iPTF14hls je neobvyklá supernova typu II v souhvězdí Velké medvědice, objevená v září 2014. Vyznačovala se mimořádně dlouhým vývojem jasnosti a opakovaným zjasňováním. Byla sledována více než tři roky; přibližně tisíc dnů po objevu začala prudce slábnout. Pro vysvětlení jejího chování byly navrženy různé modely exploze a ztráty hvězdné hmoty.

Objev a prostředí Objekt zachytila 22. září 2014 přehlídka intermediate Palomar Transient Factory pomocí dalekohledu Samuela Oschina na observatoři Palomar. Při objevu měl zdánlivou hvězdnou velikost (17,716±0,033) mag v pásmu R. Pod označením CSS141118:092034+504148 byl na základě spektra pořízeného 8. ledna 2015 klasifikován jako supernova typu II-P; oznámení vyšlo 11. ledna.

Supernova leží v malé galaxii s probíhající tvorbou hvězd. Jejímu rudému posuvu z = 0,0344 odpovídá v použitém kosmologickém modelu svítivostní vzdálenost přibližně 156 Mpc, tedy asi 509 milionů světelných let. Hostitelská galaxie má hmotnost srovnatelnou s Malým Magellanovým oblakem a je mírně chudší na prvky těžší než helium.

Pozorovaný vývoj náhled|vlevo|320px|Vývoj jasnosti iPTF14hls v pásmu g v letech 2014–2018. Nižší hodnota magnitudy znamená vyšší jasnost. Namísto přibližně stodenní fáze téměř stálé jasnosti, obvyklé u supernov typu II-P, zůstala iPTF14hls jasná déle než 600 dnů. Její světelná křivka vykázala nejméně pět výrazných maxim. Spektrum s čarami vodíku se vyvíjelo přibližně šestkrát až desetkrát pomaleji než u běžných supernov tohoto typu. Teplota odvozená z optického záření se po většinu prvních 700 dnů držela kolem 5 400 K.

Pozorování pokračovala do jara 2018. Po přibližně 1 000 dnech se pokles jasnosti výrazně zrychlil. V pozdních spektrech převládly emisní čáry, tedy známky takzvané nebulární fáze, kdy se rozpínající vyvržený materiál stává opticky řidším a spektrum umožňuje zkoumat hlubší vrstvy ejekty.

Možné zjasnění v roce 1954 Na archivním snímku přehlídky Palomar Observatory Sky Survey z 23. února 1954 byl na stejném místě nalezen zdroj, který na srovnávacím snímku z roku 1993 chyběl. Formální statistická významnost zjasnění činila pouze 2,2 σ a vyhodnocení komplikovaly vlastnosti fotografických desek. Autoři proto událost označili za možnou dřívější erupci.

Navržená vysvětlení Odhady hmotnosti výchozí hvězdy závisejí na modelu: ve výpočtech byly zkoušeny počáteční hmotnosti kolem 20 i přes 100 hmotností Slunce. Mezi zvažované mechanismy patří:

Interakce s okolní hmotou. Vyvržený materiál se sráží s plynem, který hvězda odvrhla již před explozí. Rozdíly v hustotě tohoto materiálu byly navrženy jako možné vysvětlení opakovaných zjasnění. Andrewsová a Smith vyložili pozdní profil čáry Hα jako známku takové interakce, patrně s materiálem uspořádaným do disku nebo prstence. Pulzační párová nestabilita. Vznik párů elektronů a pozitronů v nitru velmi hmotné hvězdy může vyvolat nestabilitu a opakované odvrhování vrstev hmoty před konečným kolapsem. Vzájemné srážky těchto vrstev vytvářejí dlouhotrvající záření. Některé modely dokážou zahrnout i erupci desetiletí před hlavní událostí, mají však potíže s vysvětlením všech pozorovaných rychlostí a spektrálních vlastností. Dodatečný zdroj energie v nitru. Záření by mohl dlouhodobě napájet magnetar, rychle rotující neutronová hvězda se silným magnetickým polem. Prudké pozdní slábnutí však představuje problém pro jednoduché modely takového zdroje i pro modely akrece zpětně dopadajícího materiálu. Dlouhodobý odtok hmoty. Moriya a spoluautoři navrhli alternativní výklad jako mimořádně silný, proměnlivý hvězdný vítr. V tomto modelu může velmi hmotná hvězda přežít; autoři přirovnali průběh zjasnění k velké erupci Éty Carinae. Jde o navržený scénář, nikoli potvrzení přežití původní hvězdy.

Odkazy Reference

Kategorie:Supernovy Kategorie:Souhvězdí Velké medvědice