超新星

青い星は一般に重く、小さな星で太陽の数倍、大きなものは太陽の100倍もの質量となり、激しく燃えて短い時間で死んでしまう。

青色超巨星では、中心部で大爆発が起こると、星の表面は明るく輝き始め、内部の物質が吹き出して行き、超新星爆発する。

一方、青くない大質量の恒星は赤くなり膨らみ(赤色巨星)、やがて超新星爆発する。

それに対して、太陽のように小さくて黄色い恒星は、超新星爆発をしない。

このような恒星は寿命が長く、100億年もの間輝き続け、最後は赤くなって膨らみ(赤色巨星)、そしてそのまま周囲に大量のガスを放出して中心に白色矮星を残し一生を終える。

超新星爆発にしろ太陽のような星にしろ、星の死後は星を作っていた物質がチリやガスとなって宇宙空間に撒かれる。

それらはやがて再び集まり、新しい星の材料となる。太陽も、今から46億年前、幾つかの超新星の爆発によって宇宙空間にまき散らされたチリやガスを集めて生まれたと考えられている。地球も、ほぼ同じ頃、チリやガスを集めて誕生したのである。

超新星は彗星などと違い、発見しても特別な固有名詞が与えられることはない。

しかし彗星は組織的な調査が始まり、個人で新発見できる時代ではなくなったことから、個人天文ファンの間では代わりに超新星の探査がブームになっている。

超新星は学術的には「SN 年 番号」という認識符号で呼ばれ、年は西暦4桁、番号はその年の1番目から順にA、B、C…Z、aa、ab…az、ba、bb……となる。

つまり10番目なら「J」、26番目なら「Z」、27番目なら「aa」、のようになる。

また「SN」とはsupernova(超新星)の略であるので、日本語ではそのまま「超新星 1987A」のように書くこともある。

超新星観測は、宇宙の膨張速度の変化を調べるのに有意義である。

現在はプロの天文学者らが組織的に超遠距離の超新星大規模サーベイを行なっている。

なぜ遠距離なのかというと、プロの場合は結果を求められるためである。超新星はいつどこで発生するかわからない。従って、遠方の銀河の群れを撮影して、一気に大量の超新星を探す、という戦略を取っている。この都合から天の川方向は殆どなく、天の赤道周辺に偏った観測となっている。近距離の超新星のデータも必要だが、大規模サーベイでは発見が困難である。

一方で、アマチュア天文家らも趣味で超新星探査を行なっている。アマチュアなので結果は求められない。余暇を使い、宇宙のあらゆる方向から、しかも小さな望遠鏡なので近傍の銀河のみから、超新星の偶然な発見を続けているのである。

かくして、プロとアマチュアは互いに住み分けながら超新星探査をし、宇宙の謎に迫り続けているのである。