超新星是如何分类的?

根据新闻,M82的超新星SN 2014J被归为Ia型超新星,由此看来超新星也是可以分类的。

那么超新星是如何分类的,又可以分为哪些类呢?

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2个答案
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老猫分子生物学准博士,天文爱好者

2014-01-26 15:28

超新星是按照化学成分进行分类的

——你可能要问,超新星距离我们那么远,我们怎么知道它们的化学成分为何呢?

其实,当高温形成的由连续光谱形成光线路过各种元素之后,其中的一些波长会被这些元素吸收。每种元素都有特征的吸收线,根据这样的吸收线我们就可以推测出光路过过哪些元素。下图是一些常见元素的特征光谱(真正的吸收光谱里,那些特征光谱应该是黑线,而不是像图中这样加亮的),而第二行的氦气,正是人们发现太阳的吸收光谱中有当时未知的特征黄色吸收线,才被发现的(呃,好像扯远了)。

天文学家就这样利用光谱中的不同吸收线来给超新星分类。分类的第一个依据是是否存在氢元素造成的吸收线——也就是说如果超新星里存在氢的话,那它就是Ⅱ型超新星,反之如果没有氢存在的话,那颗超新星就是I型超新星。

II型超新星可以依据光谱来细分。大部分的II型超新星都显现非常宽的发射线,这表示它是以每秒数千公里的速度在膨胀。

Ⅱ型超新星也称为核塌缩超新星,是大质量恒星由内部塌缩引发剧烈爆炸的的结果。大体积恒星内核的氢元素消耗殆尽之后,因为无法再产生足够的辐射压来平衡引力,内核会发生坍缩,温度、压力增强从而点燃氦气的核聚变;氦元素耗尽后,会点燃C的聚变,然后这样一层层地像洋葱一样坍缩着,直到形成一个巨大铁核(其实是形成镍-56,然后放射衰变形成的铁-56);铁-镍核心不会再聚变成什么更大的原子,因为它的聚变不再提供能量,而电子简并力成了最后一道防线——当然如果恒星足够大的话,这个铁核将会进一步被压缩。当恒星内核的质量最终超过钱德拉塞卡极限,这样电子简并力也不足以平衡引力坍缩,星体由此开始毁灭性的坍缩,巨大的恒星坍缩成一个直径只有几十公里的球体后,核子的强相互作用与中子的简并力突然出现,挡住了恒星的进一步压缩,然后这颗恒星的洋葱一般的外部结构被吹了出去,硅、氧、氖、碳、氦、氢这几层都在被吹走的范围内。

然后根据超新星光度随时间的衰减曲线不同,正常的Ⅱ型超新星又可以分为ⅡP 与ⅡL 两种。其中ⅡP 具有一个明显的“平台”期,而ⅡL 超新星的光度则是线性衰减的。对于ⅡL 型超新星而言,产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了

Ⅱ型超新星还有可能出现一些反常的光谱类型,其中Ⅱn 型超新星可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用,因此它的光谱中具有一些窄线;而随着Ⅱb 型超新星喷射物的膨胀,余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构,因而Ⅱb 型超新星的光谱看上去会现象I型超新星的光谱。

I型超新星也可以依据谱线为基础再细分,典型的Ia型超新星有强烈的硅吸收线。这条谱线不明显或不强烈的I型超新星被归类为Ib或Ic型超新星,Ib型超新星显示出强烈的中性氦谱线,Ic型超新星则缺乏这种谱线。

Ib和Ic型超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程,但有所不同的是形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层。而Ic型超新星的身世明显要比Ib型更惨一些,因为它连氦元素构成的外层都没能保住。

Ia型的超新星的形成途径有多种,但这些途径都共有一个相同的内在机制:一个以碳-氧为主要成分的白矮星吸积了足够多的物质并达到钱德拉塞卡极限,电子简并压力不足以平衡自身的引力,从而发生坍缩。此类超新星形成的模型之一是一个密近双星系统,其中一的颗恒星首先成为了白矮星,然后它不断吸收另一颗恒星的物质,直到质量达到钱德拉塞卡极限,并发生坍缩,形成一次Ia型超新星爆发。两颗白矮星的合并也可能导致超新星爆发,只是这类超新星形成的概率较低。

当然,并不是所有的超新星都能正常的分类,不能吻合上述特征的分类为特异型超新星。


最后,附上一张分类表吧:


表格来源:wikipedia.org

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wb34管理学学士,天文爱好者

2014-01-28 11:32

我一共发现过三颗超新星:
SN 2012gp,SN 2013 do,SN 2013 gb
只有最后那颗是Ia型的。

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