Гіпернова (іноді також «колапсар») — це особливо енергійна наднова колапсу ядра. Спостереження та теоретичні моделі пов'язують такі події з дуже масивними зорями (), ядра яких безпосередньо колапсують у чорну діру і вивільняють енергію вибуху ерг, тобто приблизно в 10–100 разів більшу, ніж у типової наднової колапсу ядра.Astronomy Magazine (2023), Ask Astro: What are the differences between supernovae, kilonovae, and hypernovae?Гіпернові зорі. Українська Вікіпедія (станом на 2024 р.). Ці екстремальні умови істотно впливають на перебіг ядерних реакцій і, відповідно, на кінцевий хімічний склад викиду.

У наднових колапсу ядра та гіпернових речовина зорі за ударною хвилею нагрівається до дуже високих температур і зазнає явища вибухового нуклеосинтезу. Елементи піку заліза утворюються переважно в двох зонах, які розрізняють за максимальною температурою нагрітої речовини.Nomoto K. та ін. (2002), Hypernovae and their Nucleosynthesis, New Astronomy Reviews.Nomoto K., Maeda K., Umeda H. (2002), Hypernova Nucleosynthesis and Early Chemical Evolution, у зб. Chemical Enrichment of Intracluster and Intergalactic Medium, ASP Conf. Ser. 253.Hashimoto M., Nomoto K., Shigeyama T. (1989), Explosive nucleosynthesis in SN 1987A, Astronomy and Astrophysics.Thielemann F.-K., Nomoto K., Hashimoto M. (1996), Core-Collapse Supernovae and Their Ejecta, Astrophysical Journal.

за К відбувається повне горіння кремнію. Після радіоактивних розпадів ця зона дає великі кількості Co, Zn, V та певну кількість Cr (через ізотопи на кшталт , , , , які розпадаються до , , , );

за К має місце неповне горіння кремнію, продукти розпаду якого містять переважно Cr і Mn.

Детальні моделі вибуху для гіпернової з масою передвибухової зорі та енергією показують, що порівняно зі звичайною надновою з тієї самої маси масове відношення зони повного горіння кремнію до зони неповного горіння значно більше. Це зумовлює кілька характерних рис нуклеосинтезу в гіпернових.Umeda H., Nomoto K. (2002), Nucleosynthesis of Zinc and Iron-Peak Elements in Population III Type II Supernovae: Comparison with abundances of very metal-poor halo stars, Astrophysical Journal.

Зони як повного, так і неповного горіння кремнію зміщуються до більших масових координат. Більша відносна маса області повного горіння підвищує відношення [(Zn, Co, V)/Fe] і пригнічує [(Mn, Cr)/Fe] у викиді. Елементи, синтезовані в цих високотемпературних шарах (наприклад, , , , ), викидаються у значно більших кількостях, ніж у звичайних наднових. У зоні повного горіння кремнію в гіперновій нуклеосинтез відбувається за відносно нижчої густини (вищої ентропії). Це сприяє так званому альфа-багатому затуханню рівноваги й залишає більше для захоплення -частинок. У результаті особливо зростає вихід продуктів -захоплення, таких як , , , які розпадаються відповідно до , , . Горіння кисню відбувається в ширшій області через вищу кінетичну енергію вибуху. Більша частка O, C та Al переробляється у важчі -елементи — Si, S, Ar. Тому викид гіпернових зазвичай характеризується підвищеними відношеннями [Si/O], [S/O], [Ti/O] та [Ca/O] порівняно зі звичайними надновими.

Гіпернові та хімічна еволюція Галактики

Нуклеосинтез у гіпернових міг відіграти важливу роль на ранніх етапах хімічної еволюції Галактики. У найдавніші епохи міжзоряне середовище ще не було добре перемішане, тому металічність новоутвореної дуже металобідної зорі могла визначатися переважно одним попереднім вибухом наднової колапсу ядра.Audouze J., Silk J. (1995), The first generation of stars: first steps toward the chemical evolution of galaxies, Astrophysical Journal.

Формування металобідних зір гало зазвичай описують моделлю, у якій зоря народжується в газі, стисненому ударною хвилею попередньої наднової. У такому підході значення у наступному поколінні зір визначається (a) масою заліза, викинутою вибухом, і (b) кількістю навколозоряного або міжзоряного водню, захопленого й стисненого ударною хвилею.Ryan S. G., Norris J. E., Beers T. C. (1996), Extremely metal-poor stars. II. Elemental abundances and the early chemical enrichment of the Galaxy, Astrophysical Journal. Маса водню, що захоплюється ударною хвилею, приблизно пропорційна енергії вибуху .Shigeyama T., Tsujimoto T. (1998), Fossil imprints of the first-generation supernova ejecta in extremely metal-deficient stars, Astrophysical Journal Letters. Оскільки гіпернові мають більшу , але для даної маси зорі не викидають пропорційно більше заліза, відношення між масою викинутого Fe та енергією вибуху в них менше, ніж у звичайних наднових. Тому гіпернова збагачує більшу масу газу до нижчого значення , що сприяє утворенню дуже металобідних зір.

