ペア不安定超新星とは何ですか？

ペア不安定性超新星は特殊なタイプの超新星、または恒星爆発であり、非常に重い星（130から250の太陽質量）、低から中程度の回転速度、低金属性（主に水素とヘリウムで作られた）でのみ発生します）。 ペア不安定性の超新星では、星のコアは非常にエネルギーが高いため、ガンマ線と原子核の衝突により、電子と陽電子のペアが自発的に生成され、熱エネルギーの大部分が吸い上げられ、圧力が低下します。 この圧力降下により、重力により星が部分的に崩壊します。

崩壊領域は急速に極端な温度と圧力に過熱され、原子核と急速なエネルギー放出の急速な融合を引き起こします。 その結果生じる熱エネルギーは非常に大きいため、星を完全に引き離し、何も残しません。 他のすべての超新星はブラックホールまたは中性子星の残骸を残します。

ペア不安定性の超新星は今日では珍しいと考えられており、最近の天文学の歴史で注目されている候補は1つだけです。SN2006gyは「これまでに記録された最も明るい星の爆発」と呼ばれていました。 超新星よりも10倍強力で、他の超新星爆発のように、超新星と呼ばれていました。 一部の科学者は、ペア不安定性超新星がクォーク星の残骸を残すかもしれないと提案したが、これは確認されていない。

現在、ペア不安定性の超新星はめったに観測されていませんが、遠い過去、原始の超大質量の低金属性のIII族星の中で非常に多く見られたと考えられています。 これらは、ビッグバンに続く1億年の暗黒期の後に生まれた最初の星です。 ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡は、人口IIIの星のかすかな光であると考えられている古代の光を画像化していますが、現在の望遠鏡技術を使用して実質的に観測できないほど十分に古く、遠くにあります。

EtaCarinæは、銀河系の星であり、非常に多くの質量（太陽質量100〜150）を持ち、寿命の終わりにペア不安定な超新星で爆発する可能性があります。 地球からわずか4,500光年離れているため、爆発した場合、非常に明るいため、その光を使用して夜間に読むことができます。 月のように、日中は超新星も見えます。 幸いなことに、地球の大気に大きなダメージを与えるほどのエネルギーはまだありません。