Mạo danh siêu tân tinh

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
NGC 3184 cho thấy SN mạo danh SN   2010d.[1]

Mạo danh siêu tân tinh là những vụ nổ sao xuất hiện lúc đầu là siêu tân tinh nhưng không phá hủy các ngôi sao tiền thân của chúng. Như vậy, chúng là một lớp tân tinh cực kỳ mạnh mẽ. Chúng còn được gọi là siêu tân tinh loại V, chất tương tự Eta Carinae và các vụ phun trào khổng lồ của các biến màu xanh phát sáng (LBV).[2]

Xuất hiện, nguồn gốc và mất khối lượng[sửa | sửa mã nguồn]

Hiện tượng mạo danh siêu tân tinh xuất hiện dưới dạng siêu tân tinh mờ đáng chú ý của loại quang phổ IIn, có hydro trong phổ và các vạch quang phổ hẹp cho thấy tốc độ khí tương đối thấp. Những hiện tượng mạo danh này vượt quá các trạng thái trước khi bộc phát của chúng bằng một số cường độ, với cường độ hình ảnh tuyệt đối cực đại điển hình từ −11 đến −14, làm cho những vụ nổ này sáng như những ngôi sao sáng nhất. Cơ chế kích hoạt của các vụ nổ này vẫn không giải thích được, mặc dù nó được cho là do vi phạm giới hạn độ sáng Eddington cổ điển, bắt đầu mất khối lượng nghiêm trọng. Nếu tỷ lệ năng lượng bức xạ so với động năng gần bằng nhau, như ở Eta Carinae, thì chúng ta có thể mong đợi một khối lượng bị đẩy ra khoảng 0,16 khối lượng mặt trời.

Ví dụ[sửa | sửa mã nguồn]

Các ví dụ có thể có của những hiện tượng danh siêu tân tinh bao gồm vụ phát nổ lớn của Eta Carinae, P Cygni, SN 1961V,[3] SN 1954J, SN 1997bs, SN 2008S trong NGC 6946SN 2010d [1] nơi phát hiện các ngôi sao của tổ tiên còn sống.

Một hiện tượng mạo danh siêu tân tinh đã đưa ra tin tức sau sự thật là người được quan sát vào ngày 20 tháng 10 năm 2004, trong thiên hà UGC 4904 của nhà thiên văn nghiệp dư Nhật Bản Koichi Itagaki. Ngôi sao LBV này đã phát nổ chỉ hai năm sau, vào ngày 11 tháng 10 năm 2006, với tên siêu tân tinh SN 2006jc.[4]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă Smith, Nathan; Weidong, Li; Silverman, Jeffrey; Ganeshalingam, Mo; Filippenko, Alexei (2011). “Luminous Blue Variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415: 773–810. Bibcode:2011MNRAS.415..773S. arXiv:1010.3718. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x. 
  2. ^ Smith, Nathan; Ganeshalingam, Mohan; Chornock, Ryan; Filippenko, Alexei; Weidong, Li và đồng nghiệp (2009). “SN 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor”. Astrophysical Journal Letters 697 (1): L49–L53. Bibcode:2009ApJ...697L..49S. arXiv:0811.3929. doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49. 
  3. ^ Kochanek, C.S.; Szczygiel, D.M.; Stanek, K.Z. (2010). “The Supernova Impostor Impostor SN 1961V: Spitzer Shows That Zwicky Was Right (Again)”. Solar and Stellar Astrophysics 737: 76. Bibcode:2011ApJ...737...76K. arXiv:1010.3704. doi:10.1088/0004-637X/737/2/76. 
  4. ^ “NASA – Supernova Imposter Goes Supernova”. Nasa.gov. Truy cập ngày 13 tháng 1 năm 2010.