היפרנובה

מחקר והיסטורית המונח

לפני שנות ה־90 שימש המונח 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 הוצע המונח היפרנובה לתיאור התפרצויות גמא, אשר כמויות האנרגיה שלהן מגיעות לכדי מאות מונים מסופרנובה. למעשה, במקרה של התפרצות גמא באזור של מערכת השמש שלנו בגלקסיית שביל החלב, סביר להניח שהחיים על כדור הארץ יחדלו להתקיים, ואם ההתפרצות 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 שיגרה נאס"א את טלסקופ החלל סוויפט, אשר נשלח לחלל לסרוק את היקום במטרה לאתר התפרצויות גמא, ומאז הוא מגלה בממוצע התפרצות גמא ביום, המעידה על היווצרות חור שחור כתוצאה מהיפרנובה.

מודלים להיפרנובה

ההיפרנובה מוגבלת במודלים שלה לעומת סופרנובה, 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 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 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), 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

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) ביקום המוקדם התפוצצה מעט לאחר המפץ הגדול.
במודל הזה, תהליך יצירת הזוג 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 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

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, שכנראה ברח 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.
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.