Supernova tipo Ib e Ic

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Tipos Ib e Ic de supernova são categorias de explosões estelares. Elas são causadas pelo colapso do núcleo de uma estrela maciça que perdeu (ou teve extirpada) sua camada exterior de hidrogênio.

Espectros[editar | editar código-fonte]

Supernovas da categoria geral Tipo I são classificadas com base na falta de linhas de hidrogênio em seus espectros, em comparação com uma supernova Tipo II que apresenta linhas de hidrogênio. O Tipo Ib é diferenciado do Tipo Ia devido à falta de uma faixa de absorção de silício isoladamente ionizado em um comprimento de onda de 635.5 nanômetros. À medida que uma supernova Tipo Ib envelhece, ela também apresenta características espectrais mais fortes de hélio que supernovas de Tipo Ia. Por fim, o espectro de Tipo Ib contém faixas de elementos como oxigênio, cálcio e magnésio. Em contraste, espectros de Tipo Ia ficam dominados por faixas de ferro.[1]

Acredita-se que supernovas do Tipo Ib tenham origem em um evento praticamente idêntico ao de uma supernova do Tipo II, no qual uma estrela maciça sofre colapso no núcleo. Porém, a estrela progenitora de uma supernova de Tipo Ib expeliu sua camada externa de hidrogênio antes da explosão. Ao invés disso, as camadas externas dessas estrelas são compostas principalmente por hélio, resultando em um espectro mais parecido com o de uma supernova do Tipo Ia. Supernovas do Tipo Ic diferem das do Tipo Ib por não terem também faixas de hélio.[1]

Formação[editar | editar código-fonte]

As camadas concêntricas de uma estrela maciça evoluída (não está em escala).

Antes de se tornar uma supernova, uma estrela maciça evoluída é organizada de forma parecida com a da cebola, com camadas de diferentes elementos se fundindo. A camada mais exterior consiste de hidrogênio, seguida por hélio, carbono, oxigênio e assim em diante. Então, quando o envoltório de hidrogênio é perdido, a próxima camada que é feita principalmente por hélio (misturado com outros elementos) fica exposta. Isto pode ocorrer quando uma estrela maciça muito quente atinge um ponto em sua evolução em que perda de massa significativa está acontecendo por causa de seu vento estelar. Estrelas altamente maciças (com 25 ou mais vezes a massa do Sol) pode perder até 10−5 massas solares por ano (ou o equivalente a uma massa solar a cada 100.000 anos.)[2]

Referências

  1. a b Espectros de Supernova de Tipo Ib Universidade Swinburne de Tecnologia. Página visitada em 8 de fevereiro de 2007.
  2. L. M. Dray, C. A. Tout, A. I. Karakas, J. C. Lattanzio. (2003). "Enriquecimento químico por Wolf-Rayet e estrelas assintóticas gigantes". Monthly Notice of the Royal Astronomical Society 338: 973-989.
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