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<!DOCTYPE html>

<title>Hypernova</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Hypernova</span></h1>

</header>

</div>

<p>Eine <b>Hypernova</b> ist eine <a href="Supernova" title="Supernova">Supernova</a> mit einer <a href="Elektromagnetische_Welle" title="Elektromagnetische Welle">elektromagnetisch abgestrahlten</a> Energie von mehr als 10<sup>45</sup> <a href="Joule" title="Joule">Joule</a> unter Annahme einer räumlich <a href="Isotropstrahler" title="Isotropstrahler">isotropen Abstrahlung</a>. Eine Hypernova stellt das obere Ende der superleuchtkräftigen oder superhellen Supernovae dar.<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Eigenschaften">Eigenschaften</h2></div>

<p>Hypernovae werden nach ihren <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurven</a> und spektralen Eigenschaften in drei Klassen unterteilt<sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>:

</p>

<ul><li>Beim Typ I zeigen sich keine Spuren von Wasserstoff in ihren Spektren.</li>

<li>Beim Typ II kann dagegen Wasserstoff in den Spektren während der Explosion nachgewiesen werden.</li>

<li>Beim Typ R kann der Schwanz der Lichtkurve durch den <a href="Radioaktivit%C3%A4t" title="Radioaktivität">radioaktiven Zerfall</a> durch eine ungewöhnlich große Menge von <sup>56</sup><a href="Nickel" title="Nickel">Ni</a> beschrieben werden. Die benötigte Menge liegt in der Größenordnung von fünf <a href="Sonnenmasse" title="Sonnenmasse">Sonnenmassen</a>.</li></ul>

<p>Im Vergleich zu Kernkollapssupernovae treten Hypernovae sehr selten auf, wobei auf jede Hypernova 1.000 bis 10.000 <a href="Supernova#Kernkollaps" title="Supernova">Kernkollapssupernovae</a> kommen. Sie werden fast exklusiv in kleinen Galaxien mit hohen Sternentstehungsraten ähnlich den <a href="Magellansche_Wolken" title="Magellansche Wolken">Magellanschen Wolken</a> beobachtet.

</p><p>Im Jahr 2023 wurde die Beobachtung des hochenergetischen Ereignisses <a href="AT_2021lwx" title="AT 2021lwx">AT 2021lwx</a> mit einer extrem starken Emission von <a href="Infrarotstrahlung" title="Infrarotstrahlung">Mittelinfrarot</a>- bis <a href="R%C3%B6ntgenstrahlung" title="Röntgenstrahlung">Röntgen</a>-Wellenlängen einer Gesamtenergie von 1,5 x 10<sup>46</sup> <a href="Joule" title="Joule">Joule</a> veröffentlicht. Hierbei handelte es sich vermutlich um den durch ein <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzes Loch</a> verursachten <a href="Gravitationskollaps" title="Gravitationskollaps">Gravitationskollaps</a> einer gigantischen <a href="Gaswolke" title="Gaswolke">Gaswolke</a>.<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Paarinstabilitätssupernova"><span id="Paarinstabilit.C3.A4tssupernova"></span>Paarinstabilitätssupernova</h2></div>

<p>Der Begriff <i>Hypernova</i> ist zum ersten Mal von Woosley & Weaver<sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> verwendet worden, um das heute als <a href="Supernova#Paarinstabilitäts-Supernova" title="Supernova">Paarinstabilitätssupernova</a> bekannte Phänomen zu beschreiben. Dabei erreichen sehr massereiche Sterne, mit Massen von mehr als 100 oder – je nach Quelle – auch 150 <a href="Sonnenmasse" title="Sonnenmasse">Sonnenmassen</a>, in ihrem Kern eine Temperatur von mehr als 10<sup>10</sup> <a href="Kelvin" title="Kelvin">Kelvin</a>. Nach dem zentralen <a href="Kohlenstoffbrennen" title="Kohlenstoffbrennen">Kohlenstoffbrennen</a> setzt hier ein Prozess der Paarinstabilität ein, wenn sich extrem energiereiche <a href="Photon" title="Photon">Photonen</a> in <a href="Elektron" title="Elektron">Elektron</a>-<a href="Positron" title="Positron">Positron</a>-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 <a href="Strahlungsdruck" title="Strahlungsdruck">Strahlungsdruck</a> als Gegenwirkung zur Schwerkraft aber wegfällt.

Je nach Masse wird der Stern dadurch entweder komplett zerrissen oder zu einem <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzen Loch</a>.

Dabei können bis zu 50 Sonnenmassen an <sup>56</sup>Ni entstehen, dessen <a href="Radioaktivit%C3%A4t" title="Radioaktivität">radioaktiver Zerfall</a> die wesentliche Energiequelle für die in der <a href="Lichtkurve" title="Lichtkurve">Lichtkurve</a> dargestellte, von der Hypernova abgestrahlte Energie ist.

