Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Ib ve Ic tipi süpernovalar, çok büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki Hidrojenin 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.
Spektrum
Bir Süpernova gözlemlendiğinde, spektrumundaki emilim çizgilerine dayalı yapılan tipi sınıflandırma şemasına göre kategorilendirilebilir. 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.
Ib & Ic tipi Süpernovalar 635.5 nanometre dalga boyundaki iyonze edilmiş silikonların Tayf Çizgilerinin miktarına göre dağıtılır. 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 nm dalga boyundaki emilim çizgilerinin azlığına göre ayrılır.
Oluşum
Bir Süpernova patlamasının gerçekleşmesi için gereken öncelikli durum, soğan benzeri yapı içinde olan ve evrimini tamamlamış yüksek kütleli yıldızlarda, farklı tabakalarda sürekli yaşanan füzyondur. 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 rüzgârlar sonucu azalmasıyla görülür. Yüksek kütleli yıldızlar (Güneş'ten 25 kat ya da daha fazla kütleli) bu olay sırasında kütlelerinin yılda 10−5Güneş kütlesi kadarını kaybederler - Her 100.000 yılda 1 M☉.
Ib ve Ic tipi Süpernovalar yapılan hipotezlere göre yüksek kütleli yıldızların çekirdeklerinin patlaması sonucu elde edilmektedirler. Bu tür yıldızlar, tepkimeler ya da yıldızlar arası rüzgâr 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.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 deyişle; 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 sınıflandırılabilir..
Birtakım 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. Bununla birlikte bu durumu inceleyen pek çok stronom I tipi tüm Spernovaların gibi çok yüksek kütleli yıldızların patlaması sonucu oluştuğunu düşünmektedirler.
Çok nadir oluştuklarından ve bulunduklarından dolayı Ib ile Ic tipi Süpernovaların oluşma oranının II. tip Süpernovalara göre çok düşük olduğu bilinmektedir. Genellikle yeni yıldız oluşma bölgelerindeki gaz bulutları içinde görülürler ve daha önce hiçbir eliptik gök adada görülmemişlerdir. 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 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. (Süpernova maddesine bakınız.) 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 standart kandela birimi olarak da kullanılır. bununla birlikte Ib ve Ic tipi süpernovaların spektrumlarının benzerliği sebebiyle, Bu ikilik, süpernova gözlemlerinde bir kirlilik yaratır ve uzunluk hesaplamalarından önce; gözlemlenen örneklerin dikkatlice seçilerek gereksiz örneklerin kaldırılması gerekir.
Kaynakça
- ^ "Early spectroscopic identification of SN 2008D". Cornell Üniversitesi. 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ "Arşivlenmiş kopya". 28 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ . nrl.navy.mil. 28 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ "Supernovae and Their Massive Star Progenitors". Cornell Üniversitesi. 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ . astronomy.swin.edu.au. 1 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ "Arşivlenmiş kopya". 21 Aralık 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ Pols, O. (26 Ekim – 1 Kasım 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. Chiang Mai, Thailand. ss. 153-158. Bibcode:1997rdbs.conf..153P.
- ^ a b Woosley, S. E.; Eastman, R.G. (Haziran 20–30, 1995). "Type Ib and Ic Supernovae: Models and Spectra". Proceedings of the NATO Advanced Study Institute. Begur, Girona, Spain: . s. 821. Bibcode:1997thsu.conf..821W.
- ^ "SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service". adsabs.harvard.edu. 3 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ Ryder, S.D. (2004). "Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor?". . 349 (3). ss. 1093-1100. arXiv:astro-ph/0401135 $2. Bibcode:2004MNRAS.349.1093R. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x.
- ^ . atnf.csiro.au. 3 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ "Abstract". adsabs.harvard.edu. 3 Nisan 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Aralık 2014.
