天文学者たちは初めて、超新星爆発の現場で星の誕生を目撃した。 ベテルギウス 超新星爆発 星の爆発後に残るもの
20 世紀の重要な成果の 1 つは、水素やヘリウムより重い元素のほとんどすべてが星の内部で形成され、地球上で最も強力な現象の 1 つである超新星爆発の結果として星間物質に侵入するという事実を理解したことでした。大宇宙。
写真: 輝く星とガスの塊は、超新星 1987A と呼ばれる巨大な星の自己破壊の息を呑むような背景を提供します。 天文学者たちは、1987 年 2 月 23 日に南半球でその爆発を観察しました。 ハッブル宇宙望遠鏡からのこの画像には、拡散したガス雲の中の物質の内側と外側のリングに囲まれた超新星残骸が示されています。 この 3 色画像は、1994 年 9 月、1996 年 2 月、および 1997 年 7 月に撮影された超新星とその周囲領域の数枚の写真を合成したものです。 超新星の近くにある多数の明るい青色の星は、それぞれ約 1,200 万年前に誕生し、太陽の 6 倍の重さを持つ巨大な星です。 これらはすべて、爆発した星と同じ世代の星に属しています。 明るいガス雲の存在は、この地域がまだ若いことを示すもう一つの兆候であり、この地域はまだ新しい星が誕生する肥沃な土壌です。
当初、明るさが突然1,000倍以上増加したすべての星は新星と呼ばれていました。 フレアするとき、そのような星は突然空に現れ、星座の通常の構成を乱し、その明るさを最大数千倍に増加させ、その後、明るさが急激に低下し始め、数年後には、それらと同じくらい暗くなります。炎上前だった。 星がその質量の最大1000分の1を高速で放出するフレアの繰り返しは、新しい星の特徴です。 そして、そのようなフレアの現象の壮大さにもかかわらず、それは星の構造の根本的な変化やその破壊とは関連していません。
5,000 年間にわたり、明るさが 3 等級を超えないものに限定すると、200 を超える星の明るいフレアに関する情報が保存されています。 しかし、星雲の銀河系外の性質が確立されると、星雲の中で燃え上がる新しい星は、その光度が銀河全体の光度と等しいことが多いため、その特性において通常の新星よりも優れていることが明らかになりました。燃え上がった。 このような現象の異常な性質により、天文学者らは、そのような現象は通常の新星とはまったく異なるものであるという考えに至り、そのため 1934 年にアメリカの天文学者フリッツ ツヴィッキーとウォルター バーデの提案により、最大の明るさでフレアが 200 メートルの明るさに達した星々が発見されました。通常の銀河は、最も光度が高く、まれなクラスの超新星として別個に識別されました。
通常の新星の爆発とは異なり、現在の銀河系での超新星爆発は非常にまれな現象であり、発生頻度は 100 年に 1 回程度です。 最も顕著な流行は 1006 年と 1054 年で、それらに関する情報は中国と日本の論文に記載されています。 1572 年、カシオペア座でのこのような星の発生は傑出した天文学者ティコ ブラーエによって観察され、1604 年にへびつかい座での超新星現象を最後に監視したのはヨハネス ケプラーでした。 天文学における「望遠鏡」時代の 4 世紀の間、私たちの銀河系ではそのようなフレアは観察されていませんでした。 太陽系の位置は、その体積の約半分で超新星爆発を光学的に観察できるような位置にあり、残りの体積では爆発の明るさは星間吸収によって暗くなります。 と。 クラソフスキーとI.S. シュクロフスキー氏は、銀河系での超新星爆発は平均して 100 年に 1 回起こると計算しました。 他の銀河でも、これらのプロセスはほぼ同じ頻度で発生するため、光バースト段階の超新星に関する主な情報は、他の銀河での超新星観測から得られました。
米国のパロマー天文台に勤める天文学者 W. バーデと F. ツヴィッキーは、このような強力な現象を研究することの重要性を認識し、1936 年に体系的な超新星の探索を開始しました。 彼らはシュミットシステムの望遠鏡を自由に使用でき、数十平方度の領域を撮影することができ、暗い星や銀河でさえも非常に鮮明な画像を得ることができました。 3 年間にわたって、彼らはさまざまな銀河で 12 回の超新星爆発を発見し、測光と分光法を使用して研究しました。 観測技術の向上に伴い、新たに発見される超新星の数は着実に増加し、その後の自動検索の導入により、発見数は雪崩のように増加しました（超新星は年間100個以上、総数は1,500個）。 近年では、大型望遠鏡も非常に遠くにある微光の超新星を探索し始めています。超新星の研究によって、宇宙全体の構造や運命に関する多くの疑問への答えが得られるからです。 このような望遠鏡で一晩観察すると、遠くにある超新星が 10 個以上発見されることがあります。
超新星現象として観測される星の爆発により、その周囲に星雲が形成され、猛スピード（秒速約1万km）で膨張します。 超新星残骸が他の星雲と区別される主な特徴は、高い膨張率です。 超新星残骸では、すべてが巨大な力の爆発を物語っています。それは星の外層を散乱させ、放出された殻の個々の破片に膨大な速度を与えました。
かに星雲
おうし座で観察され、高速で飛び去る拡散ガス物質からなる比較的小さなかに星雲ほど、天文学者に貴重な情報を与えてくれた宇宙天体はひとつもありません。 この星雲は 1054 年に観測された超新星の残骸であり、電波源が確認された最初の銀河天体となりました。 電波放射の性質には熱放射との共通点は何もなく、その強度は波長とともに系統的に増加することが判明しました。 すぐに、この現象の性質を説明することが可能になりました。 超新星残骸には、光速に近い速度で生成される宇宙線 (電子、陽電子、原子核) を捕捉する強力な磁場がなければなりません。 磁場内では、移動方向に細いビームで電磁エネルギーを放射します。 かに星雲からの非熱電波放射の発見により、天文学者はまさにこの特徴を利用して超新星残骸を探すようになりました。
カシオペア座にある星雲は、特に強力な電波放射源であることが判明しました。メートル波では、かに星雲よりはるかに遠いにもかかわらず、そこからの電波放射束はかに星雲からの束よりも 10 倍高くなります。 。 光線では、この急速に膨張する星雲は非常に弱いです。 カシオペア星雲は、約300年前に起きた超新星爆発の残骸であると考えられています。
白鳥座のフィラメント星雲系も、古い超新星残骸に特徴的な電波放射を示した。 電波天文学は、さまざまな年代の超新星残骸であることが判明した他の多くの非熱的電波源の発見に役立ちました。 したがって、数万年前に起きた超新星爆発の残骸は、他の星雲の中でも強力な非熱的電波放射で際立っていると結論づけられた。
すでに述べたように、かに星雲は X 線の放出が発見された最初の天体でした。 1964 年、かに星雲自体の角度寸法よりも 5 倍小さいにもかかわらず、そこから発せられる X 線放射源が広範囲に及ぶことが発見されました。 そこから、X線放射は、かつて超新星として噴火した星からではなく、星雲そのものから放出されていると結論づけられました。
