対不安定型超新星

対不安定型超新星

対不安定型超新星（ついふあんていがたちょうしんせい）は、太陽の130倍から250倍の質量を持つ恒星がその最期を迎える際に発生する一種の超新星爆発です。この爆発は非常にエネルギー的で、通常の超新星爆発の10倍以上ものエネルギーを放出します。

生成プロセス

対不安定型超新星が発生するプロセスは複雑ですが、以下のようなステップを含んでいます。

1. 恒星内部の核融合とガンマ線

大質量の恒星の中心部では、核融合反応によって発生するガンマ線が放射圧を生み出し、恒星の重力による収縮に対抗しています。しかし、核融合を引き起こす元素が枯渇すると、放射圧が減少し、恒星の外層が内側へと収縮し始めます。

2. 高温のガンマ線生成

恒星内部の温度が高いほど、生成されるガンマ線のエネルギーは増加します。これは、温度が上昇することで核融合反応が活発になり、結果として高いエネルギーを持ったガンマ線が生まれるからです。そして、ガンマ線は移動する過程で、光電効果、コンプトン効果、そして対生成という反応を経て消滅します。

3. 対生成の影響

ガンマ線光子が原子核と衝突すると、電子と陽電子のペアを生成する対生成が起こります。この反応は高エネルギーのガンマ線によって頻繁に発生し、光子が再びエネルギーを持つ現象が進行します。これにより、内部の温度は危機的に上昇し、次第に爆発へと繋がります。

爆発のメカニズム

対不安定型超新星は、恒星の質量に応じて異なる運命を迎えます。

A. 100-130倍の質量

質量が太陽の100倍から130倍の恒星では、爆発が全体を吹き飛ばさない場合があるとされています。この質量の範囲では、部分的な破壊が起こり、その後再び平衡に戻る可能性が指摘されています。この現象は、1843年に観測されたりゅうこつ座η星の急な増光に関連しているかもしれません。

B. 130-250倍の質量

太陽の130倍から250倍の質量を持つ恒星は、真の対不安定型超新星となり、本当の意味での爆発が起こります。温度上昇が止まらず、核融合が急速に進行し、その結果数秒で全てが崩壊します。ここからは新たな恒星は生まれず、元素の大部分は56Niに変わり、結果として超新星元素合成が進行します。

恒星の条件と性質

対不安定型超新星が観測されるための条件は、質量が130から250倍で、さらに自転速度が遅く、金属量が少ないことです。これにより、ガンマ線がエネルギーを蓄える前に過剰に吸収されることを防ぎます。この超新星の光度は、時にはIa型超新星を超えるものの、一般的にはII型超新星と同様の範疇で現れます。

候補となる対不安定型超新星

いくつかの対不安定型超新星の候補があり、代表的なものにはSN 2006gyやSN 2007bi、SN 1000+0216などが存在します。これらは観測者に新たな知見をもたらす貴重な天文学的現象です。

このように、対不安定型超新星は様々な物理的プロセスが織り成す非常にダイナミックな宇宙現象であり、我々にとっても多くの謎と興味を提供するものです。

もう一度検索