Hipernova
’n Hipernova is ’n soort sterontploffing met ’n energie wat aansienlik groter is as dié van ’n gewone supernova; dit is een van die mees katastrofale gebeure in die heelal. ’n Alternatiewe naam is ’n "superhelder supernova". Sulke ontploffings is vermoedelik die oorsprong van landurige gammaflitse.
Nes ander supernovas word hipernovas deur verskillende soorte sterontploffings veroorsaak: Sommige is waargeneem en ander is bloot teoreties. Verskeie hipernovas is waargeneem wat ooreenstem met supernovas van tipe Ic en tipe IIn, en moontlik minstens een van tipe IIb.[1]
Geskiedenis van die term
[wysig | wysig bron]Voor die laat 1990's is die term "hipernova" sporadies gebruik om die teoreties uiters energieke ontploffings van baie swaar populasie III-sterre te beskryf. Dit is ook gebruik vir ander baie energieke gebeurtenisse, soos die samesmelting van supermassiewe swartkolke.
In 1998 is ’n moontlike verband genoem tussen gammaflitse en jong, swaar sterre[2] en die term "hipernova" is amptelike voorgestel vir die sigbare nagloed van hierdie gammaflitse. Die energie van sulke voorvalle is moontlik tot ’n paar honderd keer soveel as by gewone supernovas.
Min of meer dieselfde tyd is verskeie uiters helder, of ligsterk, supernovas waargeneem en ondersoek.[3][4][5][6] Hulle is as hipernovas beskryf en het gewissel van minder as vyf keer tot sowat 50 keer meer energiek as ander supernovas en tot 20 keer helderder as ’n gewone tipe Ia-supernova op sy hoogtepunt. Dié definisie het die standaard geword vir die term "hipernova", hoewel hulle nie almal verbind word met gammaflitse nie. Die woord "hipernova" self is uitgedink deur S.E. Woosley.[7]
Gammaflitse
[wysig | wysig bron]- Hoofartikel: Gammaflitse.
Gammaflitse is van die mees energieke verskynsels in die heelal, maar hul oorsprong was tot omstreeks die jaar 2000 bloot spekulatief.[8] Nou is dit bekend dat supernova-ontploffings minstens sommige gammaflitse veroorsaak, hoewel gammaflitse ook heeltemal ander oorspronge kan hê en alle supernovas nie met gammaflitse verbind word nie.[9]
’n Gammaflits naby die Aarde kan lewe op die planeet vernietig; daar is egter geen sulke sterre naby genoeg aan ons om ’n gevaar in te hou nie. Sommige astrofisici meen ’n gammaflits kon gelei het tot die Ordovisium-Siluur-massauitwissing op Aarde 440 miljoen jaar gelede, maar geen klinkklare bewyse bestaan vir so ’n hipotese nie.[10]
Oorsake van hipernovas
[wysig | wysig bron]Baie modelle is al voorgestel om gebeure te verklaar met ’n magnitude van een of meer ordes meer as by standaard-supernovas. Dit sluit in die "kollapser"- en die steromringende-materiaal-model, wat algemeen aanvaar word en waarvan verskeie voorbeelde al waargeneem is. Ander modelle is nog teoreties.
Kollapser
[wysig | wysig bron]
Die kollapser-model (van "kollaps" en "ster") behels ’n soort hipernova wat ’n swartkolk veroorsaak. By die kerninstorting van ’n ster met ’n kern van sowat 15 keer die son se massa (15 M☉) – hoewel chemiese samestelling en rotasiespoed ook belangrik is – is die ontploffingsenergie groot genoeg om die buitenste lae van die ster weg te skiet en dit sal in ’n swartkolk kollaps sonder om ’n sigbare supernova-uitbarsting te veroorsaak.
’n Ster met ’n kern van effens kleiner as dit – in die omgewing van 5–15 M☉ – sal ’n supernova-ontploffing ondergaan, maar so baie van die materiaal wat weggeskiet word, sal in die kernoorblyfsel terugval dat dit steeds in ’n swartkolk kollaps. As so ’n ster ’n stadige rotasiespoed het, sal dit ’n flou supernova veroorsaak, maar as die ster vinnig genoeg roteer, sal die terugvallende materiaal relativistiese strale veroorsaak. Die energie wat hierdie strale oordra aan die materiaal wat weggeskiet word, maak die sigbare uitbarsting baie helderder as by ’n standaard-supernova. Die strome stuur ook hoë-energiedeeltjies en gammastrale na buite en skep so X-straal- of gammastraalflitse; die strome kan verskeie sekondes of langer duur en stem ooreen met langdurige gammaflitse, maar dit lyk nie of hulle kortdurige gammaflitse verduidelik nie.
