対不安定性超新星

熱平衡状態にある物体から放出される光子は、ステファン・ボルツマンの法則で示されるように、温度の4乗に比例するエネルギー密度を持つ黒体スペクトルを持つ。ウィーンの法則によれば、黒体からの最大放射波長は温度に反比例する。言い換えれば、最大放射の周波数とエネルギーは温度に正比例する。

内部温度が約 10 を超える非常に質量が大きく高温の星では300,000,000 K  (​​恒星の 中心部で生成される光子は、主に非常に高エネルギーのガンマ線です。中心部から外向きに放出されるこれらのガンマ線の圧力は^、重力による内向きの引力に抗して恒星の上層部を支えるのに役立ちます。ガンマ線の放出（エネルギー密度）が減少すると、恒星の外層は内側に崩壊し始めます。

十分に高いエネルギーを持つガンマ線は、原子核、電子、またはガンマ線同士と相互作用することができます。考えられる相互作用の1つは、電子と陽電子のペアなどの粒子のペアを形成することです。これらのペアは、アルバート・アインシュタインの質量エネルギー等価方程式E = mc²に従って、互いに出会って消滅し、追加のガンマ線を生成することができます。

巨大な恒星の核の非常に高い密度では、電子と陽電子の対生成と対消滅が急速に起こります。ガンマ線、電子、陽電子は全体として熱平衡状態にあり、恒星の核が安定した状態を保つようにしています。ランダムなゆらぎによって、核の急激な加熱と圧縮により、電子と陽電子の対の雪崩に変換されるのに十分なエネルギーを持つガンマ線が生成されます。これにより圧力が低下します。収縮が止まると、陽電子は電子を見つけ、ガンマ線による圧力が再び上昇します。膨張する超新星の核の圧力が低下するにつれて、陽電子の集団は新しいガンマ線の一時的な貯蔵庫となります。

温度とガンマ線エネルギーが上昇するにつれて、電子・陽電子対の生成に吸収されるガンマ線エネルギーが増加します。このガンマ線エネルギー密度の低下により、重力崩壊に抵抗し、恒星の外層を支える放射圧が低下します。恒星は収縮し、中心部が圧縮・加熱されるため、エネルギー生成速度が増加します。これにより、生成されるガンマ線のエネルギーが増加し、相互作用が起こりやすくなるため、さらなる電子・陽電子対生成に吸収されるエネルギーの速度が増加します。結果として、恒星の中心部は暴走状態となり、ガンマ線の生成速度が上昇する一方で、電子・陽電子対の生成に吸収されるガンマ線も増加し、電子・陽電子対の消滅だけでは中心部の収縮を止めるには不十分となり、恒星の中心部は支持を失います。最終的に、この熱暴走によって酸素やより重い元素の核融合爆発が引き起こされます。温度が電子と陽電子がガンマ線と同じエネルギー比率を持つレベルに達すると、電子対生成はそれ以上増加せず、対消滅とバランスが取れます。収縮はもはや加速しませんが、中心核は崩壊前よりもはるかに多くのエネルギーを生成するようになり、その結果、超新星爆発が起こります。中心核でのエネルギー生成の急激な増加により、星の外層が吹き飛ばされます。計算によると、外層の大部分が失われるため、非常に高温の中心核自体も、もはやそれを維持するための十分な圧力がかからなくなり、完全に破壊されます。

質量が太陽質量の100倍以下の恒星から放出されるガンマ線は、電子・陽電子対を生成するほどのエネルギーを持たない。これらの恒星の中には、寿命の終わりに別のタイプの超新星爆発を起こすものもあるが、その原因となるメカニズムは電子・陽電子対の不安定性とは関係がない。

