ไอพีทีเอฟ14เอชแอลเอส

Supernova iPTF14hls ก่อนและหลังการตรวจจับ
ข้อมูลการสังเกตEpoch J2000 [ 1 ]       Equinox
กลุ่มดาว	กลุ่มดาวหมีใหญ่
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	09:20 น. 34:30 วินาที[ 1 ]​
การลดลง	+50° 41′ 46.80″ [ 1 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	17.716 (R) [ 1 ]
ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่ง
ระยะทาง	156,200,000  pc (509,000,000  ly ) [ 1 ]  pc
การอ้างอิงฐานข้อมูล
ซิมบาด	ข้อมูล

iPTF14hlsเป็น ดาว ซูเปอร์โนวา ที่ผิดปกติ ซึ่งปะทุอย่างต่อเนื่องเป็นเวลาประมาณ 1,000 วัน เริ่มตั้งแต่เดือนกันยายน พ.ศ. 2557 ^{[ 2 ]}ก่อนที่จะกลายเป็นเนบิวลาที่เหลืออยู่^{[ 3 ]} ก่อนหน้านี้เคยปะทุมาแล้วในปี พ.ศ. 2497 ^{[ 4 ]}ไม่มีทฤษฎีหรือสมมติฐานใดที่สามารถอธิบายทุกแง่มุมของวัตถุนี้ได้อย่างครบถ้วน

ดาว iPTF14hls ถูกค้นพบในเดือนกันยายน พ.ศ. 2557 โดยIntermediate Palomar Transient Factory [ ^{5 ]}และถูกเปิดเผยต่อสาธารณะเป็นครั้งแรกในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2557 โดย^การสำรวจ CRTS ^{[ 6 ]}ในชื่อ CSS141118:092034+504148 ^{[ 7 ]}จากข้อมูลดังกล่าว จึงได้รับการยืนยันว่าเป็นดาวระเบิดในเดือนมกราคม พ.ศ. 2558 ^{[ 8 ] [ 4 ]}ในขณะนั้นคิดว่าเป็นเหตุการณ์ซูเปอร์โนวาครั้งเดียว ( ประเภท II-P ) ที่จะหรี่ลงในเวลาประมาณ 100 วัน แต่กลับกลายเป็นว่ามันยังคงปะทุต่อไปอีกประมาณ 1,000 วัน^{[ 3 ]}ในขณะที่ความสว่างผันผวนอย่างน้อยห้าครั้ง^{[ 1 ]}ความสว่างเปลี่ยนแปลงมากถึง 50% ^{[ 4 ]}โดยผ่านจุดสูงสุดห้าจุด^{[ 5 ]}นอกจากนี้ แทนที่จะเย็นลงตามเวลาอย่างที่คาดไว้สำหรับซูเปอร์โนวาประเภท II-Pวัตถุนี้ยังคงรักษาอุณหภูมิเกือบคงที่ที่ประมาณ 5000–6000 K ^{[ 1 ]}การตรวจสอบภาพถ่ายในอดีตพบภาพหนึ่งจากปี 1954 ที่แสดงการระเบิดในตำแหน่งเดียวกัน^{[ 4 ]}นับตั้งแต่ปี 1954 ดาวดวงนี้ได้ระเบิดไปแล้วหกครั้ง^{[ 9 ]}

หัวหน้าผู้ตรวจสอบ^{[ 10 ]}คือIair Arcaviทีมงานนานาชาติของเขาใช้ Low-Resolution Imaging Spectrometer (LRIS) บนกล้องโทรทรรศน์ Keck Iเพื่อรับสเปกตรัมของกาแล็กซีเจ้าบ้านของดาวฤกษ์ และ Deep Imaging and Multi-Object Spectrograph (DEIMOS) บน Keck II เพื่อรับสเปกตรัมความละเอียดสูงของซูเปอร์โนวาที่ผิดปกติ^{[ 11 ]}

