NASAの画像。）

コンテンツ
1 スペクトル
2 形成
3 光度曲線
4 も参照してください
5 参考文献
6 外部リンク

スペクトル
場合超新星が観察され、それに分類することができるミンコフスキー- Zwicky基づい超新星分類スキーム吸収線の中に表示されるスペクトル。超新星は、最初にタイプIまたはタイプIIのいずれかに分類され、次に、より具体的な特性に基づいてサブ分類されます。一般的なカテゴリータイプIに属する超新星は、スペクトルに水素線がありません。水素の線を表示するII型超新星とは対照的です。タイプIカテゴリは、タイプIa、タイプIb、およびタイプIcに細分されます。
Ib型/ IC超新星は区別されIa型の欠如によって吸収線単独でイオン化のシリコンにおける波長635.5のナノ。タイプIbおよびIcの超新星が古くなるにつれて、それらは酸素、カルシウム、マグネシウムなどの元素からの線も表示します。対照的に、タイプIaスペクトルは、鉄の線によって支配されるようになります。タイプIc超新星は、タイプIbとは異なり、前者も587.6nmでヘリウムの線を欠いています。

形成

進化した巨大な星のタマネギのような層（縮尺は正しくありません）。
超新星になる前は、進化した巨大な星がタマネギのように組織化されており、さまざまな元素の層が融合しています。最外層は水素で構成され、次にヘリウム、炭素、酸素などが続きます。したがって、水素の外側のエンベロープが放出されると、これにより、主にヘリウム（他の元素と混合された）で構成される次の層が露出します。これは、非常に熱くて重い星が、恒星風からかなりの質量損失が発生しているときに、その進化のポイントに到達したときに発生する可能性が（25倍以上の質量を持つ非常に大規模な星日は）10のまで失うことができ-5 太陽質量（M ☉）毎年-1の等価 M ☉ごとに10万年。
タイプIbおよびIcの超新星は、風または物質移動のいずれかによって、水素とヘリウムの外層を失った巨大な星のコア崩壊によって生成されたと仮定されています。タイプIbおよびIcの前駆細胞は強いし、それらの外封筒のほとんどを失っている恒星風や他の3~4程度の近い仲間との相互作用から M ☉。ウォルフ・ライエ星の場合、急速な質量損失が発生する可能性があり、これらの巨大な天体は水素が不足しているスペクトルを示しています。タイプIbの前駆体は、水素の大部分を外気に放出しましたが、タイプIcの前駆体は、水素とヘリウムの両方の殻を失いました。言い換えれば、タイプIcは、タイプIbの前駆細胞よりも多くのエンベロープ（つまり、ヘリウム層の多く）を失っています。ただし、他の点では、タイプIbおよびIc超新星の背後にある基本的なメカニズムは、タイプII超新星のメカニズムと類似しているため、タイプIbおよびIcはタイプIaとタイプIIの間に配置されます。それらの類似性のために、タイプIbとIcの超新星はまとめてタイプIbcの超新星と呼ばれることが
タイプIc超新星のごく一部がガンマ線バースト（GRB）の前駆体である可能性があるといういくつかの証拠が特に、高速流出に対応する広いスペクトル線を持つIc型超新星は、GRBと強く関連していると考えられています。ただし、爆発の形状に応じて、水素が除去されたタイプIbまたはIc超新星がGRBになる可能性があることも仮定されています。いずれにせよ、天文学者は、ほとんどのタイプIb、そしておそらくタイプIcも、白色矮星の熱核暴走からではなく、剥ぎ取られた巨大な星のコア崩壊に起因すると信じています。
それらはまれな非常に重い星から形成されているため、タイプIbおよびIcの超新星の発生率は、タイプIIの超新星の対応する率よりもはるかに低くなっています。それらは通常、新しい星形成の領域で発生し、楕円銀河では非常にまれです。それらは同様の操作メカニズムを共有しているため、タイプIbcとさまざまなタイプII超新星はまとめてコア崩壊超新星と呼ばれます。特に、タイプIbcは、剥ぎ取られたコア崩壊超新星と呼ばれることが

光度曲線
光曲線Ib型超新星の（時間に対する輝度のプロット）の形で変化するが、いくつかのケースではIa型超新星のものとほぼ同一であることができます。ただし、タイプIbの光度曲線は、より低い光度でピークに達し、より赤くなる場合が赤外スペクトルの部分、Ib型超新星の光曲線は、タイプII-L光曲線と類似しています。 Ib型超新星は通常、Icよりもスペクトル曲線の下降速度が遅い。
Ia型超新星の光度曲線は、宇宙論的スケールで距離を測定するのに役立ちます。つまり、それらは標準光源として機能します。ただし、タイプIbとIcの超新星のスペクトルは類似しているため、後者は超新星調査の汚染源となる可能性があり、距離を推定する前に観測されたサンプルから注意深く取り除く必要が

