研究内容

TOP

研究内容(およびその解説)

(常に未完成です。)

科研費に関する研究

「超新星爆発」を中心として、それにまつわる様々な現象を研究している。

超新星爆発とは？
星の進化
重力崩壊型超新星
元素合成
ショックブレイクアウト
超新星爆発の分類
超新星爆発の性質
ガンマ線バースト
Ia型超新星 (未完成)
電子捕獲型超新星 (未完成)
超新星残骸 (未完成)
宇宙の化学進化 (未完成)
金属欠乏星 (未完成)
元素の起源 (未完成)
ジェット状超新星爆発における元素合成 (未完成)

超新星爆発とは？

超新星爆発とは、重い星が一生の最期に起こす宇宙最大の爆発現象である。
その明るさは10-1000億個の星の集団である銀河にも匹敵し、爆発エネルギーは10⁵¹エルグ(原爆10³⁰個分)にも及ぶ。
最も有名な超新星爆発は、1987年に我々の銀河系の衛星銀河である大マゼラン雲で起こった SN 1987A である。

(c)Anglo-Australian Observatory
上の写真はタランチュラ星雲(左上)と超新星 SN 1987A (右下)であり、
小さな無数の点が星である。超新星が周りの星より一際明るく輝いていることがわかる。
2002年に小柴昌俊氏がノーベル物理学賞を受賞したことは記憶に新しいが、
これは岐阜県神岡にあるカミオカンデ(後継:スーパーカミオカンデ)が SN 1987A
からのニュートリノを捉えたことによって、太陽系外からのニュートリノを初検出し、
ニュートリノ天文学の端緒を開いたことによる。

星の進化

重い星はなぜ超新星爆発を起こすのだろうか？

それを考えるためには、まず太陽はなぜ輝いているのか、を考えなければならない。
我々は太陽が明るく暖かいことを知っている。太陽電池などを使えば太陽からの
エネルギーは電気エネルギーに変換される。

星は非常に重く、自分の重力によって収縮しようとしている。内側から支える
力がなければ星は収縮を続け、何十億年も光り輝き続けることはできない。
星を支えている力は圧力であり、そのエネルギー源は核融合反応である。
核融合反応によって解放されたエネルギーが我々に届き、地球は様々な恩恵に
あずかっているのである。

太陽の中で起こっている核融合反応はは水素原子4個がヘリウム原子1個へ変換される反応
(水素燃焼)で、その際に水素原子核0.029個分の質量が失われ、エネルギーに変換される。
質量とエネルギーの関係は E=mc² で与えられ莫大なエネルギーが解放される。

星の最期とは、燃料を失い輝くことができなくなったときに訪れる。
太陽の場合は、中心で水素がなくなるまで約100億年、さらに水素を失った後は、
ヘリウムが炭素や酸素に変換される核融合反応(ヘリウム燃焼)によって、
約1億年輝き一生を終える。ヘリウム燃焼中には、太陽は膨張し外層を失い、
惑星状星雲(下図)を形成する。その中心には、電子の縮退圧によって支えられる
白色矮星(下図中心の白い点)が残り、ゆっくりと冷えていきいずれ見えなくなり、
永遠に宇宙空間を漂うこととなる。

(c)Hubble Heritage

一方で、太陽の8-10倍程度の質量を持つ星の場合、ヘリウム燃焼の後も進化を続け、
炭素が酸素・ネオン・マグネシウムへ変換される炭素燃焼が起こる。その後、太陽の場合
と同様に電子の縮退圧によって支えられる酸素・ネオン・マグネシウムからなる白色矮星
を形成する。ところが、太陽の場合と異なる点は、時間が経ち温度が下がってくると、
電子がマグネシウムに吸収されることによって電子の縮退圧が失われる。
すると白色矮星として存在することができなくなり、重力崩壊を起こし超新星爆発として
爆発することとなる。このような超新星爆発は、電子捕獲型超新星爆発と呼ばれ、
牡牛座にあるかに星雲として知られる超新星残骸(下図)は、この超新星爆発の名残では
ないかという説もある。
このタイプの超新星爆発は、唯一球対称数値シミュレーションによって爆発が再現され
ている超新星爆発である。

