Hypernova

Eta Carinae (mit Homunkulusnebel), ein Stern, der eine Hypernova werden könnte

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.

Im Jahr 2023 wurde die Beobachtung des hochenergetischen Ereignisses AT2021lwx mit einer extrem starken Emission von Mittelinfrarot- bis Röntgen-Wellenlängen einer Gesamtenergie von 1,5 1046 Joule veröffentlicht. Hierbei handelte es sich vermutlich um den durch ein Schwarzes Loch verursachten Gravitationskollaps einer gigantischen Gaswolke.[3]

Paarinstabilitätssupernova

Der Begriff Hypernova ist zum ersten Mal von Woosley & Weaver[4] 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.[5]

Lichtkurve von der als Paarinstabilitätssupernova identifizierten SN 2006gy (obere Kurve) verglichen mit den Lichtkurven von Kernkollaps- und thermonuklearen Supernovae

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.[6] Heute entstehen so massereiche Sterne überwiegend durch die Verschmelzung zweier Sterne in einem engen Doppelsternsystem.[7]

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.[8][9]

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.[10] 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.[11] 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.[12]

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.[13]

Literatur

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

Weblinks

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. ↑ "Multiwavelength observations of the extraordinary accretion event AT2021lwx". In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press, 12. Mai 2023, doi:10.1093/mnras/stad1000/7115325 (englisch, oup.com [abgerufen am 12. Mai 2023]).
  4. ↑ 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.
  5. ↑ Hans-Thomas Janka: Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.2503.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ N. Bucciantini: Magnetars and Gamma Ray Bursts. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1204.2658.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ 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.

Auf dieser Seite verwendete Medien

Sn2006gy light curve.jpg
Original caption: "This graph shows the intrinsic brightness of SN 2006gy and how it changes over time. The graphic also demonstrates how much brighter SN 2006gy is when compared to typical examples of the two main supernova classes. Type Ia supernovas involve the thermonuclear explosion of a white dwarf and type II supernovas are the collapse of a massive star. The famous supernova SN 1987A is also shown. Not only does SN 2006gy get much brighter than other supernovas but it stays very bright for much longer."
EtaCarinae.jpg
A huge, billowing pair of gas and dust clouds are captured in this stunning NASA Hubble Space Telescope image of the supermassive star Eta Carinae. Eta Carinae was observed by Hubble in September 1995 with the Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2). Images taken through red and near-ultraviolet filters were subsequently combined to produce the color image shown. A sequence of eight exposures was necessary to cover the object's huge dynamic range: the outer ejecta blobs are 100,000 times fainter than the brilliant central star. Eta Carinae suffered a giant outburst about 160 years ago, when it became one of the brightest stars in the southern sky. Though the star released as much visible light as a supernova explosion, it survived the outburst. The explosion produced two lobes and a large, thin equatorial disk, all moving outward at about 1 million kilometers per hour.