II型超新星 – 日本語百科事典辞書

Type_II_supernova
AタイプII超新星（複数：超新星や超新星）急速な崩壊と大規模の暴力的な爆発の結果スター。スターは、少なくとも8回を持っていない必要がありますが、これ以上の40〜50倍、より太陽の質量（M ☉）爆発のこのタイプを受けること。 II型超新星は、スペクトルに水素が存在することで他のタイプの超新星と区別されます。それらは通常、銀河の渦巻腕とH II領域で観察されますが、楕円銀河では観察されません。; それらは一般に古い低質量星で構成されており、超新星を引き起こすのに必要な若い非常に質量の大きい星はほとんどありません。
大マゼラン雲の特異なII型超新星である
SN1987Aの拡大する残骸 NASAの画像。
星は元素の核融合によってエネルギーを生成します。太陽とは異なり、大質量星は、水素やヘリウムよりも原子量が大きい元素を融合するために必要な質量を持っていますが、温度と圧力がますます高くなり、それに応じて恒星の寿命が短くなります。電子の縮退圧力とこれらの核融合反応によって生成されたエネルギーは、重力に対抗し、星が崩壊するのを防ぎ、恒星の平衡を維持するのに十分です。星は、水素、ヘリウムの順に、ますます質量の大きい元素を融合し、鉄とニッケルのコアが生成されるまで周期表を上っていきます。鉄またはニッケルの核融合は正味のエネルギー出力を生成しないため、それ以上の核融合は起こらず、ニッケル-鉄コアは不活性のままになります。外向きの熱圧力を生み出すエネルギー出力が不足しているため、星の重さが主に電子縮退圧力によって支えられるまで、重力によってコアが収縮します。
不活性コアの圧縮塊を超えるとチャンドラセカール限界約1.4の M ☉を、電子縮退はもはや重力圧縮に対抗するのに十分ではありません。コアの破局的な爆破は数秒以内に起こります。今、爆縮内部コアのサポートなしで、外側コアは、重力下で内側に崩壊し、到達速度の23％までの光の速度を、そして突然圧縮100億のまで内部コアの温度を上昇させるケルビン。中性子とニュートリノは逆ベータ崩壊によって形成され、10秒のバーストで約10 46 ジュール（100 敵）を放出します。内核の崩壊は中性子縮退によって止められ、内核は跳ね返って外側に跳ね返ります。この拡大する衝撃波のエネルギーは、上にある恒星の物質を破壊し、それを加速して速度を逃れ、超新星爆発を形成するのに十分です。衝撃波と非常に高い温度と圧力は急速に消散しますが、鉄より重い元素の生成が発生する短い期間を可能にするのに十分長い間存在します。星の初期質量に応じて、コアの残骸は中性子星またはブラックホールを形成します。根底にあるメカニズムのために、結果として生じる超新星は、コア崩壊超新星としても説明されます。
タイプII超新星爆発にはいくつかのカテゴリがあり、爆発後の光度曲線（光度対時間のグラフ）に基づいて分類されます。タイプII-Lの超新星は、爆発後の光度曲線の着実な（線形）下降を示しますが、タイプII-Pは、光度曲線の緩やかな下降（プラトー）の期間とそれに続く通常の減衰を示します。タイプIbおよびIc超新星は、水素と（タイプIcの場合）ヘリウムの外側のエンベロープを放出した巨大な星の一種のコア崩壊超新星です。結果として、それらはこれらの要素に欠けているように見えます。

コンテンツ
1 形成
2 コア崩壊
3 理論モデル
4 タイプII-LおよびタイプII-P超新星の光度曲線
5 タイプIIn超新星
6 タイプIIb超新星
7 も参照してください
8 参考文献
9 外部リンク

