[恒星物理学] 太陽より8~11倍質量の大きい恒星の進化

最期には超新星爆発して中性子星になる(と考えられている)

最初に起こるのはやはり水素の反応、しかし…

このくらいの質量の恒星内部の中心部の温度は高く、ここではCNO cycleと呼ばれる反応が起こる(下図)。

この反応はHがC, N, Oの原子核に次々に捕獲されて、4個のHから1個のHe原子核が生成されるというものである。C, N, Oは元に戻る(触媒として働く)反応である。この反応の中で一番反応が遅いのは図の①の反応である。そのため、この反応が平衡状態に落ち着いた時には、最初あったC, N, Oの元素のほとんどがNになる。我々の周りにあるNのほとんどがCNO cycleによって生成されたと考えられている。

 

Hシェルバーニングも束の間、ヘリウムが燃える時代へ

太陽程度の質量の恒星と違い、Hシェルバーニングの期間が短く、そのままヘリウムが燃える時代に突入する。中心部が10^8Kを超えてtriple alpha反応と呼ばれる反応を起こすことができるようになり、中心部で炭素と酸素が生成されるようになる(下図)。

この際にHR図上でループを描くように進化するが、セファイド不安定帯と呼ばれる部分に滞在するため、これをセファイドループと呼ぶ。

 

炭素が燃える時代、そして電子が原子核を侵略

中心部のHeがC, Oに変わり、Heが枯渇すると、今度はCが核融合反応を起こすようになる。これによりO, Ne, Mg中心核が形成されるさらに中心部の温度が上がるとMg, Neの電子捕獲反応が起こる(Mg, Neの中に電子が侵入する)。これによりそれまで縮退圧で中心を支えていた電子の数が減少するため、中心部の圧力が減少する。これにより星の外層が中心部に向かって落下する重力崩壊が起こる(electron-capture supernovae)

 

中心部に残るもの、中性子星

中心には電子捕獲反応によって生成された多くの中性子が残る。恒星の外層は超新星爆発にって吹き飛んでいるため、これがむき出しとなる。これを中性子星と呼ぶ。

 

HR図上での進化

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