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超新星爆発の原動力はニュートリノ  

先日のベテルギウスの件にも関連しているが、m
6月28日の情報で、大質量星の最後、超新星(以下、SN)爆発の物理的プロセスについて理化学研究所とマックスプランク天体物理学研究所がSNの残骸である「カシオペア座A」(11000光年)をモデルとして、コンピューターシミュレーションで再現した。
cas a 01
カシオペア座A:可視光で捉えたHST画像(中性子星は見えない)
Cassiopeia_A.jpg
同:可視光(黄)に加え、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線(赤)とチャンドラ宇宙望遠鏡によるX線(青)画像の合成、中心の青い点が中性子星。
順序としては、晩年を迎えた大質量星の中心核が太陽質量の約1.5倍に達すると、まず中性子星が作られる、このとき大量のニュートリノが発生し、莫大なエネルギーを放出(温度は約5000億℃)、周囲のガスを超高温に熱する、このガスの動きが激しくなって爆発に至る、ニュートリノは大量のエネルギーを運ぶ役割をするそうだ。
周囲のガスは煮え立つように動きが激しいので、爆発力は均等にならず、非対象(非球状)に衝撃が拡がる、星内部で核融合で出来た重元素、および爆発時の超高温で出来た放射性チタン、放射性ニッケルなどが吹き飛ばされる、中心にあった中性子星は爆発の中心にあるとは限らず、重い物質が多い側と反対方向へ押し出される、逆に言うと中性子星に"蹴られた側"に重い放射性物質が多く集まり、非対象性が顕著になるそうだ。
カシオペア座Aは1680年頃に爆発が見えただろうと推測されるが、他のSN残骸と同じように爆風による残骸物質の拡がりは不均等だ。
Cassiopeia A s
拡大
上図:ニュートリノ駆動超新星爆発の3次元シミュレーションによる放射性ニッケルの時間経過画像、爆発の開始直後(3.25秒)から非対称性が顕著になる(6236秒)までの非球形分布を示す、 各画像に示された色は、下のスケールに従った爆風の速度を表す。
cas a 02
上図:青の部分は主に放射性ニッケルが放射性崩壊した鉄である、黄色の×印は爆発時に中性子星があった位置、白の×印は現在の位置で矢印の方向へ移動している。
理化学研究所記事 

大マゼラン雲の「SN1987A」のときも爆発が光で観測される前にニュートリノが観測されていた、星の外層に爆発が至る前に中心の中性子星が放ったニュートリノが光と殆ど同じ速度で届いていた。カシオペア座Aのシミュレーションからも、中性子星が爆発の中心に鎮座しているのは考えにくい気がする、大なり小なり動く?;

ご覧いただき、ありがとうございました。
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category: 宇宙・天体

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