İfrat yeni ulduz

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Jump to navigation Jump to search
X-ray, Optical & Infrared Composite of Kepler's Supernova Remnant

İfrat yeni ulduz — güclü partlayış nəticəsində parlaqlığı kəskin artan ulduz. Müşahidə əlamətlərinə görə yeni ulduza bənzəyir, lakin alışması daha güclüdür. Parlaqlığı kəskin artaraq 2-3 həftədə maksimuma çatır (bu vaxt o, Günəşdən milyard dəfə parlaq ola bilir) və 5-20 min km/san sürətlə genişlənən örtük (təbəqə) kənara atılır. Genişlənmə nəticəsində örtüyün sıxlığı, bu səbəbdən də şüalanması zəifləyir. İfrat yeni ulduzla ətrafdakı ulduzlararası mühitin qarşılıqlı təsiri nəticəsində örtüyün genişlənmə sürəti azalır, təqribən yüz min ildən sonra örtük ulduzlararası maddə ilə tamamilə qarışır və onun kinetik enerjisi 1051 erqə çatır (bu, Günəşin 10 milyard ildə şüalandırdığı enerji qədərdir). Qalaktikalarda ifrat yeni ulduz böyük parlaqlığına görə müşahidə edilir. Hər qalaktikada 50-300 ildən bir ifrat yeni ulduz alınması baş verir. İfrat yeni ulduz alışdıqda kosmik şüalar yaranır. 1054 ildə ifrat yeni ulduzun alışması nəticəsində Yengəcəbənzər dumanlıq yarandı. İfrat yeni ulduzlar kütləyə görə Günəş kütləsindən 8-10 artıq olan ulduzların yaşayış müddətinin sonudur.

Təsnifat.[redaktə | əsas redaktə]

Süpernovanı anlamaq cəhdinin bir hissəsi kimi, astronomlar öz spektrlərində görünən fərqli kimyəvi elementlərin yüngül əyləclərinə və absorbsiya xətlərinə görə təsnif etmişdirlər. Bölünmə üçün birinci element hidrogenin yaratdığı bir xəttin olması və ya olmamasıdır. Bir supernova spektri hidrogen xətləri (spektrin görmə hissəsində Balmer seriyası kimi tanınır) varsa, bu Tip II təsnif edilir; əksinə, bu tip Idir. Bu iki növün hər birində digər elementlərdən xətlərin olması və ya işığın əyri şəklinə (supernovanın görünən böyüklüyünün vaxt funksiyası kimi bir grafik) görə bölmələri var.

Supernova taxonomy
Type I

No hydrogen

Type Ia

Presents a singly ionized silicon (Si II) line at 615.0 nm (nanometers), near peak light

Thermal runaway
Type Ib/c

Weak or no silicon absorption feature

Type Ib

Shows a non-ionized helium (He I) line at 587.6 nm

Core collapse
Type Ic

Weak or no helium

Type II

Shows hydrogen

Type II-P/L/N

Type II spectrum throughout

Type II-P/L

No narrow lines

Type II-P

Reaches a "plateau" in its light curve

Type II-L

Displays a "linear" decrease in its light curve (linear in magnitude versus time).

Type IIn

Some narrow lines

Type IIb

Spectrum changes to become like Type Ib

Tip I

I tipi supernovalar spektrləri əsasında bölünmüşdür, Tip Ia güclü ionlaşmış silikon udma xəttini göstərir. Bu güclü xətt olmadan tip I supernovae Tip Ib və Ic, güclü nötral helyum xətləri və onlara malik Type Ic göstərən Type Ib ilə təsnif edilir. Tip Ia ümumilikdə parlaq parlaqlıqla parlaq olsa da, İşıq əyriləri bir-birinə bənzəyir, amma İşıq əyri Tip I supernovasının təsnifatı üçün vacib deyildir.

Tip Ia supernovae az sayda qeyri-standart parlaqlıq və ya genişlənmiş ışık curve kimi qeyri-adi xüsusiyyətləri sərgiləyir və bunlar adətən oxşar xüsusiyyətləri göstərən ən erkən nümunəyə istinadən təsnif edilir. Məsələn, sub-luminous SN 2008ha tez-tez SN 2002cx-kimi və ya sinif Ia-2002cx kimi istinad edilir.

