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超新星（複数形：超新星）とは、恒星が起こす強力で明るい爆発現象です。超新星は、大質量星の進化の最終段階、あるいは白色矮星が暴走核融合を起こした際に発生します。原始星と呼ばれる元の天体は、中性子星や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、数週間から数ヶ月かけて徐々に弱まる前に、銀河全体の光度に匹敵するほどになることがあります。
私たちの銀河系では、超新星は平均して61年に一度発生すると予想されていますが、最後に観測されたのは1604年の ケプラーの超新星でした。SN 1987Aは、私たちの銀河系の伴銀河である大マゼラン雲で1987年に発生しました。遠方の銀河では、通常、毎年数千個の超新星が観測されています。
理論的な研究によると、ほとんどの超新星は、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。
超新星は、数太陽質量もの物質を光速の数パーセントにも達する速度で放出します。これにより、周囲の星間物質に膨張する衝撃波が発生し、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、星間物質中の元素の主要な供給源です。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要な発生源です。また、重力波を発生させる可能性もあります。
天文学的手法で研究された最初の超新星は、 1572年のティコ・ブラーエの超新星と1604年のケプラーの超新星であり、どちらも天の川銀河にあり、肉眼で見ることができた。歴史的記録の分析によると、望遠鏡による発見を除けば、過去2000年間に観測された超新星は10個未満である。[ 1 ]： 6
天の川銀河内の最近の超新星残骸の観測と、他の銀河の超新星の研究を合わせると、これらの強力な恒星爆発は、平均して1世紀あたり約1.6～4.6回、私たちの銀河で発生していることが示唆されます。 [ 2 ] [ 3 ]
1987年、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲に超新星SN 1987Aが現れた。この銀河は、観測しやすい空域に位置していた。SN 1987Aについては、太陽以外の天体ニュートリノの唯一の測定を含む、多くの天文観測が行われた。この現象は、青色超巨星の爆発によるものとされた。[ 4 ]
超新星という言葉は、複数形はsupernovae ( / - v iː / ) またはsupernovasで、SN または SNe と略されることが多い。これは、一時的に明るい新しい星のように見えるものを指すラテン語の nova に由来する。接頭辞「super-」を付けることで、超新星は、はるかに光度の低い通常の新星と区別される。超新星という言葉は、1931 年に天体物理学の講義で使い始めたWalter BaadeとFritz Zwickyによって造語された。 [ 5 ] [ 6 ]学術論文での最初の使用は、翌年にKnut Lundmarkの出版物で、彼は独自にこの言葉を造語した可能性がある。[ 6 ] [ 7 ]
恒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、数ヶ月に及ぶこともあるため、肉眼で観測できる可能性は一生に一度程度である。典型的な銀河にある1000億個の恒星のうち、超新星になる能力を持つのはごくわずかであり、その能力は質量が大きい恒星と、少なくとも1つの白色矮星を持つ稀な連星系に属する恒星に限られる。[ 8 ]
カシミールのブルザハマ地域にある岩の彫刻は、紀元前4500 ± 1000 年に新星HB9と思われるものを示した[ 9 ]は、先史時代の人々による超新星の記録として主張されているものの検証できない多くの記録の中で最も古いものである。[ 10 ]最初に広く記録された超新星は、西暦1006年にオオカミ座で観測されたSN 1006である。[ 11 ]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。[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]
かに星雲を生成した超新星SN 1054は、西暦1054年に中国の天文学者によって記録された。[ 15 ]肉眼で観測された最新の天の川の超新星SN 1572とSN 1604は、月と惑星の外側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た。 [ 16 ]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明るさの推定を続けた。[ 17 ]これは、ティコ・ブラーエがカシオペヤ座のSN 1572を観測した後、一世代で観測された2番目の超新星だった。[ 18 ]
銀河系で最も若い既知の超新星であるG1.9+0.3は、19世紀後半に発生したという証拠がいくつかあり、1680年頃のカシオペヤ座Aよりもかなり最近のことである。 [ 19 ]どちらも当時は注目されなかった。G1.9+0.3の場合、銀河円盤面に沿った塵による高い消光が、その現象を十分に暗くして気づかれなかった可能性がある。カシオペヤ座Aの状況はそれほど明確ではない。赤外線エコーが検出されており、特に高い消光領域ではなかったことが示されている。[ 20 ]
天体望遠鏡の開発により、より暗く遠方の超新星の観測と発見が可能になった。そのような最初の観測は、アンドロメダ銀河のSN 1885Aであった。10年後、さらに2つの超新星、SN 1895AとSN 1895BがそれぞれNGC 4424とNGC 5253で発見された。[ 29 ] [ 30 ]当初は単に新しいカテゴリーの新星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「上位クラス新星」、「主新星」、または「巨大新星」などと呼ばれた。[ 31 ]「超新星」という名称は、1931年にカリフォルニア工科大学で行われたウォルター・バーデとフリッツ・ツヴィッキーの講義で造語されたと考えられている。1933年にクヌート・ルンドマークが発表した論文[ 32 ]や、1934年にバーデとツヴィッキーが発表した論文[ 33 ]では、「super-Novae」という名称が使われた。1938年までにはハイフンは使われなくなり、現在の名称が使われるようになった[ 34 ] 。
ルドルフ・ミンコフスキーとフリッツ・ツヴィッキーは、1941年から現代の超新星分類体系を開発しました。[ 35 ] 1960年代には、天文学者たちは超新星の最大強度を標準光源、すなわち天文学的距離の指標として利用できることを発見しました。[ 36 ] 2003年に観測された最も遠方の超新星の中には、予想よりも暗く見えるものがありました。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。[ 37 ]観測記録のない超新星現象を再構築するための技術が開発されました。カシオペヤ座Aの超新星現象の日付は星雲からの光の反射から決定され、[ 38 ]超新星残骸RX J0852.0-4622の年齢は温度測定[ 39 ]と44の放射性崩壊からのガンマ線放出から推定されました。Ti . [ 40 ]
これまで記録された中で最も明るい超新星は、3.82ギガ光年離れたASASSN-15lhです。これは2015年6月に初めて検出され、ピーク時には5700億L☉に達し、これは他の既知の超新星のボロメトリック光度の2倍です。 [ 42 ]この超新星の性質については議論があり、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。[ 43 ]
SN 2013fs は、2013 年 10 月 6 日に発生した超新星爆発から 3 時間後に、中間パロマー過渡現象観測所によって記録されました。これは、爆発後最も早く観測された超新星の 1 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超新星です。この星は、ペガスス座の1億 6000万光年離れたNGC 7610という名前の渦巻銀河に位置しています。 [ 44 ] [ 45 ]
