Hypernova - Hypernova

Největší modré supergiantní hvězdy explodují do hypernov
ESO snímek hypernova SN 1998bw ve spirálním rameni galaxie ESO 184-G82

Hypernova (někdy nazývá collapsar ) je velmi aktivní supernova myšlenka výsledkem extrémní scénáře jádro-zhroucení. V tomto případě se hmotná hvězda (> 30 hmotností Slunce) zhroutí a vytvoří rotující černou díru vyzařující dvojité energetické paprsky a obklopenou akrečním diskem . Jedná se o typ hvězdné exploze, která vyvrhuje materiál s neobvykle vysokou kinetickou energií , řádově vyšší než většina supernov, se svítivostí nejméně 10krát větší. Obvykle vypadají podobně jako supernova typu Ic , ale s neobvykle širokými spektrálními čarami indikujícími extrémně vysokou rychlost expanze. Hypernovae jsou jedním z mechanismů pro produkci dlouhých záblesků gama záření (GRB) , které trvají od 2 sekund do více než minutu. Byly také označovány jako supersvětelné supernovy , ačkoli tato klasifikace zahrnuje také další typy extrémně svítivých hvězdných výbuchů, které mají různý původ.

Dějiny

V 80. letech 20. století byl termín hypernova použit k popisu teoretického typu supernovy, nyní známé jako supernova s párovou nestabilitou . Odkazoval na extrémně vysokou energii výbuchu ve srovnání s typickými supernovy kolapsu jádra . Tento termín byl dříve používán k popisu hypotetických výbuchů z různých událostí, jako jsou hyperstars , extrémně masivní hvězdy populace III v raném vesmíru, nebo z událostí, jako jsou fúze černé díry .

GRB byly původně detekovány 2. července 1967 americkými vojenskými satelity na vysoké oběžné dráze, které měly detekovat záření gama. USA podezřívaly SSSR z provádění tajných jaderných testů navzdory podpisu Smlouvy o zákazu jaderných testů z roku 1963 a satelity Vela byly schopné detekovat výbuchy za Měsícem . Satelity detekovaly signál, ale nebyl na rozdíl od podpisu jaderné zbraně, ani nemohl být korelován se slunečními erupcemi. Během několika příštích desetiletí představovaly GRB přesvědčivé tajemství. Gama paprsky vyžadují produkci vysoce energetických událostí, přesto GRB nebylo možné korelovat se supernovami, slunečními erupcemi nebo jakoukoli jinou aktivitou na obloze. Jejich stručnost jim ztěžovala dohledání. Jakmile bylo možné určit jejich směr, zjistilo se, že jsou rovnoměrně rozloženy po obloze. Nepocházeli tedy z Mléčné dráhy nebo blízkých galaxií, ale z hlubokého vesmíru.

V únoru 1997 dokázal holandsko-italský satelit BeppoSAX vystopovat GRB 970508 do slabé galaxie vzdálené zhruba 6 miliard světelných let. Z analýzy spektroskopických dat pro GRB 970508 a jeho hostitelskou galaxii Bloom et al. v roce 1998 dospěl k závěru, že pravděpodobnou příčinou byla hypernova. Ve stejném roce byly hypernovy podrobněji hypotézovány polským astronomem Bohdanem Paczyńskim jako supernovy z rychle se otáčejících hvězd.

Použití termínu hypernova z konce 20. století bylo od té doby upřesněno tak, aby odkazovalo na supernovy s neobvykle velkou kinetickou energií. První pozorovaná hypernova byla SN 1998bw , se svítivostí 100krát vyšší než standardní typ Ib. Tato supernova byla první, která byla spojena s výbuchem gama záření (GRB) a produkovala rázovou vlnu obsahující řádově více energie než normální supernova. Jiní vědci dávají přednost tomu, aby tyto objekty nazývali jednoduše supernovy širokoúhlého typu Ic . Od té doby byl tento termín aplikován na různé objekty, z nichž ne všechny splňují standardní definici; například ASASSN-15lh .

Vlastnosti

Hypernova jsou nyní široce přijímány jako supernovy s ejektou s kinetickou energií větší než asi 10 45  joulů , řádově vyšší než typická supernova s ​​kolapsem jádra. Vyhozené hmotnosti niklu jsou velké a rychlost vyhození až 99% rychlosti světla . Obvykle se jedná o typ Ic a některé jsou spojeny s dlouhodobými záblesky gama záření . Elektromagnetická energie uvolněná těchto událostí se liší od srovnatelný s jinými typu Ic supernova, do některé z nejvíce světelného supernov známé, jako je SN 1999as .