’n Ster met ’n 5-15 M☉-kern het ’n algehele massa van sowat 25-90 M☉ as die ster nie massa verloor het nie. So ’n ster sal ’n waterstofomhulsel hê en as ’n tipe II-supernova ontplof. Dowwe tipe II-supernovas is al waargeneem, maar geen definitiewe kandidate vir ’n tipe II-hipernova nie (behalwe tipe IIn, wat vermoedelik nie strale uitstuur nie). Net die populasie III-sterre met hul lae metaalinhoud sal hierdie fase van hul bestaan bereik met min massaverlies. Ander sterre, insluitende die meeste sterre wat ons met die blote oog kan sien, se buitenste lae sal meestal weggewaai word en die ster sal ’n Wolf-Rayetster word, wat as ’n tipe Ib- of tipe Ic-supernova sal ontplof. Baie waargenome hipernovas is tipe Ic en dié wat met gammaflitse verbind word, is feitlik almal tipe Ic, en hulle is baie goeie kandidate om relativistiese strale te hê wat veroorsaak word deur materiaal wat in ’n swartkolk terugval. Nie alle tipe Ic-hipernovas het waargenome gammaflitse nie, maar die flitse sal net sigbaar wees as hulle na die Aarde gerig is.
In onlangse jare het waarnemingsdata oor langdurige gammaflitse grootliks bygedra tot ons begrip van dié verskynsels en is dit duidelik die kollapser-model veroorsaak ontploffings wat net in besonderhede verskil van min of meer gewone supernovas, en hulle het ’n energie-omvang van normaal tot sowat 100 keer groter. Daar word egter steeds soms na hulle verwys as hipernovas.
’n Goeie voorbeeld van ’n kollapser-hipernova is Sn1998bw,[11] wat verbind word met die gammaflits GRB 980425. Dit word geklassifiseer as ’n tipe Ic-supernova vanweë sy besondere spektrale eienskappe in die radiospektrum, wat dui op die teenwoordigheid van relativistiese materiaal.
Steromringende materiaal
[wysig | wysig bron]Feitlik alle waargenome hipernovas het spektra gehad soortgelyk aan dié van óf ’n tipe Ic- óf ’n tipe IIn-supernova. Die tipe Ic-hipernovas word vermoedelik veroorsaak deur strale vanweë die terugval van materiaal in ’n swartkolk, maar tipe IIn-hipernovas se ligkurwes verskil aansienlik en word nie met gammaflitse verbind nie. Dié supernovas vind almal plaas in ’n digte newel wat moontlik deur die ster self weggestoot is, en hierdie steromringende materiaal is vermoedelik die bron van die ekstra ligsterkte.[12] Wanneer materiaal wat in die oorspronklike, normale supernova-ontploffing weggeskiet word, in aanraking kom met die digte newel of stof naby die ster, omskep die skokgolf kinetiese energie in sigbare straling. Die gevolg is ’n uiters ligsterk supernova van lange duur, al was die aanvanklike ontploffing dieselfde as dié van ’n normale supernova.
Hoewel enige supernova-tipe die potensiaal het om ’n tipe IIn-hipernova te veroorsaak, na gelang van die steromringende materiaal, beteken die perk op die grootte en digtheid van die materiaal dat dit feitlik altyd geskep sal word deur die ster self net voor die supernova-ontploffing. Sulke sterre is hiperreuse en ligsterk blou veranderlikes wat aansienlike massaverlies ondervind het weens Eddington-onstabiliteit, byvoorbeeld SN2005gl.[13]
Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ Hamuy, M.; Deng, J.; Mazzali, P. A.; Morrell, N. I.; Phillips, M. M.; Roth, M.; Gonzalez, S.; Thomas-Osip, J.; Krzeminski, W.; Contreras, C.; Maza, J.; González, L.; Huerta, L.; Folatelli, G. N.; Chornock, R.; Filippenko, A. V.; Persson, S. E.; Freedman, W. L.; Koviak, K.; Suntzeff, N. B.; Krisciunas, K. (2009). "Supernova 2003bg: The First Type IIb Hypernova". The Astrophysical Journal. 703 (2): 1612–1623. arXiv:0908.1783. Bibcode:2009ApJ...703.1612H. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1612.
- ↑ Paczyński, B. (1998). "Are Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions?". The Astrophysical Journal. 494 (1): L45–L48. arXiv:astro-ph/9710086. Bibcode:1998ApJ...494L..45P. doi:10.1086/311148.
- ↑ Iwamoto, K.; Nakamura, T.; Nomoto, K. I.; Mazzali, P. A.; Danziger, I. J.; Garnavich, P.; Kirshner, R.; Jha, S.; Balam, D.; Thorstensen, J. (2000). "The Peculiar Type Ic Supernova 1997ef: Another Hypernova". The Astrophysical Journal. 534 (2): 660–669. arXiv:astro-ph/9807060. Bibcode:2000ApJ...534..660I. doi:10.1086/308761.
