Bước tới nội dung

Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Siêu tân tinh”

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
Không có tóm lược sửa đổi
Không có tóm lược sửa đổi
Dòng 500: Dòng 500:


Đối với siêu tân tinh loại II thông thường, mà quang phổ chứa đa số vạch hiđrô phân bố rộng và vẫn còn xuất hiện ở giai đoạn cuối của vụ nổ, được phân loại dựa trên hình dáng của đường cong cường độ ánh sáng. Loại phổ biến nhất có đường đồ thị cường độ đi ngang (hay cao nguyên, "plateau") ngay sau khi độ sáng đạt cực đại mà độ sáng biểu kiến gần như không thay đổi trong nhiều tháng trước khi bắt đầu mờ dần. Chúng được phân thành loại II-P khi có đặc điểm cao nguyên này (plateau). Ít phổ biến hơn là siêu tân tinh loại II-L mà không có đường cao nguyên (palteau) đặc trưng này. Chữ "L" viết tắt của "linear" mặc dù đường cong cường độ ánh sáng không thực sự là một đường thẳng.
Đối với siêu tân tinh loại II thông thường, mà quang phổ chứa đa số vạch hiđrô phân bố rộng và vẫn còn xuất hiện ở giai đoạn cuối của vụ nổ, được phân loại dựa trên hình dáng của đường cong cường độ ánh sáng. Loại phổ biến nhất có đường đồ thị cường độ đi ngang (hay cao nguyên, "plateau") ngay sau khi độ sáng đạt cực đại mà độ sáng biểu kiến gần như không thay đổi trong nhiều tháng trước khi bắt đầu mờ dần. Chúng được phân thành loại II-P khi có đặc điểm cao nguyên này (plateau). Ít phổ biến hơn là siêu tân tinh loại II-L mà không có đường cao nguyên (palteau) đặc trưng này. Chữ "L" viết tắt của "linear" mặc dù đường cong cường độ ánh sáng không thực sự là một đường thẳng.

Những siêu tân tinh có quang phổ không phù hợp với những loại trên được phân vào nhóm dị thường, hay viết tắt là 'pec'.<ref name="taxonomy">
{{cite book
|last1=Turatto |first1=M.
|year=2003
|chapter=Classification of Supernovae
|title=Supernovae and Gamma-Ray Bursters
|volume=598 |pages=21
|series=Lecture Notes in Physics
|doi=10.1007/3-540-45863-8_3
|isbn=978-3-540-44053-6
|arxiv=astro-ph/0301107 }}</ref>


==Xem thêm==
==Xem thêm==

Phiên bản lúc 07:52, ngày 10 tháng 6 năm 2018

Siêu tân tinh hay sao siêu mới (viết tắt SN hay SNe) là một sự kiện thiên văn học biến đổi tức thời xảy ra trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao ở các sao khối lượng lớn, mà một vụ nổ khổng lồ cuối cùng đánh dấu sự hủy diệt của sao. Sự kiện bất thình lình này tạo ra một ngôi sao sáng "mới", trước khi dần phai mờ trong vòng vài tuần đến vài tháng.

Siêu tân tinh loại Ia SN 1994D (ở phía dưới bên trái) có độ sáng hơn cả thiên hà chứa nó, NGC 4526.

Siêu tân tinh (tiếng Anh: supernova) là sự kiện mãnh liệt hơn sự kiện sao mới (nova). Trong tiếng Latin, nova có nghĩa là "mới", mà trong thiên văn học đề cập đến sự xuất hiện tạm thời của một sao sáng mới. Tiền tố "super-siêu" phân biệt siêu tân tinh từ tân tinh thông thường, có độ sáng nhỏ hơn rất nhiều. Thuật ngữ supernova do Walter Baade và Fritz Zwicky đặt ra từ năm 1931.[1]

Chỉ có ba siêu tân tinh xảy ra trong Ngân Hà được quan sát bằng mắt thường trong 1000 năm qua, mặc dù rất nhiều sự kiện ở các thiên hà khác nhau đã được quan sát bằng kính thiên văn. Lần quan sát trực tiếp siêu tân tinh thuộc Ngân Hà gần đây nhất đó là siêu tân tinh Kepler xảy ra năm 1604, tuy có thêm hai tàn tích siêu tân tinh xảy ra gần đây cũng được phát hiện. Dựa trên thống kê số lượng siêu tân tinh quan sát ở các thiên hà khác cho ước tính, trung bình, trong Ngân Hà có khoảng 3 sự kiện xảy ra ở mỗi thế kỷ, và gần như sẽ quan sát được siêu tân tinh bằng các kính thiên văn hiện đại nếu chúng xảy ra trong Ngân Hà.