超新星の影響
1987 年 2 月 23 日、私たちの隣の銀河である大マゼラン雲で超新星が爆発しました。この超新星は、現代の天文機器を備えた天文学者にとって初めて詳細に研究できるものであったため、天文学者にとって非常に重要なものとなりました。 そしてこの星は一連の予言を裏付けた。 光学フレアと同時に、日本とオハイオ州（米国）に設置された特別な検出器は、ニュートリノの束を検出した。ニュートリノは、星の核の崩壊中に非常に高温で生まれ、その殻を容易に貫通する素粒子である。 これらの観測は、崩壊する星の核自体が中性子星に崩壊するときに、崩壊する星の核の質量の約10％がニュートリノとして放出されるという以前の示唆を裏付けました。 非常に重い星では、超新星爆発中に核がさらに高密度に圧縮され、おそらくブラックホールに変わりますが、星の外層はまだ剥がれ落ちたままです。 近年、宇宙のガンマ線バーストの一部が超新星に関連しているという兆候が現れています。 宇宙ガンマ線バーストの性質が爆発の性質に関連している可能性があります。
超新星爆発は、周囲の星間物質に強力かつ多様な影響を与えます。 猛スピードで放出される超新星エンベロープは、周囲のガスをすくい上げて圧縮し、ガス雲から新しい星の形成に推進力を与える可能性があります。 ジョン・ヒューズ博士 (ラトガース大学) 率いる天文学者チームは、NASA の軌道周回チャンドラ X 線天文台からの観測を利用して、超新星爆発中にシリコン、鉄、その他の元素がどのように形成されるかを明らかにする重要な発見を行いました。 超新星残骸カシオペア A (Cas A) の X 線画像からは、爆発中に星の内部から放出されたシリコン、硫黄、鉄の塊が明らかになりました。
チャンドラ天文台が取得した Cas A 超新星残骸の画像の高品質、明瞭さ、情報量により、天文学者はこの残骸の多くのノードの化学組成を決定できるだけでなく、これらのノードがどこで形成されたかを正確に突き止めることができました。 たとえば、最もコンパクトで最も明るいノードは主にシリコンと硫黄で構成されており、鉄はほとんど含まれていません。 これは、超新星爆発で終わった崩壊中に温度が30億度に達した星の内部深くでそれらが形成されたことを示している。 他のノードでは、天文学者は、一部のシリコンと硫黄の混合物を含む、非常に高い含有量の鉄を発見しました。 この物質は、爆発中の温度が40億から50億度の高い値に達した部分でさらに深く形成されました。 Cas A超新星残骸のシリコンに富む明るいノードと、より暗い鉄に富むノードの両方の位置を比較したところ、星の最も深い層に由来する「鉄」の特徴が残骸の外縁に位置していることが明らかになった。 。 これは、爆発によって「鉄」ノードが他のすべてのノードよりも遠くに飛ばされたことを意味します。 そして今でも、爆発の中心からさらに速い速度で遠ざかっているように見えます。 チャンドラによって得られたデータを研究することで、超新星爆発の性質、プロセスの力学、新元素の起源を説明する理論家によって提案されたいくつかのメカニズムのうちの 1 つを決定することができます。
SN I 超新星は非常によく似たスペクトル (水素線なし) と光度曲線の形状を持ちますが、SN II スペクトルは明るい水素線を含み、スペクトルと光度曲線の両方の多様性によって特徴付けられます。 この形式の超新星分類は、前世紀の 80 年代半ばまで存在していました。 そして、CCD 受信機が広く使用され始めると、観察材料の量と質が大幅に増加し、以前はアクセスできなかった暗い天体のスペクトログラムを取得したり、線の強度と幅をより正確に決定したりすることが可能になりました。より弱い線をスペクトルに登録します。 その結果、確立されたように見えた超新星の二項分類は急速に変化し、より複雑になり始めました。
超新星は、爆発する銀河の種類によっても異なります。 渦巻銀河では、両方のタイプの超新星が爆発しますが、楕円銀河では、星間物質がほとんどなく、星形成プロセスが終了しているため、明らかに、爆発前に観察されるのはSN I型の超新星だけです。これらは非常に古い星です。 、その質量は太陽質量に近い。 そして、このタイプの超新星のスペクトルと光度曲線は非常に似ているため、同じ星が渦巻銀河で爆発することを意味します。 太陽に近い質量を持つ恒星の進化の過程の自然な結末は、惑星状星雲の形成と同時に白色矮星に変化することです。 白色矮星は通常の星の進化の最終生成物であるため、水素をほとんど含んでいません。
私たちの銀河系では毎年、いくつかの惑星状星雲が形成されるため、この質量のほとんどの恒星は静かにその一生を終え、SN I 型超新星爆発は 100 年に 1 回だけ発生します。 他の同様の星の運命と似ていない、完全に特別な結末を決定する理由は何ですか? 有名なインドの天体物理学者 S. チャンドラセカールは、白色矮星の質量が太陽質量の約 1.4 倍未満であれば、静かにその生涯を「生き抜く」ことを示しました。 しかし、十分に近い連星系にある場合、その強力な重力によって伴星から物質を「引っ張る」ことができ、その結果質量が徐々に増加し、許容限界を超えると強力な爆発が起こり、スターの死。
SN II 超新星は、殻に大量の水素を含む若い大質量星と明らかに関連しています。 このタイプの超新星爆発は、初期質量が太陽質量の 8 x 10 倍を超える星の進化の最終段階と考えられています。 一般に、そのような星の進化は非常に早く進みます。数百万年後には水素が燃焼し、ヘリウムが炭素に変わり、さらに炭素原子がより高い原子番号の原子に変化し始めます。
自然界では、大量のエネルギー放出を伴う元素の変換は、核が最も安定している鉄で終わり、核融合中にエネルギー放出は起こりません。 したがって、星の核が鉄になると、その中のエネルギーの放出が止まり、重力に抵抗できなくなり、急速に収縮または崩壊し始めます。
崩壊中に起こるプロセスはまだ完全には理解されていません。 しかし、核内のすべての物質が中性子に変わると、引力に抵抗できることが知られています。星の核は「中性子星」に変わり、崩壊は止まります。 この場合、膨大なエネルギーが放出され、星の殻に入って膨張を引き起こし、それが超新星爆発として見られます。
このことから、超新星爆発と中性子星やブラック ホールの形成との間に遺伝的関連があることが予想されます。 もし星の進化が以前に「静かに」起こっていたなら、その外皮の半径は太陽の半径の数百倍も大きく、SN II 超新星のスペクトルを説明するのに十分な量の水素も保持しているはずである。
超新星とパルサー
超新星爆発の後、拡大する殻とさまざまな種類の放射線に加えて、他の天体が残るという事実は、1年前に電波天文学者がパルサー（放射線が個々の体内に集中している電波源）を発見したという事実により、1968年に知られるようになりました。厳密に定義された期間の後に繰り返されるパルス。 科学者たちは、パルスの厳密な周期性とその周期の短さに驚きました。 最大の注目を集めたのはパルサーで、その座標は超新星爆発の残骸と考えられている南の星座ベラエにある、天文学者にとって非常に興味深い星雲の座標に近く、その周期はわずか0.089秒であった。 そして、かに星雲の中心でパルサー（周期は1/30秒）が発見された後、パルサーが超新星爆発に何らかの関係があることが明らかになった。 1969 年 1 月には、かに星雲のパルサーが同じ周期で明るさを変化する 16 等の微光星と確認され、1977 年には、へら座のパルサーをこの星と確認することができました。
