Hipernova (bahasa Inggris: Hypernovacode: en is deprecated ) adalah supernova yang sangat energik yang diyakini terjadi akibat skenario keruntuhan inti yang ekstrem. Dalam hal ini, sebuah bintang masif (>30 massa Matahari) runtuh hingga membentuk lubang hitam yang berotasi yang memancarkan dua jet astrofisika dan dikelilingi oleh piringan akresi. Hipernova adalah jenis ledakan bintang yang memancarkan materi dengan energi kinetik yang sangat tinggi, satu orde magnitudo lebih tinggi daripada kebanyakan supernova, dengan luminositas setidaknya 10 kali lebih besar. Hipernova memancarkan sinar gama yang begitu intens sehingga sering tampak mirip dengan supernova Tipe Ic, namun dengan garis spektral yang sangat lebar yang menandakan kecepatan ekspansi yang sangat tinggi. Hipernova merupakan salah satu mekanisme pembentukan semburan sinar gama (GRB) berdurasi panjang, yang berkisar antara 2 detik hingga lebih dari satu menit. Fenomena ini juga pernah disebut sebagai supernova super-bercahaya, meskipun klasifikasi tersebut juga mencakup jenis ledakan bintang sangat terang lainnya yang memiliki asal-usul berbeda.

Pada tahun 1980-an, istilah hipernova digunakan untuk menggambarkan jenis supernova teoretis yang kini dikenal sebagai supernova ketidakstabilan pasangan. Istilah ini merujuk pada energi ledakan yang sangat tinggi dibandingkan dengan supernova runtuh-inti pada umumnya.^[1][2][3] Istilah ini sebelumnya telah digunakan untuk menggambarkan ledakan hipotetis dari berbagai peristiwa, seperti bintang hiper raksasa, bintang populasi III yang sangat masif di alam semesta awal,^[4] atau dari peristiwa seperti penggabungan lubang hitam.^[5]

Pada Februari 1997, satelit Belanda-Italia BeppoSAX berhasil melacak GRB 970508 ke sebuah galaksi redup yang berjarak sekitar 6 miliar tahun cahaya.^[6] Berdasarkan analisis data spektroskopi baik untuk GRB 970508 maupun galaksi tuan rumahnya, Bloom dkk. menyimpulkan pada tahun 1998 bahwa hipernova kemungkinan besar merupakan penyebabnya.^[6] Pada tahun yang sama, hipernova dihipotesiskan secara lebih rinci oleh astronom Polandia Bohdan Paczyński sebagai supernova yang berasal dari bintang-bintang yang berputar dengan sangat cepat.^[7]

Penggunaan istilah hipernova sejak akhir abad ke-20 telah disempurnakan untuk merujuk pada supernova yang memiliki energi kinetik yang sangat besar.^[8] Hipernova pertama yang diamati adalah SN 1998bw, dengan luminositas 100 kali lebih tinggi daripada supernova Tipe Ib standar.^[9]  Supernova ini adalah yang pertama dikaitkan dengan semburan sinar gamma (GRB) dan menghasilkan gelombang kejut yang mengandung energi sepuluh kali lipat lebih besar daripada supernova biasa.  Ilmuwan lain lebih memilih menyebut objek-objek ini sekadar sebagai supernova Tipe Ic bergaris lebar.^[10]  Sejak saat itu, istilah ini telah diterapkan pada berbagai objek, yang tidak semuanya memenuhi definisi standar; misalnya ASASSN-15lh.^[11]

Pada tahun 2023, hasil pengamatan peristiwa transien berenergi tinggi non-kuasar AT2021lwx dipublikasikan, yang menunjukkan emisi sangat kuat dari panjang gelombang inframerah tengah hingga sinar-X serta energi total sebesar 1,5×10⁴⁶ joule.^[12] Objek ini tidak dianggap sebagai hipernova; sebaliknya, objek ini kemungkinan besar merupakan awan gas raksasa yang sedang diserap oleh lubang hitam masif. Peristiwa ini juga diberi nama acak "ZTF20abrbeie" oleh Zwicky Transient Facility. Nama ini dan kesan kehebatannya yang menakutkan membuat peristiwa ini dijuluki "Scary Barbie", yang menarik perhatian media arus utama.^[13]

Hipernova diyakini sebagai supernova yang material yang dilontarkannya memiliki energi kinetik lebih besar dari sekitar 10⁴⁵ joule, yaitu satu orde besar lebih tinggi daripada supernova keruntuhan inti pada umumnya. Massa nikel yang dilontarkan sangat besar dan kecepatan pelontarannya mencapai 99% dari kecepatan cahaya. Fenomena ini umumnya termasuk dalam Tipe Ic, dan beberapa di antaranya terkait dengan semburan sinar gama berdurasi panjang. Energi elektromagnetik yang dilepaskan oleh peristiwa ini bervariasi, mulai dari yang sebanding dengan supernova Tipe Ic lainnya, hingga beberapa supernova paling terang yang diketahui, seperti SN 1999as.^[14][15]

Hipernova klasik, SN 1998bw, terkait dengan GRB 980425. Spektrumnya tidak menunjukkan adanya hidrogen maupun fitur helium yang jelas, namun garis-garis silikon yang kuat mengidentifikasinya sebagai supernova Tipe Ic. Garis penyerapan utamanya sangat melebar, dan kurva cahayanya menunjukkan fase pencerahan yang sangat cepat, mencapai kecerahan supernova Tipe Ia pada hari ke-16. Massa total yang dilontarkan sekitar 10 M_☉ dan massa nikel yang dilontarkan sekitar 0.4 M_☉.^[14] Semua supernova yang terkait dengan GRB telah menunjukkan ejekta berenergi tinggi yang menjadi ciri khas hipernova.^[16]

