Хипернова

Хипернова ― многу енергична супернова за која се верува дека е резултат на крајно сценарио за колапс на јадрото. Во овој случај, масивна ѕвезда (>30 сончеви маси) колабира за да образувавртежна црна дупка која емитува два астрофизички млазови и опкружена со насобирачки диск. Тоа е вид на ѕвездена експлозија која исфрла материјал со невообичаено висока кинетичка енергија, ред на големина поголема од повеќето супернови, со светлина најмалку 10 пати поголема. Хиперновите ослободуваат толку интензивни гама зраци што често изгледаат слично на супернова од видо Ic, но со невообичаено широки спектрални линии што укажуваат на крајно висока брзина на проширување. Хиперновите се еден од механизмите за производство на долги изливи на гама-зраци, кои се движат од 2 секунди до повеќе од една минута во времетраење. Тие се нарекувани и суперсјајни супернови, иако таа класификација вклучува и други видови на крајносјајни ѕвездени експлозии кои имаат различно потекло.

Слика со хипернова SN 1998bw, од страна на Европската јужна набљудувачница, во спирален крак на галаксијата ESO 184-G82.

Историја

Во 1980-тите, поимот „хипернова“ бил користен за да биде опишан теоретски вид супернова сега позната како супернова со нестабилност на двојки. Се однесувало на крајно високата енергија на експлозијата во споредба со вообичаените супернови со колапс на јадрото.^[1][2][3] Поимот претходно бил користен за опишување хипотетички експлозии од различни настани како што се хиперѕвезди, крајно масивни ѕвезди од населението III во раниот универзум,^[4] или од настани како спојување на црните дупки.^[5]

Во февруари 1997 година, холандско-италијанскиот сателит BeppoSAX успеал да го следи GRB 970508 до слаба галаксија оддалечена приближно 6 милијарди светлосни години.^[6] Од анализата на спектроскопските податоци и за GRB 970508 и за нејзината галаксија домаќин, Блум и соработниците заклучиле во 1998 година дека хипернова е веројатната причина.^[6] Истата година, хиперновите биле подробно претпоставени од полскиот астроном Бохдан Пачињски како супернови од ѕвезди кои брзо се вртат.^[7]

Употребата на поимот „хипернова“ од крајот на 20 век оттогаш е рафинирана за да се однесува на оние супернови со невообичаено голема кинетичка енергија.^[8] Првата забележана хипернова била SN 1998bw, со сјајност 100 пати поголема од стандардниот вид Ib.^[9] Оваа супернова била првата што била поврзана со излив на гама-зраци (ИГЗ) и произвела ударен бран кој содржи ред со големина повеќе енергија од нормалната супернова. Други научници претпочитаат да ги нарекуваат овие тела едноставно како супернова Ic со широка линија.^[10] Оттогаш поимот е применуван на различни тела, од кои не сите ја исполнуваат стандардната дефиниција; на пример ASASSN-15lh.^[11]

Во 2023 година, било објавено набљудувањето на многу енергичниот, неквазарски минлив настан AT2021lwx со исклучително силна емисија од средно-инфрацрвени до бранови должини на рендгенски зраци и вкупна енергија од 1,5 10⁴⁶ џули.^[12] Сметано е дека ова тело не е хипернова; наместо тоа, веројатно е огромен гасен облак кој е впиван од масивна црна дупка. На настанот, исто така, му било доделено случајно име „ZTF20abrbeie“ од страна на Цвикиевиот минлив објект. Ова име, и навидум жестокоста на настанот, довело до прекарот „Страшна Барби“ (англиски: Scary Barbie), привлекувајќи го вниманието на водечкиот печат.

Својства

Сметано е дека хиперновите се супернови со исфрлање со кинетичка енергија поголема од околу 10⁴⁵ џули, ред на величина повисок од вообичаена супернова со колапс на јадрото. Масите на исфрлен никел се големи, а брзината на исфрлање е до 99% од брзината на светлината. Тие се вообичаено од видот Ic, а некои се поврзани со долготрајни изливи на гама-зраци. Електромагнетната енергија ослободена од овие настани варира од споредлива со друг вид Ic супернова, до некои од најсветлите супернови познати како SN 1999ас.^[13][14]

Архетипската хипернова, SN 1998bw, била поврзана со GRB 980425. Нејзиниот спектар не покажал водород и јасни особини на хелиум, но силните силиконски линии ја идентификувале како супернова од видот Ic. Главните линии на впивање биле крајно проширени и светлинската крива покажала многу брза фаза на осветлување, достигнувајќи ја светлината на супернова од видот Ia на 16-тиот ден. Вкупната исфрлена маса била околу 10 M_☉ и масата на исфрлениот никел околу 0.4 M_☉.^[13] Сите супернови поврзани со изливите на гама зраци, го покажале високоенергетското исфрлање што ги одликува како хипернови.^[15]

