Hypernova

ESO- bild av hypernova SN 1998bw i en spiralarm av galaxen ESO 184-G82

En hypernova (kallas ibland en kollapsar ) är en mycket energisk supernova som tros vara resultatet av ett extremt kärnkollapsscenario. I det här fallet kollapsar en massiv stjärna (>30 solmassor ) för att bilda ett roterande svart hål som avger dubbla energistrålar och omges av en ackretionsskiva . Det är en typ av stjärnexplosion som skjuter ut material med en ovanligt hög kinetisk energi , en storleksordning högre än de flesta supernovor, med en ljusstyrka som är minst 10 gånger högre. De verkar vanligtvis likna en supernova av typ Ic , men med ovanligt breda spektrallinjer som indikerar en extremt hög expansionshastighet. Hypernovaer är en av mekanismerna för att producera långa gammastrålningsskurar (GRBs), som sträcker sig från 2 sekunder till över en minut i varaktighet. De har också hänvisats till som superluminous supernovor , fast den klassificeringen inkluderar också andra typer av extremt lysande stjärnexplosioner som har olika ursprung.

Historia

användes termen hypernova för att beskriva en teoretisk typ av supernova som nu är känd som en parinstabil supernova . Det hänvisade till explosionens extremt höga energi jämfört med typiska kärnkollapssupernovor . Termen hade tidigare använts för att beskriva hypotetiska explosioner från olika händelser som hyperstjärnor , extremt massiva population III- stjärnor i det tidiga universum, eller från händelser som sammanslagningar av svarta hål .

kunde den holländsk-italienska satelliten BeppoSAX spåra GRB 970508 till en svag galax ungefär 6 miljarder ljusår bort. Från att analysera de spektroskopiska data för både GRB 970508 och dess värdgalax, Bloom et al. drog slutsatsen 1998 att en hypernova var den troliga orsaken. Samma år antogs hypernovor i mer detalj av den polska astronomen Bohdan Paczyński som supernovor från snabbt snurrande stjärnor.

Användningen av termen hypernova från slutet av 1900-talet har sedan dess förfinats för att hänvisa till de supernovor med ovanligt stor kinetisk energi. Den första observerade hypernovan var SN 1998bw , med en ljusstyrka 100 gånger högre än en standardtyp Ib. Denna supernova var den första som associerades med en gammastrålning (GRB) och den producerade en stötvåg som innehöll en storleksordning mer energi än en normal supernova. Andra forskare föredrar att kalla dessa objekt helt enkelt bredlinjestyp Ic-supernovor . Sedan dess har termen tillämpats på en mängd olika objekt, som inte alla uppfyller standarddefinitionen; till exempel ASASSN-15lh .

Egenskaper

Hypernovor tros vara supernovor med ejektor som har en kinetisk energi som är större än cirka   10 45 joule , en storleksordning högre än en typisk kärnkollapssupernova. De utsprutade nickelmassorna är stora och utstötningshastigheten upp till 99 % av ljusets hastighet . Dessa är vanligtvis av typ Ic, och vissa är förknippade med långvariga gammastrålningskurar . Den elektromagnetiska energin som frigörs av dessa händelser varierar från jämförbar med annan typ Ic-supernova, till några av de mest lysande supernovorna som är kända som SN 1999as.

Den arketypiska hypernovan, SN 1998bw, var associerad med GRB 980425 . Dess spektrum visade inget väte och inga tydliga heliumegenskaper , men starka kisellinjer identifierade det som en supernova av typ Ic. De huvudsakliga absorptionslinjerna var extremt breddade och ljuskurvan visade en mycket snabb ljusningsfas och nådde ljusstyrkan för en supernova av typ Ia vid dag 16. Den totala utstötta massan var cirka 10 M ☉ och massan av nickel som sprutades ut cirka 0,4 M ☉ . Alla supernovor associerade med GRB:er har visat de högenergiutkast som kännetecknar dem som hypernovor.

Ovanligt ljusstarka radiosupernovor har observerats som motsvarigheter till hypernovor, och har kallats "radiohypernovor".