も参照してください
Ia型超新星
II型超新星

参考文献
^ マレザーニ、D。; etal。（2008）。「SN2008Dの早期分光学的同定」。アストロフィジカルジャーナル。692（2）：L84–L87。arXiv：0805.1188。Bibcode：2009ApJ … 692L..84M。土井：10.1088 / 0004-637X / 692/2 / L84。S2CID 1435322。
^ Soderberg、AM; etal。（2008）。「超新星の誕生時の非常に明るいX線爆発」。ネイチャー。453（7194）：469–474。arXiv：0802.1712。Bibcode：2008Natur.453..469S。土井：10.1038 / nature06997。PMID 18497815。S2CID 453215。
^ Naeye、R。; Gutro、R。（2008年5月21日）。「NASAのスウィフト衛星は爆発の行為で最初の超新星を捕らえます」。NASA / GSFC 。
^ da Silva、LAL（1993）。「超新星の分類」。天体物理学と宇宙科学。202（2）：215–236。Bibcode：1993Ap＆SS.202..215D。土井：10.1007 / BF00626878。S2CID 122727067。
^ モンテス、M。（2002年2月12日）。「超新星分類法」。海軍調査研究所。2006年10月18日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Filippenko、AV（2004）。「超新星とその巨大な星の前駆体」。最も巨大な星の運命。332：34. arXivの：アストロ-PH / 0412029。Bibcode：2005ASPC..332 … 33F。
^ “”タイプIb超新星スペクトル”。COSMOS –SAO天文学百科事典。スインバン工科大学。
^ Dray、LM; Tout、CA; Karaks、AI; ラタンツィオ、JC（2003）。「ウォルフ・ライエ星と漸近巨星分枝星による化学的濃縮」。王立天文学会月報。338（4）：973–989。Bibcode：2003MNRAS.338..973D。土井：10.1046 /j.1365-8711.2003.06142.x。
^ Pols、O。（1995年10月26日から11月1日）。「タイプIb / IcおよびIIb / II-L超新星の近接連星前駆細胞」。連星研究の最近の発展に関する第3回環太平洋会議の議事録。チェンマイ、タイ。pp。153–158。Bibcode：1997ASPC..130..153P。
^ Woosley、SE; イーストマン、RG（1995年6月20〜30日）。「タイプIbおよびIc超新星：モデルとスペクトル」。NATO高等研究所の議事録。ベグール、ジローナ、スペイン：Kluwer AcademicPublishers。NS。821 Bibcode：1997ASIC..486..821W。土井：10.1007 / 978-94-011-5710-0_51。
^ ウィリアムズ、AJ（1997）。「パース自動超新星検索からの初期統計」。オーストラリア天文学会の出版物。14（2）：208–213。Bibcode：1997PASA … 14..208W。土井：10.1071 / AS97208。
^ ライダー、SD; etal。（2004）。「タイプIIb超新星2001igの電波光度曲線の変調：Wolf-Rayetバイナリ前駆体の証拠？」王立天文学会月報。349（3）：1093–1100。arXiv：astro-ph / 0401135。Bibcode：2004MNRAS.349.1093R。土井：10.1111 /j.1365-2966.2004.07589.x。S2CID 18132819。
^ サドラー、EM; キャンベル、D。（1997）。「電波超新星率の最初の推定」。オーストラリア天文学会。
^ Perets、HB; ギャルヤム、A。; マッツァーリ、PA; アーネット、D。; Kagan、D。; フィリペンコ、AV; Li、W。; Arcavi、I。; チェンコ、SB; フォックス、DB; レナード、DC; 月、D.-S。; サンド、DJ; Soderberg、AM; アンダーソン、JP; ジェームズ、PA; フォーリー、RJ; Ganeshalingam、M。; Ofek、EO; Bildsten、L。; Nelemans、G。; シェン、KJ; ウェインバーグ、NN; メッツガー、BD; ピロ、AL; Quataert、E。; Kiewe、M。; Poznanski、D。（2010）。「ヘリウムが豊富な伴星を持つ白色矮星からのかすかなタイプの超新星」。ネイチャー。465（7296）：322–325。arXiv：0906.2003。Bibcode：2010Natur.465..322P。土井：10.1038 / nature09056。PMID 20485429。S2CID 4368207。

^ Tsvetkov、D。Yu。（1987）。「タイプIb超新星の光度曲線：NGC991のSN1984l」。ソビエト天文学の手紙。13：376–378。Bibcode：1987SvAL … 13..376T。
^ Homeier、NL（2005）。「宇宙論的超新星サンプルにおけるタイプIbc汚染の影響」。アストロフィジカルジャーナル。620（1）：12–20。arXiv：astro-ph / 0410593。Bibcode：2005ApJ … 620 … 12H。土井：10.1086 / 427060。S2CID 18855749。

外部リンク
すべての既知のタイプIbおよびIcの超新星の一覧でオープン超新星カタログ。”