星は永遠に生きているわけではありません。 彼らも生まれて死ぬのです。 それらの中には、太陽のように、数十億年間存在し、静かに老年期を迎え、その後ゆっくりと消えていくものもあります。 はるかに短く、より波瀾万丈な生涯を送り、悲惨な死を運命づけられている人もいます。 彼らの存在は大爆発によって中断され、その後星は超新星に変わります。 超新星の光は宇宙を照らします。その爆発は数十億光年の距離からでも見ることができます。 以前は何もなかったように見える空に、突然星が現れます。 したがって、名前が付けられました。 古代人は、そのような場合には新しい星が実際に光ると信じていました。 今日、私たちは実際には星は生まれるのではなく死ぬことを知っていますが、その名前は同じ「超新星」のままです。

スーパーノヴァ 1987A

1987年2月23日から24日の夜、私たちに最も近い銀河の一つで。 わずか 16 万 3,000 光年離れた大マゼラン雲の、ドラドゥス座に超新星が出現しました。 肉眼でも見えるようになり、5月には可視等級+3等級に達しましたが、その後数か月で徐々に明るさを失い、再び望遠鏡や双眼鏡がないと見えなくなりました。

現在と過去

超新星 1987A は、その名前が示すように、1987 年に観測された最初の超新星であり、望遠鏡時代の黎明期以来初めて肉眼で見える超新星でした。 実際、私たちの銀河系での最後の超新星爆発は、望遠鏡がまだ発明されていなかった 1604 年に観測されました。

しかし、より重要なのは、star* 1987A が現代の農学者に、比較的近距離で超新星を観察する初めての機会を与えたことです。

以前は何がありましたか？

超新星 1987A の研究により、それがタイプ II 超新星であることが示されました。 つまり、空のこの部分の以前の写真で発見された始祖星または先行星は、質量が太陽のほぼ20倍である青色超巨星であることが判明した。 したがって、それは核燃料がすぐになくなってしまう非常に熱い星でした。

巨大な爆発の後に残ったのは急速に膨張するガス雲だけで、その中に理論的には中性子星の出現が予想されていたはずの中性子星をまだ誰も識別することができなかった。 天文学者の中には、星は依然として放出されたガスに覆われていると主張する人もいるが、星の代わりにブラックホールが形成されていると仮説を立てる人もいる。

スターの生涯

星は、星間物質の雲の重力圧縮の結果として誕生します。星間物質が加熱されると、その中心核は熱核反応を開始するのに十分な温度になります。 すでに点火した星のその後の発達は、初期質量と化学組成という 2 つの要素に依存し、特に 1 つ目は燃焼速度を決定します。 質量が大きい星はより熱くて軽いですが、それが早く燃え尽きてしまう理由です。 したがって、大質量星の寿命は低質量星に比べて短くなります。

赤色巨星

水素を燃やす星は「初期段階」にあると言われています。 どの星の寿命もほとんどがこの段階と一致します。 たとえば、太陽は 50 億年間主相にあり、その後も長期間そこに留まります。この期間が終了すると、私たちの星は短い不安定相に入り、その後、今度は再び安定します。赤色巨星の形をしている。 赤色巨星は、主期の星とは比較にならないほど大きくて明るいですが、はるかに温度も低いです。 さそり座のアンタレスやオリオン座のベテルギウスは、赤色巨星の代表的な例です。 その色は肉眼でもすぐに認識できます。

太陽が赤色巨星に変わると、その外層は水星と金星を「吸収」し、地球の軌道に到達します。 赤色巨星の段階では、星は大気の外層のかなりの部分を失い、これらの層は、こと座の環状星雲である M57 や、こぎつぎ座のダンベル星雲である M27 のような惑星状星雲を形成します。 どちらも望遠鏡で見るのに最適です。

決勝への道

この瞬間から、星のさらなる運命は必然的にその質量に依存します。 太陽質量が 1.4 倍未満の場合、核燃焼の終了後、そのような星は外層から解放され、質量が小さい星の進化の最終段階である白色矮星に縮小します。 白色矮星が冷えて見えなくなるまでには数十億年かかります。 対照的に、大質量星（太陽の少なくとも 8 倍の質量）は、水素がなくなると、ヘリウムや炭素などの水素より重いガスを燃やして生き残ります。 圧縮と膨張の一連の段階を経たこのような星は、数百万年後に壊滅的な超新星爆発を経験し、膨大な量の自身の物質を宇宙に放出し、超新星残骸に変わります。 約 1 週間以内に、超新星は銀河内のすべての星の明るさを超え、その後すぐに暗くなります。 中性子星は中心に残り、巨大な密度を持った小さな天体です。 星の質量がさらに大きくなると、超新星爆発の結果、星ではなくブラックホールが出現します。

