Hypernova - Hypernova

As maiores estrelas supergigantes azuis explodem em hipernovas
Imagem do ESO de hypernova SN 1998bw em um braço espiral da galáxia ESO 184-G82

Uma hipernova (às vezes chamada de colapsar ) é uma supernova muito energética que se acredita resultar de um cenário de colapso do núcleo extremo. Neste caso, uma estrela massiva (> 30 massas solares) colapsa para formar um buraco negro em rotação emitindo jatos energéticos gêmeos e rodeado por um disco de acreção . É um tipo de explosão estelar que ejeta material com uma energia cinética incomumente alta , uma ordem de magnitude maior do que a maioria das supernovas, com uma luminosidade pelo menos 10 vezes maior. Eles geralmente parecem semelhantes a uma supernova do tipo Ic , mas com linhas espectrais excepcionalmente largas indicando uma velocidade de expansão extremamente alta. As hipernovas são um dos mecanismos para a produção de rajadas de raios gama longos (GRBs) , que variam de 2 segundos a mais de um minuto de duração. Eles também foram chamados de supernovas superluminosas , embora essa classificação também inclua outros tipos de explosões estelares extremamente luminosas que têm origens diferentes.

História

Na década de 1980, o termo hipernova foi usado para descrever um tipo teórico de supernova agora conhecido como supernova de instabilidade de par . Referia-se à energia extremamente alta da explosão em comparação com as supernovas de colapso do núcleo típicas . O termo já havia sido usado para descrever explosões hipotéticas de diversos eventos, como hiperestrelas , estrelas de população III extremamente massiva no início do universo, ou de eventos como fusões de buracos negros .

GRBs foram detectados inicialmente em 2 de julho de 1967 por satélites militares dos EUA em órbita alta, que deveriam detectar radiação gama. Os EUA suspeitavam que a URSS conduzia testes nucleares secretos, apesar de ter assinado o Tratado de Proibição de Testes Nucleares de 1963, e os satélites Vela eram capazes de detectar explosões atrás da lua . Os satélites detectaram um sinal, mas era diferente de uma assinatura de arma nuclear, nem poderia ser correlacionado a explosões solares. Ao longo das décadas seguintes, os GRBs representaram um mistério convincente. Os raios gama requerem a produção de eventos altamente energéticos, embora os GRBs não pudessem ser correlacionados com supernovas, erupções solares ou qualquer outra atividade no céu. Sua brevidade tornava difícil rastreá-los. Uma vez que sua direção pôde ser determinada, descobriu-se que eles estavam uniformemente espalhados pelo céu. Portanto, eles não eram originários da Via Láctea ou de galáxias próximas, mas do espaço profundo.

Em fevereiro de 1997, o satélite holandês-italiano BeppoSAX foi capaz de rastrear GRB 970508 até uma galáxia tênue a aproximadamente 6 bilhões de anos-luz de distância. Analisando os dados espectroscópicos para o GRB 970508 e sua galáxia hospedeira, Bloom et al. concluiu em 1998 que uma hipernova era a causa provável. Naquele mesmo ano, as hipernovas foram levantadas com mais detalhes pelo astrônomo polonês Bohdan Paczyński como supernovas de estrelas que giram rapidamente.

O uso do termo hipernova no final do século 20 foi refinado para se referir às supernovas com energia cinética incomumente grande. A primeira hipernova observada foi SN 1998bw , com uma luminosidade 100 vezes maior do que um Tipo Ib padrão. Esta supernova foi a primeira a ser associada a uma explosão de raios gama (GRB) e produziu uma onda de choque contendo uma ordem de magnitude a mais de energia do que uma supernova normal. Outros cientistas preferem chamar esses objetos simplesmente de supernovas do tipo Ic de linhas largas . Desde então, o termo tem sido aplicado a uma variedade de objetos, nem todos atendem à definição padrão; por exemplo ASASSN-15lh .

Propriedades

As hipernovas são agora amplamente aceitas como supernovas com material ejetado tendo uma energia cinética maior do que cerca de 10 45  joule , uma ordem de magnitude maior do que uma supernova de colapso de núcleo típica. As massas de níquel ejetadas são grandes e a velocidade de ejeção de até 99% da velocidade da luz . Normalmente, são do tipo Ic e alguns estão associados a explosões de raios gama de longa duração . A energia eletromagnética liberada por esses eventos varia de comparável a outro tipo de supernova Ic, a algumas das supernovas mais luminosas conhecidas, como SN 1999as .