กาแล็กซีเจ้าบ้านของ iPTF14hls เป็นกาแล็กซีแคระ ที่กำลังสร้างดาวฤกษ์ ซึ่งบ่งชี้ถึงปริมาณโลหะต่ำ และการดูดกลืนเส้นเหล็กที่อ่อนแอที่เห็นในสเปกตรัมของซูเปอร์โนวานั้นสอดคล้องกับดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่มีโลหะต่ำ^{[ 1 ]}การศึกษานี้ประมาณการว่าดาวฤกษ์ที่ระเบิดนั้นมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 50 เท่า^{[ 12 ]}นักวิจัยยังตั้งข้อสังเกตอีกว่าอัตราการขยายตัวของเศษซากนั้นช้ากว่าซูเปอร์โนวาอื่นๆ ที่รู้จักถึง 6 เท่า ราวกับว่ากำลังระเบิดอย่างช้าๆ อย่างไรก็ตาม หากเป็นเพราะการยืดเวลาเชิงสัมพัทธภาพ สเปกตรัมก็จะเลื่อนไปทางสีแดงด้วยปัจจัยเดียวกันคือ 6 ซึ่งไม่สอดคล้องกับการสังเกตการณ์ของพวกเขา^{[ 1 ]}ในปี 2017 ความเร็วการขยายตัวถูกจำกัดไว้ที่ประมาณ1,000  กม . /วินาที^{[ 13 ] [ 14 ]}

ทีมของ Arcavi ยังคงติดตามวัตถุในย่านความถี่อื่นๆ ของสเปกตรัมโดยร่วมมือกับกล้องโทรทรรศน์และหอดูดาวนานาชาติเพิ่มเติม^{[ 15 ]}สิ่งอำนวยความสะดวกเหล่านี้รวมถึงกล้องโทรทรรศน์ออปติคอลนอร์ดิก และ กล้องโทรทรรศน์อวกาศSwiftของ NASA กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมา Fermi [ ^{16 ]}ในขณะที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Hubbleเริ่มถ่ายภาพตำแหน่งดังกล่าวในเดือนธันวาคม^{2017 [ 15 ] [ 17 ]}

^{iPTF14hls เป็นเหตุการณ์ต่อเนื่องจนถึงปี 2018 เมื่อหลังจากผ่านไปประมาณ 1,000 วัน แสงของ เหตุการณ์}นี้ลดลงอย่างมาก แต่เหตุการณ์ยังคงมองเห็นได้^{[ 3 ]}และภายในเดือนพฤศจิกายน 2018 สเปกตรัมของเหตุการณ์นี้ได้กลายเป็นเนบิวลาที่เหลืออยู่ [ ^{3 ]}ภาพความละเอียดสูงของเฟสล่าสุดนี้ได้รับจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในช่วงวัฏจักรที่ 25 (1 ตุลาคม 2017 ถึง 30 กันยายน 2018) ^{[ 3 ]}

ทฤษฎีปัจจุบันคาดการณ์ว่าดาวฤกษ์จะใช้ไฮโดรเจนทั้งหมดในการระเบิดซูเปอร์โนวาครั้งแรก และขึ้นอยู่กับขนาดเริ่มต้นของดาวฤกษ์ ส่วนที่เหลือของแกนกลางควรจะก่อตัวเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ [ ^{1 ] [ 5 ] [ 4 ] อย่างไรก็ตาม} กลไกเหล่านี้ไม่สามารถจำลองเส้นโค้งแสงที่สังเกตได้ซึ่งมีช่วงราบสว่างยาวมากและยอดสว่างหลายยอด^{[ 17 ] [ 18 ]}ไม่มีสมมติฐานใดที่ตีพิมพ์ก่อนต้นปี 2018—สามสมมติฐานแรกที่ระบุไว้ด้านล่าง—ที่สามารถอธิบายการคงอยู่ของไฮโดรเจนหรือพลังงานที่สังเกตได้^{[ 19 ] [ 20 ]}ตามที่ Iair Arcavi กล่าว การค้นพบนี้ต้องการการปรับปรุงสถานการณ์การระเบิดที่มีอยู่ หรือการพัฒนาสถานการณ์ใหม่ที่สามารถ: ^{[ 1 ]}