(c)HubbleSite

さらに、より重い太陽の10倍を超える星は、炭素燃焼後、ネオン燃焼、酸素燃焼、
シリコン燃焼を経て、中心に鉄からなるコアを形成する。鉄は全ての元素の中で
最も安定な元素なので、鉄から核融合反応でエネルギーを取り出すことはできない。
そのため、コアの収縮を止める圧力を生み出すことができず、コアは収縮を続ける。
収縮すると温度が上がり、光の持つエネルギーが非常に大きくなる。そのエネルギーが
ヘリウムと鉄のエネルギー差を超えると、鉄が光を吸収しヘリウムに分解される反応
(鉄の光分解)が起こる。この反応は吸熱反応であり、星が一生をかけて放出してきた
エネルギーとほぼ同量のエネルギーが吸収されることになる。すると、圧力が急激に
下がり、よりコアの収縮が爆発的な速度で進むこととなる。これが、(鉄コアの)重力崩壊
と呼ばれる現象である。その後、質量に依存して、中性子星やブラックホールを形成する
こととなる。

重力崩壊型超新星

重力崩壊を起こした星はどうなるのだろうか？

たとえば、中性子星は太陽質量程度で半径は10kmほどである。その重力崩壊によって
解放されるエネルギーは大体10⁵³エルグであり、この解放されたエネルギーのうち、
たった1%を使用できれば、10⁵¹エルグの超新星爆発を起こすことができる。
ところが、今のところ重力崩壊から超新星爆発を起こすまでを再現できた数値シミュ
レーションは存在せず、世界中でいくつかのグループが様々な研究を行っている。

それでは、何らかのメカニズムで十分な爆発エネルギーが供給され、超新星爆発が
起こったとしよう。その後は何が起こるのだろうか？その進化を時系列に沿って見ていこう。

元素合成

10⁵¹エルグのエネルギーが鉄コアの周辺で解放されると、物質の速度が音速を超え
超音速の衝撃波が形成される。形成された衝撃波は星内部を外へ向かって進む。
その後方は非常に温度が高く10億度を超え、核融合反応(爆発的元素合成)が起こる。
この時、元々酸素やシリコンが存在した領域でも、完全シリコン燃焼が起こり放射性
元素であるニッケル56などの重い鉄族元素が合成される。それより少し外側では不完全
シリコン燃焼、爆発的酸素燃焼が起こり、クロム・マンガンなど軽めの鉄族元素や
シリコン・アルゴンといった元素が合成される。爆発後の放出物質内部の元素組成は
下図に示されている。

(c) Tominaga, et al. 2007, ApJ, 660, 516
爆発的元素合成はガスの温度が1億度程度になるとほとんど起こらなくなるため、
大体10秒以内に終わる。衝撃波が星表面へ到達するころには星の半径によるが、
太陽の1000倍程度の半径を持つ赤色巨星の場合、ガスの温度は10万度ほど
になっている。

ショックブレイクアウト

星の表面に衝撃波が到達したとき、我々にはどのように見えるのだろうか？

私たちは太陽の内側を見ることができるだろうか？実は私たちは光(電磁波)では
太陽の表面しか見えていない。それは、星は光に対して濃いため我々が曇っている
日に太陽を見ることができないことと同じである。

そのため、もしある星の中心で重力崩壊が起こったとしても、星の外側から見る
私たちには光としては何も伝わってこない。ただ伝わってくるのは、ニュートリノ
と重力波だけである。このニュートリノをカミオカンデは捉えたのである。

