平凡社 世界大百科事典

超新星

星が急に太陽光度の100億倍もの明るさで輝きだし,その後1~2年かかって暗くなっていく現象のこと。もっとも明るいときには銀河全体の明るさに匹敵し,新星の明るさの100万倍にもなるので,超新星と呼ばれる。これは,星がその進化の最後に起こす大爆発で,その際に放出されるエネルギーは1051ergと推定されている。この莫大なエネルギー放出のために,まわりの星間空間は,強い衝撃や加熱など大きな影響を受ける。そして宇宙線の加速や新たな星の誕生へと結びつく。超新星は,星の内部で鉄,カルシウム,ケイ素,ネオン,酸素,炭素など,この宇宙に存在するおもな重元素を合成し,星間空間へとまきちらす過程である。したがって,宇宙における元素の起源や銀河の進化にとって重要な現象なのである。また,爆発の後に中性子星が残されることもある。

 私たちの銀河系では,超新星は185年以来,少なくとも8回出現したことが中国,日本,朝鮮,アラビア,ヨーロッパの記録に残されている。そのなかでも有名なのが,1006年,54年(かに星雲で藤原定家の《明月記》に記述がある),1572年(チコ・ブラーエの観測),1604年(ケプラーの観測)の四つである。チコやケプラーの超新星は,天空は不変であるとする当時の宇宙観に大きな衝撃を与えた。20世紀に入ってから,私たちの銀河系以外の銀河でも超新星が観測されるようになった。現在では,毎年十数個の超新星が発見されており,その平均的な出現率は,一つの銀河につき約50年に1個の割合と推定されている。

 超新星には,Ⅰ型とⅡ型の2種類があり,光度曲線の形,スペクトルの特徴が異なる。Ⅰ型には水素は存在しないのに対し,Ⅱ型は水素を多く含み,その化学組成は太陽に近い。また,Ⅱ型は渦状腕など星の生成が盛んな領域に集中して出現するのに対し,Ⅰ型にはそのような集中は見られず,星の生成が起こっていない楕円銀河にも出現している。これらのことから,Ⅰ型超新星は比較的年齢の古い軽い星の爆発で,Ⅱ型は年齢の若い大質量の星の爆発と推測される。

 超新星になる星とその爆発の機構は,次のように考えられている。Ⅱ型超新星は,太陽の10倍以上も重い星が進化して,その半径が太陽と火星の距離程度にまで膨らんで赤色超巨星となったときに起こる。この進化の間,星の中心部は,数千万度から数十億度という高温の原子核融合炉となっている。そして,水素,ヘリウム,炭素,酸素,ネオン,ケイ素といった原子核が次々と反応して,核エネルギーを放出している。ところが,反応が進んで鉄56ができると,もはや核エネルギーを出さなくなる。そうなると,重い星は自らの重さを支えきれなくなって重力崩壊を起こす。この重力崩壊は中心部を強く圧縮して,その組成を中性子へと変え,1cm3当り数億tという超高密度に達すると爆発に転ずる。このときに解放された莫大な重力エネルギーの一部が,爆発のエネルギーに転化して超新星を引き起こし,そのあとに中性子星が残される。また,星が非常に重い場合には,重力崩壊を止めることができずにブラックホールへと落ち込んでしまい,超新星爆発とはならないと予想される。

 Ⅰ型超新星は,水素の多い外層を失って地球程度の大きさになった星,白色矮星(わいせい)が爆発したものである。このような爆発は,近接連星の一方の星が炭素と酸素を主成分とする白色矮星で,その表面に相手の星から流れ込んできたガスが付着した結果起こる。ガスの付着によって白色矮星の質量が増えていくと,星の内部の密度,温度は高くなっていく。そして,ある臨界点に達すると,炭素の核融合反応が始まり暴走する。このような炭素の爆発的反応によって莫大な量の原子核エネルギーが一度に解放されるために,星は完全に飛び散り,超新星となるのである。あとには中性子星は残らない。この爆発によって大量に放出されたニッケル56は,半減期6.1日でコバルト56に崩壊し,それがさらに半減期77日で鉄56に崩壊する。この崩壊に伴って出るγ線が,Ⅰ型の特徴的な光度曲線を作っている(図)。こうして,Ⅰ型超新星は宇宙に存在する鉄の大部分を合成し放出している。

 新星も白色矮星の爆発と考えられているが,こちらは,星のごく表面での水素の核反応によって引き起こされる小規模の爆発である。

 このような超新星のモデルを裏づける観測がいくつかある。1968年,かに星雲の中心に,回転している中性子星と考えられているパルサーが発見された。これは,超新星爆発のあとに中性子星が残されるはっきりとした証拠である。また,超新星爆発のあとには球殻状のガスの残骸ができる。この超新星残骸の多くに,重元素が大量に含まれていることが可視光やX線などによって観測された。これも爆発の際に重元素が合成された証拠と考えられる。

野本 憲一
図-超新星
図-超新星