Siêu tân tinh phóng phần lớn vật chất từ ngôi sao phát nổ[2] với vận tốc lên tới 30000 km/s hay bằng 10% tốc độ ánh sáng. Nó gây ra một làn sóng xung kích chuyển động nhanh lan tỏa[3] vào môi trường liên sao xung quanh, đồng thời quét lên một lớp vỏ bao gồm bụi và khí đang mở rộng, hay chính là tàn tích siêu tân tinh như được quan sát. Siêu tân tinh tạo ra, tổng hợp và giải phóng lượng lớn các nguyên tố hóa học hình thành bởi các phản ứng tổng hợp hạt nhân.[4] Nhờ vậy nó đóng vai trò quan trọng cho quá trình làm giàu môi trường liên sao bằng các nguyên tố có nguyên tử khối nặng hơn heli.[5] Ngoài ra, sóng xung kích lan tỏa từ vụ nổ có thể kích hoạt sự hình thành các sao mới.[6][7] Tàn tích siêu tân tinh được xem là một trong những nơi phát ra đa số các tia vũ trụ bắt nguồn từ Ngân Hà, nhưng chỉ mới tìm thấy một vài dấu hiệu chứng tỏ tia vũ trụ liên quan có liên quan trực tiếp đến tàn tích siêu tân tinh.[8] Vụ nổ siêu tân tinh cũng là một nguồn phát sóng hấp dẫn tiềm năng để nghiên cứu trong tương lai.[9]

Các nghiên cứu lý thuyết chỉ ra rằng hầu hết siêu tân tinh được khởi phát từ một trong hai cơ chế cơ bản: việc phản ứng tổng hợp hạt nhân bất thình lình hoạt động trở lại ở một sao thoái hóa hoặc lõi của ngôi sao khối lượng lớn bất ngờ suy sụp hấp dẫn. Ở cơ chế đầu tiên, một sao lùn trắng thoái hóa tích tụ vật chất từ một sao đồng hành, hoặc là thông qua sự bồi tụ vật chất hoặc sát nhập với sao lùn trắng đồng hành, đến một lúc quá trình này khiến cho nhiệt độ lõi sao tăng lên tới giới hạn kích hoạt phản ứng tổng hợp hạt nhân mất kiểm soát, làm cho phá hủy hoàn toàn ngôi sao. Ở trường hợp thứ hai, dưới tác động của lực hấp dẫn từ chính sao có khối lượng lớn, vật chất sụp đổ về lõi sao, kết hợp với bức xạ neutrino và chuyển động hỗn loạn từ vùng lõi, dẫn đến giải phóng thế năng hấp dẫn cùng sóng xung kích mở rộng ngược ra ngoài, trở thành vụ nổ siêu tân tinh. Trong khi thực tế các siêu tân tinh xảy ra có mức độ phức tạp hơn so với hai mô hình lý thuyết này, cơ chế giải thích vụ nổ đã được thiết lập vững chắc và được phần lớn các nhà thiên văn học chấp thuận.

Do hệ quả của những sự kiện này là rất rộng lớn, hiện nay các nhà thiên văn vật lý tập trung nghiên cứu sâu vào siêu tân tinh, từ phạm vi tiến hóa sao cho đến tiến hóa thiên hà, và là một lĩnh vực nghiên cứu đặc biệt quan trọng.

Lịch sử quan sát

Bài chi tiết: Lịch sử quan sát siêu tân tinh
Tinh vân Con Cua là một tinh vân gió sao xung đi kèm với siêu tân tinh năm 1054
Đoạn tô vàng trong thư tịch Trung Hoa cổ nhắc tới việc quan sát SN 1054

Ghi chép miêu tả sớm nhất trong lịch sử về siêu tân tinh, đó là SN 185, được các nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại quan sát vào năm 185 SCN. Siêu tân tinh sáng nhất từng được ghi chép là SN 1006, nó xảy ra vào năm 1006 SCN và được miêu tả chi tiết bởi các nhà thiên văn Trung Hoa và Hồi giáo cổ đại.[10] Siêu tân tinh SN 1054 được theo dõi rộng rãi khắp nơi chính là vụ nổ tạo lên tinh vân Con Cua như quan sát ngày nay. Hai siêu tân tinh SN 1572 và SN 1604, là các sự kiện gần đây nhất xảy ra trong Ngân Hà được quan sát bằng mắt thường. Chúng đã có những tác động tích cực đến sự phát triển của thiên văn học ở châu Âu, bởi vì chúng được dùng để phản bác lại ý tưởng của trường phái Aristotle về vũ trụ (nằm bên ngoài Mặt Trăng và các hành tinh) là tĩnh tại và không thay đổi.[11] Johannes Kepler bắt đầu quan sát SN 1604 tại lúc nó đạt đỉnh điểm vào ngày 17 tháng 10 năm 1604, và ông tiếp tục theo dõi quá trình độ sáng giảm dần cho đến khi nó biến mất khỏi bầu trời một năm sau đó.[12] Đây là siêu tân tinh thứ hai được quan sát trong một thế hệ (sau siêu tân tinh SN 1572 thuộc chòm sao Cassiopeia quan sát bởi Tycho Brahe).[13]

Có một số chứng cứ về siêu tân tinh trẻ nhất trong Ngân Hà, G1.9+0.3, xảy ra vào cuối thế kỷ 19, được coi là muộn hơn đáng kể so với siêu tân tinh tạo ra tinh vân Cassiopeia A trong khoảng năm 1680.[14] Thế giới đã không phát hiện được hai vụ nổ siêu tân tinh này. Ở trường hợp của G1.9+0.3, gần như toàn bộ bức xạ điện từ phát ra bị chặn lại (high extinction) do lớp bụi và khí nằm dọc theo mặt phẳng thiên hà khiến các nhà thiên văn học không để ý tới sự kiện đang xảy ra. Đối với tinh vân Cassiopeia A, hiệu ứng ánh sáng vọng (light echo) đã được đo ở bước sóng hồng ngoại cho thấy đây là siêu tân tinh loại IIb. Mặc dù vị trí của nó không nằm trong vùng bị che chắn nhiều, nhưng không hề có một ghi chép lịch sử nào về vụ nổ này.[15]

