爆発の数分前または数時間前に、超新星になろうとしている星に観測可能な変化がありますか？

サイエンスフィクションの小説を書いています。ここでは、船が単一の星系（赤い超巨人）に取り残されています。プロットポイントの1つは、数時間で超新星になる星です。そのため、キャラクターはそれが起こる前に船を修理する必要があります。

私はそれがどのように機能するかについての基本的な知識を持っています：核融合から生成された鉄は、鉄核融合が始まるポイントに達するまで、コアに蓄積されます。鉄の融合は吸熱反応であるため、コアはそれ自体の重力と外層の圧力に耐えるのに十分なエネルギーを生成できなくなり、崩壊して爆発します。

鉄の核融合がコア内部で開始すると、数分以内に崩壊が起こり、崩壊自体が数秒（1秒未満）続き、衝撃波が地表に到達するまでに数時間かかることを読みました。それはすべて正しいですか？

問題は、キャラクターが短期間に爆発を予測できるようにすることです。数時間または数分です。コアの崩壊を認識し、カウントダウンを開始できれば素晴らしいと思います。

それでは、明るさや色の変化など、これらのイベントの外部キューはありますか？鉄の融合が始まるとき、またはコアが崩壊するとき、星のスペクトルは変わりますか？私は、コアの崩壊が大量のニュートリノを生成することを知っています。この量は非常に激しいので、簡単に検出できますか？（つまり、地下施設に巨大な検出器がありません）。コアの鉄の量は星のスペクトルとサイズから推定できるので、崩壊の近似時間を予測できますか？

あなたの最善の策は、星の内部での核燃焼によって生成されたニュートリノを検出することだと思います（私たちが太陽に対して行うように）。星が炭素燃焼段階に達すると、実際には光子よりもニュートリノにより多くのエネルギーを放出しています。数日間続き、縮退した鉄のコアを作成するシリコン燃焼フェーズ（十分に重いと崩壊する）の間、ニュートリノフラックスはコア崩壊の数秒前に約10 ⁴⁷ erg / saに増加します。（ピークフラックス中のコアの崩壊は、約10 ⁵² 10へ⁵³エルグ/秒）。朝倉らによるこの論文。日本のKamLAND検出器は数百パーセクの距離にある星の超新星前ニュートリノフラックスを検出できると推定している、数時間または数日前にコア崩壊超新星の事前警告を提供します。あなたのキャラクターは星と同じシステムにいるので、ニュートリノを拾うために大きな地下探知機はほとんど必要ありません。

このプロットは、ニュートリノの光度（反電子ニュートリノの場合）と超新星前の星の時間の例を示しています（Osakura等、2016年、Odrzywolek＆Heger 2010およびNakazato等2013年）。コア崩壊はt = 0sで始まります。

さまざまなタイプのニュートリノとその時間進化のエネルギーのスペクトルを測定することにより、特に現在のキャラクターが現在よりもはるかに優れた星の進化のモデルを持っていると推測できるため、星に沿ってどれだけ遠くにあるかを非常によく知ることができます行う。（また、恒星進化モデルを微調整するために、星の質量、回転速度、多分アストローズイズモロジーなどによる内部構造の正確な測定値を取得したいと考えています。これらはすべて、非常に簡単にできることです。）

核崩壊自体は、ニュートリノフラックスの大幅な増加によって示されます。

Randall Munroeによるこの「What If」の記事は、コア崩壊型超新星からのニュートリノフラックスが約2 AUの距離にいる人間にとって致命的であると推定しています。彼が指摘するように、これは実際に超巨星の内部にある可能性があるため、あなたのキャラクターはおそらくそれより少し離れているでしょう。しかし、ニュートリノフラックスは簡単に検出でき、キャラクターが10 AUより近い場合、放射性中毒になる可能性が高いことを示しています。（もちろん、あなたは気分が悪くなるまで待つのではなく、それを直接検出したいでしょう。なぜなら、それは衝撃波が星の表面に到達するのにかかるよりも時間がかかるかもしれないからです。）ニュートリノの検出に問題がないという事実....

他の答えは正しいです。ニュートリノパルスは、コア崩壊型超新星の結果として確実に予想され、衝撃波が表面に到達する数時間前に発生するはずです。

$\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$

これまで言及されていなかった別の可能性は重力波です。比較的ポータブルな重力波検出器が利用可能であると仮定すると（！）、コア崩壊タイムスケール（1秒以下）で鋭い重力波パルスが発生し、それも数時間後に超新星爆発波を予感させるでしょう。

として ディーン前記、超新星前駆体は、典型的には、前のフルコア崩壊、残留形成及び星の外層の吐出にニュートリノを放出します。このプロセスは、ここではニュートリノに焦点を当てており、次のようなものになります。

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. 電子捕獲は、コアの電子縮退圧を低下させ、コアの崩壊を加速させます。縮退の圧力は、多くの星のコアでは重要ですが、非常に大きな星（赤い超巨星を含む）では、崩壊を止めるのに十分ではありません。
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$
5. 星の残骸に/によって閉じ込められたニュートリノは、約10秒後に放出されます。ニュートリノペアの生成も、急速な冷却につながります。これらのニュートリノのいくつかは、衝撃波の復活に貢献するかもしれません。

ニュートリノは、超新星からの光の数時間前、または状況によっては数日前に到着する場合があります。前者はニュートリノが検出された最初の超新星SN 1987Aの場合でした。

参照資料

• バラシ等。（2015）
• ミリッツィ他 （2015）
• ショルベルグ（2012）

超光速超新星（別名超新星）は、その明るさに対して二重のピークを示すことがあり、これが超光速超新星の標準であると理論化していますが、私が知る限り、実際に観測されたのはこれまで1つだけです（DES14X3taz）。

とにかく、（少なくとも）この場合、最初の明るさの大幅な増加がありました。その後、数日間明るさが低下し（数等級）、その後、最初の「バンプ」よりもかなり明るくなるまで上昇しました。

おそらく、関係する距離に注意する必要があります。最初の光のバーストはすでに十分に大きいので、あなたの人々がかなり遠く離れていなければ、彼らをカリカリに揚げるのに十分です。

あなたの小説にとって興味深いかもしれないもう一つのポイントがあります。爆発後、おそらくあなたが手に入れるのはマグネターです。名前から推測すると、非常に強力な磁場を持つ星です。電子活動だけでなく、おそらく人々の神経も含む、電気活動に関係するものに依存する周辺のすべてのものを使用します。

ただし、ここには明らかな問題があります。赤い超巨星は、「通常の」超新星の前駆体として適切なタイプの星です。おそらく、超光速超新星の前駆体としては適切なタイプではありません。超新星の前駆体は通常、6個または8個の太陽質量のようなものです。超光速超新星は、おそらく数百個の太陽質量のようなものです（数個しか知られていないため、一般化するのは困難です）。放出されるエネルギー量を考えると、とにかくかなり大きくなければなりません。

参照： スミス他（2015）