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II型超新星またはSNII [ 1 ]（複数形：超新星）は、大質量星が核を急速に崩壊した後に起こる激しい爆発によって生じます。この種の爆発を起こすには、星の質量は太陽の質量（M ☉）の少なくとも8倍、最大でも40～50倍でなければなりません。 [ 2 ] II型超新星は、スペクトルに水素が存在することで他のタイプの超新星と区別されます。通常、銀河の渦状腕やH II領域で観測されますが、楕円銀河では観測されません。楕円銀河は一般的に、超新星を引き起こすのに必要な若い大質量星が少なく、古い低質量星で構成されています。
恒星は元素の核融合によってエネルギーを生成します。太陽とは異なり、大質量星は水素やヘリウムよりも原子質量の大きい元素を融合させるのに必要な質量を持っていますが、その過程で温度と圧力が上昇するため、恒星の寿命はそれに応じて短くなります。電子の縮退圧とこれらの核融合反応によって生成されるエネルギーは、重力に対抗し、恒星の崩壊を防ぎ、恒星の平衡状態を維持するのに十分です。恒星は、水素、そしてヘリウムから始まり、周期表を順に進みながら、質量の大きい元素を融合させていき、最終的に鉄とニッケルの核を形成します。鉄やニッケルの核融合では正味のエネルギーは発生しないため、それ以上の核融合は起こらず、ニッケルと鉄の核は不活性な状態になります。外向きの熱圧を生み出すエネルギー出力がないため、核は重力によって収縮し、最終的には恒星の重量の大部分が電子の縮退圧によって支えられるようになります。
不活性核の圧縮質量がチャンドラセカール限界である約1.4 M☉を超えると、電子縮退はもはや重力による圧縮に対抗するのに十分ではなくなります。核の壊滅的な内破が数秒以内に起こります。内破した核の支えがなくなると、外核は重力によって内側に崩壊し、光速の最大 23% の速度に達し、急激な圧縮によって内核の温度は最大 1000億ケルビンまで上昇します。中性子とニュートリノは逆ベータ崩壊によって生成され、10 秒間のバーストで約 10 46ジュール (100 foe ) のエネルギーを放出します。内核の崩壊は反発する核力と中性子縮退によって停止し、内破は跳ね返って外側に跳ね返ります。この膨張する衝撃波のエネルギーは、上層の恒星物質を破壊し、脱出速度まで加速させて超新星爆発を形成するのに十分である。衝撃波と極めて高い温度と圧力は急速に消散するが、 鉄より重い元素が生成される短い期間を可能にするのに十分な時間存在する。[ 3 ]星の初期質量に応じて、中心核の残骸は中性子星またはブラックホールを形成する。根本的なメカニズムのため、結果として生じる超新星は中心核崩壊型超新星とも呼ばれる。
II型超新星爆発にはいくつかの種類があり、爆発後に生じる光度曲線 （光度と時間の関係を示すグラフ）に基づいて分類されます。II -L型超新星は爆発後に光度曲線が安定して（直線的に）減少するのに対し、 II-P型超新星は光度曲線が緩やかに減少する期間（プラトー）を経て、通常の減衰を示します。Ib型およびIc型超新星は、水素と（Ic型の場合は）ヘリウムの外層を放出した大質量星の核崩壊型超新星の一種です 。そのため、これらの元素が不足しているように見えます。
太陽よりもはるかに質量の大きい恒星は、複雑な進化を遂げます。恒星の中心部では、水素がヘリウムに核融合し、熱エネルギーが放出されます。この熱エネルギーによって恒星の中心部が加熱され、外向きの圧力がかかって恒星の層が崩壊するのを防ぎます。この状態は恒星平衡、または静水圧平衡と呼ばれます。中心部で生成されたヘリウムはそこに蓄積されます。中心部の温度はまだ核融合を起こすほど高くはありません。やがて中心部の水素が枯渇すると、核融合は減速し始め、重力によって中心部が収縮します。この収縮によって温度が上昇し、ヘリウム核融合の短い段階が起こります。この段階では炭素と酸素が生成され、恒星の全寿命の10%未満を占めます。
太陽質量の 8 倍未満の恒星では、ヘリウムの核融合によって生成された炭素は核融合せず、恒星は徐々に冷えて白色矮星になる。[ 4 ] [ 5 ]他の恒星や他の源からさらに質量を取り込むと、Ia 型超新星になる可能性がある。しかし、はるかに大きな恒星は、この時点を超えて核融合を続けるのに十分な質量を持っている。