超新星SN 2016gkgは、2016年9月20日にアルゼンチンのロサリオ在住のアマチュア天文家ビクター・ブソによって発見された。 [ 46 ] [ 47 ]これは、光学的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事例であった。[ 46 ]崩壊前のハッブル宇宙望遠鏡の画像から、その前駆星が特定されている。天文学者のアレックス・フィリッペンコは、「星が爆発し始めた最初の瞬間の観測は、他の方法では直接得られない情報を提供する」と述べている。[ 46 ]
超新星は銀河内では比較的まれな現象で、天の川銀河では1世紀に約3回しか発生しないため[ 3 ]、研究に適した超新星の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ります。今日では、アマチュアおよびプロの天文学者が毎年約2000個の超新星を発見しており、中には最大光度に近いものもあれば、古い天文写真や乾板に写っているものもあります。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ません。通常、発見されたときには既に進行中です[ 48 ] 。超新星を距離測定の標準光源として使用するには、その最大光度を観測する必要があります。したがって、最大光度に達するずっと前に発見することが重要です。プロの天文学者をはるかに上回る数のアマチュア天文学者は、光学望遠鏡でより近い銀河のいくつかを観測し、以前の写真と比較することによって、超新星の発見に重要な役割を果たしてきました[ 49 ] 。
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制御の望遠鏡やCCDにますます頼るようになった。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仕様の設備もある。[ 50 ]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を早期に警告する。[ 51 ] [ 52 ]ニュートリノは超新星によって大量に生成される素粒子であり、銀河円盤の星間ガスや塵によって大きく吸収されない。[ 53 ]
超新星の探索は、比較的近距離の現象に焦点を当てたものと、遠距離の現象を探索するものの 2 つのクラスに分類されます。宇宙の膨張により、既知の放射スペクトルを持つ遠方の天体までの距離は、そのドップラーシフト(または赤方偏移)を測定することによって推定できます。平均的に、遠方の天体は近くの天体よりも大きな速度で後退するため、赤方偏移が大きくなります。したがって、探索は高赤方偏移と低赤方偏移に分かれ、境界はスペクトルの周波数シフトの無次元量である z = 0.1～0.3 の赤方偏移範囲付近に位置します。[ 54 ]
高赤方偏移での超新星の探索では、通常、超新星の光度曲線の観測が行われます。これらは、ハッブル図を作成し、宇宙論的予測を行うための標準光源または較正光源として役立ちます。超新星の物理学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す。[ 55 ] [ 56 ]低赤方偏移の観測は、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側の端を固定します。 [ 57 ] [ 58 ]
サーベイプログラムによって検出される超新星の数が急速に増加するにつれて、観測データ（光度減衰曲線、位置天文学、超新星前観測、分光法）の収集がまとめられてきました。2018年にまとめられたPantheonデータセットは、1048個の超新星の詳細を記述しています。[ 59 ] 2021年には、このデータセットは18の異なるサーベイから得られた1550個の超新星の1701個の光度曲線に拡張され、3年未満で50%増加しました。[ 60 ]
超新星の発見は、国際天文学連合の中央天文電報局に報告され、同局はその超新星に付けた名前を記載した回覧文書を送付する。[ 61 ]名前は、 SNという接頭辞に発見年を、1～4 文字の記号を接尾辞として付けて形成される。その年の最初の 26 個の超新星は、 AからZまでの大文字で指定される。次に、小文字のペアが使用される。aa 、abなど。[ 62 ] zz の次はaaa、次に aab、aac など。
したがって、例えば、SN 2003C は 2003 年に報告された 3 番目の超新星を表します。[ 62 ] 2005 年に最後に報告された超新星 SN 2005nc は 367 番目の超新星でした (14 × 26 + 3 = 367)。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 という名称です。[ 63 ] SN 2021afdxは 4 文字の接尾辞の例です。
歴史上の超新星は、発生した年で単純に知られています。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）などです。[ 64 ] 1885年以降は、その年に発見された超新星が1つだけであっても、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）。これはSN 1947Aで最後に起こりました。[ 65 ]
1987年までは2文字の表記はほとんど必要ありませんでしたが、1988年以降は毎年必要になっています。[ 65 ] 2000年以降、プロと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ます（2007年は572個、2008年は261個、2009年は390個、2013年は231個）。[ 66 ] [ 63 ] 2016年以降、発見数の増加に伴い、3文字の表記も定期的に追加されるようになりました。[ 65 ]
天文学者は、超新星をその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します。超新星のスペクトルに水素の線（可視光領域ではバルマー系列として知られています）が含まれている場合はタイプIIに分類され、そうでない場合はタイプIに分類されます。これら2つのタイプのそれぞれに、他の元素の線の存在または光度曲線の形状（超新星の見かけの等級を時間の関数として表したグラフ）に応じて細分化があります。[ 67 ] [ 68 ]
I型超新星はスペクトルに基づいて細分化され、Ia型は強い電離シリコン吸収線を示します。この強い吸収線を持たない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型はそれを欠いています。歴史的に、I型超新星の光度曲線はすべて大まかに似ており、有用な区別をするには似すぎていると考えられていました。[ 69 ]光度曲線の変動は研究されてきましたが、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ます。[ 68 ]
Ia型超新星のごく一部は、非標準的な光度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、同様の特徴を示す最も初期の例を参照して分類されます。たとえば、低光度SN 2008haは、 SN 2002cx型またはIa-2002cx型と呼ばれることがよくあります。[ 70 ]
Ic型超新星のごく一部は、非常に広がり、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ます。これらはIc-BL型またはIc-bl型に分類されています。[ 71 ]
カルシウムに富む超新星は、スペクトル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まれなタイプです。[ 72 ] [ 73 ]モデルによると、水素に富む星ではなく、ヘリウムに富む伴星から物質が降着したときに発生すると考えられています。スペクトルにヘリウム線があるため、Ib型超新星に似ていることがありますが、その前駆星は大きく異なると考えられています。[ 74 ]
Ien型は、超新星SN 2021yfjの観測結果を説明するために提案された。[ 75 ]水素、ヘリウム、炭素の外層を失ったこの星は、爆発直前に、死にゆく星ではあまり見られない元素であるケイ素、硫黄、アルゴンの珍しい隠れた層を放出した。[ 76 ]爆発中、星の核からの物質がガス状の殻と衝突し、衝突の熱によってケイ素と硫黄の層が光った。この爆発は、星が完全に剥ぎ取られても、非常に遠くからでも観測できるほどの明るい爆発を起こすことができることを示した。この発見は、長年理論化されてきたが観測が困難だった大質量星の内部構造の直接的な証拠を提供した。[ 76 ]この型の名称では、「e」は内部構造におけるケイ素/硫黄層の位置を表し、「n」は狭い輝線を表す。[ 75 ]