1. สร้าง สเปกตรัมลักษณะเดียวกันกับซูเปอร์โนวาประเภท IIP ทั่วไป แต่มีวิวัฒนาการที่ช้าลงถึง 6-10 เท่า
2. ให้พลังงานเพื่อยืด ระยะเวลาของ เส้นโค้งแสงออกไปประมาณ 6 เท่า โดยไม่ก่อให้เกิดลักษณะสเปกตรัมเส้นแคบหรือการปล่อยคลื่นวิทยุและรังสีเอ็กซ์ ที่รุนแรง ซึ่งบ่งชี้ถึงปฏิสัมพันธ์ ของ สสารรอบดาวฤกษ์
3. ทำให้เกิดยอดอย่างน้อยห้ายอดในกราฟความสว่าง
4. แยกโฟโตสเฟียร์ ที่ก่อตัวเป็นเส้นสเปกตรัมที่อนุมานได้ออก จากโฟโตสเฟียร์ต่อเนื่อง และ
5. รักษาเฟสโฟโตสเฟียร์ที่มีการไล่ระดับความเร็วเส้นคงที่ได้นานกว่า 600 วัน

สมมติฐานหนึ่งเกี่ยวข้องกับการเผาไหม้ปฏิสสารในแกนกลางของดาวฤกษ์^{[ 5 ]}สมมติฐานนี้กล่าวว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะร้อนจัดในแกนกลางจนพลังงานถูกแปลงเป็นสสารและปฏิสสาร ทำให้ดาวฤกษ์ไม่เสถียรอย่างมาก และเกิดการปะทุที่สว่างจ้าซ้ำๆ กันเป็นระยะเวลาหลายปี^{[ 21 ]}ปฏิสสารที่สัมผัสกับสสารจะทำให้เกิดการระเบิดที่พัดเอาชั้นนอกของดาวฤกษ์ออกไป เหลือเพียงแกนกลางไว้ กระบวนการนี้สามารถเกิดขึ้นซ้ำได้เป็นเวลาหลายทศวรรษก่อนที่จะเกิดการระเบิดครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายและยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำ^{[ 12 ]}

สมมติฐานอีกประการหนึ่งคือซูเปอร์โนวาแบบพัลเซชันนัล-ความไม่เสถียรของคู่ซึ่งดาวฤกษ์ขนาดใหญ่อาจสูญเสียมวลไปประมาณครึ่งหนึ่งก่อนที่จะเกิดพัลส์รุนแรงหลายระลอก^{[ 1 ] [ 19 ]}ในแต่ละพัลส์ วัสดุที่พุ่งออกจากดาวฤกษ์สามารถไล่ทันวัสดุที่ถูกขับออกมาก่อนหน้านี้ ทำให้เกิดแสงวาบสว่างเมื่อชนกัน จำลองการระเบิดเพิ่มเติม (ดูซูเปอร์โนวาปลอม ) อย่างไรก็ตาม พลังงานที่ปล่อยออกมาจากซูเปอร์โนวา iPTF14hls นั้นมากกว่าที่ทฤษฎีคาดการณ์ไว้^{[ 12 ]}

แบบจำลอง แมกเนตาร์ยังสามารถอธิบายคุณสมบัติที่สังเกตได้หลายอย่าง แต่ให้เส้นโค้งแสงที่ราบเรียบและอาจต้องใช้ความแรงของสนามแม่เหล็กที่เปลี่ยนแปลงไป^{[ 20 ] [ 22 ]}

Jennifer E AndrewsและNathan Smithตั้งสมมติฐานว่าสเปกตรัมแสงที่สังเกตได้เป็นสัญญาณที่ชัดเจนของการปฏิสัมพันธ์ของคลื่นกระแทกของวัสดุที่ถูกขับออกมากับวัสดุรอบดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูง (CSM) พวกเขาเสนอว่าพลังงานการระเบิดทั่วไปที่มีการปฏิสัมพันธ์กับ CSM ที่ "ห่อหุ้ม" หรือ "กลืนกิน" ดังที่เห็นในซูเปอร์โนวาบางดวงเมื่อเร็ว ๆ นี้ รวมถึงSN 1998S , SN 2009ipและSN 1993Jอาจ "อธิบายวิวัฒนาการที่แปลกประหลาดของ iPTF14hls" ได้^{[ 23 ]}

