Supernova - choushinsei (English spelling) super nova

Japanese: 超新星 - ちょうしんせい（英語表記）super nova

A phenomenon in which a previously very dim star suddenly explodes, increasing its brightness by about 15 magnitudes (1 million times) in a few days. It is classified into Type I and Type II depending on the mechanism of the explosion. Type II supernovae are considered to be the final stage (death) of the evolution of a massive star with a mass more than 10 times that of the Sun, resulting in the formation of neutron stars, pulsars, black holes, etc. The total energy generated during the explosion is about 10 ⁴⁴ joules, which is almost the same as the amount released by the Sun in its lifetime (about 10 billion years). Since this is released in just a few days, the brightness immediately after the explosion is -18 to -19 in absolute magnitude, 10 billion times that of the Sun.

Heavy stars generate energy by converting hydrogen gas into new elements such as He (helium), C (carbon), N (nitrogen), and O (oxygen) through thermonuclear reactions in the center of the star. In the final stage of their evolution, an iron core forms in the center. When the temperature at the center reaches about 5 billion K, the gamma ray intensity increases abnormally, and the iron core undergoes "photolysis," absorbing a large amount of thermal energy and causing a sudden drop in pressure. The outer layer of the star then falls rapidly toward the center, releasing gravitational energy and becoming hot, causing runaway thermonuclear reactions of silicon and other elements near the iron core, resulting in the outer layer of the star being blown away explosively (Hoyle-Fowler theory).

The large number of neutrons produced during photodisintegration are captured by atomic nuclei such as Fe (iron), Co (cobalt), and Ni (nickel), and atomic nuclei heavier than iron that were not created inside the star are formed one after another (synthesis of heavy elements by supernovae). The outer gas of the star, which contains large amounts of these elements as well as elements such as C, N, O, and S (sulfur), mixes with the gas in interstellar space, significantly changing the chemical (elemental) composition of the gas. This interstellar gas eventually cools, and the next generation of new stars are born from it, and tens of millions of years later, it explodes again as a supernova.

Type I supernovae are often found in elliptical galaxies and are explosions that occur in close binary systems between a white dwarf and a red giant. As the primary star, which has evolved into a red giant, continues to expand, its outer gases fall onto the surface of the companion star, the white dwarf. As a result, the mass of the white dwarf, which is mainly made of carbon and oxygen, increases, compressing the center of the star. When the temperature reaches 900 million degrees, a thermonuclear reaction begins, in which carbon burns. As the gas falls more violently, the thermonuclear reaction becomes explosive, and the white dwarf explodes into pieces. This is the Type I supernova phenomenon, and unlike Type II supernovae, the gas is blown away without a trace at a speed of over 10,000 kilometers per second, without leaving any celestial body such as a pulsar at the center. This gas also eventually mixes with the gas in interstellar space.

In 1955, Geoffrey Burbidge (1925-2010), W. A. Fowler and others discovered that the cycle of star birth, evolution, supernova explosions and element synthesis, return to interstellar gas and reformation of stars is repeated repeatedly within the galaxy.

The exploded gas continues to expand into interstellar space at speeds of 10,000 to 20,000 kilometers per second, heating the gas with shock waves and forming a supernova remnant, a type of gas nebula. Examples include the Crab Nebula in Taurus and the Veil Nebula in Cygnus.

When the star breaks down into iron, the iron core at the center of the star is compressed by the pressure of the sudden fall of the outer layers, and becomes a neutron star or a black hole, which is observed as a pulsar or an X-ray star. These celestial bodies have a strong magnetic field, which accelerates charged particles to billions of electron volts, which rain down on the Earth and are observed as cosmic rays.

[Kenichi Wakamatsu]

Supernova 1987A

In the case of supernova explosions in our galaxy, because they occur very close to the solar system, they shine brighter than Venus and are visible even during the day, as recorded in records from around the world throughout history. The oldest record is of a supernova observed in 185 AD in China, at Sunset. Another famous supernova in history is one that appeared in the constellation Taurus on July 4, 1054, which is also recorded in Chinese history books, and in 1958 it was proven to be the present-day Crab Nebula based on an analysis of the positions of celestial bodies and the extent and expansion speed of the nebula. It is estimated that a supernova explosion occurs in a galaxy on average once every 300 years.

On February 23, 1987, a bright star suddenly began to shine on the outskirts of the Large Magellanic Cloud. This was Supernova 1987A. It had been about 400 years since Kepler observed a supernova in the Milky Way in 1604, a close-by supernova explosion bright enough to be seen with the naked eye. This was the first time such a bright supernova had appeared since the invention of the telescope, and large telescopes around the world began observing at the same time. The following new facts have been observed so far regarding research into the mechanism of supernova explosions and the process of heavy element synthesis.