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ます。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しますが、SN 2005glのように、スペクトルに比較的狭い特徴を持つものもあります。これらは IIn 型と呼ばれ、「n」は「狭い」を意味します。[ 68 ]
SN 1987K [ 78 ]やSN 1993Jのような超新星の中には、タイプが変化するものもある。初期には水素のスペクトル線を示すが、数週間から数ヶ月かけてヘリウムのスペクトル線が支配的になる。 「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表すために使われる。[ 68 ]
通常のスペクトルを持ち、減光期を通して幅広い水素線が支配的なII型超新星は、光度曲線に基づいて分類される。最も一般的なタイプは、光度がピークに達した直後に光度曲線に特徴的な「プラトー」が現れ、数ヶ月間は視光度が比較的一定に保たれた後、減光が再開する。これらはプラトーにちなんでII-P型と呼ばれる。あまり一般的ではないが、明確なプラトーを持たないII-L型超新星もある。「L」は「線形」を意味するが、光度曲線は実際には直線ではない。[ 68 ]
通常の分類に当てはまらない超新星は、特異な超新星、または「pec」と呼ばれます。[ 68 ]
ツビッキーは、タイプIまたはタイプII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ました。NGC 4303のSN 1961iはタイプIII超新星クラスのプロトタイプであり唯一のメンバーで、光度曲線の最大値が広く、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が特徴でした。[ 69 ] NGC 3003のSN 1961fはタイプIVクラスのプロトタイプであり唯一のメンバーで、光度曲線はタイプII-P超新星に似ており、水素吸収線はありますが、水素輝線は弱いです。[ 69 ]タイプVクラスはNGC 1058のSN 1961Vのために名付けられました。これは、明るさの上昇が遅く、最大光度が数ヶ月続き、異常な放射スペクトルを持つ、珍しい暗い超新星または超新星偽物です。SN 1961Vとイータカリーナ大爆発との類似性が指摘されました。 [ 79 ] M101 (1909 年) と M83 (1923 年と 1957 年) の超新星も、タイプ IV またはタイプ V の超新星である可能性が示唆された。[ 80 ]
これらのタイプは現在ではすべて特異なタイプII超新星（IIpec）として扱われており、さらに多くの例が発見されているが、SN 1961VがLBVの爆発に続く真の超新星だったのか、それとも偽物だったのかについては依然として議論されている。[ 69 ] [ 81 ]
上の表にまとめられているように、超新星の型コードは分類学的なものです。型番号は、超新星から観測される光に基づいており、必ずしもその原因に基づいているわけではありません。例えば、Ia型超新星は、退化した白色矮星を前駆星とする暴走核融合反応によって生成されますが、スペクトル的に類似したIb/c型超新星は、質量が大きく剥ぎ取られた前駆星の核崩壊によって生成されます。
白色矮星は、伴星から十分な物質を集めて中心温度を炭素核融合に点火する のに十分な温度まで上昇させ、その時点で暴走核融合を起こして完全に破壊される可能性がある。この爆発が起こると理論的には 3 つの経路がある。伴星からの安定した物質の降着、2 つの白色矮星の衝突、またはシェル内で点火を引き起こし、その後中心核に点火する降着である。Ia 型超新星が生成される主なメカニズムは依然として不明である。[ 83 ] Ia 型超新星がどのように生成されるかについての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、銀河間距離にわたって有用な標準光源である。特性の緩やかな変化や高赤方偏移での異常光度超新星の異なる頻度、および光度曲線の形状またはスペクトルによって識別される明るさの小さな変動を補正するために、いくつかの較正が必要である。[ 84 ] [ 85 ]
この種の超新星が形成される方法はいくつかありますが、それらは共通の根本的なメカニズムを共有しています。炭素-酸素白色矮星が、約 1.44太陽質量のチャンドラセカール限界[ 86 ] (非回転星の場合) に達するのに十分な物質を集積すると、電子縮退圧[ 87 ] [ 88 ]によって質量の大部分を支えることができなくなり、崩壊が始まります。しかし、現在の見解では、この限界は通常は達成されません。崩壊が始まる前に、星が限界に近づくにつれて (約 1% 以内まで) 中心部の温度と密度が上昇し、炭素核融合が点火されます[ 89 ]。[ 86 ]対照的に、主に酸素、ネオン、マグネシウムで構成される中心部の場合、崩壊する白色矮星は通常、中性子星を形成します。この場合、崩壊中に放出されるのは星の質量のほんの一部だけです。[ 88 ]
崩壊過程の数秒以内に、白色矮星内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 ) [ 90 ]超新星爆発で星を束縛から解き放つ。 [ 91 ]外向きに膨張する衝撃波が発生し、物質は 5,000〜20,000 km/sの速度、つまり光速の約 3% に達する。光度も大幅に増加し、絶対等級−19.3 ( 太陽の 50 億倍の明るさ) に達し、ほとんど変化しない。[ 92 ]
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つの星のうち質量が大きい方が先に主系列から外れ、膨張して赤色巨星となる。2つの星は共通の外層を共有し、互いの軌道が縮小する。巨星は外層の大部分を放出し、核融合を継続できなくなるまで質量を失う。この時点で、主に炭素と酸素からなる白色矮星となる。[ 93 ]やがて伴星も主系列から外れて赤色巨星となる。巨星からの物質が白色矮星に集積し、白色矮星の質量が増加する。この大惨事の開始と、そこで生成される重元素の正確な詳細は依然として不明である。[ 94 ]
Ia型超新星は、発生後に特徴的な光度曲線（時間に対する光度のグラフ）を生成する。この光度は、56の放射性崩壊によって生成される。Niから56までCoから56Fe . [ 92 ]通常の Ia 型超新星の光度曲線のピーク光度は極めて一貫しており、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、一定タイプの前駆星から徐々に質量を獲得して発生し、一定した典型的な質量を獲得したときに爆発するため、非常に類似した超新星の状態と挙動が生じるためです。これにより、宿主銀河までの距離を測定するための二次[ 95 ]標準光源として使用できます。 [ 96 ]
Ia型超新星の形成に関する2番目のモデルは、2つの白色矮星の合体であり、合体した質量が一時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。[ 97 ]これは、両方の星が縮退白色矮星であることから、二重縮退モデルと呼ばれることもある。このペアの質量と化学組成の組み合わせによって、この種の現象には大きなばらつきがあり、[ 98 ]多くの場合、超新星が全く発生しないこともあり、その場合は、より一般的なIa型超新星よりも光度曲線が低くなる。[ 99 ]
異常に明るいIa型超新星は、白色矮星がすでにチャンドラセカール限界を超える質量を持っている場合に発生し、[ 100 ]非対称性によってさらに増幅される可能性があり、[ 101 ]しかし放出される物質の運動エネルギーは通常よりも小さくなります。この超チャンドラセカール質量シナリオは、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。[ 102 ]
非標準的な Ia 型超新星には正式な下位分類はありません。白色矮星にヘリウムが降着する際に発生する低光度超新星群をIax 型に分類することが提案されています。[ 103 ] [ 104 ]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ります。[ 105 ]
