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[[Datei:EtaCarinae.jpg|mini|[[Eta Carinae]] (mit Homunkulusnebel), ein Stern, der eine Hypernova werden könnte]]
Eine '''Hypernova''' ist eine [[Supernova]] mit einer [[Elektromagnetische Welle|elektromagnetisch abgestrahlten]] Energie von mehr als 1045 [[Joule]] unter Annahme einer räumlich [[Isotropstrahler|isotropen Abstrahlung]]. Eine Hypernova stellt das obere Ende der superleuchtkräftigen oder [[superhellen Supernovae]] dar.<ref>{{Literatur |Autor=Taichi Kato u. a. |Titel=Massive Stars and their Supernovae |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1008.2144}}</ref>

== Eigenschaften ==
Hypernovae werden nach ihren [[Lichtkurve]]n und spektralen Eigenschaften in drei Klassen unterteilt<ref>{{Literatur |Autor=E. P. J. van den Heuvel, S. F. Portegies Zwart |Titel=Are Super-Luminous supernovae and Long GRBs produced exclusively in young dense star clusters? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1303.6961v1}}</ref>:
* Beim Typ I zeigen sich keine Spuren von Wasserstoff in ihren Spektren.
* Beim Typ II kann dagegen Wasserstoff in den Spektren während der Explosion nachgewiesen werden.
* Beim Typ R kann der Schwanz der Lichtkurve durch den [[Radioaktivität|radioaktiven Zerfall]] durch eine ungewöhnlich große Menge von 56[[Nickel|Ni]] beschrieben werden. Die benötigte Menge liegt in der Größenordnung von fünf [[Sonnenmasse]]n.
Im Vergleich zu Kernkollapssupernovae treten Hypernovae sehr selten auf, wobei auf jede Hypernova 1.000 bis 10.000 [[Supernova#Kernkollaps|Kernkollapssupernovae]] kommen. Sie werden fast exklusiv in kleinen Galaxien mit hohen Sternentstehungsraten ähnlich den [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]] beobachtet.

Im Jahr 2023 wurde die Beobachtung des hochenergetischen Ereignisses [[AT 2021lwx]] mit einer extrem starken Emission von [[Infrarotstrahlung|Mittelinfrarot]]- bis [[Röntgenstrahlung|Röntgen]]-Wellenlängen einer Gesamtenergie von 1,5 x 1046 [[Joule]] veröffentlicht. Hierbei handelte es sich vermutlich um den durch ein [[Schwarzes Loch]] verursachten [[Gravitationskollaps]] einer gigantischen [[Gaswolke]].<ref>{{Literatur |Online=https://academic.oup.com/mnras/advance-article/doi/10.1093/mnras/stad1000/7115325 |Titel="Multiwavelength observations of the extraordinary accretion event AT2021lwx" |Abruf=2023-05-12 |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Verlag=Oxford University Press |DOI=10.1093/mnras/stad1000/7115325 |Datum=2023-05-12 |Sprache=en}}</ref>