(1) Analysis of the change in luminosity of the supernova after the explosion revealed that it was a Type II supernova.

(2) In August 1987, about 200 days after the explosion, the solar gamma-ray observatory on the Mir satellite of the Soviet Union (at the time) detected strong gamma rays of 0.847 MeV (megaelectronvolts) and 1.238 MeV from supernova 1987A. This was the first detection of gamma rays from a supernova explosion in history. The violent nuclear reactions during the explosion produced a large amount of ⁵⁶ Ni, about one-tenth the mass of the sun, which is a radioactive element with a half-life of 6.1 days and decays into ⁵⁶ Co. This ⁵⁶ Co is also a radioactive element and decays into ⁵⁶ Fe with a half-life of 77.2 days. It was theoretically predicted that gamma rays of the above energy would be emitted at that time, and this was observed.

(3) It had been theoretically suggested that some of these gamma rays would interact with the debris of the star scattered during the explosion and turn into X-rays. These X-rays were observed by the Japanese X-ray observation satellite Ginga in August 1987. The intensity of the X-rays and their daily changes were as predicted with astonishing accuracy.

The two observational results mentioned above prove the correctness of the theory of supernova explosions.

(4) Strong radio waves were subsequently detected, and it was discovered that a large amount of cosmic rays, including high-energy electrons, were being formed.

(5) By identifying the location of the explosion and carefully examining photographic plates taken before the explosion, it was determined that the star that exploded was a bluish-white supergiant star with a magnitude of 12.3, called SK-69-202. This was the first time that a star before a supernova explosion had been identified. The mass of this star was estimated to be about 19 times that of the Sun.

(6) It was theoretically predicted that the center of the star that triggered the explosion would collapse to a diameter of about 10 kilometers, become a neutron star, and be observed as a pulsar. Many attempts have been made to detect it using X-rays and radio waves, but as of 1999, it has not yet been detected. The light and radio waves from the pulsar are emitted in a thin beam, but unfortunately, it is thought that this beam may not be pointing in the direction of the solar system. It is also speculated that the density of the gas around the pulsar is still high, and the pulsar is hidden by this gas, and it is predicted that it will become visible in light around 2003.

(7) According to observations by the Hubble Space Telescope, an elliptical triple-structure ring has formed, and its shape is changing every year. It seems that the ring, which was formed before the supernova explosion, has begun to shine due to the action of the supernova light. However, the mechanism by which the ring formed is unknown.

(8) It was theoretically predicted that when nuclear reactions occur in a supernova explosion, a large amount of a substance called neutrinos is produced. Neutrinos are neutral elementary particles that have no electric charge and have an extremely weak ability to interact with other substances, making them a strange substance that can easily pass through the Earth. A neutrino detection device called Kamiokande was built 1,000 meters underground in the Kamioka mine in Kamioka-cho, Yoshiki-gun, Gifu Prefecture (now Kamioka-cho, Hida City) under the leadership of Masatoshi Koshiba of the Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo. This device detected 11 neutrinos from supernova 1987A in a period of 13 seconds starting at 7:35 a.m. UTC on February 23, 1987, surprising astronomers and nuclear physicists around the world. This was crucial evidence in elucidating the mechanism of supernova explosions. Kamiokande was subsequently enlarged and became Super-Kamiokande in 1995, and continues to conduct observations awaiting the next supernova explosion.

Supernovae are celestial objects that continue to emit strong radio waves and X-rays even tens of thousands of years after their explosion, and have a major impact on the formation of elements in the universe and the evolution of galaxies. They are also extremely important as experimental sites for high-energy physics. Supernova 1987A is one of the most important celestial objects in modern astronomy, and observations using various methods will likely continue for a long time to come.

[Kenichi Wakamatsu]

Supernova 1987A
The photo is a composite of a radio wave image from the ALMA telescope (red), a visible light image from the Hubble Space Telescope (green), and an X-ray image from the Chandra X-Ray Observatory (blue). ©ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/A. Angelich. Visible light image: the NASA/ESA Hubble Space Telescope. X-Ray image: The NASA Chandra X-Ray Observatory

