SN 1987A

SN  1987A は、天の川銀河の矮小伴銀河である大マゼラン雲で発生した II 型超新星です。地球から約51.4キロパーセク(168,000光年) ^{[ a ]}の距離で発生し、1604 年のケプラーの超新星以来、観測された最も近い超新星でした。爆発による光とニュートリノは1987 年 2 月 23 日に地球に到達し、その年に発見された最初の超新星として「SN 1987A」と命名されました。その明るさは同年 5 月にピークに達し、見かけの等級は約 3 で、星座で最も明るい星であるアルファ ドラドゥスよりも明るかったです。 

これは現代の天文学者が詳細に研究できた最初の超新星であり、その観測は中心核崩壊型超新星に関する多くの知見をもたらした。SN  1987Aは、その豊富な放射性原子核2つから予測されたガンマ線線放射を検出することで、可視光放出のエネルギー源が放射性であることを直接観測によって確認する最初の機会を提供した。これにより、超新星爆発後の長時間にわたる光が放射性であることが証明された。

2019年、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ ALMA）を用いて、超新星SN 1987Aの残骸内に崩壊した中性子星が存在することを示す間接的な証拠が発見された。その後、2021年にはチャンドラX線望遠鏡とニュースターX線望遠鏡による観測で、さらなる証拠が明らかになった。

SN 1987Aは、1987年2月24日にチリのラス・カンパナス天文台でイアン・シェルトンとオスカー・デュハルデによって独立に発見され、同じ24時間以内にニュージーランドのアルバート・ジョーンズによっても発見された。^{[ 2 ]}

その後の調査で、2月23日早朝に超新星が急速に明るくなる様子を捉えた写真が発見された。^{[ 5 ] [ 2 ]} 1987年3月4日から12日にかけて、当時最大の紫外線宇宙望遠鏡であるアストロン によって宇宙から観測された。 ^{[ 6 ]}

Four days after the event was recorded, the progenitor star was tentatively identified as Sanduleak −69 202 (Sk −69 202), a blue supergiant.^[7] After the supernova faded, that identification was definitively confirmed, as Sk −69 202 had disappeared. The possibility of a blue supergiant producing a supernova was considered surprising,^[8] and the confirmation led to further research which identified an earlier supernova with a blue supergiant progenitor.^[9]

Some models of SN 1987A's progenitor attributed the blue color largely to its chemical composition rather than its evolutionary stage, particularly the low levels of heavy elements.^[10] There was some speculation that the star might have merged with a companion star before the supernova.^[11] However, it is now widely understood that blue supergiants are natural progenitors of some supernovae, although there is still speculation that the evolution of such stars could require mass loss involving a binary companion.^[12]

Approximately two to three hours before the visible light from SN 1987A reached Earth, a burst of neutrinos was observed at three neutrino observatories. This was likely due to neutrino emission which occurs simultaneously with core collapse, but before visible light is emitted as the shock wave reaches the stellar surface.^[13] At 7:35 UT, 12 antineutrinos were detected by Kamiokande II, 8 by IMB, and 5 by Baksan in a burst lasting less than 13 seconds. Approximately three hours earlier, the Mont Blancliquid scintillator detected a five-neutrino burst, but this is generally believed to not be associated with SN 1987A.^[10]

The Kamiokande II detection, which at 12 neutrinos had the largest sample population, showed the neutrinos arriving in two distinct pulses. The first pulse at 07:35:35 comprised 9 neutrinos over a period of 1.915 seconds. A second pulse of three neutrinos arrived during a 3.220-second interval from 9.219 to 12.439 seconds after the beginning of the first pulse.^[10][14]

Although only 25 neutrinos were detected during the event, it was a significant increase from the previously observed background level. This was the first time neutrinos known to be emitted from a supernova had been observed directly, which marked the beginning of neutrino astronomy. The observations were consistent with theoretical supernova models in which 99% of the energy of the collapse is radiated away in the form of neutrinos.^[15] The observations are also consistent with the models' estimates of a total neutrino count of 10⁵⁸ with a total energy of 10⁴⁶ joules, i.e. a mean value of some dozens of MeV per neutrino.^[16] Billions of neutrinos passed through a square centimeter on Earth.^[17]

