超新星
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超新星（ちょうしんせい、supernova）は恒星がその一生を終えるときに引き起こす大規模な爆発現象である。これは、夜空に明るい星が突如輝き出すように見え、まるで星が新しく生まれたように見えることに由来する。発する光は-13～-19等級増加し、この明るさは新星を格段に凌駕する。爆発によって星の本体は完全に四散するが、爆発後に中心部に中性子星やブラックホールが残る場合もある。
初期の宇宙に存在した元素は水素とヘリウムのみだった。より重い鉄や珪素、我々の体を構成する炭素や窒素などの元素は恒星内部での核融合反応で生成し、超新星爆発により恒星間空間にばらまかれた。また、鉄より重い元素は超新星爆発時に生成したと考えられる。また、超新星爆発による衝撃波は星間物質の密度にばらつきを生み出し、新たな星の誕生をうながしている。また炭素の同位体比から超新星爆発時に合成されたと考えられるダイアモンドなどの粒子が隕石の中から発見されている。
系外銀河の観測により、一つの渦状銀河内での超新星の発生頻度は数10年に1回と考えられる。我々の銀河系も同様のはずであるが、1604年以降発見されていない。銀河中心核をはさんだ反対側に出現したり、地球近傍でも濃い星間雲に隠されて見えない場合がありうる。系外銀河は遠すぎて、通常は肉眼では見えない。1987年、銀河系の伴銀河である大マゼラン銀河で超新星SN 1987Aが出現し、肉眼でも見える明るさになって、精密な観測がなされた。その際発生したニュートリノが日本のニュートリノ観測施設カミオカンデによって検出され、ニュートリノ天文学が進展することとなった。これによる成果が認められ、小柴昌俊は2002年度、ノーベル物理学賞を受賞している。
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[編集] 命名
超新星に彗星のような固有名称が与えられることは少ない。普通「SN 西暦年 番号」の形式で呼ばれる。西暦年は4桁で表し、番号はその年の1番目から順にA, B, C, ..., Y, Z, aa, ab ,... az, ba, bb,... のように振る。
たとえば SN 1994D（もしくは 超新星 1994D）といった場合、「1994年に発見された内で4番目の超新星」ということになる。
[編集] 分類
超新星は、そのスペクトルに水素の吸収線が見られないI型と、水素の吸収線が見られるII型とに分類される。III型、IV型、V型といった分類もかつては使われていたが、現在ではこれらはまとめてII型に分類される。
[編集] Ia型
I型の中でも珪素の吸収線が見られるものをIa型と呼ぶ。楕円状銀河・渦状銀河・不規則銀河といったあらゆる型の銀河に出現するが、後述のII型より少ない。連星系をなしている白色矮星が相手の恒星から降り積もったガスによりチャンドラセカール限界まで質量を増加させ、ついには、自らの重力による収縮を支えきれなくなる。この収縮によって、炭素と酸素からなる中心核で、炭素の核融合反応が暴走し、大爆発を起こす。Ia型超新星はピーク時の絶対等級がほぼ一定であることから、見かけ上の明るさを測定することで超新星爆発の起こった銀河までの距離を求めることができる。このように距離測定時の明るさの基準として使える天体を標準光源と呼ぶ。Ia型超新星は非常に明るいため、宇宙論的距離まで使える標準光源として有用であり、宇宙モデルの検証などでしばしば用いられる。
[編集] Ib型, Ic型
I型の中でヘリウムの吸収線が見られるものをIb型、珪素とヘリウムのどちらの吸収線も見られないものをIc型と呼ぶ。これらについては機構がよく分かっていない。II型と同様、恒星の一生の最後に迎える大爆発であるが、その前に水素を使い果たしてしまい、水素の吸収線が見られないと考えられる。
[編集] II型