特定のタイプの超新星は、Ia型のように白色矮星の爆発に由来しますが、白色矮星が水素に富む星周物質のエンベロープに囲まれているためか、スペクトルに水素線が含まれています。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。[ 106 ]
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。[ 107 ] [ 108 ]
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中心核を維持できなくなると、中心核崩壊を起こすことがあります。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爆発が発生します。崩壊によって恒星の外層が激しく放出され、超新星爆発が起こる可能性があります。しかし、重力ポテンシャルエネルギーの放出が不十分な場合、恒星は代わりにブラックホールや中性子星に崩壊し、放射エネルギーはほとんど放出されない可能性があります。[ 109 ]
コア崩壊は、チャンドラセカール限界を超えること、電子捕獲、ペア不安定性、または光崩壊など、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。[ 109 ] [ 110 ] [ 111 ]
下の表は、大質量星における中心核崩壊の既知の原因、それが起こる星の種類、それに関連する超新星の種類、および生成される残骸を示しています。金属量とは、太陽と比較した水素または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を太陽質量の倍数で表したものですが、超新星爆発時の質量はそれよりはるかに低い場合もあります。[ 109 ]
IIn型超新星は表には記載されていません。これらは、さまざまな前駆星におけるさまざまなタイプの核崩壊によって生成される可能性があり、Ia型白色矮星の点火によっても生成される可能性がありますが、ほとんどは高光度超巨星または超巨星（LBVを含む）の鉄核崩壊によるものと思われます。これらの超新星の名前の由来となっている狭いスペクトル線は、超新星が星周物質の小さな高密度雲に膨張しているために発生します。[ 112 ]想定されるIIn型超新星のかなりの割合は、超新星偽物、つまりイータ・カリーナの大噴火に似たLBV型星の大規模な噴火であるようです。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生成し、新たに放出された物質との相互作用によって衝撃波を引き起こします。[ 113 ]
恒星の核が重力に支えられなくなると、70,000 km/s (0.23 c ) の速度で崩壊し、 [ 115 ]温度と密度が急激に上昇します。その後の展開は、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、高質量の縮退核はほぼ完全にブラックホールに崩壊し、非縮退核は暴走核融合を起こします。[ 114 ] [ 116 ]
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します。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、ニュートリノの放出は遮断されます。内核は最終的に直径が典型的には30 kmに達し[ 117 ]、密度は原子核の密度に匹敵し、中性子縮退圧が崩壊を止めようとします。コアの質量が太陽質量の約 15 倍を超えると、中性子縮退だけでは崩壊を止めるのに不十分になり、超新星爆発を起こさずに直接ブラックホールが形成されます。[ 110 ]
質量が小さいコアでは崩壊が停止し、新たに形成された中性子コアの初期温度は約1000 億ケルビン、太陽のコアの温度の6000倍になります。[ 114 ]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出によって効率的に生成されます。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多く存在します。[ 118 ]約10⁴⁶ジュール （恒星の静止質量の約10%）のエネルギーが、10秒間のニュートリノバーストに変換され、これがこの現象の主な出力となる。[ 117 ] [ 119 ]突然停止した中心核の崩壊は反動を起こし、衝撃波を発生させる。この衝撃波は、重元素の解離によってエネルギーが失われるにつれて、数ミリ秒以内に外核で停止する。 [ 120 ]この過程はまだ十分に解明されていない。コアの外層が周囲を再吸収できるようにする必要がある ニュートリノパルスから10⁴⁴ジュール[119]（1 foe）のエネルギーが発生し、目に見える明るさを生み出したが、爆発のエネルギー源となる他の理論も存在する[ 117 ] 。
外層からの物質の一部は中性子星に落下し、約8 M☉を超えるコアでは、ブラックホールを形成するのに十分な量の落下物があります。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は減少しますが、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を引き起こす相対論的ジェットを生成することもあります。[ 121 ]
巨大な非縮退核の崩壊は、さらなる核融合を引き起こす。[ 116 ]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、酸素核融合が始まり、崩壊が停止する可能性がある。核質量が40～60太陽質量の場合、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。核質量が約60～130太陽質量の場合、酸素とより重い元素の核融合は非常にエネルギーが高く、星全体が破壊され、超新星爆発を引き起こす。質量範囲の上限では、放出された数太陽質量の物質のために、超新星は異常に明るく、非常に長寿命となる。56 Ni。さらに大きなコア質量の場合、コア温度が光崩壊を可能にするほど高くなり、コアは完全にブラックホールに崩壊します。[ 122 ] [ 110 ]
初期質量が約8 M☉未満の星は、崩壊するほど大きな中心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☉ [ 123 ] ) の星は複雑な進化を遂げ、中心核でより高温でより重い元素を徐々に燃焼させます。[ 117 ] [ 124 ]星はタマネギのように層状になり、より容易に融合する元素の燃焼はより大きな殻で起こります。[ 109 ] [ 125 ]一般的には鉄の核を持つタマネギとして説明されますが、最も質量の小さい超新星の起源星は酸素-ネオン(-マグネシウム) の核しか持っていません。これらの超 AGB 星は、より質量の大きい起源星からの超新星よりも光度が低く、そのため観測される頻度は低いものの、中心核崩壊型超新星の大部分を形成している可能性があります。[ 123 ]
恒星がまだ水素外層を持っている超巨星段階で中心核崩壊が起こると、結果としてII型超新星が発生する。[ 126 ]光度の高い恒星の質量損失率は、金属量と光度に依存する。太陽に近い金属量を持つ極めて光度の高い恒星は、中心核崩壊に達する前にすべての水素を失うため、II型超新星は形成されない。[ 126 ]金属量が低い場合、すべての恒星は水素外層を持って中心核崩壊に達するが、十分に質量のある恒星は、目に見える超新星を起こさずに直接ブラックホールに崩壊する。[ 109 ]
初期質量が太陽の約90倍まで、あるいは金属量が多い場合はそれより少し少ない恒星は、最もよく観測されるタイプであるII-P型超新星を放出します。中程度から高い金属量では、その質量範囲の上限に近い恒星は、中心核崩壊時に水素の大部分を失い、結果としてII-L型超新星を放出します。[ 127 ]非常に低い金属量では、約140～250太陽質量の恒星は、水素大気と酸素核がまだ残っている状態で、対不安定性によって中心核崩壊に達し、結果としてII型の特徴を持つ超新星となりますが、放出されるガスの質量は非常に大きくなります。56 Niと高輝度。[ 109 ] [ 128 ]
