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超新星（複数形：超新星または超新星群）は、恒星の強力で明るい爆発です。超新星は、大質量恒星の最終進化段階で発生するか、白色矮星が暴走核融合を起こしたときに発生します。祖先と呼ばれる最初の天体は、中性子星またはブラックホールに崩壊するか、完全に破壊されて拡散星雲を形成します。超新星のピーク時の光度は、数週間から数か月かけて徐々に薄れていく前に、銀河全体の光度に匹敵することがあります。
天の川銀河で直接観測された最後の超新星は、1604年のケプラーの超新星で、1572年のティコの超新星のすぐ後に現れ、どちらも肉眼で見えました。より最近の超新星の残骸が見つかっており、他の銀河での超新星の観測から、天の川銀河では平均して1世紀に約3回超新星が発生していることが示唆されています。天の川銀河の超新星は、現代の天体望遠鏡でほぼ確実に観測できます。最も最近肉眼で見える超新星はSN 1987Aで、天の川銀河の 衛星銀河である大マゼラン雲の青色超巨星の爆発でした。
理論的研究によれば、ほとんどの超新星爆発は、白色矮星における核融合の突然の再点火、または大質量星の中心核の突然の重力崩壊という2つの基本的なメカニズムのいずれかによって引き起こされる。
- 白色矮星の再点火では、天体の温度が上昇して暴走核融合を引き起こし、恒星を完全に破壊します。考えられる原因としては、連星系内の伴星からの物質の集積、または恒星の合体によるものが挙げられます。
- 大質量星の突然の爆縮の場合、大質量星の中心核は、星自身の重力に対抗するのに十分なエネルギーを核融合から生み出すことができなくなると、突然の崩壊を起こします。これは、星が鉄の核融合を開始した時点で必ず起こりますが、金属核融合の初期段階で起こることもあります。
超新星は、最大で光速の数パーセントの速度で、太陽の数倍の質量の物質を放出します。これにより、膨張する衝撃波が周囲の星間物質に押し出され、超新星残骸として観測される膨張するガスと塵の殻を巻き上げます。超新星は、酸素からルビジウムまで、星間物質の元素の主な供給源です。超新星の膨張する衝撃波は、新しい星の形成を引き起こす可能性があります。超新星は、宇宙線の主な発生源です。また、重力波も発生する可能性があります。
語源
超新星という言葉には複数形supernovae ( /- v iː / ) またはsupernovasがあり、SN または SNe と略されることが多い。これはラテン語のnovaに由来し、「新しい」を意味し、一時的に新しく明るい星のように見えるものを指す。接頭辞「super-」を付加することで、はるかに明るさの低い通常の新星と区別する。超新星という言葉は、ウォルター・バーデとフリッツ・ツビッキーによって造られ、1931 年に天体物理学の講義で使われ始めた。[1] [2]雑誌記事で初めて使用されたのは、翌年、クヌート・ルンドマルクの出版物で、ルンドマルクは独立して造語した可能性がある。[2] [3]
観察履歴
星の全歴史と比較すると、超新星の視覚的な出現は非常に短く、時には数か月に及ぶため、肉眼で観察できる機会は一生に一度程度です。典型的な銀河の1000 億個の星のうち、超新星になる能力を持つのはごく一部であり、その能力は高質量の星と、少なくとも1つの白色矮星を持つ珍しい種類の連星系にある星に限られています。[4]
初期の発見
HB9として知られる超新星の最も古い記録は、インド亜大陸の未知の先史時代の人々によって目撃された可能性があり、カシミールのブルザハマ地域の岩の彫刻に記録されており、年代はSN 185は紀元前4500 ± 1000 年頃に発生した。[5]その後、 SN 185は中国の天文学者によって西暦185年に記録された。記録された最も明るい超新星はSN 1006で、西暦1006年におおかみ座で観測された。この出来事は中国、日本、イラク、エジプト、ヨーロッパの観測者によって記述された。[6] [7] [8]広く観測された超新星SN 1054はかに星雲を形成した。[9]
肉眼で観測された最新の天の川銀河の超新星SN 1572とSN 1604は、月と惑星以外の宇宙は静的で不変であるというアリストテレスの考えに反論するために使用されたため、ヨーロッパの天文学の発展に顕著な影響を与えました。 [10]ヨハネス・ケプラーは、1604年10月17日のピーク時にSN 1604の観測を開始し、1年後に肉眼で見えなくなるまでその明るさを推定し続けました。[11]これは、ティコ・ブラーエがカシオペア座でSN 1572を観測して以来、一世代で観測された2番目の超新星でした。[12]
私たちの銀河系で知られている最も若い超新星であるG1.9+0.3は、 1680年頃のカシオペアAよりもかなり最近、19世紀後半に発生したという証拠があります。 [13]当時はどちらも注目されていませんでした。G1.9+0.3の場合、銀河系円盤面に沿った塵による大きな減光により、イベントが十分に暗くなり、気付かれなかった可能性があります。カシオペアAの状況はそれほど明確ではありません。赤外線のエコーが検出され、特に減光が大きい領域ではなかったことが示されています。[14]
望遠鏡の発見
天体望遠鏡の発達により、より暗くより遠くにある超新星の観測と発見が可能になった。最初に観測されたのはアンドロメダ銀河のSN 1885Aだった。2番目の超新星SN 1895Bは、10年後にNGC 5253で発見された。 [23]当初は単に新しいカテゴリーの新星であると考えられていたものに関する初期の研究は、1920年代に行われた。これらは「上級新星」、「ハウプト新星」、「巨大新星」など様々に呼ばれた。[24] 「超新星」という名前は、1931年にカリフォルニア工科大学での講義でウォルター・バーデとツビッキーによって造られたと考えられている。この名前は、 1933年にクヌート・ルンドマルクによって発表された学術誌の論文[25]と、1934年のバーデとツビッキーの論文で「スーパー新星」として使われた。[26] 1938年までにハイフンは使用されなくなり、現代の名前が使用されるようになりました。[27]
アメリカの天文学者ルドルフ・ミンコフスキーとフリッツ・ツビッキーは、 1941年に現代の超新星の分類体系を考案しました。 [28] 1960年代、天文学者は、超新星の最大強度を標準光源、つまり天文学的距離の指標として使用できることを発見しました。 [29] 2003年に観測された最も遠い超新星のいくつかは、予想よりも暗く見えました。これは、宇宙の膨張が加速しているという見解を裏付けています。[30 ]観測されたという記録がない超新星イベントを再構築する技術が開発されました。カシオペアAの超新星イベントの日付は星雲の光のエコーから決定され、[31]超新星残骸RX J0852.0-4622の年齢は、温度測定[32]とチタン44の放射性崩壊によるガンマ線放出から推定されました。[33]
これまでに記録された最も明るい超新星はASASSN-15lhで、距離は3.82ギガ光年です。2015年6月に初めて検出され、ピーク時の光度は5700億 L☉で、これは他の既知の超新星の2倍の放射輝度です。 [35]この超新星の性質は議論されており、ブラックホールによる恒星の潮汐破壊など、いくつかの代替説明が提案されています。[36]
SN 2013fsは、2013年10月6日の超新星爆発から3時間後に、中間パロマートランジェントファクトリーによって記録されました。これは爆発後に捕らえられた最も早い超新星の一つであり、実際の爆発から6時間後にスペクトルが取得された最も早いものです。この星は、NGC 7610という渦巻き銀河にあり、ペガスス座の1億6000万光年離れています。[37] [38]
超新星SN 2016gkgは、2016年9月20日にアルゼンチンのロサリオでアマチュア天文家のビクター・ブソによって発見された。 [39] [40]これは、光学超新星からの最初の「衝撃波のブレイクアウト」が観測された初めてのケースであった。[39]原始星は、崩壊前のハッブル宇宙望遠鏡の画像で特定されている。天文学者のアレックス・フィリッペンコは、「爆発し始めた最初の瞬間の星の観測は、他の方法では直接得られない情報を提供する」と指摘した。[39]