Supernova 1987A

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

それまで非常に暗かった恒星が突如として大爆発をおこし、数日間に約15等級（100万倍）も明るさを増す現象。爆発のメカニズムの違いによってタイプⅠ型とⅡ型に分類されている。タイプⅡ型の超新星とは、太陽の10倍以上の質量をもつ重い星の進化の最終状態（死）と考えられているもので、その結果、中性子星、パルサー、ブラック・ホールなどが形成される。爆発の際に発生する総エネルギーは、太陽が一生（約100億年）の間に放出する量とほぼ同じ10⁴⁴ジュール程度であり、これをわずか数日間に放出してしまうため、その爆発直後の明るさは絶対等級でマイナス18～マイナス19等と太陽の100億倍にもなる。

　星の中心部での熱核反応によって水素ガスをHe（ヘリウム）、C（炭素）、N（窒素）、O（酸素）と新しい元素に次々と変換しながらエネルギーを生成してきた重い星は、その進化の最終段階で、中心部に鉄のコアを形成する。中心の温度が約50億Kに達するとγ(ガンマ)線強度が異常に高まり、鉄のコアは「光分解」をおこし、そのとき多量の熱エネルギーが吸収され、圧力が一挙に低下する。すると星の外層部はその中心に向かって急激に落下し、重力エネルギーが解放されて高温となり、鉄のコア近くでSi（ケイ素）などの熱核反応が暴走し、その結果、星の外層は爆発的に吹き飛ばされてしまう（ホイル‐ファウラーの説）。

　光分解のときに発生する多量の中性子はFe（鉄）、Co（コバルト）、Ni（ニッケル）などの原子核に捕獲され、星の内部ではつくられなかった鉄よりも重い原子核が次々と形成されていく（超新星による重元素の合成）。これらの元素やC、N、O、S（硫黄(いおう)）などの元素を多量に含んだ星の外層ガスは星間空間のガスと混じり合い、ガスの化学（元素）組成を著しく変化させてしまう。この星間ガスはやがて冷えていき、そこから次の世代の新しい星が誕生し、数千万年後、ふたたび超新星となって爆発を繰り返す。

　タイプⅠ型の超新星とは、楕円(だえん)銀河などでよく発見されるもので、白色矮星(わいせい)と赤色巨星との近接した連星系での爆発現象である。赤色巨星に進化した主星がどんどん膨張し続けるとき、その外層のガスは伴星である白色矮星の表面へ降り積もって行く。それに伴い、おもに炭素や酸素からできている白色矮星は質量が増加し、そのため星の中心部は圧縮され、その温度が9億度になると炭素が燃える熱核反応が起こり始める。ガスの降り積もりがいっそう激しくなると、この熱核反応は爆発的に進み、白色矮星はこっぱみじんに自爆してしまう。これがタイプⅠ型の超新星現象であり、タイプⅡ型の超新星と違い、中心にパルサーなどの天体を残すことなく、ガスは秒速1万キロメートル以上のスピードで跡形もなく吹き飛んでしまう。このガスもやがて星間空間のガスと混じり合う。

　銀河の中では、以上のようにして、星の誕生、進化、超新星の爆発と元素合成、星間ガスへの回帰と星の再形成、というサイクルが繰り返されていることが、1955年にバービッジGeoffrey Burbidge（1925―2010）、W・A・ファウラーらによって明らかにされた。

　爆発したガスは秒速1万～2万キロメートルの速さで星間空間へ、衝撃波でガスを加熱しながら膨張し続け、ガス星雲の一種である超新星残骸(ざんがい)を形成する。おうし座の「かに星雲」や、はくちょう座の「網状星雲」はその例である。

　星の中心の鉄のコアは光分解時に、外層の急激な落下による圧力によって強く圧縮されてしまい、中性子星やブラック・ホールとなり、パルサー、X線星として観測される。これらの天体は強い磁場をもっており、荷電粒子を数十億電子ボルトにまで加速し、地球に降り注いで宇宙線として観測される。

［若松謙一］

超新星1987A

わが銀河系内での超新星爆発の場合は、太陽系のすぐ近くで起こる現象なので金星以上に明るく輝き、日中でも見えたことが古今東西の記録に残されている。一番古い記録は紀元185年、中国の落陽で観測されたものである。また、歴史上有名な超新星は1054年7月4日おうし座に出現したもので、やはり中国の歴史書に記録されており、天体の位置や星雲の広がりと膨張速度の解析などから現在の「かに星雲」であることが1958年に証明された。超新星爆発は一つの銀河では平均300年に1回の頻度で起こると推定されている。

　1987年2月23日、大マゼラン星雲の周辺部で突如明るい星が輝き始めた。これが超新星1987Aである。肉眼でも見える明るさにまで輝く近距離の超新星爆発が観測されたのは、1604年のケプラーによる銀河系内の超新星以来、実に約400年ぶりのものであった。望遠鏡が発明されて以後、これだけ明るい超新星の出現は初めてのできごとであり、世界の大望遠鏡が一斉に観測を始めて、超新星爆発のメカニズムや重元素合成過程の研究について、これまでに以下の新事実が観測されている。

