Una hipernova es una supernova muy energética que se cree que resulta de un escenario de colapso extremo del núcleo. En este caso, una estrella masiva (>30 masas solares ) colapsa para formar un agujero negro giratorio que emite chorros astrofísicos gemelos y está rodeado por un disco de acreción . Es un tipo de explosión estelar que expulsa material con una energía cinética inusualmente alta , un orden de magnitud mayor que la mayoría de las supernovas, con una luminosidad al menos 10 veces mayor. Las hipernovas liberan rayos gamma tan intensos que a menudo parecen similares a una supernova de tipo Ic , pero con líneas espectrales inusualmente anchas que indican una velocidad de expansión extremadamente alta. Las hipernovas son uno de los mecanismos para producir estallidos de rayos gamma largos (GRB) , que varían de 2 segundos a más de un minuto de duración. También se las ha denominado supernovas superluminosas , aunque esa clasificación también incluye otros tipos de explosiones estelares extremadamente luminosas que tienen diferentes orígenes.
En la década de 1980, el término hipernova se utilizó para describir un tipo teórico de supernova ahora conocida como supernova de inestabilidad de pares . Se refería a la energía extremadamente alta de la explosión en comparación con las supernovas típicas de colapso de núcleo . [1] [2] [3] El término se había utilizado anteriormente para describir explosiones hipotéticas de diversos eventos como hiperestrellas , estrellas de población III extremadamente masivas en el universo temprano, [4] o de eventos como fusiones de agujeros negros . [5]
En febrero de 1997, el satélite italo-holandés BeppoSAX logró rastrear el GRB 970508 hasta una galaxia débil a unos 6 mil millones de años luz de distancia. [6] A partir del análisis de los datos espectroscópicos tanto del GRB 970508 como de su galaxia anfitriona, Bloom et al. concluyeron en 1998 que una hipernova era la causa probable. [6] Ese mismo año, el astrónomo polaco Bohdan Paczyński planteó con mayor detalle la hipótesis de que las hipernovas eran supernovas de estrellas que giraban rápidamente. [7]
El uso del término hipernova desde finales del siglo XX se ha refinado desde entonces para referirse a aquellas supernovas con una energía cinética inusualmente grande. [8] La primera hipernova observada fue SN 1998bw , con una luminosidad 100 veces mayor que una supernova tipo Ib estándar. [9] Esta supernova fue la primera en asociarse con un estallido de rayos gamma (GRB) y produjo una onda de choque que contenía un orden de magnitud más de energía que una supernova normal. Otros científicos prefieren llamar a estos objetos simplemente supernovas de tipo Ic de líneas anchas . [10] Desde entonces, el término se ha aplicado a una variedad de objetos, no todos los cuales cumplen con la definición estándar; por ejemplo, ASASSN-15lh . [11]
En 2023 se publicó la observación del evento transitorio no cuásar altamente energético AT2021lwx, con una emisión extremadamente fuerte en longitudes de onda de infrarrojo medio a rayos X y una energía total de 1,5 · 10 46 julios . [12] No se cree que este objeto sea una hipernova; en cambio, es probable que sea una enorme nube de gas absorbida por un agujero negro masivo. El evento también recibió el nombre aleatorio de "ZTF20abrbeie" por parte de la Zwicky Transient Facility . Este nombre y la aparente ferocidad del evento llevaron al apodo de "Scary Barbie", lo que atrajo la atención de la prensa convencional. [1]
Se cree que las hipernovas son supernovas con material eyectado que tiene una energía cinética mayor que aproximadamente10 45 julios , un orden de magnitud mayor que una supernova típica de colapso de núcleo. Las masas de níquel expulsadas son grandes y la velocidad de eyección es de hasta el 99% de la velocidad de la luz . Estas son típicamente de tipo Ic, y algunas están asociadas con explosiones de rayos gamma de larga duración . La energía electromagnética liberada por estos eventos varía desde comparable a otras supernovas de tipo Ic, hasta algunas de las supernovas más luminosas conocidas, como SN 1999as. [13] [14]
La hipernova arquetípica, SN 1998bw, se asoció con GRB 980425. Su espectro no mostró hidrógeno ni características claras de helio , pero fuertes líneas de silicio la identificaron como una supernova de tipo Ic. Las principales líneas de absorción estaban extremadamente ensanchadas y la curva de luz mostró una fase de brillo muy rápido, alcanzando el brillo de una supernova de tipo Ia en el día 16. La masa total eyectada fue de aproximadamente 10 M ☉ y la masa de níquel eyectada de aproximadamente 0,4 M ☉ . [13] Todas las supernovas asociadas con GRB han mostrado la eyección de alta energía que las caracteriza como hipernovas. [15]
Se han observado supernovas de radio inusualmente brillantes como contrapartes de las hipernovas y se las ha denominado "hipernovas de radio". [16]
Los modelos de hipernova se centran en la transferencia eficiente de energía hacia el material eyectado. En las supernovas normales con colapso del núcleo , el 99% de los neutrinos generados en el núcleo en colapso escapan sin provocar la eyección de material. Se cree que la rotación del progenitor de la supernova impulsa un chorro que acelera el material alejándolo de la explosión a una velocidad cercana a la de la luz. Los sistemas binarios se estudian cada vez más como el mejor método tanto para despojar a las estrellas de sus envolturas y dejar un núcleo de carbono y oxígeno desnudo como para inducir las condiciones de giro necesarias para impulsar una hipernova.
