新星と超新星

I

プロローグ

一部の星(恒星)でおこる2種類の爆発的な現象についての呼び名。新星は、暗かった星が突然明るさをまし、ゆっくりと暗くなっていく現象で、しばらくの間みえている。超新星も同様であるが、明るさをます度合いがはるかに大きく、爆発によって星が破壊されたり変化したりする。ひんぱんに観測される新星にくらべ、超新星はまれにしか観測されない。

II

新星

近代天文学の幕開け以前は、それまで何もなかった所に突然出現する星は、新星とよばれた(英語名のノバ(Nova)はラテン語で「新しい」という意味)。この星は肉眼でみえるようになる以前から存在していたので、まちがった呼び名ということになる。銀河系(→ 天の川)では1年に数十個以上の新星が出現すると推定されているが、そのうちのいくつかは距離が遠すぎるか、星間物質にかくされるかしてみえない。銀河系のものよりもほかの銀河に出現する新星のほうが観測しやすい。

新星は出現した星座と年にしたがって名前がつけられる。新星は数日の間に、元の光度の数千倍にまで明るくなる。移行段階に入ると、暗くなってふたたび明るくなり、その後しだいに元の明るさのレベルまで暗くなっていく。たとえば、2002年に発見された「いて座新星2002-3(いて座V4743)」という新星は、5.0等星から16.8等星の範囲で変光している。

新星は、星の進化において最終段階にある激変星(→ 変光星)だと考えられている。新星となる星はふつう連星系(→ 連星)をなし、主星は白色矮星である。伴星の外層(ガス)は白色矮星の引力にひきよせられ、渦をまきながら降着円盤を形成する。そして徐々に白色矮星へとながれこんだガスが突然、白色矮星の表面で核融合反応をおこす。この核融合反応によって、大量に放出されたエネルギーでガスが爆発的に放出され、光度がますが、やがて元の状態にもどる。これが新星のメカニズムである。なお、スペクトル観測によると、ガスは毎秒1000kmをこえる速度で膨張していることがわかっている。

新星は一般的に、最大光度と、ある等級まで暗くなるのにかかる時間との間に相関関係がある。距離と等級のわかっている近くの新星を物差しとして、ほかの銀河の新星を、その銀河までの距離の指標としてつかうことができる。→銀河の「銀河系外の距離の測定」

III

超新星

太陽よりもずっと重い星の最後である超新星爆発は新星よりもはるかに壮大で破壊的であるが、まれにしかおこらない。銀河系の中で、超新星の出現はこの1000年間に6回記録されている。よく知られているのは1054年におうし座に出現した超新星で、出現のようすが中国の古書や藤原定家の日記「明月記」にも記載されており、その残骸(ざんがい)が現在のかに星雲(→ 星雲)である。

超新星も新星のようにほかの銀河で発見されやすい。1987年2月23日に銀河系の伴銀河である大マゼラン雲(→ マゼラン雲)で、肉眼でみえるものとしてはもっとも新しい超新星「SN1987A」が発見された。地球から近いこともあり、集中的に観測された。また、爆発前の星の崩壊にともない発生したニュートリノを岐阜県神岡町(現、飛騨市)にあった東京大学宇宙線研究所の素粒子観測装置カミオカンデ(→ スーパーカミオカンデ)がはじめて観測することに成功。その結果、ニュートリノ天文学という分野が生まれ、2002年に小柴昌俊はノーベル物理学賞(→ ノーベル賞)を受賞した。

2006年9月にペルセウス座方向にある系外銀河NGC1260の中で発見された超新星(SN2006gy)は、観測史上で最大かつ、もっとも明るいものである。地球から約2億4000万光年はなれたこの超新星は、爆発から70日で明るさはみずらが属する銀河の中心部と同じくらいにまで達し、その明るさは3カ月もつづいた。X線天文衛星チャンドラなどの観測の結果、太陽の150倍もの質量をもっていた星の最後であったことが判明している。

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超新星の種類

超新星の爆発は、新星にくらべて1回の爆発で放出されるエネルギーがはるかに大きい。爆発の種類は、I型(核爆発型)とII型(重力崩壊型)に大別される。I型は近接した連星系でおこる爆発で、白色矮星にふりそそぐ大量のガスが核融合反応により大爆発をおこすもの。星の質量の違いなどにより、種類がさらに細分化されている。一方、II型は単独で存在する太陽質量の8倍以上の星でおこり、自分の重みにたえきれずに崩壊することで爆発する。

爆発後には、パルサーあるいは高速で回転する中性子星と、膨張するガスの殻しかのこらない。かに星雲の中にパルサーが発見されている。超新星は、新しい星を形成する星間物質に、多くの重元素を供給する。→星の進化の「終末期」