Hypernova - Hypernova

Suurimmat siniset superjättiläiset tähdet räjähtävät hypernoviksi

ESO- kuva hypernova SN 1998bw : stä galaksin ESO 184-G82 spiraalivarressa

Hypernova (joskus kutsutaan collapsar ) on erittäin energinen supernova ajatellaan johtuvan äärimmäisen ydin-romahtaa skenaario. Tässä tapauksessa massiivinen tähti (> 30 aurinkomassaa) romahtaa muodostaen pyörivän mustan aukon, joka säteilee kaksi energiasuihkua ja jota ympäröi kertymälevy . Se on eräänlainen tähtiräjähdys, joka laukaisee materiaalia, jolla on epätavallisen korkea liike -energia , suuruusluokkaa korkeampi kuin useimmilla supernovilla ja jonka kirkkaus on vähintään 10 kertaa suurempi. Ne näyttävät yleensä samanlaisilta kuin tyypin Ic supernova , mutta epätavallisen leveät spektriviivat osoittavat erittäin suuren laajentumisnopeuden. Hypernovat ovat yksi mekanismeista tuottaa pitkiä gammasäteilypurskeita (GRB) , jotka kestävät 2 sekunnista yli minuuttiin. Niitä on kutsuttu myös supervaloisiksi supernooviksi , vaikka tämä luokitus sisältää myös muita erittäin kirkkaita tähtiräjähdyksiä, joilla on erilainen alkuperä.

Historia

1980-luvulla termiä hypernova käytettiin kuvaamaan teoreettista supernovan tyyppiä, joka tunnetaan nykyään parin epävakauden supernovana . Se viittasi räjähdyksen erittäin korkeaan energiaan verrattuna tyypillisiin ytimen romahtamissupernoviin . Termiä oli aiemmin käytetty kuvaamaan hypoteettisia räjähdyksiä erilaisista tapahtumista, kuten hyperstareista , erittäin massiivisista populaation III tähdistä varhaisessa maailmankaikkeudessa tai tapahtumista, kuten mustan aukon sulautumisista.

GRB: t havaittiin alun perin 2. heinäkuuta 1967 Yhdysvaltain armeijan satelliiteilla, jotka olivat korkealla kiertoradalla ja joiden oli tarkoitus havaita gammasäteilyä. Yhdysvallat epäili Neuvostoliittoa salaisten ydinkokeiden suorittamisesta huolimatta siitä, että se allekirjoitti vuoden 1963 ydinkoekieltosopimuksen , ja Vela -satelliitit pystyivät havaitsemaan räjähdykset kuun takana . Satelliitit havaitsivat signaalin, mutta se oli toisin kuin ydinaseen allekirjoitus, eikä sitä voitu korreloida auringonpurkauksiin. Seuraavien vuosikymmenten aikana GRB: t muodostivat vakuuttavan mysteerin. Gammasäteet vaativat erittäin energisiä tapahtumia, mutta GRB: itä ei voitu korreloida supernoviin, auringonpaisteisiin tai mihinkään muuhun toimintaan taivaalla. Niiden lyhyys vaikeutti niiden jäljittämistä. Kun niiden suunta oli voitu määrittää, havaittiin, että ne olivat levinneet tasaisesti taivaalle. Ne eivät siis olleet peräisin Linnunradasta tai läheisistä galakseista, vaan syvästä avaruudesta.

Helmikuussa 1997 hollantilais-italialainen BeppoSAX -satelliitti pystyi jäljittämään GRB 970508: n heikkoon galaksiin noin 6 miljardin valovuoden päässä. Analysoimalla spektroskooppiset tiedot sekä GRB 970508: lle että sen isäntägalaksille, Bloom et ai. päätti vuonna 1998, että hypernova oli todennäköinen syy. Samana vuonna puolalainen tähtitieteilijä Bohdan Paczyński hypoteesi hypernovoja yksityiskohtaisemmin supernoviksi nopeasti pyörivistä tähdistä.

Termin hypernova käyttö 1900 -luvun lopulta on sittemmin jalostettu viittaamaan niihin supernoviin, joilla on epätavallisen suuri liike -energia. Ensimmäinen havaittu hypernova oli SN 1998bw , jonka kirkkaus oli 100 kertaa suurempi kuin tavallinen tyyppi Ib. Tämä supernova liitettiin ensimmäisenä gammasäteilypurskeeseen (GRB) ja se tuotti iskuaaltoa, joka sisälsi suuruusluokkaa enemmän energiaa kuin tavallinen supernova. Muut tiedemiehet kutsuvat mieluummin näitä esineitä yksinkertaisesti laajaviivaisiksi tyypin Ic supernooviksi . Sittemmin termiä on sovellettu useisiin kohteisiin, joista kaikki eivät täytä vakiomääritelmää; esimerkiksi ASASSN-15lh .

Ominaisuudet

Hypernovat hyväksytään nykyään laajalti supernooviksi, joiden ejektio on suurempi kuin noin 10 ⁴⁵  joulea , suuruusluokkaa korkeampi kuin tyypillinen ytimen romahtamisen supernova. Poistuvat nikkelimassat ovat suuria ja heittonopeus jopa 99% valon nopeudesta . Nämä ovat tyypillisesti tyyppiä Ic, ja jotkut liittyvät pitkäkestoisiin gammasäteilypurskeisiin . Sähkömagneettinen energia vapautuu näistä tapahtumista vaihtelee verrattavissa muihin tyyppiä Ic supernova, että joitakin valon supernovina tunnetaan, kuten SN 1999as .

