Hypernova

Eta Carinae (med Homunculus Nebula), en stjerne, der kunne blive en hypernova

En hypernova er en supernova med en elektromagnetisk udstrålet energi på mere end 10 ⁴⁵ joule under forudsætning af en rumligt isotrop emission . En hypernova repræsenterer den øvre ende af superlysende eller superlyse supernovaer .

egenskaber

Hypernovaer er opdelt i tre klasser efter deres lyskurver og spektrale egenskaber:

• Type I viser ikke spor af brint i dens spektre.
• I tilfælde af type II kan derimod detekteres brint i spektrene under eksplosionen.
• I tilfælde af type R kan lyskurvens hale beskrives ved radioaktivt henfald med en usædvanlig stor mængde på ⁵⁶ Ni . Den krævede mængde er i størrelsesordenen fem solmasser .

Sammenlignet med kernekollaps-supernovaer forekommer hypernovaer meget sjældent med 1.000 til 10.000 kerne-kollaps-supernovaer for hver hypernova . De observeres næsten udelukkende i små galakser med høje stjernedannelseshastigheder svarende til Magellanske skyer .

Par ustabilitet supernova

Udtrykket hypernova blev først brugt af Woosley & Weaver til at beskrive det, der nu er kendt som parstabilitetssupernovaen . Meget massive stjerner med masser på mere end 100 eller - afhængigt af kilden - endda 150 solmasser når en temperatur på mere end 10 ¹⁰ Kelvin i deres kerne . Efter den centrale kulstofforbrænding begynder en proces med par ustabilitet, når ekstremt højenergiske fotoner omdannes til elektron - positronpar og tyngdekraftsstabilitet opstår som et resultat. Årsagen til denne ustabilitet er, at massen og tyngdekraften ikke ændres, når fotoner omdannes til elektron-positronpar, men strålingstrykket som en modvirkning til tyngdekraften gælder ikke . Afhængigt af massen er stjernen enten helt revet fra hinanden eller bliver et sort hul . Dette kan producere op til 50 solmasser på ⁵⁶ Ni, hvis radioaktive henfald er den vigtigste energikilde for den energi, der vises i lyskurven og udstråles af hypernovaen. Energimængder på op til 10 ⁴⁶ joule kan frigives.

Lyskurve fra SN 2006gy identificeret som et par ustabilitetssupernova (øvre kurve) sammenlignet med lyskurverne fra kernekollaps og termonukleære supernovaer

Parets ustabilitetssupernovaer var særlig almindelige i befolkning  III. Dette er de første stjerner, der blev dannet af de tre grundstoffer (brint, helium og lithium) i den oprindelige nukleosyntese eller fra den første efterfølgende generation. I modsætning til nutidens befolkning I begrænsede den forsvindende lave metallicitet ikke intensiteten af stjernevinden forårsaget af strålingstrykket og dermed den øvre massegrænse for de blå giganter, ikke omkring 150 solmasser. Derfor var hypernovaer i form af par-ustabilitetssupernovaer meget mere almindelige i det tidlige univers. I dag dannes sådanne massive stjerner hovedsageligt ved sammenfletning af to stjerner i et tæt binært stjernesystem.

CSM-model

En normal kernekollaps-supernova kan frigive yderligere energi, hvis forstadiestjernen var en superkæmpe eller en lysende blå variabel . Før deres tyngdekollaps mistede disse stjerner betydelige mængder stof gennem stjernevinde, og sagen accelererede under supernovaeksplosionen kolliderer med det omstændelige stof. Denne type hypernova viser en bredere lyskurve, da den ekstra energi gennem omdannelse af kinetisk energi til elektromagnetisk stråling kun sker efter eksplosionsprocessen. Det viser også de spektrale egenskaber af type IIn supernovaer.

Kollapsar-modellen

Collapsar-modellen beskriver kernesammenbrudssupernovaer, der skaber et sort hul . Supernovaeksplosionen skaber oprindeligt en protoneutronstjerne og ekspanderende stof. Imidlertid er den frigivne kinetiske energi ikke tilstrækkelig til at bryde ud af stjernens overflade, og sagen falder tilbage gennem en tilførselsskive på neutronstjernen , som derefter overskrider dens stabile massegrænse og kollapser i et sort hul. Hvis forløberstjernen roterer hurtigt nok, kan der dannes relativistiske stråler langs rotationsaksen og komme ud af stjernen. Hvis jetstrålerne er rettet mod jorden, ser de ud som gammastrålesprængninger . Endnu mere energi kan frigives, hvis protoneutron stjerne har et magnetfelt med en magnetisk fluxtæthed på mere end 10 ¹¹  Tesla (10 ¹⁵  Gauss ). Magnetfeltets henfald kan frigive energier på op til nogle få 10 ⁴⁶  joule (10 ⁵³  ergs ). Kollapsar-modellerne inkluderer også en variant, ifølge hvilken en massiv stjerne kollapser direkte i et sort hul, og den ekstra energi fra supernovaen genereres fra den hurtige tilvækst af stof i det sorte hul. I dette scenarie er forløberen for hypernovaen en blå superkæmpe , hvis tyngdepotentiale forhindrer supernovas chokbølge i at accelerere det meste af atmosfæren ud over flugthastighed.