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、JWST先進深部銀河系外探査（JADES）プログラムを通じて約80の新しい例を特定し、超新星[41]に関する理解を大きく前進させました。これには、赤方偏移3.6の最も遠い分光学的に確認された超新星が含まれており、その爆発は宇宙がわずか18億歳のときに起こったことを示しています。これらの発見[42]は、初期宇宙の恒星の進化と形成期の超新星の頻度に関する重要な洞察を提供します。
発見プログラム
超新星は銀河系内で比較的まれな現象で、天の川銀河では1世紀に3回程度しか発生しないため[43] 、研究対象となる超新星の良いサンプルを得るには、多くの銀河を定期的に監視する必要がある。今日、アマチュア天文学者やプロの天文学者は、最大光度に近いときや古い天体写真や天文図に写っているものなど、毎年数百の超新星を発見している。他の銀河の超新星は、意味のある精度で予測することはできない。通常、発見されたときには、すでに進行中である。[44]距離を測定するための標準光源として超新星を使用するには、そのピーク光度の観測が必要である。したがって、最大光度に達するかなり前に発見することが重要だ。アマチュア天文学者はプロの天文学者よりはるかに多く、通常は光学望遠鏡で近くの銀河をいくつか観察し、以前の写真と比較することで、超新星の発見に重要な役割を果たしてきた。[45]
20世紀末にかけて、天文学者は超新星を探すためにコンピューター制御の望遠鏡やCCDにますます目を向けるようになった。このようなシステムはアマチュアに人気があるが、カッツマン自動撮像望遠鏡のようなプロ用の設備もある。[46]超新星早期警報システム（SNEWS）プロジェクトは、ニュートリノ検出器のネットワークを使用して、天の川銀河の超新星の早期警報を発する。[47] [48] ニュートリノは超新星によって大量に生成される亜原子粒子であり、銀河系円盤の星間ガスや塵によって著しく吸収されることはない。[49]
超新星の探索は、比較的近いところの出来事に焦点をあてたものと、より遠くの出来事に目を向けたものの2種類に分けられる。宇宙の膨張により、既知の放射スペクトルを持つ遠方物体までの距離は、ドップラーシフト（または赤方偏移）を測定することで推定できる。平均して、遠方物体は近くの物体よりも大きな速度で遠ざかるため、赤方偏移が大きくなる。したがって、探索は高赤方偏移と低赤方偏移に分かれ、その境界は赤方偏移の範囲z=0.1～0.3あたりになる。ここで、zはスペクトルの周波数シフトの無次元の尺度である。[50]
超新星の高赤方偏移探索では、通常、超新星の光度曲線の観測が行われる。これらは、ハッブル図を生成し、宇宙論的予測を行うための標準または較正された光源として有用である。超新星の物理と環境を研究するために使用される超新星分光法は、高赤方偏移よりも低赤方偏移の方が実用的である。[51] [52]低赤方偏移観測は、可視銀河の距離と赤方偏移の関係を示すハッブル曲線の低距離端を固定する。 [53] [54]
調査プログラムにより検出された超新星の数が急増するにつれ、観測データの収集（光減衰曲線、天体測定、超新星爆発前の観測、分光法）がまとめられてきました。2018年にまとめられたパンテオンデータセットには、1048個の超新星の詳細が収められています。[55] 2021年には、このデータセットは18の異なる調査から採取された1550個の超新星の光度曲線1701個に拡張され、3年足らずで50%増加しました。[56]
命名規則
超新星の発見は国際天文学連合の天文電報中央局に報告され、同局はその超新星につけた名前を記した回状を送付する。[57]名前は、接頭辞SN、発見年、そして1文字または2文字の指定からなる。その年の最初の26個の超新星は、AからZの大文字で指定される。次に、小文字のペアが使用され、aa、abなどとなる。したがって、たとえばSN 2003Cは、 2003年に報告された3番目の超新星を示す。[58] 2005年の最後の超新星 SN 2005nc は、367番目（14 × 26 + 3 = 367）であった。 2000年以降、プロやアマチュアの天文学者は毎年数百個の超新星を発見している（2007年には572個、2008年には261個、2009年には390個、2013年には231個）。[59] [60]
歴史上の超新星は、発生年だけで知られています。SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（ティコの新星と呼ばれる）、SN 1604（ケプラーの星と呼ばれる）です。[61] 1885年以降、その年に発見された超新星が1つしかない場合でも、追加の文字表記が使用されています（たとえば、SN 1885A、SN 1907Aなど）。これが最後に使用されたのはSN 1947Aです。SuperNova （超新星）のSNは標準的な接頭辞です。1987年までは、2文字の指定が必要になることはめったにありませんでしたが、1988年以降は毎年必要になりました。2016年以降は、発見数の増加により、3文字の指定が定期的に追加で使用されています。[62] zzの後はaaa、次にaab、aacと続きます。例えば、2017年12月31日に終了したアジアーゴ超新星カタログに残された最後の超新星はSN 2017jzpという名称が付けられている。[63]
分類
天文学者は超新星を光度曲線とスペクトルに現れるさまざまな化学元素の吸収線に基づいて分類する。超新星のスペクトルに水素の線（スペクトルの可視部分ではバルマー系列として知られる）が含まれている場合、タイプ IIに分類され、そうでない場合はタイプ Iに分類される。これら 2 つのタイプはそれぞれ、他の元素の線の存在や光度曲線（時間の関数としての超新星の見かけの等級のグラフ）の形状に応じてさらに細分化される。[64] [65]
タイプI
I型超新星はスペクトルに基づいてさらに分類され、Ia型は強いイオン化シリコンの吸収線を示す。この強い線を持たないI型超新星はIb型とIc型に分類され、Ib型は強い中性ヘリウム線を示し、Ic型はそれを示さない。歴史的に、I型超新星の光度曲線はすべて大まかに類似していると考えられており、有用な区別をするには似すぎていた。[66]光度曲線のバリエーションが研究されてきたが、分類は光度曲線の形状ではなくスペクトルに基づいて行われ続けている。[65]
Ia型超新星の少数は、非標準的な明るさや広がった光度曲線などの異常な特徴を示し、これらは通常、同様の特徴を示した最も初期の例を参照して分類されます。たとえば、明るさが弱いSN 2008haは、 SN 2002cx型またはIa-2002cxクラスと呼ばれることがよくあります。[67]
Ic型超新星のごく一部は、非常に広がって混ざり合った輝線を示し、これは噴出物の膨張速度が非常に速いことを示していると考えられている。これらはIc-BL型またはIc-bl型に分類されている。[68]
カルシウム豊富な超新星は、スペクトル中に異常に強いカルシウム線を持つ、非常に高速な超新星の中でも珍しいタイプである。[69] [70]モデルによれば、これらは水素に富む恒星ではなく、ヘリウムに富む伴星から物質が集積されたときに発生すると示唆されている。スペクトル中にヘリウム線があるため、Ib型超新星に似ているが、非常に異なる起源を持つと考えられている。[71]
タイプ II
II型超新星はスペクトルに基づいてさらに細分化することもできる。ほとんどのII型超新星は毎秒数千キロメートルの膨張速度を示す非常に幅広い輝線を示すが、 SN 2005glなどの一部の超新星はスペクトルが比較的狭い特徴を持つ。これらはIIn型と呼ばれ、「n」は「狭い」を意味する。[65]
