Hypernova - Hypernova

De største blå supergigantstjernene eksploderer til hypernovaer
ESO- bilde av hypernova SN 1998bw i en spiralarm av galaksen ESO 184-G82

En hypernova (noen ganger kalt en kollaps ) er en veldig energisk supernova som antas å skyldes et ekstremt kjernekollaps-scenario. I dette tilfellet kollapser en massiv stjerne (> 30 solmasser) for å danne et roterende svart hull som avgir to energiske jetfly og er omgitt av en opptaksskive . Det er en type stjerneeksplosjon som kaster ut materiale med en uvanlig høy kinetisk energi , en størrelsesorden høyere enn de fleste supernovaer, med en lysstyrke som er minst 10 ganger større. De ser vanligvis ut som en type Ic -supernova , men med uvanlig brede spektrale linjer som indikerer en ekstremt høy ekspansjonshastighet. Hypernovaer er en av mekanismene for å produsere lange gammastråler (GRB) , som varierer fra 2 sekunder til over et minutt i varighet. De har også blitt referert til som superluminøse supernovaer , selv om den klassifiseringen også inkluderer andre typer ekstremt lysende stjerneksplosjoner som har forskjellig opprinnelse.

Historie

På 1980-tallet ble begrepet hypernova brukt for å beskrive en teoretisk type supernova som nå er kjent som en par-ustabilitet-supernova . Den refererte til eksplosjonens ekstremt høye energi sammenlignet med typiske kjernekollaps -supernovaer . Begrepet hadde tidligere blitt brukt for å beskrive hypotetiske eksplosjoner fra forskjellige hendelser som hyperstjerner , ekstremt massive populasjon III -stjerner i det tidlige universet, eller fra hendelser som fusjon av sorte hull .

GRB ble opprinnelig oppdaget 2. juli 1967 av amerikanske militære satellitter i høy bane, som var ment å oppdage gammastråling. USA hadde mistanke om at Sovjetunionen for å drive hemmelige kjernefysiske tester til tross for signering av kjernefysiske prøvestansavtalen av 1963, og Vela satellittene var i stand til å oppdage eksplosjoner bak månen . Satellittene oppdaget et signal, men det var ulikt signalet fra et atomvåpen, og det kunne heller ikke være korrelert til solfakkler. I løpet av de neste tiårene utgjorde GRB -ene et overbevisende mysterium. Gammastråler krever at det produseres svært energiske hendelser, men GRB -er kan ikke korreleres med supernovaer, solfakkler eller annen aktivitet på himmelen. Kortheten deres gjorde dem vanskelige å spore. Når deres retning kunne bestemmes, ble det funnet at de var jevnt spredt over himmelen. Dermed stammer de ikke fra Melkeveien eller nærliggende galakser, men fra dypt rom.

I februar 1997 klarte den nederlandsk-italienske satellitten BeppoSAX å spore GRB 970508 til en svak galakse omtrent 6 milliarder lysår unna. Fra analyse av de spektroskopiske dataene for både GRB 970508 og dens vertsgalakse, Bloom et al. konkluderte i 1998 med at en hypernova var den sannsynlige årsaken. Samme år ble hypernovaer antatt mer detaljert av den polske astronomen Bohdan Paczyński som supernovaer fra raskt spinnende stjerner.

Bruken av begrepet hypernova fra slutten av 1900 -tallet har siden blitt forfinet til å referere til de supernovaene med uvanlig stor kinetisk energi. Den første hypernova som ble observert var SN 1998bw , med en lysstyrke 100 ganger høyere enn en standard type Ib. Denne supernovaen var den første som ble assosiert med en gammastrålesprengning (GRB), og den produserte en sjokkbølge som inneholdt en størrelsesorden mer energi enn en normal supernova. Andre forskere foretrekker å kalle disse objektene ganske enkelt bredlinjede type Ic-supernovaer . Siden den gang har begrepet blitt brukt på en rekke objekter, som ikke alle oppfyller standarddefinisjonen; for eksempel ASASSN-15lh .

Egenskaper

Hypernovaer er nå allment akseptert for å være supernovaer med ejecta som har en kinetisk energi som er større enn ca. 10 45  joule , en størrelsesorden høyere enn en typisk kjernekollaps -supernova. De utstøtte nikkelmassene er store og utkastningshastigheten opptil 99% av lysets hastighet . Disse er vanligvis av type Ic, og noen er assosiert med langvarige gammastråler . Den elektromagnetiske energien som frigis ved disse hendelsene varierer fra sammenlignbar med andre type Ic -supernovaer, til noen av de mest lysende supernovaene som er kjent som SN 1999as .

