Гиперновая — это очень энергичная сверхновая , которая, как полагают, является результатом сценария экстремального коллапса ядра. В этом случае массивная звезда (>30 солнечных масс ) коллапсирует, образуя вращающуюся черную дыру, испускающую двойные астрофизические струи и окруженную аккреционным диском . Это тип звездного взрыва , который выбрасывает материал с необычно высокой кинетической энергией , на порядок выше, чем у большинства сверхновых, со светимостью по крайней мере в 10 раз большей. Гиперновые испускают настолько интенсивные гамма-лучи , что они часто кажутся похожими на сверхновые типа Ic , но с необычно широкими спектральными линиями, указывающими на чрезвычайно высокую скорость расширения. Гиперновые являются одним из механизмов для производства длинных гамма-всплесков (GRB) , которые длятся от 2 секунд до более минуты. Их также называют сверхъяркими сверхновыми , хотя эта классификация также включает другие типы чрезвычайно ярких звездных взрывов, которые имеют другое происхождение.
В 1980-х годах термин «гиперновая» использовался для описания теоретического типа сверхновой, теперь известной как сверхновая с парной нестабильностью . Он относился к чрезвычайно высокой энергии взрыва по сравнению с типичными сверхновыми с коллапсом ядра . [1] [2] [3] Ранее этот термин использовался для описания гипотетических взрывов от различных событий, таких как гиперзвезды , чрезвычайно массивные звезды популяции III в ранней Вселенной, [4] или от таких событий, как слияния черных дыр . [5]
В феврале 1997 года голландско-итальянский спутник BeppoSAX смог проследить GRB 970508 до слабой галактики примерно в 6 миллиардах световых лет от нас. [6] Проанализировав спектроскопические данные как для GRB 970508, так и для его галактики-хозяина, Блум и др. пришли к выводу в 1998 году, что вероятной причиной была гиперновая. [6] В том же году польский астроном Богдан Пачиньский более подробно предположил, что гиперновые — это сверхновые, возникающие из-за быстро вращающихся звезд. [7]
Использование термина «гиперновая» с конца 20-го века с тех пор было уточнено для обозначения сверхновых с необычно большой кинетической энергией. [8] Первой наблюдаемой гиперновой была SN 1998bw , со светимостью в 100 раз выше, чем у стандартной сверхновой типа Ib. [9] Эта сверхновая была первой, связанной с гамма-всплеском (GRB), и она произвела ударную волну, содержащую на порядок больше энергии, чем обычная сверхновая. Другие ученые предпочитают называть эти объекты просто широкополосными сверхновыми типа Ic . [10] С тех пор этот термин применялся к различным объектам, не все из которых соответствуют стандартному определению; например, ASASSN-15lh . [11]
В 2023 году было опубликовано наблюдение за высокоэнергетическим, неквазарным транзиентным событием AT2021lwx с чрезвычайно сильным излучением от среднего инфракрасного до рентгеновского диапазона длин волн и общей энергией 1,5 10 46 джоулей . [12] Этот объект не считается гиперновой; вместо этого, скорее всего, это огромное газовое облако, поглощаемое массивной черной дырой. Событию также было присвоено случайное название «ZTF20abrbeie» Центром транзиентных исследований Цвикки . Это название и кажущаяся свирепость события привели к прозвищу «Страшная Барби», привлекшему внимание основной прессы. [1]
Гиперновые считаются сверхновыми, выбросы которых имеют кинетическую энергию, превышающую примерно10 45 джоулей , что на порядок выше, чем у типичной сверхновой с коллапсом ядра. Выброшенные массы никеля велики, а скорость выброса достигает 99% скорости света . Обычно они относятся к типу Ic, а некоторые связаны с длительными гамма-всплесками . Электромагнитная энергия, высвобождаемая этими событиями, варьируется от сравнимой с другими сверхновыми типа Ic, до некоторых из самых ярких известных сверхновых, таких как SN 1999as. [13] [14]
Архетипическая гиперновая, SN 1998bw, была связана с GRB 980425. Ее спектр не показал водорода и явных признаков гелия , но сильные линии кремния идентифицировали ее как сверхновую типа Ic. Основные линии поглощения были чрезвычайно расширены, а кривая блеска показала очень быструю фазу яркости, достигнув яркости сверхновой типа Ia на 16-й день. Общая выброшенная масса составила около 10 M ☉ , а масса выброшенного никеля — около 0,4 M ☉ . [13] Все сверхновые, связанные с GRB, показали высокоэнергетический выброс, который характеризует их как гиперновые. [15]
Необычно яркие радиосверхновые наблюдались как аналоги гиперновых и получили название «радиогиперновые». [16]
Модели гиперновых фокусируются на эффективной передаче энергии в выброс. В сверхновых с обычным коллапсом ядра 99% нейтрино, образующихся в коллапсирующем ядре, вылетают, не вызывая выброс материала. Считается, что вращение прародителя сверхновой приводит в движение струю, которая ускоряет материал от взрыва со скоростью, близкой к скорости света. Двойные системы все чаще изучаются как лучший метод как для снятия звездных оболочек, чтобы оставить голое углеродно-кислородное ядро, так и для создания необходимых условий вращения для приведения в действие гиперновой.
