Hipernova

Bazı gökbilimciler tarafından bir hipernova olduğu düşünülen, ESO 184-G82 gökadasının bir sarmal kolundaki SN 1998bw'nin ESO tarafından elde edilmiş görüntüsü.

Hipernova, sıra dışı bir çekirdek çöküşü senaryosundan kaynaklandığı düşünülen çok yüksek enerjili bir süpernovadır. Böyle bir durumda büyük kütleli bir yıldız (>30 Güneş kütlesi), bir yığılma diskiyle çevrili ve çift kutuplu astrofiziksel jet yayan bir dönen kara delik oluşturacak şekilde çöker. Bu olay; çoğu süpernovadan yaklaşık on kat daha yüksek, olağan dışı düzeyde yüksek bir kinetik enerjiyle madde püskürten ve en az 10 kat daha fazla ışıma gücüne sahip olan bir yıldız patlaması türüdür. Hipernovalar o kadar yoğun gama ışınları yayar ki genellikle Tip Ic süpernovalara benzer görünürler fakat son derece yüksek bir genişleme hızına işaret eden, olağan dışı geniş spektral çizgileriyle onlardan ayrılırlar. Hipernovalar, süreleri 2 saniyeden bir dakikanın üzerine kadar değişen uzun süreli gama ışını patlamalarının (GRB) oluşmasını sağlayan mekanizmalardan biridir. Bu patlamalar, farklı oluşum mekanizmalarına sahip diğer aşırı parlak yıldız patlaması türlerini de kapsayan bir sınıflandırma olmasına rağmen, aşırı parlak süpernovalar olarak da adlandırılmıştır.

Tarihçe

1980'lerde hipernova terimi, günümüzde çift kararsızlığı süpernovası olarak bilinen teorik bir süpernova türünü tanımlamak için kullanılıyordu. Bu terim, tipik çekirdek çöküşü süpernovalarına kıyasla patlamanın sahip olduğu son derece yüksek enerjiyi ifade etmekteydi. Terim daha önce, hiper yıldızlar ve erken evrendeki son derece büyük kütleli popülasyon III yıldızları gibi çeşitli oluşumların varsayımsal patlamalarını veya kara delik birleşmeleri gibi olayları tanımlamak için kullanılmıştı.

Hollanda-İtalya ortak yapımı BeppoSAX uydusu, Mayıs 1997'den itibaren GRB 970508 patlamasının izini sürerek yaklaşık 6 milyar ışık yılı uzaklıktaki sönük bir gökadaya ulaşmayı başardı. Hem GRB 970508 hem de konak gökadanın spektroskopik verilerini analiz eden Bloom ve meslektaşları, 1998 yılında bu olası nedenin bir hipernova olduğu sonucuna vardı. Aynı yıl Polonyalı gök bilimci Bohdan Paczyński, hipernovaların hızlı dönen yıldızlardan kaynaklanan süpernovalar olduğuna dair daha ayrıntılı bir hipotez ortaya koydu.

20. yüzyılın sonlarından itibaren kullanılan hipernova terimi, o zamandan beri olağan dışı büyüklükte kinetik enerjiye sahip süpernovaları ifade edecek şekilde daraltılmıştır. Gözlenen ilk hipernova, standart bir Tip Ib süpernovasından 100 kat daha yüksek ışıma gücüne sahip olan SN 1998bw idi. Bir gama ışını patlamasıyla (GRB) ilişkilendirilen ilk süpernova olan bu olay, normal bir süpernovadan on kat daha fazla enerji barındıran bir şok dalgası üretti. Bazı bilim insanları ise bu cisimleri sade bir şekilde geniş çizgili Tip Ic süpernovalar olarak adlandırmayı tercih etmektedir. O zamandan beri bu terim, tamamı standart tanımı karşılamayan çeşitli gök cisimleri için kullanılmıştır. ASASSN-15lh bu duruma bir örnektir.

