हाइपरनोवा

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आकाशगंगा ESO 184-G82 की सर्पिल भुजा में हाइपरनोवा SN 1998bw की यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला छवि

एक हाइपरनोवा (कभी-कभी कोलैप्सर कहा जाता है) एक अत्यधिक ऊर्जावान सुपरनोवा है जो अत्यधिक कोर-पतन परिदृश्य से उत्पन्न होता है। इस मामले में, एक विशाल तारा (>30 सौर द्रव्यमान) जुड़वां ऊर्जावान जेट उत्सर्जित करने वाले घूर्णन ब्लैक होल बनाने के लिए ढह जाता है और एक अभिवृद्धि डिस्क से घिरा होता है। यह एक प्रकार का तारकीय विस्फोट है जो असामान्य रूप से उच्च गतिज ऊर्जा वाली सामग्री को बाहर निकालता है, अधिकांश सुपरनोवा की तुलना में अधिक परिमाण का क्रम, कम से कम 10 गुना अधिक चमक के साथ। वे आम तौर पर एक प्रकार आईसी सुपरनोवा टाइप करें के समान दिखाई देते हैं, लेकिन असामान्य रूप से व्यापक वर्णक्रमीय रेखाओं के साथ एक अत्यंत उच्च विस्तार वेग का संकेत मिलता है। हाइपरनोवा लंबे गामा किरण प्रस्फोट | गामा किरण प्रस्फोट (जीआरबी) उत्पन्न करने वाले तंत्रों में से एक है, जिसकी अवधि 2 सेकंड से लेकर एक मिनट से अधिक होती है। उन्हें अतिचमकदार सुपरनोवा के रूप में भी संदर्भित किया गया है, हालांकि उस वर्गीकरण में अन्य प्रकार के अत्यंत चमकदार तारकीय विस्फोट भी शामिल हैं जिनके अलग-अलग मूल हैं।

इतिहास

1980 के दशक में, हाइपरनोवा शब्द का उपयोग एक सैद्धांतिक प्रकार के सुपरनोवा का वर्णन करने के लिए किया गया था जिसे अब जोड़ी-अस्थिरता सुपरनोवा के रूप में जाना जाता है। यह विशिष्ट कोर पतन सुपरनोवा की तुलना में विस्फोट की अत्यधिक उच्च ऊर्जा को संदर्भित करता है।[1][2][3]इस शब्द का इस्तेमाल पहले विभिन्न घटनाओं जैसे कि hyperstar , प्रारंभिक ब्रह्मांड में अत्यधिक विशाल जनसंख्या III सितारों से काल्पनिक विस्फोटों का वर्णन करने के लिए किया गया था।[4]या ब्लैक होल विलय जैसी घटनाओं से।[5]

फरवरी 1997 में, डच-इतालवी उपग्रह BeppoSAX जीआरबी 970508 को लगभग 6 अरब प्रकाश वर्ष दूर एक बेहोश आकाशगंगा का पता लगाने में सक्षम था।[6]GRB 970508 और इसकी मेजबान आकाशगंगा, ब्लूम एट अल दोनों के लिए स्पेक्ट्रोस्कोपिक डेटा का विश्लेषण करने से। 1998 में निष्कर्ष निकाला कि एक हाइपरनोवा संभावित कारण था।[6]उसी वर्ष, पोलिश खगोलशास्त्री बोहदान पैक्ज़िन्स्की ने तेजी से घूमने वाले सितारों से सुपरनोवा के रूप में हाइपरनोवा को अधिक विस्तार से परिकल्पित किया था।[7] 

20वीं शताब्दी के उत्तरार्ध से हाइपरनोवा शब्द का उपयोग असामान्य रूप से बड़ी गतिज ऊर्जा वाले सुपरनोवा को संदर्भित करने के लिए परिष्कृत किया गया है।[8]  देखा गया पहला सुपरनोवा AN 1998bw था, जिसकी चमक एक मानक प्रकार Ib से 100 गुना अधिक थी।[9]  यह सुपरनोवा गामा-रे फटने (जीआरबी) से जुड़ा पहला सुपरनोवा था और इसने एक शॉकवेव का उत्पादन किया जिसमें सामान्य सुपरनोवा की तुलना में परिमाण अधिक ऊर्जा का क्रम था। अन्य वैज्ञानिक इन वस्तुओं को केवल ब्रॉड-लाइन प्रकार आईसी सुपरनोवा कहना पसंद करते हैं।[10]  तब से यह शब्द विभिन्न प्रकार की वस्तुओं पर लागू किया गया है, जिनमें से सभी मानक परिभाषा को पूरा नहीं करते हैं; उदाहरण के लिए ASASSN-15lh।[11]