SN 1987K [73]やSN 1993Jなどのいくつかの超新星は、タイプが変化するようです。初期には水素の線が見られますが、数週間から数ヶ月かけてヘリウムの線が優勢になります。「タイプ IIb」という用語は、通常タイプ II とタイプ Ib に関連付けられる特徴の組み合わせを説明するために使用されます。[65]
通常のスペクトルを持ち、衰退期まで残る幅広い水素線が優勢なタイプ II 超新星は、光度曲線に基づいて分類されます。最も一般的なタイプは、ピーク輝度の直後に光度曲線に特徴的な「プラトー」が見られ、視認可能な明るさは数か月間比較的一定に保たれ、その後再び衰退期に入ります。これらはプラトーにちなんでタイプ II-P と呼ばれます。あまり一般的ではないタイプ II-L 超新星は、明確なプラトーがありません。「L」は「線形」を意味しますが、光度曲線は実際には直線ではありません。[65]
通常の分類に当てはまらない超新星は特異超新星、または「pec」と呼ばれます。[65]
タイプIII、IV、V
ツヴィッキーは、I型またはII型超新星のパラメータにきれいに当てはまらないごく少数の例に基づいて、追加の超新星タイプを定義した。NGC 4303のSN 1961iは、III型超新星クラスのプロトタイプであり唯一のメンバーであり、その幅広い光度曲線の最大値と、スペクトルでゆっくりと発達する幅広い水素バルマー線で注目された。[66] NGC 3003のSN 1961fは、IV型クラスのプロトタイプであり唯一のメンバーであり、II-P型超新星に似た光度曲線を持ち、水素吸収線があるが弱い水素輝線を持つ。[66] V型クラスは、 NGC 1058のSN 1961Vに付けられたもので、明るさがゆっくりと上昇し、極大期が数か月続き、異常な発光スペクトルを持つ、異常に暗い超新星または超新星まがいのものである。SN 1961Vとイータ・カリーナ大爆発との類似性が注目された。 [74] M101（1909年）とM83（1923年と1957年）の超新星も、IV型またはV型の超新星である可能性が示唆された。[75]
これらのタイプは現在では特異なII型超新星（IIpec）として扱われており、SN 1961VがLBV爆発後の真の超新星であったのか、偽物であったのかは依然として議論が続いているが、その例は他にも数多く発見されている。[66] [76]
現在のモデル
超新星のタイプ コードは、上記の表にまとめられているように、分類学的なものです。タイプ番号は、必ずしも原因ではなく、超新星から観測される光に基づいています。たとえば、Ia 型超新星は、縮退した白色矮星の祖先で発生した暴走核融合によって生成されますが、スペクトルが類似する Ib/c 型は、核崩壊によって剥ぎ取られた大質量の祖先星から生成されます。
熱暴走
白色矮星は、伴星から十分な物質を蓄積して中心核の温度を上昇させ、炭素核融合反応を点火させるほどにまで高めることがある 。その時点で、白色矮星は暴走核融合反応を起こし、完全に崩壊する。この爆発は、伴星からの物質の安定した集積、2つの白色矮星の衝突、または集積によって殻が点火し、それが中心核に点火するという3つの経路で起こると理論化されている。Ia型超新星が生成される主なメカニズムは不明である。[78] Ia型超新星の生成方法に関するこの不確実性にもかかわらず、Ia型超新星は非常に均一な特性を持ち、銀河間距離での標準光源として有用である。高赤方偏移における異常な光度の超新星の特性の緩やかな変化や異なる周波数、および光曲線の形状やスペクトルによって識別される明るさの小さな変化を補正するために、何らかの較正が必要である。[79] [80]
正常型Ia
このタイプの超新星の形成にはいくつかの方法があるが、その基本的なメカニズムは共通している。炭素-酸素白色矮星が、チャンドラセカール限界の約 1.44太陽質量[81]に達するほどの物質を蓄積した場合 (自転しない恒星の場合)、その白色矮星は、電子の縮退圧力[82] [83]によってその質量の大部分を支えることができなくなり、崩壊し始める。しかし、現在の見解では、この限界は通常は達成されない。核内部の温度と密度が上昇し、限界に近づくにつれて (約 1% 以内まで) 炭素の核融合が起こり[84]、崩壊が始まる。[81]一方、主に酸素、ネオン、マグネシウムからなる核の場合、崩壊する白色矮星は通常、中性子星を形成する。この場合、崩壊中に放出されるのは恒星の質量のほんの一部だけである。[83]
崩壊から数秒以内に、白色矮星の物質のかなりの部分が核融合を起こし、十分なエネルギー（1-2 × 10 44 J ) [85]で星が超新星爆発で解けます。 [86]外向きに膨張する衝撃波が発生し、物質の速度は5,000～20,000 km/s、つまり光速の約3%に達します。また、明るさも大幅に増加し、絶対等級は-19.3（太陽の50億倍の明るさ）に達しますが、ほとんど変化はありません。[87]
このカテゴリーの超新星の形成モデルは、近接連星系である。2つの星のうち大きい方が最初に主系列から分離し、膨張して赤色巨星を形成する。2つの星は共通の外殻を共有し、相互の軌道が縮小する。その後、巨星は外殻の大部分を脱ぎ捨て、質量を失い、核融合を続けることができなくなる。この時点で、主に炭素と酸素で構成される白色矮星になる。[88]最終的に、二次星も主系列から分離して赤色巨星を形成する。巨星の物質は白色矮星に吸収され、後者の質量が増加する。この破滅的な出来事の開始と重元素の生成の正確な詳細は不明である。[89]
Ia型超新星は、その発生後に特徴的な光度曲線（時間の関数としての明るさのグラフ）を生成します。この明るさは、ニッケル-56からコバルト-56を経て鉄-56への放射性崩壊によって生成されます。 [87]光度曲線のピーク明るさは、通常のIa型超新星全体で非常に一貫しており、最大絶対等級は約-19.3です。これは、典型的なIa型超新星が、一貫したタイプの祖星から徐々に質量を獲得して発生し、一貫した典型的な質量を獲得すると爆発し、非常によく似た超新星の状態と動作を引き起こすためです。これにより、Ia型超新星は、ホスト銀河までの距離を測定するための二次[90]標準光源として使用できます。 [91]
Ia型超新星の形成に関する2番目のモデルは、2つの白色矮星が合体し、その合計質量が瞬間的にチャンドラセカール限界を超えるというものである。[92]両方の星が縮退した白色矮星であるため、これは二重縮退モデルと呼ばれることもある。ペアの質量と化学組成の組み合わせが考えられるため、このタイプのイベントには大きなばらつきがあり、[93]多くの場合、超新星がまったく発生しない可能性があり、その場合、より標準的なSN Ia型よりも光度曲線が低くなる。[94]
非標準型Ia
異常に明るいIa型超新星は、白色矮星の質量がすでにチャンドラセカール限界を超えている場合に発生し、[95]非対称性によってさらに質量が増大する可能性もありますが、[96]放出される物質の運動エネルギーは通常よりも低くなります。このチャンドラセカール質量を超えるシナリオは、例えば、余分な質量が差動回転によって支えられている場合に発生する可能性があります。[97]
非標準的なIa型超新星には正式なサブ分類はない。白色矮星にヘリウムが降着するときに発生する一群の亜光度超新星をIax型に分類することが提案されている。[98] [99]このタイプの超新星は必ずしも白色矮星の祖先を完全に破壊するとは限らず、ゾンビ星を残す可能性がある。[100]
超新星の特定のタイプは、Ia型のように白色矮星の爆発から発生しますが、スペクトルに水素線が含まれています。これは、白色矮星が水素を豊富に含む恒星周物質の外層に囲まれているためと考えられます。これらの超新星は、Ia/IIn型、Ian型、IIa型、IIan型と呼ばれています。[101]
ほ座の散開星団IC 2391に属する四重星HD 74438は、非標準的なIa型超新星になると予測されている。[102] [103]
コア崩壊
非常に質量の大きい恒星は、核融合が自身の重力に抗して核を維持できなくなると、核崩壊を起こすことがある。この閾値を超えると、Ia型を除くすべてのタイプの超新星が発生する。崩壊により恒星の外層が激しく放出され、超新星となる。しかし、重力による位置エネルギーの放出が不十分な場合、恒星は放射エネルギーがほとんどないブラックホールまたは中性子星に崩壊する可能性がある。[104]