これらの超新星は、II型超新星と同様に、中心核崩壊を起こす大質量星です。II型超新星の起源星とは異なり、Ib型およびIc型超新星となる星は、強い恒星風や伴星との相互作用により、外側の（水素）外層の大部分を失っています。[ 131 ]これらの星はウォルフ・ライエ星として知られており、連続光駆動の恒星風によって十分な質量損失率が生じる中程度から高金属量で発生します。Ib/c型超新星の観測結果は、ウォルフ・ライエ星の観測または予想される発生とは一致しません。この種の中心核崩壊型超新星の別の説明としては、連星相互作用によって水素が剥ぎ取られた星が挙げられます。連星モデルは、観測された超新星によりよく適合しますが、適切な連星ヘリウム星はこれまで観測されていません。[ 132 ]
Ib型超新星はIc型超新星よりも一般的で、大気中にヘリウムが残っているWC型のウォルフ・ライエ星から発生します。狭い質量範囲では、星は中心核崩壊に至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型星になり、これらがIc型超新星の起源となります。[ 133 ]
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、水素が剥ぎ取られたIb型またはIc型超新星は、幾何学的状況によってはGRBを生成する可能性があるとも考えられている。[ 134 ]このタイプのGRBを生成するメカニズムは、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もエネルギーを伝達し、超高輝度の超新星を生成する。[ 121 ] [ 135 ] [ 136 ]
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、爆発する星が金属核まで（ほぼ）完全に剥ぎ取られたときに発生する。[ 137 ] [ 138 ]その結果、爆発する星から放出される物質はごくわずかである（約0.1太陽質量）。最も極端な場合、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裸の金属核で発生する可能性がある。SN 2005ek [ 139 ]は、比較的暗く、急速に減衰する光度曲線を生じる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、鉄核崩壊超新星と電子捕獲超新星の両方になり得る。超剥ぎ取り超新星は、連星系における2番目の超新星爆発に関連していると考えられており、たとえば、密接な二重中性子星系を生成する。[ 140 ] [ 141 ]
2022年、ワイツマン科学研究所の研究者らが率いる天文学者チームは、ウォルフ・ライエ星の起源を示す直接的な証拠を示す最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。[ 142 ] [ 143 ]
1980年、東京大学の野本健一は、電子捕獲型超新星と呼ばれる「第3のタイプ」の超新星を予測した。これは、白色矮星形成と鉄核崩壊型超新星の間の「遷移領域（太陽質量の約8～10倍）」にある、縮退したO+Ne+Mgの核を持つ星が、核燃料を使い果たした後に崩壊し、重力によって星の核内の電子が原子核に圧縮され、超新星爆発が起こり、中性子星が残るというものである。[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ] [ 109 ] 2021年6月、学術誌『 Nature Astronomy』に掲載された論文で、2018年の超新星SN 2018zd （地球から約3100万光年離れた銀河NGC 2146）が、電子捕獲型超新星の最初の観測例である可能性が高いと報告された。[ 144 ] [ 145 ] [ 146 ]我々の銀河系でかに星雲を形成した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おり、2021年の論文はこの考えが正しい可能性を高めた。[ 145 ] [ 146 ]
一部の大質量星の核崩壊は、目に見える超新星爆発には至らない可能性がある。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最初の核崩壊が逆転できない場合に起こる。これらの現象は検出が難しいが、大規模な調査によって可能性のある候補が発見されている。[ 147 ] [ 148 ] NGC 6946の赤色超巨星N6946-BH1 は、2009 年 3 月に小規模な爆発を起こした後、見えなくなった。現在、この星の位置に微かな赤外線源だけが残っている。[ 149 ]
超新星から放出されたガスは、熱を保つためのエネルギー入力がなければすぐに暗くなってしまう。数ヶ月間も超新星の光を光学的に維持できるこのエネルギー源は、当初は謎だった。中心パルサーの回転エネルギーをその源と考える者もいた。 [ 153 ]超新星の各タイプを最初に動かすエネルギーはすぐに供給されるが、光度曲線は、急速に膨張する放出物のその後の放射加熱によって支配される。放出ガスの強い放射性は、1960年代後半に初めて確かな元素合成に基づいて計算され、その後、ほとんどの超新星で正しいことが実証された。[ 154 ]ガンマ線線の直接観測によって主要な放射性原子核が明確に特定されたのは、SN 1987Aまでなかった。 [ 155 ]
SN 1987AのようなII型超新星の発生後の光度曲線（時間に対する光度のグラフ）の大部分は、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分かっている。 [ 15 ]発光は光学的光子から構成されているが、残骸が光を放射するのに十分な高温を維持しているのは、放出されたガスによって吸収される放射能である。56の放射性崩壊Niは娘たちを通して56Coから56Feは主にエネルギーが847 keV および1,238 keVのエネルギーは吸収され、中間期（数週間）から後期（数ヶ月）にかけての噴出物の加熱、ひいては光度を支配する。[ 156 ] SN1987Aの光度曲線のピークのエネルギーは56の崩壊によって供給された。に56Co（半減期6日）のエネルギーは、特に後期の光度曲線のエネルギーが56の77.3日の半減期と非常によく一致している。コバルトは56に崩壊するFe。宇宙ガンマ線望遠鏡による56のごく一部に対する後の測定Coと57SN 1987A残骸から吸収されずに脱出したCoガンマ線は、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を裏付けた。 [ 155 ]
さまざまな超新星タイプの可視光度曲線の後期減衰段階はすべて放射性加熱に依存しますが、その形状と振幅は、根本的なメカニズム、可視放射の生成方法、観測の時期、および放出物質の透明度によって変化します。[ 157 ]光度曲線は、他の波長では大きく異なる場合があります。たとえば、紫外線波長では、初期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、わずか数時間しか続かない非常に明るい初期の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。[ 158 ] [ 159 ]
Ia型星の光度曲線は概して非常に均一で、最大絶対等級は一定であり、光度は比較的急激に減少する。その光エネルギー出力は、放出された56の放射性崩壊によって駆動される。ニッケル（半減期6日）はその後放射性56に崩壊するコバルト60（半減期77日）。これらの放射性同位体は周囲の物質を励起して白熱させる。[ 92 ]現代の宇宙論研究は56ニッケル放射能は、宇宙論の「標準光源」であるIa型超新星の光学的明るさのエネルギー源となっているが、その診断は847 keVおよび1,238 keVのガンマ線が初めて検出されたのは2014年のことである。[ 160 ]光度曲線の初期段階は、光球の有効サイズが減少し、捕捉された電磁放射が枯渇するにつれて急激に減少する。光度曲線はBバンドで減少を続け、可視光では約40日後に小さな肩が見られることがあるが、これは赤外線で発生する二次極大の兆候にすぎない。これは、特定の電離し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である。放出された物質がより拡散し、高エネルギー放射を可視光に変換する能力が低下するため、可視光度曲線は放射性コバルト（半減期が長く、後の曲線を制御する）の崩壊率よりもわずかに大きい速度で減少し続ける。数か月後、残りの56の陽電子放出により、光度曲線は再び減少率を変える。コバルトが優勢になるが、光度曲線のこの部分はほとんど研究されていない。[ 161 ]
