Vikipedi

Tip Ib ve Ic süpernova: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
düzeltme AWB ile
Ghetto (mesaj | katkılar)
Devriyeler
2.704 değişiklik
kaynak düz.
1. satır:
[[Image:Supernova 2008D.jpg|thumb|right|280px|SN 2008d, Tip Ib süpernova, X-ışını spektrumunda (sol) ve görünür ışık (sağ) gösterilmiştir. ''NASA fotoğrafı.'']]
'''Ib ve Ic tipi [[süpernova]]lar''' , çok büyük kütleli [[yıldız]]ların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki [[Hidrojen]]in 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.<ref>{{Web kaynağı |url=http://arxiv.org/abs/0805.1188 |title=Early spectroscopic identification of SN 2008D |publisher=[[Cornell Üniversitesi]]}}</ref>
==Spektrum==
 
Bir [[Süpernova]] gözlemlendiğinde, spektrumundaki emilim çizgilerine dayalı yapılan [[Minkowski-Zwicky]] tipi sınıflandırma şemasına göre kategorilendirilebilir.<ref>https://en.wikipedia.org/wiki/Astrophysics_and_Space_Science</ref> 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.<ref>http://rsd-www.nrl.navy.mil/7212/montes/snetax.html</ref>
 
Ib & Ic tipi Süpernovalar 635.5 [[nanometre]] [[dalga boyu]]ndaki iyonze edilmiş silikonların [[emilimTayf çizgileri|Tayf Çizgileri]]nin miktarına göre dağıtılır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0412029 |title=Supernovae and Their Massive Star Progenitors |publisher=[[Cornell Üniversitesi]]}}</ref> 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&nbsp;nm dalga boyundaki emilim çizgilerinin azlığına göre ayrılır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ib+Supernova+Spectra |title=Type Ib Supernova Spectra |publisher=astronomy.swin.edu.au}}</ref>
 
==Oluşum==
[[Dosya:Https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/37/Evolved star fusion shells.svg/|240px-Evolved star fusion shells.svg.png|thumb|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 [[füzyon]]dur. 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<sup>−5</sup> [[Güneş Kütlesikütlesi]] kadarını kaybederler - Her 100.000 yılda 1 M☉.<ref>https://en.wikipedia.org/wiki/Monthly_Notices_of_the_Royal_Astronomical_Society</ref>▼
 
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.<ref>
<gallery>
{{cite conference
▲[[Dosya:Https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/37/Evolved star fusion shells.svg/240px-Evolved star fusion shells.svg.png||Yüksek kütleli bir yıldızın soğan benzeri madde yapısı.(ölçek değeri taşımaz)]]
|last=Pols |first=O.
</gallery>
|date=26 October – 1 November 1995
 
|title=Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae
▲Bir Süpernova patlamasının gerçekleşmesi için gereken öncelikli durum, soğan benzeri yapı içinde olan ve evrimini tamamlamış yüksek kütleli yıldızlarda, farklı tabakalarda sürekli yaşanan [[füzyon]]dur. 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☉.<ref>https://en.wikipedia.org/wiki/Monthly_Notices_of_the_Royal_Astronomical_Society</ref>
|booktitle=Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research
 
|pages=153–158
Ib ve Ic tipi Süpernovalar yapılan hipotezlere göre yüksek kütleli yıldızların çekirdeklerinin patlaması sonucu elde edilmektedirler. Bu tür yıldızlar, tekpimeler ya da yıldızlararası 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.[9][10] [[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 değişle; 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..<ref>http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PASA...14..208W</ref>▼
|location=Chiang Mai, Thailand
|bibcode=1997rdbs.conf..153P
}}</ref><ref name="woosley95">
{{cite conference
|last=Woosley |first=S. E. |last2=Eastman |first2=R.G.
|date=June 20–30, 1995
|title=Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra
|booktitle=Proceedings of the NATO Advanced Study Institute
|pages=821
|publisher=[[Kluwer Academic Publishers]]
|location=Begur, Girona, Spain
|bibcode=1997thsu.conf..821W
▲Ib}}</ref> ve Ic tipi Süpernovalar yapılan hipotezlere göre yüksek kütleli yıldızların çekirdeklerinin patlaması sonucu elde edilmektedirler. Bu tür yıldızlar, tekpimeler ya da yıldızlararası 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.[9][10]Wolf-Rayet [[yıldızı|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 değişle; 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..<ref>{{Web kaynağı |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997PASA...14..208W |title=SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service|publisher=adsabs.harvard.edu}}</ref>
 
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.[12] Bununla birlikte bu durumu inceleyen pek çok stronom I tipi tüm Spernovaların [[beyaz dev]] gibi çok yüksek kütleli yıldızların patlaması sonucu oluştuğunu düşünmektedirler.<ref>
{{cite journal
|last=Ryder |first=S.D.
|display-authors=etal
|date=2004
|title=Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?
|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|volume=349 |issue=3 |pages=1093–1100
|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x
|bibcode=2004MNRAS.349.1093R
|arxiv = astro-ph/0401135 }}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı |url=http://www.atnf.csiro.au/pasa/14_2/sadler/paper/node4.html|title=A first estimate of the radio supernova rate |publisher=atnf.csiro.au}}</ref> Genellikle yeni yıldız oluşma bölgelerindeki gaz bulutları içinde görülürler ve daha önce hiçbir [[eliptik gök adadaada]]da görülmemişlerdir.[10]<ref name="woosley95" /> 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==
Ib Tipi Süpernovalardaki [[ışıkIşık eğrilerieğrisi|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. ([[SupernovaSüpernova]] madesine bakınız.)<ref>{{Web kaynağı |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987SvAL...13..376T |title=Abstract |publisher=adsabs.harvard.edu}}</ref> 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 standardstandart 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 öreklerinörneklerin dikkatlice seçilerek gereksiz örneklerin kaldırılması gerekir..https://en.wikipedia.org/wiki/The_Astrophysical_Journal<ref>
{{cite journal
|last=Homeier |first=N.L.
|date=2005
|title=The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=620 |issue=1 |pages=12–20
|doi=10.1086/427060
|bibcode=2005ApJ...620...12H
|arxiv = astro-ph/0410593 }}</ref>
 
==Kaynakça==
{{kaynak-düzKaynakça|2}}
{{Kaynakça}}
 
{{Süpernovalar}}
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Tip_Ib_ve_Ic_süpernova" sayfasından alınmıştır