コアの崩壊は、チャンドラセカール限界の超過、電子捕獲、対不安定性、光崩壊など、いくつかの異なるメカニズムによって引き起こされる可能性があります。[104] [105] [106]
- 巨大な恒星がチャンドラセカール質量よりも大きな鉄の核を形成すると、電子の縮退圧力によって自らを支えることができなくなり、さらに崩壊して中性子星またはブラックホールになります。
- 縮退したO/Ne/Mg コア (太陽の 8～10 倍の質量を持つ原始星)におけるマグネシウムによる電子捕獲によって支持がなくなり、重力崩壊とそれに続く爆発的な酸素融合が起こり、非常によく似た結果になります。
- ヘリウム燃焼後の大きな核で電子陽電子対が生成されると、熱力学的サポートがなくなり、最初の崩壊とそれに続く暴走核融合が引き起こされ、対不安定性超新星が発生します。
- 十分に大きくて高温の恒星核は、光分解を直接開始するのに十分なエネルギーを持つガンマ線を生成する可能性があり、その結果、核が完全に崩壊します。
以下の表は、大質量星の核崩壊の既知の原因、核崩壊が起こる星の種類、関連する超新星の種類、および生成される残骸をリストしたものです。金属量とは、太陽と比較した水素やヘリウム以外の元素の割合です。初期質量とは、超新星爆発前の星の質量で、太陽の質量の倍数で表されますが、超新星爆発時の質量ははるかに小さい可能性があります。[104]
IIn型超新星は表に記載されていない。これらは、さまざまな祖星のさまざまな種類の核崩壊によって生成される可能性があり、おそらくIa型白色矮星の点火によっても生成される可能性があるが、ほとんどは明るい超巨星または極超巨星（LBVを含む）の鉄核崩壊によって生成されると思われる。これらの超新星の名前の由来となった狭いスペクトル線は、超新星が小さな高密度の星周物質の雲に膨張しているために発生する。[107] IIn型超新星とされるもののかなりの割合が、イータカリーナの大噴火に似たLBV型星の大規模な噴火である超新星偽装であると思われる。これらのイベントでは、以前に星から放出された物質が狭い吸収線を作成し、新たに放出された物質との相互作用によって衝撃波が発生します。[108]
詳細なプロセス
恒星の核が重力に抗して支えられなくなると、70,000 km/s (0.23 c ) に達する速度で崩壊し、[110]温度と密度が急激に上昇します。その後のことは崩壊する核の質量と構造によって異なり、低質量の縮退核は中性子星を形成し、高質量の縮退核は主に完全に崩壊してブラックホールとなり、非縮退核は暴走核融合を起こします。[109] [111]
縮退したコアの初期崩壊は、ベータ崩壊、光崩壊、電子捕獲によって加速され、電子ニュートリノのバーストを引き起こす。密度が増加すると、ニュートリノはコアに閉じ込められるため放出が遮断される。内核は最終的に 直径30kmに達し[112] 、密度は原子核に匹敵し、中性子縮退圧が崩壊を止めようとする。コアの質量が太陽の約15倍を超えると、中性子縮退では崩壊を止めるのに不十分となり、超新星なしで直接ブラックホールが形成される。[105]
より低質量の核では崩壊は停止し、新たに形成された中性子核の初期温度は約1000億ケルビンで、太陽の核の温度の6000倍である。[109]この温度では、あらゆるフレーバーのニュートリノ-反ニュートリノ対が熱放射によって効率的に形成される。これらの熱ニュートリノは、電子捕獲ニュートリノよりも数倍豊富である。[113]約10 46ジュール、つまり星の静止質量の約10%が、10秒間のニュートリノバーストに変換され、これがこの事象の主な出力である。[112] [114]突然停止した核の崩壊は跳ね返り、重元素の解離によってエネルギーが失われるため、数ミリ秒以内に外核で停止する衝撃波を生成する。 [115][アップデート]核の外層がニュートリノパルスから約1044ジュール[114]（1ニュートリノ）を再吸収し、目に見える明るさを生み出すためには、まだよくわかっていないプロセスが必要であるが、爆発のエネルギー源となる他の理論もある。[112]
外殻からの物質の一部は中性子星に落下し、約8M☉を超える核では ブラックホールを形成するのに十分な落下があります。この落下により、生成される運動エネルギーと放出される放射性物質の質量が減少しますが、状況によっては、ガンマ線バーストや非常に明るい超新星につながる相対論的なジェットも生成される可能性があります。[116]
質量の大きい非縮退核の崩壊は、さらなる核融合を引き起こす。[111]核の崩壊が対不安定性（光子が電子-陽電子対に変化し、放射圧が低下する） によって開始されると、酸素の核融合が始まり、崩壊が停止する可能性がある。核の質量が 40～60 M ☉の場合、崩壊は停止し、星はそのまま残るが、より大きな核が形成されると再び崩壊が起こる。核の質量が約 60～130 M ☉の場合、酸素とより重い元素の核融合は非常に活発であるため、星全体が破壊され、超新星が発生する。質量範囲の上限では、放出された56 Ni の太陽質量の数倍のため、超新星は異常に明るく、非常に長寿命である。核の質量がさらに大きくなると、核の温度が十分に高くなり、光分解が起こり、核は完全に崩壊してブラックホールになる。[117] [105]
タイプ II
初期質量が約 8 M ☉未満の恒星は、 崩壊するのに十分な大きさの核を発達させることはなく、最終的には大気を失って白色矮星になります。少なくとも 9 M ☉ (おそらく 12 M ☉ [118] ) の恒星は複雑な形で進化し、核で次第に重い元素をより高温で燃焼させます。[112] [119]恒星はタマネギのように層状になり、より大きな殻でより容易に融合する元素の燃焼が起こります。[104] [120]一般に鉄の核を持つタマネギとして説明されていますが、最も質量の小さい超新星の祖先は酸素-ネオン(-マグネシウム) の核しかありません。これらのスーパー AGB 星は、より質量の大きい祖先からのものよりも明るさが低く、そのためあまり観測されませんが、核崩壊型超新星の大部分を形成する可能性があります。[118]
星がまだ水素の外殻を持つ超巨星段階で中心核の崩壊が起こると、II 型超新星となる。[121]明るい星の質量損失率は、金属量と光度に依存する。太陽に近い金属量を持つ非常に明るい星は、中心核の崩壊に達する前にすべての水素を失うため、II 型超新星を形成しない。[121]金属量が低い場合、すべての星は水素の外殻を持つ中心核の崩壊に達するが、十分に重い星は目に見える超新星を生成せず、直接ブラックホールに崩壊する。[104]
初期質量が太陽の約90倍まで、または高金属量ではそれより少し少ない恒星は、最も一般的に観測されるタイプであるII-P型超新星になります。中～高金属量では、その質量範囲の上限に近い恒星は、中心核の崩壊が起こるときにほとんどの水素を失っており、その結果II-L型超新星になります。[122]金属量が非常に低い場合、約140～250 M ☉の恒星は 、水素大気と酸素中心核を持ちながら対不安定性によって中心核の崩壊に達し、その結果、II型の特徴を持つが、放出される56 Niの質量が非常に大きく、光度が高い超新星になります。[104] [123]
タイプ Ib および Ic
これらの超新星は、II 型超新星と同様に、中心核が崩壊する大質量星である。II 型超新星の祖先とは異なり、Ib 型および Ic 型超新星になる星は、強い恒星風または伴星との相互作用により、外層 (水素) の大部分を失っている。[126]これらの星はウォルフ・ライエ星として知られ、中程度から高い金属量で発生し、連続光駆動風によって十分に高い質量損失率が生じる。Ib/c 型超新星の観測結果は、ウォルフ・ライエ星の観測結果または予測結果と一致しない。このタイプの中心核崩壊型超新星の別の説明では、連星相互作用によって星から水素が剥ぎ取られる。連星モデルは、観測された超新星とよりよく一致するが、適切な連星ヘリウム星がこれまで観測されたことがないという条件付きである。[127]