形成

コアが崩壊する直前の巨大な進化した星のタマネギのような層。（縮尺どおりではありません。）
太陽よりはるかに重い星は複雑な方法で進化します。星の核では、水素がヘリウムに融合し、熱エネルギーを放出して星の核を加熱し、星の層を崩壊から支える外向きの圧力を提供します。これは、恒星または静水圧平衡として知られている状況です。コアで生成されたヘリウムはそこに蓄積します。コア内の温度は、それが融合するのに十分なほど高くはありません。最終的に、コアの水素が使い果たされると、融合が遅くなり始め、重力によってコアが収縮します。この収縮により、温度が十分に高くなり、ヘリウム核融合のより短い段階が可能になります。これにより、炭素と酸素が生成され、星の全寿命の10％未満を占めます。
太陽質量が8個未満の星では、ヘリウム核融合によって生成された炭素は融合せず、星は徐々に冷えて白色矮星になります。それらが別の星、または他のソースからより多くの質量を蓄積する場合、それらはIa型超新星になる可能性がしかし、はるかに大きな星は、この点を超えて融合を続けるのに十分な大きさです。
これらの巨大な星のコアは、ヘリウム燃焼段階の終わりに星が収縮したときにコア内の炭素が融合し始めるのに必要な温度と圧力を直接作り出します。コアは徐々にタマネギのように層状になり、徐々に重い原子核が中心に蓄積し、水素ガスの最外層がヘリウムに融合する水素の層を囲み、トリプルアルファを介して炭素に融合するヘリウムの層を囲みますプロセス、次第に重い要素に融合する周囲の層。この巨大な星が進化するにつれて、核融合が停止する段階が繰り返され、圧力と温度が核融合の次の段階を開始するのに十分になるまでコアが崩壊し、崩壊を停止するために再点火します。
25太陽質量星の
コア燃焼核融合段階
プロセス
主な燃料
主な製品
25 M ☉スター
温度（K）
密度（g / cm 3）
間隔
水素燃焼
水素
ヘリウム
7 × 10 7 10 10 7 年
トリプルアルファプロセス
ヘリウム
炭素、酸素
2 × 10 8 2000 10 6 年
炭素燃焼過程
炭素
Ne、Na、Mg、Al
8 × 10 810 6 1000年
ネオン燃焼過程
ネオン O、Mg 1.6 × 10 910 7 3年
酸素燃焼プロセス
空気
Si、S、Ar、Ca
1.8 × 10 9 10 7 0。3年
シリコン燃焼過程
ケイ素
ニッケル（鉄に崩壊）
2.5 × 10 9 10 8 5日間

コア崩壊
このプロセスを制限する要因は、核融合によって放出されるエネルギーの量です。これは、これらの原子核をまとめる結合エネルギーに依存します。追加のステップごとに、徐々に重い核が生成され、核融合時に放出されるエネルギーが徐々に少なくなります。さらに、炭素燃焼以降、ニュートリノ生成によるエネルギー損失が顕著になり、そうでない場合よりも高い反応速度につながります。これは、ニッケル56が生成されるまで続き、ニッケル56は放射性崩壊してコバルト56になり、次に鉄56に数か月かけて崩壊します。鉄とニッケルはすべての元素の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高いため核融合によってエネルギーを生成することはできず、ニッケル-鉄のコアが成長します。このコアは巨大な重力下にさらに昇給への融合が崩壊に対してそれをサポートするために、星の温度がないので、それだけでサポートされて縮退圧の電子。この状態では、物質は非常に密度が高いため、さらに圧縮するには、電子が同じエネルギー状態を占める必要がただし、これは、電子などの同一のフェルミ粒子では禁止されています。これは、パウリの排他原理と呼ばれる現象です。
コアの質量が超えた場合チャンドラセカール限界1.4程度の M ☉を、縮退圧は、もはやそれをサポートしない、と壊滅的な崩壊のすさまじいことができます。コアの外側部分は最大の速度に達します70 000 キロメートル/秒（23％の光の速度を、それが星の中心に向かって折りたたまれるように）。急速に収縮コアは、高エネルギーの生成、加熱するガンマ線を分解し、鉄こと核ヘリウム原子核と自由に中性子を介して光分解。コアの密度が高くなると、電子と陽子が逆ベータ崩壊を介して融合し、ニュートリノと呼ばれる中性子と素粒子を生成することがエネルギー的に有利になります。ニュートリノが通常の物質と相互作用することはめったにないため、ニュートリノはコアから逃げ出し、エネルギーを運び去り、ミリ秒のタイムスケールで進行する崩壊をさらに加速する可能性がコアが星の外層から離れると、これらのニュートリノのいくつかは星の外層に吸収され、超新星爆発を開始します。
II型超新星の場合、崩壊は、原子核の密度に匹敵する密度で、強い力と中性子の縮退圧力によって媒介される短距離の反発中性子-中性子相互作用によって最終的に停止されます。崩壊が止まると、落下物が跳ね返り、衝撃波が発生して外側に伝播します。この衝撃からのエネルギーは、コア内の重い元素を分離します。これにより、衝撃のエネルギーが減少し、外核内で爆発が停止する可能性が
コア崩壊段階は非常に密度が高くエネルギッシュなので、ニュートリノだけが逃げることができます。陽子と電子が結合して電子捕獲によって中性子を形成すると、電子ニュートリノが生成されます。典型的なII型超新星に、新たに形成された中性子コアは億約100の初期温度を有するケルビン、10 4 Sunのコアの時間温度。安定した中性子星が形成されるためには、この熱エネルギーの多くを放出する必要がそうしないと、中性子が「沸騰」してしまいます。これは、ニュートリノのさらなる放出によって達成されます。これらの「熱的」ニュートリノは、すべてのフレーバーのニュートリノと反ニュートリノのペアとして形成され、電子捕獲ニュートリノの数の数倍になります。 2つのニュートリノ生成メカニズムは、崩壊の重力ポテンシャルエネルギーを10秒間のニュートリノバーストに変換し、約10 46ジュール（100 敵）を放出します。
明確に理解されていないプロセスを通じて、放出されたエネルギー（ニュートリノの形で）の約1％、つまり10 44ジュール（1敵）が失速した衝撃によって再吸収され、超新星爆発を引き起こします。超新星によって生成されたニュートリノは、超新星1987Aの場合に観測され、天体物理学者はコア崩壊の画像が基本的に正しいと結論付けました。水ベースのカミオカンデIIおよびIMB機器は、熱起源の反ニュートリノを検出しましたが、ガリウム-71ベースのバクサン機器は、熱起源または電子捕獲起源のニュートリノ（レプトン数= 1）を検出しました。