Archetypální hypernova, SN 1998bw, byla spojena s GRB 980425 . Jeho spektrum nevykazovalo žádný vodík a žádné jasné vlastnosti helia , ale silné křemíkové čáry jej identifikovaly jako supernovu typu Ic. Hlavní absorpční linie byly extrémně rozšířené a světelná křivka vykazovala velmi rychlou zjasňující fázi, která dosáhla jasnosti supernovy typu Ia v 16. dni. Celková vyvržená hmota byla asi 10  M a hmotnost niklu vyvrženého asi 0,4  M . Všechny supernovy spojené s GRB vykazovaly vysokoenergetické ejekty, které je charakterizují jako hypernovy.

Neobvykle jasné rádiové supernovy byly pozorovány jako protějšky k hypernovám a byly označovány jako „rádiové hypernovy“.

Astrofyzikální modely

Modely pro hypernovu se zaměřují na efektivní přenos energie do ejecta. U supernov kolapsu normálního jádra uniká 99% neutrin generovaných v kolabujícím jádru, aniž by došlo k vyhazování materiálu. Předpokládá se, že rotace předka supernovy pohání proud, který urychluje materiál od výbuchu blízko rychlosti světla. Binární systémy jsou stále častěji studovány jako nejlepší metoda pro odstraňování hvězdných obálek z obnaženého jádra uhlík-kyslík a pro vyvolání nezbytných podmínek odstřeďování pro řízení hypernovy.

Collapsar model

Model collapsar popisuje typ supernovy, která produkuje gravitačně zhroucený objekt nebo černou díru . Slovo „kolapsar“, zkratka pro „zhroucená hvězda “, se dříve používalo k označení konečného produktu hvězdného gravitačního kolapsu , černé díry s hmotností hvězd . Slovo se nyní někdy používá k označení konkrétního modelu kolapsu rychle rotující hvězdy. Dojde -li ke kolapsu jádra u hvězdy s jádrem alespoň přibližně patnáctinásobkem hmotnosti Slunce ( M ) - ačkoli chemické složení a rychlost rotace jsou také významné - energie exploze není dostatečná k vyhnání vnějších vrstev hvězdy a bude se zhroutí do černé díry, aniž by došlo k viditelnému výbuchu supernovy.

Hvězda s hmotou jádra mírně pod touto úrovní - v rozmezí 5–15  M - projde výbuchem supernovy, ale tolik vyvržené hmoty padá zpět na zbytek jádra, že se stále hroutí do černé díry. Pokud se taková hvězda otáčí pomalu, vytvoří slabou supernovu, ale pokud se hvězda otáčí dostatečně rychle, pak pád do černé díry způsobí relativistické proudy . Energie, kterou tyto trysky přenášejí do vysunuté skořápky, činí viditelný výbuch podstatně zářivější než standardní supernova. Trysky také paprskují vysokoenergetické částice a gama paprsky přímo ven, a tím vytvářejí rentgenové nebo gama záblesky; trysky mohou trvat několik sekund nebo déle a odpovídají dlouhodobým zábleskům gama záření, ale nezdá se, že by vysvětlovaly krátkodobé záblesky gama záření.

Binární modely

Mechanismus produkce odizolovaného předka, hvězdy uhlík-kyslík postrádající jakýkoli významný vodík nebo hélium, supernov typu Ic byl kdysi považován za extrémně vyvinutou hmotnou hvězdu, například za hvězdu Wolfa-Rayeta typu WO, jejíž hustý hvězdný vítr vyhnal všechny jeho vnější vrstvy. Pozorování nedokázala detekovat žádné takové předky. Stále není přesvědčivě ukázáno, že progenitory jsou ve skutečnosti jiným typem objektu, ale několik případů naznačuje, že progenitory jsou „obři“ helia s nižší hmotností. Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné na to, aby vyhnaly své obálky jednoduše hvězdnými větry, a byly by svlečeny přenosem hmoty na binárního společníka. Hélijní obři jsou stále více oblíbení jako předci supernov typu Ib, ale předci supernov typu Ic jsou stále nejistí.

Jedním z navrhovaných mechanismů pro produkci záblesků gama je indukovaný gravitační kolaps , kdy je neutronová hvězda spuštěna ke kolapsu do černé díry kolapsem jádra blízkého společníka sestávajícího z odizolovaného jádra uhlík-kyslík. Indukovaný kolaps neutronové hvězdy umožňuje vznik trysek a vysokoenergetických ejektorů , které bylo obtížné modelovat z jedné hvězdy.

Viz také

  • Progenitory shluku gama záření  -Typy nebeských objektů, které mohou vyzařovat záblesky gama záření
  • Quark star  - Kompaktní exotická hvězda, která tvoří hmotu sestávající převážně z kvarků
  • Quark-nova  -Hypotetická prudká exploze vyplývající z přeměny neutronové hvězdy na kvarkovou hvězdu

Reference

Další čtení