学習目標
このセクションの終わりまでに、次のことができます。
- 超新星の前に巨大な星の内部を説明
- コアの崩壊と爆発のステップを説明
- 近くの超新星に関連する危険性をリスト
質量損失のおかげで、星は超新星の前に巨大な星の内部を説明します。少なくとも8Msun（そしておそらくそれ以上）までの質量を開始すると、おそらく白色矮星としての生活を終わらせるでしょう。 しかし、私たちは星が150（またはそれ以上）MSunの大きさの質量を持つことができることを知っています。 彼らは彼らのための店で死の異なる種類を持っています。 私たちが見るように、これらの星は強打で死ぬ。
重元素の核融合
そのコアのヘリウムが使い果たされた後（より大きな星の進化を参照）、大質量星の進化は、低質量星の進化とは大きく異な 巨大な星では、外層の重さは、炭素を酸素、ネオン、マグネシウムに融合させるのに十分なほど熱くなるまで、炭素コアを収縮させるのに十分です。 この収縮、加熱、および別の核燃料の点火のサイクルは、さらに数回繰り返されます。 可能な核燃料のそれぞれが使い果たされた後、それはまだ重い核を融合するのに十分高い新しい温度に達するまで、コアは再び収縮します。 炭素融合の生成物は、さらにケイ素、硫黄、カルシウム、およびアルゴンに変換することができる。 そして、これらの元素は、さらに高い温度に加熱すると、結合して鉄を生成することができます。 巨大な星は非常に、非常に迅速にこれらの段階を通過します。 本当に巨大な星では、最後の最後に向かっていくつかの融合段階は数ヶ月または数日しかかかることができません！ これは、彼らがメインシーケンスの段階で過ごす何百万年ものものとは程遠いものです。
その進化のこの段階では、巨大な星は鉄心を持つタマネギに似ています。 中心から遠くなるにつれて、ケイ素、硫黄、酸素、ネオン、炭素、ヘリウム、そして最後に水素の核反応が徐々に低い質量の核を含む温度の低下した殻を見つ
というラベルの付いた星の画像です図1:古い大質量星の構造。 その最後の重力崩壊の直前に、巨大な星のコアはタマネギに似ています。 鉄心はケイ素および硫黄、酸素、ネオン、酸素、ヘリウムおよび最終的に水素と混合されるカーボンの層によって囲まれます。 コアの外側では、組成は主に水素とヘリウムである。 （この図は正確にスケールするものではなく、そのような星がどのようなものであるかの一般的な考えを伝えるためのものであることに注意してくださ しかし、融合によって要素を構築するこのプロセスがどれくらい長く続くことができるかには限界があります。 ケイ素の鉄への融合は、非重複元素生産のシーケンスの最後のステップであることが判明しました。 各核融合生成物の核は、それを形成した核よりも少し安定していたので、この時点まで、各核融合反応は、エネルギーを生成しています。 太陽の中で議論されているように: 原子力発電所である軽核は、より緊密に結合した重い核に融合する過程で、結合エネルギーの一部を放棄します。 星が崩壊しないように、コア内の外向きの圧力を維持するのは、この放出されたエネルギーです。 しかし、知られているすべての核の中で、鉄は最も緊密に結合しており、したがって最も安定である。あなたはこのような状況を考えるかもしれません：すべての小さな核は鉄のように”成長”したい、と彼らはその目標に向かって移動するために（エネル しかし、鉄は良い自尊心を持つ成熟した核であり、完全に満足しているのは鉄です; 安定した核構造を変えるためには、支払い（エネルギーを吸収しなければならない）が必要です。 これは、これまでの各核反応で起こったことの正反対です：代わりに重力の内側のプルのバランスをとるためにエネルギーを提供するのではなく、鉄を含む核反応は、星のコアからいくつかのエネルギーを削除します。
エネルギーを生成することができません、星は今大惨事に直面しています。
中性子のボールに崩壊
核反応が止まると、巨大な星のコアは、白色矮星と同じように縮退した電子によって支えられます。 少なくとも10MSunの質量で進化を開始する星の場合、このコアは主に鉄でできている可能性が高い。 （初期質量が8から10MSunの範囲の星の場合、星は鉄のように重い元素を形成するのに十分なほど熱くならないので、コアは酸素、ネオン、マグネシウムでできている可能性が高い。 この質量範囲内の星のコアの正確な組成は、特に非常に高い密度と温度で、コア内の複雑な物理的特性のために決定することは非常に困難です。）私たちは、私たちの議論では、より大規模な鉄心に焦点を当てます。