Забележани се невообичаено светли радио супернови како пандан на хиперновите и се наречени „радио хипернови“.^[16]

Астрофизички модели

Моделите за хипернова се насочувани на ефикасно пренесување на енергија во исфрлањето. Во нормалните супернови со колапс на јадрото, 99% од неутрината создавани во јадрото што е распаѓана, бегаат без да предизвикаат исфрлање на материјалот. Сметано е дека вртењето на зачетникот на суперновата придвижува млаз кој го забрзува материјалот подалеку од експлозијата со брзина блиску до брзината на светлината. Бинарните системи се повеќе се проучуваат како најдобар метод и за соголување на ѕвездените обвивки за да се остави голо јаглеродно-кислородно јадро и за поттикнување на неопходните услови за центрифугирање за да придвижува хипернова.

Модел на падната ѕвезда

За целосно падната ѕвезда, видете ѕвездена црна дупка.

Моделот на падната ѕвезда опишува вид супернова која произведува гравитациско колабирано тело или црна дупка. Англискиот збор „колапсар“ (collapsar), кратенка од „срушена ѕвезда “, порано бил користел за да се однесува на крајниот производ на ѕвездениот гравитациски колапс, црна дупка со ѕвездена маса. Зборот „колапсар“ сега понекогаш е користен за да се однесува на засебен модел за пад на ѕвезда што брзо врти. Кога ќе се случи пад на јадрото во ѕвезда со јадро најмалку околу петнаесет пати поголема од сончевата маса (M_☉) - иако хемискиот состав и брзината на вртење се исто така значајни - енергијата на експлозијата е недоволна за да ги исфрли надворешните слоеви на ѕвездата и ќе падне во црна дупка без да биде произведен видлив излив на супернова.

Ѕвезда со маса на јадрото малку под ова ниво - во опсег од 5–15 M_☉ — ќе претрпи експлозија на супернова, но толку голем дел од исфрлената маса паѓа назад на остаток од јадрото што сè уште пропаѓа во црна дупка. Ако таква ѕвезда врти бавно, тогаш ќе произведе бледа супернова, но ако ѕвездата врти доволно брзо, тогаш враќањето кон црната дупка ќе произведе релативистички млазови. Тие моќни млазови минуваат низ ѕвезден материјал создаваат силни ударни бранови, при што енергичните ветрови на новосоздадениот ⁵⁶Ni го дуваат од насобирачкиот диск, детонирајќи ја експлозијата на хипернова. Исфрленото радиоактивно распаѓање од ⁵⁶Ni го прави видливиот излив значително посветлен од стандардната супернова.^[17] Млазовите, исто така, зрачат честички со висока енергија и гама зраци директно нанадвор и со тоа создаваат изливи на рендгенски или гама зраци; млазовите можат да траат неколку секунди или подолго и да одговараат на долготрајни изливи на гама зраци, но се чини дека тие не ги објаснуваат краткотрајните експлозии на гама зраци.^[18][19]

Бинарни модели

Механизмот за производство на соголениот зачетник, ѕвезда со јаглерод-кислород на која и недостига значаен водород или хелиум, од видот Ic супернова, некогаш било сметано дека е крајно еволуирана ѕвезда со масивна маса, на пример Волф-Рајеовата ѕвезда чиј густ ѕвезден ветер ги исфрлил сите неговите надворешни слоеви. Набљудувањата не успеале да откријат такви зачетници. Сè уште не е дефинитивно покажано дека зачетниците се всушност различен вид тело, но неколку случаи укажуваат на тоа дека „хелиумските џинови“ со помала маса се зачетниците. Овие ѕвезди не се доволно масивни за да ги избркаат нивните обвивки само со ѕвездени ветрови, и тие би биле одземени со пренос на маса во бинарен придружник. Хелиумските џинови се повеќе се претпочитани како зачетници на суперновите од видот Ib, но зачетниците на суперновите од видот Ic сè уште е неизвесен.^[20]

Еден предложен механизам за производство на експлозии на гама-зраци е индуциран гравитациски пад, каде што неутронската ѕвезда се активира да колабира во црна дупка со пад на јадрото на близок придружник што се состои од соголено јадро од јаглерод-кислород. Индуцираниот пад на неутронската ѕвезда овозможува образување млазови и високоенергетски исфрлања кои тешко се моделирани од една ѕвезда.^[21]

Поврзано

• Зачетници на изливи на гама зраци
• Кваркова ѕвезда
• Кваркова нова