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ハイパーノバは、極めてエネルギーの高い超新星であり、極端な中心核崩壊シナリオによって発生すると考えられています。この場合、質量が巨大な星（太陽質量の30倍以上）が崩壊して回転するブラックホールを形成し、そこから2つの天体ジェットが放出され、降着円盤に囲まれます。ハイパーノバは、異常に高い運動エネルギーを持つ物質を放出する恒星爆発の一種で、その運動エネルギーはほとんどの超新星よりも1桁高く、光度は少なくとも10倍です。ハイパーノバは非常に強いガンマ線を放出するため、しばしばIc型超新星に似ていますが、非常に高い膨張速度を示す異常に広いスペクトル線を持っています。ハイパーノバは、2秒から1分以上に及ぶ長時間のガンマ線バースト（GRB）を生成するメカニズムの1つです。ハイパーノバは超高輝度超新星とも呼ばれますが、この分類には、起源の異なる他のタイプの極めて高輝度の恒星爆発も含まれます。
1980年代には、ハイパーノバという用語は、現在ペア不安定型超新星として知られる理論上のタイプの超新星を説明するために使用されていました。これは、典型的な中心核崩壊型超新星と比較して、爆発のエネルギーが極めて高いことを指していました。[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]この用語は、以前は、初期宇宙の極めて質量の大きい種族III星であるハイパージャイアント[ 5 ]や、ブラックホールの合体[ 6 ]などのさまざまな現象からの仮想的な爆発を説明するために使用されていました。
1997年2月、オランダとイタリアの共同衛星BeppoSAXは、 GRB 970508を約60億光年離れたかすかな銀河まで追跡することに成功した。 [ 7 ]ブルームらは、GRB 970508とその宿主銀河の両方の分光データを分析した結果、1998年にハイパーノバが原因である可能性が高いと結論付けた。[ 7 ]同年、ポーランドの天文学者ボフダン・パチンスキーは、ハイパーノバを高速回転する星からの超新星としてより詳細に仮説立てた。[ 8 ]
20世紀後半からハイパーノバという用語が使われるようになってから、異常に大きな運動エネルギーを持つ超新星を指すように定義が洗練されてきた。 [ 9 ] 最初に観測されたハイパーノバはSN 1998bwで、標準的なIb型超新星の100倍の光度を持っていた。[ 10 ] この超新星はガンマ線バースト（GRB）と関連付けられた最初の超新星であり、通常の超新星よりも1桁大きいエネルギーを持つ衝撃波を生成した。他の科学者は、これらの天体を単に広線型Ic型超新星と呼ぶことを好む。[ 11 ] それ以来、この用語はさまざまな天体に適用されてきたが、そのすべてが標準的な定義を満たしているわけではない。たとえばASASSN-15lhなどである。[ 12 ]
2023年に、中赤外線からX線波長にかけて非常に強い放射と全体的なエネルギーを持つ、高エネルギーの非クエーサー過渡現象AT2021lwxの観測結果が発表された。1.5 × 10 46ジュール 。[ 13 ] この天体はハイパーノバではないと考えられており、代わりに巨大なガス雲が巨大なブラックホールに吸収されている可能性が高い。この現象には、Zwicky Transient Facilityによって「ZTF20abrbeie」というランダムな名前も付けられた。この名前と現象の激しさから「Scary Barbie」というニックネームが付けられ、主流メディアの注目を集めた。
ハイパーノバは、噴出物の運動エネルギーが約 100 メートル以上である超新星であると考えられている。10 45 ジュールで、典型的な中心核崩壊型超新星よりも桁違いに大きい。放出されるニッケルの質量は大きく、放出速度は光速の 99% に達する。これらは通常 Ic 型であり、一部は長時間のガンマ線バーストを伴う。これらの現象によって放出される電磁エネルギーは、他の Ic 型超新星と同程度から、 SN 1999asのような既知の最も明るい超新星のいくつかまで変化する。[ 14 ] [ 15 ]
