II型超新星

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大マゼラン雲の特異なタイプ II 超新星、SN 1987Aの拡大する残骸。NASAの画像。

タイプII 超新星またはSNII [ 1 ] (複数形:超新星) は、大質量星が中心核を急速に崩壊した後に激しく爆発することによって発生します。このタイプの爆発を起こすには、星の質量は太陽の質量( M ☉ ) の少なくとも 8 倍、40 倍から 50 倍以下である必要があります。[ 2 ]タイプ II 超新星は、スペクトルに水素が含まれていることで他のタイプの超新星と区別されます。これらは通常、銀河の渦巻き腕やH II 領域で観測されますが、楕円銀河では観測されません。楕円銀河は一般に、より古く質量の小さい星で構成され、超新星を引き起こすのに必要な若くて非常に質量の大きい星はほとんど存在しません。

恒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、大質量の恒星は、水素やヘリウムよりも原子量の大きい元素を融合させるのに必要な質量を持っていますが、温度と圧力がどんどん高くなるため、それに応じて恒星の寿命が短くなります。電子の縮退圧とこれらの核融合反応で発生するエネルギーは、重力に対抗して恒星の崩壊を防ぎ、恒星の平衡を維持するのに十分です。恒星は、水素、次にヘリウムというように、周期表の上位の元素を順に融合させ、鉄とニッケルの核が生成されます。鉄やニッケルの核融合では正味のエネルギー出力は生成されないため、それ以上の核融合は起こらず、ニッケルと鉄の核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の不足により、核は重力によって収縮し、恒星の重量を主に電子の縮退圧で支えられるまで収縮し続けます。

不活性コアの圧縮質量が約 1.4  M ☉のチャンドラセカール限界を超えると、電子の縮退だけでは重力圧縮に対抗できなくなります。数秒以内にコアの破滅的な爆縮が発生します。爆縮した内コアの支えがなくなると、外コアは重力によって内側に崩壊し、速度は光速の最大 23% に達します。この突然の圧縮によって内コアの温度が 1,000 億ケルビンまで上昇します。逆ベータ崩壊によって中性子とニュートリノが生成され、10 秒間のバーストで約 10 46 ジュール (100  foe ) が放出されます。内コアの崩壊は反発する核力と中性子の縮退によって停止され、爆縮が跳ね返って外側に跳ね返ります。この膨張する衝撃波のエネルギーは、上にある恒星物質を破壊し、脱出速度まで加速させるのに十分なもので、超新星爆発を引き起こします。衝撃波と極めて高い温度と圧力は急速に消散しますが、 鉄よりも重い元素が生成される短い期間を許容するのに十分な時間持続します。[ 3 ]恒星の初期質量に応じて、核の残骸は中性子星またはブラックホールを形成します。このメカニズムの性質から、結果として生じる超新星は核崩壊型超新星とも呼ばれます。

II型超新星爆発にはいくつかの種類があり、爆発後の光度曲線（光度と時間の関係を示すグラフ）に基づいて分類されます。II-L型超新星は爆発後に光度曲線が着実に（直線的に）減少するのに対し、II-P型超新星は光度曲線が緩やかに減少する期間（プラトー）を経て、通常の減衰を示します。Ib型およびIc型超新星は、質量の大きい恒星が水素と（Ic型の場合は）ヘリウムの外層を放出する、重力崩壊型超新星の一種です。その結果、これらの元素は欠乏しているように見えます。

形成

核崩壊直前の、進化した大質量星の玉ねぎのような層。（縮尺通りではありません。）

太陽よりはるかに質量の大きい恒星は、複雑な過程を経て進化します。恒星の中心部では、水素が核融合してヘリウムが生成され、熱エネルギーが放出されます。この熱エネルギーによって恒星の中心部が加熱され、外向きの圧力が加わることで恒星の各層が崩壊するのを防いでいます。この状態は恒星の平衡または静水力平衡と呼ばれています。中心部で生成されたヘリウムはそこに蓄積されます。中心部の温度はまだ、核融合を引き起こすほど高くありません。最終的に、中心部の水素が枯渇すると、核融合は減速し始め、重力によって中心部が収縮します。この収縮によって温度が十分に上昇し、ヘリウム核融合の短い段階（炭素と酸素が生成）が発生します。この段階は恒星の寿命の 10% 未満を占めます。

太陽質量の8倍未満の恒星では、ヘリウム核融合によって生成された炭素は核融合せず、恒星は徐々に冷えて白色矮星となる。[ 4 ] [ 5 ]これらの恒星が他の恒星や他の発生源からさらに質量を蓄積すると、Ia型超新星となる可能性がある。しかし、はるかに大きな恒星は、この時点を超えて核融合を続けるのに十分な質量を持つ。