The neutrino measurements allowed upper bounds on neutrino mass and charge, as well as the number of flavors of neutrinos and other properties.^[10] For example, the data show that the rest mass of the electron neutrino is < 16 eV/c² at 95% confidence, which is 30,000 times smaller than the mass of an electron. The data suggest that the total number of neutrino flavors is at most 8 but other observations and experiments give tighter estimates. Many of these results have since been confirmed or tightened by other neutrino experiments such as more careful analysis of solar neutrinos and atmospheric neutrinos as well as experiments with artificial neutrino sources.^[18][19][20]

SN 1987A appears to be a core-collapse supernova, which should result in a neutron star given the size of the original star.^[10] The neutrino data indicate that a compact object did form at the star's core, and astronomers immediately began searching for the collapsed core. The Hubble Space Telescope took images of the supernova regularly from August 1990 without a clear detection of a neutron star.

「行方不明」の中性子星については、いくつかの可能性が検討された。^{[ 21 ]}第一に、中性子星が周囲の濃密な塵雲によって隠されている可能性がある。^{[ 22 ]}第二に、パルサーが形成されたが、異常に大きな磁場または小さな磁場を持っていた可能性がある。第三に、大量の物質が中性子星に落下し、ブラックホールへとさらに崩壊した可能性がある。中性子星とブラックホールは、物質が落下すると光を発することが多い。超新星残骸にコンパクトな天体があっても、そこに落下する物質がなければ、検出するには暗すぎるだろう。第 4 の仮説は、崩壊した中心核がクォーク星になったというものである。^{[ 23 ] [ 24 ]}

2019年には、超新星残骸の予想位置に近い、最も明るい塵の塊の1つの中に中性子星が存在するという証拠が提示された。^{[ 25 ] [ 26 ]} 2021年には、パルサー風星雲に由来するSN 1987Aからの硬X線放射のさらなる証拠が提示された。^{[ 27 ] [ 28 ]}後者の結果は、SNイベントから現在までのSN 1987Aの進化を記述し、パルサー周辺の高密度恒星物質の吸収力を予測する周囲環境を再構築する3次元磁気流体力学モデルによって裏付けられている。 ^{[ 29 ]}

2024年、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を用いた研究者らは、超新星1987Aの残骸の中心領域で、電離アルゴンの特徴的な輝線を特定した。残骸の核付近でのみ識別可能なこれらの輝線は、光電離モデルを用いて解析された。モデルによると、観測された輝線比と速度は、爆発した星の内部領域からガスを照らす中性子星からの電離放射線に起因すると考えられる。^{[ 30 ]}

SN 1987AのようなII型超新星爆発の後、光の大部分は放射性崩壊のエネルギーによって生成されます。放射能は残骸を光るのに十分な温度に保ち、放射能がなければ残骸はすぐに暗くなります。56Niが娘核種である56Coを経て56Fe^に崩壊^すると、ガンマ^線光子が生成され、それが吸収されて加熱を支配し、中間時間（数週間）から後期時間（数ヶ月）にかけて噴出物の光度を支配します。^{[ 35 ]} SN1987Aの光度曲線のピークのエネルギーは、^56Niが56Coに崩壊すること（半減期6日）によって供給されましたが、特に後期の光度曲線のエネルギーは、 ^56Coが56Feに崩壊する77.3日の半減期と非常によく一致しています。後に宇宙ガンマ線望遠鏡によって、SN1987A残骸から吸収されずに脱出した^56Coと^{57Coガンマ線のごく一部が測定され[ 36 ] [ 37 ]}、これら2つの放射性原子核がエネルギー源であるという以前の予測が確認された^{[ 38 ] 。}

^{SN1987A の56} Co は完全に崩壊したため、SN 1987A の噴出物の光度を維持することはできなくなりました。現在の光度は⁴⁴ Tiの放射性崩壊によって供給されており、半減期は約 60 年ですが、崩壊は純粋に電子捕獲によるものであるため、電離状態とともに半減期は長くなります。この変化により、噴出物のリング相互作用によって生成された X 線が全光度曲線に大きく寄与し始めました。これはハッブル宇宙望遠鏡によって、イベントから 10,000 日後に青色と赤色のスペクトル帯域で光度の着実な増加として観測されました。^{[ 39 ]} INTEGRAL宇宙 X 線望遠鏡によって観測された⁴⁴ Tiの X 線は、爆発中に合成された放射性⁴⁴ Tiの総質量が3.1 ± 0.8 × 10 ⁻⁴ M _☉であることを示しました。^{[ 40 ]}

