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SN 2006gy は2006年 ねん 9月18日 にち に発見 はっけん された、通常 つうじょう の超新星 ちょうしんせい の10倍 ばい 以上 いじょう の明 あか るさで輝 かがや いた超 ちょう 高 こう 輝度 きど 超新星 ちょうしんせい [ 1] 。Robert QuimbyとP. Mondolによって最初 さいしょ に発見 はっけん され、その後 ご チャンドラ 、リック天文台 てんもんだい 、W・M・ケック天文台 てんもんだい などを用 もち いて多 おお くの天文学 てんもんがく 者 しゃ チームによって観測 かんそく された。2007年 ねん 5月 がつ 7日 にち 、アメリカ航空 こうくう 宇宙 うちゅう 局 きょく はこの超新星 ちょうしんせい の詳細 しょうさい な分析 ぶんせき データを初 はじ めて公開 こうかい し、この超新星 ちょうしんせい を「これまで記録 きろく された中 なか で最 もっと も明 あか るい星 ほし の爆発 ばくはつ である」と述 の べた[ 注 ちゅう 1] 。
SN 2006gyの爆発 ばくはつ の様子 ようす
SN 2006gyはペルセウス座 ざ 方向 ほうこう のおよそ2億 おく 3800万 まん 光年 こうねん 離 はな れた銀河 ぎんが NGC 1260 の中 なか に現 あらわ れた。この爆発 ばくはつ によって放出 ほうしゅつ された運動 うんどう エネルギー は1045 ジュール (J)だったと見積 みつ もられ、通常 つうじょう のIa型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ のエネルギー (1×1044 J ~ 2×1044 J) よりも1桁 けた 高 たか い。異常 いじょう な明 あか るさという点 てん が合 あ わないものの、水素 すいそ 線 せん を持 も っていたことから、IIn型 がた の超新星 ちょうしんせい に分類 ぶんるい された。
SN 2006gyの光度 こうど 曲線 きょくせん
この超新星 ちょうしんせい の明 あか るさは、発見 はっけん からおよそ70日間 にちかん 、12月の初 はじ めまで続 つづ き、その後 ご 徐々 じょじょ に収束 しゅうそく していった。2007年 ねん 5月 がつ 初 はじ め、明 あか るさは一般 いっぱん の超新星 ちょうしんせい の明 あか るさ程度 ていど にまで落 お ちた。SN 2006gyは、肉眼 にくがん で観測 かんそく できたSN 1987A の100倍 ばい も明 あか るかったにもかかわらず、距離 きょり が1400倍 ばい も遠 とお かったため、望遠鏡 ぼうえんきょう を使 つか わなければ観測 かんそく できなかった。
発見 はっけん 当初 とうしょ から十 じゅう 数 すう 年間 ねんかん は、太陽 たいよう の数 すう 百 ひゃく 倍 ばい の質量 しつりょう を持 も つ恒星 こうせい が対 たい 不安定 ふあんてい 型 がた 超新星 ちょうしんせい となったシナリオや、太陽 たいよう の数 すう 十 じゅう 倍 ばい の質量 しつりょう を持 じ る大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし が極 ごく 超新星 ちょうしんせい となったシナリオなど、大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし の単独 たんどく 爆発 ばくはつ とする説 せつ が主流 しゅりゅう であった[ 1] 。それに対 たい して、2020年 ねん 、マックスプランク天体 てんたい 物理 ぶつり 学 がく 研究所 けんきゅうじょ 、京都大学 きょうとだいがく 、広島大学 ひろしまだいがく 等 とう の共同 きょうどう 研究 けんきゅう チームにより、「白色 はくしょく 矮星 と大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし からなる連 れん 星 ほし 系 けい において、白色 はくしょく 矮星が大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし に飲 の み込 こ まれて共通 きょうつう 外層 がいそう を持 も つに至 いた った後 のち 、白色 はくしょく 矮星と大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし のヘリウム核 かく が合体 がったい して超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ が起 お こる」というシナリオが提唱 ていしょう された[ 1] [ 2] 。
対 たい 不安定 ふあんてい 型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ [ 編集 へんしゅう ]
ガンマ線 がんません によって対 たい 生成 せいせい が起 お きる様子 ようす
