カシオペヤ座A

カシオペヤ座 A（Cas  A ;聞く^ⓘ ) はカシオペヤ座にある超新星残骸1 GHz 未満の周波数帯で空にある最も明るい太陽系外電波源です。超新星は天の川銀河内で11,000光年(3.4kpc)。 ^{[ 3 ] [ 4 ]}オリオン腕の幅を考慮すると銀河の中心から 30 度ほど離れた、次に外側の腕であるペルセウス腕超新星の残骸である膨張する雲は、現在地球から見て約10 光年 (3pc) のmm (9.25インチ)までの可視光の波長で観測されています^{。 [ 5 ]}     

超新星からの光が地球に初めて到達したのは1660年代（±30年）頃と推定されているが^{[ 3 ]}、当時からの確実な対応記録はない。カシオペヤ座 Aは北半球中緯度以北の周極星であり、当時は広範な記録と基本的な望遠鏡があった。記録に残っていないのは、おそらく星間塵が地球に到達する前に可視光線を吸収したためだろうが、 1680年にジョン・フラムスティードによって6等星3カシオペヤ座として記録された可能性もある。考えられる説明としては、光源星が異常に質量が大きく、以前に外層の大部分を放出していたという考えが有力である。これらの外層は星を覆い隠し、内側の星が崩壊する際に可視光の放射の大部分を吸収したと考えられる。

Cas  A は、最初に発見された離散的な天文電波源の一つです。その発見は、ケンブリッジ大学の天文学者であるマーティン・ライルとフランシス・グラハム＝スミスによって、ロング・マイケルソン干渉計による観測に基づいて1948 年に報告されました。^{[ 6 ]}光学成分は 1950 年に初めて特定されました。^{[ 7 ]}

現在観測されている膨張から逆算すると、地球上では 1667 年頃に観測可能になったであろう爆発が起こったことになる。天文学者のウィリアム・アシュワースらは、王室天文官ジョン・フラムスティードが1680 年8 月 16 日[ OS 8 月 6 日]に 6 等級の星 3 Cassiopeiae をカタログ化した際に、偶然にも超新星を観測したのではないかと示唆しているが、記録された位置には対応する星はない。超新星は最大で 3.2 等級に達し、その後 2 か月で (フラムスティードが観測したように) 6 等級まで減光したと推定されている。^{[ 1 ]}考えられる別の説明としては、位置の誤り^{[ 8 ]}や、一時的な現象が記録されたことなどが挙げられる。キャロライン・ハーシェルは、六分儀の読み取りに一般的な誤差があった場合、τ Casの近くの星 HD 220562 が 3 Cas とよく一致すると指摘した。 ^{[ 9 ]} あるいは、星ARカシオペヤが観測された可能性もあるが、その場合も位置が誤って記録された。位置とタイミングからすると、カシオペヤ座Aの祖先超新星の観測であった可能性もある。^{[ 10 ]}  

最近の学際的な研究から、超新星は1630年に観測された「正午の星」であり、将来のイギリス国王チャールズ 2世の誕生を告げるものと考えられていたという説も出ている。 ^{[ 11 ]}しかし、「正午の星」は金星であり、2日前に朝の最大光度に達し、晴れた空では昼間でも観測できた可能性が高い。カシオペヤ座の明るい超新星は数ヶ月間観測可能であり、ヨーロッパでは毎晩カシオペヤ座が地平線上に見えるため、より多くの観測記録が残っているはずだ。

1604年のケプラーの超新星以来、天の川銀河内で発生した超新星は、望遠鏡を使っても肉眼で地球から観測できたものは一つもない。カシオペヤ座Aの残骸を生み出した超新星が観測されれば、唯一の例外となるだろう。超新星残骸G1.9+0.3からの最初の光は、カシオペヤ座Aからの最初の光よりも最近地球に到達したが、それに伴う超新星は観測されなかった。

膨張シェルの温度は約3000 万Kで、4000～6000km  /sの速度で膨張している。^{[ 3 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡による爆発した星の観測では、残骸が均一に膨張しているという当初の考えに反して、5,500～14,500  km/s の横方向速度で移動する高速の外側噴出塊が存在し、その最高速度はほぼ反対方向の 2 つのジェットで発生していることが示されています。^{[ 3 ]}膨張する星の観測で、異なる化学組成の物質を色で区別すると、爆発の残骸には類似の物質が集まっていることが多いことがわかります。^{[ 4 ]}