Es können Energiemengen von bis zu 10<sup>46</sup> Joule freigesetzt werden.<sup id="cite_ref-5" class="reference"><a href="#cite_note-5"><span class="cite-bracket">[</span>5<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<p>Die Paarinstabilitätssupernovae sind besonders häufig in der <a href="Population_(Astronomie)" title="Population (Astronomie)">Population</a> III aufgetreten.

Dies sind die ersten Sterne, die sich aus den drei Elementen (Wasserstoff, Helium und Lithium) der <a href="Primordiale_Nukleosynthese" title="Primordiale Nukleosynthese">primordialen Nukleosynthese</a> oder aus der ersten nachfolgenden Generation gebildet haben.

Im Gegensatz zur heutigen Population I begrenzte die verschwindend geringe <a href="Metallizit%C3%A4t" title="Metallizität">Metallizität</a> die Intensität des durch den <a href="Strahlungsdruck" title="Strahlungsdruck">Strahlungsdruck</a> verursachten <a href="Sternwind" title="Sternwind">Sternwinds</a> und damit die Massenobergrenze der <a href="Blauer_Riese" title="Blauer Riese">Blauen Riesen</a> nicht bei ungefähr 150 Sonnenmassen. Deshalb sind Hypernovae in Form von Paarinstabilitätssupernovae im frühen Universum viel häufiger aufgetreten.<sup id="cite_ref-6" class="reference"><a href="#cite_note-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

Heute entstehen so massereiche Sterne überwiegend durch die Verschmelzung zweier Sterne in einem engen Doppelsternsystem.<sup id="cite_ref-7" class="reference"><a href="#cite_note-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="CSM-Modell">CSM-Modell</h2></div>

<p>Eine normale <a href="Supernova#Kernkollaps-_oder_hydrodynamische_Supernova" title="Supernova">Kernkollapssupernova</a> kann zusätzliche Energie freisetzen, wenn der Vorläuferstern ein <a href="%C3%9Cberriese" class="mw-redirect" title="Überriese">Überriese</a> oder ein <a href="Leuchtkr%C3%A4ftiger_Blauer_Ver%C3%A4nderlicher" title="Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher">Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher</a> 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.<sup id="cite_ref-8" class="reference"><a href="#cite_note-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-9" class="reference"><a href="#cite_note-9"><span class="cite-bracket">[</span>9<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Das_Kollapsar-Modell">Das Kollapsar-Modell</h2></div>

<p>Das Kollapsar-Modell beschreibt Kernkollapssupernovae, aus denen ein <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarzes Loch</a> entsteht. Hierbei entsteht bei der Supernovaexplosion zunächst ein <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Protoneutronenstern</a> und expandierende Materie. Die dabei freigesetzte Bewegungsenergie reicht jedoch nicht aus, um aus der Sternoberfläche auszubrechen, und die Materie fällt über eine <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">Akkretionsscheibe</a> zurück auf den <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a>, der daraufhin seine <a href="Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze" title="Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze">stabile Massengrenze</a> überschreitet und in ein Schwarzes Loch kollabiert. Rotiert der Vorläuferstern schnell genug, so können sich entlang der Rotationsachse relativistische <a href="Jet_(Astronomie)" title="Jet (Astronomie)">Jets</a> bilden und aus dem Stern austreten.

Sind die Jets in Richtung der Erde ausgerichtet, so erscheinen sie als <a href="Gammablitz" title="Gammablitz">Gammablitze</a>.<sup id="cite_ref-10" class="reference"><a href="#cite_note-10"><span class="cite-bracket">[</span>10<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

Noch mehr Energie kann freigesetzt werden, wenn der Protoneutronenstern über ein Magnetfeld mit einer <a href="Magnetische_Flussdichte" title="Magnetische Flussdichte">magnetischen Flussdichte</a> von mehr als 10<sup>11</sup> <a href="Tesla_(Einheit)" title="Tesla (Einheit)">Tesla</a> (10<sup>15</sup> <a href="Gau%C3%9F_(Einheit)" title="Gauß (Einheit)">Gauß</a>) verfügt. Der Zerfall des Magnetfelds kann Energien von bis zu einigen 10<sup>46</sup> <a href="Joule" title="Joule">Joule</a> (10<sup>53</sup> <a href="Erg_(Einheit)" title="Erg (Einheit)">Erg</a>) freisetzen.<sup id="cite_ref-11" class="reference"><a href="#cite_note-11"><span class="cite-bracket">[</span>11<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> 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 <a href="Blauer_%C3%9Cberriese" class="mw-redirect" title="Blauer Überriese">Blauer Überriese</a>, dessen Gravitationspotential verhindert, dass die Schockwelle der Supernova den größten Teil der Atmosphäre über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigt.<sup id="cite_ref-12" class="reference"><a href="#cite_note-12"><span class="cite-bracket">[</span>12<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Kernkollaps-Modelle">Kernkollaps-Modelle</h2></div>