Модель коллапсара описывает тип сверхновой, которая производит гравитационно коллапсирующий объект, или черную дыру . Слово «коллапсар», сокращение от «коллапсировавшая звезда », ранее использовалось для обозначения конечного продукта звездного гравитационного коллапса , черной дыры звездной массы . Теперь это слово иногда используется для обозначения конкретной модели коллапса быстро вращающейся звезды. Когда коллапс ядра происходит в звезде с ядром, масса которого по крайней мере примерно в пятнадцать раз превышает массу Солнца ( M ☉ ) — хотя химический состав и скорость вращения также имеют значение — энергии взрыва недостаточно, чтобы выбросить внешние слои звезды, и она коллапсирует в черную дыру, не производя видимой вспышки сверхновой.
Звезда с массой ядра немного ниже этого уровня — в диапазоне 5–15 M ☉ — подвергнется взрыву сверхновой, но так много выброшенной массы упадет обратно на остаток ядра, что она все равно коллапсирует в черную дыру. Если такая звезда вращается медленно, то она произведет слабую сверхновую, но если звезда вращается достаточно быстро, то падение в черную дыру произведет релятивистские струи . Эти мощные струи прорываются через звездное вещество, создавая сильные ударные волны, а мощные ветры новообразованного 56 Ni сдувают аккреционный диск, детонируя взрыв гиперновой. Выброшенный радиоактивный распад 56 Ni делает видимую вспышку значительно более яркой, чем стандартная сверхновая. [17] Струи также излучают высокоэнергетические частицы и гамма-лучи непосредственно наружу и тем самым производят рентгеновские или гамма- всплески; Струи могут длиться несколько секунд или дольше и соответствуют длительным гамма-всплескам, но они, по-видимому, не объясняют кратковременные гамма-всплески. [18] [19]
Механизм образования обнажённого прародителя, углеродно-кислородной звезды, лишенной какого-либо значительного количества водорода или гелия, сверхновых типа Ic когда-то считался чрезвычайно эволюционировавшей массивной звездой, например, звездой типа WO Вольфа-Райе , плотный звёздный ветер которой вытолкнул все её внешние слои. Наблюдения не смогли обнаружить никаких таких прародителей. До сих пор окончательно не доказано, что прародители на самом деле являются другим типом объектов, но несколько случаев предполагают, что прародителями являются «гелиевые гиганты» меньшей массы. Эти звезды недостаточно массивны, чтобы выбросить свои оболочки просто звёздными ветрами, и они были бы обнажёны в результате передачи массы к двойному компаньону. Гелиевые гиганты всё чаще рассматриваются как прародители сверхновых типа Ib, но прародители сверхновых типа Ic всё ещё неопределенны. [20]
Одним из предложенных механизмов для производства гамма-всплесков является индуцированный гравитационный коллапс , когда нейтронная звезда запускается для коллапса в черную дыру коллапсом ядра близкого компаньона, состоящего из раздетого углеродно-кислородного ядра. Индуцированный коллапс нейтронной звезды позволяет формировать струи и высокоэнергетические выбросы , которые было трудно смоделировать из одной звезды. [21]