超新星の種類

天文学者たちは、超新星から発せられる光を研究することで、超新星はすべて同じではなく、スペクトルに表される化学元素に応じて分類できることを発見しました。 ここで水素は特別な役割を果たします。超新星スペクトルに水素の存在を確認する線が含まれている場合、それはタイプ II に分類されます。 そのような線がない場合、それはタイプ I として分類されます。タイプ I 超新星は、スペクトルの他の要素を考慮して、サブクラス la、lb、および l に分類されます。

爆発の性質の違い

タイプとサブタイプの分類は、爆発の根底にあるさまざまなメカニズムと、さまざまなタイプの始原星を反映しています。 SN 1987A のような超新星爆発は、大きな質量（太陽の 8 倍以上）を持つ星の進化の最終段階で発生します。

lb 型および lc 型超新星は、強い恒星風や連星系の別の星への物質の移動により、水素エンベロープのかなりの部分を失った大質量星の中心部分の崩壊によって生じます。

さまざまな先人たち

lb 型、lc 型、および II 型のすべての超新星は、集団 I の星、つまり渦巻銀河の円盤に集中している若い星に由来します。 次に、la 型超新星は古い集団 II 星に由来し、楕円銀河と渦巻銀河の中心の両方で観察できます。 このタイプの超新星は、連星系の一部である白色矮星から発生し、近隣の星から物質を引き寄せています。 白色矮星の質量がその安定限界（チャンドラセカール限界と呼ばれる）に達すると、炭素原子核の急速な融合プロセスが始まり、爆発が起こり、その結果、星はその質量の大部分を放出します。

異なる明るさ

異なるクラスの超新星は、スペクトルが異なるだけでなく、爆発時に達成される最大光度、およびこの光度が時間の経過とともにどのように正確に減少するかも異なります。 I 型超新星は一般に II 型超新星よりもはるかに明るいですが、暗くなるのもかなり早くなります。 I 型超新星は、明るさがピークに達した状態で数時間から数日間持続しますが、II 型超新星は最大数か月持続することがあります。 非常に大きな質量（太陽の数十倍）を持つ星が「極超新星」のようにさらに激しく爆発し、その中心がブラックホールになるという仮説が提唱されました。

歴史上の超小説

天文学者は、平均して 100 年に 1 つの超新星が銀河系で爆発すると信じています。 しかし、過去 2000 年間に歴史的に記録されている超新星の数は 10 にも達していません。その理由の 1 つは、超新星、特に II 型がらせん腕の中で爆発するという事実によるものと考えられます。そこでは星間塵がはるかに密度が高く、したがって、 、超新星の輝きを暗くすることができます。

最初に見たのは

科学者たちは他の候補を検討していますが、今日では史上初の超新星爆発の観測は西暦 185 年に遡るというのが一般的に受け入れられています。 それは中国の天文学者によって記録されました。 中国でも386年と393年に銀河超新星爆発が観測された。 それから 600 年以上が経過し、ついに別の超新星が空に現れました。1006 年、新しい星がおおかみ座で輝き、今回は特にアラブとヨーロッパの天文学者によって記録されました。 この最も明るい星（明るさのピーク時の見かけの等級は -7.5 に達しました）は、1 年以上空に見え続けました。
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かに星雲

1054 年の超新星も非常に明るかった (最大等級 -6) が、これもまた中国の天文学者だけが注目し、おそらくアメリカ先住民も注目した。 この超新星は、おそらく最も有名な超新星です。なぜなら、その残骸がおうし座のかに星雲であり、シャルル・メシエがカタログの 1 番に含めているからです。

また、1181年にカシオペア座に超新星が出現したという情報も中国の天文学者に提供してもらっている。 今度は 1572 年にそこで別の超新星が爆発しました。 この超新星は、その外観とその後の明るさの変化の両方を著書『新しい星について』で説明したティコ・ブラーエを含むヨーロッパの天文学者にも注目され、その名前は、そのような星を指すために一般的に使用される用語を生み出しました。 。