(1)爆発後の超新星の光度変化の解析から、タイプⅡ型の超新星であることが判明した。

(2)爆発後約200日目の1987年8月に、ソビエト連邦（当時）の人工衛星ミールに搭載された太陽観測用のγ線観測装置は超新星1987Aから、0.847MeV（メガ電子ボルト）と1.238MeVの強いγ線を検出した。これは超新星爆発からの史上初めてのγ線検出であった。爆発時の激しい原子核反応で、太陽質量の約10分の1という多量の⁵⁶Niが生成されるが、これは半減期6.1日の放射性元素であり、⁵⁶Coへと崩壊する。この⁵⁶Coもまた放射性元素であり、半減期77.2日で⁵⁶Feへ崩壊する。そのとき、前記のエネルギーのγ線が放出されることが理論的に予測されており、そのとおり観測されたものである。

(3)このγ線の一部は、爆発時に飛び散った星の残骸物と相互作用して、X線に変化してしまうことも理論的に指摘されていた。このX線が1987年8月に、日本のX線観測衛星「ぎんが」によって観測された。X線強度や日ごとの強度変化のようすも驚くほどの精度で予測どおりであった。

　上記二つの観測結果は、超新星爆発の理論の正しさを実証したものである。

(4)強い電波もその後検出され、高エネルギー電子などの宇宙線が大量に形成されていることが判明した。

(5)爆発位置をつきとめ、爆発前に撮られた写真乾板を精密に調べたところ、爆発した星はSK-69-202という12.3等星の青白い超巨星であることが判明した。超新星爆発前の星が特定されたのは初めてのことである。この星の質量は太陽の約19倍と推定された。

(6)爆発の引き金となった星の中心部は、直径約10キロメートルの大きさにまでつぶれて、中性子星となり、パルサーとして観測されることが理論的に予測されていた。X線や電波でも幾度となく検出が試みられているが、1999年現在、いまだ検出されていない。パルサーの光や電波は細いビーム状となって発せられているが、あいにく、このビームが太陽系の方向に向いていない可能性が考えられる。また、パルサー周囲のガスの密度がまだ高く、そのガスに隠れて見えなくなっているため、とも推測されており、2003年ごろには光で見えてくると予測されている。

(7)ハッブル宇宙望遠鏡での観測によると、楕円形の三重構造のリングが形成されており、その形態が1年ごとにどんどん変化している。超新星爆発の前に形成されていたリングに、超新星の光の作用で輝きはじめたらしい。しかし、リングの形成メカニズムは不明である。

(8)超新星爆発で原子核反応が起こるときには、ニュートリノとよばれる物質が大量に生成されることが理論的に予測されていた。ニュートリノとは電気を帯びていない中性の素粒子で、他の物質と作用する力がきわめて弱く、したがって地球をも簡単に突き抜けてしまう奇妙な物質である。岐阜県吉城(よしき)郡神岡町（現、飛騨(ひだ)市神岡町）の神岡鉱山の地下1000メートルにカミオカンデとよばれるニュートリノ検出装置が、東京大学宇宙線研究所小柴昌俊(こしばまさとし)の主導によりつくられていた。この装置が超新星1987Aからやってきた11粒のニュートリノを1987年の世界時2月23日7時35分から13秒間の間に検出し、世界の天文学者、原子核物理学者を驚かせた。これは超新星爆発のメカニズム解明に決定的に重要な証拠となった。カミオカンデは、その後1995年（平成7）完成のスーパーカミオカンデとしてより巨大化され、次の超新星爆発の出現を待って、観測を続けている。

　超新星は爆発後数万年たっても強い電波やX線を放出し続ける天体であり、宇宙における元素形成や銀河の進化に大きな影響を及ぼす天体である。また、高エネルギー物理学の実験現場としても、きわめて重要である。超新星1987Aは現代天文学の最重要天体の一つであり、いろいろな手段での観測が、今後も長く継続されるであろう。

［若松謙一］

超新星1987A
写真は、ALMA望遠鏡の電波観測画像（赤）、ハッブル宇宙望遠鏡の可視光画像（緑）、X線観測衛星「チャンドラ」の観測画像（青）を合成したもの©ALMA（ESO／NAOJ／NRAO）／A.Angelich.Visible light image:the NASA／ESA Hubble Space Telescope.X-Ray image:The NASA Chandra X-Ray Observatory">

超新星1987A

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例

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