היפרנובה

היפרנובה היא סופרנובה, אשר בהתפרצותה משתתפת כמות אנרגיה גדולה במיוחד. בימינו רווחת הדעה שפיצוצים כאלה הם המקור להתפרצויות גמא וליצירת רוב החורים השחורים הכוכביים. עם זאת, לא נצפתה היפרנובה באור נראה.

היפרנובה בהדמיה של נאס"א

ההבדל העיקרי בין סופרנובה והיפרנובה, הוא כמות האנרגיה והבהירות של הפיצוץ. בעוד שסופרנובה יכולה להתרחש בשתי צורות: סוג l וסוג ll, (סוג l הוא בעצם ננס לבן הסופח אליו חומר עד למעבר גבול צ'נדראסקאר), היפרנובה נמנית עם הסוג השני של הפיצוצים, סוג ll, שמאופיין בכך שאינו מערב חומר חיצוני.

מחקר והיסטורית המונח

לפני שנות ה־90 שימש המונח היפרנובה לתיאור פיצוצים של כוכבים עם מתכתיות נמוכה בעיקר, ולתיאור של מספר אירועים קוסמיים גדולים ואנרגטיים, כגון התמזגויות של חורים שחורים על־מסיביים.

לקראת שנות האלפיים הוצע המונח היפרנובה לתיאור התפרצויות גמא, אשר כמויות האנרגיה שלהן מגיעות לכדי מאות מונים מסופרנובה. לדוגמה, במקרה של התפרצות גמא באזור של מערכת השמש שלנו, בגלקסיית שביל החלב, סביר להניח שהחיים על כדור הארץ יחדלו מלהתקיים, ואם ההתפרצות תהיה קרובה מדי, היא עלולה אפילו להשמיד את כדור הארץ כליל. במקביל, הוצע להשתמש במונח לתיאור סופרנובות אנרגטיות במיוחד, למעלה מפי 50 מסופרנובה רגילה.

בשנת 2004 שיגרה נאס"א את טלסקופ החלל סוויפט, אשר נשלח לחלל לסרוק את היקום במטרה לאתר התפרצויות גמא, ומאז הוא מגלה התפרצות גמא אחת ביום, בממוצע, המעידה על היווצרות חור שחור כתוצאה מהיפרנובה.

מודלים להיפרנובה

ההיפרנובה מוגבלת במודלים שלה לעומת הסופרנובה, מכיוון שאין התערבות של חומר חיצוני. אחרת הכוכב היה מגיע לנקודה הקריטית לפני שהיה מגיע למסה הקריטית להיפרנובה.

קריסה כבידתית

בדומה לסופרנובה, כשכוכב מגיע לסוף חייו, אין די אנרגיה בכוכב להמשיך את תהליך ההיתוך הגרעיני, אשר תומך בכבידת הכוכב מהליבה. במשך כמה מיליוני שנים התהליך מתרחש תוך יצירת מימן והליום, אבל כאשר אלו נגמרים בליבה, ממשיך ההיתוך של יסודות כבדים יותר. בכוכבים מסיביים מספיק התהליך להגיע עד להיתוך ברזל, ומרגע זה ימשכו חיי הכוכב מספר ימים נוספים, לכל היותר.

בסופו של התהליך, עדיין מורכבות השכבות החיצוניות מרמה גבוהה של מימן, אבל בליבה לא יהיה מספיק אנרגיה כלפי חוץ להחזיק את מסת הכוכב והוא יקרוס, הליבה תתגמד ותידחס עוד ועוד תחת המסה האדירה של הכוכב (מעל 25 מסות שמש ובעלת מתכתיות נמוכה), ותהפוך לסופרנובה מסוג lc עם רמה אנרגטית אדירה, תוך כדי פליטת גל ההדף האדיר, התפרצות גמא, והכבידה האינסופית של הליבה אשר הופכת לחור שחור.

אי יציבות זוגית

אי יציבות זוגית כמו ב SN2006gy

מודל נוסף של היפרנובה נשען על אפקט יצירת זוג. הרעיון הוצע כהסבר להיווצרות רוב המתכות הכבדות ביקום, כשקבוצה גדולה של כוכבים מקבוצה 3 (חסרי מתכות), התפוצצה ביקום המוקדם מעט לאחר המפץ הגדול.

במודל הזה, תהליך יצירת הזוג גורם לירידת לחץ חדה ומהירה בליבת הכוכב, אשר גורמת לקריסה חלקית. זאת מכיוון שרוב הכוכב עדיין מורכב מחלקיקים קלים ואנרגטיים וללא מתכות, השכבות העליונות של הכוכב קורסות במהירות לכיוון הליבה, שגם היא עדיין מורכבת מיסודות קלים, ולכן מתחממת עוד יותר, ומתחילה תגובת שרשרת של היתוך גרעיני כשהחומר בורח חזרה החוצה. תוך כדי הבריחה התרמית, החומר נדחף ומתחמם עד שכולו מותך ברגע אחד, וגורם להיפרנובה אדירה. כרגע משוער שהמודל יכול להתרחש בכוכבים בעלי מתכתיות נמוכה ביותר ובעלי לפחות 140 מסות שמש. בשנת 2006 נצפתה היפרנובה אנרגטית במיוחד, המשוערת להיות מסוג זה - SN 2006gy, שבפיצוצה השתחררה אנרגיה בכמות של 10⁴⁵ ג'אול.

תווך בין־כוכבי

השוואה בגדלים בין ענק גז לבין מסלולו של נפטון בקו הכחול, גודל השמש הוא פיקסל אחד בתמונה ברזולוציה מלאה

נהוג למדוד את הסופרנובה/היפרנובה בעיקר לפי בהירות נראית, וישנו סוג של היפרנובה עם גרף בהירות שונה במיוחד, שאינו מזוהה עם התפרצויות גמא. זו היפרנובה מסוג lln. כל הסופרנובות מסוג זה מקורן בכוכבים אשר נמצאים בערפיליות גדולות של גז וחומר, שכנראה ברח מקדם־כוכב עצמו ומקיף את הכוכב. כשהתווך הבין־כוכבי עצמו הוא הגורם לבהירות הגדולה יותר לאורך זמן של הסופרנובה.

במודל זה, כשחומר נע במהירות גבוהה בחלל כתוצאה מסופרנובה, וגל ההדף מתפשט, הוא למעשה ממיר את האנרגיה הקינטית של החומר הנפלט לקרינה נראית (ייתכן פיצוצי משנה) כשזה מגיע לחומר הבין־כוכבי. למעשה כל סופרנובה יכולה להפוך להיפרנובה כשהיא מושפעת מחומר בין־כוכבי. הפיצוץ הראשוני, אמנם, הוא סופרנובה רגילה, אבל ביחד עם החומר ניתן למצוא בהירות גבוהה במיוחד ולאורך זמן ארוך במיוחד, הארוך ביותר מבין המודלים להיפרנובה.

מודל זה מתאים לענקי גז אשר עוברים איבוד מסה גדולה עקב יותר מידי חומר, כשהכוח הגרעיני בליבה אשר דוחף החוצה לעיתים חזק מהמשיכה, מעבר לבהירות אדינגטון, כמו בהיפרנובה SN2005gl.

ראו גם

• כוכב נייטרונים
• התפרצות גמא
• נובה
• סופרנובה
• חור שחור

קישורים חיצוניים

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ = מסת שמש, כ־‎2 x 1030 ‏ק"ג מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־$_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך) הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר ($_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).