<p>Die beobachteten Leuchtkräfte von Hypernovae können auch mit traditionellen <a href="Gravitationskollaps" title="Gravitationskollaps">Gravitationskollapsmodellen</a> simuliert werden. Dabei würden die Leuchtkräfte entstehen, wenn es den <a href="Stripped-Envelope_Supernova" title="Stripped-Envelope Supernova">Stripped-Envelope Supernovae</a> gelingt, mehr als 3,5 Sonnenmassen an <sup>56</sup>Ni 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 <a href="Metallizit%C3%A4t" title="Metallizität">Metallizität</a>, die gerade ausreicht, um ein Paarinstabilitätsereignis zu vermeiden, diese Menge an radioaktiven <a href="Nuklid" title="Nuklid">Nukliden</a> hervorbringen. Allerdings ist dies stark abhängig von der wenig bekannten <a href="Massenverlustrate" title="Massenverlustrate">Massenverlustrate</a> kurz vor der Explosion als Supernova.<sup id="cite_ref-13" class="reference"><a href="#cite_note-13"><span class="cite-bracket">[</span>13<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li><a href="Arnold_Hanslmeier" title="Arnold Hanslmeier">Arnold Hanslmeier</a>: <i>Einführung in Astronomie und Astrophysik.</i> 2. Auflage. Spektrum, 2007, ISBN 978-3-8274-1846-3.</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.astronews.com/news/artikel/2003/11/0311-009.shtml"><i>Gamma-Ray-Bursts: Neue Beweise für Hypernova-These</i>.</a> astronews.com, 13. November 2003.</li>

