超新星

超新星は一つの銀河で50から100年に一回程度で、銀河系では1604(慶長9)年に観測されて以来観測されていない、比較的まれな現象とされている。

ただ宇宙全体で考えると1秒に1回程度の頻度で発生していると考えられている。

超新星には様々な種類があるが、元の天体の質量が太陽の30倍を優に超えるようなものの場合、通常の超新星の数十倍のエネルギーを持った「極超新星」となることがある。

現在、超新星の分類としては、主に光度曲線やスペクトルによって分類されるZwicky分類が一般的である。

この分類方法ではⅠ型とⅡ型がある。水素の吸収線スペクトルが無いものをⅠ型、あるものをⅡ型とする。

Ⅰ型は連星系を作る白色矮星に隣の星からのガスが降着し、重くなって爆発するものである。

Ⅱ型は重い星が進化の最終段階になり、鉄の核が出来て爆縮する際に外側が吹き飛ぶものである(Ⅰb型とⅠc型も同様である)。

• Ⅰ型超新星
  • Ⅰa型超新星
  • Ⅰb型超新星
  • Ⅰc型超新星
• Ⅱ型超新星
  • Ⅱn型超新星
  • Ⅱb型超新星

Zwicky分類には、Ⅲ型、Ⅳ型、Ⅴ型も提唱されたが、Ⅲ型/Ⅳ型はⅡ型の変種であり、Ⅴ型は高輝度青色変光星(LBV)と判明し、現在では用いられていない。

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その生涯を終える。

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。

現時点では、銀河系内の超新星として最後に発見されたのは1604(慶長9)年のSN 1604である。そう遠くない将来、ベテルギウスが超新星爆発を起こし、次(あるいは次以降)に銀河系内で観測される超新星になるとして有力視されている。