超新星観測の歴史

超新星観測の歴史は西暦1006 年にまで遡ります。それ以前の超新星観測の提案はすべて推測であり、多くの代替案があります。

望遠鏡の発達以来、超新星発見の分野は他の銀河にも拡大しました。これらの現象は銀河の距離に関する重要な情報を提供します。また、超新星の挙動に関する優れたモデルも開発され、星形成プロセスにおける超新星の役割がますます理解されるようになりました。

西暦185年、漢代の天文学者は空に明るい星が現れたことを記録し、それが空から消えるまでに約8か月かかったことを観察しました。それは星のようにきらめき、彗星のように天空を横切って移動することはなかったと観察されました。^{[3] [4]}これらの観察は超新星の出現と一致しており、^{[4] [2]}これは人類による超新星イベントの最古の確認された記録であると考えられています。SN 185はローマの文献にも記録されていた可能性がありますが、記録は残っていません。^[9]ガス殻RCW 86はこのイベントの名残であると考えられており、最近のX線研究では予想される年代とよく一致しています。^[10]これは、西暦25年から220年までの中国の歴史を語った後漢書にも記録されています。 ^[11]

西暦393年、中国人はさそり座の現在の星座にSN 393という別の「ゲストスター」の出現を記録した。^{[2] [12]追加の未確認の超新星現象は、西暦369年（SN [5]}の可能性は低い）、西暦386年（^{[5] の}可能性は低い）、西暦437年、西暦827年、西暦902年に観測された可能性がある。^[2]しかし、これらはまだ超新星残骸と関連付けられていないため、候補にとどまっている。約2,000年にわたって、中国の天文学者は合計20のそのような候補現象を記録しており、その中にはイスラム、ヨーロッパ、おそらくインドなどの観測者によって記録された後の爆発も含まれている。^{[2] [13]}

超新星SN1006は、西暦1006年に南の星座おおかみ座に現れた。これは夜空に現れた最も明るい星として記録されており、中国、エジプト、イラク、イタリア、日本、スイスでその存在が記録された。フランス、シリア、北アメリカでも記録されていた可能性がある。エジプトの占星術師アリー・イブン・リドワンは、この星の明るさを月の4分の1としている。現代の天文学者は、この爆発のかすかな残骸を発見し、地球からわずか7,100光年の距離にあることを突き止めた。 ^[14]

超新星SN 1054も広く観測された現象で、天文学者は西暦1054年にこの星の出現を記録した。また、他の超新星とともに、現在のニューメキシコ州に住む先祖プエブロ族によって、四芒星型の岩面彫刻として記録された可能性がある。^[15]この爆発はおうし座に現れ、かに星雲の残骸を生み出した。ピーク時には、SN 1054の明るさは金星の4倍だったとされ、昼間に23日間、夜空に653日間見えた。^{[16] [17]}

SN 1054の1世紀余り後にカシオペヤ座で発生した超新星SN 1181の記録は少ないが、中国と日本の天文学者によって記録されている。パルサー3C58は、このイベントの星の残骸である可能性が最も高いと考えられていた。^[18]このイベントは長い間議論されてきたが^{[7] [6] [19]}、2021年に別の候補が残骸として提案された。それは最近発見された星雲Pa 30で、年齢は約1000年であることが判明している。^[8]

デンマークの天文学者ティコ・ブラーエは、ヴェン島の天文台から夜空を注意深く観測したことで有名である。1572年、彼はカシオペア座に新しい星が出現したことに気づいた。後にSN1572と呼ばれるようになったこの超新星は、1960年代に残骸と関連付けられた。^[20]

この時期のヨーロッパでは、月や惑星の向こうの宇宙は不変（時間とともに変化しない）であるというアリストテレスの考えが一般的であったため、観測者たちはこの現象は地球の大気圏で起こっていると主張した。しかし、ティコは、この物体は夜ごとに静止しており、視差がまったく変化しないことに注目したため、遠くにあるに違いない。^{[21] [22]}彼は1573年に、この観測結果を小さな本「 De nova et nullius aevi memoria prius visa stella 」 （ラテン語で「新しくてこれまで見たことのない星について」）として出版した。この本のタイトルから、激変星を表す現代の単語「nova」が派生した。^[23]

天の川銀河で観測された最も最近の超新星はSN 1604で、1604年10月9日に観測された。ヨハネス・ファン・ヘークを含む数人がこの星の突然の出現に気づいたが、この天体自体の体系的な研究で有名になったのはヨハネス・ケプラーだった。彼はその観測結果を『蛇の足の星の新星について』という著書で発表した。^[24]