超新星静​​か

32 年後の 1604 年に、別の超新星が空に現れました。 ティコ・ブラーエはこの情報を学生のヨハネス・ケプラーに伝え、彼は「新しい星」の追跡を開始し、「へびつかい座の麓の新しい星について」という本を献呈しました。 この星はガリレオ・ガリレイによっても観察されており、現在でも銀河系で爆発する様子を肉眼で確認できる最後の超新星である。

しかし、別の超新星が天の川で、再びカシオペア座（銀河系の超新星が 3 つ発生した記録を持つ星座）で爆発したことは疑いの余地がありません。 この出来事の視覚的な証拠はありませんが、天文学者はこの星の残骸を発見し、それが1667年に起こった爆発に対応するに違いないと計算しています。

天の川銀河の外では、超新星 1987A に加えて、アンドロメダ銀河で爆発した 2 番目の超新星 1885 も観測されました。

超新星観測

超新星を探すには忍耐と正しい方法が必要です。

最初のものが必要です。なぜなら、最初の晩に超新星を発見できるという保証は誰にもないからです。 時間を無駄にしたくないし、本当に超新星を発見する可能性を高めたいのであれば、2 つ目は欠かせません。 主な問題は、遠方の銀河で超新星爆発がいつ、どこで起こるかを予測することが物理的に不可能であることです。 そのため、超新星ハンターは毎晩空をスキャンし、この目的のために慎重に選ばれた数十個の銀河をチェックしなければなりません。

やらなければいけないことは何

最も一般的な手法の 1 つは、特定の銀河に望遠鏡を向け、その外観を以前の画像 (図面、写真、デジタル画像) と比較することです。理想的には、観測に使用した望遠鏡とほぼ同じ倍率で行います。 そこに超新星が現れたら、すぐに目に入るでしょう。 今日、多くのアマチュア天文学者は、コンピュータ制御の望遠鏡や星空の写真をデジタル形式で直接撮影できる CCD カメラなど、プロの天文台にふさわしい機器を所有しています。 しかし今日でも、多くの観測者は、単に望遠鏡を特定の銀河に向け、接眼レンズを覗いて、別の星がどこかに現れるかどうかを期待して、超新星を探しています。

必要な設備

もちろん、超新星探知にはそれほど高度な機器は必要ありません。望遠鏡の能力を考慮する必要があります。 実際のところ、各計器にはさまざまな要因に応じて限界等級があり、その中で最も重要なのはレンズの直径です（ただし、光害に応じて空の明るさも重要です。小さいほど） 、制限値が高くなります)。 望遠鏡を使用すると、超新星を探している何百もの銀河を観察できます。 ただし、観察を始める前に、銀河を特定するための天体図と、観察する予定の銀河の図面や写真を手元に用意しておくことが非常に重要です (超新星ハンター向けのリソースがインターネット上に多数あります)。最後に、各観察セッションのデータを記録する観察ログです。

スーパーノヴァ、星の死を告げる爆発。 超新星爆発は、それが起きた銀河よりも明るいことがあります。

超新星は主に 2 つのタイプに分けられます。 タイプ I は、光学スペクトル内の水素の欠乏によって特徴付けられます。 したがって、これは白色矮星の爆発であると考えられています。白色矮星は太陽に近い質量を持ちますが、サイズが小さく密度が高い星です。 白色矮星は通常の星の進化の最終生成物であるため、水素をほとんど含んでいません。 1930 年代に、S. チャンドラセカールは、白色矮星の質量が一定の制限を超えることはできないことを示しました。 それが通常の星と連星系にある場合、その物質は白色矮星の表面に流れ込む可能性があります。 その質量がチャンドラセカールの限界を超えると、白色矮星は崩壊（収縮）し、加熱して爆発します。 こちらも参照出演者。

1987 年 2 月 23 日に、私たちの隣の銀河である大マゼラン雲で II 型超新星が爆発しました。 彼女には、望遠鏡を使用して超新星爆発を最初に発見し、その後肉眼でも超新星爆発を発見したイアン・シェルトンという名前が与えられました。 (最後のこのような発見は、望遠鏡が発明される直前の 1604 年に銀河系で超新星爆発を見たケプラーのものです。) 1987 年の光学的超新星爆発と同時に、日本と米国に特別な検出器が設置されました。 オハイオ州 (米国) は、ニュートリノの束を記録しました。ニュートリノは、星の核の崩壊中に非常に高温で生まれ、その殻を容易に貫通する素粒子です。 ニュートリノの流れは約15万年前に光学フレアを伴って星から放出されましたが、光子とほぼ同時に地球に到達し、ニュートリノには質量がなく光速で移動することが証明されました。 これらの観測は、核自体が中性子星に崩壊するときに、崩壊する星の核の質量の約 10% がニュートリノの形で放出されるという仮定も裏付けました。 非常に重い星では、超新星爆発中に核がさらに高密度に圧縮され、おそらくブラックホールに変わりますが、星の外層はまだ剥がれ落ちたままです。 Cm. またブラックホール。