星の白色矮星のコア内ではエネルギーは生成されていませんが、コアを囲む殻では核融合がまだ起こります。 殻が核融合反応を終えてエネルギーの生成を停止すると、最後の反応の灰は白色矮星のコアに落ち、その質量が増加する。 低質量星の死が示すように、より高い質量はより小さいコアを意味する。 縮退したガスでさえもまだほとんど空の空間であるため、コアは収縮することができます。 結局のところ、電子と原子核は非常に小さい。 恒星の核の中の電子と核は、あなたの部屋の空気と比較して混雑しているかもしれませんが、それらの間にはまだたくさんのスペースがあります。
最初は電子が密集していることに抵抗するので、コアは少量しか収縮しません。
最初は電子が密集していることに抵抗します。
しかし、最終的には、鉄心は非常に大きな質量に達し、縮退した電子でさえそれを支えることができなくなります。 密度が4×1011g/cm3（水の密度の400億倍）に達すると、いくつかの電子は実際に原子核に圧搾され、陽子と結合して中性子とニュートリノを形成する。 この変換は、日常生活から身近なものではありませんが、このような巨大な星のコアが崩壊するにつれて非常に重要になります。
電子の一部がなくなったので、コアはもはや星の上にある層の破砕質量に抵抗することはできません。 コアは急速に収縮し始める。 ますます多くの電子が原子核に押し込まれ、最終的には中性子で飽和し、それらを保持することができなくなります。
この時点で、中性子は核から絞り出され、新しい力を発揮することができます。 電子にも当てはまるように、中性子は同じ場所にいて同じように動くことに強く抵抗することが判明しました。 このような縮退中性子によって発揮される力は、縮退電子によって生成される力よりもはるかに大きいので、コアがあまりにも巨大でない限り、最終的に崩壊を止めることができる。
これは、崩壊したコアが、天文学者が中性子星と呼ぶ主に中性子で作られた粉砕されたボールのように安定した状態に達することを意味します。 中性子星の最大質量については正確な数（「チャンドラセカール限界」）はありませんが、計算では、中性子でできた体の上限質量は約3MSunしかない可能性があ したがって、コアの質量がこれよりも大きかった場合、中性子縮退でさえ、コアがさらに崩壊するのを止めることはできません。 死にかけている星は、最近まで、ブラックホールとして知られている究極の圧縮の状態（次の章の主題）である、唯一の可能なタイプの物体であると考えられていた、さらに極端に圧縮されたものとして終わらなければなりません。 これは、中性子星の段階を超えて崩壊を止めることができる力が存在しないと考えられていたためです。
崩壊と爆発
高質量星のコアの崩壊が縮退中性子によって停止されると、コアはさらなる破壊から救われますが、星の残りの部分は文字通り吹き飛ばされます。 ここでは、それが起こる方法です。
電子が核に吸収されたときに起こる崩壊は非常に急速です。 1秒未満で、もともと地球の大きさであった約1MSunの質量を持つコアは、20キロメートル未満の直径に崩壊する。 物質が内側に落ちる速度は、光の4分の1の速度に達します。 崩壊は、コアの密度が（私たちが知っている物質の最も密度の高い形である）原子核の密度を超えたときにのみ停止します。 典型的な中性子星は非常に圧縮されているので、その密度を複製するには、世界のすべての人々を単一の角砂糖に絞る必要があります！ これは私達に中性子星の1つの角砂糖の価値（1立方センチメートルの価値）を与えるでしょう。
中性子縮退コアはさらに圧縮に強く抵抗し、崩壊を突然停止させる。 突然の衝撃の衝撃は、外側に伝播し始める衝撃波を開始します。 しかし、この衝撃だけでは星の爆発を引き起こすには十分ではありません。 流出物質によって生成されたエネルギーは、高密度の上にあるガス層の原子核によって迅速に吸収され、原子核を個々の中性子と陽子に分割します。
私たちの核プロセスの理解は、星の核の中の電子と陽子が合体して中性子を作るたびに、合併がニュートリノを放出することを示しています。 太陽の下で導入されたこれらの幽霊のような亜原子粒子、：原子力発電所は、原子力エネルギーの一部を運び去ります。 星の最後の悲惨な爆発を起こすのは彼らの存在です。 ニュートリノに含まれる総エネルギーは巨大です。 星の爆発の最初の1秒では、ニュートリノ（1046ワット）によって運ばれる電力は、10億以上の銀河のすべての星によって出される電力よりも大きい。
ニュートリノは通常、通常の物質とあまり相互作用しませんが（私たちは以前、実に反社会的であると非難しました）、崩壊する星の中心付近の物質は、ニュートリノがある程度相互作用するほど密度が高いです。 彼らは、このエネルギーの一部をコアのすぐ外側の星の層に堆積させます。 エネルギーのこの巨大な、突然の入力は、これらの層のinfallを反転させ、爆発的に外側にそれらを駆動します。 星の質量の大部分（核内の中性子星に入ったものを除いて）は、宇宙に外向きに排出されます。 先に見たように、このような爆発には少なくとも8MSunの星が必要であり、中性子星は最大3MSunの質量を持つことができます。 その結果、私たちの太陽の少なくとも5倍の質量は、そのような爆発的な出来事のそれぞれで宇宙に放出されます！