Arkkityyppinen hypernova, SN 1998bw, liittyi GRB 980425: een . Sen spektri ei osoittanut vetyä eikä selkeitä helium -ominaisuuksia, mutta vahvat piilinjat tunnistivat sen tyypin Ic supernovaksi. Tärkeimmät absorptiolinjat laajenivat erittäin paljon ja valokäyrä osoitti erittäin nopeaa kirkastumisvaihetta saavuttaen tyypin Ia supernovan kirkkauden päivänä 16. Kokonaisheitetty massa oli noin 10  M _☉ ja nikkelin massa noin 0,4  M _☉ . Kaikki GRB: hen liittyvät supernovat ovat osoittaneet suuren energian poiston, joka luonnehtii niitä hypernoviksi.

Epätavallisen kirkkaita radio -supernovoja on havaittu vastalauseina hypernoville, ja niitä on kutsuttu "radiohypernoiksi".

Astrofyysiset mallit

Hypernovamallit keskittyvät energian tehokkaaseen siirtämiseen ejektioon. Normaaleissa ytimen romahtamis supernovissa 99% romahtavassa ytimessä syntyneistä neutriinoista pakenee ilman, että materiaali poistuu. Uskotaan, että supernovan esiasteen pyöriminen ajaa suihkua, joka kiihdyttää materiaalin pois räjähdyksestä lähellä valon nopeutta. Binaarijärjestelmiä tutkitaan yhä paremmin parhaaksi menetelmäksi sekä tähtien kirjekuorien poistamiseen paljaan hiili-happisydämen jättämiseksi että tarvittavien spin-olosuhteiden aikaansaamiseksi hypernovan ajamiseksi.

Collapsar -malli

Collapse -malli kuvaa supernovatyyppiä, joka tuottaa painovoimaisesti romahtuneen kohteen tai mustan aukon . Sana "collapsar" lyhyt "romahti tähti ", oli aiemmin käytetty viittaamaan lopputuote tähtien painovoimainen putoaminen , joka on tähtien-massa musta aukko . Sanaa käytetään nyt joskus viittaamaan tiettyyn nopeasti pyörivän tähden romahtamisen malliin. Kun ytimen romahtaminen tapahtuu tähdessä, jonka ydin on vähintään noin viisitoista kertaa auringon massa ( M _☉ ) - vaikka kemiallinen koostumus ja pyörimisnopeus ovat myös merkittäviä - räjähdysenergia ei riitä tähtien ulkokerrosten karkottamiseen. romahtaa mustaksi aukoksi tuottamatta näkyvää supernovapursetta.

Tähti, jonka _ydinmassa on hieman tämän tason alapuolella - alueella 5–15  M _☉ - kokee supernovaräjähdyksen, mutta niin suuri osa _{ulosheitetystä} massasta putoaa takaisin ytimen jäänteelle, että se romahtaa edelleen mustaksi aukoksi. Jos tähti pyörii hitaasti, se tuottaa heikon supernovan, mutta jos tähti pyörii riittävän nopeasti, mustan aukon putoaminen tuottaa relativistisia suihkuja . Energia, jonka nämä suihkut siirtävät poistettuun kuoreen, tekee näkyvästä purskeesta huomattavasti kirkkaamman kuin tavallinen supernova. Suihkut säteilevät myös suuren energian hiukkasia ja gammasäteitä suoraan ulospäin ja tuottavat siten röntgen- tai gammasäteilypurskeita ; suihkut voivat kestää useita sekunteja tai pidempään ja vastata pitkäkestoisia gammasäteilyjä, mutta ne eivät näytä selittävän lyhytaikaisia ​​gammasäteilyjä.

Binaarimallit

Mekanismia, jolla tuotettiin tyypin Ic supernovoja, riisuttu kanta, hiili-happitähti, josta puuttui merkittävää vetyä tai heliumia, pidettiin aikoinaan erittäin kehittynyttä massiivista tähteä, esimerkiksi tyypin WO Wolf-Rayet -tähtiä, jonka tiheä tähtituuli karkotti kaikki sen ulkokerrokset. Havainnoissa ei ole havaittu tällaisia ​​esi -isiä. Edelleen ei ole lopullisesti osoitettu, että esi-isät ovat itse asiassa erityyppisiä esineitä, mutta useat tapaukset viittaavat siihen, että alemman massan "heliumjätit" ovat esi-isiä. Nämä tähdet eivät ole riittävän massiivisia kirjekuoriensa karkottamiseksi pelkästään tähtituulen avulla, ja ne irrotettaisiin massansiirrolla binaariseen kumppaniin. Helium -jättiläisiä suositaan yhä enemmän tyypin Ib supernovojen esi -isinä, mutta tyypin Ic supernovojen esi -isät ovat edelleen epävarmoja.

Yksi ehdotettu mekanismi gammasäteilypurskeiden tuottamiseksi on indusoitu painovoimainen romahdus , jossa neutronitähti laukaistaan ​​romahtamaan mustaan ​​aukkoon läheisen kumppanin ytimen romahduksen vuoksi, joka koostuu irrotetusta hiili-happisydämestä. Indusoitu neutronitähtien romahdus mahdollistaa suihkun ja suuren energian poiston muodostumisen, joita on ollut vaikea mallintaa yhdestä tähdestä.

Katso myös

• Gammasäteilyn progenitorit-  tyypit taivaankappaleita, jotka voivat lähettää gammasäteilyä
• Kvarkkitähti  - Kompakti eksoottinen tähti, joka muodostaa aineen, joka koostuu enimmäkseen kvarkkeista
• Quark-nova-  Hypoteettinen väkivaltainen räjähdys, joka johtuu neutronitähden muuttamisesta kvarkitähdeksi

Viitteet

Lue lisää