超新星 爆発 と は。 人類の進化に大きな影響を与えた超新星爆発 米大学の研究

星の最期は内部構造がカギを握る-超新星爆発が起こる理由は質量の大きさだけではない

超新星 爆発 と は

宇宙で超でっかい星が爆発することを、超新星 と名前が付けられています。 これは、ものすごい爆発で、 太陽の1兆年分のエネルギーを1秒間程度で放出して、 太陽の1000億倍の明るさで輝きます。 もしこの爆発が、私たちの地球がある銀河の近くで起きたら、 夜も明るい白夜になるかもしれません。 地球から空を見ていたら、突然明るい星が輝きだした、不思議な現象にみえる かもしれません。 このモノスゴイ爆発を起こす星は、大きな星で、重さが太陽の数十倍ある大きな星です。 超新星爆発は、星の生涯の最後でおきる爆発です。 太陽のように自分で輝く星は、星の内部で核融合(かくゆうごう)反応という反応が起きていて、高温になってエネルギーを放出しています。 しかし、星の内部で核融合(かくゆうごう)反応を起こすための材料を使い果たすと、エネルギーを放出することができません。 今後は太陽の数十倍の自分の体重でつぶれていきます。 これは、ほんの一瞬のできごとです。 そして、ギューっとつぶれたあと、ドッカーンと大爆発をするのです。 そして、星は一生を終えます。 ところで、宇宙には、いろんな元素(げんそ)があります。 元素(げんそ)は、水素(すいそ)とか鉄とか、ナトリウムなどなど、モノのおおもとのことです。 元素周期表(げんしょしゅうきひょう)で、まとめられています。 元素周期表にはたくさんの元素(げんそ)が並んでいますが、 鉄までの元素(げんそ)は太陽のような星でできたと考えられています。 元素周期表(げんそしゅうきひょう)には、鉄よりも重たい元素がたくさん載っています。 この鉄より重たい元素は、超新星爆発でできたと考えられています。 超新星爆発はそんなに頻繁に起きません。 だから、鉄より重たい元素は、量が少ないのです。

次の

過去に起きた近距離の超新星爆発は満月よりも明るかった!?