1987Aの光度曲線におけるそれらの崩壊からの放射能の観測により、爆発で生成された^56Ni、^57Ni、および^44Tiの正確な総質量が測定され、これはガンマ線宇宙望遠鏡によって測定された質量と一致し、計算された超新星モデルに対する元素合成の制約を提供します。^{[ 41 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡の画像で数か月後に確認できたSN 1987Aの周囲にある3つの明るい環は、前駆星の恒星風の物質です。これらの環は超新星爆発による紫外線フラッシュで電離され、その結果、さまざまな輝線で発光し始めました。これらの環は超新星爆発から数か月後に「点灯」し、その過程は分光法によって非常に正確に研究することができます。環は十分に大きいため、その角度サイズを正確に測定できます。内側の環の半径は0.808秒角（3.92マイクロラジアン）です。内側の環を明るくするのに光が進む時間から、その半径は0.66光年（ly）と求められます。これを直角三角形の底辺とし、地球から見た角度サイズを局所的な角度として用いると、基本的な三角法によってSN 1987Aまでの距離を計算でき、それは約168,000光年です。^{[ b ] [ 43 ]}爆発によって放出された物質は、赤色超巨星段階と青色超巨星段階の両方で放出された物質に追いつき、それを加熱するため、星の周りにリング構造が観測されます。

2001 年頃、膨張する (>7,000  km/s) 超新星噴出物が内側のリングに衝突した。これによりリングが加熱され、X 線が発生した。リングからの X 線フラックスは 2001 年から 2009 年の間に 3 倍に増加した。中心付近の高密度の噴出物に吸収される X 線放射の一部は、2001 年から 2009 年にかけて超新星残骸からの光フラックスの同程度の増加の原因となっている。この残骸の明るさの増加は、⁴⁴ Ti同位体の崩壊により光フラックスが減少していた 2001 年以前に観測された傾向を逆転させた。^{[ 42 ]}

2015年6月に発表された研究^{[ 44 ]}では、1994年から2014年の間にハッブル宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡で撮影された画像を用いて、リングを構成する物質の塊からの放射が、衝撃波によって塊が破壊されるにつれて弱まっていることを示している。リングは2020年から2030年の間に消滅すると予測されている。これらの発見は、爆発波と星周星雲の相互作用を記述する3次元流体力学モデルの結果によっても裏付けられている^{[ 22 ]} 。 このモデルはまた、衝撃波によって加熱された噴出物からのX線放射がすぐに支配的になり、その後リングが消滅することも示している。衝撃波が星周リングを通過すると、超新星の起源の質量損失の履歴をたどり、SN 1987Aの起源のさまざまなモデルを区別するための有用な情報を提供するだろう^{[ 45 ] 。}

2018年に、星周塵環と衝撃波の相互作用に関する電波観測により、衝撃波が星周物質から離れたことが確認された。また、環 内の塵と相互作用している間に2,300 km/sまで減速していた衝撃波の速度が、現在3,600 km/sまで再び加速していることも示された 。^{[ 46 ]}

SN 1987Aの爆発後まもなく、3つの主要なグループが超新星の測光観測に着手した。南アフリカ天文台（SAAO）^{[ 47 ] [ 48 ]} 、セロ・トロロ米州天文台（CTIO）^{[ 49 ] [ 50 ]}、そしてヨーロッパ南天天文台（ESO） ^{[ 51 ] [ 52 ]}である。特にESOチームは、爆発後1か月以内（1987年3月11日）から顕著になった赤外線過剰を報告した。この研究では、その3つの可能性のある解釈が議論された。赤外線エコー仮説は却下され、噴出物中に凝縮した可能性のある塵からの熱放射が有力視された（この場合、その時点での推定温度は約1250 K、塵の質量は約6.6 × 10 ⁻⁷ M _{☉ )。IR 過剰が光学的厚みのある}自由自由放出によって生成される可能性は低いように思われた。なぜなら、外層を電離状態に保つために必要な UV 光子の光度は、利用可能な光度よりもはるかに大きかったからである。しかし、考慮されていなかった電子散乱の可能性を考慮すると、それは排除されなかった。 