パルサー放射の周期性はパルサーの急速な回転に関連していますが、通常の星は 1 つも、白色矮星でさえも、パルサーの特徴的な周期で回転することはできません。パルサーは遠心力によってすぐに引き裂かれ、中性子星だけが回転します。非常に高密度でコンパクトなので、それらに耐えることができます。 多くの選択肢を分析した結果、科学者たちは、超新星爆発には中性子星の形成が伴うという結論に達しました。これは質的に新しいタイプの天体であり、その存在は高質量星の進化の理論によって予測されていました。
超新星とブラックホール
超新星爆発とブラックホールの形成との直接的な関係を示す最初の証拠がスペインの天文学者によって得られた。 1994 年に連星系新星さそり座のブラック ホールを周回する星から放出される放射線の研究では、その中に大量の酸素、マグネシウム、ケイ素、硫黄が含まれていることが判明しました。 これらの元素は、超新星爆発を生き延びた近隣の星がブラックホールに変化したときに捕らえられたと考えられています。
超新星 (特に Ia 型超新星) は、宇宙で最も明るい星型天体の 1 つであるため、最も遠いものであっても、現在利用可能な装置を使用して研究することができます。 比較的近くの銀河で多くの Ia 型超新星が発見されています。 これらの銀河までの距離を十分に正確に推定することで、銀河内で爆発する超新星の明るさを決定することが可能になりました。 遠くにある超新星が平均して同じ明るさを持っていると仮定すると、最大の明るさで観測された等級からそれらの超新星までの距離を推定することができます。 超新星までの距離と、超新星が爆発した銀河の後退速度（赤方偏移）を比較することで、宇宙の膨張を特徴付ける主な量、いわゆるハッブル定数を決定することが可能になります。
10年前でさえ、55から100 km/s Mpcまで、ほぼ2倍異なる値が得られましたが、今日では精度が大幅に向上し、その結果、72 km/s Mpcの値が得られました。受け入れられます (約 10% の誤差はあります)。 赤方偏移が 1 に近い遠方の超新星については、距離と赤方偏移の関係から、宇宙の物質の密度に依存する量を決定することもできます。 アインシュタインの一般相対性理論によれば、空間の曲率を決定するのは物質の密度であり、したがって宇宙の将来の運命も決まります。 つまり、無限に拡張するのか、それともこのプロセスが停止して圧縮に置き換えられるのかということです。 超新星に関する最近の研究では、宇宙の物質密度が膨張を止めるには不十分である可能性が高く、膨張は今後も続くことが示されています。 そして、この結論を確認するには、超新星の新たな観測が必要です。
> 超新星
探し出す、 超新星とは何ですか：星の爆発とフレア、超新星が生まれる場所、進化と発展、二重星の役割、写真と研究の説明。
超新星- 実際、これは恒星の爆発であり、宇宙空間で観察できる最も強力な爆発です。
超新星はどこに現れるのでしょうか？
超新星は他の銀河でも頻繁に見られます。 しかし、私たちの天の川では、塵やガスの霧が視界を遮るため、これはまれな現象です。 最後に観測された超新星は、1604 年にヨハネス ケプラーによって観測されました。 チャンドラ望遠鏡は、1世紀以上前に爆発した（超新星爆発の結果）星の残骸のみを見つけることができました。
超新星は何が起こるのでしょうか？
超新星は星の中心に変化が起こることで誕生します。 主に 2 つのタイプがあります。
1 つ目はバイナリ システムです。 二重星は、共通の中心によって接続されたオブジェクトです。 それらの1つは2番目から物質を盗み、巨大になりすぎます。 しかし、内部プロセスのバランスを保つことができず、超新星爆発を起こします。
二つ目は死の瞬間です。 燃料がなくなりがちです。 その結果、質量の一部が核に流れ込み始め、重力に耐えられないほど重くなります。 膨張過程が起こり、星は爆発します。 太陽は単一の星ですが、十分な質量がないため、このままでは生き残ることができません。
なぜ研究者は超新星に興味を持っているのでしょうか?
このプロセス自体は短期間ですが、宇宙について多くのことを知ることができます。 たとえば、標本のうちの 1 つは、宇宙が膨張する性質を持っており、その速度が増加していることを確認しました。
また、これらの物体が空間内の元素の分布モーメントに影響を与えることも判明しました。 星が爆発すると、元素や宇宙の破片が飛び散ります。 それらの多くは最終的に私たちの地球に到達することさえあります。 超新星とその爆発の特徴を明らかにするビデオをご覧ください。
超新星観測
天体物理学者セルゲイ・ブリンニコフが最初の超新星発見、爆発後の残骸、最新の望遠鏡について語る
超新星を見つけるにはどうすればよいでしょうか?
超新星を探すために、研究者はさまざまな機器を使用します。 爆発後の可視光を観察するために必要なものもあります。 他には X 線やガンマ線を追跡するものもあります。 写真はハッブル望遠鏡とチャンドラ望遠鏡を使用して撮影されました。
2012 年 6 月、望遠鏡が運用を開始し、電磁スペクトルの高エネルギー領域に光を集束させました。 私たちは、崩壊した星、ブラックホール、超新星残骸を探すNuSTARミッションについて話しています。 科学者たちは、それらがどのように爆発して生成されるのかについてさらに詳しく調べる予定です。
天体までの距離を測定する
天文学者ウラジミール・スルディンは、セファイド、超新星爆発、宇宙の膨張率について次のように語っています。
超新星研究にどのように協力できますか?
貢献するために科学者になる必要はありません。 2008 年、超新星が普通の十代の若者によって発見されました。 2011年、コンピューターで夜空の写真を見ていた10歳のカナダ人少女も同じことを繰り返した。 アマチュアの写真には多くの興味深い物体が含まれていることがよくあります。 少し練習すれば、次の超新星を見つけることができます。 より正確に言えば、超新星爆発を捉えるあらゆるチャンスがあります。
平均すると、1 つの銀河に超新星は 100 年に 1 つしか発生しませんが、観測可能な宇宙には約 1,000 億の銀河が存在します。 NASA ゴダード宇宙飛行センターのリチャード・ムショツキー博士によると、その存在の 100 億年 (正確には 137 億年ですが、最初の数億年は星が形成されませんでした) の間に、観測可能な宇宙で 10 億の星が誕生しました。 . 超新星は年間に 30 個、つまり 1 秒間に 30 個発生します。 天の川銀河の赤色巨星であるベテルギウスが次に爆発する可能性はあるでしょうか?