超新星 爆発 と は

この記事の目次• 超新星とは、「超」な新星 (画:円盤銀河NGC 4526で観測された超新星: SN 1994D wiki) まず、超新星というのは、「超」新星という 言葉になるので、新星とはなにかについてを説明してみましょう。 「新星」とは、星の明るさが数日間で急に増大する現象をいいます。 この新星のなかでも光が増大する度合いが非常に大きなものが「超新星」というわけですね。 この概念は、1933年にウォルター・バーデとフリッツ・ツイッキー というふたりの天文学者よって生み出されました。 超新星という現象は、恒星が最終段階に入ると重力崩壊を起こして、 中性子星またはブラックホールになるときに外側が巨大な爆発として吹き飛ばされる現象です。 宇宙の初期段階では、 水素とヘリウムの同位体と微量のリチウム・ベリリウムの同位体があるだけでした。 ここから、恒星の内部の核融合反応でそれよりも重い ホウ素・窒素・炭素・珪素・鉄のような元素が生まれ、これが超新星爆発 によって恒星間空間に広がっていきました。 鉄と言えば、だれもが重いものと考えるでしょう。 その鉄よりも重い元素が、超新星のものすごい爆発のときに生み出されており、これが「r過程」 と言われています。 また、超新星の爆発で起こった衝撃波もかなりの大きさとなり、 星間物質密度にもゆらぎを作って、新しい星の誕生にも影響を与えています。 宝石として一番の知名度をもつあの「ダイアモンド」も、 超新星の爆発によってできたとされています。 超新星が爆発する仕組み (画:SN 1987A 複数のリング構造が見える。 超新星爆発によるニュートリノが観測された最初の超新星残骸 wiki) 超新星の爆発のメカニズムは2つあります。 まず、炭素・酸素でできている白色矮星が連星をなし、 相手の星からガスが相互に流れ込んだ結果、 「限界質量」になることで中心部で起こる核融合反応の暴走により爆発するという仕組みです。 このような白色矮星は、太陽と同規模か数倍ほどの質量の星の、最終進化によってできる天体です。 白色矮星の限界質量は、太陽の質量の約1. 4 倍ということが知られています。 核融合反応で出されるガンマ線で熱された物質が、星全体に燃焼波を伝えます。 爆発したことにより星は秒速10000kmほどの速さで膨張していきます。 断熱冷却によって星が急速に暗くなるため、 観測所から遠い銀河ではこのとき、爆発が起こったことが確認できません。 しかし、爆発時の熱を帯びたプラズマ状態のガスより放射された光が星表面に達することで星が明るくなり始め、 銀河と同規模の明るさで輝くことで超新星として観測されます。 この明るさのピークは爆発から約20日前後で、 さらに時間が経つと膨張が進んでガス密度が下がることにより、 放射性元素から出てくるガンマ線が物質を加熱せず星をすり抜けるようになってガスの温度が下がり、 超新星は暗く赤くなっていきます。 もう1つの爆発の仕組みは、太陽の10倍以上の質量を持つ星の最終段階で起こる大爆発です。 星の中心では核融合反応が起こり、鉄でできた核が形成されます。 その核が大きくなっていき、質量が太陽の1. 3 倍〜数倍くらいになると 重力崩壊を始めます。 中心の核は、原子核同士が触れ合うまで近づいた時に収縮を止めます。 中心核の半径は数10kmで、原始中性子星が生まれます。 収縮でガスが得たエネルギーは、いったん熱運動になって原始中性子星の内にとどまります。 原始中性子星はニュートリノを放射して冷えていき、 大部分のエネルギーが宇宙空間に運び出されます。 このとき、原始中性子星の質量が太陽の約3倍以上の場合は、 再び収縮を始めていきブラックホールになります。 超新星爆発が起こることで周囲に与える影響 (画:超新星残骸 おうし座のかに星雲 wikipedia) 超新星爆発が起きることでの周囲への影響はどのようなものなんのでしょうか。 超新星爆発では、すさまじいほどのガンマ線が周囲に放出されます。 この影響でなんと、爆発した地点から半径5光年内にある惑星の生命は滅び、 25光年内でも50パーセントの生命が死んでしまうそうです。 また、ガンマ線の影響で地表がすさまじく汚染されますが、 地下に住む下等生物には影響はないようです。 最近になって、地球でも古代の三葉虫などが超新星爆発によって絶滅したということが 明らかになっています。 200万年前に、地球から数百万光年離れた場所で超新星爆発があり、地球に大量の破片を浴びせました。 結果、 地球の海底には鉄の放射性同位体である「60Fe」の痕跡が残されています。 これは、月の塵の中にも含まれているとされています。 さらに、これが人類の祖先に行動様式や体質などの多少の影響を与えたともいわれています。 超新星は比較的短い間隔で起こっているそうです 恒星の最後に起こる大爆発である超新星についてでした。 超新星といえば大規模な爆発現象であるため、ふつうはめったに起こらないもの と考える人が多いかもしれません。 しかし、意外なことに平均で1銀河では40年に1度ほど、 我々の銀河系では100年〜200年に一度という割合で起こっているんだそうです。 2006年には地球から2億3800万光年離れたペルセウス座にあるNGC 1260銀河で最大級の超新星が確認 されました。 もっとも、これくらい離れた距離では地球の生命には影響を与えないということで、ほっと 一安心ですね。