これらの恒星は、電子・陽電子対を生成するのに十分なエネルギーを持つガンマ線を放出するほど大きいが、その結果生じる反重力圧力の正味の減少は、超新星爆発に必要な中心部の過圧を引き起こすには不十分である。その代わりに、対生成によって引き起こされる収縮は、恒星内部の熱核反応を活発化させ、内向きの圧力を押し返し、恒星を平衡状態に戻す。このサイズの恒星は、質量が100太陽質量を下回るまで、このようなパルスを繰り返すと考えられている。質量が100太陽質量を下回ると、もはや対生成を支えるほど高温ではなくなる。このようなパルスが、1843年にイータ・カリーナが経験した明るさの変動の原因であった可能性があるが、この説明は広く受け入れられているわけではない。

質量が少なくとも太陽質量の130倍からおそらく約250倍までの非常に大きな恒星では、真の対不安定性超新星爆発が発生する可能性がある。これらの恒星では、対生成不安定性を支える条件が初めて整うと、状況は制御不能になる。崩壊が進み、恒星の核が効率的に圧縮される。過剰な圧力は、暴走核融合が数秒で核を燃焼させ、熱核爆発を引き起こすのに十分である。^{[ 6 ]}恒星の重力結合エネルギーよりも多くの熱エネルギーが放出されるため、恒星は完全に破壊され、ブラックホールやその他の残骸は残らない。これは、恒星ブラックホールの質量分布における「質量ギャップ」に寄与すると予測されている。^{[ 7 ] [ 8 ]}（この「上限質量ギャップ」は、数太陽質量の範囲にあると疑われる「下限質量ギャップ」とは区別される。）

エネルギーが即座に放出されるだけでなく、恒星の中心部の大部分がニッケル56に変化します。ニッケル56は放射性同位体で、半減期6.1日でコバルト56 に崩壊します。コバルト56の半減期は77日で、その後さらに崩壊して安定同位体である鉄56になります（超新星核合成を参照）。ハイパーノバSN 2006gyの場合、研究によると、元の恒星の約40太陽質量がニッケル⁵⁶として放出されたと考えられています。 Niは、星の中心領域のほぼ全質量を占めています。^{[ 5 ]}爆発する星の中心と、それ以前に放出されたガスとの衝突、および放射性崩壊により、可視光の大部分が放出されます。

別の反応機構である光崩壊は、少なくとも太陽質量の250倍以上の恒星における初期の対不安定性崩壊に続いて起こる。この吸熱（エネルギー吸収）反応は、暴走核融合が超新星爆発を引き起こす前の段階で余分なエネルギーを吸収し、その後、恒星は完全にブラックホールへと崩壊する。^{[ 6 ]}

対不安定型超新星は一般的に非常に明るいと考えられている。しかし、これは最も質量の大きい前駆星の場合に限られ、光度は放出される放射性同位体^{56の質量に大きく依存する。}Ni。ピーク光度は100を超えることがあります。10 ³⁷  W、Ia型超新星より明るいが、質量が小さいほどピーク光度は低い。10 ³⁵  W は、典型的な II 型超新星と同等かそれ以下である。^{[ 9 ]}

対不安定型超新星のスペクトルは、前駆星の性質に依存します。そのため、II型またはIb/c型超新星スペクトルとして現れることがあります。水素外層が相当量残っている前駆星はII型超新星を生成し、水素はなくヘリウムが相当量ある前駆星はIb型超新星を生成し、水素がなくヘリウムもほとんどない前駆星はIc型超新星を生成します。^{[ 9 ]}

スペクトルとは対照的に、光度曲線は一般的な超新星とはかなり異なっている。光度曲線は非常に長く、ピーク光度は発生から数か月後に現れる。^{[ 9 ]これは、 56}の極端な量によるものである。星が完全に破壊されるにつれて、ニッケルが放出され、光学的に密度の高い噴出物が放出される。

対不安定型超新星は、前駆星を完全に破壊し、中性子星やブラックホールを残しません。星の全質量が放出されるため、星雲状の残骸が生成され、太陽質量の何倍もの重元素が星間空間に放出されます。