हाइपरनोवा

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आकाशगंगा यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला 184-G82 की एक सर्पिल भुजा में हाइपरनोवा एसएन 1998bw की यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला छवि

हाइपरनोवा (कभी-कभी कोलैप्सर कहा जाता है) एक अत्यधिक ऊर्जावान सुपरनोवा है जो अत्यधिक कोर-निपात परिदृश्य से उत्पन्न होता है। इस स्थिति में, विशाल तारा (>30 सौर द्रव्यमान) समान ऊर्जावान जेट उत्सर्जित करने वाले घूर्णन ब्लैक होल (अंधविवर) बनाने के लिए निपात हो जाता है और एक संचयन बिम्ब से परिबद्ध होता है। यह एक प्रकार का तारकीय विस्फोट है जो असामान्य रूप से उच्च गतिज ऊर्जा के साथ पदार्थ को बाहर निकालता है जो कम से कम 10 गुना अधिक प्रकाश के साथ अधिकांश सुपरनोवा से अधिक परिमाण का क्रम है। वे समान रूप से एक प्रकार के आईसी सुपरनोवा 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 विस्फोट) उत्पन्न करने वाले तंत्रों में से एक है, जिसकी अवधि 2 सेकंड से लेकर एक मिनट से अधिक होती है। उन्हें अतिप्रकाशीय सुपरनोवा के रूप में भी संदर्भित किया गया है, हालांकि उस वर्गीकरण में अन्य प्रकार के अत्यंत प्रकाशमान तारकीय विस्फोट भी सम्मिलित 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 युग्म-अस्थिरता सुपरनोवा के रूप में जाना जाता है। यह विशिष्ट कोर निपात सुपरनोवा की तुलना में विस्फोट की अत्यधिक उच्च ऊर्जा को संदर्भित करता है।[1][2][3] इस शब्द का उपयोग पहले विभिन्न घटनाओं जैसे कि हाइपरस्टार, प्रारंभिक ब्रह्मांड में अत्यधिक विशाल जनसंख्या III तारों या ब्लैक होल विलय जैसी घटनाओं से [4] परिकल्पनात्मक विस्फोटों का वर्णन करने के लिए किया गया था।[5]

फरवरी 1997 में, डच-इतालवी उपग्रह बेपोसैक्स गामा-किरण विस्फोट 970508 को लगभग 6 अरब प्रकाश वर्ष दूर एक धुंधली आकाशगंगा का पता लगाने में सक्षम था।[6] गामा-किरण विस्फोट 970508 और इसकी परिचारक आकाशगंगा दोनों के लिए स्पेक्ट्रमदर्शी आंकड़ों का विश्लेषण करने से, ब्लूम एट अल ने 1998 में निष्कर्ष निकाला कि एक हाइपरनोवा संभावित कारण था।[6] उसी वर्ष, पोलिश खगोलशास्त्री बोहदान पैक्ज़िन्स्की ने तीव्रता से घूमने वाले तारों 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 एएन 1998बीडब्ल्यू था, जिसका प्रकाश चमक एक मानक प्रकार आईबी से 100 गुना अधिक था।[9] यह सुपरनोवा गामा-किरण विस्फोट (जीआरबी) से जुड़ा पहला सुपरनोवा था और इसने एक प्रघाती तरंग का उत्पादन किया जिसमें सामान्य सुपरनोवा की तुलना में परिमाण अधिक ऊर्जा का क्रम था। अन्य वैज्ञानिक इन वस्तुओं को केवल व्यापक-रेखित टाइप आईसी सुपरनोवा कहना ही चयन करते हैं।[10] तब से यह शब्द विभिन्न प्रकार की वस्तुओं पर प्रयुक्त किया गया है, जिनमें से सभी सुपरनोवा के लिए सभी आकाश स्वचालित सर्वेक्षण-15एलएच उदाहरण के लिए मानक परिभाषा को पूरा नहीं करते हैं।[11]

गुण

हाइपरनोवा को सुपरनोवा माना जाता है जिसमें निष्कासित पदार्थ की गतिज ऊर्जा लगभग 1045 जूल से अधिक होती है, जो एक विशिष्ट कोर निपात सुपरनोवा से अधिक परिमाण का एक क्रम है। उत्सर्जित निकेल द्रव्यमान बड़े होते हैं और उत्क्षेपण वेग प्रकाश की गति का 99% तक होता है। ये सामान्य रूप से आईसी प्रकार के होते हैं, और कुछ लंबी अवधि के गामा-किरण विस्फोटन से जुड़े होते हैं। इन घटनाओं द्वारा जारी विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा अन्य प्रकार के आईसी सुपरनोवा की तुलना में भिन्न होती है, कुछ सबसे प्रकाशमान सुपरनोवा जैसे कि एसएन 1999 के रूप में जाना जाता है।[12][13]

आद्यप्ररूपीय हाइपरनोवा, एसएन 1998बीडब्ल्यू, गामा-किरण विस्फोट 980425 के साथ जुड़ा हुआ था। इसके स्पेक्ट्रम में कोई हाइड्रोजन और कोई स्पष्ट हीलियम विशेषताएं नहीं दिखाई गईं, लेकिन प्रबल सिलिकॉन रेखाओ ने इसे एक प्रकार के आईसी सुपरनोवा के रूप में पहचाना है। मुख्य अवशोषण रेखाएं अत्यधिक चौड़ी थीं और प्रकाश वक्र ने अधिक तीव्रता से प्रकाशीय चरण दिखाया, जो 16 दिन में एक प्रकार आईए सुपरनोवा के प्रकाश तक पहुंच गया। कुल उत्सर्जित द्रव्यमान लगभग 10 M☉ था और निकेल का द्रव्यमान लगभग 0.4 M☉था।[12] गामा-किरण विस्फोट से जुड़े सभी सुपरनोवा ने उच्च-ऊर्जा निष्कासित पदार्थ दिखाया है जो उन्हें हाइपरनोवा के रूप में दर्शाता है।[14]