これらの大質量星の核は、ヘリウム燃焼段階の終わりに星が収縮するときに、核内の炭素の核融合を開始するために必要な温度と圧力を直接作り出します。中心核は徐々に重くなる原子核が蓄積するにつれて、タマネギのように徐々に層状になり、最外層は水素ガス層、その周囲は水素の層でヘリウムに融合し、その周囲はヘリウムの層でトリプルアルファ過程を経て炭素に融合し、その周囲は徐々に重い元素に融合する層となります。この巨大な星が進化するにつれて、核での核融合が停止し、圧力と温度が次の核融合段階を開始するのに十分になるまで核が崩壊するという段階を繰り返します。そして崩壊を止めるために再点火します。[ 4 ] [ 5 ]

太陽質量の25倍の恒星 の核燃焼核融合段階
プロセス 主燃料 主な製品 25  M ☉星[ 6 ]
温度（K） 密度（g/cm 3） 間隔
水素燃焼水素ヘリウム7 × 10 710 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 82000 10 6 年
炭素燃焼プロセス炭素ネオン、ナトリウム、マグネシウム、アルミニウム8 × 10 810 61000年
ネオン燃焼プロセスネオンああ、神様1.6 × 10 910 73年
酸素燃焼プロセス酸素Si、S、Ar、Ca1.8 × 10 910 70.3年
シリコン燃焼プロセスシリコンニッケル（鉄に崩壊する） 2.5 × 10 910 85日間

コア崩壊

このプロセスを制限する要因は、核融合によって解放されるエネルギー量であり、これはこれらの原子核を結合エネルギーに依存しています。各追加ステップで徐々に重い原子核が生成され、核融合時に解放されるエネルギーは徐々に少なくなります。さらに、炭素燃焼から始まると、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率につながります。[ 7 ]この状態はニッケル56が​​生成されるまで続き、ニッケル56は放射性崩壊して数か月かけてコバルト56、さらに鉄56に変化します。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、 [ 8 ]核融合によって中心核でエネルギーを生成することはできず、ニッケル鉄中心核が成長します。[ 5 ] [ 9 ]この中心核は非常に大きな重力圧力を受けています。恒星の温度をさらに上げて崩壊を防ぐ核融合が起こらないため、中心核は電子の縮退圧によってのみ支えられています。この状態では、物質の密度が非常に高いため、さらに凝縮すると電子が同じエネルギー状態を占める必要が生じます。しかし、電子のような同一のフェルミオン粒子の場合、これは禁制です。この現象はパウリの排他原理と呼ばれます。

核の質量がチャンドラセカール限界の約1.4  M ☉を超えると、縮退圧力ではもはや核を支えることができなくなり、壊滅的な崩壊が起こります。[ 10 ]核の外側の部分は最大 中心核は毎秒7万キロメートル（光速の23％）の速度で収縮し、恒星の中心に向かって崩壊していきます。[ 11 ]急速に収縮する中心核は加熱され、高エネルギーガンマ線を発生させます。このガンマ線は光崩壊によって鉄の原子核をヘリウムの原子核と自由中性子に分解します。中心核の密度が増加すると、電子と陽子が逆ベータ崩壊によって融合するのにエネルギー的に有利になり、中性子とニュートリノと呼ばれる素粒子が生成されます。ニュートリノは通常の物質とほとんど相互作用しないため、中心核から逃げ出し、エネルギーを運び去り、数ミリ秒のタイムスケールで進行する崩壊をさらに加速させます。中心核が恒星の外層から離れると、これらのニュートリノの一部が恒星の外層に吸収され、超新星爆発が始まります。[ 12 ]

II型超新星の場合、原子核の密度に匹敵する密度において、強い力と中性子の縮退圧力によって媒介される短距離中性子間反発相互作用によって、最終的に崩壊が停止します。崩壊が停止すると、落下する物質は跳ね返り、外方に向かって伝播する衝撃波を生成します。この衝撃波のエネルギーは、核内の重元素を分解します。これにより衝撃波のエネルギーが減少し、外核内での爆発が停止する可能性があります。[ 13 ]