これらの巨大な星の中心部は、ヘリウム燃焼段階の終わりに星が収縮する際に、中心部の炭素が核融合を開始するために必要な温度と圧力を直接作り出します。中心部は徐々にタマネギのように層状になり、中心にはより重い原子核が蓄積され、最も外側の層は水素ガス、その周りを水素がヘリウムに核融合する層、さらにその周りをヘリウムが三重アルファ反応によって炭素に核融合する層、そしてさらにその周りを、より重い元素に核融合する層が取り囲みます。このような巨大な星が進化するにつれて、中心部での核融合が停止し、中心部が収縮して圧力と温度が次の核融合段階を開始するのに十分になるまで、核融合が再点火して収縮が停止するという段階が繰り返されます。[ 4 ] [ 5 ]
このプロセスを制限する要因は、核融合によって放出されるエネルギー量であり、これはこれらの原子核を結合させている結合エネルギーに依存します。各追加ステップでは、次第に重い原子核が生成され、核融合時に放出されるエネルギーは次第に少なくなります。さらに、炭素燃焼以降、ニュートリノ生成によるエネルギー損失が顕著になり、そうでなければ起こるよりも高い反応率につながります。[ 7 ]これは、ニッケル56が生成されるまで続き、ニッケル56は数ヶ月かけて放射性崩壊してコバルト56になり、次に鉄56になります。鉄とニッケルはすべての元素の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高いため、 [ 8 ]核融合によって中心部でエネルギーを生成することはできず、ニッケル鉄の核が成長します。[ 5 ] [ 9 ]この核は巨大な重力圧力にさらされています。崩壊を防ぐために星の温度をさらに上げる核融合がないため、核は電子の縮退圧力によってのみ支えられています。この状態では、物質の密度が非常に高いため、さらに圧縮するには電子が同じエネルギー状態を占める必要がある。しかし、これは電子のような同一のフェルミオン粒子では許されない現象であり、パウリの排他原理と呼ばれる。
核の質量が約 1.4 M☉ のチャンドラセカール限界を超えると、縮退圧がもはやそれを支えきれなくなり、壊滅的な崩壊が起こる。[ 10 ]核の外側部分は最大で 星の中心に向かって崩壊する速度は、秒速70,000 km (光速の 23% ) です。 [ 11 ]急速に収縮する中心核は加熱され、高エネルギーのガンマ線を生成し、光崩壊によって鉄原子核をヘリウム原子核と自由中性子に分解します。中心核の密度が増加すると、電子と陽子が逆ベータ崩壊によって合体し、中性子とニュートリノと呼ばれる素粒子を生成するエネルギー的に有利になります。ニュートリノは通常の物質と相互作用することはほとんどないため、中心核から脱出し、エネルギーを運び去り、ミリ秒単位の時間スケールで進行する崩壊をさらに加速します。中心核が星の外層から分離すると、これらのニュートリノの一部が星の外層に吸収され、超新星爆発が始まります。[ 12 ]
II型超新星の場合、崩壊は最終的に、強い力 によって媒介される短距離の反発的な中性子間相互作用と、原子核と同程度の密度の中性子の縮退圧によって停止します。崩壊が停止すると、落下する物質が跳ね返り、外側に伝播する衝撃波が発生します。この衝撃波からのエネルギーは、中心部内の重元素を解離させます。これにより衝撃波のエネルギーが減少し、外核内で爆発が停止する可能性があります。[ 13 ]
中心核崩壊段階は非常に高密度で高エネルギーであるため、ニュートリノだけが脱出できます。陽子と電子が電子捕獲によって結合して中性子を形成すると、電子ニュートリノが生成されます。典型的な II型超新星では、新たに形成された中性子核の初期温度は約1000 億ケルビンで、太陽の中心温度の10⁴倍です。安定した中性子星を形成するには、この熱エネルギーの大部分を放出する必要があり、そうしないと中性子は「沸騰して消えてしまう」ことになります。これは、さらにニュートリノを放出することによって達成されます。[ 14 ]これらの「熱的」ニュートリノは、すべてのフレーバーのニュートリノ-反ニュートリノ対として形成され、電子捕獲ニュートリノの数倍になります。[ 15 ] 2 つのニュートリノ生成メカニズムは、崩壊の重力ポテンシャルエネルギーを10 秒間のニュートリノバーストに変換し、約 10 46ジュール (100 foe ) を放出します。[ 16 ]