こうなったら…
空で最も明るい星の一つであるベテルギウスと呼ばれる星の爆発により、満月と同じ大きさになり、1年間その状態が続きます。 巨大で、世界の大部分の冬の空に明るい赤みがかった点として見え、今後10万年以内にいつでも超新星が起こる可能性があります。
現在、ほとんどの天文学者は、私たちが宇宙で知的生命体をまだ検出できていない可能性のある理由の 1 つは、銀河の特定の領域または別の領域のすべての生命を破壊する局所的な超新星爆発の致命的な影響であると信じています。
「アル・ジャウザの手」
ベテルギウスは、かつては太陽系内にあった場合、木星の軌道に届くほどの大きさだったが、明るさは相変わらずだが、過去10年で半分に縮小した。
アラビア語に由来する名前のベテルギウスは、オリオン座の中にはっきりと見えます。 このスターは映画『ビートルジュース』の登場人物に名前を与え、小説『銀河ヒッチハイク・ガイド』シリーズではザフォッド・ビーブルブロックス大統領のホームシステムでもあった。
赤色巨星の寿命は短く、複雑で凶暴だと考えられています。 長くても数百万年生き、水素燃料をすぐに燃やし、その後ヘリウム、炭素、その他の元素に切り替わり、時折収縮して再び燃え上がります。
ベテルギウス: 超新星爆発
この星は寿命の終わりに近づいていると考えられており、ある熱核燃料が別の熱核燃料に置き換わるときに起こる崩壊のいずれかを経験する可能性があります。
ベテルギウスの収縮の理由は不明です。 銀河や遠い宇宙について私たちが知っていることをすべて考慮しても、星についてはまだ学ばなければならないことがたくさんあります。 赤色巨星がその存在の終わりに近づくと何が起こるのかも不明です。
ベテルギウス星が爆発して超新星爆発を起こした場合、地球上の天文学者はベテルギウス星とこのプロセスを制御する物理学を観察できるようになるでしょう。 問題は、それがいつ起こるかわからないことです。 ベテルギウスは2012年に爆発するという噂がありますが、実際にいつ爆発するかは不明です。 そのような出来事が起こる可能性は非常に低いため、このようなことは起こりませんでした。 ベテルギウスは明日の夕方に爆発するか、最大10万年続く可能性があります。
遠すぎる
地球に取り返しのつかないダメージを与えるには、半径 100 光年以内で超新星が爆発する必要があります。 ベテルギウスはこの条件を満たすのでしょうか？ この星は現在よりもはるかに近いはずなので、爆発は地球に害を及ぼすことはありません。 アル・ジャウザの手までの距離は約600光年。
これは最も有名な明るい星の 1 つです。 大きさは太陽の10倍で、年齢はわずか1000万年です。 星が重ければ重いほど、その寿命は短くなります。 天文学者たちがベテルギウスに注目したのはそのためです。 赤色巨星の爆発は比較的短期間に起こります。
超新星 SN2007bi
2009 年末、天文学者はこれまでに記録された最大の爆発を目撃しました。 太陽の200倍の大きさを持つこの超巨星は、ガンマ線による反物質の自然発生によって完全に破壊された。 これは、ベテルギウスが崩壊したときに何が起こるかを示す一例です。 この爆発は、太陽の50倍の大きさの放射性物質の雲を放出し、遠くの銀河からも見える核分裂の輝きを発したため、数か月間観測できた。
超新星 SN2007bi は、「準不安定」現象の一例です。 その発生はプルトニウムの圧縮によって引き起こされるものと似ています。 大きさが約 4 メガヨッタグラム (つまり、ゼロが 32 個) の巨星は、ガンマ線の圧力によって結合されています。 原子核が高温であるほど、γ 線のエネルギーは高くなりますが、エネルギーが多すぎると、原子を通過して、純粋なエネルギーから物質と反物質の電子陽電子対を生成する可能性があります。 これは、星の核全体が巨大粒子加速器として機能することを意味します。
太陽11個分の大きさの熱核爆弾
反物質はその反対のもので消滅する傾向がありますが、問題は、爆発の速度が非常に速いにもかかわらず、星の崩壊を防ぐガンマ線の圧力を生み出すのに重大な遅れを生むことです。 外側の層がたるんだことでコアが圧縮され、温度が上昇します。 これにより、より高エネルギーのガンマ線が反物質を生成する可能性が高まり、突然、星全体が想像を超える規模で暴走する原子炉となります。 熱核核全体は熱核爆弾のように瞬時に爆発し、その質量は太陽の大きさを超えるだけでなく、発光体11個の質量よりも大きい。
すべてが爆発します。 ブラックホールも中性子星もなく、新たな放射性物質の膨張する雲と、かつては宇宙を引き裂くことなく可能な限り最も巨大な天体だった空の空間だけが残っている。 爆発は大規模な反応を引き起こし、物質を新しい放射性元素に変えます。
キラースター
いくつかのまれな星の - 本当のタイプ 11 キラー - は、致命的なガンマ線バースト (GRB) の源である極超新星です。 ベテルギウスと比較すると、そのような天体の爆発は1000倍のエネルギーを放出します。 GRB モデルの具体的な証拠は 2003 年に登場しました。
それは部分的には「近接」爆発によって出現し、その位置は天文学者によってガンマ線バースト座標ネットワーク（GCN）を使用して特定された。 2003 年 3 月 29 日、フレアはその後の観測でガンマ線バーストの謎を解く上で決定的なものとなるほどに接近しました。 残光光学スペクトルはSN1998bwとほぼ同一でした。 さらに、X線衛星の観測でも同じ特徴、つまり超新星にも存在する「衝撃を受けた」酸素と「加熱された」酸素の存在が示された。 したがって、天文学者は、地球からわずか 20 億光年に位置する、比較的近くにあるガンマ線バーストの「残光」が超新星に似ていると判断することができました。
それぞれの極超新星が GRB に関連しているかどうかは不明です。 しかし、天文学者らは、超新星が発生するのは 100,000 個に 1 個だけであると推定しています。 これは 1 日に約 1 回のガンマ線バーストに相当し、実際に観測されている量となります。
ほぼ確実に言えるのは、極超新星形成に関与する核には、中性子星ではなくブラックホールを形成するのに十分な質量があるということだ。 したがって、観測されたすべての GRB は、生まれたばかりのブラック ホールの「叫び」です。
T コンパス系の白色矮星
国際紫外線探査衛星によるコンパス星座のTコンパスの新たな観測は、白色矮星が連星系の一部であり、地球から3,260光年離れていることを示しており、これまでの推定値である6,000光年よりもはるかに近いことに科学者たちは同意している。 。
白色矮星は繰り返し新星です。 これは、星の熱核爆発が20年ごとに起こることを意味します。 最も最近に知られている出来事は、1967 年、1944 年、1920 年、1902 年、1890 年でした。 これらの超新星ではなく新星爆発は星を破壊せず、地球に影響を与えません。 天文学者たちは、なぜフレアの間隔が長くなったのかを知りません。
