Loading article…
新星とは、明るく、一見「新しい」星（そのため「nova」という名前はラテン語で「新しい」を意味する「stella nova」の短縮形であり、ラテン語で「新しい星」を意味する）が突然出現し、数週間から数ヶ月かけて徐々に暗くなる、一時的な天文現象です。観測されるすべての新星は、近接連星系の白色矮星が関与していますが、新星が劇的に出現する原因は、2つの前駆星の状況によって異なります。新星の主なサブクラスは、古典新星、再帰新星（RNe）、および矮新星です。これらはすべて、激変星と考えられています。
古典的な新星爆発は最も一般的なタイプです。このタイプは通常、白色矮星と主系列星、準巨星、または赤色巨星のいずれかからなる近接連星系で発生します。連星系の公転周期が数日以下であれば、白色矮星は伴星に十分近いため、降着物質が表面に引き寄せられ、密度は高いものの浅い大気が形成されます。この大気は主に水素で構成されており、高温の白色矮星によって加熱され、最終的に臨界温度に達し、急速な暴走核融合反応を引き起こします。エネルギーの急激な増加により大気が星間空間に放出され、新星爆発時に可視光として観測される外層が形成されます。過去数世紀にわたり、このような現象は新しい星の誕生と考えられていました。一部の新星は、数世紀程度しか続かない短命な新星残骸を残します。
再帰新星は古典新星と同じ過程を経るが、伴星が点火後に白色矮星の濃密な大気に再び物質を供給するため、新星現象が数十年以下の周期で繰り返される点が異なる。これはTコロナエ・ボレアリス星の場合と同様である。
特定の条件下では、質量降着によって最終的に暴走核融合が引き起こされ、白色矮星の大気を放出するだけでなく、白色矮星自体が破壊されることがある。この場合、この現象は通常、Ia型超新星に分類される。
新星は、天の川の軌道に沿った空、特にいて座にある観測された銀河中心付近で最も頻繁に発生しますが、空のどこにでも現れる可能性があります。銀河超新星よりもはるかに頻繁に発生し、天の川では平均して年間約10個です。ほとんどは望遠鏡で発見され、肉眼で見えるようになるのは12～18か月に1個程度です。1等星または2等星に達する新星は、1世紀に数回しか発生しません。最後に明るい新星は、2013年12月14日に3.3等星に達したV1369 Centauriでした。 [ 1 ]
16世紀、天文学者のティコ・ブラーエはカシオペヤ座の超新星SN 1572を観測した。彼は著書『De nova stella』（ラテン語で「新しい星について」）の中でこの現象について記述し、これが「新星」という名称の採用につながった。この著作の中で彼は、近くの天体は恒星に対して動いているように見えるはずであり、したがって新星は非常に遠くにあるはずだと主張した。SN 1572は後に新星ではなく超新星であることが判明したが、1930年代まではこれらの用語は互換的に使用されていた。[ 2 ]その後、観測証拠のみに基づいて、原因とエネルギーが異なると考えられたため、新星は超新星と区別するために古典新星と呼ばれるようになった。
「ステラ・ノヴァ」という言葉は「新しい星」を意味するが、新星はほとんどの場合、極めて古い星の残骸である白色矮星で発生する。
新星の進化は、連星系にある2つの主系列星から始まります。2つのうちの1つが赤色巨星に進化し、残った白色矮星の核が残りの星の周りを公転します。もう1つの星（主系列星または老齢巨星のいずれか）は、ロッシュローブから溢れ出ると、伴星である白色矮星に外層を放出し始めます。その結果、白色矮星は伴星の外層大気から降着円盤で物質を着実に捕らえ、今度は降着した物質が大気に落下します。白色矮星は縮退物質で構成されているため、降着した水素は温度が上昇しても膨張することができません。この大気層の温度が約2000万Kに達すると暴走核融合が起こり、 CNOサイクルを介して核燃焼が始まります。[ 3 ]
降着率がちょうど良い場合、白色矮星の表面で水素核融合が安定的に起こり、超軟X線源が生じる可能性がありますが、ほとんどの連星系のパラメータでは、水素燃焼は熱的に不安定で、暴走反応で大量の水素が他のより重い化学元素に急速に変換され、[ 2 ]膨大な量のエネルギーが放出されます。これにより、残りのガスが白色矮星の表面から吹き飛ばされ、非常に明るい光の爆発が発生します。
最大光度への上昇は非常に速い場合もあれば、緩やかな場合もある。ピーク後、光度は着実に低下する。[ 4 ]新星が最大光度から2等級または3等級まで減光するのにかかる時間は、新星を速度クラスに分類するために使用される。高速新星は通常、2等級減光するのに25日 未満かかるのに対し、低速新星は80日以上かかる。[ 5 ]
激しさにもかかわらず、通常、新星から放出される物質の量は太陽質量の約1 / 10,000程度で、白色矮星の質量に比べてかなり小さい。さらに、集積した質量の 5 パーセントだけが、爆発時に核融合される。[ 2 ]それにもかかわらず、このエネルギーは、新星の噴出物を毎秒数千キロメートルもの速度に加速させるのに十分であり、高速新星の方が低速新星よりも速度が速く、同時に光度も太陽の数倍から 50,000～100,000倍に上昇する。[ 2 ] [ 6 ] 2010 年、NASA のフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡を使用した科学者たちは、新星がガンマ線(>100 MeV) も放出する可能性があることを発見した。[ 7 ]