明確には理解されていないプロセスによって、放出されたエネルギー（ニュートリノの形）の約 1%、つまり 10 44 ジュール（1 foe）が停止した衝撃波によって再吸収され、超新星爆発が引き起こされる。[ 13 ]超新星によって生成されたニュートリノは、超新星 1987Aの場合に観測され、天体物理学者は中心核崩壊の図が基本的に正しいと結論付けた。水ベースのカミオカンデ IIおよび IMB 装置は熱起源の反ニュートリノを検出し、[ 14 ] ガリウム-71ベースのバクサン装置は熱 起源または電子捕獲起源のニュートリノ（レプトン数= 1）を検出した。
前駆星の質量が約20 M☉未満の場合、爆発の強度と落下する物質の量に応じて、中心核崩壊の縮退残骸は中性子星になります。[ 11 ]この質量を超えると、残骸は崩壊してブラックホールを形成します。[ 5 ] [ 17 ]この種の中心核崩壊シナリオの理論上の限界質量は約40～50 M☉です。この質量を超えると、星は超新星爆発を起こさずに直接ブラックホールに崩壊すると考えられていますが、[ 18 ]超新星崩壊モデルの不確実性により、これらの限界の計算は不確実になります。
素粒子物理学の標準模型は、すべての物質を構成する素粒子間の既知の4つの基本的な相互作用のうち3つを記述する理論です。この理論により、多くの条件下で粒子がどのように相互作用するかについての予測が可能になります。超新星における粒子あたりのエネルギーは、通常1～150ピコジュール（数十～数百MeV）です。[ 19 ]超新星に関わる粒子あたりのエネルギーは十分に小さいため、素粒子物理学の標準模型から得られる予測は基本的に正しいと考えられます。しかし、高密度のため、標準模型に修正が必要になる可能性があります。[ 20 ]特に、地球上の粒子加速器は、超新星で見られるよりもはるかに高いエネルギーの粒子相互作用を生成できますが、[ 21 ]これらの実験では個々の粒子が個々の粒子と相互作用するため、超新星内部の高密度によって新しい効果が生じる可能性があります。超新星におけるニュートリノと他の粒子との相互作用は、弱い核力によって行われ、これはよく理解されていると考えられています。しかし、陽子と中性子の相互作用には強い核力が関わっており、これはあまりよく理解されていない。[ 22 ]
II型超新星の未解決の大きな問題は、ニュートリノ のバーストがどのようにしてそのエネルギーを星の残りの部分に伝達し、星を爆発させる衝撃波を生成するのかが理解されていないことである。上記の議論から、爆発を起こすにはエネルギーのわずか1パーセントが伝達されるだけでよいが、その1パーセントの伝達がどのように起こるかを説明することは、関係する粒子の相互作用がよく理解されていると考えられているにもかかわらず、非常に困難であることがわかっている。1990年代には、このためのモデルの一つとして対流転覆があり、これは下からのニュートリノ、または上から落下する物質による対流が、前駆星を破壊するプロセスを完了することを示唆している。この爆発中に、中性子捕獲と、ニュートリノが「ニュートリノ圏」の境界に押し付ける圧力によって鉄よりも重い元素が生成され、周囲の空間に、星が最初に形成された物質よりも重い元素が豊富なガスと塵の雲が散布される。[ 23 ]
標準模型でモデル化されているニュートリノ物理学は、この過程を理解する上で極めて重要である。[ 20 ]もう一つの重要な研究分野は、死にゆく星を構成するプラズマの流体力学である。中心核崩壊中にプラズマがどのように振る舞うかによって、衝撃波がいつどのように形成され、いつどのように停止して再活性化されるかが決まる。 [ 24 ]
実際、いくつかの理論モデルでは、「定常降着衝撃波不安定性」（SASI）として知られる、停止した衝撃波における流体力学的不安定性を組み込んでいる。この不安定性は、非球形の摂動が停止した衝撃波を振動させ、それによって衝撃波を変形させることによって生じる。SASIは、停止した衝撃波を再活性化するためのコンピュータシミュレーションにおいて、ニュートリノ理論と併用されることが多い。[ 25 ]
コンピューターモデルは、 衝撃波が形成された後のII型超新星の挙動を計算する上で非常に成功を収めています。爆発の最初の1秒間を無視し、爆発が開始されたと仮定することで、天体物理学者は超新星によって生成される元素と超新星からの予想される光度曲線について詳細な予測を行うことができました。 [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]