El modelo de colapsar describe un tipo de supernova que produce un objeto colapsado gravitacionalmente, o agujero negro . La palabra "colapsar", abreviatura de " estrella colapsada ", se usaba anteriormente para referirse al producto final del colapso gravitacional estelar , un agujero negro de masa estelar . La palabra ahora se usa a veces para referirse a un modelo específico para el colapso de una estrella de rotación rápida. Cuando el colapso del núcleo ocurre en una estrella con un núcleo de al menos alrededor de quince veces la masa del Sol ( M ☉ ) - aunque la composición química y la velocidad de rotación también son significativas - la energía de explosión es insuficiente para expulsar las capas externas de la estrella, y colapsará en un agujero negro sin producir un estallido de supernova visible.
Una estrella con una masa central ligeramente inferior a este nivel (en el rango de 5 a 15 M☉ ) experimentará una explosión de supernova, pero gran parte de la masa expulsada recae sobre el remanente central y, aun así, colapsa en un agujero negro. Si una estrella de este tipo gira lentamente, producirá una supernova débil, pero si gira lo suficientemente rápido, la caída al agujero negro producirá chorros relativistas . Esos potentes chorros atraviesan el material estelar y producen fuertes ondas de choque, y los vigorosos vientos del 56 Ni recién formado soplan desde el disco de acreción, detonando la explosión de la hipernova. La desintegración radiactiva del 56 Ni expulsado hace que el estallido visible sea sustancialmente más luminoso que una supernova estándar. [17] Los chorros también expulsan partículas de alta energía y rayos gamma directamente hacia afuera y, por lo tanto, producen estallidos de rayos X o rayos gamma ; Los chorros pueden durar varios segundos o más y corresponden a estallidos de rayos gamma de larga duración, pero no parecen explicar los estallidos de rayos gamma de corta duración. [18] [19]
En un principio se pensó que el mecanismo de producción de la progenitora despojada, una estrella de carbono y oxígeno que carece de hidrógeno o helio significativos, de las supernovas de tipo Ic era una estrella masiva extremadamente evolucionada, por ejemplo una estrella Wolf-Rayet de tipo WO cuyo denso viento estelar expulsó todas sus capas externas. Las observaciones no han logrado detectar ninguna de esas progenitoras. Todavía no se ha demostrado de manera concluyente que las progenitoras sean en realidad un tipo diferente de objeto, pero varios casos sugieren que los progenitores son "gigantes de helio" de menor masa. Estas estrellas no son lo suficientemente masivas como para expulsar sus envolturas simplemente por los vientos estelares, y serían despojadas por transferencia de masa a una compañera binaria. Las gigantes de helio son cada vez más favorecidas como progenitoras de las supernovas de tipo Ib, pero los progenitores de las supernovas de tipo Ic aún son inciertos. [20]
Un mecanismo propuesto para producir explosiones de rayos gamma es el colapso gravitacional inducido , en el que una estrella de neutrones se colapsa en un agujero negro debido al colapso del núcleo de una estrella compañera cercana que consiste en un núcleo de carbono y oxígeno despojado. El colapso inducido de la estrella de neutrones permite la formación de chorros y eyecciones de alta energía que han sido difíciles de modelar a partir de una sola estrella. [21]