2023 yılında, kuasar olmayan fakat yüksek enerjili ve geçici bir gök olayı olan AT2021lwx'in gözlemi yayımlandı. Bu olay, orta kızılötesinden X-ışını dalga boylarına kadar son derece güçlü bir emisyona ve toplamda 1,5×10⁴⁶ joule'lük bir enerjiye sahipti. Bu cismin bir hipernova olmadığı, bunun yerine büyük kütleli bir kara delik tarafından yutulan devasa bir gaz bulutu olduğu düşünülmektedir. Bu olaya Zwicky Transient Facility tarafından gelişigüzel olarak "ZTF20abrbeie" adı da verilmişti. Bu isim ve olayın görünüşteki şiddeti, ana akım basının ilgisini çeken "Scary Barbie" (Korkunç Barbie) lakabının takılmasına yol açtı.

Özellikler

Swift uydusu tarafından morötesi, optik ve X-ışını dalga boylarında yakalanan GRB 080913 gama ışını patlamasının görüntüsü (ortadaki turuncu ve sarı bölge).

Hipernovaların, püskürttükleri maddenin kinetik enerjisi yaklaşık 10⁴⁵ joule'den büyük olan ve tipik bir çekirdek çöküşü süpernovasından on kat daha yüksek enerji barındıran süpernovalar olduğu düşünülmektedir. Püskürtülen nikel kütleleri oldukça büyüktür ve püskürme hızı ışık hızının %99'una kadar ulaşır. Bunlar genellikle Tip Ic sınıfındandır ve bazıları uzun süreli gama ışını patlamalarıyla ilişkilendirilir. Bu olaylar sırasında açığa çıkan elektromanyetik enerji, diğer Tip Ic süpernovalarıyla karşılaştırılabilecek düzeylerden, bilinen en parlak süpernovalardan biri olan SN 1999as gibi olağanüstü seviyelere kadar değişiklik gösterir.

Arketip bir hipernova örneği olan SN 1998bw, GRB 980425 ile ilişkilendirilmişti. Spektrumunda hidrojen ve belirgin helyum özellikleri görülmese de güçlü silisyum çizgileri bu gök cismini bir Tip Ic süpernova olarak belirlemiştir. Ana soğurma çizgileri son derece genişlemişti ve ışık eğrisi çok hızlı bir parlama evresi göstererek 16. günde bir Tip Ia süpernova parlaklığına ulaşmıştı. Püskürtülen toplam kütle yaklaşık 10 M_☉, püskürtülen nikel kütlesi ise yaklaşık 0,4 M_☉ düzeyindeydi. GRB'lerle ilişkilendirilen tüm süpernovalarda, hipernova olarak sınıflandırılmalarını sağlayan yüksek enerjili madde püskürmeleri gözlemlenmiştir.

Hipernovaların radyo dalga boyundaki karşılıkları olarak olağan dışı parlaklıkta radyo süpernovaları da gözlemlenmiş ve bunlara "radyo hipernovalar" adı verilmiştir.

Astrofiziksel modeller

Hipernova modelleri, enerjinin püskürtülen maddeye verimli bir şekilde aktarılmasına odaklanır. Normal çekirdek çöküşü süpernovalarında, çöken çekirdekte üretilen nötrinoların %99'u herhangi bir madde püskürmesini tetiklemeden kaçar. Süpernovayı oluşturan öncül yıldız dönüşünün, maddeyi patlamadan uzaklaştırarak ışık hızına yakın hızlara ulaştıran bir jeti tetiklediği düşünülmektedir. İkili sistemler, hem yıldız zarflarını soyarak geride çıplak bir karbon-oksijen çekirdeği bırakmak hem de bir hipernovayı tetiklemek için gereken dönme koşullarını hazırlamak adına en uygun yöntem olarak her geçen gün daha fazla incelenmektedir.

Kollapsar (Çökmüş Yıldız) modeli

Tamamen çökmüş bir yıldız için Yıldız kaynaklı kara delik sayfasına bakınız.