巨大な進化した星の中で（a）元素のタマネギ層の殻が融合し、ニッケル-鉄のコアを形成します（b）チャンドラセカール質量に到達して崩壊し始めます。コアの内部は中性子に圧縮され（c）、落下する物質を跳ね返らせ（d）、外向きに伝播する衝撃波面（赤）を形成します。ショックは失速し始めますが（e）、ニュートリノの相互作用によって再び活性化されます。周囲の物質は吹き飛ばされ（f）、退化した残骸だけが残ります。
始原星が約20未満であると M ☉爆発の強さとフォールバック材料の量に応じて- -核崩壊の縮重残りは中性子星。この塊の上で、残骸は崩壊してブラックホールを形成します。コア崩壊シナリオのこのタイプの理論的な制限質量は40〜50程度である M ☉。その質量を超えると、星は超新星爆発を形成することなくブラックホールに直接崩壊すると考えられていますが、超新星崩壊のモデルの不確実性により、これらの限界の計算は不確実になります。

理論モデル
スタンダードモデルの素粒子物理学は、 4つの既知の3記述する理論である基本的な相互作用の間の素粒子すべて作り上げる事を。この理論により、粒子が多くの条件下でどのように相互作用するかについて予測を行うことができます。超新星の粒子あたりのエネルギーは、通常1〜150ピコジュール（数十から数百MeV）です。超新星に含まれる粒子ごとのエネルギーは十分に小さいので、素粒子物理学の標準模型から得られた予測は基本的に正しい可能性がただし、高密度では、標準モデルの修正が必要になる場合が特に、地球ベースの粒子加速器は、超新星で見られるよりもはるかに高いエネルギーの粒子相互作用を生み出すことができますが、これらの実験は個々の粒子と相互作用する個々の粒子を含み、超新星は新しい効果を生み出します。ニュートリノと超新星の他の粒子との相互作用は、弱い核力で起こります。これはよく理解されていると考えられています。しかし、陽子と中性子の間の相互作用には強い核力が関係しており、これはあまりよく理解され
II型超新星の主な未解決の問題は、ニュートリノのバーストがそのエネルギーを星の残りの部分にどのように伝達し、星を爆発させる衝撃波を生成するかが理解されていないことです。上記の議論から、爆発を起こすために伝達する必要があるのはエネルギーの1％だけですが、関与する粒子の相互作用は十分に理解されていると考えられていますが、伝達の1％がどのように発生するかを説明することは非常に困難です。1990年代、これを行うための1つのモデルには、対流の転覆が含まれていました。これは、下からのニュートリノまたは上からの落下物のいずれかからの対流が、前駆星を破壊するプロセスを完了することを示唆しています。この爆発の間に、中性子捕獲によって、そして「ニュートリノスフィア」の境界に押し込まれるニュートリノの圧力から、鉄よりも重い元素が形成され、物質よりも重い元素が豊富なガスと塵の雲が周囲の空間に播種されますそこから星が最初に形成されました。
標準模型でモデル化されたニュートリノ物理学は、このプロセスを理解する上で非常に重要です。他の重要な調査分野は、死にゆく星を構成するプラズマの流体力学です。コア崩壊中にそれがどのように振る舞うかは、衝撃波がいつどのように形成されるか、そしていつどのようにそれが失速して再活性化されるかを決定します。
実際、一部の理論モデルでは、「スタンディング降着衝撃波不安定性」（SASI）として知られる失速衝撃波に流体力学的不安定性が組み込まれています。この不安定性は、非球形の摂動が失速した衝撃波を振動させ、それによって衝撃波を変形させた結果として生じます。SASIは、失速した衝撃波を再活性化するために、コンピューターシミュレーションでニュートリノ理論と組み合わせて使用されることがよく
コンピュータモデルは、衝撃が形成されたときのII型超新星の振る舞いを計算するのに非常に成功しています。爆発の最初の1秒を無視し、爆発が開始されたと仮定することにより、天体物理学者は超新星によって生成された元素と超新星から予想される光度曲線について詳細な予測を行うことができました。