- ↑ Nomoto, K.; Iwamoto, K.; Mazzali, P. A.; Umeda, H.; Nakamura, T.; Patat, F.; Danziger, I. J.; Young, T. R.; Suzuki, T.; Shigeyama, T.; Augusteijn, T.; Doublier, V.; Gonzalez, J. -F.; Boehnhardt, H.; Brewer, J.; Hainaut, O. R.; Lidman, C.; Leibundgut, B.; Cappellaro, E.; Turatto, M.; Galama, T. J.; Vreeswijk, P. M.; Kouveliotou, C.; Van Paradijs, J.; Pian, E.; Palazzi, E.; Frontera, F. (1998). "A Hypernova Model for the Supernova Associated with the Big γ-Ray Burst of 25 April 1998". Nature. 395 (6703): 672–674. arXiv:astro-ph/9806382. Bibcode:1998Natur.395..672I. doi:10.1038/27155.
- ↑ Mazzali, P. A.; Deng, J.; Maeda, K.; Nomoto, K.; Umeda, H.; Hatano, K.; Iwamoto, K.; Yoshii, Y.; Kobayashi, Y.; Minezaki, T.; Doi, M.; Enya, K.; Tomita, H.; Smartt, S. J.; Kinugasa, K.; Kawakita, H.; Ayani, K.; Kawabata, T.; Yamaoka, H.; Qiu, Y. L.; Motohara, K.; Gerardy, C. L.; Fesen, R.; Kawabata, K. S.; Iye, M.; Kashikawa, N.; Kosugi, G.; Ohyama, Y.; Takada-Hidai, M.; Zhao, G. (2002). "The Type Ic Hypernova SN 2002ap". The Astrophysical Journal. 572 (1): L61–L65. Bibcode:2002ApJ...572L..61M. doi:10.1086/341504.
- ↑ Mazzali, P. A.; Deng, J.; Pian, E.; Malesani, D.; Tominaga, N.; Maeda, K.; Nomoto, K. I.; Chincarini, G.; Covino, S.; Della Valle, M.; Fugazza, D.; Tagliaferri, G.; Gal‐Yam, A. (2006). "Models for the Type Ic Hypernova SN 2003lw associated with GRB 031203". The Astrophysical Journal. 645 (2): 1323–1330. arXiv:astro-ph/0603516. Bibcode:2006ApJ...645.1323M. doi:10.1086/504415.
- ↑ Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1982). "Theoretical Models for Supernovae". In Rees, M. J.; Stoneham, R. J. (reds.). Supernovae: A Survey of Current Research. NATO ASI Series. Vol. C90. Dordrecht: D. Reidel Publishing. p. 79. Bibcode:1982sscr.conf...79W. ISBN 9789027714428.
- ↑ Higdon, J. C.; Lingenfelter, R. E. (1990). "Gamma-Ray Bursts". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 28: 401. Bibcode:1990ARA&A..28..401H. doi:10.1146/annurev.aa.28.090190.002153.
- ↑ Zhang, Bing; Zhang, Bin-Bin; Virgili, Francisco J.; Liang, En-Wei; Kann, D. Alexander; Wu, Xue-Feng; Daniel Proga; Lv, Hou-Jun; Toma, Kenji (1 Januarie 2009). "Discerning the Physical Origins of Cosmological Gamma-ray Bursts Based on Multiple Observational Criteria: The Cases of z = 6.7 GRB 080913, z = 8.2 GRB 090423, and Some Short/Hard GRBs". The Astrophysical Journal (in Engels). 703 (2): 1696. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1696. ISSN 0004-637X.
- ↑ Thomas, Brian C.; Melott, Adrian L.; Jackman, Charles H.; Laird, Claude M.; Medvedev, Mikhail V.; Stolarski, Richard S.; Gehrels, Neil; Cannizzo, John K.; Hogan, Daniel P.; Ejzak, Larissa M. (2005). "Gamma‐Ray Bursts and the Earth: Exploration of Atmospheric, Biological, Climatic, and Biogeochemical Effects". The Astrophysical Journal. 634: 509. arXiv:astro-ph/0505472. Bibcode:2005ApJ...634..509T. doi:10.1086/496914.
- ↑ Fujimoto, S. I.; Nishimura, N.; Hashimoto, M. A. (2008). "Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars". The Astrophysical Journal. 680 (2): 1350–1358. arXiv:0804.0969. Bibcode:2008ApJ...680.1350F. doi:10.1086/529416.
- ↑ Smith, N.; Chornock, R.; Li, W.; Ganeshalingam, M.; Silverman, J. M.; Foley, R. J.; Filippenko, A. V.; Barth, A. J. (2008). "SN 2006tf: Precursor Eruptions and the Optically Thick Regime of Extremely Luminous Type IIn Supernovae". The Astrophysical Journal. 686 (1): 467–484. arXiv:0804.0042. Bibcode:2008ApJ...686..467S. doi:10.1086/591021.
- ↑ Gal-Yam, A.; Leonard, D. C. (2009). "A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl". Nature. 458 (7240): 865–867. Bibcode:2009Natur.458..865G. doi:10.1038/nature07934. PMID 19305392.
Eksterne skakels
[wysig | wysig bron]
Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