次の

超新星

超新星 爆発 と は

超新星の「発見」 [ ] 超新星そのものは、古くはにで記録されており、やも観測記録を残しているが(本稿末尾参照)、実態が知られるようになったのは後半になってからである。 「超新星」という名称は(の nova の訳語)に由来する。 新星とは、夜空に明るい星が突如輝き出し、まるで星が新しく生まれたように見えるもので(詳細は「」の項を参照)、期には既に認識されていたが、、中にそれまで知られていた新星よりはるかに明るく輝く星が現われ、新星を超える天体の存在が確認されたため、 supernova (「超」新星)の語が生まれた。 発する光は-13等級から-19等級増加し、この明るさは新星を格段に凌駕する。 爆発によって星の本体は四散するが、爆発後に中心部にやが残る場合もある。 現在超新星爆発は我々が住んでいる銀河系の中で、100年から200年に一度の割合で発生していると言われている。 また、平均すると1つの銀河で40年に1回程度の割合で発生すると考えられている。 概略 [ ] 初期の宇宙では、はほとんどがとの同位体で、わずかにリチウムとベリリウムの同位体が存在する程度だった。 それよりも重い、、、、やなどの元素は恒星内部での核融合反応で生成し()、超新星爆発により恒星間空間にばらまかれた。 そして、鉄よりも重い元素は超新星爆発時に生成したと考えられている()。 これに加え、超新星爆発による衝撃波はの密度にゆらぎを生み出し、新たな星の誕生をうながしている。 また、炭素の比から超新星爆発時に合成されたと考えられるなどの粒子が、隕石の中から発見されている。 系外の観測により、一つの渦状銀河内での超新星の発生頻度は数十年に1回と考えられる。 我々の銀河系も同様のはずであるが、1604年以降発見されていない。 銀河中心核をはさんだ反対側に出現したり、近傍でも濃いに隠されたりして見えなかったためと考えられている。 系外銀河に出現したものは遠すぎて通常は肉眼では見えないが、、の伴銀河であるで超新星が出現し、肉眼でも見える明るさになって、精密な観測がなされた。 その際、発生したが日本のニュートリノ観測施設によって検出され 、が進展することとなった。 このカミオカンデにおける成果が認められ、は度、を受賞している。 命名 [ ] 超新星にのような固有名称が与えられることは少ない。 普通「 SN 西暦年 番号」の形式で呼ばれる。 西暦年は4桁で表し、番号はその年の1番目から順にA, B, C,... , Y, Z, aa, ab ,... az, ba, bb,... のように振る。 たとえば SN 1994D(もしくは 超新星 1994D)といった場合、「1994年に発見された内で4番目の超新星」ということになる。 分類 [ ] 円盤NGC 4526で観測された超新星: SN 1994D(左下の光点) 超新星は、そのにのが見られないI型と、水素の吸収線が見られるII型とに分類される。 III型、IV型、V型といった分類もかつては使われていたが、現在ではこれらはまとめてII型に分類される。 Ia型 [ ] I型の中でものが見られるものをIa型と呼ぶ。 楕円状銀河・渦状銀河・不規則銀河といったあらゆる型のに出現するが、後述のII型より少ない。 系をなしているが相手のから降り積もったガスによりまで質量を増加させ、ついには、自らのによる収縮を支えきれなくなる。 この収縮によって、とからなる中心核で、の反応が暴走し、大爆発を起こす。 Ia型超新星は発生契機となるがチャンドラセカール限界に定められた一定の質量となるため、ピーク時のがほぼ一定となり、見かけ上の明るさを測定することで超新星爆発の起こった銀河までの距離を求めることができる。 このように距離測定時の明るさの基準として使える天体を と呼ぶ。 Ia型超新星は非常に明るいため、的距離まで使える標準光源として有用であり、の検証などでしばしば用いられる。 ただし、最近ではやのような、これまで知られていないタイプの現象を起こすIa型超新星が発見されている。 2013年、森浩二宮崎大学准教授などのグループは、観測衛星「」による「1604年ケプラーの超新星爆発の残骸 」の観測で、他の超新星に比べて金属量が3倍あることを突き止めた。 金属量の違いは明るさの違いに結びつく可能性があり、超新星爆発の明るさの違いが存在し、宇宙の膨張速度の計算に影響する可能性がある。 Ia型 [ ] I型の中で、爆発時の明るさとその持続時間が、いずれもIa型の数値とくらべて小数点以下くらいしかないものを. Ia型(ドットいちエーがた)と呼ぶ。. Ia型超新星の発生には、質量の異なった白色矮星2個がお互いに相手の周りを回る軌道を描いていることが条件で、質量の大きな主星は炭素および酸素で組成され、質量の小さな伴星はヘリウムを主な物質として組成されている。 