私たちの銀河系では、かに星雲が、1054 年に中国の科学者によって観測された超新星爆発の残骸です。有名な天文学者 T. ブラーエも、1572 年に銀河系で発生した超新星爆発を観測しました。 シェルトンの超新星は、ケプラー以来初めて発見された近くの超新星でしたが、過去 100 年間に、より遠くにある他の銀河にある数百の超新星が望遠鏡で観察されています。

超新星爆発の残骸には、炭素、酸素、鉄、およびより重い元素が見つかります。 したがって、これらの爆発は、化学元素の形成プロセスである元素合成において重要な役割を果たします。 50億年前、太陽系の誕生の前に超新星爆発があった可能性があり、その結果、太陽や惑星の一部となる多くの元素が発生しました。 核合成。

ケプラー超新星残骸

超新星または超新星爆発は、明るさが 4 ～ 8 桁 (12 等級) 急激に変化し、その後発生が比較的ゆっくりと減衰する現象です。 それは、巨大なエネルギーの放出を伴い、いくつかの星の進化の終わりに生じる大変動の過程の結果です。

中性子星第1E 161348-5055を中心とする超新星残骸RCW 103

原則として、超新星は事後、つまり現象がすでに発生し、その放射が に達したときに観察されます。 したがって、その性質は長い間不明でした。 しかし現在、この種のアウトブレイクにつながるかなり多くのシナリオが提案されているが、主な規定はすでにかなり明確になっている。

爆発は、かなりの質量の星物質の星間空間への放出を伴い、爆発する星の物質の残りの部分から、通常、コンパクトな物体、つまり中性子星またはブラックホールが形成されます。 それらは一緒になって超新星残骸を形成します。

以前に得られたスペクトルと光​​度曲線の包括的な研究を、残骸や始原星の可能性のある星の研究と組み合わせて行うことで、より詳細なモデルを構築し、爆発時に存在した条件を研究することが可能になります。

とりわけ、フレア中に放出された物質には、星の生涯を通じて起こった熱核融合の生成物が主に含まれています。 一般的には超新星、特にそれぞれの超新星が化学的に進化するのです。

この名前は、明るさが時間の経過とともに大きく変化する星、いわゆる新星を研究する歴史的なプロセスを反映しています。 同様に、超新星の中には、超新星というサブクラスが存在します。

名前はタグ SN とそれに続く開設年で構成され、1 文字または 2 文字の指定で終わります。 今年の最初の 26 個の超新星には、名前の末尾に大文字の A から Z までの一文字の指定が付けられます。残りの超新星には、小文字の 2 文字の指定 (aa、ab など) が付けられます。 未確認の超新星は、PSN (超新星の可能性) という文字で指定され、天体座標は Jhhmmssss+ddmmsss の形式になります。

タイプ I の光度曲線は非常に類似しています。2 ～ 3 日間急激な増加があり、その後 25 ～ 40 日間は大幅な低下 (3 等級) に置き換えられ、その後ゆっくりと弱まり、日中はほぼ直線的になります。大きさのスケール。

しかし、タイプ II の光度曲線は非常に多様です。 一部の人にとって、曲線はタイプ I の曲線に似ていましたが、線形段階が始まるまでの明るさの低下がよりゆっくりと長くなっただけでした。 他のものは、ピークに達した後、最長 100 日間その状態に留まり、その後、明るさが急激に低下し、直線的な「尾」に達しました。 最大値の絶対の大きさは大きく異なります。

上記の分類には、さまざまなタイプの超新星スペクトルの基本的な特徴がすでに含まれています。含まれていないものについて詳しく見てみましょう。 第一の非常に重要な特徴は、長い間、得られたスペクトルの解釈を妨げていたが、主線が非常に幅広いことである。

II 型および Ib\c 超新星のスペクトルは次のような特徴があります。
最大輝度付近に狭い吸収特徴が存在し、狭い非変位発光成分が存在します。
紫外線で観察される線、 、 、。

フレアの頻度は、銀河内の星の数、または通常の銀河の場合と同様に明るさに依存します。

この場合、超新星 Ib/c と II は渦巻き状の腕に向かって引力します。

内部の衝撃波、自由に流れる風、ジェットを示すかに星雲 (X 線画像)