Tərkibindəki "supernovae" tipli kiçik bir hissə çox yüksək genişlənmiş və qarışdırılmış emissiya xəttlərini göstərməkdədir və bu, ejecta üçün çox yüksək genişlənmə sürətlərini göstərir. Bunlar Ic-BL və ya Ic-bl kimi təsnif edilmişdir .

Tip II

İşıq əyriləri Tip II-P və Tip II-L supernovasiyasını təsnif etmək üçün istifadə olunur

II tipli supernova da onların spektrlərinə əsasən bölünmüş ola bilər. Ən çox II tip supernova çox SN 2005gl kimi bəzi, onların spektri nisbətən dar xüsusiyyətləri var, saniyədə bir çox min kilometr genişləndirilməsi göstərir , çox geniş emissiya xətləri göstərməsinə baxmayaraq. bunlara Tip IIn deyilir, 'n' isə 'dar' deməkdir.

SN 1987K və SN 1993J kimi bir neçə supernova, növlərini dəyişdirmək üçün görünür: onlar erkən dövrlərdə hidrogen xəttlərini göstərirlər, lakin bir neçə aydan bir aya qədər helium xətti üstünlük təşkil edirlər. "Tip IIb" termini II və II tipləri ilə əlaqəli xüsusiyyətlərin birləşməsini təsvir etmək üçün istifadə olunur.

Yüksək hidrogen xətlərinin üstünlük təşkil etdiyi normal spektrlərlə tip II supernova, azalma həyatına qalır, onların işıq əyriləri əsasında təsnif edilir. Ən yaygın tip, azalmanın yenidən başlamasından bir neçə ay əvvəl vizual luminosiyanın nisbətən sabit qaldığı zirvənin parlaqlığından qısa müddət sonra işıq curvasında fərqli "plato" göstərir. Bunlar Tip II-P adlanır. Daha az rast gəlinən tip II-L supernovae, fərqli plato olmamalıdır. İşıq əyri əsl düz xətt deyilsə də, "L" "xətti" deməkdir.

Normal təsnifata uyğunlaşmayan Supernovae, özünəməxsus və ya 'pec' olaraq təyin edilir.

III, IV və V növləri

Fritz Zwicky, tip I və ya II tip supernova üçün parametrlərə düzgün uyğun gəlməyən bir neçə nümunəyə əsaslanaraq, əlavə supernova tiplərini təyin etdi. NGC 4303-də SN 1961i prototip idi və Tip III supernova sinfinin yalnız üzvü idi, spektrində inkişaf etmək üçün yavaş inkişaf edən geniş geniş yüngül əyri maksimum və geniş hidrogen Balmer xətləri üçün qeyd etdi. SN 1961f NGC 3003-də prototip və tip IV sinifinin yeganə üzvü olub, tip II-P supernovasına bənzər bir işıq əyri, hidrogen absorbsiya xətti, lakin zəif hidrogen emissiya xətləri. Növü V sinfi NGC 1058-də SN 1961V üçün yaradılan, qeyri-adi zəif supernova və ya supernova impostoru parlaqlığa yavaş bir yüksəliş, maksimum uzun müddət davam edən bir ay və qeyri-adi emissiya spektridir. SN 1961V-nin Eta Carinae Böyük Püskürməsinə oxşarlığı qeyd edildi. M101-də Supernovae (1909) və M83 (1923 və 1957) də tip IV və ya V tipli supernovalar kimi təklif edilmişdir.

Bu növlər hələ SN 1961V-in bir LBV patlaması və ya ittihamçıdan sonra gerçək supernova olub-olmaması ilə bağlı hələ müzakirə olunmasına baxmayaraq, daha çox nümunə aşkar edilmiş xüsusi Tip II supernova kimi qəbul oluna bilər.

Mövcud modellər[redaktə | əsas redaktə]

Yuxarıda göstərilən supernovaya verilmiş tip kodları təbiətdəki taksonomikdir: növü nüsxəsi sübnovadan müşahidə olunan işıq deyil, onun səbəbi deyildir. Məsələn, Ia supernovae, spektral olaraq oxşar Tipi Ib / c nüvə çökməsi ilə kütləvi Wolf-Rayet progenitomlərindən istehsal edildikdə, qaçaq füzyonu dejenere ağ cırtdan progenitlərində işıqlandıra bilər. Aşağıdakılar, supernova üçün ən uyğun məqamlar olduğunu düşünür.

Termal qaçış[redaktə | əsas redaktə]