مستعر أعظم ، 1 ب و 1 سي

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
The Type Ib supernova Supernova 2008D

مستعر أعظم، نوع 1 ب ومستعر أعظم، نوع 1 سي في الفلك (بالإنجليزية: Ib and Ic supernovae) هما تصنيفان لانفجار النجوم ينشأ عن تقلص مفاجيئ لقلب نجم بالغ الكتلة. تشتت تلك النجوم طبقاتها الخارجية من الهيدروجين في الفضاء، وعندما نقارن أطيافها بطيف مستعر أعظم، نوع 1أ نجد أن طيفها يفتقد خطوط امتصاص السيليكون.

ويميل العلماء إلى الاعتقاد بأن النوعين 1 ب و 1 سي لمستعر أعظم قد فقدا الكثير من طبقاتهم العليا التي تحتوي على الهيليوم. وتوصف ذلك النوعان للمستعرات العظمى بأنها مستعرات فقدت أغلفتها العليا وتقلص قلبها.

الأطياف[عدل]

يمكن عند رؤية مستعر أعظم تصنيفه طبقا لتصنيف منكوفسكي-زفيكي بالاعتماد على خطوط طيف الامتصاص التي تظهر في طيفها. [1]

وتصنف المستعرات العظمى أولا طبقا للنوعين 1 و 2 (مستعر أعظم II)، ثم يتبع ذلك تصنيفهم الأدق المبني على خواصهم. فنوع المستعر الأعظم 1 يفتقد خطوط الهيدروجين في طيفه، وأما النوع 2 من المستعرات العظمى فتوجد في أطيافها خطوط الهيدروجين. ويقسم التصنيف 1 إلى التصنيفات التحتية 1أ و 1 ب و 1 سي للمستعرات العظمى. [2]

ونفرق بين المستعر أعظم، نوع 1 ب و 1 سي بالمقارنة بالمستعر أعظم نوع 1أ بفقدان خط امتصاص السيليكون المتأين، وهو خط له طول موجة قدره 635 نانومتر. [3]

كما تحتوي أطياف النوعين 1 ب و 1 سي عندما تتقدم في العمر خطوط عناصر مثل الأكسجين والكالسيوم والمغنسيوم. وبالمقارنة بأطياف المستعر الأعظم، نوع 1أ فتلك يغلب فيها خطوط الحديد. [4]

ونفرق بين النوع 1 سي و 1 ب بأن 1 سي يفتقد خطوط الهيليوم وهي ذات طول موجة قدره 587 نانومتر. [4]

تكونهما[عدل]

التكوين الطبقي البصلي لنجم بالغ الكتلة (أكبر من الشمس).

يبدأ النجم الضخم بمكوناته من الهيدروجين (76 %) ونحو 23 % من الهيليوم و 1 % عناصر خفيفة، (وهذه هي المكونات الأساسية لمادة الكون بعد الانفجار العظيم). ويبدأ الاندماج النووي فيه فيضيئ ويحول تلك العناصر الخفيفة إلى عناصر ثقيلة.

قبل حدوث انفجار المستعر الأعظم يكون النجم قد تشكل خلال عمره في هيئة طبقات غلافية تشبه البصلة، وتجري في كل طبقة نوع مختلف من الفاعلات النووية وتتراكم فيها عناصر مختلفة. وتتكون الطبقة الخارجية من الهيدروجين (أخف العناصر) ن والطبقة لتي تحتها من الهيليوم، وتحتها طبقة الكربون، وتحتها طبقة أكسجين وهكذا إلى طبقات عناصر أثقل فأثقل نحو مركز النجم. وعندما يقذف النجم طبقته الخارجية من الهيدروجين، فتصبح الطبقة الخارجية من الهيليوم (مخلوطا مع بعض العناصر الأخرى). ويحدث هذا عندما تزداد درجة حرارة النجم إلى درجة تزداد معها الريح النجمية فيفقد كميات هائلة من مادته. وقد تفقد نجوم بالغة الضخامة (كتلتها أكبر 25 مرة وأكثر من كتلة الشمس) من مادتها بهذه الطريقة ما يعادل 10−5 من كتلة الشمس في كل سنة من عمره، أي أنه يستهلك من مادته ما يعادل كتلة شمسية خلال 100.000 سنة. [5]

ويعتقد ان المستعر الأعظم من نوع 1 ب و 1 سي بأنهما يحدثان بسبب تقلص قلب نجم ضخم الذي يكون قد فقد غلافيه الخارجيين من الهيدروجين والهيليوم، إما عن طريق الريح النجمي أو انجذاب تلك الطبقات إلى نجم قرين له. .[3] [6][7]

كما يمكن ان يحدث فقد كبير في الكتلة في حالة نجم ولف-رايت الضخم وكل تلك النجوم البالغة الضخامة تبين أطيافها افتقاد الهيدروجين. وفي حالة النجم الذي ينفجر في هيئة مستعر أعظم 1 ب يكون النجم قد تخلص من غلافه الخارجي بينما النوع الذي يتفجر كمستعر اعظم 1 سي فإنه يكون قد فقد غلافيه من الهيدروجين والهيليوم. [3]

ويماثل ميكانيكية المستعرين الاعظمين من نوع 1 ب ونوع 1 سي إلى حد ما النوع الآخر المسمى مستعر أعظم II، ولذلك فأحيانا تصنف المستعرين 1 ب/سي بين التصنيف 1أ والتصنيف II. [3] ونظرا لتماثلهما فأحيانا يطلق على النوعين 1 ب و 1 سي الاسم الشمولي مستعر أعظم 1 ب سي. [8]

