今日もまず、テキスト一読,,,8時15分スタート、途中、買い物に45分程度を挟んでだいたい2時間でテキスト読了。
最初、フルトヴェングラーのワルキューレは4時間弱あるので、これを聴きながらと思ったところ、やはり歌手の声が入ると勉強に身が入らないので,,,
ということでブルックナーの8番に変更。
ただしこれだと1時間17分で尺が足らず、これにLucerneでの第9を聴きながら,,,
別に競争しているわけではありませんが、どれくらいの時間でテキスト1冊が終わるのかな,,,と。
また今回も、途中での資料確認などの道草はなし。
不明点があったらノートに書いて、これから資料調べ。
全部で20か所もありました。
なんでですかね？昨日だって読んでいるのに。
如何に散漫に読んでいるかということと読めば読むほどわからない点が見えてくる
++++
◎指数関数的な膨張（Exponential Growth）とべき乗的な膨張（Power-law Growth）
いつもこんがらがるというか、冷静に考えればわかるのですが,,,
◎縮退ガス領域とは
ちなみにフェルミ粒子とは、一般に素粒子とか電子陽子中性子など、ざっくりと思い出す小さな粒子のこと。
対してボース粒子があり、光子とかフェルミ粒子の集合体,,,例えば分子など。
◎磁気張力が磁気圧や磁気エネルギーと表記されるのは？
今日のところはパス
◎白色矮星やX線星から発生するサイクロトロン線
◎太陽スペクトルの中で，もっとも輝度温度が高いのは？
◎メタン矮星
◎なぜ赤色巨星になるのか
以下は、AIに来たお話
上掲とは別途に、
宇宙物理学特論 「巨星への進化」-- なぜ、星は膨らむのか？
https://quasar.cc.osaka-kyoiku.ac.jp/rensei2014/20141129nakada.pdf
明治大学 理工学部 物理学科 佐藤寿紀氏、PPT参考
水素燃焼核の温度密度は一定に保たれる
グラフをみると中心部外殻部で温度一定にしながらも中心核の密度圧力が増すことにより、圧力勾配が大きくなり、結果として外層側の密度が下がっている
外層が希薄化する,,,膨らむ
なんかわかったようなわからないような,,,もうちょっと勉強します
◎電子捕獲型超新星
太陽質量の8倍から12倍程度の星の終焉として電子捕獲型超新星というものがあり、1級テキストでは非常に控えめに書かれていて本文での説明は特にありません,,,
天文月報 2015 年 3 月
この文章では8-10倍としていますが、扱っている内容は「電子捕獲型超新星」のことです。
https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2015_108_03/108_159.pdf
テキストのメインストリームでの超新星爆発は最終的に中心部コアは鉄まで行きますが、ここでは酸素・ネオン（・マグネシウム）コアで留まるとしています。
要は自重が小さいので核融合反応の温度が上がらず、Feコアまで進まないということのようです、
ただしこの状態でも電子を引き込んで酸素やネオンを構成する陽子が電子を捕獲して中性子になり、この中性子の縮退圧で重力崩壊してもコアバウンス（コアが崩壊を急停止させる）して外層を吹き飛ばすのだとしています。
ちなみに上掲では、（・マグネシウム）としている理由として補注があり、
「酸素・ネオン・マグネシウムコアと呼ばれていたが，最近の数値計算によってマグネシウムの量が少ないことが 明らかとなり，近年は酸素・ネオンコアと呼ばれることが多い．ただし，コアの電子捕獲反応による収縮は始めマグ ネシウムにより引き起こされるため，マグネシウムは進化の重要な役割を担っている」とのこと。
また、我々天文アマチュアとして気になるのは、「電子捕獲型超新星の候補天体として最もよく知 られているのは，現在かに星雲（M1）として観 測されているおうし座にある超新星残骸である」としています。
その理由として、
・可視光・紫外線による観測から ヘリウムが豊富であること
（ヘリウムの質量比 0.6‒0.9）
・放出物質の質量が小さいこと（～4.6± 1.8太陽質量）,,,確かにこれは小さい
・放出物質の運動エネルギーが小さ いこと（～3✕10の49乗J）