Astrofysiska modeller

Modeller för hypernova fokuserar på effektiv överföring av energi till ejecta. I normala kärnkollapssupernovor försvinner 99 % av neutrinerna som genereras i den kollapsande kärnan utan att driva utmatningen av material. Man tror att rotation av supernovafadern driver en jet som accelererar material bort från explosionen med nära ljusets hastighet. Binära system studeras alltmer som den bästa metoden för att både strippa stjärnhöljen för att lämna en blottad kol-syrekärna, och för att inducera de nödvändiga spinnförhållandena för att driva en hypernova.

Collapsar modell

För en helt kollapsad stjärna, se stjärnsvart hål .

Collapsar-modellen beskriver en typ av supernova som producerar ett gravitationsmässigt kollapsat föremål, eller svart hål . Ordet "kollapsar", förkortning för "kollapsad stjärna ", användes tidigare för att hänvisa till slutprodukten av stjärngravitationskollaps, ett stjärnmassasvart hål . Ordet används nu ibland för att referera till en specifik modell för kollapsen av en snabbt roterande stjärna. När kärnkollaps inträffar i en stjärna med en kärna som är minst cirka femton gånger solens massa ( M ☉ ) – även om den kemiska sammansättningen och rotationshastigheten också har betydelse – är explosionsenergin otillräcklig för att stöta ut stjärnans yttre lager, och det kommer att kollapsa i ett svart hål utan att producera ett synligt supernovautbrott.

En stjärna med en kärnmassa något under denna nivå – i intervallet 5–15 M ☉ – kommer att genomgå en supernovaexplosion, men så mycket av den utskjutna massan faller tillbaka på kärnresterna att den fortfarande kollapsar till ett svart hål. Om en sådan stjärna roterar långsamt, kommer den att producera en svag supernova, men om stjärnan roterar tillräckligt snabbt, kommer tillbakagången till det svarta hålet att producera relativistiska jetstrålar . Energin som dessa jetstrålar överför till det utskjutna skalet gör det synliga utbrottet avsevärt mer lysande än en vanlig supernova. Strålarna strålar också högenergipartiklar och gammastrålar direkt utåt och producerar därigenom röntgen- eller gammastrålning ; strålarna kan pågå i flera sekunder eller längre och motsvarar långvariga gammastrålningskurar, men de verkar inte förklara kortvariga gammastrålar.

Binära modeller

Mekanismen för att producera den avskalade stamfadern, en kol-syrestjärna som saknar något betydande väte eller helium, av supernovor av typ Ic ansågs en gång vara en extremt utvecklad massiv stjärna, till exempel en Wolf-Rayet-stjärna typ WO vars täta stjärnvind drev ut alla dess yttre lager. Observationer har misslyckats med att upptäcka några sådana stamfader. Det är fortfarande inte slutgiltigt visat att progenitorerna faktiskt är en annan typ av objekt, men flera fall tyder på att lägre massa "heliumjättar" är progenitorerna. Dessa stjärnor är inte tillräckligt massiva för att driva ut sina höljen helt enkelt av stjärnvindar, och de skulle avskalas genom massöverföring till en binär följeslagare. Heliumjättar gynnas alltmer som stamfader till supernovor av typ Ib, men stamfader till supernovor av typ Ic är fortfarande osäkra.

En föreslagen mekanism för att producera gammastrålningskurar är inducerad gravitationskollaps , där en neutronstjärna triggas att kollapsa in i ett svart hål genom att kärnan kollapsar av en nära följeslagare som består av en avskalad kol-syrekärna. Den inducerade neutronstjärnans kollaps möjliggör bildandet av jetstrålar och högenergiutsläpp som har varit svåra att modellera från en enda stjärna.

Se även

  • Gammastrålningsföräldrar - Typer av himlaobjekt som kan avge gammastrålar
  • Quark star – Kompakt exotisk stjärna som bildar materia bestående mestadels av kvarkar
  • Quark-nova – Hypotetisk våldsam explosion till följd av omvandling av en neutronstjärna till en kvarkstjärna

Vidare läsning

Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Hypernova&oldid=1140780680 "