- ^ Homeier, N.L. (2005). "The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples". The Astrophysical Journal. 620 (1). ss. 12-20. arXiv:astro-ph/0410593 $2. Bibcode:2005ApJ...620...12H. doi:10.1086/427060.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Ib ve Ic tipi supernovalar cok buyuk kutleli yildizlarin cekirdeklerinin cokmesi sonucu olusan patlamalarin kategorilerinden ikisidir Bu tur yildizlar yuzeylerindeki Hidrojenin tamamini tuketirler Ia tipi bir Supernova nin spektrumu ile kiyaslandiginda silikona ait emilim cizgilerinin eksik oldugu gorulur Bu Ib ve Ic tipi Supernovalarin cekirdeklerindeki helyumun da buyuk cogunlugunun tukendigi Hipotezi yapilmistir Bundan dolayi bu iki tip supernovaya tukenmis cekirdegi coken supernova denir SN 2008d Tip Ib supernova X isini spektrumunda sol ve gorunur isik sag gosterilmistir NASA fotografi SpektrumBir Supernova gozlemlendiginde spektrumundaki emilim cizgilerine dayali yapilan tipi siniflandirma semasina gore kategorilendirilebilir Bir supernova ilk once I ya da II tip bir Supernova olarak siniflandirilir sonrasinda ise daha karmasik yontemlerle alt siniflara ayrilir Temel Kategori I de yer alan supernovalar spektrumlarinda hidrojen eksikligi cekerler bununla birlikte II tipi supernovalar spektrumlarinda daha fazla hidrojen emilimi gosterir I kategorisindeki Supernovalar da bu duruma gore Ia Ib ve Ic alt siniflarina ayrilirlar Ib amp Ic tipi Supernovalar 635 5 nanometre dalga boyundaki iyonze edilmis silikonlarin Tayf Cizgilerinin miktarina gore dagitilir Ib ve Ic tipi Supernovalar yaslandikca emilim spektrumlarinda Oksijen Kalsiyum ve Magnezyum gibi elementler de gorulur Fakat Ia tipi supernovalarda baskin yogunluk Demire aittir Ib tipi Supernovalar Ic den iclerindeki 587 6 nm dalga boyundaki emilim cizgilerinin azligina gore ayrilir OlusumYuksek kutleli bir yildizin sogan benzeri madde yapisi olcek degeri tasimaz Bir Supernova patlamasinin gerceklesmesi icin gereken oncelikli durum sogan benzeri yapi icinde olan ve evrimini tamamlamis yuksek kutleli yildizlarda farkli tabakalarda surekli yasanan fuzyondur En distaki katman Hidrojen icerir sonrasindan ise helyum karbon oksijen gelir Bu yuzden dis katmandaki hidrojen azaldiginda bu bir sonraki tabakadaki helyumun fuzyonu baslar bazen bu diger elementlerle birleserek devam eder Bu ancak cok yuksek sicakliklarda yildizin kutlesinin yuksek bir kisminin yildizlararasi ruzgarlar sonucu azalmasiyla gorulur Yuksek kutleli yildizlar Gunes ten 25 kat ya da daha fazla kutleli bu olay sirasinda kutlelerinin yilda 10 5Gunes kutlesi kadarini kaybederler Her 100 000 yilda 1 M Ib ve Ic tipi Supernovalar yapilan hipotezlere gore yuksek kutleli yildizlarin cekirdeklerinin patlamasi sonucu elde edilmektedirler Bu tur yildizlar tepkimeler ya da yildizlar arasi ruzgar sonucu cekirdeklerindeki tum Hidrojen ve Helyum u yitirdiklerinde cekirdek kutleleri kendini tasiyamayacak miktarda artar 6 Ib ve Ic tipi yildizlarin atalari dis cephelerindeki kutlenin 3 4 M kadarini halihazirda yok etmis olurlar Wolf Rayet yildizlarinda cok daha yuksek dis cephe kutle kaybi gorulebilir ve durumdan dolayi bu cisimlerin spektrumlarinda neredeyse hic Hidrojen gorulmez Ib tipi Supernovalarin atasi olan yildizlarda biraz Hidrojen ve Helyum gorulurken Ic tipi Supernovalarin atasi olan yildizlarda Hidrojen ve Helyuma hic rastlanmaz Baska bir deyisle Ib tipi supernovalarin atasi olan yildizlara kiyasla Ic tipi Supernovalarin atasi olan yildizlarin hic dis cephesi kalmamistir Ib ve Ic tipi Supernovalar arasindaki bu ufak farkliliklar sebebiyle Ibc tipi Supernovalar olarak da siniflandirilabilir Birtakim kanitlar Ic tipi Supernovalarin kucuk bir yuzdesinin gama