ノヴァ

新星（複数形はnovaeまたはnovas）は、突然明るく「新しい」星（ラテン語で「新しい」という意味の「nova」という名前が由来）が出現し、数週間から数か月かけてゆっくりと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に関係していますが、新星の劇的な出現の原因は、2 つの祖星の状況によって異なります。新星の主なサブクラスは、古典的新星、回帰新星（RNe）、および矮新星です。これらはすべて激変星である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。システム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、その表面に降着物質を引き寄せ、高密度で浅い大気を形成します。主に水素で構成されるこの大気は、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て、急速な暴走核 融合の点火を引き起こします。エネルギーが突然増加すると、大気が星間空間に放出され、新星イベント中に可視光として見えるエンベロープが形成されます。過去数世紀、このようなイベントは新しい星であると考えられていました。いくつかの新星は、おそらく数世紀続く 短命の新星残骸を生成します。

再発性新星は、古典的新星と同じプロセスを経るが、 T 型かんむり星のように、各点火の後に伴星が再び白色矮星の濃い大気に栄養を与えるため、新星爆発が数十年以下の周期で繰り返される点が異なる。

特定の条件下では、質量集積によって暴走核融合が引き起こされ、単に大気を放出するだけでなく白色矮星を破壊することもあります。この場合、この現象は通常、Ia 型超新星として分類されます。

新星は、天の川銀河の軌道に沿った空で最も頻繁に発生し、特にいて座の観測される銀河中心の近くで発生しますが、空のどこにでも現れる可能性があります。新星は銀河の超新星よりもはるかに頻繁に発生し、天の川銀河では平均して年間約10個発生します。そのほとんどは望遠鏡で発見され、肉眼で見えるのはおそらく12〜18か月に1つだけです。1等級または2等級に達する新星は、1世紀に数回しか発生しません。最後に明るくなった新星はV1369ケンタウリで、2013年12月14日に3.3等級に達しました。^[1]

16世紀、天文学者ティコ・ブラーエはカシオペヤ座の超新星 SN 1572を観測した。彼はそのことを著書『新星について』（ラテン語で「新しい星について」）で記述し、新星という名前が採用されるきっかけとなった。この著作で彼は、近くにある物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年代までこれらの用語は互換性があると考えられていた。^[2]その後、新星は超新星と区別するために古典的新星と呼ばれるようになった。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である。

「ステラ・ノヴァ」という用語は「新しい星」を意味しますが、新星爆発はほとんどの場合、非常に古い星の残骸である 白色矮星で発生します。

潜在的な新星の進化は、連星系内の2つの主系列星から始まります。2つのうち1つは赤色巨星に進化し、残りの白色矮星コアは残りの星とともに軌道上に残ります。2つ目の星（主系列星または老化した巨星のいずれか）は、ロッシュローブから溢れ出ると、その外殻を伴星である白色矮星に放出し始めます。その結果、白色矮星は降着円盤で伴星の外層大気から物質を着実に捕らえ、次に、降着した物質は大気中に落ち込みます。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開始されます。^[3]

降着率がちょうど良い場合、白色矮星の表面で水素の融合が安定して起こり、超軟X線源が発生する可能性がありますが、ほとんどの連星系パラメータでは、水素の燃焼は熱的に不安定であり、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解放されます。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。

ピーク輝度への上昇は非常に急速な場合もあれば、緩やかな場合もあります。ピーク後は、輝度は着実に低下します。^[4]新星が最大光学輝度から2または3等級減少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ます。高速新星は通常、2等級減少するのに25日未満かかりますが、低速新星は80日以上かかります。^[5]

新星爆発は激しいが、通常、放出される物質の量は太陽質量の約1 / 10,000に過ぎず、白色矮星の質量に比べてかなり少ない。さらに、爆発時に融合するのは、蓄積された質量のわずか5%である。^[2]それでも、これは新星の放出物を毎秒数千キロメートルもの速度まで加速するのに十分なエネルギーであり、これは低速新星よりも高速新星のほうが速く、同時に光度が太陽の数倍から50,000～100,000倍に上昇する。^{[2] [6]} 2010年に科学者はNASAのフェルミガンマ線宇宙望遠鏡を使用して、新星もガンマ線（> 100 MeV）を放出できることを発見した。^[7]

潜在的には、白色矮星は、伴星から表面に水素がさらに集積し続けるため、時間の経過とともに複数の新星を生成する可能性があります。この繰り返しのフレアが観測される天体は、再発性新星と呼ばれます。その一例は、へびつかい座RS星で、7回（1898年、1933年、1958年、1967年、1985年、2006年、2021年）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。

時々、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、はくちょう座新星 1975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 度に現れ、明るさは 2.0 に達しました (デネブとほぼ同じ明るさ)。最も最近のものは、さそり座 V1280で、2007 年 2 月 17 日に明るさ 3.7 に達しました。また、2013 年の新星は、2013 年 12 月 2 日に発見され、今のところ、今世紀で最も明るい新星で、明るさは 3.3 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す）は、スペクトルに水素線が存在しない新星現象の提案されたカテゴリーである。水素線が存在しないのは、白色矮星のヘリウム殻の爆発が原因と考えられる。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個の新星が発生すると推定している。 ^[10]天の川銀河で実際に観測される新星の数ははるかに少なく、約10個である。^[11]これはおそらく、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である。^[11] 2019年現在、天の川銀河では407個の新星の可能性が記録されている。^[11]アンドロメダ銀河では、毎年約20等級より明るい新星が約25個発見されており、他の近隣の銀河でもより少数が見られる。^[12]