== Paarinstabilitätssupernova ==
Der Begriff ''Hypernova'' ist zum ersten Mal von Woosley & Weaver<ref>{{Literatur |Autor=S. E. Woosley, T. A. Weaver |Hrsg=M. J. Rees, R. J. Stoneham |Titel=Theoretical Models for Supernovae |Sammelwerk=NATO ASIC Proc. 90: Supernovae: A Survey of Current Research |Datum=1982}}</ref> verwendet worden, um das heute als [[Supernova#Paarinstabilitäts-Supernova|Paarinstabilitätssupernova]] bekannte Phänomen zu beschreiben. Dabei erreichen sehr massereiche Sterne, mit Massen von mehr als 100 oder – je nach Quelle – auch 150 [[Sonnenmasse]]n, in ihrem Kern eine Temperatur von mehr als 1010 [[Kelvin]]. Nach dem zentralen [[Kohlenstoffbrennen]] setzt hier ein Prozess der Paarinstabilität ein, wenn sich extrem energiereiche [[Photon]]en in [[Elektron]]-[[Positron]]-Paare umwandeln und dadurch eine gravitative Instabilität auftritt. Ursache dieser Instabilität ist, dass sich die Masse und Schwerkraft bei der Umwandlung der Photonen in Elektron-Positron-Paare nicht ändert, der [[Strahlungsdruck]] als Gegenwirkung zur Schwerkraft aber wegfällt.
Je nach Masse wird der Stern dadurch entweder komplett zerrissen oder zu einem [[Schwarzes Loch|Schwarzen Loch]].
Dabei können bis zu 50 Sonnenmassen an 56Ni entstehen, dessen [[Radioaktivität|radioaktiver Zerfall]] die wesentliche Energiequelle für die in der [[Lichtkurve]] dargestellte, von der Hypernova abgestrahlte Energie ist.
Es können Energiemengen von bis zu 1046 Joule freigesetzt werden.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Thomas Janka |Titel=Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.2503}}</ref>
[[Datei:Sn2006gy light curve.jpg|mini|[[Lichtkurve]] von der als Paarinstabilitätssupernova identifizierten SN 2006gy (obere Kurve) verglichen mit den Lichtkurven von Kernkollaps- und thermonuklearen Supernovae]]

Die Paarinstabilitätssupernovae sind besonders häufig in der [[Population (Astronomie)|Population]] III aufgetreten.
Dies sind die ersten Sterne, die sich aus den drei Elementen (Wasserstoff, Helium und Lithium) der [[Primordiale Nukleosynthese|primordialen Nukleosynthese]] oder aus der ersten nachfolgenden Generation gebildet haben.
Im Gegensatz zur heutigen Population I begrenzte die verschwindend geringe [[Metallizität]] die Intensität des durch den [[Strahlungsdruck]] verursachten [[Sternwind]]s und damit die Massenobergrenze der [[Blauer Riese|Blauen Riesen]] nicht bei ungefähr 150 Sonnenmassen. Deshalb sind Hypernovae in Form von Paarinstabilitätssupernovae im frühen Universum viel häufiger aufgetreten.<ref>{{Literatur |Autor=L. Muijres, Jorick S. Vink, A. de Koter, R. Hirschi, N. Langer, S.-C. Yoon |Titel=Mass-loss predictions for evolved very metal-poor massive stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.5934}}</ref>
Heute entstehen so massereiche Sterne überwiegend durch die Verschmelzung zweier Sterne in einem engen Doppelsternsystem.<ref>{{Literatur |Autor=Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh |Titel=The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.0826}}</ref>

== CSM-Modell ==
Eine normale [[Supernova#Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova|Kernkollapssupernova]] kann zusätzliche Energie freisetzen, wenn der Vorläuferstern ein [[Überriese]] oder ein [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher]] war. Diese Sterne haben vor ihrem gravitativen Kollaps erhebliche Mengen an Materie über Sternwinde verloren und die bei der Supernovaexplosion beschleunigte Materie kollidiert mit der zirkumstellaren Materie. Diese Art der Hypernova zeigt eine breitere Lichtkurve, da die zusätzliche Energie durch die Umwandlung von Bewegungsenergie in elektromagnetische Strahlung erst nach dem Explosionsvorgang erfolgt.
Sie zeigt auch die spektralen Eigenschaften von Supernovae des Typs IIn.<ref>{{Literatur |Autor=N. Smith, R. Chornock, W. Li, M. Ganeshalingam, J. M. Silverman, R. J. Foley, A. V. Filippenko, A. J. Barth |Titel=SN 2006tf: Precursor Eruptions amd the optically thick Regime of extremely Luminous Type IIn Supernovae |Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]] |Band=686 |Datum=2008 |Seiten=467–484 |DOI=10.1086/591021}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. Gal-Yam, D. C. Leonard |Titel=A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl |Sammelwerk=Nature |Band=458 |Datum=2009 |Seiten=865–867 |DOI=10.1038/nature07934}}</ref>