ガリレオは、ティコと同様に、この新しい星の視差を測定しようとしたが失敗し、その後、不変の天体というアリストテレスの見解に反論した。^{[25]この超新星の残骸は、1941年に}ウィルソン山天文台で確認された。^[26]

超新星の真の性質は、しばらくの間不明瞭なままだった。観測者たちは、明るさが長期的に周期的に変動する恒星の種類を徐々に認識するようになった。1848年のジョン・ラッセル・ハインドと1863年のノーマン・ポグソンは、明るさが突然変化する恒星を記録した。しかし、これらは天文学界からほとんど注目されなかった。最終的に、1866年にイギリスの天文学者ウィリアム・ハギンズが新星の分光観測を初めて行い、回帰新星Tコロナの異常なスペクトルに水素の線を発見した。^[27]ハギンズは、その根本的なメカニズムとして大爆発を提唱し、彼の努力は他の天文学者の関心を集めた。^[28]

1885年、エストニアのエルンスト・ハートヴィヒはアンドロメダ銀河の方向で新星のような爆発を観測した。アンドロメダS星は6等級まで増光し、銀河の核全体を明るくし、その後、新星のように暗くなっていった。1917年、ジョージ・W・リッチーはアンドロメダ銀河までの距離を測定し、これまで考えられていたよりもはるかに遠い場所にあることを発見した。これは、アンドロメダS星が単に銀河の視線上にあるだけでなく、実際には核の中に存在し、新星に典型的な量よりもはるかに大きなエネルギーを放出したことを意味した。^[29]

この新しいカテゴリーの新星に関する初期の研究は、1930年代にマウントウィルソン天文台のウォルター・バーデとフリッツ・ツヴィッキーによって行われた。 ^{[30]彼らは、典型的な超新星であるSアンドロメダ座を、太陽の10}年間の総エネルギー出力にほぼ等しい放射線を放出する爆発的なイベントであると特定した。彼らは、この新しい種類の激変星を超新星と呼ぶことに決め、そのエネルギーは普通の恒星が重力崩壊して中性子星になることで生成されたと仮定した。^[31]超新星という名称は、1931年にツヴィッキーがカリフォルニア工科大学で行った講義で初めて使用され、その後1933年にアメリカ物理学会の会議で公に使用された。1938年までにハイフンは失われ、現代の名称が使用されていた。^[32]

天の川銀河では平均して約50年に1回超新星が発生すると考えられていたが、^[33]遠方の銀河の観測により、超新星はより頻繁に発見され、調査されるようになった。最初の超新星検出パトロールは1933年にツヴィッキーによって開始された。 1936年にはカリフォルニア工科大学のジョセフ・J・ジョンソンが加わった。彼らはパロマー天文台の45cmシュミット望遠鏡を使用して、新しい写真乾板と銀河系外領域の参照画像を比較することで、3年以内に12個の新しい超新星を発見した。^[34]

1938年、ウォルター・バーデは、かに星雲がSN 1054の残骸であると示唆し、星雲を超新星残骸と特定した最初の天文学者となった。彼は、かに星雲は惑星状星雲のように見えるが、測定された膨張速度は惑星状星雲の分類に属するには大きすぎると指摘した。^[35]同年、バーデは初めてIa型超新星を二次的な距離指標として使用することを提案した。その後、アラン・サンデージとグスタフ・タマンの研究により、この手法が改良され、Ia型超新星は宇宙の長距離を測定するための標準光源の一種となった。 ^{[36] [37]}

これらの遠方超新星の最初のスペクトル分類は、1941年にルドルフ・ミンコフスキーによって行われました。彼は、超新星のスペクトルに水素元素の線が現れるかどうかに基づいて、それらを2つのタイプに分類しました。 ^[38]ツヴィッキーは後にタイプIII、IV、Vをさらに提案しましたが、これらは現在では使用されておらず、単一の特異な超新星タイプに関連付けられているようです。スペクトルカテゴリをさらに細分化することで、現代の超新星分類体系が生まれました。^[39]

第二次世界大戦後、フレッド・ホイルは宇宙で観測される様々な元素がどのように生成されたかという問題に取り組んだ。1946年に彼は、巨大な星が必要な熱核反応を生成し、重元素の核反応が重力崩壊に必要なエネルギーの除去の原因であると提唱した。崩壊する星は回転が不安定になり、爆発的に元素を放出して星間空間に拡散した。^[40]急速な核融合が超新星爆発のエネルギー源であるという概念は、1960年代にホイルとウィリアム・ファウラーによって発展した。 ^[41]