爆発 ばくはつ した星 ほし は太陽 たいよう の約 やく 150倍 ばい の質量 しつりょう の超 ちょう 巨星 きょせい で、対 たい 生成 せいせい を伴 ともな うタイプの超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ だったと考 かんが えられている。対 たい 生成 せいせい を伴 ともな う超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ は恒星 こうせい の質量 しつりょう が太陽 たいよう の約 やく 130から250倍 ばい ととても大 おお きい場合 ばあい にのみ起 お こる。超 ちょう 巨星 きょせい の核 かく は高 こう エネルギーのガンマ線 がんません を発 はっ しており、そのエネルギーはE=mc2 の式 しき によると電子 でんし 2個 こ 分 ぶん のエネルギーよりも大 おお きい。このガンマ線 がんません は恒星 こうせい の磁場 じば と干渉 かんしょう し、電子 でんし と陽電子 ようでんし の対 たい が生成 せいせい する。これにより、ガンマ線 がんません の平均 へいきん 伝播 でんぱ 距離 きょり が短 みじか くなり、恒星 こうせい 内部 ないぶ の温度 おんど の上昇 じょうしょう がもたらされる。やがて反応 はんのう が暴走 ぼうそう し、エネルギーはどんどん核 かく に溜 た め込 こ まれ、恒星 こうせい の表面 ひょうめん は内部 ないぶ に落 お ち込 こ み始 はじ め、核 かく はさらに圧縮 あっしゅく される。この圧縮 あっしゅく と熱 ねつ により核 かく を構成 こうせい する物質 ぶっしつ の急激 きゅうげき な熱 ねつ 核 かく 燃焼 ねんしょう が発生 はっせい する。爆発 ばくはつ により、恒星 こうせい はブラックホール すら残 のこ さず、完全 かんぜん に吹 ふ き飛 と ばされたとされる。このような爆発 ばくはつ は対 たい 不安定 ふあんてい 型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ と呼 よ ばれる。
りゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし との類似 るいじ 性 せい
りゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし は、地球 ちきゅう からの距離 きょり 約 やく 7500光年 こうねん というわれわれの銀河系 ぎんがけい に属 ぞく する超 ちょう 巨星 きょせい で、SN 2006gyが対 たい 不安定 ふあんてい 型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ であると仮定 かてい すれば、その前駆 ぜんく 天体 てんたい と同 おな じ程度 ていど の質量 しつりょう を持 も つと考 かんが えられている。りゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし はSN 2006gyより32000倍 ばい も地球 ちきゅう に近 ちか いため、同 おな じような超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ を起 お こせばその明 あか るさは10億 おく 倍 ばい も大 おお きくなる。SN 2006gyの視 み 等級 とうきゅう は15等 とう であったが、りゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし の場合 ばあい -7.5にもなるだろうと見積 みつ もられている。SN 2006gyの発見 はっけん 者 しゃ の一人 ひとり Dave Pooleyはもしりゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし が同 おな じように超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ を起 お こせば、地球 ちきゅう では夜 よる でも本 ほん が読 よ め、昼 ひる でもその明 あ かりが見 み えるほどに明 あか るくなるだろうと語 かた っている。天体 てんたい 物理 ぶつり 学者 がくしゃ Mario Livioは、りゅうこつ座 ざ η いーた 星 ほし の超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ はいつ起 お こっても驚 おどろ くに値 あたい しないが、地球 ちきゅう からの距離 きょり が遠 とお いため地球 ちきゅう 上 じょう の生命 せいめい への影響 えいきょう は低 ひく いとしている。
カルガリー大学 だいがく のDenis LeahyとRachid Ouyedは、SN 2006gyはもともとクォーク星 ぼし だったと主張 しゅちょう している。
白色 はくしょく 矮星と大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし との合体 がったい によるIa型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ [ 編集 へんしゅう ]