Kollapsar modeli, kütleçekimsel olarak çökmüş bir cisim (yani bir kara delik) üreten bir süpernova türünü tanımlar. İngilizcede "çökmüş yıldız" (collapsed star) ifadesinin kısaltması olan "collapsar" kelimesi, eskiden yıldızların kütleçekimsel çöküşünün nihai ürünü olan yıldız kütleli kara delikleri ifade etmek için kullanılıyordu. Günümüzde ise bu kelime, bazen hızlı dönen bir yıldızın çöküşüne dair belirli bir modeli tanımlamak için kullanılmaktadır. Çekirdeği Güneş kütlesinin (M_☉) en az on beş katı olan bir yıldızda çekirdek çökmesi gerçekleştiğinde, kimyasal bileşim ve dönme hızı da önemli etkenler olmakla birlikte patlama enerjisi yıldızın dış katmanlarını fırlatmak için yetersiz kalır ve yıldız, görünür bir süpernova patlaması üretmeden doğrudan bir kara deliğe çöker.

Çekirdek kütlesi bu seviyenin biraz altında (5-15 M_☉ aralığında) olan bir yıldız süpernova patlaması yaşayacaktır, fakat püskürtülen kütlenin büyük bir kısmı çekirdek kalıntısının üzerine geri düşer ve bu durum cismin yine de bir kara deliğe çökmesine neden olur. Böyle bir yıldız yavaş dönüyorsa sönük bir süpernova üretecektir, fakat yıldız yeterince hızlı dönüyorsa kara deliğe doğru gerçekleşen bu kütle geri düşüşü rölativistik jetler oluşturacaktır. Bu güçlü jetler yıldız maddesinin içinden geçerek güçlü şok dalgaları yaratır, yeni oluşan ⁵⁶Ni'nin şiddetli rüzgarları yığılma diskini süpürür ve hipernova patlamasını tetikler. Püskürtülen ⁵⁶Ni'nin radyoaktif bozunumu, görünür patlamayı standart bir süpernovadan çok daha parlak hale getirir. Jetler aynı zamanda yüksek enerjili parçacıkları ve gama ışınlarını doğrudan dışarıya doğru fırlatarak X-ışını veya gama ışını patlamaları üretir. Birkaç saniye veya daha uzun sürebilen bu jetler uzun süreli gama ışını patlamalarına karşılık gelse de kısa süreli gama ışını patlamalarını açıklıyor gibi görünmemektedir.

İkili modeller

Gelecekte bir hipernovaya dönüşmesi muhtemel en güçlü adaylardan biri olarak kabul edilen ikili yıldız sistemi Eta Carinae.

Tip Ic süpernovaların soyulmuş öncülünü (belirgin miktarda hidrojen veya helyum barındırmayan bir karbon-oksijen yıldızı) oluşturan mekanizmanın, bir zamanlar son derece evrimleşmiş büyük kütleli bir yıldız olduğu düşünülüyordu. Yoğun yıldız rüzgarlarıyla tüm dış katmanlarını fırlatmış WO tipi bir Wolf-Rayet yıldızı buna örnek olarak gösterilmekteydi. Ancak gözlemler şimdiye kadar bu tür öncül yıldızları tespit etmeyi başaramamıştır. Öncüllerin aslında farklı bir gök cismi türü olduğu henüz kesin olarak gösterilememiş olsa da bazı örnekler, daha düşük kütleli "helyum devlerinin" bu öncüller olabileceğine işaret etmektedir. Bu yıldızlar sadece yıldız rüzgarlarıyla zarflarını fırlatacak kadar büyük kütleli değildir ve ancak ikili bir yoldaşa kütle aktarımı yoluyla soyulabilirler. Tip Ib süpernovalarının öncülleri olarak helyum devleri her geçen gün daha fazla kabul görse de Tip Ic süpernovalarının öncülleri hala belirsizliğini korumaktadır.

Gama ışını patlamaları üretmek için önerilen mekanizmalardan biri, soyulmuş bir karbon-oksijen çekirdeğinden oluşan yakın bir yoldaşın çekirdek çöküşüyle bir nötron yıldızının kara deliğe dönüşmesinin tetiklendiği uyarılmış kütleçekimsel çökmedir. Nötron yıldızının bu şekilde tetiklenen çöküşü, tek bir yıldız üzerinden modellenmesi zor olan jetlerin ve yüksek enerjili püskürtülen maddenin oluşmasına olanak tanır.

Ayrıca bakınız

• Kuark yıldızı