白色矮星は、伴星から表面に水素が継続的に降着することで、時間とともに複数の新星を発生させる可能性があります。このような繰り返し発生するフレアが観測される天体は、再帰新星と呼ばれます。例えば、RS Ophiuchiは、1898年、1933年、1958年、1967年、1985年、2006年、2021年の7回フレアを起こしたことが知られています。最終的に、白色矮星はチャンドラセカール限界に近づくと、 Ia型超新星として爆発する可能性があります。
まれに、新星は十分に明るく、地球に十分近いため、肉眼で目立つことがあります。最近の最も明るい例は、1975 年の新星ははくちょう座の新星です。この新星は 1975 年 8 月 29 日に 、はくちょう座のデネブの北約 5 度の位置に現れ、 2.0等級に達しました (デネブ とほぼ同じ明るさ)。最も最近の例は、 2007 年 2 月17 日に 3.7等級に達したV1280 さそり座の新星と、2013 年の新星デルフィニです。2013年の新星ケンタウリは2013 年 12 月2 日に発見され、現在までにこの千年紀で最も明るい新星であり、 3.3等級に達しています。
ヘリウム新星（ヘリウムフラッシュを起こしている）は、スペクトルに水素線が見られない新星現象の提案されたカテゴリーである。水素線が見られないのは、白色矮星上のヘリウム殻の爆発が原因である可能性がある。この理論は1989年に初めて提案され、最初に観測されたヘリウム新星候補は2000年のV445 Puppisであった。 [ 8 ]それ以来、他の4つの新星がヘリウム新星として提案されている。[ 9 ]
天文学者たちは、天の川銀河では年間およそ25～75個の新星が発生していると推定している。 [ 10 ]天の川銀河で実際に観測される新星の数は、年間約10個とずっと少ない。[ 11 ]これは、遠方の新星がガスや塵の吸収によって隠されているためと考えられる。[ 11 ] 2019年現在、天の川銀河では407個の新星が記録されている。[ 11 ]アンドロメダ銀河では、20等級より明るい新星が年間約25個発見されており、他の近傍銀河ではそれより少ない数が観測されている。[ 12 ]
新星噴出星雲の分光観測により、それらがヘリウム、炭素、窒素、酸素、ネオン、マグネシウムなどの元素で富化されていることが示されています。[ 2 ]最近の銀河化学進化モデルによると、古典的な新星爆発は、銀河円盤におけるリチウム濃縮の主要な、そしておそらく支配的な源であると考えられています。 [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]新星の星間物質への寄与は大きくありません。新星は、超新星のわずか1/50、赤色巨星や超巨星のわずか1/200の物質しか銀河に供給しません。[ 2 ]
RS Ophiuchiのような再帰新星(周期が数十年のオーダーのもの) は観測されることが少ない。しかし、天文学者たちは、ほとんどすべての新星が、1,000 年から 100,000 年という時間スケールで再帰すると理論づけている。[ 16 ]新星の再帰間隔は、白色矮星の質量よりも降着率にあまり依存しない。強力な重力を持つ大質量白色矮星は、低質量白色矮星よりも噴火に必要な降着量が少ない。[ 2 ]その結果、高質量白色矮星では間隔が短くなる。[ 2 ]
V Sagittae は、次の噴火時期をかなり正確に予測できるという点で珍しい。約 2083 年、プラスマイナス 約 11 年で再発すると予想されている。[ 17 ]
新星は光度曲線の減衰速度に基づいて分類され、A型、B型、C型、R型のいずれかに分類されるか、[ 18 ]接頭辞「N」を用いて表される。
新星の中には、新星爆発や多重爆発で放出された物質である目に見える星雲を残すものもある。 [ 21 ]
新星は、距離測定の標準光源として利用できる可能性を秘めている。例えば、絶対等級の分布は二峰性で、主ピークは-8.8等級、副ピークは-7.5等級である。また、新星はピークから15日後もほぼ同じ絶対等級（-5.5等級）を示す。新星に基づく様々な近傍銀河や銀河団までの距離推定値は、ケフェイド変光星で測定されたものと同程度の精度であることが示されている。[ 22 ]
再帰新星（RN）とは、繰り返し新星爆発を起こすことが観測されている天体のことである。再帰新星は通常約9等級明るくなるが、古典新星は12等級以上明るくなることがある。[ 23 ]
新星系のおよそ4分の1が複数回の噴火を経験すると推定されているが、天の川銀河では再帰新星はわずか10個（下記参照）しか観測されていない。[ 24 ]
アンドロメダ銀河（M31）と大マゼラン雲では、いくつかの銀河系外再発新星が観測されている。これらの銀河系外新星の一つであるM31N 2008-12aは、12ヶ月に一度という頻度で噴火する。
2016年4月20日、Sky & Telescopeのウェブサイトは、2015年2月からTコロナエボレアリスの明るさが10.5等級から約9.2等級まで持続的に増光していると報告した。同様の現象は1938年にも報告されており、その後1946年に別の増光があった。 [ 25 ] 2018年6月までに、この星はわずかに暗くなったが、依然として異常に高い活動レベルを維持していた。2023年3月か4月には、12.3等級まで暗くなった。[ 26 ] 1945年の増光の前年にも同様の減光があり、2024年3月から9月の間に爆発する可能性が高いと示唆する人もいた。 [ 27 ] 2026年7月30日現在、この予測された増光はまだ起きていない。
アンドロメダ銀河(M31)では、再帰新星を含め、新星は比較的よく見られます。[ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]毎年、数十個の新星 (見かけの等級+20 より明るい) が M31 で発見されています。 [ 12 ]中央天文電報局(CBAT) は、M31、 M33、M81の新星を追跡しています。[ 36 ]