水素の吸収線が見られるものをII型と分類する。渦巻銀河や棒渦巻銀河の腕の部分に現れることが多い。II型の分類はスペクトルによらず、光度の変化によりなされる。光度曲線に平坦期（光度がほとんど一定になる時期）があるものをIIP型 (P: Plateau)、最大光度の後、単調に（直線的に）光度が減少するものをIIL型 (L: Linear) と呼んでいる。
太陽の約8倍より重い星の場合、核融合反応を繰り返すことによって、赤色超巨星に進化した段階ではネオンやマグネシウムからなる縮退した中心核が作られ、その周囲の殻状の領域で炭素の核融合が進むようになる。中心核の質量が増えると、やがて陽子の電子捕獲反応が起きて中心核内部に中性子過剰核が増える。これによって電子の縮退圧が弱まるため、重力収縮が打ち勝って一気に崩壊する。また、太陽の10倍程度よりも重い星では中心核が縮退することなく核融合が進み、最後に鉄の中心核ができる。鉄の中心核は重力収縮しながら温度を上げていき、約1010Kに達すると高エネルギーのガンマ線を吸収してヘリウムと中性子に分解してしまう（鉄の光分解）。これによってやはり中心核が一気に重力崩壊を起こす。この爆縮的崩壊の反動による衝撃波で外層部は猛烈な核融合反応を起こし、II型の超新星となる。
超新星SN 1987AはII型であったが、一度赤色超巨星に膨張した星が収縮して高温の星になってから爆発するという特異な過程を取り、最大光度も通常のII型超新星より暗いものであった。原因として、マゼラン銀河は通常の銀河に比べて進化が遅く、水素・ヘリウム以外の重元素の比率が小さいことが挙げられている。
[編集] 極超新星
超新星のうち、特に爆発エネルギーが大きいもの（通常の10倍以上）を、特に極超新星と呼び区別している。スペクトルにおいて、水素、珪素、ヘリウムの各吸収線が見られず、さらに従来のIc型とも類似性が認められない。
[編集] 主な超新星
- 185年 ケンタウルス座 最大光度 - 8等
- 393年 さそり座 最大光度 - 1等
- 1006年 おおかみ座 最大光度 - 9等「SN 1006」 I型
- 1054年 超新星残骸。おうし座 最大光度 - 6等 「SN 1054」（現かに星雲）II型？
- 1181年 カシオペア座 最大光度0等「SN 1181」 II型
- 1572年 カシオペア座 最大光度 - 4等「SN 1572」（「チコの星」） I型
- 1604年 へびつかい座 最大光度 - 2.5等「SN 1604」（「ケプラーの星」） I型
- 1987年 大マゼラン星雲 最大光度2.9等「SN 1987A」 II型
（年は地球における発見年）
[編集] 周囲の星への影響
超新星爆発が発生すると、強烈なガンマ線が周囲に一斉に放たれる。このガンマ線の威力は凄まじく、超新星爆発を起こした恒星から半径5光年以内の惑星に住む生命体は絶滅し、25光年以内の惑星に住む生命体は半数が死に、50光年以内の惑星に住む生命体は壊滅的な打撃を受けるとされる。さらに極超新星の場合はガンマ線の威力は10倍になり、500光年離れた惑星に住む生命さえも絶滅させると言われている。[要出典]
現在、地球周辺で近い内にII型超新星爆発を起こすと予測されている星は、約600光年離れたアンタレスと、約430光年の距離にあるベテルギウスである。これらの星が超新星爆発を起こした際に地球にも若干の影響が出ると言われているが、地球から距離が離れすぎているためにガンマ線の威力は弱まり、オゾン層が多少傷つく程度で惑星および生命体への影響はほとんど無いと予測されている。もし地球から8.6光年離れたシリウスA、あるいは25.3光年離れたベガがII型超新星爆発を起こした場合は、地球に住む生命はほぼ確実に絶滅するか壊滅的な打撃を受けることになるが、シリウスAの質量は太陽の2倍強、またベガの質量は太陽の3倍程度であるために超新星爆発は起こさず、いずれも赤色巨星となって膨張した外層部により惑星状星雲を形成し、残った中心核は白色矮星となるのみである。
我々が住んでいる地球も、周囲の星の超新星爆発の影響を受けたと思われる痕跡がいくつか発見されている。詳しくはガンマ線バーストの項目を参照のこと。
[編集] 関連項目
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