科学者らは、新星爆発は、準星が伴星から水素を豊富に含むガスを吸い上げて質量が増加した結果であると考えている。 質量が一定の限界に達すると、新星が点滅します。 ポンピングと爆発のサイクル中に質量が増加するか減少するかは不明ですが、いわゆるチャンドラセカール限界に達すると、この矮星はタイプ 1a 超新星になります。 この場合、ドワーフは縮小し、強力なフラッシュが発生し、その結果、ドワーフは完全に破壊されます。 このタイプの超新星は、新星よりも 1,000 万倍多くのエネルギーを放出します。
千の太陽のエネルギー
新星爆発中の白色矮星の観察は、その質量が増加していることを示唆しており、以前の爆発中に放出された物質に関するハッブルのデータはこの見解を裏付けています。 モデルは、白色矮星の質量が約1000万年以内にチャンドラセカールの限界に達する可能性があると推定している。
科学者によると、超新星はガンマ線を発生させ、そのエネルギーは同時発生数1000個に相当し、これはベテルギウスの爆発よりも危険であるとのことです。 ガンマ線が地球に到達すると、窒素酸化物が生成される恐れがあり、オゾン層にダメージを与え、破壊する可能性があります。 超新星は、天の川銀河の他の星をすべて合わせたものと同じくらい明るいでしょう。 天文学者の一人、ヴィラノバ大学のエドワード・シオン博士は、天文学者や地質学者が用いる時間スケールでは近い将来に爆発する可能性があるが、人類にとっては遠い将来のことだと主張している。
意見は様々です
天文学者らは、地球から100光年以内での超新星爆発は壊滅的なものになると考えているが、その影響は依然として不明であり、爆発の威力に左右される。 研究者チームは、このフレアはベテルギウスの爆発よりもはるかに近く、より強力になる可能性が高いと述べている。 いつになるかは不明だが、地球は深刻なダメージを受けるだろう。 しかし、超新星、活動銀河、ブラックホール、ガンマ線バースト、宇宙の膨張の専門家であるカリフォルニア大学バークレー校のアレックス・フィリペンコのような他の研究者はこの計算に同意せず、もし爆発が起こると信じている。発生しても、地球にダメージを与える可能性は低いです。
超新星について何を知っていますか? おそらく超新星とは、星の壮大な爆発であり、その場所に中性子星またはブラックホールが残ると言うでしょう。
ただし、すべての超新星が実際に大質量星の一生の最終段階であるわけではありません。 超新星爆発の現代の分類には、超巨大爆発に加えて、他のいくつかの現象も含まれています。
新星と超新星
「超新星」という用語は「新星」という用語から移行しました。 「新星」は、ほぼゼロから空に現れ、その後徐々に消えていく星と呼ばれています。 最初の「新しい」ものは、紀元前 2 千年紀に遡る中国の年代記で知られています。 興味深いことに、これらの新星の中には超新星がしばしば存在しました。 たとえば、それは 1571 年にティコ ブラーエによって観測された超新星で、彼は後に「新星」という用語を作りました。 どちらの場合も、文字通りの意味での新しい著名人の誕生について話しているわけではないことがわかりました。
新星と超新星は、星または星のグループの明るさの急激な増加を示します。 原則として、以前は人々はこれらのフレアを引き起こした星を観察する機会がありませんでした。 これらは、当時の肉眼や天文台では暗すぎる天体でした。 それらはフレアの瞬間にすでに観察されており、それは自然に新しい星の誕生に似ていました。
これらの現象は似ているにもかかわらず、今日ではその定義には大きな違いがあります。 超新星のピーク光度は、新星のピーク光度よりも数千倍、数十万倍も大きくなります。 この矛盾は、これらの現象の性質の根本的な違いによって説明されます。
新たなスターの誕生
新しいフレアは、いくつかの近い星系で発生する熱核爆発です。 このような星系は、より大きな伴星（主系列星、亜巨星、または）からも構成されています。 白色矮星の強力な重力が伴星から物質を引っ張り、その周囲に降着円盤を形成させます。 降着円盤内で発生する熱核反応は、時として安定性を失い、爆発性を帯びることがあります。
このような爆発の結果、星系の明るさは数千倍、さらには数十万倍も増加します。 こうして新しいスターが誕生するのです。 地上の観察者にとってこれまで薄暗く、あるいは目に見えなかった物体が、顕著な明るさを獲得します。 通常、このような流行はわずか数日でピークに達し、数年かけて消え去ることもあります。 多くの場合、そのような爆発は同じ星系で数十年ごとに繰り返されます。 定期的です。 新星の周りには膨張するガスのエンベロープも観察されています。
超新星爆発は、その起源がまったく異なる、より多様な性質を持っています。
超新星は通常、2 つの主要なクラス (I と II) に分類されます。 これらのクラスはスペクトルと呼ぶことができます。 それらは、スペクトル内の水素線の有無によって区別されます。 これらのクラスは視覚的にも著しく異なります。 すべてのクラス I 超新星は、爆発力と明るさ変化のダイナミクスの両方において類似しています。 この点において、クラス II 超新星は非常に多様です。 その爆発の力と明るさの変化のダイナミクスは非常に広範囲に及びます。
すべてのクラス II 超新星は、大質量星の内部での重力崩壊によって生成されます。 言い換えれば、これは私たちによく知られている超巨星の爆発と同じです。 第一級超新星の中には、爆発のメカニズムが新星の爆発に近いものもあります。
超巨人の死
太陽質量が 8 ～ 10 を超える星は超新星になります。 このような星の中心は、水素を使い果たすと、ヘリウムを含む熱核反応が進行します。 ヘリウムを使い果たすと、原子核はさらに重い元素の合成を開始します。 星の深部では、ますます多くの層が作成され、それぞれが独自のタイプの熱核融合を起こします。 進化の最終段階では、このような星は「層状」の超巨星に変わります。 鉄の合成はその中心部で起こりますが、表面近くでは水素からのヘリウムの合成が続きます。
鉄の核とより重い元素の融合は、エネルギーの吸収によって起こります。 したがって、鉄になった超巨大核は、重力を補うエネルギーを放出できなくなります。 コアは流体力学的平衡を失い、ランダムな圧縮を受け始めます。 星の残りの層は、核が特定の臨界サイズに収縮するまで、この平衡を維持し続けます。 現在、残りの層と星全体は流体力学的平衡を失いつつあります。 この場合にのみ、「勝つ」のは圧縮ではなく、崩壊とさらなる混乱の反応中に放出されるエネルギーです。 外殻が解放される - 超新星爆発。
階級の違い
超新星のさまざまなクラスとサブクラスは、その星が爆発前にどのような状態であったかによって説明されます。 たとえば、クラス I 超新星 (サブクラス Ib、Ic) に水素が存在しないのは、星自体に水素が存在しなかったという事実の結果です。 おそらく、その外殻の一部は、密接な連星系での進化の過程で失われました。 ヘリウムが存在しない場合、サブクラス Ic のスペクトルは Ib とは異なります。