II型超新星のスペクトル を調べると、通常はバルマー吸収線が現れます。これは、水素原子がエネルギーを吸収する特徴的な周波数におけるフラックスの減少です。これらの吸収線の存在は、このタイプの超新星をI型 超新星と区別するために用いられます。
II型超新星の光度を 一定期間にわたってプロットすると、ピーク輝度まで上昇した後、減少するという特徴的なパターンが見られます。これらの光度曲線の平均減衰率は1日あたり0.008等級で、Ia型超新星の減衰率よりもはるかに低くなっています。II型超新星は、光度曲線の形状に応じて2つのクラスに分類されます。II-L型超新星の光度曲線は、ピーク輝度の後、一定の（直線的な）減少を示します。対照的に、II-P型超新星の光度曲線は、減少中に特徴的な平坦な部分（プラトーと呼ばれる）があり、光度がよりゆっくりとした速度で減少する期間を表しています。正味の光度減衰率は、 II-P型では1日あたり0.0075等級と低く、 II-L型では1日あたり0.012等級となっています。 [ 29 ]
II-L型超新星の場合 、光度曲線の形状の違いは、前駆星の水素外層の大半が放出されることによって引き起こされると考えられている。[ 29 ] II-P型超新星のプラトー期は、外層の不透明度 の変化によるものである。衝撃波は外層の水素を電離し、水素原子から電子を剥ぎ取り、不透明度を大幅に増加させる。これにより、爆発内部からの光子が脱出できなくなる。水素が十分に冷えて再結合すると、外層は透明になる。[ 30 ]
「n」は狭幅を意味し、スペクトル中に狭幅または中間幅の水素輝線が存在することを示しています。中間幅の場合、爆発からの噴出物は星の周囲のガス、すなわち周星物質と強く相互作用している可能性があります。[ 31 ] [ 32 ] 観測特性を説明するために必要な周星密度の推定値は、標準的な恒星進化理論から予想される値よりもはるかに高いです。[ 33 ]一般的に、周星密度が高いのは、II型In型星の起源星の質量損失率が高いためだと考えられています 。推定される質量損失率は通常、年間10 −3 M ☉ の質量を放出している。爆発前に大きな質量損失を伴う明るい青色変光星に似た星として発生するという兆候がある。 [ 34 ] SN 1998SとSN 2005glは IIn型超新星の例であり、 非常にエネルギーの高い超新星であるSN 2006gyも別の例かもしれない。[ 35 ]
IIn型超新星の中には、周星物質と相互作用を起こし、周星塵の温度を上昇させるものがある。この高温の塵は、中赤外線で明るくなる現象として観測される。周星物質が超新星からさらに遠くまで広がっている場合、中赤外線の明るさが赤外線エコーを引き起こし、明るさが1000日以上続くことがある。このような超新星は、典型的なSN 2010jlにちなんで名付けられた、まれな2010jl型超新星に属する。2010jl型超新星のほとんどは、運用を終了したスピッツァー宇宙望遠鏡と広視野赤外線探査機（SN 2014ab、SN 2017hccなど）で発見された。[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]
IIb型 超新星は、初期スペクトルに弱い水素線を持つため、II型に分類されます。しかし、その後、Hの放射は検出できなくなり、スペクトルがIb型 超新星により近い光度曲線の2番目のピークも現れます。前駆星は、外層のほとんどを放出した大質量星、または連星系の伴星との相互作用により水素外層のほとんどを失い、ほぼ完全にヘリウムで構成された中心核を残した星であった可能性があります。[ 40 ] IIb 型の噴出物が膨張するにつれて、水素層は急速に透明になり、より深い層が明らかになります。[ 40 ] IIb 型超新星の典型的な例はSN 1993Jです[ 41 ] [ 42 ]。もう1つの例はカシオペヤ座Aです[ 43 ]。IIb型は、 Woosleyらによって（理論的な概念として）初めて導入されました。 1987年に[ 44 ]、このクラスはすぐにSN 1987K [ 45 ]とSN 1993J [ 46 ]に適用されました。
2017hcc is first mentioned in this research note as 2010jl-like, but sadly Moran et al. missed this research note.