गुण

हाइपरनोवा को सुपरनोवा माना जाता है जिसमें इजेक्टा की गतिज ऊर्जा लगभग से अधिक होती है 1045 joule, विशिष्ट कोर पतन सुपरनोवा से अधिक परिमाण का एक क्रम। उत्सर्जित निकेल द्रव्यमान बड़े होते हैं और इजेक्शन वेग प्रकाश की गति का 99% तक होता है। ये आमतौर पर Ic टाइप के होते हैं, और कुछ लंबी अवधि के गामा-रे फटने से जुड़े होते हैं। इन घटनाओं द्वारा जारी विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा अन्य प्रकार के आईसी सुपरनोवा की तुलना में भिन्न होती है, कुछ सबसे चमकदार सुपरनोवा जैसे कि एसएन 1999 के रूप में जाना जाता है।[12][13]

आर्किटेपल हाइपरनोवा, एसएन 1998बीडब्ल्यू, जीआरबी 980425 के साथ जुड़ा हुआ था। इसके स्पेक्ट्रम में कोई हाइड्रोजन और कोई स्पष्ट हीलियम विशेषताएं नहीं दिखाई गईं, लेकिन मजबूत सिलिकॉन लाइनों ने इसे एक प्रकार के आईसी सुपरनोवा के रूप में पहचाना। मुख्य अवशोषण रेखाएं अत्यधिक चौड़ी थीं और प्रकाश वक्र ने बहुत तेजी से चमकने वाला चरण दिखाया, जो 16 दिन में एक प्रकार Ia सुपरनोवा की चमक तक पहुंच गया। कुल उत्सर्जित द्रव्यमान लगभग था 10 M☉ और निकेल का द्रव्यमान लगभग निकल गया 0.4 M☉.[12]जीआरबी से जुड़े सभी सुपरनोवा ने उच्च-ऊर्जा इजेका दिखाया है जो उन्हें हाइपरनोवा के रूप में दर्शाता है।[14]

असामान्य रूप से उज्ज्वल रेडियो सुपरनोवा को हाइपरनोवा के समकक्षों के रूप में देखा गया है, और इसे रेडियो हाइपरनोवा कहा गया है।[15]


एस्ट्रोफिजिकल मॉडल

हाइपरनोवा के मॉडल इजेक्टा में ऊर्जा के कुशल हस्तांतरण पर ध्यान केंद्रित करते हैं। सामान्य कोर कोलैप्स सुपरनोवा में, कोलैप्सिंग कोर में उत्पन्न न्युट्रीनो का 99% सामग्री के इजेक्शन के बिना निकल जाता है। ऐसा माना जाता है कि सुपरनोवा पूर्वज का घूर्णन एक जेट को चलाता है जो प्रकाश की गति के करीब सामग्री को विस्फोट से दूर करता है। एक नंगे कार्बन-ऑक्सीजन कोर को छोड़ने के लिए तारकीय लिफाफे को अलग करने और हाइपरनोवा को चलाने के लिए आवश्यक स्पिन स्थितियों को प्रेरित करने के लिए बाइनरी सिस्टम का तेजी से अध्ययन किया जा रहा है।

कोलापसर मॉडल

For a completely collapsed star, see stellar black hole.

कोलैप्सर मॉडल एक प्रकार के सुपरनोवा का वर्णन करता है जो गुरुत्वाकर्षण से ढह गई वस्तु या ब्लैक होल का निर्माण करता है। कोलैप्सर शब्द, जो ढहे हुए तारे का संक्षिप्त रूप है, पूर्व में तारकीय गुरुत्वीय पतन के अंतिम उत्पाद, एक तारकीय ब्लैक होल|तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल को संदर्भित करने के लिए इस्तेमाल किया जाता था। शब्द अब कभी-कभी तेजी से घूमने वाले सितारे के पतन के लिए एक विशिष्ट मॉडल को संदर्भित करने के लिए प्रयोग किया जाता है। जब कोर का पतन सौर द्रव्यमान के कम से कम पंद्रह गुना कोर वाले तारे में होता है। सूर्य का द्रव्यमान (M☉) - हालांकि रासायनिक संरचना और घूर्णी दर भी महत्वपूर्ण हैं - विस्फोट ऊर्जा तारे की बाहरी परतों को बाहर निकालने के लिए अपर्याप्त है, और यह एक दृश्यमान सुपरनोवा विस्फोट पैदा किए बिना एक ब्लैक होल में गिर जाएगी।