コンピューター制御による超新星の探査は、1960年代にノースウェスタン大学で初めて開始されました。彼らはニューメキシコ州のコラリトス天文台に、コンピューター制御で位置を変更できる24インチの望遠鏡を建設しました。望遠鏡は1分ごとに新しい銀河を映し出し、観測者はテレビ画面でその様子を確認しました。この方法により、彼らは2年間で14個の超新星を発見しました。^[42]

Ia型超新星爆発の現代の標準モデルは、1973年にウェランとアイベンが提案したもので、縮退した伴星への質量移動シナリオに基づいています。^[43]特に、 1年以上観測されたNGC 5253のSN1972eの光度曲線は、明るさの幅広い「こぶ」の後、超新星が1日あたり約0.01等級のほぼ一定の速度で暗くなったことを発見するのに十分な期間追跡されました。別の単位系に翻訳すると、これは半減期が77日であるコバルト-56（⁵⁶ Co）の崩壊速度とほぼ同じです。縮退爆発モデルは、爆発した星によって太陽の約1質量のニッケル-56（⁵⁶ Ni）が生成されることを予測しています。 56 Ni^は半減期6.8日で⁵⁶ Coに崩壊し、ニッケルとコバルトの崩壊は超新星の晩年に放射されるエネルギーを供給する。理論モデルと1972eの観測結果が総エネルギー生成量と減衰率の両方で一致したことから、縮退爆発モデルが急速に受け入れられた。^[44]

多くのIa型超新星の光度曲線を観測した結果、それらは共通のピーク光度を持つことが判明した。^[45]これらのイベントの光度を測定することで、それらのホスト銀河までの距離を高い精度で推定することができる。したがって、このカテゴリの超新星は、宇宙の距離を測定するための標準光源として非常に有用となっている。1998年、高Z超新星探索と超新星宇宙論プロジェクトは、最も遠いIa型超新星が予想よりも暗く見えることを発見した。これは、宇宙の膨張が加速している可能性があるという証拠を提供した。^{[46] [47]}

1604年以降、天の川銀河では超新星は観測されていないが、約300年前、1667年か1680年頃にカシオペヤ座で超新星爆発が起きたようだ。この爆発の残骸であるカシオペヤAは星間塵に大きく隠されており、それが目立った姿を現さなかった理由かもしれない。しかし、スペクトルの他の部分では観測可能であり、現在、太陽系外で最も明るい電波源となっている。^[48]

1987年、大マゼラン雲の超新星1987Aは、地球に光が届いてから数時間以内に観測された。これはニュートリノ放出によって検出された最初の超新星であり、電磁スペクトルのすべての帯域で観測された最初の超新星であった。この超新星は比較的地球に近いため詳細な観測が可能であり、超新星形成の現代理論を観測結果と照らし合わせて検証する最初の機会となった。^{[49] [50]}

20世紀を通じて、超新星の発見率は着実に増加した。^[51] 1990年代には、いくつかの自動化された超新星探索プログラムが開始された。ロイシュナー天文台超新星探索プログラムは、1992年にロイシュナー天文台で開始された。同年、バークレー自動撮像望遠鏡プログラムがこれに加わった。これらは、1996年にリック天文台のカッツマン自動撮像望遠鏡によって引き継がれ、主にリック天文台超新星探索（LOSS）に使用された。2000年までに、リックプログラムは96個の超新星を発見し、世界で最も成功した超新星探索プログラムとなった。^[52]

1990年代後半、チタン44の崩壊からガンマ線を探すことで最近の超新星残骸を見つけることができると提案されました。このガンマ線は半減期が90年で、銀河系を容易に横断できるため、過去1000年ほどの残骸を見ることができます。2つの源が見つかりました。以前に発見されたカシオペヤA残骸と、ほ座超新星残骸と重なって発見されたばかりのRX J0852.0-4622残骸です^[53]

この残骸（RX J0852.0-4622）は、より大きなほ座超新星残骸の前方で（どうやら）発見された。^[54]チタン44の崩壊から生じるガンマ線は、この超新星がかなり最近（おそらく西暦1200年頃）に爆発したに違いないことを示しているが、その歴史的記録はない。ガンマ線とX線の放射束は、この超新星が比較的地球に近かったことを示している（おそらく200パーセク、つまり600光年）。もしそうだとすれば、200パーセク未満の距離での超新星の発生頻度は10万年に1回未満と推定されているため、これは驚くべき出来事である。^[55]