== Das Kollapsar-Modell ==
Das Kollapsar-Modell beschreibt Kernkollapssupernovae, aus denen ein [[Schwarzes Loch]] entsteht. Hierbei entsteht bei der Supernovaexplosion zunächst ein [[Neutronenstern|Protoneutronenstern]] und expandierende Materie. Die dabei freigesetzte Bewegungsenergie reicht jedoch nicht aus, um aus der Sternoberfläche auszubrechen, und die Materie fällt über eine [[Akkretionsscheibe]] zurück auf den [[Neutronenstern]], der daraufhin seine [[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze|stabile Massengrenze]] überschreitet und in ein Schwarzes Loch kollabiert. Rotiert der Vorläuferstern schnell genug, so können sich entlang der Rotationsachse relativistische [[Jet (Astronomie)|Jets]] bilden und aus dem Stern austreten.
Sind die Jets in Richtung der Erde ausgerichtet, so erscheinen sie als [[Gammablitz]]e.<ref>{{Literatur |Autor=S. I. Fujimoto, N. Nishimura, M. A. Hashimoto |Titel=Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=680 |Datum=2008 |Seiten=1350–1358 |DOI=10.1086/529416}}</ref>
Noch mehr Energie kann freigesetzt werden, wenn der Protoneutronenstern über ein Magnetfeld mit einer [[Magnetische Flussdichte|magnetischen Flussdichte]] von mehr als 1011 [[Tesla (Einheit)|Tesla]] (1015 [[Gauß (Einheit)|Gauß]]) verfügt. Der Zerfall des Magnetfelds kann Energien von bis zu einigen 1046 [[Joule]] (1053 [[Erg (Einheit)|Erg]]) freisetzen.<ref>{{Literatur |Autor=N. Bucciantini |Titel=Magnetars and Gamma Ray Bursts |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.2658}}</ref> Ebenfalls zu den Kollapsar-Modellen gehört eine Variante, wonach ein massereicher Stern direkt in ein Schwarzes Loch kollabiert und die zusätzliche Energie der Supernova aus der schnellen Akkretion von Materie in das Schwarze Loch generiert wird. In diesem Szenario ist der Vorläufer der Hypernova ein [[Blauer Überriese]], dessen Gravitationspotential verhindert, dass die Schockwelle der Supernova den größten Teil der Atmosphäre über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigt.<ref>{{Literatur |Autor=D. Vanbeveren, N. Mennekens, W. Van Rensbergen, C. De Loore |Titel=Blue supergiant progenitor models of Type II supernovae |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1212.4285}}</ref>

== Kernkollaps-Modelle ==
Die beobachteten Leuchtkräfte von Hypernovae können auch mit traditionellen [[Gravitationskollaps]]modellen simuliert werden. Dabei würden die Leuchtkräfte entstehen, wenn es den [[Stripped-Envelope Supernova]]e gelingt, mehr als 3,5 Sonnenmassen an 56Ni zu erzeugen und es sich um eine asymmetrische Supernovaexplosion in Richtung des Beobachters handelt. Nach rechnerischen Simulationen können Sterne mit einer Ursprungsmasse von mehr als 100 Sonnenmassen und einer [[Metallizität]], die gerade ausreicht, um ein Paarinstabilitätsereignis zu vermeiden, diese Menge an radioaktiven [[Nuklid]]en hervorbringen. Allerdings ist dies stark abhängig von der wenig bekannten [[Massenverlustrate]] kurz vor der Explosion als Supernova.<ref>{{Literatur |Autor=Takashi Yoshida, Shinpei Okita, Hideyuki Umeda |Titel=Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1312.7043v1}}</ref>

== Literatur ==
* [[Arnold Hanslmeier]]: ''Einführung in Astronomie und Astrophysik.'' 2. Auflage. Spektrum, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.

== Weblinks ==
* [https://www.astronews.com/news/artikel/2003/11/0311-009.shtml ''Gamma-Ray-Bursts: Neue Beweise für Hypernova-These''.] astronews.com, 13. November 2003.
* {{Alpha Centauri|213}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Supernova]]

Hypernova - Versionsgeschichte

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