Trước khi có sự phát triển của kính thiên văn, chỉ có 5 siêu tân tinh được quan sát trong thiên niên kỷ vừa qua. So với lịch sử tiến hóa của một sao, sự xuất hiện của siêu tân tinh trong thiên hà là rất ngắn, trung bình kéo dài một vài tháng, do vậy số sự kiện như thế mà một người trong đời có cơ hội quan sát là gần bằng một. Chỉ có một phần nhỏ trong số 100 tỷ sao trong một thiên hà điển hình có khả năng trở thành siêu tân tinh, vì trong một khoảng thời gian cho trước, hoặc là ngôi sao phải có khối lượng đủ lớn đang ở giai đoạn cuối hoặc trong hệ sao đôi phải có một sao lùn trắng.[16]

Tuy vậy, việc quan sát và khám phá siêu tân tinh bên ngoài Ngân Hà đã trở lên thường xuyên hơn; bắt đầu bằng SN 1885A thuộc thiên hà Andromeda. Ngày nay, mỗi năm các nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp tìm thấy khoảng vài trăm sự kiện, một số đang trong trạng thái gần sáng cực đại hoặc được phát hiện lại từ những tấm ảnh hay bản chụp thiên văn học cũ. Từ năm 1941, dựa trên quang phổ của 14 sự kiện, nhà thiên văn học người Mỹ Rudolph Minkowski nhận thấy có ít nhất hai nhóm siêu tân tinh. Sau đó Fritz Zwicky và nhiều người khác đã mở rộng, phát triển sơ đồ phân loại siêu tân tinh.[17] Trong thập niên 1960, các nhà thiên văn phát hiện thấy có mối liên hệ giữa cường độ sáng cực đại của một số siêu tân tinh loại I với dịch chuyển đỏ, và nhận ra sự hữu ích của loại siêu tân tinh này như những ngọn nến chuẩn trong việc đo khoảng cách trong vũ trụ.[18] Gần đây, các siêu tân tinh loại Ia ở xa nhất được quan sát mờ hơn so với dự định. Kết quả bất ngờ này khiến các nhà thiên văn vật lý đi đến kết luận là sự giãn nở của Vũ trụ đang gia tăng.[19] Nhiều kỹ thuật được phát triển để tái dựng lại các sự kiện siêu tân tinh mà đã không được quan sát trước đó. Chẳng hạn, thời điểm xảy ra siêu tân tinh Cassiopeia A đã được xác định dựa trên hiệu ứng ánh sáng phản xạ từ khí và bụi tinh vân,[20] hay độ tuổi của tàn tích siêu tân tinh RX J0852.0-4622 được ước tính từ nhiệt độ đo được[21] trong khi chứng cứ về tàn tích này được củng cố từ vạch bức xạ tia gamma phát ra từ sự phân rã phóng xạ của titanium-44.[22]

Siêu tân tinh sáng nhất từng được quan sát là sự kiện ASASSN-15lh. Vụ nổ này được phát hiện vào tháng 6 năm 2015 và cường độ sáng lớn nhất đạt 570 tỷ L, bằng 2 lần độ sáng của đa số các siêu tân tinh từng được quan sát.[23] Tuy nhiên, người ta vẫn chưa hiểu rõ bản chất của siêu tân tinh này và một vài mô hình được đề xuất để giải thích, ví dụ như một ngôi sao nằm gần lỗ đen bị xé toạc bởi lực thủy triều của nó.[24]

Một trong các sự kiện siêu tân tinh được phát hiện sớm nhất từ thời điểm vụ nổ (khoảng sau 3 tiếng), và do vậy dữ liệu phổ đo được ở thời điểm sớm nhất (khoảng 6 tiếng sau vụ nổ thực sự), là siêu tân tinh loại II SN 2013fs (iPTF13dqy) được ghi lại vào ngày 6 tháng 10 năm 2013 bởi trạm Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Ngôi sao phát nổ nằm ở thiên hà xoắn ốc NGC 7610, cách xa 160 triệu năm ánh sáng trong chòm sao Pegasus.[25][26]

Nhà thiên văn học nghiệp dư Victor Buso đã lần đầu tiên chụp ảnh được siêu tân tinh loại IIb SN 2016gkg đang trong quá trình xảy ra vụ nổ ở giai đoạn sớm nhất (khoảng 90 phút sau vụ nổ thực sự). Ông đã chụp ảnh sự kiện ở các khoảng thời điểm cách đều 90 phút tiếp sau đó. Siêu tân tinh nằm ở thiên hà NGC 613 cách xa 85 triệu năm ánh sáng.[27][28]

Khám phá

Ảnh chụp của kính thiên văn Chandra về tàn tích siêu tân tinh SNR0519690.

