(超新星)
超新星 iPTF14gqr の出現前と出現後の画像。破線の丸で囲まれた部分が超新星。超新星出現前のスローン・デジタル・スカイ・サーベイ（SDSS）による画像（赤、緑の2色合成画像、左）と、2014年10月19日の超新星出現時のパロマー60インチ望遠鏡による観測画像（赤、緑、青の3色合成画像、右）。（クレジット：SDSS/Caltech）
① ""中性子星の連星をつくる、外層が大きく剥がれた星の超新星爆発を発見""
2018年10月12日 ｜研究成果
2017年、連星を成す二つの中性子星の合体現象が、重力波と電磁波を用いた観測によって世界で初めて捉えられました。実は、中性子星どうしの連星が作られる条件はたいへん難しいと考えられており、その形成過程はこれまで明らかになっていませんでした。
この問題を解決するために、次のような理論が唱えられてきました。中性子星と連星を成している星の外層が大きく剥がれ、その状態で超新星爆発を起こすと、結果、中性子星どうしの連星が作られるという説です。
そしてついに、この理論で予測された外層が大きく剥がれた超新星とよく一致する特徴を示す超新星が、過去の観測データからこのたび発見されたのです。これは、中性子星どうしの連星を形成すると考えられる超新星爆発を、世界で初めて捉えた観測と言えます。
(超新星の光度曲線)
シミュレーションで予測された超新星の光度曲線（オレンジ色の破線）と、実際に観測された超新星 iPTF14gqr の光度曲線（黒丸）。超新星爆発後3日程度までは爆発の衝撃波が冷えていくために、急激に減光する。爆発後5-10日の間には超新星爆発で作られた放射性物質が崩壊する熱によって明るく光り、光度のピークに達する。シミュレーションと観測結果がよく一致していることが分かる。（クレジット：De et al. Science 2018 を改変） オリジナルサイズ（404KB）
中性子星は、大質量星が進化の最終段階で重力収縮が進み超新星爆発を起こした際に作られる、超高密度な天体です。二つの中性子星から成る連星が形成されるためには、連星を作る二つの大質量星それぞれが超新星爆発を起こす必要があります。
二つのうちより重い星が先に爆発をして中性子星が作られます。この際には連星系の一部の物質が放出されるのみですが、問題になるのはこの後に爆発する星です。引き続き残りの星が通常の超新星爆発を起こすと、連星系を作る物質が一気に失われ力学的に不安定になります。その結果、連星系が壊れてしまい中性子星どうしの連星が形成されないのです。では、中性子星の連星はどのようにして作られるのでしょうか。
この疑問に対して、国立天文台理論研究部の守屋尭（もりや たかし）特任助教らの研究チームは、2013年に次のような説を唱えました。後から超新星爆発を起こす星は、先の爆発で作られた中性子星の重力の影響で、水素やヘリウムでできた星の外層がほとんど剥がれてしまう場合があります。
この状態で超新星爆発を起こすと、爆発で放出される物質がきわめて少ないために力学的に不安定にならず、連星系が壊れることはありません。こうして中性子星どうしの連星が形成されると考えることができます。さらにこの場合、後から爆発する星は爆発の直前に希薄な広がったヘリウムの層を周りに形成する可能性があることも指摘しました。
このように外層がほとんど剥がれた星が起こす超新星爆発は、どのような天体として観測されるのでしょうか。2017年、守屋氏はシミュレーションを行い、次のような予測をしました。爆発のエネルギーが通常の超新星爆発の10分の1程度と小さいこと、超新星爆発後5日から10日後の間に最も明るくなること、さらに具体的なスペクトルの時間変化などについても予測できました。そして、このシミュレーションで予測した天体とたいへんよく一致する超新星が、パロマー突発天体観測プロジェクト（intermediate Palomar Transient Factory : iPTF）の観測データからこのたび発見されたのです。
米国のカリフォルニア工科大学のキシャライ・デ氏が率いる研究チームが2014年に観測した超新星「iPTF14gqr」です。この超新星は、通常の超新星よりも爆発エネルギーが小さく、爆発時に放出された物質がきわめて少ないことを示していました。