若い残りの正規スキームは次のとおりです。

コンパクトな残りの可能性があります。 通常はパルサーですが、ブラックホールの可能性もあります
星間物質内を伝播する外部衝撃波。
超新星噴出物物質内を伝播する戻り波。
二次的には、星間物質の塊や高密度の超新星放出の中で伝播します。

それらは一緒に次の図を形成します。外部衝撃波の前部の後ろでは、ガスは TS ≥ 107 K の温度に加熱され、0.1 ～ 20 keV の光子エネルギーで X 線範囲で放出されます。戻り波の前部は、X 線放射の 2 番目の領域を形成します。 高度にイオン化された Fe、Si、S などの線は、両方の層からの放射の熱的性質を示しています。

若い残骸からの光放射により、二次波面の後ろにガスの塊が生成されます。 それらの中での伝播速度が速いため、ガスがより速く冷却され、放射線が X 線領域から光学領域に通過することを意味します。 光放射の衝突源は、線の相対強度によって確認されます。

カシオペア座 A の繊維は、物質の塊の起源が 2 つあることを明らかにしています。 いわゆる高速フィラメントは 5000 ～ 9000 km/s の速度で飛び立ち、O、S、Si 線でのみ放出します。つまり、これらは超新星爆発の瞬間に形成される塊です。 定常凝結の速度は 100 ～ 400 km/s であり、その中には通常の濃度の H、N、O が観察されます。これは、この物質が超新星爆発のずっと前に放出され、後に外部の衝撃波によって加熱されたことを示しています。 。

強い磁場中の相対論的粒子からのシンクロトロン電波放射は、残骸全体の主な観測痕跡である。 その局在化の領域は、外部波と戻り波の前部領域です。 放射光はX線領域でも観測されます。

超新星 Ia の性質は他の爆発の性質とは異なります。 これは、楕円銀河に Ib\c 型フレアと II 型フレアが存在しないことによって明確に証明されています。 後者に関する一般的な情報から、そこにはガスと青い星がほとんどなく、星の形成は1010年前に終わっていることが知られています。 これは、すべての大質量星がすでに進化を完了し、太陽質量よりも小さい質量の星だけが残り、それ以上は残らないことを意味します。 星の進化理論から、この種の星は爆発できないことが知られているため、質量が 1 ～ 2M⊙ の星には寿命延長機構が必要です。

Ia\Iax スペクトルに水素の線が存在しないことは、元の星の大気中に水素が非常に少ないことを示しています。 噴出される物質の質量は 1M⊙ と非常に大きく、主に炭素、酸素、その他の重元素が含まれています。 そして、シフトした Si II ラインは、放出中に核反応が活発に起こっていることを示しています。 これらすべてのことから、先代の星は白色矮星であり、おそらく炭素酸素であることが確信できます。

Ib\c 型超新星と II 型超新星の渦巻腕への引力は、始原星が質量 8 ～ 10M⊙ の短命の O 星であることを示しています。

支配的なシナリオ

必要な量のエネルギーを放出する方法の 1 つは、熱核燃焼、つまり熱核爆発に関与する物質の質量を急激に増加させることです。 しかし、単一星の物理学ではこれは許可されません。 主系列上に位置する星のプロセスは平衡状態にあります。 したがって、すべてのモデルは恒星の進化の最終段階である白色矮星を考慮しています。 ただし、後者自体は安定した星であり、チャンドラセカールの限界に近づいた場合にのみすべてが変化します。 このことから、熱核爆発は恒星系でのみ、おそらくいわゆる二重星でのみ起こり得るという明白な結論が得られます。

このスキームには、爆発に関与する物質の状態、化学組成、および最終質量に影響を与える 2 つの変数があります。

2番目の伴星は普通の星で、そこから最初の伴星に物質が流れ込みます。
2番目の伴星は同じ白色矮星です。 このシナリオは二重縮退と呼ばれます。

チャンドラセカールの限界を超えると爆発が発生します。
彼の目の前で爆発が起こる。

すべての超新星 Ia シナリオに共通するのは、爆発する矮星はおそらく炭素酸素であるということです。

反応する物質の質量によって爆発のエネルギーが決まり、それに応じて最大の明るさも決まります。 白色矮星の全質量が反応すると仮定すると、爆発のエネルギーは 2.2 1051 erg になります。