Dựa trên những nghiên cứu mở rộng về việc phân loại sao mới thực hiện trong thập niên 1930 bởi Walter Baade và Fritz Zwicky ở Đài quan sát Mount Wilson mà họ đã nhận ra có thêm một lớp "siêu" tân tinh thứ hai ngoài lớp sao mới.[29] Tên gọi super-novae lần đầu tiên được sử dụng bởi Baade và Zwicky trong các bài giảng năm 1931 tổ chức tại Caltech, sau đó được sử dụng rộng rãi tại một hội nghị tổ chức bởi hiệp hội Vật lý Mỹ vào năm 1933.[1] Đến năm 1938, dấu gạch ngang đã được bỏ như tên gọi chính thức được sử dụng hiện đại ngày nay.[30] Bởi vì siêu tân tinh là sự kiện xảy ra tương đối hiếm trong một thiên hà, như ở Ngân Hà ước tính có khoảng 3 sự kiện trong một thế kỷ,[31] do vậy để thu thập dữ liệu tốt về siêu tân tinh đòi hỏi phải quan sát theo dõi thường xuyên rất nhiều thiên hà.

Mặt khác, không thể dự đoán được chính xác siêu tân tinh xảy ra lúc nào và ở đâu trong một thiên hà. Thông thường, khi chúng được phát hiện, chúng đã đang ở trong tiến trình xảy ra.[32] Mối quan tâm khoa học lớn nhất về siêu tân tinh—ví dụ như là ngọn nến chuẩn cho phép đo khoảng cách—đòi hỏi phải quan sát được cường độ sáng cực đại của nó. Do vậy điều quan trọng đối với một người khám phá đó là thời điểm phát hiện ra siêu tân tinh phải trước khi nó đạt độ sáng cực đại. Nhà thiên văn nghiệp dư, mà số lượng đông đảo hơn nhiều so với nhà thiên văn chuyên nghiệp, đã đóng vai trò quan trọng đối với việc phát hiện siêu tân tinh, bằng chủ yếu chụp ảnh quan sát các thiên hà gần thông qua kính thiên văn quang học và so sánh ảnh chụp với các bức ảnh chụp trước đó.[33]

Về cuối thế kỷ 20 các nhà thiên văn đã tăng cường sử dụng các kính thiên văn điều khiển tự động bằng máy tính và gắn kèm cảm biến ghi hình ảnh CCD để săn lùng siêu tân tinh. Trong khi những hệ thống này khá phổ biến đối với nhóm thiên văn nghiệp dư, các viện nghiên cứu thiên văn chuyên nghiệp cũng trang bị hệ thống tương tự như Kính thiên văn chụp ảnh tự động Katzman (Katzman Automatic Imaging Telescope).[34] Gần đây dự án Hệ thống cảnh báo sớm siêu tân tinh (Supernova Early Warning System, SNEWS) đã bắt đầu sử dụng thiết bị dò neutrino để đưa ra những cảnh báo sớm về vụ nổ siêu tân tinh xảy ra trong Ngân Hà.[35][36] Neutrino là những hạt cơ bản hình thành với số lượng rất lớn từ vụ nổ siêu tân tinh,[37] và chúng hầu như không bị hấp thụ bởi khí và bụi trong môi trường liên sao của đĩa thiên hà.

"Ngôi sao sẽ phát nổ", tinh vân SBW1 bao quanh một sao siêu khổng xanh trong tinh vân Carina.

Tìm kiếm siêu tân tinh được phân thành hai phạm vi: một phạm vi tập trung vào tìm kiếm các sự kiện xảy ra tương đối gần và phạm vi còn lại phát hiện những sự kiện xảy ra ở rất xa. Bởi vì vũ trụ giãn nở, có thể ước lượng khoảng cách đến một thiên thể ở xa bằng cách đo hiệu ứng dịch chuyển Doppler (hay dịch chuyển đỏ) trên quang phổ phát xạ của nó; trung bình, các thiên hà ở xa hơn lùi ra xa với vận tốc lớn hơn so với thiên hà ở gần, và có dịch chuyển đỏ cao hơn. Cho nên công cuộc tìm kiếm siêu tân tinh tách thành giữa tìm kiếm dịch chuyển đỏ cao và dịch chuyển đỏ thấp, với ranh giới phân chia có giá trị dịch chuyển đỏ trong khoảng z=0,1–0,3[38]—với z là đại lượng không thứ nguyên đo độ dịch chuyển tần số trong quang phổ thu được.

Tìm kiếm dịch chuyển đỏ cao đối với siêu tân tinh thường bao gồm việc quan sát và đo đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh. Chúng là công cụ hữu hiệu giúp xác định và định chuẩn biểu đồ Hubble và đưa ra các dự đoán vũ trụ học. Phổ siêu tân tinh, thường được sử dụng để nghiên cứu vật lý và môi trường siêu tân tinh, phù hợp hơn khi dùng dữ liệu của tìm kiếm ở dịch chuyển đỏ thấp.[39][40] Quan sát ở phạm vi dịch chuyển đỏ thấp cũng giúp củng cố đường cong Hubble ở khoảng cách ngắn, đường cong thể hiện tương quan giữa khoảng cách và dịch chuyển đỏ cho các thiên hà quan sát được.[41][42] (Xem thêm định luật Hubble).