Ib型とIc型の光度曲線はIa型と似ていますが、平均ピーク光度は低くなっています。可視光出力は、放射性崩壊が可視光に変換されることによるものですが、生成される56の質量ははるかに小さくなっています。Ni。ピーク光度は大きく変動し、Ib/c 型超新星の中には、通常の光度よりも桁違いに明るいものや暗いものも時折見られます。最も明るい Ic 型超新星はハイパーノバと呼ばれ、ピーク光度の増加に加えて光度曲線が広がる傾向があります。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り、ガンマ線バーストも発生すると考えられています。[ 162 ] [ 163 ]
II型超新星の光度曲線は、プラトー期を除いて、1日あたり約0.05等級という、I型超新星よりもはるかに緩やかな減光が特徴です。 [ 77 ]数ヶ月間、可視光出力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ます。これは主に、超巨星の大気からの噴出物中に水素が存在するためです。初期の破壊において、この水素は加熱され、電離されます。II型超新星の大部分は、この水素が再結合して可視光を放出し、より透明になるため、光度曲線に長期間のプラトーを示します。その後、放射性崩壊によって引き起こされる光度曲線の減少が続きますが、すべての水素による光への変換効率のため、I型超新星よりも緩やかです。[ 69 ]
II-L型超新星では、前駆星の大気中に水素が比較的少なく残っていたため、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じさせる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枯渇しているため（伴星による潮汐剥離が原因と考えられている）、光度曲線はI型超新星に近くなり、数週間後にはスペクトルから水素が消えてしまう。[ 69 ]
IIn型超新星は、星周物質の高密度シェル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ます。その光度曲線は一般的に非常に幅広く、伸びており、時には極めて明るく、超高光度超新星と呼ばれます。これらの光度曲線は、噴出物の運動エネルギーが高密度シェルとの相互作用によって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ます。これは、物質が十分に高密度でコンパクトである場合にのみ発生し、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ます。[ 164 ] [ 165 ]
多数の超新星がカタログ化され、距離キャンドルを提供したりモデルをテストしたりするために分類されてきた。[ 166 ] [ 167 ]平均的な特性は距離や宿主銀河の種類によって多少異なるが、各超新星の種類ごとに大まかに指定することができる。
注：
II型超新星をめぐる長年の謎の一つは、なぜ残ったコンパクト天体が震源から遠ざかる方向に大きな速度を得るのかということである。[ 171 ]パルサー、ひいては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であるが、単独で観測するのははるかに困難である。初期の推進力は相当なもので、太陽質量を超える天体を500 km/s以上の速度で推進する可能性がある。これは膨張の非対称性を示しているが、コンパクト天体に運動量が伝達されるメカニズムは未だ解明されていない。謎である。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、中性子星形成中の物質の非対称放出、および非対称ニュートリノ放出などがある。[ 171 ] [ 172 ]
この非対称性の考えられる説明の1つは、中心核上空の大規模な対流です。対流は密度の半径方向の変化を生み出し、ニュートリノ流出から吸収されるエネルギー量の変動を引き起こします。[ 114 ]しかし、このメカニズムの分析では、わずかな運動量伝達しか予測されません。[ 173 ]もう1つの考えられる説明は、中心中性子星へのガスの降着によって、非常に方向性のあるジェットを駆動する円盤が形成され、物質を高速で星から押し出し、星を完全に破壊する横方向の衝撃波を駆動する可能性があるということです。これらのジェットは、結果として生じる超新星爆発において重要な役割を果たす可能性があります。[ 174 ] [ 175 ] (同様のモデルは、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、前駆星の質量に依存する可能性があります。[ 172 ]
初期非対称性は、Ia型超新星の観測によっても確認されている。この結果は、このタイプの超新星の初期光度が観測角度に依存することを意味する可能性がある。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、放出された光の偏光を測定することによって検出できる。[ 176 ]
超新星は主に光り輝く現象として知られていますが、放出される電磁放射はほとんど副次的な効果です。特に中心核崩壊型超新星の場合、放出される電磁放射は、現象中に放出される全エネルギーのごくわずかな割合にすぎません。[ 178 ]
異なるタイプの超新星では、エネルギー生成のバランスに根本的な違いがあります。Ia型白色矮星の爆発では、エネルギーの大部分は重元素合成と噴出物の運動エネルギーに向けられます。 [ 179 ]中心核崩壊型超新星では、エネルギーの大部分は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動力となっているようですが、ニュートリノの99%以上は崩壊開始後数分以内に星から脱出します。[ 51 ]
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ます。エネルギーの詳細はまだ完全には解明されていませんが、結果として元の星の全質量が高運動エネルギーで放出されます。その質量の約半分は太陽質量です。シリコン燃焼によって生成されたNi。56Niは放射性で、 56に崩壊する。コバルトはベータプラス崩壊（半減期6日）とガンマ線によって放出される。56コバルト60自体はベータプラス（陽電子）崩壊経路で半減期77日で安定な56核種に崩壊する。Fe。これら 2 つのプロセスは、Ia 型超新星からの電磁放射の原因です。放出された物質の透明度の変化と相まって、急速に減少する光度曲線を生み出します。[ 177 ]
中心核崩壊型超新星は、平均的にはIa型超新星よりも視覚的に暗いが、[ 150 ] [ 151 ] [ 152 ]放出される総エネルギーははるかに高く、次の表に示されている。
コア崩壊型超新星の中には、ブラックホールへの落下によって相対論的ジェットが噴出し、短時間で高エネルギーかつ方向性のあるガンマ線バーストが発生し、さらに放出物質に相当量のエネルギーが伝達されるものがある。これは高光度超新星が発生するシナリオの一つであり、Ic型ハイパーノバや長時間のガンマ線バーストの原因と考えられている。[ 184 ]相対論的ジェットが短すぎて恒星の外層を貫通できない場合、低光度ガンマ線バーストが発生し、超新星は低光度になる可能性がある。[ 185 ]
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、運動エネルギーの大部分を効率的に電磁波に変換できる衝撃波が発生します。初期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、高い光度と長い継続時間を持ちます。この種の現象は、IIn型ハイパーノバを引き起こす可能性があります。[ 186 ] [ 187 ]
ペア不安定型超新星は、II-P型と同様のスペクトルと光度曲線を持つ中心核崩壊型超新星ですが、中心核崩壊後の性質は、炭素、酸素、ケイ素の暴走核融合を伴う巨大なIa型超新星に似ています。最も質量の大きいイベントで放出される総エネルギーは他の中心核崩壊型超新星に匹敵しますが、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くなります。これらの星の中心核はどの白色矮星よりもはるかに大きく、中心核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高くなる可能性があり、その結果、視覚的な光度が高くなります。[ 188 ]
