היפרנובה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
היפרנובה כמו שצולמה על ידי נאס"א

היפרנובה הינה סופרנובה עם כמות אנרגיה גדולה במיוחד. כיום רווחת הדעה שפיצוצים כאלה הם המקור להתפרצויות גמא וליצירת רוב החורים השחורים הכוכביים. ההבדל העיקרי בין סופרנובה והיפרנובה הוא כמות האנרגיה והבהירות של הפיצוץ, בעוד שסופרנובה יכולה להתרחש כתוצאה של גורמים רבים, כגון סוג l שבעצם הינו ננס לבן הסופח אליו חומר עד למעבר גבול צ'נדראסקאר, היפרנובה הינה מהסוג השני של הפיצוצים, סוג ll, שמאופיין בכך שאינו מערב חומר חיצוני.

מחקר והיסטורית המונח[עריכת קוד מקור | עריכה]

לפני שנות ה-90 המונח שימש בעיקר לתיאור פיצוצים של כוכבים עם מתכתיות נמוכה, ותיאור של מספר אירועים קוסמיים גדולים ואנרגטיים, כגון התמזגויות של חורים שחורים על-מסיביים. לקראת שנות האלפיים המונח היפרנובה הוצע לתיאור התפרצויות גמא, אשר כמויות האנרגיה שלהן מגיעות למאות מונים מסופרנובה. למעשה במקרה של התפרצות גמא באזור של מערכת השמש שלנו בגלקסית שביל החלב, סביר להניח שהחיים על כדור הארץ יחדלו להתקיים, ואם תהיה קרובה מידי - היא עלולה אפילו להשמיד את כדור הארץ כליל. במקביל הוצע להשתמש במונח לתיאור סופרנובות אנרגטיות במיוחד, אשר מגיעות למעל פי 50 מסופרנובה רגילה. בשנת 2004 נאס"א שיגרה את רובוט ה"סוויפט" אשר נשלח לחלל לסרוק את היקום במטרה לאתר התפרצויות גמא, ומאז הוא מגלה בממוצע התפרצות גמא ביום, אשר מעידה על היווצרות חור שחור כתוצאה מהיפרנובה.

מודלים להיפרנובה[עריכת קוד מקור | עריכה]

למעשה כמו שכבר נכתב, היפרנובה מוגבלת במודלים שלה לעומת סופרנובה, מכיוון שאין התערבות של חומר חיצוני, אחרת הכוכב היה מגיע לנקודה הקריטית לפני שהיה מגיע למסה הקריטית להיפרנובה.

קריסה כבדתית[עריכת קוד מקור | עריכה]

בדומה לסופרנובה כשכוכב מגיע לסוף חייו, אין די אנרגיה בכוכב להמשיך את תהליך ההיתוך הגרעיני, אשר תומך בכבידת הכוכב מהליבה, במשך מיליארדי שנים התהליך מתרחש תוך יצירת מימן והליום, אבל כאשר זה נגמר בליבה, ממשיך ההיתוך של יסודות כבדים יותר, בכוכבים מסיביים מספיק התהליך מגיע עד להיתוך ברזל, מרגע זה חיי הכוכב ימשכו לכל היותר מספר ימים נוספים. בסופו של תהליך השכבות החיצוניות עדיין מורכבות 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), היא תהפוך לסופרנובה סוג lc עם רמה אנרגטית אדירה, תוך כדי פליטת גל ההדף האדיר, התפרצות גמא, והכבידה האינסופית של הליבה אשר הופכת לחור שחור.

אי יציבות זוגית[עריכת קוד מקור | עריכה]

אי יציבות זוגית כמו ב SN2006gy

מודל נוסף של היפרנובה נשען על אפקט היצירת זוג. הרעיון הוצע כמסביר את היווצרות רוב המתכות הכבדות ביקום, כשקבוצה גדולה של כוכבים מקבוצה 3 (חסרי מתכות) ביקום המוקדם התפוצצה מעט לאחר המפץ הגדול. במודל הזה תהליך היצירת זוג גורם לירידת לחץ חדה ומהירה בליבת הכוכב, אשר גורמת לקריסה חלקית, מכיוון שרוב הכוכב עדיין מורכב מחלקיקים קלים ואנרגטיים וללא מתכות השכבות העליונות של הכוכב קורסות במהירות לכיוון הליבה, שגם היא עדיין מורכבת מיסודות קלים, לכן היא מתחממת עוד יותר, ומתחילה תגובת שרשרת של היתוך גרעיני כשהחומר בורח חזרה החוצה. תוך כדי הבריחה תרמית 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 שמשוערת להיות מסוג זה - SN 2006gy, שבפיצוצה השתחררה אנרגיה בכמות של (1045) ג'אול.

תווך בין-כוכבי[עריכת קוד מקור | עריכה]

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

נהוג למדוד את הסופרנובה\היפרנובה בעיקר לפי בהירות, 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, כנראה שברח מקדם-כוכב עצמו ומקיף את הכוכב. שהתווך 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 אומנם סופרנובה רגילה, אבל ביחד עם החומר ניתן למצוא בהירות גבוהה במיוחד ולאורך זמן ארוך במיוחד, הכי ארוך, מבין המודלים להיפרנובה.

המודל הזה מתאים לענקי גז אשר עוברים איבוד מסה גדולה עקב יותר מידי חומר, כשהכח הגרעיני בליבה אשר דוחף החוצה לעתים חזק מהמשיכה, מעבר לבהירות אדינגטון, כמו בהיפרנובה SN2005gl.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]


מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)
ננס שחור ננס לבן כוכב נייטרונים חור שחור ענק אדום ננס צהוב סופרנובה ערפילית פלנטרית שארית סופרנובה על-ענק אדום ענק כחול ננס אדום ננס חום קדם-כוכב ענן מולקולרי היווצרות כוכב כוכב יציב שלבים אחרונים של היתוך קריסת כוכבStellar evolution Hebrew.png
_{\Mu_\bigodot} = מסת השמש, כ-‎2 x 1030ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח _{\Mu_\bigodot} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ-_{\Mu_\bigodot} 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות _{\Mu_\bigodot} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות _{\Mu_\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 (_{\Mu_\bigodot} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).