光度曲線のさらなる挙動は主に減衰連鎖によって決まります。

56Ni 同位体は不安定で、半減期は 6.1 日です。 さらに、e-capture により、主に 1.72 MeV のエネルギーの励起状態で 56Co 核が形成されます。 この準位は不安定であり、電子の基底状態への遷移には、0.163 MeV から 1.56 MeV のエネルギーを持つ γ 量子のカスケードの放出が伴います。 これらの量子はコンプトン散乱を経験し、そのエネルギーはすぐに約 100 keV まで減少します。 このような量子はすでに光電効果によって効果的に吸収されており、その結果物質を加熱します。 星が膨張するにつれて、星の中の物質の密度は減少し、光子の衝突の数は減少し、星の表面物質は放射線に対して透明になります。 理論計算が示すように、この状況は星が最大光度に達してから約 20 ～ 30 日後に発生します。

発症から60日後にはγ線に対して透明になります。 光度曲線は指数関数的に減衰し始めます。 この時点までに、56Ni はすでに崩壊しており、最大 4.2 MeV の励起エネルギーで 56Co から 56Fe への β 崩壊によりエネルギー放出が発生します (T1/2 = 77 日)。

重力崩壊機構のモデル

必要なエネルギーの放出に関する 2 番目のシナリオは、星の核の崩壊です。 その質量は、その残骸である中性子星の質量と正確に等しくなければなりません。

一方で、放出されたエネルギーを運び去り、他方で物質と相互作用しないキャリアが必要です。 ニュートリノはそのような運び屋の役割に適しています。

その形成にはいくつかのプロセスが関与します。 星の不安定化と圧縮の開始にとって最初で最も重要なのは中性化のプロセスです。

これらの反応によるニュートリノは 10% を持ち去ります。 冷却における主な役割は、URKA プロセス (ニュートリノ冷却) によって行われます。

陽子や中性子の代わりに、原子核も作用して、ベータ崩壊を起こす不安定な同位体を形成することがあります。

これらのプロセスの強度は圧縮とともに増加し、圧縮が加速されます。 このプロセスは、縮退電子上のニュートリノの散乱によって停止され、その間にニュートリノは熱分解されて物質の内部に閉じ込められます。

中性子化プロセスは密度 1011/cm3 でのみ発生し、星の核内でのみ実現できることに注意してください。 これは、流体力学的平衡がその中でのみ乱されることを意味します。 外層は局所的な流体力学的平衡状態にあり、中心核が収縮して固体表面を形成した後にのみ崩壊が始まります。 この表面からの反発により、シェルが確実にリリースされます。

超新星残骸の進化には 3 つの段階があります。

フリーフライト。
断熱膨張（セドフ段階）。 この段階での超新星爆発は、熱容量が一定の媒体中での強点爆発として現れます。 地球の大気中での核爆発でテストされたセドフの自己モードの解決策は、この問題に適用できます。
強烈なイルミネーションのステージ。 これは、前線後方の温度が放射損失曲線上で最大値に達したときに始まります。

殻の膨張は、残骸内のガスの圧力が星間物質内のガスの圧力と等しくなった瞬間に止まります。 この後、残留物は散逸し始め、無秩序に動く雲と衝突します。

上で説明した超新星 Ia 理論の不確実性に加えて、爆発のメカニズム自体も多くの論争の原因となっています。 ほとんどの場合、モデルは次のグループに分類できます。

即時爆発
遅延した爆発
脈動遅延爆発
乱流高速燃焼

少なくとも初期条件の各組み合わせについて、リストされたメカニズムはさまざまなバリエーションで見つかります。 ただし、提案されるモデルの範囲はこれに限定されません。 例として、2 つが同時に爆発する場合のモデルを挙げることができます。 当然のことながら、これは両方のコンポーネントが進化したシナリオでのみ可能です。

超新星爆発は、原子番号が大きい (または、よく言われるように、He より重い) 原子番号を持つ元素を星間物質に補充する主な源です。 ただし、それらが生じるプロセスは、元素のグループが異なれば、さらには同位体によっても異なります。

He より重い、Fe までのほとんどすべての元素は、恒星の内部や p 過程での超新星爆発などで起こる古典的な熱核融合の結果です。 ここで、一次元素合成中に得られたのはごくわずかな部分であることに言及する価値があります。
209Bi より重い要素はすべて r プロセスの結果です
他のプロセスの起源は議論の対象となっており、s プロセス、r プロセス、ν プロセス、および rp プロセスが考えられるメカニズムとして提案されています。

