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Eine Hypernova ist eine Supernova mit einer elektromagnetisch abgestrahlten Energie von mehr als 10⁴⁵ Joule unter Annahme einer räumlich isotropen Abstrahlung. Eine Hypernova stellt das obere Ende der superleuchtkräftigen oder superhellen Supernovae dar.[1]

Eigenschaften

Hypernovae werden nach ihren Lichtkurven und spektralen Eigenschaften in drei Klassen unterteilt[2]:

• Beim Typ I zeigen sich keine Spuren von Wasserstoff in ihren Spektren.
• Beim Typ II kann dagegen Wasserstoff in den Spektren während der Explosion nachgewiesen werden.
• Beim Typ R kann der Schwanz der Lichtkurve durch den radioaktiven Zerfall durch eine ungewöhnlich große Menge von ⁵⁶Ni beschrieben werden. Die benötigte Menge liegt in der Größenordnung von fünf Sonnenmassen.

Im Vergleich zu Kernkollapssupernovae treten Hypernovae sehr selten auf, wobei auf jede Hypernova 1.000 bis 10.000 Kernkollapssupernovae kommen. Sie werden fast exklusiv in kleinen Galaxien mit hohen Sternentstehungsraten ähnlich den Magellanschen Wolken beobachtet.

Paarinstabilitätssupernova

Der Begriff Hypernova ist zum ersten Mal von Woosley & Weaver[3] verwendet worden, um das heute als Paarinstabilitätssupernova bekannte Phänomen zu beschreiben. Dabei erreichen sehr massereiche Sterne, mit Massen von mehr als 100 oder – je nach Quelle – auch 150 Sonnenmassen, in ihrem Kern eine Temperatur von mehr als 10¹⁰ Kelvin. Nach dem zentralen Kohlenstoffbrennen setzt hier ein Prozess der Paarinstabilität ein, wenn sich extrem energiereiche Photonen in Elektron-Positron-Paare umwandeln und dadurch eine gravitative Instabilität auftritt. Ursache dieser Instabilität ist, dass sich die Masse und Schwerkraft bei der Umwandlung der Photonen in Elektron-Positron-Paare nicht ändert, der Strahlungsdruck als Gegenwirkung zur Schwerkraft aber wegfällt. Je nach Masse wird der Stern dadurch entweder komplett zerrissen oder zu einem Schwarzen Loch. Dabei können bis zu 50 Sonnenmassen an ⁵⁶Ni entstehen, dessen radioaktiver Zerfall die wesentliche Energiequelle für die in der Lichtkurve dargestellte, von der Hypernova abgestrahlte Energie ist. Es können Energiemengen von bis zu 10⁴⁶ Joule freigesetzt werden.[4]

Die Paarinstabilitätssupernovae sind besonders häufig in der Population III aufgetreten. Dies sind die ersten Sterne, die sich aus den drei Elementen (Wasserstoff, Helium und Lithium) der primordialen Nukleosynthese oder aus der ersten nachfolgenden Generation gebildet haben. Im Gegensatz zur heutigen Population I begrenzte die verschwindend geringe Metallizität die Intensität des durch den Strahlungsdruck verursachten Sternwinds und damit die Massenobergrenze der Blauen Riesen nicht bei ungefähr 150 Sonnenmassen. Deshalb sind Hypernovae in Form von Paarinstabilitätssupernovae im frühen Universum viel häufiger aufgetreten.[5] Heute entstehen so massereiche Sterne überwiegend durch die Verschmelzung zweier Sterne in einem engen Doppelsternsystem.[6]

CSM-Modell

Eine normale Kernkollapssupernova kann zusätzliche Energie freisetzen, wenn der Vorläuferstern ein Überriese oder ein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher war. Diese Sterne haben vor ihrem gravitativen Kollaps erhebliche Mengen an Materie über Sternwinde verloren und die bei der Supernovaexplosion beschleunigte Materie kollidiert mit der zirkumstellaren Materie. Diese Art der Hypernova zeigt eine breitere Lichtkurve, da die zusätzliche Energie durch die Umwandlung von Bewegungsenergie in elektromagnetische Strahlung erst nach dem Explosionsvorgang erfolgt. Sie zeigt auch die spektralen Eigenschaften von Supernovae des Typs IIn.[7][8]

Das Kollapsar-Modell

Das Kollapsar-Modell beschreibt Kernkollapssupernovae, aus denen ein Schwarzes Loch entsteht. Hierbei entsteht bei der Supernovaexplosion zunächst ein Protoneutronenstern und expandierende Materie. Die dabei freigesetzte Bewegungsenergie reicht jedoch nicht aus, um aus der Sternoberfläche auszubrechen, und die Materie fällt über eine Akkretionsscheibe zurück auf den Neutronenstern, der daraufhin seine stabile Massengrenze überschreitet und in ein Schwarzes Loch kollabiert. Rotiert der Vorläuferstern schnell genug, so können sich entlang der Rotationsachse relativistische Jets bilden und aus dem Stern austreten. Sind die Jets in Richtung der Erde ausgerichtet, so erscheinen sie als Gammablitze.[9] Noch mehr Energie kann freigesetzt werden, wenn der Protoneutronenstern über ein Magnetfeld mit einer magnetischen Flussdichte von mehr als 10¹¹ Tesla (10¹⁵ Gauß) verfügt. Der Zerfall des Magnetfelds kann Energien von bis zu einigen 10⁴⁶ Joule (10⁵³ Erg) freisetzen.[10] Ebenfalls zu den Kollapsar-Modellen gehört eine Variante, wonach ein massereicher Stern direkt in ein Schwarzes Loch kollabiert und die zusätzliche Energie der Supernova aus der schnellen Akkretion von Materie in das Schwarze Loch generiert wird. In diesem Szenario ist der Vorläufer der Hypernova ein Blauer Überriese, dessen Gravitationspotential verhindert, dass die Schockwelle der Supernova den größten Teil der Atmosphäre über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigt.[11]