Ib型超新星はより一般的で、大気中にまだヘリウムを含むWC型のウォルフ・ライエ星から発生する。狭い範囲の質量では、星は中心核の崩壊に達する前にさらに進化し、ヘリウムがほとんど残っていないWO星になり、これがIc型超新星の祖先となる。[128]
Ic型超新星の数パーセントはガンマ線バースト（GRB）を伴うが、形状の状況によっては、水素を取り除いたIb型またはIc型の超新星でもGRBが発生する可能性があると考えられている。[129]このタイプのGRBの発生メカニズムは、恒星の崩壊する中心核で形成された高速回転するマグネターの磁場によって生成されるジェットである。ジェットは膨張する外殻にエネルギーを伝達し、超高輝度超新星を発生させる。[116] [130] [131]
超剥ぎ取り超新星は、近接連星系における質量移動によって、爆発する恒星が（ほぼ）金属核まで剥ぎ取られたときに発生する。[132] [133]その結果、爆発する恒星から放出される物質はごくわずかである（約0.1 M ☉）。最も極端なケースでは、超剥ぎ取り超新星は、チャンドラセカール質量限界をわずかに超える、むき出しの金属核で発生することがある。SN 2005ek [134]は、比較的暗く、減衰の速い光曲線を生み出す、超剥ぎ取り超新星の最初の観測例である可能性がある。超剥ぎ取り超新星の性質は、崩壊する核の質量に応じて、鉄核崩壊型超新星と電子捕獲型超新星の両方になり得る。超剥ぎ取り超新星は、例えば密集した二重中性子星系を生成する、連星系の2回目の超新星爆発に関連していると考えられている。[135] [136]
2022年、ワイツマン科学研究所の研究者が率いる天文学者チームが、ウォルフ・ライエ星の祖先であることを示す直接的な証拠を示す初の超新星爆発を報告した。SN 2019hgpはIcn型超新星であり、ネオン元素が検出された最初の超新星でもある。[137] [138]
電子捕獲型超新星
1980年、東京大学の野本憲一は、電子捕獲型超新星と呼ばれる「第3のタイプ」の超新星を予言した。これは、白色矮星形成と鉄核崩壊型超新星の間の過渡的領域（太陽質量の約8～10倍）にある、縮退したO+Ne+Mg核を持つ恒星[139]が核燃料を使い果たした後に爆縮し、重力によって恒星核の電子が原子核に圧縮され、[140] [141]超新星爆発を引き起こし、中性子星を残すことによって発生する。[104] 2021年6月、ネイチャー・アストロノミー誌に掲載された論文によると、2018年の超新星SN 2018zd（銀河NGC 2146、地球から約3100万光年）が電子捕獲型超新星の初の観測例と思われるという。[139] [140] [141]私たちの銀河系にあるかに星雲を作った1054年の超新星爆発は、電子捕獲型超新星の最有力候補と考えられていたが、2021年の論文により、これが正しかった可能性が高まった。[140] [141]
失敗した超新星
一部の大質量星の核の崩壊は、目に見える超新星爆発をもたらさない可能性がある。これは、核が大きすぎるために、爆発を引き起こすメカニズムによって初期の核の崩壊を逆転させることができない場合に起こる。これらのイベントは検出が難しいが、大規模な調査により可能性のある候補が検出された。[142] [143] NGC 6946の赤色超巨星N6946-BH1は、2009年3月に控えめな爆発を起こし、その後視界から消えた。星の位置にはかすかな赤外線源のみが残っている。 [144]
光曲線
放出ガスは、熱く保つためのエネルギーがなければ、すぐに暗くなってしまう。このエネルギー源は、超新星の可視光線を何ヶ月も維持することができるが、最初は謎だった。中心パルサーの回転エネルギーがその源であると考える者もいた。[148]それぞれのタイプの超新星に最初にエネルギーを与えるエネルギーはすぐに供給されるが、光曲線はその後急速に膨張する放出ガスの放射性加熱によって支配される。放出ガスの強力な放射性性質は、1960年代後半に健全な元素合成の根拠に基づいて初めて計算され、それ以来、ほとんどの超新星で正しいことが実証されている。[149]ガンマ線ラインの直接観測によって主要な放射性核が明確に特定されたのは、 SN 1987Aまで待たなければならなかった。 [150]
SN 1987AのようなII型超新星の発生後の光度曲線（時間の関数としての明るさのグラフ）の多くは、予測された放射性崩壊によって説明できることが、直接観測によって現在ではわかっています。 [9]発光は光子で構成されていますが、放出されたガスによって吸収された放射能が、残骸を光を放射するのに十分な熱さに保ちます。56 Niの娘核種56 Coから56 Feへの放射性崩壊は、主にエネルギーのガンマ線光子を生成します。847 keVとSN1987Aの光度曲線のピークのエネルギーは、56 Niから56 Coへの崩壊（半減期6日）によって提供され、特に後半の光度曲線のエネルギーは、 56 Coから56 Feへの崩壊の半減期77 . 3日と非常によく一致している。SN1987A残骸から吸収されずに逃れた56 Coと57 Coのガンマ線のごく一部を宇宙ガンマ線望遠鏡で測定したところ、これら2つの放射性核種がエネルギー源であるという以前の予測が確認された。[150]
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さまざまなタイプの超新星の可視光曲線の遅い時間の減衰段階はすべて放射加熱に依存していますが、その形状と振幅は、基礎となるメカニズム、可視光の生成方法、観測の時代、放出された物質の透明度によって異なります。[152]光曲線は他の波長では大幅に異なる場合があります。たとえば、紫外線波長では、最初のイベントによって発生した衝撃波のブレイクアウトに対応する数時間のみ持続する非常に明るいピークがありますが、そのブレイクアウトは光学的にはほとんど検出できません。[153] [154]
Ia型超新星の光度曲線は、ほぼ均一で、絶対等級は最大で、光度は比較的急激に低下する。その光エネルギー出力は、放出されたニッケル56（半減期6日）の放射性崩壊によって駆動され、その後放射性コバルト56（半減期77日）に崩壊する。これらの放射性同位体は周囲の物質を白熱させる。[87]現代の宇宙論研究は、 Ia型超新星の光学的明るさのエネルギーを供給する56 Ni放射能に依存している。Ia型超新星は宇宙論の「標準光源」であるが、その診断は、847 keVと1,238 keVガンマ線が初めて検出されたのは 2014 年になってからである。[155]光曲線の初期段階は、光球の有効サイズが減少し、閉じ込められた電磁放射が枯渇するにつれて、急激に減少する。光曲線はB バンドで減少し続け、可視光では約 40 日で小さな肩が現れることがあるが、これは、特定のイオン化された重元素が再結合して赤外線を生成し、放出物が赤外線に対して透明になるため、赤外線で発生する二次的な最大値の兆候にすぎない。可視光曲線は、放出された物質がより拡散し、高エネルギー放射線を可視光に変換する能力が低下するため、放射性コバルト (半減期が長く、後の曲線を制御) の崩壊率よりもわずかに速い速度で減少し続けている。数か月後、残りのコバルト 56 からの陽電子放出が優勢になるため、光曲線は再び減少率を変えるが、この部分についてはほとんど研究されていない。[156]
Ib型とIc型の光度曲線は、平均ピーク光度が低いものの、Ia型と似ている。可視光出力は、やはり放射性崩壊が可視光に変換されるためであるが、生成されるニッケル56の質量ははるかに小さい。ピーク光度は大きく異なり、Ib型/c型超新星の中には、通常よりも桁違いに明るいものや暗いものもある。最も明るいIc型超新星は極超新星と呼ばれ、ピーク光度の増加に加えて、光度曲線が広がる傾向がある。余分なエネルギー源は、回転するブラックホールの形成によって駆動される相対論的ジェットであると考えられており、ガンマ線バーストも生成する。[157] [158]