しかし、これら3つのグループのいずれも、赤外線過剰のみに基づいて塵状噴出物の存在を主張するのに十分な説得力のある証拠を持っていなかった。

オーストラリアの独立チームは、エコー解釈を支持するいくつかの論拠を提示した。^{[ 54 ]} この一見単純な赤外線放射の性質の解釈は、ESOグループによって異議を唱えられ^{[ 55 ]}、SN噴出物中の塵の存在を示す光学的証拠を提示した後、決定的に否定された。^{[ 56 ]} 2つの解釈を区別するために、彼らは、エコーする塵雲の存在が光学的光度曲線とSN周辺の拡散光学的放射の存在に及ぼす影響を検討した。^{[ 57 ]} 彼らは、雲からの予想される光学的エコーは分解可能であり、650日目頃には積分視覚的明るさが10.3等級の非常に明るい可能性があると結論付けた。しかし、SN光度曲線で表されるさらなる光学的観測では、予測されたレベルで光度曲線に変曲点は見られなかった。最後に、ESOチームは、噴出物中の塵の凝縮に関する説得力のある塊状モデルを提示した。^{[ 53 ] [ 58 ]}

50年以上前には、中心核崩壊型超新星の噴出物中に塵が形成される可能性があると考えられていたが^{[ 59 ]} 、特に若い銀河で見られる塵の起源を説明できると考えられていたが^{[ 60 ]}、このような凝縮が観測されたのはこれが初めてであった。SN 1987Aがそのクラスの典型的な代表例であるとすれば、中心核崩壊型超新星の残骸中に形成された暖かい塵の推定質量は、初期宇宙で観測されたすべての塵を説明するには不十分である。しかし、SN 1987Aの噴出物中に、より低温の塵（約26 K）の約0.25太陽質量というはるかに大きな貯蔵庫が、 2011年に赤外線ハーシェル宇宙望遠鏡で発見され^{[ 61 ]} 、2014年にアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）で確認された^{[ 62 ]。}

噴出物中に大量の低温ダストが確認された後、^{[ 62 ]} ALMA は SN 1987A の観測を続けている。赤道リングでの衝撃波相互作用によるシンクロトロン放射が測定された。低温 (20～100K) の一酸化炭素 (CO) とケイ酸塩分子 (SiO) が観測された。データは、CO と SiO の分布が塊状であり、異なる元素合成生成物 (C、O、Si) が噴出物の異なる場所に位置し、爆発時の恒星内部の痕跡を示していることを示している。^{[ 63 ] [ 64 ] [ 65 ]}

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  超新星SN 1987Aの膨張する環状残骸と、それが周囲と相互作用する様子を、X線と可視光線で捉えた画像。
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  ALMA、ハッブル、チャンドラのデータを合成した画像で、残骸の中心部に新たに形成された塵と膨張する衝撃波を示している。
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  NASA / ESA /CSAジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による超新星残骸の画像
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  超新星1987Aの光の残響

• 超新星観測の歴史
• 超新星の一覧
• 超新星候補のリスト
• 超新星残骸のリスト

• Graves, Genevieve JM; et  al. (2005). "ハッブル宇宙望遠鏡によるSN 1987Aの点光源の制限". Astrophysical Journal . 629 (2): 944–959 . arXiv : astro-ph/0505066 . Bibcode : 2005ApJ...629..944G . doi : 10.1086/431422 . S2CID 15453028 . 
• カファトス、ミナス；ミカリツィアノス、アンドリュー編（1988）。大マゼラン雲の超新星1987A。ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-35575-9。
  • Walborn, Nolan R.「Sanduleak -69°202、SN 1987aの画像とスペクトログラム」Kafatos & Michalitsianos (1988)所収。
  • Gaskell, C. Martin; Keel, William C.「青色の起源を持つもう一つの超新星」Kafatos & Michalitsianos (1988)所収。

• カーシュナー、RP（1988）。「星の死」。ナショナルジオグラフィック。173 （5）：619–647。

• NASAの今日の天体写真：超新星1987Aの写真（1997年1月24日）
• AAVSO：SN 1987Aの発見に関する詳細情報
• ロチェスター天文学の発見年表
• Sn1987aからの光エコー、EROS2グループによる実写映像
• NASAの今日の天体写真：SN1987Aからの光エコーのアニメーション（2006年1月25日）
• ESA/ハッブル宇宙望遠鏡によるSN 1987Aの画像
• 超新星1987A、WIKISKY.ORG
• 詳細はフィル・プレイトの「バッド・アストロノミー」サイトをご覧ください。
• 超新星の「心臓部」の3D画像が星の爆発現象に新たな光を当てる（画像） - Space.com
• 視聴：『星の死』 、ノヴァ第15シーズンの第1話- Archive.org