結果として生じる爆発は超新星と呼ばれます（図2）。 これらの爆発が近くで起こるとき、我々は次のセクションで説明するように、彼らは、最も壮大な天体のイベントの一つにすることができます。 （実際には、超新星爆発の少なくとも二つの異なるタイプがあります：私たちが説明してきたような、巨大な星の崩壊は、歴史的な理由から、II型超新星と この章の後半で型がどのように異なるかについて説明します）。
図2：他の銀河で5つの超新星爆発。 画像の一番上の行の矢印は超新星を指しています。 一番下の列は、星が爆発する前または後のホスト銀河を示しています。 これらの超新星のそれぞれは、3.5億年前から10億年前の間に爆発しました。 超新星が最初に爆発したときの超新星は、銀河全体と同じくらい明るくなることに注意してください。 (credit:modification of work by NASA,ESA,and A.Riess(STScI))
表1は、人生の終わりに異なる初期質量の星や恒星以下の物体に何が起こるかについてのこれまでの議論を要約しています。 私たちの科学的理解の多くと同様に、このリストは進行状況レポートを表しています。 様々な結果に対応する質量限界は、モデルが改善されるにつれて幾分変化する可能性がある。 星が死んだときに何が起こるかの詳細については、まだ理解していないことがたくさんあります。P>
| 表1：異なる質量を持つ星とSubstellarオブジェクトの究極の運命 | |
|---|---|
| 初期質量（太陽の質量=1） | その人生の終わりに最終的な状態 |
| 表1：異なる質量を持つ星とSubstellarオブジェクトの究極の運命 | |
| 初期質量（太陽の質量=1） | その生命の終わりに最終的な状態 |
| 0.01-0.08 | 褐色矮星 |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 0.08-0.08 | |
| 主にヘリウムで作られた白色矮星 | |
| 0。25-8 | 主に炭素と酸素で作られた白色矮星 |
| 8-10 | 酸素、ネオン、マグネシウムで作られた白色矮星 |
| 10-40 | 中性子星を残す超新星爆発 |
| >40 | |
| >40 | |
| >40 | |
| >40 | |
| /td> | ブラックホールを離れる超新星爆発 |
超新星が与え、超新星が奪う
超新星爆発の後、大質量星の寿命 しかし、それぞれの巨大な星の死は、その銀河の歴史の中で重要な出来事です。 星の生命の間に融合によって構築された要素は、現在、爆発によって宇宙に”リサイクル”され、新しい星や惑星を形成するガスや塵を豊かにするために利用できるようになっています。 超新星によって放出されたこれらの重元素は、惑星の形成や生命の起源にとって重要であるため、超新星や惑星状星雲からの質量損失がなければ、この本の著者も読者も存在しないと言っても過言ではありません。しかし、超新星爆発は、あなたのジュエリーの原子がどこから来たのかを尋ねたときに、思春期から老齢までの星で言及したものです。 超新星爆発は、膨張する材料を通ってバレル高エネルギー中性子の洪水を生成します。 これらの中性子は、鉄や他の原子核に吸収され、陽子に変わることができます。 したがって、彼らは金や銀のような地上のお気に入りを含む、鉄よりも大規模な要素を構築します。 これは、鉛やウランのような重い原子を作ることができる場所を私たちが知っている唯一の場所です。 あなたには、いくつかの金の宝石を着用（またはあなたの恋人にいくつかを与える）次回は、それらの金の原子がかつて爆発星の一部であったことを心
超新星が爆発すると、これらの元素（およびより安定した時間に作られたもの）は、星の間の既存のガスに放出され、それと混合されます。 このように、超新星は、より重い元素で銀河を豊かにする上で重要な役割を果たし、とりわけ、地球のような惑星を構成する化学元素や生命のビルディングブロックが、時間が経つにつれてより一般的になることを可能にします（図3）。
