[恒星物理学] 大質量(8太陽質量より大きい)星のヘリウム燃焼後の進化

大質量星()ではヘリウム燃焼の後、中心温度が8億度程度になると炭素燃焼が起き、O, Ne, Mgからなる中心核ができます。の星ではこれ以上核融合の反応は進まず、O-Ne-Mg中心核が縮退し、その質量がチャンドラセカール質量近くになると、Mg, Neの電子捕獲が起こり始め、崩壊し中性子星ができます。

一方、の星では、その後、Ne燃焼、O燃焼、Si燃焼が相次いで起こり、次第に重たい原子核が形成されて、Feの中心核が形成されます。それらの燃焼段階のタイムスケールは次第に短くなり、Ne燃焼以後は1年以下のタイムスケールで起こります。Feは最も安定な原子核なので、核融合反応によってこれ以上重たい原子核はできません。中心温度100億度以上になると、光子のエネルギーが非常に大きくなり、鉄の原子核に衝突してそれを壊してしまいます。すでに述べたとおり、鉄は最も安定な原子核なので、この反応は吸熱反応です。その為、この反応によって中心核の暑両区が重力に負け崩壊します。崩壊した中心核は中性子星になり、外層は吹き飛ばされて、超新星爆発(重力崩壊型超新星: II型、Ib型、あるいはIc型超新星)が起こります。このタイプの超新星爆発では鉄は程度しか放出されません。.

質量が十分大きいと中心核の崩壊により、ブラックホールが形成されて、外層も飲み込まれてしまって爆発は起きないことが予想されていますが、よく分かっていません。

超新星の光度は最大に達した後、およそ100日のオーダーで比較的ゆっくり減光していきます。この減光期でのエネルギー源は爆発の際に形成され、放出されたが6.6日の半減期でに、さらに、が77日の半減期でに変化する際に出るエネルギーによって説明されています。

大質量星中心核の重力崩壊で形成される中性子星は、質量約、半径は白色矮星の約1000分の1で約10kmであり、パルサーとして観測されます。連星系の中の大質量星が超新星となる場合、連星系が壊されて中性子星とその伴星がバラバラの方向に飛んでいくことが起こります。しかし、連星系の中にある中性子星が実際に観測で存在することが分かっていますので、超新星爆発が必ずしも連星系を壊すとは限りません。連星系の中にある中性子星が伴星からのガスを積もらせると、爆発的水素燃焼が起こり、X線バースターとして観測されます。 

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