いずれにせよ、そのようなクラスの超新星は、水素とヘリウムの外側の殻を持たない星で発生します。 残りの層は、サイズと質量のかなり厳密な制限内にあります。 これは、熱核反応が特定の臨界段階の開始とともに互いに入れ替わるという事実によって説明されます。 これが、Ic 級星の爆発と Ib 級星の爆発が非常に似ている理由です。 その最大光度は太陽の約15億倍です。 2〜3日でこの明るさに達します。 その後、明るさは月に5〜7回弱まり、その後の月にはゆっくりと減少します。
II 型超新星には水素とヘリウムの殻がありました。 星の質量やその他の特徴に応じて、この殻の境界は異なる場合があります。 これは、超新星パターンの範囲が広いことを説明しています。 その明るさは、数千万から数百億の太陽光度の範囲に及びます（ガンマ線バーストを除く - 以下を参照）。 そして、明るさの変化のダイナミクスは非常に異なる性質を持っています。
白色矮星変化
超新星の特別なカテゴリはフレアです。 これは、楕円銀河で発生する可能性のある唯一のクラスの超新星です。 この特徴は、これらのフレアが超巨星の死の産物ではないことを示唆しています。 超巨星は、自分たちの銀河が「老いていく」まで生きているわけではありません。 楕円形になります。 また、このクラスのフラッシュはどれも明るさがほぼ同じです。 このおかげで、Ia 型超新星は宇宙の「標準キャンドル」となります。
それらは、明らかに異なるパターンに従って発生します。 前述したように、これらの爆発は性質的に新たな爆発に似ています。 それらの起源に関する 1 つのスキームは、それらが白色矮星とその随伴星の近縁系でも起源を持つことを示唆しています。 ただし、新しい星とは異なり、ここでは異なる、より壊滅的なタイプの爆発が発生します。
白色矮星は仲間を「貪り食う」につれて、チャンドラセカールの限界に達するまで質量が増加します。 この限界は太陽質量の 1.38 倍に相当し、白色矮星の質量の上限であり、その後白色矮星は中性子星に変わります。 このような現象は、通常の新たな爆発よりも何桁も大きい、膨大なエネルギーの放出を伴う熱核爆発を伴います。 チャンドラセカール限界のほぼ一定の値は、このサブクラスのさまざまなフレアの明るさのこのような小さな不一致を説明します。 この明るさは太陽の明るさのほぼ60億倍であり、その変化のダイナミクスはクラスIb、Ic超新星のものと同じです。
極超新星爆発
超新星は、そのエネルギーが通常の超新星よりも数桁高い爆発です。 つまり、実際には、それらは極超新星、つまり非常に明るい超新星です。
通常、極超新星は超大質量星の爆発であると考えられており、 とも呼ばれます。 このような星の質量は 80 から始まり、多くの場合、理論上の限界である太陽質量 150 を超えます。 反物質の消滅、クォーク星の形成、または 2 つの大質量星の衝突中に超新星が形成されるバージョンもあります。
極超新星は、おそらく宇宙で最もエネルギーを消費し、最もまれな現象であるガンマ線バーストの主な原因であるという点で注目に値します。 ガンマ バーストの継続時間は、100 分の 1 秒から数時間の範囲です。 しかし、ほとんどの場合、それらは 1 ～ 2 秒続きます。 この数秒間で、太陽は 100 億年の生涯にわたるエネルギーと同様のエネルギーを放出します。 ガンマ線バーストの性質はまだほとんどわかっていません。
生命の祖先
破滅的な性質にもかかわらず、超新星は当然、宇宙の生命の祖先と呼ぶことができます。 その爆発の力によって星間物質が押し込まれ、ガスや塵の雲や星雲が形成され、その後その中で星が誕生します。 それらのもう 1 つの特徴は、超新星が星間物質を重元素で飽和させることです。
鉄よりも重いすべての化学元素を生み出すのは超新星です。 結局のところ、前述したように、そのような元素の合成にはエネルギーが必要です。 超新星だけが、エネルギーを大量に消費して新しい元素を生成するために複合核と中性子を「充電」することができます。 爆発の運動エネルギーは、爆発する星の深部で形成された元素とともに、それらを宇宙全体に運びます。 これらには、炭素、窒素、酸素、およびそれなしでは有機生命体が不可能なその他の元素が含まれます。
超新星観測
超新星爆発は非常にまれな現象です。 私たちの銀河には 1,000 億個以上の星が含まれていますが、フレアは 1 世紀に数回しか発生しません。 年代記や中世の天文学資料によると、過去 2,000 年間で肉眼で見える超新星は 6 個だけ記録されています。 現代の天文学者は、私たちの銀河系で超新星を観測したことがありません。 最も近いものは、天の川銀河の衛星の 1 つである大マゼラン雲で 1987 年に発生しました。 科学者たちは毎年、他の銀河で発生する最大 60 個の超新星を観察しています。
超新星はほとんどの場合、その爆発の瞬間にすでに観測されているのは、この希少性のためです。 超新星に先立つ現象はほとんど観測されていないため、超新星の性質は依然としてほとんどが謎のままです。 現代科学では超新星を正確に予測することはできません。 どの星候補も、何百万年も経たないと燃え上がりません。 この点で最も興味深いのはベテルギウスで、私たちが生きている間に地球の空を照らす可能性が非常に現実的です。
ユニバーサルフレア
極超新星爆発はさらにまれです。 私たちの銀河系では、そのような出来事は数十万年に一度起こります。 しかし、極超新星によって発生するガンマ線バーストはほぼ毎日観測されています。 それらは非常に強力であるため、宇宙のほぼすべての隅から記録されています。
たとえば、ガンマ線バーストの 1 つは 75 億光年離れたところにあり、肉眼で見ることができました。 それはアンドロメダ銀河で起こり、数秒間、地球の空が満月の明るさの星で照らされました。 もしそれが私たちの銀河の反対側で起こったなら、天の川を背景に第二の太陽が現れるでしょう。 フレアの明るさは太陽の千兆倍、銀河系の数百万倍も明るいことが判明しました。 宇宙には何十億もの銀河があることを考えると、なぜそのような出来事が毎日記録されるのか不思議ではありません。
私たちの地球への影響
超新星が現代人類に脅威を与え、何らかの形で地球に影響を与える可能性は低いです。 ベテルギウスの爆発でさえ、私たちの空を照らすのは数か月だけです。 しかし、それらは確かに過去において私たちに決定的な影響を与えました。 その一例は、4 億 4,000 万年前に地球上で起きた 5 回の大量絶滅のうちの最初の絶滅です。 あるバージョンによると、この絶滅の原因は銀河系で発生したガンマ線バーストだったそうです。
さらに注目すべきは、超新星のまったく異なる役割です。 すでに述べたように、炭素ベースの生命の出現に必要な化学元素を作り出すのは超新星です。 地球の生物圏も例外ではありませんでした。 太陽系は、過去の爆発の破片を含むガス雲の中で形成されました。 私たちは皆、超新星のおかげで自分の外見をしていることが分かりました。