Quy ước đặt tên

Ảnh kết hợp đa bước sóng tia X, hồng ngoại, và khả kiến về tàn tích siêu tân tinh Kepler, SN 1604.

Các khám phá siêu tân tinh được thông báo tới Trung tâm văn phòng điện tín thiên văn học (Central Bureau for Astronomical Telegrams) của Hiệp hội Thiên văn Quốc tế, mà ở đây sẽ gửi ra thông báo đến các nhà thiên văn về tên gọi chính thức cho một siêu tân tinh. Tên gọi được gán bắt đầu bằng SN theo sau bởi năm khám phá, và các hậu tố với một hoặc hai chữ cái. Có 26 siêu tân tinh trong một năm được định danh với một chữ cái viết hoa từ A đến Z. Các sự kiện xảy ra sau đó được gán bằng hai chữ viết thường: aa, ab, và tiếp tục như vậy. Ví dụ, SN 2003C là tên gọi định danh của siêu tân tinh được phát hiện lần thứ 3 trong năm 2003.[43] Siêu tân tinh phát hiện cuối cùng trong năm 2005 là SN 2005nc, và nó là siêu tân tinh thứ 367[nb 1] được tìm thấy trong năm này. Kể từ năm 2000, các nhà thiên văn nghiệp dư và chuyên nghiệp đã phát hiện vài trăm siêu tân tinh mỗi năm (572 trong năm 2007, 261 trong năm 2008, 390 trong năm 2009; 231 trong năm 2013).[44][45]

Các siêu tân tinh được biết đến trong lịch sử được định danh đơn giản theo năm phát hiện: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (gọi là Sao mới Tycho) và SN 1604 (Sao Kepler). Kể từ năm 1885 định danh có thêm chữ cái đã được sử dụng, ngay cả khi nếu trong năm đó chỉ có 1 siêu tân tinh được phát hiện (ví dụ SN 1885A, SN 1907A, v.v.) — và điều này xảy ra lần cuối cùng với sự kiện SN 1947A. SN, viết tắt cho "SuperNova", là tiền tố chuẩn. Cho đến tận năm 1987, định danh với hai chữ viết hậu tố hiếm khi được sử dụng; tuy nhiên bắt đầu từ năm 1988, định danh siêu tân tinh đã phải cần thiết sử dụng đến nó.

Phân loại

Minh họa siêu tân tinh SN 1993J.[46]

Như là một phần trong nỗ lực tìm hiểu siêu tân tinh, các nhà thiên văn đã phân loại chúng theo đặc trưng của đồ thị đường cong cường độ ánh sáng (light curve) và các vạch quang phổ của các nguyên tố hóa học khác nhau xuất hiện trong phổ điện từ. Nguyên tố đầu tiên dùng cho sự phân loại đó là sự có mặt hay thiếu một vạch quang phổ của hiđrô. Nếu quang phổ của một sự kiện siêu tân tinh có vạch phổ của hiđrô (được biết đến là dãy Balmer ở đoạn bước sóng khả kiến của quang phổ) nó được phân thành Loại II; còn không nó được xếp vào Loại I. Trong mỗi loại này có phân thành các nhóm nhỏ dựa trên sự xuất hiện vạch quang phổ của các nguyên tố khác hoặc hình dạng của đường cong cường độ ánh sáng (đồ thị thể hiện cấp sao biểu kiến của siêu tân tinh theo thời gian). [47][48]

Siêu tân tinh loại Ia xảy ra ở mọi loại thiên hà mà không thiên về có những vùng hình thành sao, phù hợp với nguồn gốc của chúng từ những quần thể sao có tuổi trung bình hoặc già. Siêu tân tinh loại II chỉ xảy ra trong những vùng hình thành sao nơi tìm thấy các ngôi sao trẻ khối lượng lớn.[49]

Phân loại siêu tân tinh [47][48]
Loại I
Quang phổ không có vạch hiđrô 		Loại Ia
Quang phổ có một vạch silic ion hóa (Si II) ở bước sóng 615,0 nm, gần thời điểm cực đại 		Phản ứng vượt giới hạn nhiệt
Loại Ib/c
Quang phổ không có vạch hấp thụ silic hoặc rất mờ 		Loại Ib
Quang phổ có một vạch heli trung hòa (He I) ở 587,6 nm 		Suy sụp lõi
Loại Ic
Không có vạch quang phổ heli hoặc rất mờ
Loại II
Có vạch quang phổ hiđrô 		Loại II-P/L/N
Quang phổ loại II 		Loại II-P/L
Không có vạch phổ hẹp 		Loại II-P
Đường cong cường độ ánh sáng "đi ngang"
Loại II-L
Đường cong cường độ ánh sáng đi xuống "theo đường thẳng" (trên đồ thị độ lớn với thời gian).[50]
Loại IIn
Có một số vạch phổ hẹp
Loại IIb
Quang phổ thay đổi trở thành giống như Loại Ib
A line spectrum showing black background with narrow lines superimposed on it: one violet, one blue, one cyan, and one red.
Vạch quang phổ phát xạ hiđrô trong miền bước sóng khả kiến. Đây là bốn vạch trong dãy Balmer

Loại I

Siêu tân tinh loại I là loại mà ở quang phổ không xuất hiện vạch phổ của hiđrô. Loại I được chia thành các nhóm con dựa trên đặc điểm quang phổ của chúng, trong đó loại Ia có một vạch hấp thụ mạnh của ion nguyên tử silic. Siêu tân tinh loại I không có vạch phổ rõ ràng này được phân thành loại Ib và Ic, với loại Ib có các vạch phổ mạnh của nguyên tử heli trung hòa và loại Ic không có các vạch này. Đường cong cường độ ánh sáng của các loại có hình dạng tương tự nhau, mặc dù loại Ia nói chung sáng hơn ở thời điểm cường độ đạt cực đại, nhưng đường cong ánh sáng chỉ là thứ yếu trong phân loại siêu tân tinh loại I.