コアの崩壊段階は非常に高密度で高エネルギーであるため、ニュートリノのみが脱出できる。陽子と電子が電子捕獲によって中性子を形成する際に、電子ニュートリノが生成される。典型的なII型超新星では、新たに形成された中性子コアの初期温度は約1000億ケルビンで、これは太陽コアの温度の10の4乗倍である。安定した中性子星を形成するには、この熱エネルギーの大部分を放出する必要がある。さもなければ、中性子は「蒸発」してしまう。これは、ニュートリノのさらなる放出によって達成される。[ 14 ]これらの「熱的」ニュートリノは、あらゆるフレーバーのニュートリノ-反ニュートリノ対として形成され、その総数は電子捕獲ニュートリノの数倍となる。[ 15 ] 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の46乗ジュール（100の foe）を放出します。[ 16 ]

明確には解明されていない過程を経て、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の44乗ジュール（1の4乗）が失速した衝撃波によって再吸収され、超新星爆発を引き起こす。[ 13 ]超新星によって生成されたニュートリノは、超新星1987Aのケースで観測され、天体物理学者はコア崩壊の描像が基本的に正しいと結論付けた。水ベースのカミオカンデIIとIMBの装置は熱起源の反ニュートリノを検出し、[ 14 ]ガリウム -71ベースのバクサン装置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）を検出した。

進化した大質量星の内部では、（a）玉ねぎ型の元素層が核融合を起こし、ニッケル鉄核を形成します。（b）この核はチャンドラセカール質量に達し、崩壊し始めます。（c）核の内側部分は中性子に圧縮され、（d）落下する物質が跳ね返り、外向きに伝播する衝撃波面（赤）を形成します。（e）衝撃波は失速し始めますが、ニュートリノとの相互作用によって再び活発化します。（f）周囲の物質は吹き飛ばされ、縮退した残骸だけが残ります。

起源となる恒星の質量が約 20  M ☉以下の場合(爆発の強さと落下する物質の量に依存する)、コアの崩壊後に縮退した残骸は中性子星となる。[ 11 ]この質量を超えると、残骸は崩壊してブラックホールを形成する。[ 5 ] [ 17 ]このタイプのコアの崩壊シナリオの理論的な限界質量は約 40–50  M ☉である。この質量を超えると、恒星は超新星爆発を形成せずに直接ブラックホールに崩壊すると考えられているが[ 18 ] 、超新星崩壊モデルの不確実性により、これらの限界の計算は不確実である。

理論モデル

素粒子物理学の標準モデルは、すべての物質を構成する素粒子間の既知の4つの基本的な相互作用のうち3つを説明する理論です。この理論により、多くの条件下で粒子がどのように相互作用するかを予測できます。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。[ 19 ]超新星に含まれる粒子あたりのエネルギーは十分に小さいため、素粒子物理学の標準モデルから得られる予測は基本的に正しいと考えられます。しかし、高密度のために標準モデルの修正が必要になる場合があります。[ 20 ]特に、地球上の粒子加速器は、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成できますが、[ 21 ]これらの実験では、個々の粒子が個々の粒子と相互作用するため、超新星内の高密度によって新しい効果が生じる可能性があります。超新星におけるニュートリノと他の粒子の相互作用は、十分に理解されていると考えられている弱い核力によって発生します。しかし、陽子と中性子の相互作用には強い核力が関わっており、これについては十分に理解されていない。[ 22 ]

II型超新星における未解決の大きな問題は、ニュートリノバーストがどのようにエネルギーを恒星の他の部分に伝達し、衝撃波を発生させ、恒星を爆発させるのかが解明されていないことです。上記の議論から、爆発を引き起こすにはエネルギーのわずか1%を伝達するだけで十分ですが、その1%の伝達がどのように起こるのかを説明することは、関連する粒子相互作用は十分に理解されていると考えられているにもかかわらず、極めて困難であることが判明しています。1990年代には、このモデルの一つとして対流反転が提唱されました。これは、下からのニュートリノによる対流、または上方からの物質の落下によって、祖星の破壊プロセスが完了することを示唆しています。この爆発では、中性子捕獲と、ニュートリノが「ニュートリノ圏」の境界に押し寄せる圧力によって、鉄よりも重い元素が生成されます。この雲は、恒星が元々形成された物質よりも重元素を多く含んだガスと塵の雲を周囲の空間に撒き散らします。[ 23 ]

ニュートリノ物理学は標準モデルによってモデル化されており、このプロセスを理解する上で極めて重要です。[ 20 ]もう1つの重要な研究分野は、死にゆく星を構成するプラズマの流体力学です。中心核の崩壊中にプラズマがどのように振る舞うかによって、衝撃波がいつどのように形成され、いつどのように失速して再励起されるかが決まります。 [ 24 ]

