それはすべて、私たち自身の太陽の約10倍の質量がある巨大な星から始まります。この星は、極度の速度で核燃料を燃やしており、多くの熱と光を生み出しています。星が老化するにつれて、それは拡大して冷却し始めます。この拡張により、星の外層は密度が低くなります。
2。コア崩壊
星の外側の層が十分に希少になると、星の核が崩壊し始めます。崩壊により、星のコアは非常に密度が高くなります。この密度と温度の組み合わせは融合反応につながりますが、融合反応のエネルギーは、上にある材料の重量をサポートするのに十分ではありません。コアは崩壊し続けます。
3。超新星爆発
星のコアが崩壊すると、衝撃波が生まれます。衝撃波は星の外層を介して伝播し、最終的に星が爆発します。超新星爆発は非常に強力です。太陽が生涯で生成するよりも多くのエネルギーを放出できます。
4。レムナント層
超新星の爆発の後、星の核は残されています。コアは非常に密度が高く、暑く、白い小人として知られています。白い小人は徐々に冷めて黒い小人になる可能性があります。または、将来のタイプIA超新星で爆発する可能性があります。
星の外層は、超新星の爆発により宇宙に排出されます。これらの層は非常に高温まで加熱されており、可視光、紫外線、X線など、広範囲の電磁放射を放出します。超新星の残党は、何千年もの間続くことができます。
