新星・超新星








　新星というと「新しい星」と思われがちだが、恒星がその生涯を閉じる瞬間である。太陽程度の星は寿命が来ると残りのガス(外層)を吹き飛ばし新星に、重たい星は大爆発を起こし超新星となる。爆発直後は高温のガスのため白っぽく見えるが、極大を過ぎると温度が下がり赤くなる
　太陽は次第に大きくなり新星爆発を起こす。外層のガスを放出しながら、中心部は小さく押しつぶされ白色矮星になっていく
質量（太陽＝1） 恒星の終末
赤色星と白色
矮星の連星		 白色矮星と連星系をつくる軽い星からガスが流れ込み、白色矮星のまわりにガスの円盤をつくる。やがてこのガスが核反応を起こし新星爆発する
0.08倍以下 大きく成長しないまま冷えて黒色矮星となる。寿命は非常に長い
0.08〜4倍 赤色巨星になったのち外層のガスを放出し惑星状星雲に、中心部は縮んで高密度の白色矮星になる
4〜8倍 赤色超巨星になったのち超新星爆発を起こし星間ガスとなる
8〜30倍 赤色超巨星になったのち超新星爆発を起こし星間ガスと中性子星になる
30倍以上 赤色超巨星になったのち超新星爆発を起こし星間ガスとブラックホールになる

★超新星の分類
Ia型 スペクトルに水素の吸収線がなく、珪素の吸収線が見られるもの
.Ia型 スペクトルに水素の吸収線がなく、爆発の時の明るさと持続時間が、Ia型よりも少ないもの
Ib型 スペクトルに水素の吸収線がなく、ヘリウムの吸収線が見られるもの
Ic型 スペクトルに水素の吸収線がなく、珪素とヘリウムのどちらの吸収線も見られないもの
II型 水素の吸収線が見られるもの
極超新星 一般的な超新星爆発の数十倍の爆発エネルギーを放出する超新星爆発のことで、近年、極超新星とガンマ線バーストとの関係が明らかにされるようになってきた


M74銀河の超新星(Super NOVA 2002ap) M51銀河の超新星 （Super NOVA 2005cs）
M101銀河の超新星 （Super NOVA 2011fe）
M82銀河の超新星 （Super NOVA 2014J）
たて座新星V477　　2005.10.19 いるか座新星(左はスペクトル)　2013.9.6