Một số ít sự kiện siêu tân tinh loại Ia thể hiện các đặc điểm bất thường như có độ sáng không bình thường hoặc có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài, và chúng thường được phân loại theo như sự kiện có đặc điểm tương tự xảy ra lần đầu tiên. Ví dụ, SN 2008ha có độ sáng yếu được phân loại theo như giống với SN 2002cx hoặc loại Ia-2002cx.

Một phần nhỏ các vụ nổ siêu tân tinh loại Ic có đường cong cường độ ánh sáng kéo dài nhiều và trong quang phổ có thêm các vạch phát xạ và là dấu hiệu cho thấy vật chất bắn ra với vận tốc rất lớn. Chúng được nhóm thành loại Ic-BL hoặc Ic-bl.[51]

Loại II

Đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II-P và loại II-L.

Trong quang phổ siêu tân tinh loại II xuất hiện vạch hiđrô. Loại này cũng được chia thành các loại nhỏ hơn. Trong khi hầu hết siêu tân tinh loại II thể hiện các vạch quang phổ phát xạ phân bố rất rộng mà ám chỉ vận tốc giãn nở của vật chất phóng ra lên tới vài nghìn kilômét trên giây, thì một số khác, ví dụ như SN 2005gl, có đặc điểm vạch quang phổ tương đối hẹp. Chúng được xếp vào loại IIn, với 'n' viết tắt cho 'narrow'.

Một số siêu tân tinh, như SN 1987K và SN 1993J, thể hiện có sự thay đổi: ở thời gian đầu quang phổ của chúng có các vạch hiđrô, nhưng sau đó từ vài tuần đến vài tháng, các vạch quang phổ heli trở lên nổi trội hơn hẳn. Thuật ngữ siêu tân tinh "loại IIb" được sử dụng để miêu tả các vụ nổ có các đặc điểm kết hợp giữa loại II và loại Ib.[48]

Đối với siêu tân tinh loại II thông thường, mà quang phổ chứa đa số vạch hiđrô phân bố rộng và vẫn còn xuất hiện ở giai đoạn cuối của vụ nổ, được phân loại dựa trên hình dáng của đường cong cường độ ánh sáng. Loại phổ biến nhất có đường đồ thị cường độ đi ngang (hay cao nguyên, "plateau") ngay sau khi độ sáng đạt cực đại mà độ sáng biểu kiến gần như không thay đổi trong nhiều tháng trước khi bắt đầu mờ dần. Chúng được phân thành loại II-P khi có đặc điểm cao nguyên này (plateau). Ít phổ biến hơn là siêu tân tinh loại II-L mà không có đường cao nguyên (palteau) đặc trưng này. Chữ "L" viết tắt của "linear" mặc dù đường cong cường độ ánh sáng không thực sự là một đường thẳng.

Những siêu tân tinh có quang phổ không phù hợp với những loại trên được phân vào nhóm dị thường, hay viết tắt là 'pec'.[48]