タイプII-LおよびタイプII-P超新星の光度曲線

時間の関数としての光度のこのグラフは、タイプII-LおよびII-P超新星の光度曲線の特徴的な形状を示しています。
II型超新星のスペクトルを調べると、通常、バルマー吸収線が表示されます。これは、水素原子がエネルギーを吸収する特徴的な周波数でのフラックスの減少です。これらの線の存在は、このカテゴリーの超新星をタイプI超新星と区別するために使用されます。
II型超新星の光度を一定期間にわたってプロットすると、ピーク輝度の特徴的な上昇とそれに続く下降を示します。これらの光度曲線の平均減衰率は、1日あたり0.008 マグニチュードです。Ia型超新星の崩壊率よりもはるかに低い。タイプIIは、光度曲線の形状に応じて2つのクラスに分類されます。タイプII-L超新星の光度曲線は、ピーク輝度に続いて着実な（線形）低下を示しています。対照的に、タイプII-P超新星の光度曲線は、衰退時に特徴的な平坦な伸び（プラトーと呼ばれる）を示します。光度がより遅い速度で減衰する期間を表します。タイプII-Lの1日あたり0.012マグニチュードと比較して、タイプII-Pの1日あたり0.0075マグニチュードで、正味の光度減衰率は低くなっています。
光度曲線の形の違いは、タイプII-L超新星の場合、前駆星の水素エンベロープの大部分の放出によって引き起こされると考えられています。タイプII-P超新星のプラトー相は、外層の不透明度の変化によるものです。衝撃波は、外側のエンベロープ内の水素をイオン化し、水素原子から電子を取り除き、不透明度を大幅に増加させます。これにより、爆発の内部からのフォトンが逃げるのを防ぎます。水素が十分に冷えて再結合すると、外層は透明になります。

タイプIIn超新星
「n」は狭いことを示し、スペクトルに狭いまたは中間の幅の水素輝線が存在することを示します。中程度の幅の場合、爆発からの噴出物は、星周円盤である星の周りのガスと強く相互作用している可能性が観測特性を説明するために必要な推定星周密度は、標準的な恒星進化論から予想されるものよりもはるかに高い。星周密度が高いのは、IIn型前駆体の質量損失率が高いためであると一般に考えられています。推定質量損失率は通常、10 -3 M ☉年間。それらは、爆発する前に大きな質量損失を伴う高光度青色変光星に似た星として発生しているという兆候が SN 1998SとSN 2005glタイプIIN超新星の例です。非常にエネルギッシュな超新星であるSN2006gyは、別の例かもしれません。

タイプIIb超新星
タイプIIbの超新星は、初期スペクトルに弱い水素線を持っているため、タイプIIに分類されます。ただし、後でH放出が検出できなくなり、光度曲線に2番目のピークがあり、スペクトルはIb型超新星により近くなります。前駆体は、その外層のほとんどを放出した巨大な星、またはバイナリシステムのコンパニオンとの相互作用のために水素エンベロープのほとんどを失い、ほぼ完全にヘリウムで構成されたコアを残したものであった可能性がタイプIIbの噴出物が膨張すると、水素層はすぐに透明になり、より深い層が現れます。 IIb型超新星の古典的な例であるSN 1993J、別の例は、であるカシオペアA。 IIbクラスは、（理論的概念として）Woosley etalによって最初に導入されました。1987年に、とクラスはすぐに適用されたSN 1987K 及びSN 1993J。

も参照してください
超新星観測の歴史
超新星残骸

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外部リンク
すべての既知のタイプII超新星のリストにオープン超新星カタログ。
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