Cas A は1980 年に1 GHzで2720 ± 50 Jy のフラックス密度を持っていた。^{[ 12 ]}超新星残骸は冷却されているため、フラックス密度は減少している。1 GHz では、フラックス密度は年間0.97 ± 0.04 パーセントの割合で減少している。 ^{[ 12 ]}この減少は、1 GHz 未満の周波数では Cas A の強度が現在でははくちょう座Aよりも低いことを意味する。Cas A は、1 GHz を超える周波数では依然として空で最も明るい太陽系外電波源である。       

カシオペヤ座で最初のX線源と思われるCas  X-1（またはCas XR-1）は、 1964年6月16日のエアロビー観測ロケット飛行では検出されなかったものの、可能性のある源として考えられていた。^{[ 13 ]} Cas Aは1964年10月1日の別のエアロビーロケット飛行でスキャンされたが、その位置では背景を超える有意なX線フラックスは検出されなかった。^{[ 14 ]} Cas XR-1は1965年4月25日のエアロビーロケット飛行で発見された。^{[ 15 ]} RA 23 ^h 21 ^m Dec +58 ° 30 ′。^{[ 16 ]} Cas X-1はCas Aであり、 RA 23 ^h 18 ^m Dec +58 ° 30 ′にあるタイプII超新星残骸である。^{[ 17 ]}カシオペヤX-1、Cas XR-1、Cas X-1 という名称はもはや使用されていませんが、X 線源は2U 2321+58にある Cas A ( SNR G111.7-02.1 )です。                

1999年、チャンドラX線天文台は、爆発によって残された中性子星の残骸である中心コンパクト天体CXOU J232327.8+584842を発見した^{[ 18 ]}。^{[ 19 ]}

2005年、スピッツァー宇宙望遠鏡を用いて、カシオペヤ座Aの爆発の赤外線エコーが近くのガス雲で観測された。^{[ 20 ]}この赤外線エコーはIRASでも観測され、赤外線分光器で研究された。以前は、1950年に中心パルサーから発生したフレアが赤外線エコーの原因であると疑われていた。新しいデータにより、これはありそうになく、赤外線エコーは衝撃波のブレイクアウト中に超新星の放射出力によって加熱された塵の熱放射によって引き起こされたと結論付けられた。^{[ 21 ]}この赤外線エコーには散乱光エコーが伴う。記録された光エコーのスペクトルは、超新星がIIb型であることを証明しており、これは、水素外層のほとんどすべてを失ったヘリウム核を持つ赤色超巨星である可能性が最も高い大質量星の内部崩壊と激しい爆発の結果であることを意味する。これは、爆発が直接観測されていない超新星の光の残響を初めて観測したものであり、過去の天文現象を研究し再構築する可能性を開いた。^{[ 1 ] [ 7 ]} 2011年の研究では、光の残響の異なる位置からのスペクトルを使用して、カシオペヤ座Aの超新星が非対称であることを確認した。^{[ 22 ]}

2013年、天文学者たちはカシオペヤ座Aでリンを検出し、この元素が超新星核合成によって超新星で生成されることを確認した。超新星残骸の物質中のリンと鉄 の比率は、一般的に天の川銀河の比率よりも最大100倍高くなる可能性がある。 ^{[ 23 ]}

• 超新星残骸のリスト
• 光の反響

• Arcand, Kimberly K. ; Jiang, Elaine; Price, Sara; Watzke, Megan; Sgouros, Tom; Edmonds, Peter (2018年12月15日)「爆発した星の中を歩く：超新星残骸カシオペヤ座 Aを仮想現実でレンダリングする」Communicating Astronomy with the Public Journal . 24 : 17. arXiv : 1812.06237 . Bibcode : 2018CAPJ...24...17A .
•  「カシオペヤ座Aの3Dビジュアライゼーション」 。BBCニュース。
•  「超新星残骸カシオペヤ座Aの3D流体力学モデルを探索するための仮想現実および拡張現実モデルビューア」。Sketchfab ; INAF -パレルモ天文台（サン・オーランド）。