<li><i><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ardmediathek.de/video/alpha-centauri/was-ist-eine-hypernova/ard-alpha/Y3JpZDovL2JyLmRlL2Jyb2FkY2FzdC9GMjAxNldPMDA4MjU1QTA">Was ist eine Hypernova?</a></i> aus der Fernseh-Sendereihe <i><a href="Alpha-Centauri" title="Alpha-Centauri">alpha-Centauri</a></i> <span style="white-space:nowrap">(ca. 15 Minuten)</span>. Erstmals ausgestrahlt am 6. Dez. 2006.</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text">Taichi Kato u. a.: <cite style="font-style:italic">Massive Stars and their Supernovae</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2010, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1008.2144">1008.2144</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Massive+Stars+and+their+Supernovae&rft.au=Taichi+Kato+u.+a.&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2010&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-2"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-2">↑</a></span> <span class="reference-text">E. P. J. van den Heuvel, S. F. Portegies Zwart: <cite style="font-style:italic">Are Super-Luminous supernovae and Long GRBs produced exclusively in young dense star clusters?</cite> In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2013, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1303.6961v1">1303.6961v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Are+Super-Luminous+supernovae+and+Long+GRBs+produced+exclusively+in+young+dense+star+clusters%3F&rft.au=E.+P.+J.+van+den+Heuvel%2C+S.+F.+Portegies+Zwart&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text"><cite class="lang" lang="en" dir="auto" style="font-style:italic">"Multiwavelength observations of the extraordinary accretion event AT2021lwx"</cite>. In: <cite class="lang" lang="en" dir="auto" style="font-style:italic">Monthly Notices of the Royal Astronomical Society</cite>. Oxford University Press, 12. Mai 2023, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1093/mnras%2Fstad1000%2F7115325">10.1093/mnras/stad1000/7115325</a></span> (englisch, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://academic.oup.com/mnras/advance-article/doi/10.1093/mnras/stad1000/7115325">oup.com</a> [abgerufen am 12. Mai 2023]).<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=%22Multiwavelength+observations+of+the+extraordinary+accretion+event+AT2021lwx%22&rft.btitle=Monthly+Notices+of+the+Royal+Astronomical+Society&rft.date=2023-05-12&rft.doi=10.1093%2Fmnras%2Fstad1000%2F7115325&rft.genre=book&rft.pub=Oxford+University+Press" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-4">↑</a></span> <span class="reference-text">S. E. Woosley, T. A. Weaver: <cite style="font-style:italic">Theoretical Models for Supernovae</cite>. In: M. J. Rees, R. J. Stoneham (Hrsg.): <cite style="font-style:italic">NATO ASIC Proc. 90: Supernovae: A Survey of Current Research</cite>. 1982.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Theoretical+Models+for+Supernovae&rft.au=S.+E.+Woosley%2C+T.+A.+Weaver&rft.btitle=NATO+ASIC+Proc.+90%3A+Supernovae%3A+A+Survey+of+Current+Research&rft.date=1982&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-5"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-5">↑</a></span> <span class="reference-text">Hans-Thomas Janka: <cite style="font-style:italic">Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1206.2503">1206.2503</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Explosion+Mechanisms+of+Core-Collapse+Supernovae&rft.au=Hans-Thomas+Janka&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-6"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-6">↑</a></span> <span class="reference-text">L. Muijres, Jorick S. Vink, A. de Koter, R. Hirschi, N. Langer, S.-C. Yoon: <cite style="font-style:italic">Mass-loss predictions for evolved very metal-poor massive stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1209.5934">1209.5934</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Mass-loss+predictions+for+evolved+very+metal-poor+massive+stars&rft.au=L.+Muijres%2C+Jorick+S.+Vink%2C+A.+de+Koter%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-7"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-7">↑</a></span> <span class="reference-text">Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh: <cite style="font-style:italic">The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1208.0826">1208.0826</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=The+emergence+of+super-canonical+stars+in+R136-type+star-burst+clusters&rft.au=Sambaran+Banerjee%2C+Pavel+Kroupa%2C+Seungkyung+Oh&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-8"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-8">↑</a></span> <span class="reference-text">N. Smith, R. Chornock, W. Li, M. Ganeshalingam, J. M. Silverman, R. J. Foley, A. V. Filippenko, A. J. Barth: <cite style="font-style:italic">SN 2006tf: Precursor Eruptions amd the optically thick Regime of extremely Luminous Type IIn Supernovae</cite>. In: <cite style="font-style:italic"><a href="The_Astrophysical_Journal" title="The Astrophysical Journal">The Astrophysical Journal</a></cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>686</span>, 2008, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>467–484</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1086/591021">10.1086/591021</a></span>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=SN+2006tf%3A+Precursor+Eruptions+amd+the+optically+thick+Regime+of+extremely+Luminous+Type+IIn+Supernovae&rft.au=N.+Smith%2C+R.+Chornock%2C+W.+Li%2C+...&rft.btitle=The+Astrophysical+Journal&rft.date=2008&rft.doi=10.1086%2F591021&rft.genre=book&rft.pages=467-484&rft.volume=686" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-9"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-9">↑</a></span> <span class="reference-text">A. Gal-Yam, D. C. Leonard: <cite style="font-style:italic">A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Nature</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>458</span>, 2009, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>865–867</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1038/nature07934">10.1038/nature07934</a></span>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=A+massive+hypergiant+star+as+the+progenitor+of+the+supernova+SN+2005gl&rft.au=A.+Gal-Yam%2C+D.+C.+Leonard&rft.btitle=Nature&rft.date=2009&rft.doi=10.1038%2Fnature07934&rft.genre=book&rft.pages=865-867&rft.volume=458" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-10"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-10">↑</a></span> <span class="reference-text">S. I. Fujimoto, N. Nishimura, M. A. Hashimoto: <cite style="font-style:italic">Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">The Astrophysical Journal</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>680</span>, 2008, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>1350–1358</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1086/529416">10.1086/529416</a></span>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Nucleosynthesis+in+Magnetically+Driven+Jets+from+Collapsars&rft.au=S.+I.+Fujimoto%2C+N.+Nishimura%2C+M.+A.+Hashimoto&rft.btitle=The+Astrophysical+Journal&rft.date=2008&rft.doi=10.1086%2F529416&rft.genre=book&rft.pages=1350-1358&rft.volume=680" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-11"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-11">↑</a></span> <span class="reference-text">N. Bucciantini: <cite style="font-style:italic">Magnetars and Gamma Ray Bursts</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1204.2658">1204.2658</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Magnetars+and+Gamma+Ray+Bursts&rft.au=N.+Bucciantini&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-12"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-12">↑</a></span> <span class="reference-text">D. Vanbeveren, N. Mennekens, W. Van Rensbergen, C. De Loore: <cite style="font-style:italic">Blue supergiant progenitor models of Type II supernovae</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1212.4285">1212.4285</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Blue+supergiant+progenitor+models+of+Type+II+supernovae&rft.au=D.+Vanbeveren%2C+N.+Mennekens%2C+W.+Van+Rensbergen%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-13"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-13">↑</a></span> <span class="reference-text">Takashi Yoshida, Shinpei Okita, Hideyuki Umeda: <cite style="font-style:italic">Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2013, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1312.7043v1">1312.7043v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Hypernova&rft.atitle=Type+Ic+core-collapse+supernova+explosions+evolved+from+very+massive+stars&rft.au=Takashi+Yoshida%2C+Shinpei+Okita%2C+Hideyuki+Umeda&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

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