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


खगोलभौतिकीय मॉडल

हाइपरनोवा के मॉडल निष्कासित पदार्थ में ऊर्जा के सक्षम हस्तांतरण पर ध्यान केंद्रित करते हैं। सामान्य कोर निपात सुपरनोवा में, निपातन कोर में उत्पन्न न्युट्रीनो का 99% पदार्थ के उत्क्षेपण के बिना निकल जाता है। ऐसा माना जाता है कि सुपरनोवा प्रजनक का घूर्णन एक जेट को संचरण करता है जो प्रकाश की गति के समीप पदार्थ को विस्फोट से दूर करता है। स्पष्ट कार्बन-ऑक्सीजन कोर को छोड़ने के लिए तारकीय आवरण को अलग करने और हाइपरनोवा को संचरण करने के लिए आवश्यक प्रचक्रण स्थितियों को प्रेरित करने के लिए द्वि-आधारी पद्धत्ति का तीव्रता से अध्ययन किया जा रहा है।

कोलापसर मॉडल

पूरी तरह से निपातित तारे के लिए, तारकीय ब्लैक होल देखें।

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

इस स्तर से अल्प नीचे एक कोर द्रव्यमान वाला एक तारा - 5-15 M☉ की सीमा में - एक सुपरनोवा विस्फोट से गुजरेगा, लेकिन इतना अधिक उत्सर्जित द्रव्यमान कोर अवशेष पर वापस निपातित हो जाता है कि यह अभी भी एक ब्लैक होल में निपातित हो जाता है। यदि ऐसा तारा धीरे-धीरे घूम रहा है, तो यह एक स्पष्ट सुपरनोवा उत्पन्न करेगा, लेकिन यदि तारा पर्याप्त तीव्रता से घूम रहा है, तो ब्लैक होल में वापस आने से सापेक्षिक जेट उत्पन्न होंगे। ये जेट जो ऊर्जा उत्सर्जित आवरण में स्थानांतरित करते हैं, वह दृश्य विस्फोट को एक मानक सुपरनोवा की तुलना में अपेक्षाकृत अधिक प्रकाशीय बनाता है। जेट भी उच्च ऊर्जा कणों और गामा किरणों को प्रत्यक्ष रूप से बाहर की ओर ले जाते हैं और इस तरह एक्स-किरण या गामा-किरण विस्फोटन का उत्पादन करते हैं; जेट कई सेकंड या उससे अधिक समय तक रह सकते हैं और लंबी अवधि के गामा-किरण विस्फोट के अनुरूप हो सकते हैं, लेकिन वे छोटी अवधि के गामा-किरण विस्फोट की व्याख्या नहीं करते हैं।[16][17]


बाइनरी (द्विआधारी) मॉडल

किसी भी महत्वपूर्ण हाइड्रोजन या हीलियम की कमी वाले कार्बन-ऑक्सीजन तारे, अनावृत मूल के उत्पादन के लिए तंत्र आईसी सुपरनोवा को एक बार एक अत्यंत विकसित विशाल सितारा माना जाता था, उदाहरण के लिए एक प्रकार वू वुल्फ रेएट तारा जिसकी सघन तारकीय वायु ने सभी बाह्य परत को निष्कासित कर दिया। ऐसे किसी भी प्रजनक का पता लगाने में अवलोकन विफल रहे हैं। यह अभी भी निर्णायक रूप से नहीं दिखाया गया है कि प्रजनक वास्तव में एक अलग प्रकार की वस्तु हैं, लेकिन कई स्थितियों से पता चलता है कि कम द्रव्यमान वाले हीलियम वृहत्काय प्रजनक हैं। ये तारे केवल तारकीय वायु द्वारा अपने आवरण को बाहर निकालने के लिए पर्याप्त रूप से बड़े पैमाने पर नहीं हैं, और वे एक बाइनरी सहयोगी को बड़े पैमाने पर स्थानांतरित कर दिया जाएगा। हीलियम वृहत्काय को इब सुपरनोवा प्रकार के प्रजनक के रूप में चयन किया जाता है, लेकिन प्रकार आईसी सुपरनोवा के प्रजनक अभी भी अनिश्चित हैं।[18]

गामा-किरण विस्फोट के लिए एक प्रस्तावित तंत्र प्रेरित गुरुत्वाकर्षण निपात है, जहां एक न्यूट्रॉन तारे को ब्लैक होल में निपातित करने के लिए प्रवर्तित किया जाता है, जो एक बंद कार्बन-ऑक्सीजन कोर वाले एक समीप सहयोगी के कोर निपात से होता है। प्रेरित न्यूट्रॉन तारा निपात जेट और उच्च-ऊर्जा निष्कासित पदार्थ के निर्माण की स्वीकृति देता है जो कि एक तारे से मॉडल बनाना कठिन हो गया है।[19]


यह भी देखें

  • गामा-किरण प्रस्फोट प्रजनक - खगोलीय पिंडों के प्रकार जो गामा-किरण प्रस्फोट उत्सर्जित कर सकते हैं
  • क्वार्क तारा - सुसंबद्ध अद्वितीय तारे जो अधिकतम क्वार्क से युक्त पदार्थ बनाता है
  • क्वार्क-नवतारा - न्यूट्रॉन तारा के क्वार्क तारा में रूपांतरण के परिणामस्वरूप परिकल्पित प्रबल विस्फोट

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.
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  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.
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