Kernkollaps-Modelle

Die beobachteten Leuchtkräfte von Hypernovae können auch mit traditionellen Gravitationskollapsmodellen simuliert werden. Dabei würden die Leuchtkräfte entstehen, wenn es den Stripped-Envelope Supernovae gelingt, mehr als 3,5 Sonnenmassen an ⁵⁶Ni zu erzeugen und es sich um eine asymmetrische Supernovaexplosion in Richtung des Beobachters handelt. Nach rechnerischen Simulationen können Sterne mit einer Ursprungsmasse von mehr als 100 Sonnenmassen und einer Metallizität, die gerade ausreicht, um ein Paarinstabilitätsereignis zu vermeiden, diese Menge an radioaktiven Nukliden hervorbringen. Allerdings ist dies stark abhängig von der wenig bekannten Massenverlustrate kurz vor der Explosion als Supernova.[12]

Literatur

• Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. 2. Auflage. Spektrum, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.

Weblinks

• Gamma-Ray-Bursts: Neue Beweise für Hypernova-These. astronews.com, 13. November 2003.
• Was ist eine Hypernova? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 6. Dez. 2006.

Einzelnachweise

1. Taichi Kato u. a.: Massive Stars and their Supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arxiv:1008.2144.
2. E. P. J. van den Heuvel, S. F. Portegies Zwart: Are Super-Luminous supernovae and Long GRBs produced exclusively in young dense star clusters? In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1303.6961v1.
3. S. E. Woosley, T. A. Weaver: Theoretical Models for Supernovae. In: M. J. Rees, R. J. Stoneham (Hrsg.): NATO ASIC Proc. 90: Supernovae: A Survey of Current Research. 1982.
4. Hans-Thomas Janka: Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.2503.
5. L. Muijres, Jorick S. Vink, A. de Koter, R. Hirschi, N. Langer, S.-C. Yoon: Mass-loss predictions for evolved very metal-poor massive stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1209.5934.
6. Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh: The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1208.0826.
7. N. Smith, R. Chornock, W. Li, M. Ganeshalingam, J. M. Silverman, R. J. Foley, A. V. Filippenko, A. J. Barth: SN 2006tf: Precursor Eruptions amd the optically thick Regime of extremely Luminous Type IIn Supernovae. In: The Astrophysical Journal. Band 686, 2008, S. 467–484, doi:10.1086/591021.
8. A. Gal-Yam, D. C. Leonard: A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl. In: Nature. Band 458, 2009, S. 865–867, doi:10.1038/nature07934.
9. S. I. Fujimoto, N. Nishimura, M. A. Hashimoto: Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars. In: The Astrophysical Journal. Band 680, 2008, S. 1350–1358, doi:10.1086/529416.
10. N. Bucciantini: Magnetars and Gamma Ray Bursts. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1204.2658.
11. D. Vanbeveren, N. Mennekens, W. Van Rensbergen, C. De Loore: Blue supergiant progenitor models of Type II supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1212.4285.
12. Takashi Yoshida, Shinpei Okita, Hideyuki Umeda: Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1312.7043v1.

На других языках

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- [de] Hypernova

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[en] Hypernova

A hypernova (sometimes called a collapsar) is a very energetic supernova thought to result from an extreme core-collapse scenario. In this case, a massive star (>30 solar masses) collapses to form a rotating black hole emitting twin energetic jets and surrounded by an accretion disk. It is a type of stellar explosion that ejects material with an unusually high kinetic energy, an order of magnitude higher than most supernovae, with a luminosity at least 10 times greater. They usually appear similar to a type Ic supernova, but with unusually broad spectral lines indicating an extremely high expansion velocity. Hypernovae are one of the mechanisms for producing long gamma ray bursts (GRBs), which range from 2 seconds to over a minute in duration. They have also been referred to as superluminous supernovae, though that classification also includes other types of extremely luminous stellar explosions that have different origins.

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[es] Hipernova

Una hipernova es un tipo de supernova producida cuando estrellas muy masivas (masas superiores a las 25 masas solares) se colapsan al final de sus vidas. Después de explotar como supernova, el núcleo de la hipernova se colapsaría directamente en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energéticos desde sus polos a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros podrían generar potentes rayos gamma y serían una posible explicación de las erupciones de rayos gamma. Estrellas tan masivas son muy raras, y por lo tanto también serían raras las hipernovas: se estima que un evento de esta naturaleza puede ocurrir en nuestra Galaxia cada 200 millones de años. La estrella Eta Carinae, en nuestra Galaxia, puede ser una candidata a hipernova. Otra buena candidata a estallar en hipernova puede ser R136a1, descubierta en julio de 2010 y con una asombrosa masa de 265 soles; también la estrella Pistola o LBV 1806-20 pueden ser candidatas a producir agujeros negros de aquí a decenas o centenas de miles de años.

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[ru] Гиперновая звезда

Гиперновая — взрыв сверхмассивной звезды (с массой более 20 масс Солнца) после коллапса её ядра; коллапс ядра происходит после того, как в нём истощается топливо для поддержания термоядерных реакций. То есть это очень большая (сверхмощная) сверхновая.

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