典型的なハイパーノバであるSN 1998bwはGRB 980425と関連していた。そのスペクトルには水素も明確なヘリウムの特徴もなかったが、強いシリコン線によってIc型超新星であることが特定された。主吸収線は極めて広がり、光度曲線は非常に急速な増光期を示し、 16日目にはIa型超新星の明るさに達した。放出された総質量は約10 M☉で、放出されたニッケルの質量は約0.4 M☉であった。[ 14 ] GRBに関連するすべての超新星は、ハイパーノバの特徴である高エネルギー放出物を示している。[ 16 ]
超新星爆発のモデルは、放出物へのエネルギーの効率的な伝達に焦点を当てています。通常の中心核崩壊型超新星爆発では、崩壊する中心核で生成されたニュートリノの99%が物質の放出を引き起こすことなく脱出します。超新星の起源となる天体の回転によってジェットが駆動され、爆発から物質が光速に近い速度で加速されると考えられています。連星系は、恒星の外層を剥ぎ取って炭素-酸素の核を露出させる方法と、超新星爆発を引き起こすのに必要なスピン条件を誘発する方法の両方において、ますます研究されるようになっています。
崩壊星モデルは、重力崩壊した天体、つまりブラックホールを生成する超新星の一種を説明する。 「崩壊星」の略である「崩壊星」という言葉は、かつては恒星の重力崩壊の最終生成物である恒星質量ブラックホールを指すのに使われていた。現在では、この言葉は高速回転する星の崩壊に関する特定のモデルを指すのに使われることもある。中心核が太陽質量の少なくとも約15倍（M☉）の恒星で中心核崩壊が起こると（ただし、化学組成と回転速度も重要）、爆発エネルギーは恒星の外層を吹き飛ばすには不十分であり、目に見える超新星爆発を起こすことなくブラックホールに崩壊する。
このレベルよりわずかに低い中心質量（ 5～15 M☉の範囲）を持つ恒星は超新星爆発を起こしますが、放出された質量の大部分が中心残骸に落下するため、ブラックホールに崩壊します。このような恒星がゆっくり回転している場合は、かすかな超新星が発生しますが、恒星が十分に速く回転している場合は、ブラックホールへの落下によって相対論的ジェットが発生します。これらの強力なジェットは恒星物質を突き進み、強い衝撃波を発生させ、新たに形成された56 Niの激しい風が降着円盤を吹き飛ばし、ハイパーノバ爆発を引き起こします。放出された56 Ni の放射性崩壊により、可視の爆発は標準的な超新星よりもはるかに明るくなります。[ 18 ]ジェットはまた、高エネルギー粒子とガンマ線を直接外側にビームし、それによってX 線またはガンマ線バーストを生成します。ジェットは数秒以上続くことがあり、長時間のガンマ線バーストに対応するが、短時間のガンマ線バーストを説明するものではないようだ。[ 19 ] [ 20 ]
Ic型超新星の、水素やヘリウムがほとんど含まれていない炭素酸素星である剥ぎ取られた前駆星を生成するメカニズムは、かつては極めて進化した大質量星、例えば濃密な恒星風によって外層がすべて吹き飛ばされたWO型ウォルフ・ライエ星であると考えられていた。しかし、観測ではそのような前駆星は検出されていない。前駆星が実際には別の種類の天体であることはまだ決定的に証明されていないが、いくつかの事例は、低質量の「ヘリウム巨星」が前駆星であることを示唆している。これらの星は、恒星風だけで外層を吹き飛ばすほど質量が大きくなく、連星伴星への質量移動によって剥ぎ取られる。ヘリウム巨星はIb型超新星の前駆星としてますます有力視されているが、Ic型超新星の前駆星はまだ不明である。[ 21 ]
ガンマ線バーストを生成するメカニズムとして提案されているものの一つに、重力崩壊によるものがあります。これは、炭素と酸素の核が剥ぎ取られた近傍の伴星の核崩壊によって、中性子星がブラックホールへと崩壊する現象です。この中性子星の崩壊によって、単一の星ではモデル化が困難であったジェットや高エネルギー噴出物の形成が可能になります。 [ 22 ]