Xem thêm

2
Tham số 2= là không còn hỗ trợ nữa. Xin vui lòng xem tài liệu cho {{columns-list}}.

Tham khảo

  1. ^ a b Osterbrock, D. E. (2001). “Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?”. Bulletin of the American Astronomical Society. 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O.
  2. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên heger
  3. ^ Schawinski, K.; và đồng nghiệp (2008). “Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant”. Science. 321 (5886): 223–226. arXiv:0803.3596. Bibcode:2008Sci...321..223S. doi:10.1126/science.1160456. PMID 18556514. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  4. ^ Timmes, F. X.; và đồng nghiệp (1995). “Galactic chemical evolution: Hydrogen through zinc”. Astrophysical Journal Supplement Series. 98: 617. arXiv:astro-ph/9411003. Bibcode:1995ApJS...98..617T. doi:10.1086/192172. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  5. ^ Whittet, D. C. B. (2003). Dust in the Galactic Environment. CRC Press. tr. 45–46. ISBN 0-7503-0624-6.
  6. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên aaa128
  7. ^ Boss, A. P.; và đồng nghiệp (2008). “Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave”. The Astrophysical Journal Letters. 686 (2): L119–L122. arXiv:0809.3045. Bibcode:2008ApJ...686L.119B. doi:10.1086/593057. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  8. ^ Ackermann, M.; và đồng nghiệp (2013). “Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants”. Science. 339 (6121): 807–11. arXiv:1302.3307. Bibcode:2013Sci...339..807A. doi:10.1126/science.1231160. PMID 23413352. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  9. ^ Ott, C. D.; và đồng nghiệp (2012). “Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves”. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 235: 381. arXiv:1212.4250. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  10. ^ Winkler, P. F.; và đồng nghiệp (2003). “The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum”. Astrophysical Journal. 585 (1): 324. arXiv:astro-ph/0208415. Bibcode:2003ApJ...585..324W. doi:10.1086/345985. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  11. ^ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (1982). The Historical Supernovae. Dordrecht: D. Reidel. tr. 355–370. Bibcode:1982sscr.conf..355C. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)
  12. ^ Baade, W. (1943). “No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova”. Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675....1B.
  13. ^ Motz, L.; Weaver, J. H. (2001). The Story of Astronomy. Basic Books. tr. 76. ISBN 0-7382-0586-9.
  14. ^ Chakraborti, S.; Childs, F.; Soderberg, A. (25 tháng 2 năm 2016). “Young Remnants of Type Ia Supernovae and Their Progenitors: A Study Of SNR G1.9+0.3”. The Astrophysical Journal. 819 (1): 37. arXiv:1510.08851v1. Bibcode:2016ApJ...819...37C. doi:10.3847/0004-637X/819/1/37.
  15. ^ Krause, O. (2008). “The Cassiopeia A Supernova was of Type IIb”. Science. 320 (5880): 1195–1197. arXiv:0805.4557. Bibcode:2008Sci...320.1195K. doi:10.1126/science.1155788. PMID 18511684.
  16. ^ Murdin, P.; Murdin, L. (1978). Supernovae. New York, NY: Press Syndicate of the University of Cambridge. tr. 1–3. ISBN 052130038X.
  17. ^ 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.
  18. ^ Kowal, C. T. (1968). “Absolute magnitudes of supernovae”. Astronomical Journal. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. doi:10.1086/110763.
  19. ^ Leibundgut, B.; và đồng nghiệp. “A cosmological surprise: The universe accelerates”. The Astrophysical Journal. 32 (4): 121. Bibcode:2001ENews..32..121L. doi:10.1086/378560. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  20. ^ Fabian, A. C. (2008). “A Blast from the Past”. Science. 320 (5880): 1167–1168. doi:10.1126/science.1158538. PMID 18511676.
  21. ^ Aschenbach, B. (1998). “Discovery of a young nearby supernova remnant” (PDF). Nature. 396 (6707): 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. doi:10.1038/24103.
  22. ^ Iyudin, A. F.; và đồng nghiệp (1998). “Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova”. Nature. 396 (6707): 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. doi:10.1038/24106. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  23. ^ Subo Dong, B. J.; và đồng nghiệp (2016). “ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova”. Science. 351 (6270): 257–260. arXiv:1507.03010. Bibcode:2016Sci...351..257D. doi:10.1126/science.aac9613. PMID 26816375.
  24. ^ Leloudas, G.; và đồng nghiệp (2016). “The superluminous transient ASASSN-15lh as a tidal disruption event from a Kerr black hole”. Nature Astronomy. 1 (2): 0002. arXiv:1609.02927. Bibcode:2016NatAs...1E...2L. doi:10.1038/s41550-016-0002.
  25. ^ Sample, I. (13 tháng 2 năm 2017). “Massive supernova visible millions of light years from Earth”. The Guardian. Truy cập ngày 16 tháng 2 năm 2018.
  26. ^ Yaron, O.; và đồng nghiệp (13 tháng 2 năm 2017). “Confined dense circumstellar material surrounding a regular type II supernova”. Nature Physics. advance online publication (5): 510–517. arXiv:1701.02596. Bibcode:2017NatPh..13..510Y. doi:10.1038/nphys4025. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first= (trợ giúp)
  27. ^ Bersten, M. C.; và đồng nghiệp (22 tháng 2 năm 2018). “A surge of light at the birth of a supernova”. Nature. 554: 497–499. doi:10.1038/nature25151. Truy cập ngày 23 tháng 2 năm 2018. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |author= (trợ giúp)
  28. ^ “Amateur astronomer catches first glimpses of birth of a supernova”. Davide Castelvecchi. Nature. 21 tháng 2 năm 2018. Truy cập ngày 4 tháng 3 năm 2018.