さらに、超新星爆発後に行われた分光観測から、この天体の周囲には希薄なヘリウムの層が広がっていることが分かりました。これらの観測結果は、シミュレーションで予測した外層が大きく剥がれた超新星の特徴とよく一致しています。これは、中性子星どうしの連星を形成すると考えられる超新星爆発を、世界で初めて捉えた観測になります。
「中性子星どうしの合体は、金やプラチナなどの重要な元素を作り出す現象です。今後、重力波や電磁波を用いた観測で中性子星の合体を捉えること、中性子星どうしの連星を作る超新星爆発を多く観測することで、元素が形成される現場への理解がさらに進んでいくと考えています」と、守屋氏は今後の展望を語っています。
本研究の予測計算には、国立天文台が運用する計算機群「計算サーバ」とスーパーコンピュータ「アテルイ」が用いられました。
本研究は、2018年10月12日付の米国の科学雑誌『サイエンス』に掲載されました。 De et al. 2018, “A Hot and Fast Ultra-stripped Supernova That Likely Formed a Compact Neutron Star Binary”
※ この研究論文を理解するには、まず重力とそれに関連する概念をを知らなければ
ならないようです。
具体的に言うと、この論文の中にキーワードとして幾つか出ています。
1. 重力波
2.重力収縮
3.中性子星の"重力"の影響で…
➡ 1.重力波に関しては、時空の歪みが光速で飛翔していることであり、重力波の
存在は、アインシュタインの「一般相対性理論」で予見されていました。
そして、重力波の存在を裏付ける間接的な証拠は、 当時世界最大の直径
305メートルの ※A アレシボ電波望遠鏡(プエルトリコ)により、わし座の方向
に二つのパルサー ** 前に一度、取り上げた「超高密度の中性子星」の発見に
よって得られていました。
(連星パルサーのイメージ画像)
※ 重力波[編集]
PSR J0737-3039は、公転周期が短く、天体が重い連星系のため、重力波の放出による軌道の減少が顕著である。PSR J0737-3039の軌道は、1日あたり7mm減少していると推定されている。パルサー同士の連星系は、重力波の検出を試みる実験では理想的な対象である[4]。ただし、PSR J0737-3039の重力波による変動は、LIGOでも1アトメートル(10-18m)のオーダーである[5]。
また、この減少速度から推定すると、PSR J0737-3039は、85万年後には互いに衝突すると予想されている[4][6]。このことは、以前考えられていたものより、中性子星同士の連星の衝突頻度が高いということを示している[4]。これは重要で、中性子星同士の衝突が、金などの重元素を生み出しているという理論があるからである。中性子星同士の衝突は、宇宙最大の高エネルギー現象の1つであると推定されており、中心部の温度は1兆℃まで加熱されると推定されている[7]。衝突後、大きな中性子星になるのか、それともブラックホールへと重力崩壊するのかは分かっていない。
➡ ※ 参照動画 (youtube); 重力波で知る宇宙の不思議
2017/04/13 に公開
２０１６年開催のサイエンスアゴラでのＪＳＴ主催の「限界に挑戦する光科学」シンポジウムにおいて、物理、化学、生物の分野でご活躍の三名の先生方に最先端の研究をわかりやすく、また楽しくお聞かせ頂きました。
物理分野の安東正樹先生は、日本の重力波天文学をリードされている新進気鋭の研究者です。2016年の物理分野に大きな衝撃を与えた重力波観測に関して、重力波とは何か、その観測の原理、国内での観測準備、国際連携の必要性などのお話を頂きました。
※A アレシボ電波望遠鏡 (wikiipedia)
アレシボ天文台（アレシボてんもんだい、Arecibo Observatory）はプエルトリコのアレシボにある電波天文台。米国科学財団（NSF）との協力協定のもと、国立天文学電離層センターの一部として、SRIインターナショナル、宇宙研究大学連合、プエルトリコ・メトロポリタン大学により運営されている。1963年に建設され、単体では世界最大の電波望遠鏡として知られていたが、2016年に中国の500メートル球面電波望遠鏡（FAST）が完成したことにより、世界最大の地位からは降りることとなった[1]。
※ 面白いですが、難しくもあります。
この項は、続きます。 to be continued…