इस स्तर से थोड़ा नीचे एक कोर द्रव्यमान वाला तारा - की सीमा में 5–15 M☉ — एक सुपरनोवा विस्फोट से गुजरेगा, लेकिन इतना अधिक उत्सर्जित द्रव्यमान कोर अवशेष पर वापस गिर जाता है कि यह अभी भी एक ब्लैक होल में समा जाता है। यदि ऐसा तारा धीरे-धीरे घूम रहा है, तो यह एक बेहोश सुपरनोवा उत्पन्न करेगा, लेकिन यदि तारा पर्याप्त तेज़ी से घूम रहा है, तो ब्लैक होल में वापस आने से एस्ट्रोफिजिकल जेट का उत्पादन होगा। ये जेट जो ऊर्जा उत्सर्जित खोल में स्थानांतरित करते हैं, वह दृश्य विस्फोट को एक मानक सुपरनोवा की तुलना में काफी अधिक चमकदार बनाता है। जेट भी उच्च ऊर्जा कणों और गामा किरणों को सीधे बाहर की ओर ले जाते हैं और इस तरह एक्स-रे या गामा किरणें उत्पन्न करते हैं। गामा-किरणें फटती हैं; जेट कई सेकंड या उससे अधिक समय तक रह सकते हैं और लंबी अवधि के गामा-रे फटने के अनुरूप हो सकते हैं, लेकिन वे छोटी अवधि के गामा-रे फटने की व्याख्या नहीं करते हैं।[16][17]


बाइनरी मॉडल

किसी भी महत्वपूर्ण हाइड्रोजन या हीलियम की कमी वाले कार्बन-ऑक्सीजन स्टार, स्ट्रिप्ड प्रोजेनिटर के उत्पादन के लिए तंत्र आईसी सुपरनोवा को एक बार एक अत्यंत विकसित विशाल सितारा माना जाता था, उदाहरण के लिए एक प्रकार WO वुल्फ-रेयेट तारा जिसकी घनी तारकीय हवा ने सभी को निष्कासित कर दिया इसकी बाहरी परतें। ऐसे किसी भी पूर्वज का पता लगाने में अवलोकन विफल रहे हैं। यह अभी भी निर्णायक रूप से नहीं दिखाया गया है कि पूर्वज वास्तव में एक अलग प्रकार की वस्तु हैं, लेकिन कई मामलों से पता चलता है कि कम द्रव्यमान वाले हीलियम दिग्गज पूर्वज हैं। ये तारे केवल तारकीय हवाओं द्वारा अपने लिफाफे को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर नहीं हैं, और वे एक बाइनरी साथी को बड़े पैमाने पर स्थानांतरण द्वारा छीन लिए जाएंगे। हीलियम दिग्गजों को इब सुपरनोवा प्रकार के पूर्वजों के रूप में पसंद किया जाता है, लेकिन प्रकार आईसी सुपरनोवा के पूर्वज अभी भी अनिश्चित हैं।[18]

गामा-रे फटने के लिए एक प्रस्तावित तंत्र प्रेरित गुरुत्वाकर्षण पतन है, जहां एक न्यूट्रॉन स्टार को ब्लैक होल में ढहने के लिए ट्रिगर किया जाता है, जो एक बंद कार्बन-ऑक्सीजन कोर वाले एक करीबी साथी के कोर पतन से होता है। प्रेरित न्यूट्रॉन स्टार पतन जेट और उच्च-ऊर्जा बाहर फेंको के गठन की अनुमति देता है जो कि एक स्टार से मॉडल करना मुश्किल हो गया है।[19]


यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ Woosley, S. E.; Weaver, T. A. (1981). "Theoretical models for supernovae". NASA Sti/Recon Technical Report N. 83: 16268. Bibcode:1981STIN...8316268W.
  2. ↑ Janka, Hans-Thomas (2012). "Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 62 (1): 407–451. arXiv:1206.2503. Bibcode:2012ARNPS..62..407J. doi:10.1146/annurev-nucl-102711-094901. S2CID 118417333.
  3. ↑ Gass, H.; Liebert, James; Wehrse, R. (1988). "Spectrum analysis of the extremely metal-poor carbon dwarf star G 77-61". Astronomy and Astrophysics. 189: 194. Bibcode:1988A&A...189..194G.
  4. ↑ Barrington, R. E.; Belrose, J. S. (1963). "Preliminary Results from the Very-Low Frequency Receiver Aboard Canada's Alouette Satellite". Nature. 198 (4881): 651–656. Bibcode:1963Natur.198..651B. doi:10.1038/198651a0. S2CID 41012117.
  5. ↑ Park, Seok J.; Vishniac, Ethan T. (1991). "Are Hypernovae Detectable?". The Astrophysical Journal. 375: 565. Bibcode:1991ApJ...375..565P. doi:10.1086/170217.
  6. ↑ 6.0 6.1 Bloom (1998). "The Host Galaxy of GRB 970508". The Astrophysical Journal. 507 (507): L25–28. arXiv:astro-ph/9807315. Bibcode:1998ApJ...507L..25B. doi:10.1086/311682. S2CID 18107687.
  7. ↑ Paczynski (1997). GRBs as Hypernovae. Huntsville Gamma-Ray Burst Symposium. arXiv:astro-ph/9712123. Bibcode:1997astro.ph.12123P.
  8. ↑ David S. Stevenson (5 September 2013). Extreme Explosions: Supernovae, Hypernovae, Magnetars, and Other Unusual Cosmic Blasts. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4614-8136-2. Archived from the original on 25 January 2022. Retrieved 18 August 2019.
  9. ↑ Woosley (1999). "Gamma-Ray Bursts and Type Ic Supernovae: SN 1998bw". The Astrophysical Journal. 516 (2): 788–796. arXiv:astro-ph/9806299. Bibcode:1999ApJ...516..788W. doi:10.1086/307131. S2CID 17690696.
  10. ↑ Moriya, Takashi J.; Sorokina, Elena I.; Chevalier, Roger A. (2018). "Superluminous Supernovae". Space Science Reviews. 214 (2): 59. arXiv:1803.01875. Bibcode:2018SSRv..214...59M. doi:10.1007/s11214-018-0493-6. S2CID 119199790.
  11. ↑ Jessica Orwig (January 14, 2016). "Astronomers are baffled by a newly discovered cosmic explosion that shines 570 billion times brighter than the sun". Business Insider. Archived from the original on April 2, 2016. Retrieved March 22, 2016.
  12. ↑ 12.0 12.1 Nomoto, Ken'Ichi; Maeda, Keiichi; Mazzali, Paolo A.; Umeda, Hideyuki; Deng, Jinsong; Iwamoto, Koichi (2004). "Hypernovae and Other Black-Hole-Forming Supernovae". Astrophysics and Space Science Library. 302: 277–325. arXiv:astro-ph/0308136. Bibcode:2004ASSL..302..277N. doi:10.1007/978-0-306-48599-2_10. ISBN 978-90-481-6567-4. S2CID 119421669.
  13. ↑ Mazzali, P. A.; Nomoto, K.; Deng, J.; Maeda, K.; Tominaga, N. (2005). "The Properties of Hypernovae in Gamma Ray Bursts". 1604-2004: Supernovae as Cosmological Lighthouses. 342: 366. Bibcode:2005ASPC..342..366M.
  14. ↑ Mösta, Philipp; Richers, Sherwood; Ott, Christian D.; Haas, Roland; Piro, Anthony L.; Boydstun, Kristen; Abdikamalov, Ernazar; Reisswig, Christian; Schnetter, Erik (2014). "Magnetorotational Core-Collapse Supernovae in Three Dimensions". The Astrophysical Journal. 785 (2): L29. arXiv:1403.1230. Bibcode:2014ApJ...785L..29M. doi:10.1088/2041-8205/785/2/L29. S2CID 17989552.
  15. ↑ Nakauchi, Daisuke; Kashiyama, Kazumi; Nagakura, Hiroki; Suwa, Yudai; Nakamura, Takashi (2015). "Optical Synchrotron Precursors of Radio Hypernovae". The Astrophysical Journal. 805 (2): 164. arXiv:1411.1603. Bibcode:2015ApJ...805..164N. doi:10.1088/0004-637X/805/2/164. S2CID 118228337.
  16. ↑ Nomoto, Ken'Ichi; Moriya, Takashi; Tominaga, Nozomu (2009). "Nucleosynthesis of the Elements in Faint Supernovae and Hypernovae". Proceedings of the International Astronomical Union. 5: 34–41. doi:10.1017/S1743921310000128.
  17. ↑ 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. S2CID 118559576.
  18. ↑ Tauris, T. M.; Langer, N.; Moriya, T. J.; Podsiadlowski, Ph.; Yoon, S.-C.; Blinnikov, S. I. (2013). "ULTRA-STRIPPED TYPE Ic SUPERNOVAE FROM CLOSE BINARY EVOLUTION". The Astrophysical Journal. 778 (2): L23. arXiv:1310.6356. Bibcode:2013ApJ...778L..23T. doi:10.1088/2041-8205/778/2/L23. S2CID 50835291.
  19. ↑ Ruffini, R.; Karlica, M.; Sahakyan, N.; Rueda, J. A.; Wang, Y.; Mathews, G. J.; Bianco, C. L.; Muccino, M. (2018). "A GRB Afterglow Model Consistent with Hypernova Observations". The Astrophysical Journal. 869 (2): 101. arXiv:1712.05000. Bibcode:2018ApJ...869..101R. doi:10.3847/1538-4357/aaeac8. S2CID 119449351.


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