  29. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). “On Super-novae”. Proceedings of the National Academy of Sciences. 20 (5): 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. doi:10.1073/pnas.20.5.254. PMC 1076395. PMID 16587881.
  30. ^ Murdin, P.; Murdin, L. (1985). Supernovae (ấn bản 2). Cambridge University Press. tr. 42. ISBN 0-521-30038-X.
  31. ^ Reynolds, S. P.; và đồng nghiệp (2008). “The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3”. The Astrophysical Journal Letters. 680 (1): L41–L44. arXiv:0803.1487. Bibcode:2008ApJ...680L..41R. doi:10.1086/589570. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  32. ^ Colgate, S. A.; McKee, C. (1969). “Early Supernova Luminosity”. The Astrophysical Journal. 157: 623. Bibcode:1969ApJ...157..623C. doi:10.1086/150102.
  33. ^ Zuckerman, B.; Malkan, M. A. (1996). The Origin and Evolution of the Universe. Jones & Bartlett Learning. tr. 68. ISBN 0-7637-0030-4. Bản gốc lưu trữ ngày 20 tháng 8 năm 2016. Đã bỏ qua tham số không rõ |deadurl= (gợi ý |url-status=) (trợ giúp)
  34. ^ Filippenko, A. V.; và đồng nghiệp (2001). Paczynski, B.; Chen, W.-P.; Lemme, C. (biên tập). The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope. ASP Conference Series. 246. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. tr. 121. Bibcode:2001ASPC..246..121F. ISBN 978-1-58381-084-2. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp); “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  35. ^ Antonioli, P.; và đồng nghiệp (2004). “SNEWS: The SuperNova Early Warning System”. New Journal of Physics. 6: 114. arXiv:astro-ph/0406214. Bibcode:2004NJPh....6..114A. doi:10.1088/1367-2630/6/1/114. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  36. ^ Scholberg, K. (2000). “SNEWS: The supernova early warning system”. AIP Conference Proceedings. 523: 355. arXiv:astro-ph/9911359. Bibcode:2000AIPC..523..355S. doi:10.1063/1.1291879.
  37. ^ Beacom, J. F. (1999). “Supernova neutrinos and the neutrino masses”. Revista Mexicana de Fisica. 45 (2): 36. arXiv:hep-ph/9901300. Bibcode:1999RMxF...45...36B.
  38. ^ Frieman, J. A.; và đồng nghiệp (2008). “The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary”. The Astronomical Journal. 135: 338. arXiv:0708.2749. Bibcode:2008AJ....135..338F. doi:10.1088/0004-6256/135/1/338. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  39. ^ Perlmutter, S. A.; và đồng nghiệp (1997). Ruiz-Lapuente, P.; Canal, R.; Isern, J. (biên tập). Scheduled discovery of 7+ high-redshift SNe: First cosmology results and bounds on q0. NATO Advanced Science Institutes Series C. 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers. tr. 749. arXiv:astro-ph/9602122. Bibcode:1997ASIC..486..749P. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_46. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)
  40. ^ Linder, E. V.; Huterer, D. (2003). “Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy”. Physical Review D. 67 (8): 081303. arXiv:astro-ph/0208138. Bibcode:2002astro.ph..8138L. doi:10.1103/PhysRevD.67.081303.
  41. ^ Perlmutter, S. A.; và đồng nghiệp. “Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35”. The Astrophysical Journal. 483 (2): 565. arXiv:astro-ph/9608192. Bibcode:1997ApJ...483..565P. doi:10.1086/304265. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  42. ^ Copin, Y.; và đồng nghiệp (2006). “The Nearby Supernova Factory” (PDF). New Astronomy Reviews. 50 (4–5): 436. Bibcode:2006NewAR..50..436C. doi:10.1016/j.newar.2006.02.035. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)
  43. ^ Kirshner, R. P. (1980). “Type I supernovae: An observer's view”. AIP Conference Proceedings. AIP Conference Proceedings. 63: 33. Bibcode:1980AIPC...63...33K. doi:10.1063/1.32212.
  44. ^ “List of Supernovae”. International Astronomical Union. Bản gốc lưu trữ ngày 12 tháng 11 năm 2010. Truy cập ngày 25 tháng 10 năm 2010. Đã bỏ qua tham số không rõ |deadurl= (gợi ý |url-status=) (trợ giúp)
  45. ^ “The Padova-Asiago supernova catalogue”. Asiago Astrophysical Observatory. Bản gốc lưu trữ ngày 10 tháng 1 năm 2014. Truy cập ngày 10 tháng 1 năm 2014. Đã bỏ qua tham số không rõ |deadurl= (gợi ý |url-status=) (trợ giúp)
  46. ^ “Artist's impression of supernova 1993J”. SpaceTelescope.org. Bản gốc lưu trữ ngày 13 tháng 9 năm 2014. Truy cập ngày 12 tháng 9 năm 2014. Đã bỏ qua tham số không rõ |deadurl= (gợi ý |url-status=) (trợ giúp)
  47. ^ a b Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). Supernova Types and Rates. 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. tr. 199. arXiv:astro-ph/0012455. Bibcode:2001ASSL..264..199C. doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISBN 978-0-7923-7104-5. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)
  48. ^ a b c d Turatto, M. (2003). “Classification of Supernovae”. Supernovae and Gamma-Ray Bursters. Lecture Notes in Physics. 598. tr. 21. arXiv:astro-ph/0301107. doi:10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN 978-3-540-44053-6.
  49. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên WoosleyJanka
  50. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên doggett
  51. ^ Bianco, F. B.; và đồng nghiệp (2014). “Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae”. The Astrophysical Journal Supplement. 213 (2): 19. arXiv:1405.1428. Bibcode:2014ApJS..213...19B. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |first1= (trợ giúp)

Chú thích

  1. ^ Giá trị tìm được bằng cách coi "nc" là một phần tử trong hệ đếm song ánh 26 phần tử, với a=1, b=2, c=3, ... z=26. Do đó nc=n × 26 + c=14 × 26 + 3=367.

Đọc thêm

Liên kết ngoài

Tiếng Anh

Tiếng Việt

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Siêu_tân_tinh&oldid=40608995”