SN 2003fgは2003年に形成中の銀河で発見されました。この超新星の出現は「リアルタイム」で研究され、チャンドラセカール限界を超える質量を持つように見えるため、いくつかの大きな物理的疑問が提起されました。^[57]

2006年9月に初めて観測された超新星SN 2006gyは、 NGC 1260と呼ばれる銀河（2億4000万光年離れたところにある）で発生したもので、これまで観測された超新星の中で最大かつ最も明るい超新星であった。この爆発は、これまで観測されたどの超新星よりも少なくとも100倍明るく、^{[58] [59]}起源の恒星は太陽の150倍の質量があると推定されている。 ^[60]これはIa型超新星の特徴をいくつか備えていたが、スペクトル中に水素が検出された。^{[61] SN 2006gyは}対不安定性超新星の有力な候補であると考えられている。 SN 2005apは、SN 2006gyも発見したロバート・クインビーによって発見されましたが、SN 2006gyの約2倍、通常のII型超新星の約300倍の明るさでした。^[62]

2008年5月21日、天文学者たちは爆発する瞬間を初めてカメラで捉えたと発表した。偶然にも、地球から8800万光年離れた銀河NGC 2770を観測中にX線バーストが観測され、さまざまな望遠鏡がその方向に向けられたところ、 SN 2008Dと名付けられたものがちょうど撮影された。「この結果、この大規模なX線爆発が超新星の誕生を告げるものであることが確認された」とプリンストン大学のアリシア・ソダーバーグは述べた。^[64]

超新星を探す多くのアマチュア天文学者の一人、パケット天文台超新星探索チームのメンバーであるキャロライン・ムーアは、2008年11月下旬に超新星SN 2008haを発見した。彼女は14歳で、超新星を発見した最年少の人物と宣言されていた。^{[65] [66]}しかし、2011年1月、カナダの10歳のキャサリン・オーロラ・グレイが超新星を発見したと報告され、彼女は超新星を発見した最年少の人物となった。^[67]グレイと彼女の父親、そして友人は、きりん座の銀河UGC 3378にある17等級の超新星SN 2010ltを発見した。距離は約2億4000万光年である。

2009年、研究者らは、西暦1006年と1054年の既知の超新星と、西暦1060年頃の深さの南極の氷床コアから硝酸塩を発見した。硝酸塩は、超新星からのガンマ線によって生成された窒素酸化物から形成されたものと思われる。この技術により、数千年前の超新星を検出できるはずだ。^[69]

2010年11月15日、NASAのチャンドラX線観測衛星を使用している天文学者は、メシエ100銀河のSN 1979Cの残骸を観測中に、30歳の若いブラックホールである可能性のある物体を発見したと発表した。NASAはまた、この物体が高エネルギー粒子の風を生み出す回転する中性子星である可能性にも言及した。^[70]

2011年8月24日、パロマートランジェントファクトリーの自動探査により、爆発直後の風車銀河（M101）で新しいIa型超新星（SN 2011fe）が発見された。わずか2100万光年の距離にあり、イベント開始後非常に早い時期に検出されたため、科学者はこれらのタイプの超新星の初期の発達についてさらに詳しく知ることができるだろう。^[71]

2012年3月16日、M95でSN 2012awと名付けられたII型超新星が発見されました。 ^{[72] [73] [74]}

2014年1月22日、ロンドン大学天文台の学生たちが近くの銀河M82（葉巻銀河）で爆発する恒星SN 2014Jを発見した。約1200万光年の距離にあるこの超新星は、ここ数十年で観測された超新星の中でも最も近いものの一つである。^[75]

2018年1月に渦巻銀河NGC 2525で星が爆発してから数週間後、NASAのハッブル宇宙望遠鏡は、SN 2018gvと名付けられたIa型超新星のほぼ1年にわたる連続写真を撮影しました。 ^[76]

天の川銀河ほどの大きさの銀河では、超新星爆発の頻度は1世紀に約2回と推定されている。これは実際に観測された頻度よりもはるかに高く、これらの現象の一部は星間塵によって地球から見えなくなっていたことを示唆している。ニュートリノ検出器とともに、電磁スペクトルの広範囲を観測できる新しい機器の導入により、次にこのような現象が観測されることはほぼ確実になるだろう。^[33]

チリのヴェラ・C・ルビン天文台は、10年間の調査期間中に広範囲にわたる距離で300万から400万個の超新星を発見すると予測されている。^[77]

• 超新星の一覧
• 天文学の歴史

• ヘクト、ジェフ (2006 年 6 月 19 日)。「謎の物体が超新星チームを困惑させる」。NewScientist.com。2009年7 月 17 日閲覧。