タイプ II 超新星の光度曲線は、プラトー期を除いて、タイプ I よりもずっと緩やかな減少を特徴とし、1 日あたり 0.05 等級程度である[72]。可視光出力は、数か月間は放射性崩壊ではなく運動エネルギーによって支配されるが、これは主に超巨星の祖先星の大気からの噴出物に水素が存在するためである。初期の破壊で、この水素は加熱されイオン化する。タイプ II 超新星の大部分は、この水素が再結合して可視光を発し、より透明になるため、光度曲線に長期にわたるプラトーを示す。その後、放射性崩壊によって光度曲線が減少するが、すべての水素が光に変換する効率のため、タイプ I 超新星よりも緩やかである。[66]
II-L型超新星では、前駆星の大気中に残っていた水素が比較的少なく、スペクトルに現れるには十分であったが、光出力に顕著なプラトーを生み出すには不十分であったため、プラトーは存在しない。IIb型超新星では、前駆星の水素大気が非常に減少しているため（伴星による潮汐力による剥離が原因と考えられる）、光曲線はI型超新星に近くなり、数週間後には水素もスペクトルから消えてしまう。[66]
IIn型超新星は、星周物質の密な殻で生成される追加の狭いスペクトル線によって特徴付けられる。その光曲線は一般に非常に幅広く伸びており、時には非常に明るく、超高輝度超新星と呼ばれる。これらの光曲線は、物質の密な殻との相互作用により、噴出物の運動エネルギーが電磁放射に非常に効率的に変換されることによって生成される。これは、物質が十分に密でコンパクトな場合にのみ発生し、超新星が発生する直前に前駆星自体によって生成されたことを示している。[159] [160]
多数の超新星がカタログ化され、距離の目安やテストモデルを提供するために分類されています。[161] [162]平均的な特性は距離とホスト銀河の種類によって多少異なりますが、各超新星の種類ごとに大まかに指定できます。
注:
- ^暗いタイプは明確なサブクラスである可能性があります。明るいタイプは、わずかに明るすぎるものから極超新星まで連続している可能性があります。
- ^これらの等級は R バンドで測定されます。V バンドまたは B バンドでの測定が一般的で、超新星の場合は約 0.5 等級明るくなります。
- ^ 運動エネルギーの桁。電磁放射エネルギーの合計は通常は低く、（理論上の）ニュートリノエネルギーははるかに高くなります。
- ^おそらく異質なグループであり、星雲に埋め込まれた他のタイプのいずれかです。
非対称
II型超新星をめぐる長年の謎は、残ったコンパクト天体が震源地から遠ざかるにつれて大きな速度を受ける理由である。[166] パルサー、つまり中性子星は高い固有速度を持つことが観測されており、ブラックホールもおそらく同様に高い固有速度を持つが、それらを単独で観測するのははるかに難しい。最初の推進力はかなり大きく、太陽質量以上の物体を500 km/s以上の速度で推進する。これは膨張の非対称性を示しているが、運動量がコンパクト天体に伝達されるメカニズムは依然として謎のままである。このキックに対する提案された説明には、崩壊する星の対流、中性子星形成[アップデート]中の物質の非対称な放出、および非対称なニュートリノ放出が含まれる。[166] [167]
この非対称性に対する考えられる説明の 1 つは、核の上の大規模な対流です。対流によって密度に半径方向の変化が生じ、ニュートリノ流出から吸収されるエネルギー量に変化が生じます。 [109]しかし、このメカニズムの分析では、運動量移動は中程度と予測されています。[168]もう 1 つの考えられる説明は、中心の中性子星へのガスの集積によってディスクが形成され、非常に方向性のあるジェットが噴射され、物質が高速で星から押し出され、横方向の衝撃が起こり、星が完全に破壊されるというものです。これらのジェットは、結果として生じる超新星で重要な役割を果たす可能性があります。[169] [170] (同様のモデルが長いガンマ線バーストの説明にも使用されます。) 支配的なメカニズムは、前駆星の質量によって決まる可能性があります。[167]
観測により、Ia型超新星の初期非対称性も確認されている。この結果は、このタイプの超新星の初期の光度は見る角度に依存することを意味しているのかもしれない。しかし、時間の経過とともに膨張はより対称的になる。初期の非対称性は、放射光の偏光を測定することで検出できる。[171]
エネルギー出力
超新星は主に光る現象として知られていますが、そこから放出される電磁放射線はほとんど副作用ではありません。特にコア崩壊型超新星の場合、放出される電磁放射線は、その現象中に放出される全エネルギーのごく一部です。[173]
異なるタイプの超新星におけるエネルギー生産のバランスには根本的な違いがある。Ia型白色矮星の爆発では、エネルギーの大部分が重元素の合成と噴出物の運動エネルギーに向けられる。 [174]中心核崩壊型超新星では、エネルギーの大部分がニュートリノ放出に向けられ、その一部が観測された破壊の原動力となっているように見えるが、ニュートリノの99%以上は崩壊開始後の最初の数分以内に星から逃げ出す。[47]
標準的な Ia 型超新星は、炭素酸素白色矮星の暴走核融合からエネルギーを得ている。エネルギー論の詳細はまだ完全には解明されていないが、その結果、元の恒星の全質量が高運動エネルギーで放出される。その質量の約半分は、シリコンの燃焼によって生成された56 Niである。56 Ni は放射性であり、ベータプラス崩壊(半減期は 6 日) とガンマ線によって56 Coに崩壊する。 56 Co 自体は、ベータプラス (陽電子) 経路によって半減期 77 日で崩壊し、安定した56 Fe になる。 これら 2 つのプロセスが、Ia 型超新星からの電磁放射の原因である。放出された物質の透明度の変化と相まって、急速に減少する光曲線が生成される。[172]
コア崩壊型超新星は、平均するとIa型超新星よりも視覚的に暗いですが[145] [146] [147]、放出される総エネルギーは、次の表に示すようにはるかに高くなります。
いくつかのコア崩壊型超新星では、ブラックホールへのフォールバックによって相対論的ジェットが駆動され、短時間の高エネルギーで方向性のあるガンマ線バーストが発生する可能性があり、また、放出された物質にかなりのエネルギーが伝達される。これは高光度超新星を生成するシナリオの1つであり、Ic型極超新星と長時間ガンマ線バーストの原因であると考えられている。[179]相対論的ジェットが短すぎて恒星エンベロープを貫通できない場合は、低光度ガンマ線バーストが発生し、超新星が亜光度になる可能性がある。[180]
超新星爆発が星周物質の小さな高密度雲の中で発生すると、衝撃波が発生し、運動エネルギーの大部分が電磁放射に効率よく変換されます。初期のエネルギーは完全に正常であったとしても、結果として生じる超新星は、指数関数的な放射性崩壊に依存しないため、高い明るさと長い持続時間を持ちます。このタイプのイベントは、IIn型極超新星を引き起こす可能性があります。[181] [182]
対不安定性超新星は、II-P型に類似したスペクトルと光度曲線を持つコア崩壊型超新星であるが、コア崩壊後の性質は、炭素、酸素、ケイ素の暴走核融合を伴う巨大なIa型に似ている。最高質量イベントによって放出される総エネルギーは、他のコア崩壊型超新星と同程度であるが、ニュートリノ生成は非常に低いと考えられているため、放出される運動エネルギーと電磁エネルギーは非常に高い。これらの星のコアはどの白色矮星よりもはるかに大きく、コアから放出される放射性ニッケルやその他の重元素の量は桁違いに多い可能性があり、その結果、視認できる明るさが高くなります。[183]
先祖
超新星の分類タイプは、崩壊時の前駆星のタイプと密接に関係しています。各タイプの超新星の発生は、星の金属量に依存します。これは、星風の強さ、ひいては星の質量減少率に影響を与えるからです。[184]
Ia型超新星は連星系の白色矮星から生成され、すべてのタイプの銀河で発生する。[185]中心核崩壊型超新星は、短命の大質量星から発生するため、現在またはごく最近星形成が行われている銀河でのみ発見される。これらはSc型渦巻き銀河で最も一般的に発見されるが、他の渦巻き銀河の腕や不規則銀河、特にスターバースト銀河でも発見される。[186] [187] [188]