実際、いくつかの理論モデルでは、失速した衝撃波に「定在降着衝撃波不安定性」（SASI）と呼ばれる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、失速した衝撃波を非球面摂動が振動させ、変形させることによって生じます。SASIは、失速した衝撃波の再エネルギー化を目的としたコンピュータシミュレーションにおいて、ニュートリノ理論と併用されることがよくあります。[ 25 ]

コンピュータモデルは、衝撃波形成後のII型超新星の挙動を非常に正確に計算してきた。爆発の最初の1秒を無視し、爆発が始まったと仮定することで、天体物理学者は超新星によって生成される元素と、超新星からの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た。 [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]

II-L型超新星とII-P型超新星の光度曲線

時間の関数としての光度のこのグラフは、II-L 型および II-P 型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（水素原子がエネルギーを吸収する特徴的な周波数における放射量の低下）が現れる。この線の存在は、このカテゴリーの超新星をI型超新星と区別するために用いられる。

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、ピーク輝度まで上昇した後、減衰するという特徴的な変化が見られる。これらの光度曲線の平均減衰率は1日あたり0.008 等級であり、Ia型超新星の減衰率よりもはるかに低い。II型は、光度曲線の形状によって2つのクラスに分類される。II-L型超新星の光度曲線は、ピーク輝度の後に着実に（直線的に）減衰する。対照的に、II-P型超新星の光度曲線は、減衰中に特徴的な平坦な部分（プラトーと呼ばれる）があり、これは光度がよりゆっくりと減衰する期間を示している。純光度減衰率はII-P型では1日あたり0.0075等級であるのに対し、II-L型では1日あたり0.012等級と低い。[ 29 ]

光度曲線の形状の違いは、II-L型超新星の場合、前駆星の水素外層の大部分が放出されたことに起因すると考えられています。[ 29 ] II-P型超新星のプラトー期は、外層の不透明度の変化によって生じます。衝撃波は外層内の水素を電離させ、水素原子から電子を剥ぎ取ります。その結果、不透明度が大幅に増加します。これにより、爆発内部からの光子が逃げるのを防ぎます。水素が再結合できるほど十分に冷えると、外層は透明になります。[ 30 ]

I型超新星

「n」は「狭い」を意味し、スペクトル中に狭い、あるいは中程度の幅の水素輝線が存在することを示しています。中程度の幅の場合、爆発からの噴出物は恒星の周りのガス、すなわち星周物質と強く相互作用している可能性があります。[ 31 ] [ 32 ] 観測特性を説明するために必要な推定星周密度は、標準的な恒星進化理論から予想される値よりもはるかに高いです。[ 33 ]一般的に、高い星周密度は、IIn型祖先星の質量損失率が高いためだと考えられています。推定質量損失率は、通常、10 −3  M ☉ /年。これらの星は、爆発前に大きな質量損失を伴う明るい青色変光星に似た星として発生したという兆候がある。 [ 34 ] SN 1998SとSN 2005glはIIn型超新星の例である。 非常にエネルギーの高い超新星であるSN 2006gyも別の例である可能性がある。[ 35 ]

IIn型超新星の中には、星周物質との相互作用を示し、星周塵の温度上昇につながるものもある。この温かい塵は、中間赤外線の増光として観測される。星周物質が超新星からさらに広がっている場合、中間赤外線の増光が赤外線エコーを引き起こし、増光が1000日以上続くことがある。これらの種類の超新星は、珍しい2010jl型超新星に属し、典型的なSN 2010jlにちなんで名付けられている。2010jl型超新星のほとんどは、廃止されたスピッツァー宇宙望遠鏡と広域赤外線探査衛星によって発見された（例：SN 2014ab、SN 2017hcc）。[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]

IIb型超新星

タイプ IIb 超新星は、初期スペクトルに弱い水素線があるため、タイプ II に分類されます。しかし、後に H 放出は検出できなくなり、光度曲線にタイプ Ib 超新星によく似たスペクトルを持つ 2 番目のピークも現れます。前駆星は、外層のほとんどを放出した大質量星、または連星系の伴星との相互作用により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るコアが残った星である可能性があります。[ 40 ] タイプ IIb の放出物が拡大すると、水素層は急速に透明になり、より深い層が現れます。[ 40 ] タイプ IIb 超新星の典型的な例はSN 1993Jです[ 41 ] [ 42 ]。別の例としては、カシオペヤ Aがあります[ 43 ]。IIbクラスは、Woosley らによって（理論的な概念として）初めて導入されました。 1987年に[ 44 ]、このクラスはすぐにSN 1987K [ 45 ]とSN 1993J [ 46 ]にも適用されました。

参照

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