كما توجد بعض المؤشرات إلى أن قليل من المستعرات العظمي من نوع 1 سي تشكل مقدمة لانفجار اشعة جاما رغم أنه من المعتقد أيضا أن أي نوع من المستعرات العظمى الفاقدة لهيدروجينها يمكن ان تصير افجار أشعة جاما، ويعتمد ذلك على الشكلية الهندسية للنفجار. [9]

وعلى آية حال، فإن الفلكيين يعتقدون أن معظم المستعرات العظمى، نوع 1 ب، وربما النوع 1 سي أيضا تنتج عن تقلص قلب نجم ضخم فقد غلافه، وليس بسبب حدوث تفاعل نووي منفلت في قزم أبيض. [3]

ونظرا لندرة النجوم البالغة الضخامة يكون معدل حدوث المستعرين الاعظمين من نوع 1 ب ونوع 1 سي أقل طثيرا عن معدل حدوث المستعر الأعظم II. [10]

وهما يحدثان بصفة عامة في مناطق نشأة نجوم جديدة، ولم تشاهد في المجرات الإهليجية. [7]. ونظرا للتشابه الكبير في كيفية حدوثهم فإن الأنواع 1 ب/سي والنوع II تسمى مستعرات عظمى متقلصة القلب. وأحيانا يسمى التصنيف 1 ب/سي " مستعر أعظم متقلص القلب مفتقد الغلاف ". [3]

المنحنيات الضوئية[عدل]

تتغير المنحنيات الضوئية للنوع 1 ب من المستعرات العظمى - وهي رسوم بيانية تبين تغير شدة السطوع مع الزمن - في الشكل ولكنها تماثل في بعض الأحيان المنحنى الضوئي للمستعر الاعظم، نوع 1أ ، إلا أن المنحنى الضوئي لمستعر أعظم نوع 1 ب تكون قمة سطوعه أقل وتميل إلى الاحمرار. ويماثل المنحنى الضوئي لمستعر أعظم نوع 1 ب في نطاق الأشعة تحت الحمراء مع منحنى الضوء لمستعر أعظم من نوع II-L (أنظر مستعر أعظم). [11] كما يكون ميل المنحنى الضوئي اانوع 1 ب اقل من ميل المنحنى الخاص بالنوع 1 سي. [3]

يستفاد من المنحنى الضوئي للمستعرات العظمي نوع 1أ في تعيين المسافات في الكون. فتلك المستعرات العظمى تعمل "كشمعة عيارية". ولكن بسبب تماثل أطياف المستعرات العظمى نوع 1 ب ونوع 1 سي فإن النوع 1 سي قد يغالط القياسات عند القيام بالمسح السماوي للمستعرات العظمى ويجب عزل ذلك النوع من المستعرات قبل تعيين المسافات. [12]

تصنيف المستعرات العظمى[عدل]

يرمز للمستعر الأعظم بالإنجليزية Supernova أو بالاختصار SN.

SN I: الطيف الابتدائي لا يحتوي الهيدروجين SN II: الطيف الابتدائي يحتوي على خطوط الهيدروجين
SN Ia: يحتوي الطيف على السيليكون لا يحتوي الطيف على السيليكون SN IIb: يغلب الهيليوم في الطيف „Normale“ SN II يغلب الهيدروجين في الطيف
SN Ib: يغلب الهيليوم SN Ic: هيليوم قليل SN II L: يقل السطوع خطيا بعد الانفجار SN II P: تبقى شدة السطوع على مستوى عالي لفترة طويلة

المراجع[عدل]

  1. ^ da Silva، L.A.L. (1993). "The Classification of Supernovae". Astrophysics and Space Science 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. 
  2. ^ Montes، M. (12 February 2002). "Supernova Taxonomy". Naval Research Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-09. 
  3. ^ أ ب ت ث ج ح خ Filippenko, A.V. (2004). "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". arXiv:astro-ph/0412029 [astro-ph].
  4. ^ أ ب "Type Ib Supernova Spectra". COSMOS - The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University of Technology. اطلع عليه بتاريخ 2010-05-05. 
  5. ^ 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. Bibcode:2003MNRAS.338..973D. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06142.x. 
  6. ^ 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: 153–158. 
  7. ^ أ ب Woosley, S. E.(June 20–30, 1995). "Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra".Proceedings of the NATO Advanced Study Institute: 821, Begur, Girona, Spain:Kluwer Academic Publishers. 
  8. ^ Williams، A.J. "Initial Statistics from the Perth Automated Supernova Search". Publications of the Astronomical Society of Australia 14 (2): 208–13. Bibcode:1997PASA...14..208W. 
  9. ^ Ryder، S.D.؛ et al. (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. Bibcode:2004MNRAS.349.1093R. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. 
  10. ^ Sadler، E.M.؛ Campbell، D. (1997). "A first estimate of the radio supernova rate". Astronomical Society of Australia. اطلع عليه بتاريخ 2007-02-08. 
  11. ^ Tsvetkov، D.Yu. (1987). "Light curves of type Ib supernova: SN 1984l in NGC 991". Soviet Astronomy Letters 13: 376–378. Bibcode:1987SvAL...13..376T. 
  12. ^ 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. 

اقرأ أيضا[عدل]