Ib型およびIc型超新星は、強い恒星風または伴星への質量移動によって水素とヘリウムの外層を失った大質量星の中心核の崩壊によって生成されたと仮定されている。[158]これらは通常、新しい星形成領域で発生し、楕円銀河では非常にまれである。[71] IIn型超新星の祖先も、爆発直前の期間に質量損失率が高い。[189] Ic型超新星は、ホスト銀河の平均よりも金属に富み、星形成率が高い領域で発生することが観測されている。[190]次の表は、中心核崩壊型超新星の主なタイプの祖先と、その近傍で観測されたおおよその割合を示している。
重力崩壊型超新星に至るまでの恒星の進化のモデル化と観測を調和させることは、多くの困難を伴う。赤色超巨星は、重力崩壊型超新星の大部分の元となる星であり、観測されているが、質量と光度がそれぞれ約 18 M ☉と 100,000 L ☉未満と比較的低いものに限られている。II 型超新星の元となる星のほとんどは検出されておらず、かなり暗く、おそらく質量も小さいはずである。この矛盾は、赤色超巨星問題と呼ばれている。[191]これは、この用語の造語者でもある Stephen Smartt によって 2009 年に初めて説明された。Smartt らは、超新星の体積制限探索を行った後、II-P 型超新星が形成される質量の下限と上限が8.5+1
−1.5 M ☉とそれぞれ16.5 ± 1.5 M ☉である。前者は白色矮星の祖先が形成されると予想される質量の上限と一致するが、後者は局部銀河群の巨大な星の集団とは一致しない。[192]目に見える超新星爆発を起こす赤色超巨星の上限は19+4
−2 M ☉ . [191]
質量の大きい赤色超巨星は超新星として爆発せず、より高温の方向へ進化すると考えられている。IIb型超新星の祖先はいくつか確認されており、K型とG型の超巨星と、A型の超巨星が1つある。[193]黄色超巨星またはLBVはIIb型超新星の祖先として提案されており、観測可能なほど近いIIb型超新星のほとんどすべてにそのような祖先が見つかっている。[194] [195]
青色超巨星は、その高輝度と検出の容易さから、確認された超新星の祖先として予想外に高い割合を占めているが、ウォルフ・ライエの祖先はまだ一つも明確に特定されていない。[193] [196]モデルでは、青色超巨星がどのようにして質量を失い、別の進化段階に進まずに超新星に達するのかを示すことが困難であった。ある研究では、低輝度の赤色超巨星後の明るい青色変光星が崩壊する可能性のある経路が示されており、おそらくIIn型超新星である。[197] IIn型超新星の高温の明るい祖先の例がいくつか検出されている。SN 2005gyとSN 2010jlはどちらも明らかに大質量の明るい星だが、非常に遠い。SN 2009ipは、 LBVであった可能性が高い非常に明るい祖先を持っていたが、正確な性質が議論されている特異な超新星である。[193]
Ib/c型超新星の祖先は全く観測されておらず、その明るさの制限は既知のWC型星のそれよりも低いことが多い。[193] WO型星は極めて稀で視覚的にも比較的暗いため、そのような祖先が行方不明なのか、まだ観測されていないだけなのかを判断することは難しい。非常に明るい祖先は、そのような祖先が鮮明に撮影できるほど近い距離で多数の超新星が観測されているにもかかわらず、確実に特定されていない。[196]ポピュレーションモデリングによると、観測されたIb/c型超新星は、相互作用する連星系からの単一の大質量星と外殻を剥がれた星の混合物によって再現できる可能性がある。[127]通常のIb型およびIc型超新星の祖先が明確に検出されないままである理由は、ほとんどの大質量星が超新星爆発を起こさずに直接ブラックホールに崩壊するためである可能性がある。これらの超新星のほとんどは、連星系の低質量低光度のヘリウム星から生成される。少数は高速で回転する大質量星から発生する可能性があり、これは長時間ガンマ線バーストに関連する高エネルギーのIc-BL型イベントに対応する可能性が高い。[193]
外部からの影響
超新星現象は、周囲の星間物質全体に散らばるより重い元素を生成します。超新星からの衝撃波が拡大すると、星の形成が引き起こされます。銀河宇宙線は、超新星爆発によって生成されます。
重元素の供給源
超新星は、酸素からルビジウムに至るまでの星間物質中の元素の主な供給源であるが、[198] [199] [200]スペクトル中に生成される、または観測される元素の理論的な存在比は、様々な超新星のタイプによって大きく異なる。[200] Ia型超新星は、主にシリコンと鉄ピーク元素、ニッケルや鉄などの金属を生成する。[201] [202]コア崩壊型超新星は、Ia型超新星よりも鉄ピーク元素の放出量がはるかに少ないが、酸素やネオンなどの軽いアルファ元素や、亜鉛よりも重い元素をより大量に放出する。後者は、電子捕獲型超新星で特に顕著である。[203] II型超新星によって放出される物質の大部分は水素とヘリウムである。[204]重元素は、以下によって生成される。 34 Sまでの原子核の核融合。36 Ar から56 Niまでの原子核では、シリコン燃焼中にシリコン光分解再配置と準平衡が起こります。鉄より重い元素では、超新星の崩壊中に中性子が急速に捕獲されます ( r 過程)。r 過程は、中性子を多く含み、より安定した形に急速にベータ崩壊する非常に不安定な原子核を生成します。超新星では、r 過程反応は鉄以外の元素の同位体の約半分を占めますが、 [205]中性子星の合体がこれらの元素の多くの主な天体源である可能性があります。[198] [206]
現代の宇宙では、古い漸近巨星分枝（AGB）星が酸化物、炭素、s過程元素から生じる塵の主な発生源となっている。[198] [207]しかし、AGB星が形成される前の初期の宇宙では、超新星が塵の主な発生源であった可能性がある。[208]
恒星進化における役割
多くの超新星の残骸は、コンパクトな天体と急速に膨張する物質の衝撃波で構成されています。この物質の雲は、最大2世紀続く自由膨張期に周囲の星間物質を巻き込みます。その後、波は徐々に断熱膨張期に入り、約1万年かけてゆっくりと冷却され、周囲の星間物質と混ざり合います。[209]
ビッグバンでは水素、ヘリウム、微量のリチウムが生成されたが、より重い元素はすべて恒星、超新星、中性子星同士の衝突で合成された（したがって、間接的には超新星による）。超新星は、周囲の星間物質を水素とヘリウム以外の元素で豊かにする傾向があり、天文学者は通常、これらの元素を「金属」と呼んでいる。[210]これらの放出された元素は、最終的に星形成の場である分子雲を豊かにする。 [211]したがって、各恒星の世代はわずかに異なる組成を持ち、水素とヘリウムのほぼ純粋な混合物から、より金属に富んだ組成へと変化する。超新星は、核融合期間中に恒星で形成されるこれらのより重い元素を分配する主要なメカニズムである。恒星を形成する物質中の元素の存在量の違いは恒星の寿命に重要な影響を及ぼし、[210] [212]恒星を周回する惑星の存在の可能性にも影響を与える可能性がある。金属量の多い恒星の周りには、より多くの巨大惑星が形成される。 [213] [214]
膨張する超新星残骸の運動エネルギーは、宇宙空間にある近くの高密度の分子雲を圧縮することで星形成を誘発する可能性があります。[215]また、乱流圧力の増加により、雲が余分なエネルギーを放出できない場合、星形成が妨げられることもあります。[216]
短寿命放射性同位元素の娘核種からの証拠は、近くの超新星が45億年前に太陽系の構成を決定するのに役立ち、この系の形成を引き起こした可能性さえあることを示しています。[217]
高速電波バースト（FRB）は、通常数ミリ秒しか持続しない強力で一時的な電波パルスである。この現象には多くの説明が提案されているが、中心核崩壊型超新星によって生成されたマグネターが有力な候補である。[218] [219] [220] [221]