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る。各タイプの超新星の発生は、恒星の金属量に依存する。これは恒星風の強さに影響し、ひいては恒星が質量を失う速度に影響するからである。[ 189 ]
Ia型超新星は連星系の白色矮星から生成され、すべての銀河タイプで発生します。[ 190 ]中心核崩壊型超新星は、短命な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見られます。最も一般的にはSc型渦巻銀河で見られますが、他の渦巻銀河の腕や不規則銀河、特にスターバースト銀河でも見られます。[ 191 ] [ 192 ] [ 193 ]
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核崩壊によって生成されたと仮説が立てられている。[ 163 ]これらは通常、新しい星形成領域で発生し、楕円銀河では極めてまれである。[ 74 ] IIn型超新星の祖先も、爆発直前の期間に高い質量損失率を示す。[ 194 ] Ic型超新星は、宿主銀河の平均よりも金属量が多く、星形成率が高い領域で発生することが観測されている。[ 195 ]表は、主要なタイプの核崩壊型超新星の祖先と、近傍で観測されたおおよその割合を示している。
中心核崩壊型超新星に至るまでの恒星進化のモデル化と観測結果を整合させるには、多くの困難が伴います。赤色超巨星は中心核崩壊型超新星の大部分の起源であり、これらは観測されていますが、質量と光度がそれぞれ約18太陽質量と10万光度以下と比較的低い場合に限られています。II型超新星の起源となる天体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と考えられます。この矛盾は「赤色超巨星問題」と呼ばれています。[ 196 ]これは2009年にスティーブン・スマートによって初めて記述され、彼もこの用語を考案しました。スマートらは、体積限定の超新星探索を行った後、II-P型超新星が形成されるための質量の下限と上限が 8.5 +1 −1.5 M☉および 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上限と一致するが、後者は局所銀河群の質量の大きい星の集団とは一致しない。[ 197 ]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 ☉ . [ 196 ]
質量が大きい赤色超巨星は超新星爆発を起こさず、代わりに高温へと進化していくと考えられている。IIb型超新星のいくつかの前駆星が確認されており、これらはK型およびG型超巨星と1つのA型超巨星である。[ 198 ]黄色超巨星またはLBVはIIb型超新星の前駆星として提案されており、観測可能なほど近いIIb型超新星のほぼすべてがそのような前駆星を示している。[ 199 ] [ 200 ]
青色超巨星は、その高い光度と容易な検出のおかげで、確認された超新星の起源星の予想外に高い割合を占めていますが、ウォルフ・ライエ星の起源星はまだ一つも明確に特定されていません。[ 198 ] [ 201 ]モデルでは、青色超巨星が異なる進化段階に進むことなく、超新星に到達するのに十分な質量を失う方法を示すのに苦労しています。ある研究では、低光度のポスト赤色超巨星高光度青色変光星が崩壊する可能性のある経路を示しており、おそらくIIn型超新星として崩壊するでしょう。[ 202 ] IIn型超新星の高温で高光度の起源星の例がいくつか検出されています。SN 2005gyとSN 2010jlはどちらも明らかに質量が大きく高光度星でしたが、非常に遠く離れています。SN 2009ipは、おそらくLBVであったと思われる高光度の起源星を持っていましたが、その正確な性質が議論されている特異な超新星です。[ 198 ]
Ib/c型超新星の起源星は全く観測されておらず、その光度の制約は既知のWC星の制約よりも低いことが多い。[ 198 ] WO星は極めてまれで、視覚的にも比較的暗いため、そのような起源星が存在しないのか、あるいはまだ観測されていないだけなのかは判断が難しい。非常に明るい起源星は、そのような起源星がはっきりと画像化されるほど近くで多数の超新星が観測されているにもかかわらず、確実には特定されていない。[ 201 ]集団モデルによると、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層剥ぎ取り星の混合によって再現できる可能性がある。[ 132 ]通常のIb型およびIc型超新星の起源星が明確に検出されないのは、大質量星のほとんど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かもしれない。これらの超新星のほとんどは、連星系にある低質量・低光度のヘリウム星から発生する。ごく少数は高速回転する大質量星から発生するもので、これは長時間のガンマ線バーストを伴う高エネルギーのIc-BL型超新星に相当すると考えられる。[ 198 ]
超新星爆発は、周囲の星間物質全体に散らばる重元素を生成します。超新星爆発による膨張する衝撃波は、星形成を誘発する可能性があります。銀河宇宙線は超新星爆発によって生成されます。[ 203 ]
超新星は、酸素からルビジウムに至るまで、星間物質中の元素の主要な供給源である[ 204 ] [ 205 ] [ 206 ]。ただし、生成される、あるいはスペクトルで観測される元素の理論的な存在量は、様々な超新星の種類によって大きく異なる[ 206 ] 。Ia型超新星は主にケイ素と鉄ピーク元素、ニッケルや鉄などの金属を生成する[ 207 ] [ 208 ] 。中心核崩壊型超新星は、Ia型超新星よりも鉄ピーク元素の放出量ははるかに少ないが、酸素やネオンなどの軽いアルファ元素や亜鉛より重い元素の放出量は多い。後者は特に電子捕獲型超新星に当てはまる[ 209 ] 。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[ 210 ] 。重元素は、原子核の核融合によって生成される（原子番号34まで）。S ; シリコンの光崩壊再配列とシリコン燃焼中の準平衡（36原子核間）Arと56Ni ;鉄より重い元素については、超新星の崩壊中に中性子が急速に捕獲される ( r 過程)。r 過程は、中性子を豊富に含み、より安定な形態に急速にベータ崩壊する非常に不安定な原子核を生成する。超新星では、r 過程反応が鉄より重い元素の同位体の約半分を担っているが、中性子星の合体がこれらの元素の多くにとって主要な天体物理学的起源である可能性がある。[ 211 ] [ 204 ] [ 212 ]
現代の宇宙では、古い漸近巨星分枝（AGB）星が酸化物、炭素、s過程元素からの塵の主な供給源となっている。[ 204 ] [ 213 ]しかし、AGB星が形成される前の初期の宇宙では、超新星が塵の主な供給源であった可能性がある。[ 214 ]
多くの超新星の残骸は、コンパクト天体と急速に膨張する物質の衝撃波から構成されています。この物質の雲は、最大2世紀続く自由膨張段階で周囲の星間物質を掃き集めます。その後、波は徐々に断熱膨張の期間を経て、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。[ 215 ]
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ましたが、それより重い元素はすべて恒星、超新星、中性子星の衝突で合成されます（したがって、間接的には超新星が原因です）。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、通常、天文学者はこれを「金属」と呼びます。[ 216 ]これらの放出された元素は、最終的に星形成の場所である分子雲を豊かにします。 [ 217 ]そのため、各世代の恒星は、ほぼ純粋な水素とヘリウムの混合物から、より金属に富む組成へと、わずかに異なる組成を持っています。超新星は、恒星の核融合期間中に恒星内で形成されるこれらの重い元素を分配する主要なメカニズムです。星を構成する物質中の元素の存在量の違いは、星の寿命に重要な影響を与え、[ 216 ] [ 218 ]惑星が周回する可能性にも影響を与える可能性があります。金属量が多い星の周りには、より多くの巨大惑星が形成されます。 [ 219 ] [ 220 ]