25M☉の星の超新星前と爆発後の次の瞬間における元素合成の構造とプロセス。縮尺は不正確。

r 過程は、(n, γ) 反応中に中性子の連続捕獲によって軽い核から重い核が形成される過程であり、中性子の捕獲速度が同位体の β 崩壊速度よりも高い限り継続します。

νプロセスは、ニュートリノと原子核の相互作用による元素合成のプロセスです。 同位体 7Li、11B、19F、138La、180Ta の出現に関与している可能性があります。

超新星SN 1054の残骸としてのかに星雲

ヒッパルコスの恒星への関心は、超新星観測に触発された可能性がある（プリニウスによれば）。 超新星 SN 185 として特定された最も古い記録は、西暦 185 年に中国の天文学者によって作成されました。 既知の最も明るい超新星である SN 1006 は、中国とアラブの天文学者によって詳細に説明されています。 かに星雲を誕生させた超新星SN 1054がよく観測されました。 超新星 SN 1572 と SN 1604 は肉眼で見ることができ、月と太陽系の外の世界は不変であるというアリストテレスの考えに対する反論として使用されたため、ヨーロッパの天文学の発展において非常に重要でした。 ヨハネス・ケプラーは、1604 年 10 月 17 日に SN 1604 の観測を開始しました。 これは、明るさが増加する段階で記録された2番目の超新星でした(カシオペア座のティコ・ブラーエによって観測されたSN 1572に次いで)。

望遠鏡の発達により、1885年のアンドロメダ星雲の超新星Sアンドロメダの観測を皮切りに、他の銀河の超新星も観測できるようになりました。 20世紀の間に、各タイプの超新星に対する成功したモデルが開発され、星形成における超新星の役割についての理解が深まりました。 1941 年、アメリカの天文学者ルドルフ ミンコフスキーとフリッツ ツヴィッキーは超新星の現代的な分類体系を開発しました。

1960 年代に天文学者は、超新星爆発の最大光度が標準のろうそく、つまり天文学的な距離の尺度として使用できることを発見しました。 超新星は現在、宇宙論的な距離に関する重要な情報を提供します。 最も遠い超新星は予想よりも暗いことが判明し、現代の考え方によれば、これは宇宙の膨張が加速していることを示している。

文書化された観測記録のない超新星爆発の歴史を再構築する方法が開発されている。 超新星カシオペア A の日付は星雲からの光エコーから決定され、超新星残骸 RX J0852.0-4622 の年齢は温度とチタン 44 の崩壊によるγ線放​​出の測定から推定されました。 2009年、超新星爆発の時期に一致する南極の氷から硝酸塩が発見された。

2014 年 1 月 22 日、おおぐま座にある M82 銀河で超新星 SN 2014J が爆発しました。 銀河 M82 は私たちの銀河から 1,200 万光年離れたところにあり、見かけの等級は 9 弱です。この超新星は 1987 年 (SN 1987A) 以来最も地球に近づきました。

数世紀前、天文学者は、銀河内の一部の星の明るさが突然 1,000 倍以上増加したことに気づきました。 科学者たちは、宇宙天体の輝きが複数回増加するという珍しい現象を超新星の誕生と名付けました。 これは、ある意味、宇宙的なナンセンスです。なぜなら、この瞬間、星は誕生するのではなく、存在しなくなるからです。

閃光 超新星- これは実際、星の爆発であり、10 50 erg までの膨大な量のエネルギーの放出を伴います。 超新星は宇宙のどこでも見えるようになり、数日かけて明るさが増していきます。 この場合、毎秒放出されるエネルギーの量は、太陽がその存在全体で生成できる量と同じになります。

宇宙天体の進化の結果として起こる超新星爆発

天文学者たちは、この現象を、すべての宇宙物体で何百万年もの間起こってきた進化の過程によって説明します。 超新星の過程を想像するには、星の構造を理解する必要があります。 (下の写真).