宇宙線
超新星残骸は銀河の一次宇宙線の大部分を加速していると考えられているが、宇宙線生成の直接的な証拠は少数の残骸でしか見つかっていない。パイオン崩壊によるガンマ線は超新星残骸IC 443とW44から検出されている。これらは残骸からの加速された陽子が星間物質に衝突したときに生成される。[222]
重力波
超新星は潜在的に強力な重力波の銀河源であるが[223]、これまで検出されていない。これまでに検出された唯一の重力波イベントは、超新星の残骸である可能性のあるブラックホールと中性子星の合体によるものである。[224]ニュートリノ放出と同様に、コア崩壊型超新星によって生成された重力波は、光に影響を与える遅延なしに到達すると予想されます。したがって、それらは他の手段では得られないコア崩壊プロセスに関する情報を提供する可能性があります。超新星モデルによって予測されるほとんどの重力波信号は持続時間が短く、1秒未満であるため、検出が困難です。ニュートリノ信号の到着を使用すると、重力波を探す時間枠を特定できるトリガーが提供され、重力波を背景ノイズと区別するのに役立ちます。[225]
地球への影響
地球近傍超新星は、地球の生物圏に顕著な影響を及ぼすほど地球に近い超新星である。超新星の種類とエネルギーによっては、3,000光年も離れている可能性がある。1996年には、過去の超新星の痕跡が岩石層の金属同位体シグネチャの形で地球上で検出できる可能性があるという理論が立てられた。後に、太平洋の深海岩石で鉄60の濃縮が報告された。[226] [227] [228] 2009年には、南極の氷で硝酸イオンの濃度が上昇しているのが発見されたが、これは1006番目と1054番目の超新星と同時期であった。これらの超新星からのガンマ線は、氷に閉じ込められた窒素酸化物の大気濃度を高めた可能性がある。[229]
歴史的に、近くの超新星は地球上の生物の多様性に影響を与えてきた可能性がある。地質学的記録によると、近くの超新星現象は宇宙線の増加につながり、その結果、より寒冷な気候をもたらした。極と赤道の間の温度差が大きくなると、風が強くなり、海洋の混合が増加し、大陸棚に沿った浅瀬に栄養分が運ばれるようになった。これにより、生物多様性が高まった。[230] [231]
Ia型超新星は、地球に十分近い場所で発生した場合、潜在的に最も危険であると考えられています。これらの超新星は、暗く一般的な白色矮星の連星系から発生するため、地球に影響を与える可能性のある超新星は、予期せず、十分に研究されていない恒星系で発生する可能性があります。最も近い既知の候補は、約150光年離れたペガスス座IK星（HR 8210）ですが、 [232] [233]観測によると、白色矮星がIa型超新星になるために必要な臨界質量を獲得するには、19億年かかる可能性があります。[234]
2003年の推定によれば、地球のオゾン層の半分を破壊するには、II型超新星は8パーセク（26光年）より近い距離で発生する必要があるが、約500光年より近い距離ではそのような候補は存在しない。[235]
天の川候補
天の川銀河の次の超新星は、たとえ銀河の向こう側で発生したとしても、おそらく検出できるだろう。それは目立たない赤色超巨星の崩壊によって生成される可能性が高く、2MASSなどの赤外線調査ですでにカタログ化されている可能性が非常に高い。次の中心核崩壊型超新星が、黄色極超巨星、高輝度青色変光星、ウォルフ・ライエ星など、異なるタイプの大質量星によって生成される可能性は低い。次の超新星が白色矮星によって生成されるIa型である可能性は、中心核崩壊型超新星の約3分の1と計算されている。ここでも、どこで発生しても観測できるはずだが、その前駆物質が観測される可能性は低い。Ia型前駆物質系がどのようなものかさえ正確にはわかっておらず、数パーセクを超えて検出することは困難である。天の川銀河における超新星爆発の発生率は1世紀あたり2～12個と推定されているが、実際には数世紀にわたって観測されていない。[144]
統計的には、コア崩壊型超新星の最も一般的な種類はII-P型で、この型の祖先は赤色超巨星である。[237]これらの超巨星のうち、コア内で重元素の融合が最終段階にあり、何百万年も寿命が残っているものを特定することは難しい。最も質量の大きい赤色超巨星は、コアが崩壊する前に大気を放出し、ウォルフ・ライエ星に進化する。すべてのウォルフ・ライエ星は、ウォルフ・ライエ段階から100万年ほどで寿命を終えるが、やはりコア崩壊に最も近いものを特定することは難しい。爆発までに数千年しかかからないと予想されるクラスの1つは、コアのヘリウムを使い果たしたことが知られているWOウォルフ・ライエ星である。[238]そのうち8つだけが知られており、そのうち4つだけが天の川銀河にある。[239]
近傍のよく知られた恒星の多くが、重力崩壊型超新星の候補として特定されている。高質量の青い恒星スピカとリゲル[240]、赤色超巨星ベテルギウス、アンタレス、ケフェウスVV座A [241]、[242]、[243]黄色極超巨星カシオペヤ座ロー[244]、すでに超新星偽物を生み出した明るい青色変光星イータカリーナ[245] 、そしてレゴールまたはガンマ・ベロルム系の両方の構成要素である青色超巨星とウォルフ・ライエ星[246] [247] 。南の星座であるクルックスにある2つの明るい恒星系、ミモザとアクルックスには、超新星として爆発するのに十分な質量を持つ青い恒星が含まれている。[248] [249]ガンマ線バーストの起源となる可能性がある（可能性は低い）として悪名高い天体として、例えばWR 104が挙げられる。[250]
Ia型超新星の候補の特定は、はるかに推測的なものである。白色矮星が集積する連星系であれば、超新星を発生させる可能性があるが、その正確なメカニズムとタイムスケールは依然として議論の的となっている。これらの系は暗く、特定が難しいが、新星と再発新星は、都合よく自らを宣伝する系である。その一例がU Scorpiiである。[251]
参照
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- 超新星の一覧
- 超新星残骸のリスト
- クォーク新星 – 中性子星がクォーク星に変化することによって起こるとされる激しい爆発
- 超高輝度超新星 - 標準的な超新星よりも少なくとも10倍明るい超新星
- フィクションにおける超新星
- 白色矮星、中性子星、超新星のタイムライン – 知識と記録の発展の時系列リスト
- コラプサー – 重力崩壊を起こした恒星
- 極超新星 – 異常に高い速度で大きな質量を放出する超新星
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SNIaの理論モデルは、爆発メカニズムの不確実性のため、限られたままである。 [...] SNIa 爆発は、チャンドラセカール質量限界である太陽質量の約 1.4 倍に近いかそれ以下の質量を持つ
12
C/
16
O 白色矮星 (WD) の高速熱核燃焼によって引き起こされます [...] ただし、この一般的な説明を超えて、SNIa の正確なメカニズムは不明のままであり、いくつかのシナリオが考えられます。
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さらに読む
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、超新星に関連するメディアがあります。
- Tsvetkov, D. Yu.; Pavlyuk, NN; Bartunov, OS; Pskovskii, YP 「シュテルンベルク天文学研究所の超新星カタログ」。モスクワ大学シュテルンベルク天文学研究所。2006年11 月 28 日閲覧。検索可能なカタログ
- 「オープンスーパーノヴァカタログ」。GitHub 。 2022年10月6日。超新星の光度曲線とスペクトルのオープンアクセスカタログ。
- 「IAU指定の超新星一覧」。IAU : 天文電報中央局。 2010年10月25日閲覧。