ในเดือนธันวาคม 2017 ทีมงานที่ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศเฟอร์มิแกมมาเรย์รายงานว่าพวกเขาอาจตรวจพบการปล่อยรังสีแกมมาพลังงานสูงจากซูเปอร์โนวาใน iPTF14hls เป็นครั้งแรก^{[ 16 ]}แหล่งกำเนิดรังสีแกมมาปรากฏขึ้นประมาณ 300 วันหลังจากการระเบิดของ iPTF14hls และยังคงสามารถสังเกตได้ แต่จำเป็นต้องมีการสังเกตเพิ่มเติมเพื่อตรวจสอบว่า iPTF14hls เป็นแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาที่สังเกตได้จริงหรือไม่^{[ 16 ]}หากความสัมพันธ์ระหว่างแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาและ iPTF14hls เป็นจริง ก็จะมีปัญหาในการสร้างแบบจำลองการปล่อยรังสีแกมมาในกรอบของการเร่งอนุภาคในคลื่นกระแทกที่เกิดจากสสารที่ถูกพุ่งออกมาจากซูเปอร์โนวา ประสิทธิภาพการแปลงพลังงานต้องสูงมาก ดังนั้นจึงแนะนำว่า อาจจำเป็นต้องมี เจ็ต (การปล่อยแบบไม่สมมาตร) จากดาวคู่ใกล้เคียงเพื่ออธิบายข้อมูลที่สังเกตได้บางส่วน^{[ 16 ]}ไม่พบการปล่อยรังสีเอ็กซ์ ซึ่งทำให้การตีความการปล่อยรังสีแกมมาเป็นงานที่ยากลำบาก ^{[ 24 ]}

สมมติฐานนี้เสนอซูเปอร์โนวาเจ็ตซองร่วม (CEJSN) ปลอมที่เกิดจากดาวนิวตรอนคู่หู โดยเสนอ "การระเบิดชั่วคราวซ้ำๆ ประเภทใหม่ที่เริ่มต้นโดยดาวนิวตรอนเข้าไปในซองของดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้ว ดูดซับวัสดุซองและต่อมาปล่อยเจ็ตออกมาซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับสิ่งแวดล้อม" ^{[ 25 ] [ 26 ]}มวลที่ถูกพุ่งออกมาอาจมีความเร็วถึง10,000 กม./วินาทีแม้ว่าจะไม่ใช่ซูเปอร์โนวา^{[ 25 ]}

ทีมหนึ่งเสนอความเป็นไปได้ว่าการขยายตัวช้าที่สังเกตได้อาจเป็นผลมาจากการสะสมตัวแบบตกกลับ และได้นำเสนอแบบจำลอง^{[ 3 ] [ 27 ]}

การไหลออกในระยะยาวที่คล้ายกับลมดาวฤกษ์ที่มีอัตราการสูญเสียมวลแปรผันได้ แทนที่จะเป็นการระเบิดอย่างฉับพลันเหมือนซูเปอร์โนวา อาจเข้ากับข้อมูลเส้นโค้งแสงไม่เพียงแต่ของ iPTF14hls เท่านั้น แต่ยังรวมถึงEta Carinaeด้วย การสังเกตการณ์อาจเป็นผลมาจากลมที่รุนแรงจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก^{[ 28 ]}

• อีตา คาริเนดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่กำลังเกิดการปะทุในลักษณะเดียวกัน

• ดาวดวงนี้ไม่ยอมดับ แม้หลังจากระเบิดแล้วก็ตาม - engadget
• ดาราที่โด่งดังขึ้นมาเล็กน้อย...แล้วก็โด่งดังอย่างมาก - SyFyWire