Сліди в металобідних зорях: Zn, Co, Mn, Cr

Закономірності у відносних вмістах елементів в надзвичайно металобідних зорях гало з дають важливу інформацію про характер перших вибухів наднових колапсу ядра.McWilliam A., Preston G. W., Sneden C., Searle L. (1995), Spectroscopic analysis of extremely metal-poor stars, Astronomical Journal.Norris J. E., Ryan S. G., Beers T. C. (2001), Extremely metal-poor stars. VIII. High-resolution, high S/N analysis of five stars with [Fe/H] < −3.5, Astrophysical Journal.Cayrel R., Depagne E., Spite M. та ін. (2004), First stars V. Abundance patterns from C to Zn and supernova yields in the early Galaxy, Astronomy and Astrophysics. Спостереження показують, що:

для відношення [Cr/Fe] та [Mn/Fe] зменшуються зі спаданням металічності, тоді як [Co/Fe] зростає; [Zn/Fe] близьке до сонячного для діапазону ,Sneden C., Gratton R. G., Crocker D. A. (1991), Trends in copper and zinc abundances for disk and halo stars, Astronomy and Astrophysics. але за дуже низьких металічностей [Zn/Fe] зростає до і вище.Primas F., Reimers D., Wisotzki L. та ін. (2000), Abundances in very metal-poor stars, у зб. The First Stars, Springer.

Такі тренди важко відтворити за допомогою стандартних наборів викидів звичайних наднових, проте вони природно пояснюються, якщо вагомий внесок у збагачення міжзоряного газу робили дуже енергійні вибухи — гіпернові. Більша масова частка зони повного горіння кремнію та посилене альфа-багате затухання у високоенергетичних моделях призводять до підвищених [(Zn, Co)/Fe] і знижених [(Mn, Cr)/Fe] у викиді.Nakamura T., Umeda H., Nomoto K., Thielemann F.-K., Burrows A. (1999), Nucleosynthesis in type II supernovae and the abundance pattern of metal-poor stars, Astrophysical Journal.Nakamura T., Umeda H., Iwamoto K. та ін. (2001), Explosion models of hypernovae and spectra of SN 1998bw and SN 1997ef, Astrophysical Journal. Необхідні умови включають:

відносно малу масову межу між колапсованим залишком і викидом (тобто у викид потрапляють глибші за масовою координатою шари); велику енергію вибуху , за якої зовнішня межа області повного горіння кремнію зміщується до більших ; імовірно, сильну асиметрію (струменеподібні, джетоподібні вибухи), яка піднімає глибокі, багаті на елементи піку заліза шари до високих швидкостей.Maeda K., Nomoto K. (2003), Jets and black holes in hypernova explosions, Progress of Theoretical Physics Supplement.

Розрахунки нуклеосинтезу показують, що моделі з енергією недовиробляють Zn відносно Fe, тоді як гіпернова-подібні вибухи з для масивних зір з масами близько 20–25 можуть забезпечити значення , узгоджені зі спостереженнями найметалобідніших зір.

Нікель та інші елементи піку заліза

Поведінка нікелю забезпечує додаткове обмеження на моделі вибухів. На відміну від Co та Zn, спостережуване відношення [Ni/Fe] у дуже металобідних зорях не демонструє виразної залежності від . Це пояснюється тим, що Ni ефективно синтезується як у зоні повного, так і в зоні неповного горіння кремнію.

Спостереження поглиначів типу демпфованих систем Лайман-α (DLA) також показують підвищені [Co/Fe], але не виражене зростання [Ni/Fe].Ellison S. L., Ryan S. G., Prochaska J. X. (2001), The first detection of cobalt in a damped Lyman-alpha system, Astrophysical Journal Letters. Моделі гіпернових здатні відтворити таку картину: у високоенергетичних вибухах вміст Co та Zn зростає сильніше, ніж вміст , тому [Co/Fe] і [Zn/Fe] збільшуються, тоді як [Ni/Fe] залишається близьким до сонячного. Це контрастує з низькоенергетичними моделями, де спроба отримати високі [Co/Fe] за рахунок дуже глибокого розташування масової межі призводить до надлишкового синтезу Ni, що суперечить спостереженням. Таким чином, спільний аналіз відношень Co–Zn–Ni у дуже металобідних зорях підтримує сценарій викидів, подібних до гіпернових.

Наднові з парною нестійкістю

Дуже масивні зорі населення III можуть завершувати еволюцію як наднові з парною нестійкістю (PISN), якщо їхні початкові маси перевищують приблизно . У таких вибухах відбувається термоядерне руйнування всієї зорі, і отримані картини нуклеосинтезу істотно відрізняються від моделей наднових колапсу ядра та гіпернових. Зокрема, PISN дають дуже низькі [Zn/Fe] (менше ніж −1.5), оскільки більшість елементів піку заліза формується в області неповного горіння кремнію, а частка матеріалу з повним горінням невелика.Umeda H., Nomoto K. (2002), First-generation black-hole-forming supernovae and the metal abundance pattern of a very iron-poor star, Nature. Оскільки ж надзвичайно металобідні зорі гало зазвичай демонструють, навпаки, підвищені [Zn/Fe] та [Co/Fe], PISN навряд чи були домінуючим джерелом металів у газі, з якого вони сформувалися.

У цілому детальні закономірності у вмістах елементів у дуже металобідних зорях — зокрема високі [Zn/Fe] та [Co/Fe] разом із низькими [Mn/Fe] та [Cr/Fe] — найкраще пояснюються припущенням, що значна частина найперших вибухів наднових колапсу ядра була гіперновими з великою енергією вибуху та, можливо, сильною асиметрією.

Примітки