さて、衝撃波が星表面に到達したとき、我々には何が起こったように見えるか、
という話だが、我々には衝撃波が星表面に到達するまで、星は星としてそのまま
存在しているように見える。そして衝撃波が星表面に到達した瞬間にいきなり
熱球が現れたように見えるはずである。赤色巨星の場合、星表面の温度は
約4000度であったが、突然その温度が10万度に変わるのである。
星のスペクトルは大体黒体輻射であり、約4000度のときは、可視光の赤色
(約7500オングトローム)にピークを持つが、10万度になると、紫外線(300オングストローム)
にピークを持つ。さらに、星の明るさ(輝度)は温度の4乗に比例するため、
星の輝度は衝撃波到達前に比べると約40万倍になる。この一連の現象を指して、
ショックブレイクアウトと呼ぶ。ショックは「衝撃波」、ブレイクアウトは「突き抜けて現れる」
という意味である。

(c) Tominaga, et al. 2009, ApJL, 705, L10

その光度の進化(光度曲線)は上図に示されている。一度ピーク迎えた後の
減光は非常に早く、数時間のうちに1/10の輝度になってしまう。この短い
継続時間と紫外線にピークを持つという特性のために、通常観測されている
超新星の明るさより100倍明るいにもかかわらず、ショックブレイクアウトの観測は
困難を極め2008年になるまで明確な観測例は報告されなかった。

2000年代になって、宇宙論に用いるため遠方のIa型超新星を探す目的で、
様々な大規模超新星探索研究が実行された。さらに天球上の同じ領域を
紫外線観測衛星 GALEX を用いて探索した結果、2004, 2006年にII型超新星
が起こった位置で紫外線の増光が観測された。また、2007年に起こった超新星
SN 2007uy と同じ銀河で、ガンマ線X線観測衛星 Swift で観測している最中に、
2008年Ib型超新星 SN 2008D が起こり、X線での増光が観測された。

この紫外線、X線での増光現象は、まさにショックブレイクアウトを観測したのだ
と考えられている。初めてのショックブレイクアウトの観測、特に2004年の
SNLS-04D2dc に対して、理論モデルが構築された(下図)。その結果、
20Msunの星の1.2x10⁵¹エルグの爆発であったことが示された。

(c) Tominaga, et al. 2009, ApJL, 705, L10

観測を再現する理論モデルが構築できたことは非常に重要な意味を持つ。
というのは、これまでショックブレイクアウトに対する理論的な予言は行われて
きたが、観測から支持された理論モデルを用いることによってより正確な
予言を行うことが可能となるからである。下図には、SNLS-04D2dc と全く
同じ超新星が、100億光年ほど遠方で起こったとするとどのように見えるか
という観測予測を示している。図中の水平線はすばる望遠鏡によって
観測可能な輝度であり、この線より上側にあれば観測可能であることを示す。
これを見ると、これほど遠方で起こっても実際に観測可能であることが分かる。
これまで重力崩壊型超新星爆発はせいぜい40億光年ほどまでしか観測されて
いなかったが、その倍以上遠方を観測できる手段となる。そこで、実際に
すばる望遠鏡を用いた観測を提案している。また一方で近傍で発見し詳細な
観測を行うことでショックブレイクアウトの物理を正確に把握することも大事
である。近傍のショックブレイクアウト発見のために東京大学大学院理学系
研究科附属天文学教育研究センター木曽観測所の1.05mシュミット望遠鏡を
用いた超新星探査観測KISSプロジェクトも行っている。

超新星爆発の分類

超新星爆発は星が一生の最期に起こす大爆発であるが、それは波長ごとの光の強度
(スペクトル)によって以下のフローチャートのように分類されている。

水素の吸収線・輝線が見えるものはII型、見えないものはI型
シリコンの吸収線の見えるものはIa型
ヘリウムの吸収線・輝線が見えるものはIb型、見えないものはIc型

と分類されている。
このうち、重力崩壊型超新星と考えられているのは II型、Ib型、Ic型、であり、
Ia型超新星は白色矮星がチャンドラセカールの限界質量に限りなく近づいた
際に起こる超新星爆発であり、炭素爆燃型超新星と呼ばれる。