新星放出星雲の分光観測により、ヘリウム、炭素、窒素、酸素、ネオン、マグネシウムなどの元素が豊富に含まれることが示されている。^{[2]古典的な新星爆発は、}リチウム元素の銀河生成である。^{[13] [14]新星の}星間物質への貢献は大きくなく、新星が銀河に供給する物質は超新星の1 ⁄ 50に過ぎず、赤色巨星や超巨星の1 ⁄ 200に過ぎない。^[2]

へびつかい座RS星のような、数十年単位の周期を持つ新星の観測例はまれである。しかし、天文学者の理論によれば、新星のほとんど、あるいはすべてが、1,000年から100,000年のタイムスケールではあるが、再発する。^[15]新星の再発間隔は、白色矮星の集積率よりも質量に左右される。重力が強いため、質量の大きい白色矮星は、低質量の白色矮星よりも、噴火に必要な集積量が少ない。^[2]その結果、質量の大きい白色矮星では、再発間隔は短くなる。^[2]

Vサジタエは、次回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。次回の噴火は、およそ2083年、プラスマイナス約11年で起こると予想されている。^[16]

新星は光度曲線の減衰速度に応じて分類され、A型、B型、C型、R型のいずれかに分類される^[17]か、接頭辞「N」が付けられる。

• NA ：急激な明るさの増加を伴う高速新星。その後100日以内に3等級の明るさの低下が起こり、約1/16の明るさになります。[ 18 ^]
• 注意: 150 日以上かけて明るさが 3 等級減少する、ゆっくりとした新星です。
• NC : 非常に遅い新星。共生新星とも呼ばれ、最大光度を 10 年以上維持した後、非常にゆっくりと暗くなります。
• NR / RN：再発性新星。80年以内に2回以上の噴火が観測されている。^[19]これらは通常、爆発速度も速い。

いくつかの新星は、新星爆発または複数の爆発で放出された物質である目に見える星雲を残します。 ^[20]

新星は距離の標準光源として使用できる可能性を秘めています。例えば、新星の絶対等級の分布は二峰性で、主なピークは等級 -8.8、小さいピークは等級 -7.5 です。新星はまた、ピークから 15 日後にもほぼ同じ絶対等級 (-5.5) を維持します。新星に基づくさまざまな近隣の銀河や銀河団までの距離推定は、セフェイド 変光星で測定されたものと同等の精度であることが示されています。^[21]

再発新星（RN ）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です。再発新星は通常9等級ほど明るくなりますが、古典新星は12等級以上明るくなることもあります。^[22]

新星系の4分の1が複数回の爆発を経験すると推定されているが、天の川銀河では10個の再発新星（下記参照）しか観測されていない。^[23]

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の反復新星が観測されています。これらの銀河系外新星の 1 つである M31N 2008-12a は、12 か月に 1 回という頻度で爆発します。

2016年4月20日、スカイ＆テレスコープのウェブサイトは、 2015年2月からTコロナエが10.5等級から約9.2等級まで継続的に明るくなっていることを報告した。同様の現象は1938年に報告されており、1946年に別の爆発が続いた。^[24] 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レベルの活動を維持していた。2023年3月か4月には、12.3等級まで暗くなった。^[25] 1945年の爆発の前年にも同様の減光が発生しており、2024年3月から9月の間に爆発する可能性が高いことを示している。 ^[26] 2024年10月5日現在、^{[アップデート]}この予測された爆発はまだ発生していない。

アンドロメダ銀河（M31）では新星が比較的多く見られ、毎年数十個の新星（見かけの等級+20より明るいもの）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。^[32]

• ペイン・ガポシュキン、C. (1957)。『銀河新星』ノースホランド出版。
• ヘルナンツ、M.ホセ、J. (2002)。古典的な新星爆発。アメリカ物理学研究所。
• Bode, MF; Evans, E. (2008).古典新星. ケンブリッジ大学出版局.
• Schaefer (2010)。「すべての既知の銀河再発新星の包括的な測光履歴」。天体物理学ジャーナルサプリメントシリーズ。187 (2): 275–373。arXiv : 0912.4426。Bibcode : 2010ApJS..187..275S。doi : 10.1088 / 0067-0049 /187/2/275。S2CID 119294221  。
• Shafter; et al. (2011). 「M31の新星の分光測光調査」.天体物理学ジャーナル. 734 (1): 12. arXiv : 1104.0222 . Bibcode :2011ApJ...734...12S. doi :10.1088/0004-637X/734/1/12. S2CID  119114867.
• マッシモ・デッラ・ヴァッレ、ルカ・イッツォ（2020年4月30日）。「銀河系および銀河系外新星の観測」。天文学と天体物理学レビュー。28（1）：3。arXiv ： 2004.06540 ​​。Bibcode：2020A＆ARv..28....3D。doi ： 10.1007/s00159-020-0124-6。S2CID  215754507。

ウィキメディア・コモンズには、Nova に関連するメディアがあります。

• 変光星総合カタログ、シュテルンベルク天文研究所、モスクワ
• AAVSO 今月の変光星。新星: 2001 年 5 月 2003 年 11 月 6 日にWayback Machineにアーカイブされました
• 銀河系外新星