さらに、超新星は地球上の生命の進化に影響を与え続けました。 地球の放射線バックグラウンドを増加させることで、彼らは生物に突然変異を強いました。 大規模な絶滅についても忘れてはなりません。 確かに、超新星は地球の生物圏に何度も「調整」を加えてきました。 結局のところ、これらの地球規模の絶滅がなければ、今ではまったく異なる種が地球を支配していることになるでしょう。
恒星の爆発の規模
超新星爆発がどれほどのエネルギーを持っているかを明確に理解するために、質量とエネルギーの等価式に目を向けてみましょう。 彼によると、物質の 1 グラムごとに膨大な量のエネルギーが含まれています。 つまり、この物質 1 グラムは、広島で爆発した原子爆弾の爆発に相当します。 ツァーリ爆弾のエネルギーは 3 キログラムの物質に相当します。
太陽の深部での熱核反応プロセスでは、毎秒 7 億 6,400 万トンの水素が 7 億 6,000 万トンのヘリウムに変換されます。 それらの。 太陽は毎秒、物質400万トンに相当するエネルギーを放出しています。 地球に到達するのは太陽の総エネルギーの 20 億分の 1 だけで、これは質量 2 キログラムに相当します。 そのため、ツァーリ・ボンバの爆発は火星からも観測できたという。 ちなみに、太陽は人類が消費するエネルギーの数百倍ものエネルギーを地球に届けています。 つまり、現代人類全員の年間エネルギー需要をまかなうには、わずか数トンの物質をエネルギーに変換するだけで済みます。
上記を考慮して、平均的な超新星がピークに達すると、数千トンの物質が「燃焼」すると想像してください。 これは大きな小惑星の質量に相当します。 超新星の総エネルギーは、惑星または低質量星の質量に相当します。 最後に、ガンマ線バーストは、数秒間、あるいは一生のうちのほんの数分の 1 秒で、太陽の質量に相当するエネルギーを飛び散らせます。
このような異なる超新星
「超新星」という用語は、星の爆発だけに関連付けられるべきではありません。 これらの現象はおそらく、星自体が多様であるのと同じくらい多様です。 科学はその秘密の多くをまだ理解していません。
星は永遠に生きているわけではありません。 彼らも生まれて死ぬのです。 それらの中には、太陽のように、数十億年間存在し、穏やかに老年期を迎え、その後ゆっくりと消えていくものもあります。 はるかに短く、より波瀾万丈な生涯を送り、悲惨な死を運命づけられている人もいます。 彼らの存在は大爆発によって中断され、その後星は超新星に変わります。 超新星の光は宇宙を照らします。その爆発は数十億光年の距離からでも見ることができます。 以前は何もなかったように見える空に、突然星が現れます。 したがって、名前が付けられました。 古代人は、そのような場合には新しい星が実際に光ると信じていました。 今日、私たちは、実際には星は生まれるのではなく死んでしまうが、名前は同じ「超新星」のままであることを知っています。
スーパーノヴァ 1987A
1987年2月23日から24日の夜、私たちに最も近い銀河の一つで。 わずか 16 万 3,000 光年離れた大マゼラン雲の、ドラドゥス座に超新星が出現しました。 肉眼でも見えるようになり、5月には可視等級+3等級に達しましたが、その後数か月で徐々に明るさを失い、再び望遠鏡や双眼鏡がないと見えなくなりました。
現在と過去
超新星 1987A は、その名前が示すように、1987 年に観測された最初の超新星であり、望遠鏡時代の黎明期以来初めて肉眼で見ることができました。 実際、私たちの銀河系での最後の超新星爆発は、望遠鏡がまだ発明されていなかった 1604 年に観測されました。
しかし、より重要なのは、star* 1987A が現代の農学者に、比較的近距離で超新星を観察する初めての機会を与えたことです。
以前は何がありましたか？
超新星 1987A の研究により、それがタイプ II 超新星であることが示されました。 つまり、空のこの部分の初期の写真で発見された始祖星または先行星は、質量が太陽のほぼ20倍である青色超巨星であることが判明した。 したがって、それは核燃料がすぐになくなってしまう非常に熱い星でした。
巨大な爆発の後に残ったのは急速に膨張するガス雲だけで、その中に理論的には中性子星の出現が予想されていたはずの中性子星をまだ誰も識別することができなかった。 天文学者の中には、星は依然として放出されたガスに覆われていると主張する人もいるが、星の代わりにブラックホールが形成されていると仮説を立てる人もいる。
スターの生涯
星は、星間物質の雲の重力圧縮の結果として誕生します。星間物質が加熱されると、その中心核は熱核反応を開始するのに十分な温度になります。 すでに点火した星のその後の発達は、初期質量と化学組成という 2 つの要素に依存し、特に 1 つ目は燃焼速度を決定します。 質量が大きい星はより熱くて軽いですが、それが早く燃え尽きてしまう理由です。 したがって、大質量星の寿命は低質量星に比べて短くなります。
赤色巨星
水素を燃やす星は「初期段階」にあると言われています。 どの星の寿命もほとんどがこの段階と一致します。 たとえば、太陽は50億年間主相にあり、その後も長期間そこに留まります。この期間が終了すると、私たちの星は短い不安定相に入り、その後、今度は再び安定します。赤色巨星の形をしている。 赤色巨星は、主期の星とは比較にならないほど大きくて明るいですが、はるかに温度も低いです。 さそり座のアンタレスやオリオン座のベテルギウスは、赤色巨星の代表的な例です。 その色は肉眼でもすぐに認識できます。
太陽が赤色巨星に変わると、その外層は水星と金星を「吸収」し、地球の軌道に到達します。 赤色巨星の段階では、星は大気の外層のかなりの部分を失い、これらの層は、こと座の環状星雲である M57 や、こぎつね座のダンベル星雲である M27 のような惑星状星雲を形成します。 どちらも望遠鏡で見るのに最適です。
決勝への道
この瞬間から、星のさらなる運命は必然的にその質量に依存します。 太陽質量が 1.4 倍未満の場合、核燃焼の終了後、そのような星は外層から解放され、質量が小さい星の進化の最終段階である白色矮星に縮小します。 白色矮星が冷えて見えなくなるまでには数十億年かかります。 対照的に、大質量星（太陽の少なくとも 8 倍の質量）は、水素がなくなると、ヘリウムや炭素などの水素より重いガスを燃やして生き残ります。 圧縮と膨張の一連の段階を経たこのような星は、数百万年後に壊滅的な超新星爆発を経験し、膨大な量の自身の物質を宇宙に放出し、超新星残骸に変わります。 約 1 週間以内に、超新星は銀河内のすべての星の明るさを超え、その後すぐに暗くなります。 中性子星は中心に残り、巨大な密度を持った小さな天体です。 星の質量がさらに大きくなると、超新星爆発の結果、星ではなくブラックホールが出現します。
超新星の種類