2009年 ねん に川端 かわばた 弘治 こうじ を中心 ちゅうしん としたグループは、超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ が観測 かんそく されてから200日 にち 後 ご から400日 にち 後 ご にかけてハワイ・マウナケアのすばる望遠鏡 ぼうえんきょう の微光 びこう 天体 てんたい 分光 ぶんこう 撮像 さつぞう 装置 そうち (Faint Object Camera and Spectrograph, FOCAS) で観測 かんそく したSN 2006gyの後期 こうき スペクトルのデータを発表 はっぴょう した[ 3] 。このスペクトルは、既知 きち のどの超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ とも異 こと なっており、特 とく に「元素 げんそ に起因 きいん する放射 ほうしゃ 輝線 きせん の幅 はば が狭 せま いこと」、「8000-8500Å の辺 あた りに未知 みち の放射 ほうしゃ が存在 そんざい すること」という点 てん で、当時 とうじ の理論 りろん 予測 よそく と一致 いっち しないものであった[ 1] [ 3] 。前者 ぜんしゃ は超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ の放出 ほうしゅつ 物質 ぶっしつ の膨張 ぼうちょう 速度 そくど が通常 つうじょう の超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ の10~15%しかないこと、後者 こうしゃ は放出 ほうしゅつ 物質 ぶっしつ の性質 せいしつ に既知 きち の超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ と大 おお きく異 こと なる点 てん があることを示 しめ していた[ 1] 。
川端 かわばた らのグループはこの後期 こうき スペクトルの理論 りろん 再 さい 解析 かいせき を行 おこな い、未知 みち の放射 ほうしゃ が中性 ちゅうせい の鉄 てつ 元素 げんそ によるものである可能 かのう 性 せい を見出 みいだ した[ 1] [ 2] 。理論 りろん 解析 かいせき から、太陽 たいよう 質量 しつりょう の0.3倍 ばい 以上 いじょう の鉄 てつ が放出 ほうしゅつ されていれば未 み 同定 どうてい の放射 ほうしゃ 輝線 きせん の波長 はちょう や強度 きょうど が説明 せつめい できることが示 しめ され、十分 じゅうぶん な量 りょう の鉄 てつ 元素 げんそ を放出 ほうしゅつ できるIa型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ である可能 かのう 性 せい が示唆 しさ された[ 1] [ 2] 。超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ では放出 ほうしゅつ 物質 ぶっしつ が高速 こうそく 膨張 ぼうちょう することで密度 みつど が低 ひく くなるため鉄 てつ 元素 げんそ はほとんどイオン化 いおんか されてしまうが、SN 2006gyでは放出 ほうしゅつ 物質 ぶっしつ の速度 そくど が低 ひく く、密度 みつど が通常 つうじょう の超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ より300倍 ばい ほど高 たか くなるため、中性 ちゅうせい の鉄 てつ 元素 げんそ が存在 そんざい できる[ 1] [ 2] 。さらに、Ia型 がた 超新星 ちょうしんせい の放出 ほうしゅつ 物質 ぶっしつ が大量 たいりょう の星 ほし 周 あまね 物質 ぶっしつ に向 む かって衝突 しょうとつ しながら膨張 ぼうちょう した場合 ばあい の挙動 きょどう と光度 こうど 曲線 きょくせん を理論 りろん 計算 けいさん したところ、SN 2006gyの後期 こうき スペクトルの性質 せいしつ や光度 こうど 、光度 こうど の進化 しんか と一致 いっち することが示 しめ された[ 1] [ 2] 。この研究 けんきゅう 結果 けっか から川端 かわばた らの研究 けんきゅう グループは、SN 2006gyはこれまで提唱 ていしょう されてきた大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし の超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ ではなく、白色 はくしょく 矮星と大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし の連 れん 星 ぼし の合体 がったい によるIa型 がた 超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ であるとすれば観測 かんそく 結果 けっか を矛盾 むじゅん なく説明 せつめい できる、としている[ 1] [ 2] 。
^ 2007年 ねん 10月 がつ 、QuimbyはSN 2005ap がこの超新星 ちょうしんせい の記録 きろく を抜 ぬ いて史上 しじょう 最 もっと も明 あか るい超新星 ちょうしんせい になったと発表 はっぴょう している。