A hipernova arquetípica, SN 1998bw, foi associada ao GRB 980425 . Seu espectro não mostrou nenhum hidrogênio e nenhuma característica clara de hélio , mas fortes linhas de silício o identificaram como uma supernova do tipo Ic. As principais linhas de absorção foram extremamente alargadas e a curva de luz mostrou uma fase de clareamento muito rápida, atingindo o brilho de uma supernova do tipo Ia no dia 16. A massa total ejetada foi de cerca de 10  M e a massa de níquel ejetada de cerca de 0,4  M . Todas as supernovas associadas a GRBs mostraram a ejeção de alta energia que as caracteriza como hipernovas.

Supernovas de rádio excepcionalmente brilhantes foram observadas como contrapartes das hipernovas e foram denominadas "rádio hipernovas".

Modelos astrofísicos

Os modelos de hipernova se concentram na transferência eficiente de energia para o material ejetado. Em supernovas de colapso de núcleo normal , 99% dos neutrinos gerados no núcleo em colapso escapam sem conduzir a ejeção de material. Pensa-se que a rotação do progenitor da supernova impulsiona um jato que acelera o material para longe da explosão perto da velocidade da luz. Os sistemas binários estão cada vez mais sendo estudados como o melhor método para remover os envelopes estelares para deixar um núcleo de carbono-oxigênio vazio e para induzir as condições de rotação necessárias para conduzir uma hipernova.

Modelo colapsar

O modelo colapsar descreve um tipo de supernova que produz um objeto colapsado gravitacionalmente, ou buraco negro . A palavra "colapsar", abreviação de " estrela em colapso ", era usada anteriormente para se referir ao produto final do colapso gravitacional estelar , um buraco negro de massa estelar . A palavra agora é às vezes usada para se referir a um modelo específico para o colapso de uma estrela em rotação rápida. Quando o colapso do núcleo ocorre em uma estrela com um núcleo pelo menos cerca de quinze vezes a massa do Sol ( M ) - embora a composição química e a taxa de rotação também sejam significativas - a energia da explosão é insuficiente para expelir as camadas externas da estrela, e irá colapsar em um buraco negro sem produzir uma explosão visível de supernova.

Uma estrela com uma massa do núcleo ligeiramente abaixo deste nível - na faixa de 5–15  M - sofrerá uma explosão de supernova, mas grande parte da massa ejetada cai de volta para o remanescente do núcleo que ainda entra em colapso em um buraco negro. Se essa estrela estiver girando lentamente, produzirá uma supernova tênue, mas se a estrela estiver girando rápido o suficiente, o retorno ao buraco negro produzirá jatos relativísticos . A energia que esses jatos transferem para o invólucro ejetado torna a explosão visível substancialmente mais luminosa do que uma supernova padrão. Os jatos também emitem partículas de alta energia e raios gama diretamente para fora e, assim, produzem rajadas de raios X ou gama ; os jatos podem durar vários segundos ou mais e correspondem a explosões de raios gama de longa duração, mas não parecem explicar as explosões de raios gama de curta duração.

Modelos binários

O mecanismo para produzir o progenitor despojado, uma estrela de carbono-oxigênio sem qualquer hidrogênio ou hélio significativo, de supernovas do tipo Ic já foi considerada uma estrela massiva extremamente evoluída, por exemplo, uma estrela do tipo WO Wolf-Rayet cujo denso vento estelar expulsou todos suas camadas externas. As observações não conseguiram detectar nenhum desses progenitores. Ainda não foi demonstrado de forma conclusiva que os progenitores são, na verdade, um tipo diferente de objeto, mas vários casos sugerem que "gigantes de hélio" de massa inferior são os progenitores. Essas estrelas não são suficientemente massivas para expelir seus invólucros simplesmente por ventos estelares, e seriam despojadas por transferência de massa para uma companheira binária. Os gigantes de hélio são cada vez mais favorecidos como progenitores das supernovas do tipo Ib, mas os progenitores das supernovas do tipo Ic ainda são incertos.

Um mecanismo proposto para a produção de rajadas de raios gama é o colapso gravitacional induzido , onde uma estrela de nêutrons é acionada para entrar em colapso em um buraco negro pelo colapso do núcleo de um companheiro próximo que consiste em um núcleo de carbono-oxigênio despojado. O colapso induzido da estrela de nêutrons permite a formação de jatos e material ejetado de alta energia que têm sido difíceis de modelar a partir de uma única estrela.

Veja também

Referências

Leitura adicional