天文学者たちは、超新星から発せられる光を研究することで、超新星はすべて同じではなく、スペクトルに表される化学元素に応じて分類できることを発見しました。 ここで水素は特別な役割を果たします。超新星スペクトルに水素の存在を確認する線が含まれている場合、それはタイプ II に分類されます。 そのような線がない場合、それはタイプ I として分類されます。タイプ I 超新星は、スペクトルの他の要素を考慮して、サブクラス la、lb、および l に分類されます。
爆発の性質の違い
タイプとサブタイプの分類は、爆発の根底にあるさまざまなメカニズムと、さまざまなタイプの始原星を反映しています。 SN 1987A のような超新星爆発は、大きな質量（太陽の 8 倍以上）を持つ星の進化の最終段階で発生します。
lb 型および lc 型超新星は、強い恒星風や連星系の別の星への物質の移動により水素エンベロープのかなりの部分を失った大質量星の中心部の崩壊によって生じます。
さまざまな先人たち
lb 型、lc 型、および II 型のすべての超新星は、集団 I の星、つまり渦巻銀河の円盤に集中している若い星に由来します。 次に、la 型超新星は古い集団 II 星に由来し、楕円銀河と渦巻銀河の中心の両方で観察できます。 このタイプの超新星は、連星系の一部である白色矮星から発生し、近隣の星から物質を引き寄せています。 白色矮星の質量がその安定限界（チャンドラセカール限界と呼ばれる）に達すると、炭素原子核の急速な融合プロセスが始まり、爆発が起こり、その結果、星はその質量の大部分を放出します。
異なる明るさ
異なるクラスの超新星は、スペクトルが異なるだけでなく、爆発時に達成される最大光度、およびこの光度が時間の経過とともにどのように正確に減少するかも異なります。 一般に、I 型超新星は II 型超新星よりもはるかに明るいですが、暗くなるのもかなり早くなります。 I 型超新星はピークの明るさで数時間から数日間持続しますが、II 型超新星は最大数か月持続することがあります。 非常に大きな質量（太陽の数十倍）を持つ星が「極超新星」のようにさらに激しく爆発し、その中心がブラックホールになるという仮説が提唱されました。
歴史上の超小説
天文学者は、平均して 100 年に 1 つの超新星が銀河系で爆発すると信じています。 しかし、過去 2000 年間に歴史的に記録されている超新星の数は 10 にも達していません。その理由の 1 つは、超新星、特に II 型がらせん腕の中で爆発するという事実によるものと考えられます。そこでは星間塵がはるかに密度が高く、したがって、 、超新星の輝きを暗くすることができます。
最初に見たのは
科学者たちは他の候補を検討していますが、今日では史上初の超新星爆発の観測は西暦 185 年に遡るというのが一般的に受け入れられています。 それは中国の天文学者によって記録されました。 中国でも386年と393年に銀河超新星爆発が観測された。 それから 600 年以上が経過し、ついに別の超新星が空に現れました。1006 年、新しい星がおおかみ座で輝き、今回は特にアラブとヨーロッパの天文学者によって記録されました。 この最も明るい星（明るさのピーク時の見かけの等級は -7.5 に達しました）は、1 年以上空に見え続けました。
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かに星雲
1054 年の超新星も例外的に明るかった (最大等級 -6) が、これもまた中国の天文学者だけが注目し、おそらくアメリカ先住民も注目した。 この超新星は、おそらく最も有名な超新星です。なぜなら、その残骸がおうし座のかに星雲であり、シャルル・メシエがカタログの 1 番に含めているからです。
また、1181年にカシオペア座に超新星が出現したという情報も中国の天文学者に提供してもらっている。 今度は 1572 年にそこで別の超新星が爆発しました。 この超新星は、その外観とその後の明るさの変化の両方を著書『新しい星について』で説明したティコ・ブラーエを含むヨーロッパの天文学者にも注目され、その名前は、そのような星を指すために一般的に使用される用語を生み出しました。 。
超新星静か
32 年後の 1604 年に、別の超新星が空に現れました。 ティコ・ブラーエはこの情報を学生のヨハネス・ケプラーに伝え、彼は「新しい星」の追跡を開始し、「へびつかい座の麓の新しい星について」という本を献呈しました。 この星はガリレオ・ガリレイによっても観察されており、現在でも銀河系で爆発する様子を肉眼で確認できる最後の超新星である。
しかし、別の超新星が天の川で、再びカシオペア座（3 つの銀河超新星に関する記録を持つ星座）で爆発したことは疑いの余地がありません。 この出来事の視覚的な証拠はありませんが、天文学者はこの星の残骸を発見し、それが1667年に起こった爆発に対応するに違いないと計算しています。
天の川銀河の外では、超新星 1987A に加えて、アンドロメダ銀河で爆発した 2 番目の超新星 1885 も観測されました。
超新星観測
超新星を探すには忍耐と正しい方法が必要です。
最初のものが必要です。なぜなら、最初の晩に超新星を発見できるという保証は誰にもないからです。 時間を無駄にしたくないし、本当に超新星を発見する可能性を高めたいのであれば、2 つ目は欠かせません。 主な問題は、遠方の銀河で超新星爆発がいつ、どこで起こるかを予測することが物理的に不可能であることです。 そのため、超新星ハンターは毎晩空をスキャンし、この目的のために慎重に選ばれた数十個の銀河をチェックしなければなりません。
やらなければいけないことは何
最も一般的な手法の 1 つは、特定の銀河に望遠鏡を向け、その外観を以前の画像 (図面、写真、デジタル画像) と比較することです。理想的には、観測に使用した望遠鏡とほぼ同じ倍率で行います。 そこに超新星が現れたら、すぐに目に入るでしょう。 今日、多くのアマチュア天文学者は、コンピュータ制御の望遠鏡や星空の写真をデジタル形式で直接撮影できる CCD カメラなど、プロの天文台にふさわしい機器を所有しています。 しかし今日でも、多くの観測者は、単に望遠鏡を特定の銀河に向け、接眼レンズを覗いて、別の星がどこかに現れるかどうかを期待して、超新星を探しています。
必要な設備
超新星探知にはそれほど高度な機器は必要ありませんが、もちろん望遠鏡の能力を考慮する必要があります。 実際のところ、各計器にはさまざまな要因に応じて限界等級があり、その中で最も重要なのはレンズの直径です（ただし、光害に応じて空の明るさも重要です。小さいほど） 、制限値が高くなります)。 望遠鏡を使用すると、超新星を探している何百もの銀河を観察できます。 ただし、観察を始める前に、銀河を特定するための天体図と、観察する予定の銀河の図面や写真を手元に用意しておくことが非常に重要です (超新星ハンター向けのリソースがインターネット上に多数あります)。最後に、各観察セッションのデータを記録する観察ログです。