Den arketypiske hypernovaen, SN 1998bw, ble assosiert med GRB 980425 . Spekteret viste ingen hydrogen og ingen klare heliumfunksjoner , men sterke silisiumlinjer identifiserte det som en type Ic -supernova. De viktigste absorpsjonslinjene ble ekstremt utvidet og lyskurven viste en veldig rask lysende fase og nådde lysstyrken til en type Ia -supernova på dag 16. Den totale utstøtte massen var omtrent 10  M og massen av nikkel kastet ut omtrent 0,4  M . Alle supernovaer knyttet til GRB har vist høyenergi-ejekta som karakteriserer dem som hypernovaer.

Uvanlig lyse radiosupernovaer har blitt observert som kolleger til hypernovaer, og har blitt betegnet som "radiohypernovaer".

Astrofysiske modeller

Modeller for hypernova fokuserer på effektiv overføring av energi til ejecta. Ved normale kjernekollaps -supernovaer slipper 99% av nøytrinoene som genereres i den kollapserende kjernen uten å drive utkastning av materiale. Det antas at rotasjonen av supernova -stamfaren driver en stråle som akselererer materiale vekk fra eksplosjonen nær lysets hastighet. Binære systemer blir i økende grad studert som den beste metoden for både å fjerne stjernekonvolutter for å etterlate en karbon-oksygenkjerne, og for å få de nødvendige spinnforholdene til å drive en hypernova.

Collapsar -modell

Collapsar -modellen beskriver en type supernova som produserer et gravitasjonelt kollapset objekt eller et svart hull . Ordet "collapsar", forkortelse for "kollapset stjerne ", ble tidligere brukt til å referere til sluttproduktet av fremragende gravitasjonskollaps , en fremragende-masse sort hull . Ordet brukes nå noen ganger for å referere til en bestemt modell for kollapsen av en hurtigroterende stjerne. Når kjernekollaps skjer i en stjerne med en kjerne minst rundt femten ganger solens masse ( M ) - selv om kjemisk sammensetning og rotasjonshastighet også er signifikant - er eksplosjonsenergien utilstrekkelig til å utvise stjernens ytre lag, og det vil kollapse i et svart hull uten å produsere et synlig supernovautbrudd.

En stjerne med en kjernemasse litt under dette nivået - i området 5–15  M - vil gjennomgå en supernovaeksplosjon, men så mye av den utkastede massen faller tilbake på kjerneresten at den fortsatt kollapser til et svart hull. Hvis en slik stjerne roterer sakte, vil den produsere en svak supernova, men hvis stjernen roterer raskt nok, vil tilbakeslaget til det sorte hullet produsere relativistiske jetfly . Energien som disse strålene overfører til det utstøtte skallet gjør det synlige utbruddet vesentlig mer lysende enn en standard supernova. Strålene stråler også høyenergipartikler og gammastråler direkte utover og produserer derved røntgen- eller gammastråleutbrudd ; strålene kan vare i flere sekunder eller lenger og tilsvare langvarige gammastrålespreng, men de ser ikke ut til å forklare gammastråler med kort varighet.

Binære modeller

Mekanismen for å produsere den strippede stamfaren, en karbon-oksygen-stjerne som mangler betydelig hydrogen eller helium, av type Ic-supernovaer ble en gang antatt å være en ekstremt utviklet massiv stjerne, for eksempel en type WO Wolf-Rayet-stjerne hvis tette stjernevind utviste alt dens ytterste lag. Observasjoner har ikke klart å oppdage slike forfedre. Det er fortsatt ikke endegyldig vist at forfedrene faktisk er en annen type objekt, men flere tilfeller tyder på at "heliumgiganter" med lavere masse er forfedrene. Disse stjernene er ikke tilstrekkelig massive til å utvise konvoluttene sine bare ved stjernevind, og de ville bli fjernet ved masseoverføring til en binær følgesvenn. Heliumgiganter blir i økende grad begunstiget som forfedre til type Ib -supernovaer, men forfedrene til type Ic -supernovaer er fortsatt usikre.

En foreslått mekanisme for å produsere gammastråleutbrudd er indusert gravitasjonskollaps , der en nøytronstjerne utløses for å kollapse inn i et svart hull av kjernekollapsen til en nær ledsager som består av en strippet karbon-oksygenkjerne. Den induserte neutronstjerne sammenbrudd gir mulighet for dannelse av dyser og høy-energi ejecta som har vært vanskelig å modell fra en enkelt stjerne.

Se også

  • Gamma-ray burst progenitors  -Typer av himmelobjekter som kan avgi gammastråler
  • Quark star  - Kompakt eksotisk stjerne som danner materie bestående hovedsakelig av kvarker
  • Quark-nova  -Hypotetisk voldelig eksplosjon som følge av konvertering av en nøytronstjerne til en kvarkstjerne

Referanser

Videre lesning