いくつかの異なる種類の超新星とは何ですか？

超新星は、いくつかの星の発達段階として発生する激しい爆発です。 超新星は数週間から数ヶ月続き、この期間中に太陽が100億年以上放出するよりも多くのエネルギーを放出する可能性があります。 超新星は、ホスト銀河を凌capableすることができます。 銀河系の大きさの銀河では、超新星は約50年に1回発生します。

超新星が地球から26光年離れて発生した場合、オゾン層の半分が吹き飛ばされます。 一部の古生物学者は、約4億4,400万年前に発生したオルドビス紀-シルル紀の絶滅イベントの近くにある超新星を非難し、その間に海洋生物の60％が死亡しました。 人類史上最も明るい超新星は1006年にユーラシア全域の人々によって観測され、最も詳細なメモは中国から来ています。 満月の4分の1から2分の1の光度で、この超新星は非常に明るく、影を落としました。

超新星は、2つの方法のいずれかで発生し、それに応じてタイプI超新星とタイプII超新星に分類されます。

タイプIの超新星は、地球規模の恒星の残骸である炭素酸素の白色d星が、数百万年の水素とヘリウムの燃焼によって残されたもので、チャンドラセカールの制限を超える十分な質量を付与することで発生します。 -回転星。 この制限を超えると、d星を構成する原子の電子殻は互いに反発できなくなり、星は崩壊します。 地球に等しい空間に太陽の質量を含む恒星は、炭素の発火に必要な温度と密度に達するまでさらに小さくなります。 数秒以内に、星の炭素の大部分が酸素、マグネシウム、ネオンと融合し、10 ²⁹メガトンのTNTに相当するエネルギーを放出します。 これは、光の速度の約3％で星をばらばらにするのに十分です。

タイプII超新星は、コア崩壊型超新星とも呼ばれます。 これは、9個以上の太陽質量の超巨星がその核内の元素を鉄まで融合させたときに起こります。これにより、核融合による正味のエネルギーゲインが得られなくなります。 正味のエネルギーが生成されない場合、核連鎖反応は発生せず、前述のチャンドラセカール限界に達するまで鉄心が蓄積されます。 この時点で、それは崩壊して中性子星を形成します。中性子星は、太陽の質量を含む物体で、直径約30 km（18.6マイル）のエリアにあります-大都市の大きさです。 コアの外側の星の大部分も崩壊し始めますが、中性子星の超高密度物質に跳ね返り、残りのすべての軽い核を急速に融合し、タイプIの超新星と同様の規模の爆発を引き起こします。

タイプIの超新星はエネルギーの放出が比較的予測可能なため、距離を測定するために天文学の標準キャンドルとして使用されることがあります。 絶対光度は既知であるため、絶対光度と見かけの光度の関係を使用して、超新星の距離を決定できます。