משתמש:Tom Dery/טיוטה
היפרנובה הינה סופרנובה עם כמות אנרגיה גדולה במיוחד. כיום רווחת הדעה שפיצוצים כאלה הם המקור להתפרצויות גמא וליצירת רוב החורים שחורים כוכביים. 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 ה90 המונח בעיקר שימש לתיאור פיצוצים של כוכבים עם מתכתיות נמוכה, ותיאור של מספר של אירועים קוסמיים גדולים ואנרגטיים, כגון התמזגויות של חורים שחורים על-מסיביים. לקראת שנות האלפיים המונח היפרנובה הוצע לתיאור התפרצויות גמא, אשר כמות האנרגיה שלהן מגיעות למאות מונים מסופרנובה. במקביל הוצע להשתמש במונח לתיאור סופרנובה אנרגטיות במיוחד, אשר למגיעות למעל פי 50 מסופרנובה רגילה. בשנת 2004 נאס"א שיגרה את רובוט ה"סוויפט" אשר נשלח לחלל לסרוק את היקום להתפרצויות 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 נאמר היפרנובה מוגבלת במודלים שלה לעומת סופרנובה, מכיוון שאין התערבות של חומר חיצונית 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]
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 תרמיט 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 ליהיות מסוג זה SN 2006gy, שבפיצוצה השתחררה אנרגיה בכמות של (1045) ג'אול.