図3：ケプラー超新星Remant。 この画像は、有名な天文学者ヨハネス-ケプラーを含むスカイウォッチャーによって約400年前に最初に見られた超新星爆発の拡大遺跡を示しています。 ガスと塵の泡状のシュラウドは、現在14光年の幅であり、毎秒2,000キロメートル（時速4万マイル）で拡大しています。 この残骸は、X線（青と緑で示されている）から可視光（黄色）、赤外線（赤）の波長でエネルギーを放出します。 膨張している殻は、爆発した星で生産された鉄が豊富です。 メイン画像は、下部に見られる個々の単色画像を1つの多波長画像に結合します。 (credit:modification of work by NASA,ESA,R.Sankrit and W.Blair(Johns Hopkins University))
超新星はまた、宇宙線で議論されている高エネルギー宇宙線粒子の多くの源であると考えられています。 銀河の磁場によって閉じ込められ、爆発した星からの粒子は、天の川の広大な螺旋の周りを循環し続けます。 科学者たちは、数十億年にわたって地球生物の遺伝物質に当たる高速宇宙線が、地球上の生命の進化を推進する安定した突然変異-遺伝コードの微妙な変 私たちが言及したすべての方法で、超新星は新しい世代の星、惑星、そして生命の発展に役割を果たしてきました。しかし、超新星にも暗い側面があります。
しかし、超新星には暗い側面もあります。 生命体が超新星になることを運命づけられた巨大な星の近くにあることを起こる星の周りに発達する不幸を持っていると仮定してください。 そのような生命体は、近隣の星の爆発からの過酷な放射線と高エネルギー粒子が彼らの世界に到達するときに自分自身を嗅ぎ取るかもしれません。 一部の天文学者が推測しているように、生命が長寿命（低質量）の星の周りの多くの惑星で発達することができれば、その生命自身の星と惑星の適 生命は、近くの巨大な星が突然超新星になったために、いくつかの愉快に安定した星の周りに形成された可能性があります。 戦争地帯で生まれた子供たちが暴力的な近所の不当な犠牲者になるかもしれないのと同じように、超新星になる星に近すぎる人生は、間違った時に超新星爆発からの安全な距離は何ですか？
超新星爆発からの安全な距離は何ですか？
多くのことは、特定の爆発の暴力、それがどのようなタイプの超新星であるか（連星系の進化を参照）、そして私たちが受け入れて喜んでいる破壊のレベ 計算は、私たちから50光年未満の超新星は確かに地球上のすべての生命を終わらせることを示唆しており、100光年離れていても、ここでの放射線レベルに 地球上の約2万年前の海の生き物の小さな絶滅は、実際には約120光年の距離にある超新星によって引き起こされた可能性があります。幸いなことに、現在、太陽から50光年以内に超新星になることを約束する巨大な星は存在しないということです。
（これは、超新星になる巨大な星の種類が全体的に非常にまれであるため、部分的にあります。）私たちに最も近い巨大な星、スピカ（乙女座の星座）は、近い将来に超新星として爆発する場合でも、約260光年離れており、おそらく安全な距離です。
例1:極端な重力
このセクションでは、いくつかの非常に密なオブジェクトを紹介しました。 それらの物体の重力はあなたにどのように影響しますか？ 2つの物体の間の重力Fは、次のように計算されることを思い出してください。F=\frac{G{M}_{1}{M}_{2}}{{R}^{2}}
ここで、Gは重力定数、6.67×10-11Nm2/kg2、M1とM2は2つの物体の質量、Rはそれらの分離である。 また、ニュートンの第二法則から、
F=M\times a
ここで、aは質量Mの体の加速度です。
だから、地球や白い矮星のような体の上に立っている質量の状況を考えてみましょう（あなたは耐熱性の宇宙服を着ていると仮定します）。 あなたはM1であり、あなたが立っている体はM2です。 あなたが立っている体の重心との間の距離は、その半径Rです。F={M}_{1}\times a={\mathrm{GM}}_{1}{M}_{2}|{R}^{2}
aについて解くと、その世界の重力加速度は、
g=\frac{\left（G\times M\right）}{{R}^{2}
g=\frac{\left（G\times M\right）}{{R}^{2}
g=\frac{\left（G\times M\right）}{{R}^{2}
g=\frac{\left（G\times M\right）}{R}^{2}
g=\frac{\left（G\times M\right）}{R}^{2}
g=\frac{\left（G\times M\right）}}}
特定の白色矮星は、太陽の質量（2×1030KG）であり、地球の半径（6.4×106m）であると言います。
特定の白色矮星は、太陽の質量（2×1030KG）であり、地球の半径（6.4×106m）であると言います。
特定の白色矮星は、太陽の質量（2×1030KG）であると言います。