超新星爆発の性質

どのような星が超新星爆発を起こしたのか？

この疑問は、超新星爆発観測から明らかにすることができる。超新星爆発の観測量
としては以下の3種類が挙げられる。

光度の時間変化(光度曲線)
波長ごとの光の強度(スペクトル)
光の向き(偏光)

このうち、光度曲線からは超新星放出物質から光が出てくるのにかかる時間・明るさ
が、スペクトルからは放出物質の典型的な速度が、偏光からは放出物質の形状や
元素組成の分布がわかる。

I型超新星の場合、超新星爆発の光の源はニッケル56の放射性崩壊によって放出される
エネルギーである。

⁵⁶Ni + e^-&rarr ⁵⁶Co + &gamma

⁵⁶Co + e^-&rarr ⁵⁶Fe + &gamma

⁵⁶Co &rarr ⁵⁶Fe + e⁺
上のような反応で、ガンマ線、陽電子が放出され、それらがガスに吸収されることに
よってガスが暖められ、熱輻射として再放射される。そのため、超新星爆発の明るさ
は放出された⁵⁶Niの質量にほぼ比例しており、I型で明るい超新星は、爆発的元素合成
によって合成され放出された⁵⁶Niが多いということを示している。

超新星放出物質から光が出てくるのにかかる時間は、放出物質の膨張のタイム
スケール &tau_hyd、光の拡散のタイムスケール &tau_dif によって決まり、 &tau_LC&prop(&tau_hyd&sdot&tau_dif)^1/2
となる。これを解くと、&tau_LC&prop質量^1/4/エネルギー^3/4 となる。

放出物質は外側ほど密度が低いためガスと光の相互作用が小さくなる。相互作用が十分
小さくなり光が散乱されなくなる場所(このあたりを光球と呼ぶ)の温度程度の黒体輻射
に対応するスペクトルで光が放射される。

光球から黒体輻射のスペクトルで放射された光は、ガス中の元素による線吸収などを
受けて黒体輻射からずれたスペクトルを持った光が我々には観測される。吸収は光球の
外で密度のもっとも高い場所、つまり光球のすぐ外の位置、で最も強く、吸収線の最も
深い位置のドップラーシフトが光球の速度に対応する。光球の速度は時間が経つと放出
物質が拡がり密度が下がることによって内側に進行していくが、爆発してからの時間に
対する光球の速度が分かることによって放出物質の典型的な速度を求めることができる。
放出物質の典型的な速度は (エネルギー/質量)^1/2 に比例している。

以上の関係を用いることにより、超新星放出物質の質量とエネルギーを独立に求める
ことができる。これよって、超新星爆発の観測から、放出物質の質量、エネルギー、
放出された⁵⁶Niの質量、という超新星爆発の3つの性質についての情報が得られた。

さらに、この爆発エネルギーを適用し超新星爆発の元素合成計算を行うことができる。
すると、ある質量の親星が光度曲線・スペクトルから求められた爆発エネルギーで爆発
した場合、放出物質中のどの領域で⁵⁶Niが合成されるのか、がわかる。この超新星爆発
は、その明るさから要求される⁵⁶Niの量を放出していることから、親星の質量を仮定すると
中心天体に落ち込むべき質量 M_remを決めることができる。放出物質の質量 M_ej と M_rem
を足し合わせた質量が超新星爆発を起こす直前の星の質量となるはずである。その質量は
もし超新星爆発が Ic 型超新星であれば C+O 星の質量であるし、Ib 型超新星であれば
He 星の質量となるはずである。星の進化計算の結果を用いると、そのような質量の He 星
や C+O 星になる星の誕生時の質量を求めることができる。上の親星の質量に対する仮定と
比較し矛盾のない親星を探すことによって、どのような主系列星がどのような超新星爆発を
起こすのかという関係を観測と理論計算を用いて明らかにすることができる。