星は巨大な質量を持つ巨大な物体であり、したがって同じ重力を持ちます。 星には、星の質量の大部分を占めるガスの外殻に囲まれた小さな核があります。 重力によってシェルとコアに圧力がかかり、ガスシェルが熱くなるほどの力で圧縮され、膨張して内側から圧力がかかり始め、重力を相殺します。 2 つの力の同等性が星の安定性を決定します。

膨大な温度の影響下で、核内で熱核反応が始まり、水素がヘリウムに変換されます。 さらに多くの熱が放出され、その放射は星の内部で増加しますが、それでも重力によって抑制されます。 そして、本当の宇宙の錬金術が始まります。埋蔵されている水素は枯渇し、ヘリウムは炭素に、炭素は酸素に、酸素はマグネシウムに変わり始めます...このようにして、熱核反応を通じて、ますます重い元素の合成が起こります。

鉄が出現するまでは、すべての反応は熱の放出を伴って進行しますが、鉄がそれに続く元素に変性し始めるとすぐに、発熱反応から吸熱反応、つまり熱の放出が止まり、熱が消費され始めます。 重力と熱放射のバランスが崩れ、核は何千回も圧縮され、殻のすべての外層が星の中心に向かって押し寄せます。 光の速さでコアに衝突し、跳ね返りながら衝突する。 外層の爆発が起こり、星を構成する物質が秒速数千キロメートルの速度で飛び散る。

このプロセスは非常に明るい閃光を伴うため、近くの銀河で超新星が発火した場合には肉眼でも見ることができます。 その後、輝きは消え始め、爆発の現場では...そして、超新星爆発の後に何が残るのでしょうか? 事象の発展にはいくつかの選択肢があります。第一に、超新星残骸は科学者が中性子星と呼ぶ中性子の核である可能性があり、第二にブラックホール、そして第三にガス星雲である可能性があります。

6年前に爆発した超新星の残骸を観察していた天文学者たちは、爆発現場で新しい星を発見し、周囲の物質の雲を照らしていることに驚いた。 科学者の発見は雑誌に掲載される 天体物理学ジャーナル手紙 .

「大変動の前に星から放出された水素との相互作用がない限り、この種の爆発がこれほど長時間にわたって明るく続くのをこれまで見たことがありません。 しかし、この超新星の観測には水素の痕跡はありません」と、パデュー大学（米国）の研究の筆頭著者であるダン・ミリサブリェビッチ氏は言う。

消えてしまうほとんどの星の爆発とは異なり、SN 2012au は強力な新しく生まれたパルサーのおかげで輝き続けます。 クレジット: NASA、ESA、J. DePasquale

超新星として知られる星の爆発は、その星を含む銀河よりも明るく輝くことがあります。 通常、それらは数か月または数年以内に完全に「消滅」しますが、場合によっては爆発の残骸が水素を豊富に含むガス雲に「崩壊」し、再び明るくなることがあります。 しかし、外部からの干渉なしに再び輝くことができるでしょうか?

大きな星が爆発すると、その内部はすべての粒子が中性子になるまで崩壊します。 結果として生じる中性子星が磁場を持ち、十分な速度で回転すると、パルサー風星雲になる可能性があります。 おそらく、これはまさに、おとめ座の方向にある NGC 4790 銀河に位置する SN 2012au で起こったことです。

「パルサー星雲が十分に明るい場合、パルサー星雲は電球のように機能し、前の爆発による外側の放射を照らします。 超新星が急速に回転する中性子星を生成することは知っていましたが、このユニークな出来事の直接的な証拠はこれまでにありませんでした」とダン・ミリサブリェビッチ氏は付け加えた。

NASA のチャンドラ天文台が撮影したパルスパルサーの画像。 クレジット: NASA

SN 2012au は当初、多くの点で異常で奇妙であることが判明しました。 この爆発は「超光速」超新星に分類されるほど明るくはなかったが、非常にエネルギーが高く、長時間続いた。

「爆発の中心でパルサーが生成されると、ガスが押し出され、さらには加速される可能性があるため、数年後にはSN 2012auの爆発現場から酸素を豊富に含むガスが「逃げ出す」様子が見られるかもしれません」とダン氏は説明した。ミリサブリェヴィッチ。

かに星雲の鼓動する心臓。 その中心にはパルサーがあります。 クレジット: NASA/ESA

超光速超新星は、天文学において激しく議論されているトピックです。 これらは、ガンマ線バーストや高速電波バーストだけでなく、重力波の潜在的な発生源でもあります。 しかし、これらの現象の背後にあるプロセスを理解することは観測上の困難に直面しており、天文学者がこれらのフレアの謎を解き明かすのに役立つのは次世代の望遠鏡だけです。

「これは宇宙の基本的なプロセスです。 超新星がなかったら、私たちはここにはいなかったでしょう。 これらの大惨事では、カルシウム、酸素、鉄など、生命に必要な多くの元素が生成されます。 宇宙の住人である私たちにとって、このプロセスを理解することが重要だと思います」とダン・ミリサブリェビッチは結論づけた。