特定の白色矮星は、太陽の質量（2×1030KG）である。 白色矮星の表面での重力の加速度は何ですか？これは、white frac{\left(G\times{M}_{\text{Sun}}\right)}{{R}_{\text{Earth}}\right)whiteを意味します。white Frac{\left(G\times{M}_{\text{Sun}}\right)}{{R}_{\text{Earth}}\right)whiteを意味します。white Frac{\left(G\times{M}_{\text{Sun}}\right)}{{R}_{\text{Earth}}\right)whiteを意味します。white Frac{\left(G\times{M}_{\text{Sun}}\right)}{{R}_{\text{Earth}}\right)whiteを意味します。}}{}^{2}}=\10}s{-11}{\text{m}}s{2}{\text{|kg s}}2{2}\times2\times{10}3{30}\text{kg}\right)}{{\left(6.4\times{10}6{6}\text{m}\right)}{\left(6.4\times{10}6{6}\text{m}\right)}{\left(6.4\times{10}6{6}\text{m}\right)}{\left(6.4\times{10}6{6}\text{m}\right)}{\left(6.4\times{10}6{6}\text{m}\right)}{\)}^{2}}=3.26\times{10}times{6}{\text{m/s}}times{2}
これを地球の表面のgと比較してください。白い矮星が太陽の2倍の質量を持ち、地球の半径の半分だけである場合、表面の重力加速度は何ですか？
あなたの学習を確認してくこれは、g frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\Frac{1}{\Frac{1}{\frac{1}{\Frac{1}{\Frac{1}{\Frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{\frac{1}{10}-{-11}{\text{m}}s{2}{\text{/kg s}}times{2}\times4\times{10}3{30}\text{kg}\right)}{{\left(3.2\times{10}6{6}\right)}{{\left(3.2\times{10}6{6}\right)}{{\left(3.2\times{10}6{6}\right)}{{\left(3.2\times{10}6{6}\right)}{{\left(3.2\times{10}6{6}\right)}{{\)}^{2}}=2.61\times{10}^{7}{\text{m/s}}^{2}
主要な概念と概要
大質量星では、核の水素融合の後に重い元素を含むいくつかの他の融合反応が続きます。 それはエネルギーのすべてのソースを排出する直前に、巨大な星は、シリコン、硫黄、酸素、ネオン、炭素、ヘリウム、水素の殻に囲まれた鉄心を持っています。 鉄の融合はエネルギーを必要とします（それを解放するのではなく）。 星の鉄心の質量がチャンドラセカール限界を超えると（しかし3MSun未満である）、核の密度が原子核の密度を超えるまで核が崩壊し、典型的な直径20キロメートルの中性子星が形成される。 コアは反発してエネルギーを外側に移動させ、II型超新星爆発で星の外層を吹き飛ばします。
用語集
主要な概念と概要
大質量星では、核の水素融合の後に重い元素を含むいくつかの他の融合反応が続きます。 それはエネルギーのすべてのソースを排出する直前に、巨大な星は、シリコン、硫黄、酸素、ネオン、炭素、ヘリウム、水素の殻に囲まれた鉄心を持っています。 鉄の融合はエネルギーを必要とします（それを解放するのではなく）。 星の鉄心の質量がチャンドラセカール限界を超えると（しかし3MSun未満である）、核の密度が原子核の密度を超えるまで核が崩壊し、典型的な直径20キロメートルの中性子星が形成される。 コアは反発してエネルギーを外側に移動させ、II型超新星爆発で星の外層を吹き飛ばします。
中性子星：ほぼ完全に中性子で構成される非常に高密度のコンパクトな物体
II型超新星: 質量が太陽の約10倍を超える星の進化の終点で生成された恒星の爆発は、質量が0.25–8および8-10の範囲の
- 星がこれまでに議論したものとは異なるタイプの超新星を生成する可能性がある。 これらは連星系の進化で議論されている。 li