ガンマ線バースト

現在我々が発見している最も遠くの天体は何だろうか？

多数の星の集団である銀河であろうか？2008年まで最遠方天体の記録は銀河(赤方偏移 z=6.96;
Iye et al. 2006)が持っていた。2009年4月23日にガンマ線バースト090423が発見された。この
ガンマ線バーストの残光は可視光ではほとんど見えず近赤外線で観測された。これはこの天体が
非常に遠方で起こっていることを示していて、その赤方偏移は z=8.2 (Tanvir et al. 2009;
Salvaterra et al. 2009)と報告され、最遠方天体記録を更新した。

ガンマ線バーストが最初に発見されたのは1969年のことである。他国の核実験を検知するために
アメリカの打ち上げた軍事衛星「Vela」によってどこからか瞬間的にガンマ線が放射されてきて
いることが検出された。最初のうちはどこかの国が行っている核実験かと考えられ、軍事機密と
なっていた。ところが、宇宙起源であることが明らかとなり、Colgateらによる理論"予言"ととも
に1972年に世界に報告された。

1969年に観測されたにも関わらず、100ミリ秒から100秒程度という非常に短い継続時間とガンマ線
衛星の位置決定精度が悪かったことなどにより、その起源が明らかになったのは1998年である。
1997年にガンマ線バーストの起こった位置でX線の残光が観測され、これによって位置決定精度が
向上し、1998年に位置の誤差円の中に超新星爆発1998bwが発見された。「ガンマ線バーストは超新星
爆発と同起源である」、このことはアイデアとして提案されてはいたが驚きをもって迎えられた。

すると次に興味があるのは、ガンマ線バーストと同起源の超新星爆発はどのような超新星爆発なの
だろうか？という点である。上記の方法で質量エネルギーが求められた。その結果、ガンマ線バーストと
同起源の超新星爆発は通常の超新星爆発より重い星のエネルギーの大きい超新星爆発(ハイパーノバ,
極超新星, hypernova)であったことが明らかとなった。

ところが、ガンマ線バースト980425は宇宙論的距離で観測されているガンマ線バーストに比べて弱い、
位置の誤差円が大きい、ということもあり、ガンマ線バースト一般がハイパーノバと同起源であること
にはまだ疑問をもつ研究者もいた。そんな中、2003年にガンマ線バースト030329が発見され、そのスペ
クトルを観測したところ、ガンマ線バーストに特徴的なスペクトルから超新星爆発1998bwと似たスペク
トルへと時間変化していく様子が観測された(Hjorth et al. 2003; Stanek et al. 2003)。この観測に
よって少なくとも継続時間の長いガンマ線バーストとハイパーノバの関連性を疑う研究者はいなくなった。

起源が明らかになり、またガンマ線スペクトルとガンマ線強度、ガンマ線エネルギーの関連なども指摘
されており、非常に明るく遠方でも観測できることから宇宙論に用いることができるのではないかと提
案されている。しかし、どのようなメカニズムでガンマ線を放射しているのかわかっていない。そこで、
我々はガンマ線バーストの相対論的ジェットでの輻射輸送計算を行い、ガンマ線バーストの放射メカニズム
の解明に取り組んでいる。

Ia型超新星 (未完成)

電子捕獲型超新星 (未完成)

超新星残骸 (未完成)

宇宙の化学進化 (未完成)

金属欠乏星 (未完成)

元素の起源 (未完成)

ジェット状超新星爆発における元素合成 (未完成)

研究室訪問は随時受け付けています。
研究内容について聞きたい甲南大学の学生の方は7号館P-501まで来てください。
他大学の方はメール(下記)で連絡を取ってください。

参考文献:

元素はいかにつくられたか —— 超新星爆発と宇宙の化学進化 ——
野本憲一編, 前田啓一、冨永望、大久保琢也、田中雅臣、和南城伸也、小林千晶、野本憲一著
超新星爆発と宇宙初期の元素組成 (pdf file)
冨永望、天文月報2008年9月号
甲南大学理工学部のあらまし 2010 (pdf file)