Modeller med kernekollaps

Den observerede lysstyrke af hypernovaer kan også simuleres med traditionelle gravitationelle kollapsmodeller . Lysstyrken ville opstå, hvis den afisolerede supernovaer lykkes at generere mere end 3,5 solmasser ved ⁵⁶ Ni, og der er en asymmetrisk supernovaeksplosion i retning af observatøren. Ifølge beregningssimuleringer kan stjerner med en original masse på mere end 100 solmasser og en metallicitet, der lige er tilstrækkelig til at undgå en par ustabilitetsbegivenhed , producere denne mængde radioaktive nuklider . Dette afhænger imidlertid stærkt af den ringe kendte massetabshastighed kort før eksplosionen som en supernova.

litteratur

• Arnold Hanslmeier : Introduktion til astronomi og astrofysik. 2. udgave. Spectrum, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3 .

Weblinks

• Gamma-Ray Bursts: New Evidence for Hypernova Thesis . astronews.com, 13. november 2003.
• Hvad er en hypernova? fra alpha-Centauri tv-serien(ca. 15 minutter). Første udsendelse den 6. december 2006.

Individuelle beviser

1. ↑ Taichi Kato et al.: Massive Stars og deres Supernovaer . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2010, arxiv : 1008.2144 . 
2. ↑ EPJ van den Heuvel, SF Portegies Zwart: Produceres superlysende supernovaer og lange GRB'er udelukkende i unge tætte stjerneklynger? I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2013, arxiv : 1303.6961v1 . 
3. ^ SE Woosley, TA Weaver: Teoretiske modeller til Supernovaer . I: MJ Rees, RJ Stoneham (red.): NATO ASIC Proc. 90: Supernovaer: En undersøgelse af aktuel forskning . 1982. 
4. ↑ Hans-Thomas Janka: Eksplosionsmekanismer af kerne-kollaps supernovaer . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2012, arxiv : 1206.2503 . 
5. ↑ L. Muijres, Jorick S. Vink, A. de Køter, R. Hirschi, N. Langer, S.-C. Yoon: Forudsigelser om massetab for udviklede meget metalfattige massive stjerner . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2012, arxiv : 1209.5934 . 
6. ↑ Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Åh: Fremkomsten af ​​super-kanoniske stjerner i R136-type stjerne-burst-klynger . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2012, arxiv : 1208.0826 . 
7. ↑ N. Smith, R. Chornock, W. Li, M. Ganeshalingam, JM Silverman, RJ Foley, AV Filippenko, AJ Barth: SN 2006tf: Precursor Udbrud amd den optisk tyk regime ekstremt Luminous Type IIn supernovaer . I: The Astrophysical Journal . bånd 686 , 2008, s. 467-484 , doi : 10.1086 / 591021 . 
8. ^ A. Gal-Yam, DC Leonard: En massiv hypergiant stjerne som stamfar til supernova SN 2005gl . I: Natur . bånd 458 , 2009, s. 865–867 , doi : 10.1038 / nature07934 . 
9. ^ SI Fujimoto, N. Nishimura, MA Hashimoto: Nukleosyntese i magnetisk drevne jetfly fra kollapsarer . I: The Astrophysical Journal . bånd 680 , 2008, s. 1350-1358 , doi : 10.1086 / 529416 . 
10. ^ N. Bucciantini: Magnetars og Gamma Ray Bursts . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2012, arxiv : 1204.2658 . 
11. ↑ D. Vanbeveren, N. Mennekens, W. Van Rensbergen, C. De Loore: Blå superkæmpeforældermodeller af Type II supernovaer . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2012, arxiv : 1212.4285 . 
12. ↑ Takashi Yoshida, Shinpei Okita, Hideyuki Umeda: Type Ic-kerne-kollaps-supernovaeksplosioner udviklede sig fra meget massive stjerner . I: Astrofysik. Sol- og stjern astrofysik . 2013, arxiv : 1312.7043v1 .