isin patlamasi GIP sonucu olusabilecegini ongormektedir Ozellikle Ic tipi Supernovalarin spektrumlarindaki net cizgiler gama isin patlamasi na GRB cok benzemektedir Bu konu hakkinda yapilan hipotezler Ib ya da Ic tipi supernovalarin bir GIP sonucu olusmasinin patlamanin geometrisiyle alakasi oldugunu onermektedir Bununla birlikte bu durumu inceleyen pek cok stronom I tipi tum Spernovalarin gibi cok yuksek kutleli yildizlarin patlamasi sonucu olustugunu dusunmektedirler Cok nadir olustuklarindan ve bulunduklarindan dolayi Ib ile Ic tipi Supernovalarin olusma oraninin II tip Supernovalara gore cok dusuk oldugu bilinmektedir Genellikle yeni yildiz olusma bolgelerindeki gaz bulutlari icinde gorulurler ve daha once hicbir eliptik gok adada gorulmemislerdir Olusma mekanizmalarinin benzerliginden dolayi II tipteki bazi Supernovalar ile Ib ve Ic tipi supernovalar birbirlerine benzerlik gosterirler Ozellikle de Ib ve Ic tipi Supernovalar bu mekanizmadan dolayi yuzeyini supurmus supernova denebilir Isik EgrileriIb Tipi Supernovalardaki isik egrisi Parlaklik zaman grafigi formunda farklilik gosterebilir ancak pek cok ayrintili durum incelendiginde Ia tipi Supernovalardan farkli oldugu gorulur Bununla birlikte Ib tipi supernovalarin isik egrileri dusuk parlakliklarda tepe noktasina ulasabilir ya da kizila kayabilir Spektrumun kizilotesi kisminda Ib tipi supernovalarin davranislari II L tipi Supernovalarinkiyle benzerlikler tasir Supernova maddesine bakiniz Ib tipi Supernovalarin kirilma spetrumlarinda Ic tipi supernovalardan daha yavas azalma bir egrisi vardir Ia Supernovalarin isik egrileri kozmolojik boyutlarda uzunluk olcmek icin cok kullanislidir Bundan dolayi bu tip supernovalar kozmolojide standart kandela birimi olarak da kullanilir bununla birlikte Ib ve Ic tipi supernovalarin spektrumlarinin benzerligi sebebiyle Bu ikilik supernova gozlemlerinde bir kirlilik yaratir ve uzunluk hesaplamalarindan once gozlemlenen orneklerin dikkatlice secilerek gereksiz orneklerin kaldirilmasi gerekir Kaynakca Early spectroscopic identification of SN 2008D Cornell Universitesi 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Arsivlenmis kopya 28 Mart 2015 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 27 Aralik 2014 nrl navy mil 28 Agustos 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Supernovae and Their Massive Star Progenitors Cornell Universitesi 5 Temmuz 2016 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 27 Aralik 2014 astronomy swin edu au 1 Haziran 2015 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Arsivlenmis kopya 21 Aralik 2014 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Pols O 26 Ekim 1 Kasim 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 Chiang Mai Thailand ss 153 158 Bibcode 1997rdbs conf 153P a b Woosley S E Eastman R G Haziran 20 30 1995 Type Ib and Ic Supernovae Models and Spectra Proceedings of the NATO Advanced Study Institute Begur Girona Spain s 821 Bibcode 1997thsu conf 821W SAO NASA ADS Astronomy Abstract Service adsabs harvard edu 3 Nisan 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Ryder S D 2004 Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig evidence for a Wolf Rayet binary progenitor 349 3 ss 1093 1100 arXiv astro ph 0401135 2 Bibcode 2004MNRAS 349 1093R doi 10 1111 j 1365 2966 2004 07589 x atnf csiro au 3 Mart 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Abstract adsabs harvard edu 3 Nisan 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 27 Aralik 2014 Homeier N L 2005 The Effect of Type Ibc Contamination in Cosmological Supernova Samples The Astrophysical Journal 620 1 ss 12 20 arXiv astro ph 0410593 2 Bibcode 2005ApJ 620 12H doi 10 1086 427060