膨張する超新星残骸の運動エネルギーは、宇宙空間の近くの高密度分子雲を圧縮することで星形成を誘発する可能性がある。[ 221 ]また、雲が余剰エネルギーを放出できない場合、乱流圧力の増加は星形成を妨げる可能性もある。[ 222 ]
短寿命放射性同位体の娘核種からの証拠は、 45億年前の太陽系の組成を決定するのに近くの超新星が役立ち 、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る。[ 223 ]
高速電波バースト（FRB）は、通常数ミリ秒しか続かない強烈な一時的な電波パルスです。これらの現象については多くの説明が提案されていますが、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す。[ 224 ] [ 225 ] [ 226 ] [ 227 ]
超新星残骸は銀河の一次宇宙線の大部分を加速すると考えられているが、宇宙線生成の直接的な証拠はごく少数の残骸でしか見つかっていない。超新星残骸IC 443とW44からはパイ中間子崩壊によるガンマ線が検出されている。これらは、残骸から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。 [ 228 ]
超新星は重力波の強力な銀河源となる可能性があるが、[ 229 ]これまで検出されたものはない。これまでに検出された重力波イベントは、超新星の残骸であると考えられるブラックホールと中性子星の合体によるものだけである。[ 230 ]ニュートリノ放出と同様に、中心核崩壊型超新星によって生成される重力波は、その後の爆発によって生成される光よりも先に到達すると予想される。したがって、重力波は、他の手段では得られない中心核崩壊過程に関する情報を提供する可能性がある。超新星モデルによって予測される重力波信号のほとんどは持続時間が短く、1秒未満であるため、検出が困難である。ニュートリノ信号の到来を利用することで、重力波を探す時間窓を特定できるトリガーが得られ、重力波を背景ノイズから区別するのに役立つ可能性がある。[ 231 ]
地球近傍超新星とは、地球の生物圏に顕著な影響を与えるほど地球に近い超新星のことである。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ーの形で地球上で検出できる可能性があるという理論が提唱された。その後、太平洋の深海岩石で鉄60の濃縮が報告された。[ 232 ] [ 233 ] [ 234 ] 2009年には、1006と1054の超新星と同時期に、南極の氷で硝酸イオンの濃度の上昇が発見された。これらの超新星からのガンマ線が大気中の窒素酸化物の濃度を上昇させ、それが氷の中に閉じ込められた可能性がある。[ 235 ]
歴史的に、近隣の超新星爆発は地球上の生物多様性に影響を与えた可能性がある。地質学的記録によると、近隣の超新星爆発は宇宙線の増加につながり、その結果、より寒冷な気候が生じた。極と赤道の間の温度差が大きくなると、風が強くなり、海洋の混合が促進され、大陸棚沿いの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。[ 236 ] [ 237 ]
Ia型超新星は、地球に十分近い場所で発生した場合、最も危険な超新星になる可能性があると考えられています。これらの超新星は、連星系にある暗くて一般的な白色矮星から発生するため、地球に影響を与える可能性のある超新星は、予測不可能で、十分に研究されていない恒星系で発生する可能性が高いです。既知の最も近い候補は、約150光年離れたIK Pegasi (HR 8210) ですが、 [ 238 ] [ 239 ]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蓄積するまでには、19億年もかかる可能性があるとされています 。[ 240 ]
2003年の推定によると、地球のオゾン層の半分を破壊するには、II型超新星が8パーセク（26光年）以内に存在する必要があるが、約500光年以内にはそのような候補はない。[ 241 ]
天の川銀河で次に発生する超新星は、銀河の反対側で発生したとしても検出可能である可能性が高い。それは、目立たない赤色超巨星の崩壊によって発生する可能性が高く、2MASSなどの赤外線サーベイ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、黄色超巨星、高光度青色変光星、ウォルフ・ライエ星などの異なるタイプの質量星によって発生する可能性は低い。次の超新星が白色矮星によって発生するIa型超新星である確率は、中心核崩壊型超新星の約3分の1と計算されている。これもまた、どこで発生しても観測可能であるはずだが、前駆星が観測される可能性は低い。Ia型前駆星系がどのようなものかさえ正確にはわかっておらず、数パーセクを超えると検出が困難である。天の川銀河における超新星の総発生率は1世紀あたり2～12個と推定されているが、実際にはここ数世紀は観測されていない。[ 149 ]
統計的に、最も一般的なコア崩壊型超新星はタイプ II-P であり、このタイプの前駆星は赤色超巨星である。[ 243 ]これらの超巨星のうち、コアで重元素の核融合の最終段階にあるものと、あと数百万年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・ライエ星へと進化する。すべてのウォルフ・ライエ星は、ウォルフ・ライエ段階から数百万年以内に寿命を終えるが、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。爆発するまで数千年しか残っていないと予想されるクラスの 1 つは WO ウォルフ・ライエ星であり、これらはコアのヘリウムを使い果たしていることが知られている。[ 244 ]これらの星は 8 つしか知られておらず、そのうち 4 つだけが天の川銀河にある。[ 245 ]
近傍またはよく知られた星のいくつかが、核崩壊型超新星の候補として特定されている。質量が大きい青色星のスピカ、リゲル、デネブ[ 246 ]、赤色超巨星のベテルギウス、アンタレス、VVケフェイA [ 247 ] [ 248 ] [ 249 ] 、黄色超巨星のローカシオペヤ座[ 250 ]、すでに超新星の偽物を生み出した明るい青色変光星のイータカリーナ[ 251 ]、そしてレゴールまたはガンマベロラ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[ 252 ] [ 253 ] である。南天の星座であるクルックス座とケンタウルス座にある3つの明るい星系、ミモザ、アクルックス、ハダルまたはベータケンタウリには、それぞれ超新星として爆発するのに十分な質量を持つ青色星が含まれている。[ 254 ] [ 255 ] [ 256 ]ガンマ線バーストの起源である可能性は低いものの、悪名高いものもある。例えばWR 104などである。[ 257 ]
Ia型超新星の候補を特定することは、はるかに推測的な作業である。降着円盤を持つ白色矮星を伴う連星系であれば、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時間スケールについては依然として議論が続いている。これらの系は暗く、特定が難しいが、新星や再帰新星は、都合よく自らを宣伝してくれるような系である。その一例がU Scorpiiである。[ 258 ]
NGC 1058のSN 1961V（V型）は、これまで記録された中で最も奇妙な光度曲線を示した。
Ia型超新星の理論モデルは、爆発メカニズムの不確実性のため、限定されたままである。 [...] SNIa爆発は
12
の高速熱核燃焼によって引き起こされる
C / 15O白色矮星 (WD) 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 [...] しかし、この一般的な記述を超えて、Ia 型超新星の正確なメカニズムは依然として不明であり、いくつかの可能性のあるシナリオが存在する。
東京大学の野本健一は、電子捕獲型超新星と呼ばれる第3のタイプを予測した。... 電子捕獲型超新星では、中心部の燃料がなくなると、重力によって中心部の電子が原子核に押し込まれ、星が自壊する。