Supernova radio yang sangat terang telah diamati sebagai pasangan dari hipernova, dan disebut sebagai "hipernova radio".^[17]

Model-model untuk hipernova berfokus pada transfer energi yang efisien ke dalam material yang terlempar. Pada supernova runtuh-inti biasa, 99% neutrino yang dihasilkan di inti yang sedang kolaps melarikan diri tanpa memicu pelemparan materi. Diperkirakan bahwa rotasi bintang pendahulu supernova mendorong jet yang mempercepat materi menjauh dari ledakan dengan kecepatan mendekati kecepatan cahaya. Sistem biner semakin banyak diteliti sebagai metode terbaik baik untuk mengupas selubung bintang sehingga menyisakan inti karbon-oksigen telanjang, maupun untuk menciptakan kondisi rotasi yang diperlukan guna memicu terjadinya hipernova.

Model kolapsar menggambarkan jenis supernova yang menghasilkan objek yang runtuh secara gravitasi, atau lubang hitam. Kata "kolapsar", merupakan serapan dari lakuran bahasa Inggris "collapsar; collapsed star" (bintang runtuh), sebelumnya digunakan untuk merujuk pada hasil akhir dari keruntuhan gravitasi bintang, yaitu lubang hitam bermassa bintang. Kata ini kini kadang-kadang digunakan untuk merujuk pada model spesifik terkait keruntuhan bintang yang berputar cepat. Ketika keruntuhan inti terjadi pada bintang dengan massa inti setidaknya sekitar lima belas kali massa Matahari (M_☉)—meskipun komposisi kimia dan laju rotasi juga berperan penting—energi ledakan tidak cukup untuk melontarkan lapisan luar bintang, sehingga bintang tersebut akan runtuh menjadi lubang hitam tanpa menghasilkan ledakan supernova yang terlihat.

Sebuah bintang dengan massa inti sedikit di bawah tingkat ini—dalam kisaran 5–15 M_☉—akan mengalami ledakan supernova, tetapi begitu banyak massa yang terlempar kembali ke sisa inti sehingga inti tersebut tetap runtuh menjadi lubang hitam. Jika bintang semacam itu berputar lambat, maka ia akan menghasilkan supernova yang redup, tetapi jika bintang tersebut berputar cukup cepat, maka jatuhnya materi kembali ke lubang hitam akan menghasilkan jet relativistik. Jet-jet bertenaga tersebut menembus materi bintang dan menciptakan gelombang kejut yang kuat, dengan angin kencang dari ⁵⁶Ni yang baru terbentuk meniup disk akresi, sehingga memicu ledakan hipernova. Peluruhan radioaktif ⁵⁶Ni yang terlempar membuat ledakan yang terlihat jauh lebih terang daripada supernova standar.^[18] Jet-jet tersebut juga memancarkan partikel berenergi tinggi dan sinar gama secara langsung ke luar, sehingga menghasilkan ledakan sinar-X atau sinar gama; jet-jet tersebut dapat berlangsung selama beberapa detik atau lebih lama dan sesuai dengan ledakan sinar gama berdurasi panjang, tetapi tampaknya tidak dapat menjelaskan ledakan sinar gama berdurasi pendek.^[19][20]

Mekanisme pembentukan bintang pendahulu yang terkelupas—yaitu bintang karbon-oksigen yang tidak memiliki hidrogen atau helium dalam jumlah signifikan—pada supernova Tipe Ic dulunya dianggap berasal dari bintang masif yang sangat berevolusi, misalnya bintang Wolf-Rayet tipe WO yang angin bintang-nya yang padat telah menghempaskan seluruh lapisan luarnya. Pengamatan belum berhasil mendeteksi progenitor semacam itu. Belum dapat dibuktikan secara meyakinkan bahwa progenitor tersebut sebenarnya merupakan jenis objek yang berbeda, namun beberapa kasus menunjukkan bahwa “raksasa helium” bermassa lebih rendah adalah progenitornya. Bintang-bintang ini tidak cukup masif untuk menghempaskan selubungnya hanya melalui angin bintang, dan selubung tersebut akan terkelupas akibat transfer massa ke pasangan biner. Bintang raksasa helium semakin diunggulkan sebagai progenitor supernova Tipe Ib, namun progenitor supernova Tipe Ic masih belum pasti.^[21]

Salah satu mekanisme yang diusulkan untuk menghasilkan semburan sinar gamma adalah keruntuhan gravitasi yang diinduksi, di mana sebuah bintang neutron dipicu untuk runtuh menjadi lubang hitam akibat keruntuhan inti dari pasangan dekat yang terdiri dari inti karbon-oksigen yang telah terkelupas. Keruntuhan bintang neutron yang diinduksi ini memungkinkan pembentukan jet dan ejekta berenergi tinggi yang sulit dimodelkan dari sebuah bintang tunggal.^[22]

• Progenitor semburan sinar gama – jenis ledakan supernova
• Bintang kuark – bintang hipotetis
• Kuark nova – ledakan hebat hipotetis sebagai hasil dari konversi inti bintang neutron menjadi bintang kuark