主星重力の影響で伴星側から組成主成分であるヘリウムが主星側へ少しずつ引き寄せられていき、やがて主星の周囲に蓄積して主星を包み込むようになる。 数千万年も経過すると、蓄積されたヘリウムが一定質量を超え、非常に明るいが短時間で終息する爆発が起きる。 このとき爆発を起こすのは蓄積されたヘリウムのみで、2個の白色矮星はそのまま軌道を維持し、再び同じ爆発サイクルを繰り返す。 Ia型超新星の発見第1号は と呼ばれる超新星である。 爆発自体はに確認されており、当初はII型超新星に分類されていたが、II型超新星で本来放出されるはずの物質が確認されなかった。 また、太陽の100億倍という明るさを放ったのちに急速に光が衰え、爆発から約20日後には不可視化光になったという点が典型的なIa型とも異なった。 減光期間や化学組成などを分析した結果、に提唱された新しいタイプの. Ia型であるとされた。 Ib型, Ic型 [ ] I型の中での吸収線が見られるものをIb型、水素とヘリウムのどちらの吸収線も見られないものをIc型と呼ぶ。 これらについては機構がよく分かっていない。 II型と同様、恒星の一生の最後に迎える大爆発であるが、その前に水素を使い果たしてしまい、の吸収線が見られないと考えられる。 水素がない星としては重い星が強い恒星風でヘリウムコアがむき出しになったウォルフライエ星が考えられる。 またヘリウムもない星としては同じくウォルフライエ星の中でヘリウム層を失ったWO星が知られており関連性が指摘されている。 その他には近接連星における質量移動も候補と考えられる。 II型 [ ] 水素の吸収線が見られるものをII型と分類する。 やの腕の部分に現れることが多い。 II型の分類はスペクトルによらず、光度の変化によりなされる。 に平坦期(光度がほとんど一定になる時期)があるものをIIP型 P: Plateau 、最大光度の後、単調に(直線的に)光度が減少するものをIIL型 L: Linear と呼んでいる。 太陽の約8倍より重い星の場合、反応を繰り返すことによって、赤色超巨星に進化した段階ではネオンやマグネシウムからなる縮退した中心核が作られ、その周囲の殻状の領域で炭素の核融合が進むようになる。 中心核の質量が増えると、やがて陽子の反応が起きて中心核内部にが増える。 これによって電子のが弱まるため、重力収縮が打ち勝って一気に崩壊する。 また、太陽の10倍程度よりも重い星では中心核が縮退することなく核融合が進み、最後にの中心核ができる。 の中心核は重力収縮しながら温度を上げていき、約10 10Kに達すると黒体放射により生じた高エネルギーのを吸収してヘリウムとに分解してしまう()。 これによってやはり中心核が一気にを起こす。 この爆縮的崩壊の反動による衝撃波などで外層部は猛烈な核融合反応を起こし、II型の超新星となる。 しかし爆発のメカニズムは詳しくわかっていない。 内部コアで生じた衝撃波は典型的な爆発の運動エネルギーと比べて二桁ほど大きいにもかかわらずニュートリノ放出によって弱まるため外部コアを通り抜けられないと考えられている。 現在では弱まった衝撃波をどのように復活させるかが議論されており、ニュートリノ加熱メカニズムが有力視されているものの未だうまくいっていない。 超新星SN 1987AはII型であったが、一度赤色超巨星に膨張した星が収縮して高温の星になってから爆発するという特異な過程をとり、最大光度も通常のII型超新星より暗いものであった。 原因として、マゼラン銀河は通常の銀河に比べて進化が遅く、水素・ヘリウム以外の重元素の比率が小さいことが挙げられている。 極超新星 [ ] 詳細は「」を参照 超新星のうち、特に爆発エネルギーが大きいもの(通常の10倍以上)を、特にと呼び区別している。 スペクトルにおいて、水素、珪素、ヘリウムの各吸収線が見られず、さらに従来のIc型とも類似性が認められない。 7-3946? 銀河系 7,200光年 -9 I 銀河系 7,000光年 -6 II? 8 Ia アンドロメダ座S星 他銀河で初の発見 157,000光年 2. 9 II 肉眼で見えた最後 1億5600万光年 Ia. 0 II 最大級の超新星 Ia を超えた初の爆発 年は地球における発見年 超新星元素合成 [ ] 「」も参照 超新星爆発が発生すると、強烈なが周囲に一斉に放たれる。 このガンマ線の威力は凄まじく、超新星爆発を起こした恒星から半径5光年以内の惑星表面に住む生命体は絶滅し、25光年以内の惑星に住む生命体は半数が死に、50光年以内の惑星に住む生命体は壊滅的な打撃を受けるとされる。 ガンマ線は地表を容赦なく汚染して生命体が住めない環境にしてしまい、そこから地表に生命体が住めるようになる環境に戻るまでには数年を要すると言われている。 しかし、地下深くにすむバクテリアなどの下等生物は直接的影響はほぼなく、生き残ることが出来る。 現在、地球周辺で近いうちにII型超新星爆発を起こすと予測されている星は、約600光年離れたと、約640光年の距離にあるである。 これらの星が超新星爆発を起こした際には地球にも若干の影響が出ると言われているが、地球から距離が離れすぎているためにガンマ線の威力は弱まり 、オゾン層が多少傷つく程度で惑星および生命体への影響はほとんどないと予測されている。 またガンマ線は自転軸の2度の範囲に放出されることが判明しており、その後の観測から地球はベテルギウスの自転軸から20度の位置にあることもわかっていることから、ベテルギウスからのガンマ線は地球に影響を及ぼさないと考えられている。 仮に地球から8. 6光年離れたA、あるいは25. 3光年離れたがII型超新星爆発を起こしたとすると、地球に住む生命はほぼ確実に絶滅するか壊滅的な打撃を受けることになるが、シリウスAの質量は太陽の2倍強、またベガの質量は太陽の3倍程度であるために超新星爆発は起こさず、いずれもとなって膨張した外層部によりを形成し、残った中心核がとなる可能性が濃厚である。 我々が住んでいる地球も一部のの絶滅など、周囲の星の超新星爆発の影響を受けたと思われる痕跡がいくつか発見されている。 超新星残骸 [ ] SN 1987A 複数のリング構造が見える。 超新星爆発によるニュートリノが観測された最初の超新星残骸 超新星残骸(ちょうしんせいざんがい、: Supernova Remnant )とは、超新星爆発の後に残る状のである。 超新星爆発の結果としてが作られることがあるが、発見されている中性子星の周囲に超新星残骸があるものは少ない。 これは超新星爆発のわずかな非対称性によって中性子星が爆発の中心から弾き飛ばされてしまうためと考えられている。 超新星爆発で放出される物質はほぼ球対称に拡がるため、地球から観測した場合には超新星残骸は円弧状の形に見えるものが多いが、のように不規則な形状のものもある。 超新星爆発が起こると星の外層のガスはによって吹き飛ばされる。 この際に衝撃波によるやの崩壊熱でガスは加熱され非常に高温になり光を放射する。 超新星残骸を構成しているガスの温度は100万以上であり、通常のよりもはるかに高温である。 そのため通常の散光星雲に見られるような水素原子の再結合に伴う輝線以外に、磁場中を高速で運動する電子によるが観測される。 このようにして爆発直後の超新星残骸は輝いている。 超新星残骸はその後も周囲のを取り込むようにして膨張を続けていく。 高速で膨張していく衝撃波面が周囲の星間ガスに衝突し断熱圧縮されることで高温の状態が維持される。 このようにして超新星残骸は膨張速度が衰えて高温の状態を維持できなくなるまで数万年程度輝き続ける。 主な超新星残骸 [ ]• のM1• のNGC6992-5、NGC6960• のくらげ星雲• の 脚注 [ ] [] 注釈 [ ]• 日本経済新聞2011年9月6日号より• Tammann, G. et al. 1994. The Astrophysical Journal Supplement Series 92: 487. 鈴木英之「超新星とニュートリノ」 『日本物理學會誌』第43巻第2号、、1988年、 106-115頁、 、 、 :。 土居守「 」 『東京大学理学系研究科・理学部ニュース』第35巻第2号、東京大学大学院理学系研究科・理学部、2003年、 10-11頁、。 AstroArts 2013年4月10日. 2015年8月12日閲覧。 Poznanski, D. et al. 2009. Science 327 5961 : 58-60. 332. , p. 312. SYNFOREST発売のCD-ROM「銀河宇宙」より。 カミンズ『もしも月がなかったら : ありえたかもしれない地球への10の旅』監修、増田まもる訳、、1999年。 アストロアーツ 2005年10月18日. 2015年11月26日閲覧。 ナショナルジオグラフィック ニュース 2013年11月11日. 2015年8月12日閲覧。 参考文献 [ ]• 2014年2月20日 理化学研究所• 『ブラックホールと超新星 - 恒星の大爆発が謎の天体を生みだす』 〈ニュートンムック〉、2010年8月27日。 『恒星』7、、、、〈シリーズ現代の天文学〉、2009年7月1日。 関連項目 [ ] に関連の辞書項目があります。

次の