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ISSN 0285‑2861

多くの方に愛読されている ISAS ニュースが今回

「あすか」の成果を特集することになった。 1993 年 打ち上げ以来 8年に及ぶ長期間活躍した X線天文衛 星「あすか J の目覚しい成果が記されている。少々

専門的な内容だが是非御一読頂きたい。

「あすか J は天体からの X線像と X線スベクトルを 同時にとることのできる初めての衛星で，観測装置

の性能は当時としては世界最高であった。「あすか」

は世界中の研究者に利用され，その性能故に数々の

新発見をもたらした。正に X線天文学史に" r あす か」時代"を画したといっても過言であるまい。

「あすか」のもう一つの大きな成果は，多数の若い 目次

第 1 章 X線で探る星の世界 ・・ 4 h~. の品、ちゃんの大Jm }~J‑‑‑Jj~T 始Eil. からの X線~ ・ 5

起i 新)，1. 51吋 1993J-'nii からの贈り物- 6

越新 Jll 爆発の痕跡と !tl の化イ 1 ・ 7

強磁場激変足 。... 9

ラピ y ドパースター...'1::Tii のししおどし~ ・・ 11

第 2 章天の川銀河とマゼラン星雲 ・・ 12

員I i")系中， 0 13

ぷの川の探査 ー ・ 14

銀刈リ y ジ・パノレジ成分 ・ 15

お隣さんは f だくさん ・・ ・・ 16 第 3 章ブラックホール ー ・・ ・ 17 ブラ y クホー Jレを Il\:別する ・・ ー・ー 17 X線で傑るプラァクホー Jレのぷ ffJ i … .......20

研究者を育てたことである。“「あすか J 時代"の若 者の包際的な活躍は目覚しい。本稿の執筆者の多く

もその人達である。日本の X線天文学の育ての親，

故小田稔先生は「あすか」の活躍を大変喜んでおら れたが，今号は「あすか」と同時に世を去られた先 生に俸げるレクイエムでもある。

最近. rあすか」の製作，運用に携わった多くの 人達が綴った“恩い出集"が刊行されたが，これを 読んで成功の裏には実に大変な苦労があったこと，

切なる愛情に支えられたことをあらためて痛感し，

感謝の思いに耐えない。

(田中靖郎)

1!-l rI iil ブラックホールの発見 ー 21

巨大プラ y クホールの-il!力を感じた 1! ・・・ 23

活動銀河核 ・・ 24

第 4 章粒子加速と宇宙ジェット ー・ 26 どうして大金持ちは生まれるか~粒子加速~ ・ 26 55433 _{銀河系段強のジェット} 27

マイクロクエーサー 銀河系政 i車のジェッ卜 28 i' 前の|司大な 1m ，車部「ジェ y 卜」とプレーザ一天体 29

第 5 章宇宙の巨大構造と暗黒物質 ......31

銀河・銀河I'llの刈温ガスの化学進化と l府県物質 31

&方銀河問 進化・ H百見物質と宇宙論パラメータ 33 合体しながら成長する銀河問 34

第 6 章 X線天文学はじまって以来の謎に迫る ・ 37

'i' 'ii iX 線 n筑波射の起出[ 37

ガンマ線ノ〈ースト 38

れた初期の成果には世界中の天文学者.天体物理学者 が陛目し，興奮しました。

この衛星は日米共同で製作されたもので観測・運用 のフェーズに入っても，観測の公募・選考ーから，その 採択天体の日米問調整，観測プラン作成衛星の追跡・

迎用，テレメトリデータ取得とそのデータの 1 次処:mI.

標準解析プログラムの作成，観測データの較正，を経 てアーカイプデータの作成・配付まで，すべて日米が 応分に分担し合って作業を進めました。日米での観illl]

の配分は大変公平かつ円満に行われ，国際協力をする ことにより，私達も外国の優れた研究者ーから多くを学 び，また先方も私迷を知り，尊重してくれるようにな りました。さらに，米国の「あすか」チームメンバー はチームで得た成果を世界中に宣伝して回ってくれた ので. 1あすか」の名声はたちまちに世界中に知れわ たることとなりました。

その後「あすか」は 7年余にわたり，延べ 2∞o以上 の天体・天空領域の観測を行いました。そして昨年 3 月 2 日には大気圏に突入し燃え尽きました。ちょうど その前日にお亡くなりになった， 日本の X線天文学創 始者である小田稔先生の後を追うように。この閣の

「あすか」による観測からは 75編の国際天文述合速報 が発信され，また 80名を越す若者がそのデータを用い て博士号を取得し，若手研究者として巣立って行きま した。査3fb付き学術i誌に発表された論文の数は現在で は約 1200編に達しました。日本の X線グループの主要 な成果は

http://www.astra.isas.ac.jp/xjapan/

でも公開しておりますので併せてご御覧くださ L 、。

(長瀬文昭)

の軌跡

「あすか」の製作は 1985 年頃からワーキンググルー

プで本格的な検討が始められ. 1988 年度より Astra-D 衛星としてプロトモデルの製作が開始されました。そ

して 1990 年度よりフライトモデルの製作に取りかかり，

1993 年2月の打ち上げに漕ぎ着けました。この聞の製 作・試験は決して平坦な道のりではありませんでした。

この衛星のプロジェクトマネジャーは田中靖郎先生が

務められました。問中先生はそれまで「ひのとり J.

「てんま」のプロジェクトマネジャーを務められ， ま た「はくちょう J. 1 ぎんが J. 1 ょうこう」の製作を補

佐されてきましたが. Astra ・D (I あすか J) の製作は 定年退官前の最後の仕事で，一際，思い入れの強いミッ

ションであったようです。

この衛星の製作・試験には多くの困難が伴いました

が，難産の末打ち上げられた Astra 一D は「あすか」と 命名され，それこそビッグな健康優良児に育ちました。

そのころドイツのローサット衛星が先行して稼動して

おり. 2.4キロ電子ボルト以下の軟 X線領域で高い画 像分解能で観測を行っていました。「あすか」は 4台の 多重簿板型 X線望遠鏡 (XRT) と，焦点面検出総とし

てX線CCD カメラ (SIS) と位誼検出型ガス蛍光比例 計数管 (GIS) を2台ずつ搭載しておりました。その 画期的な特徴は. 0.4-10 キロ電子ボルトの広いエネル ギ一範閤で，画像を撮りながら同時に高精度のエネル

ギースペクトルを取得できることでした。これは宇宙 に比較的多い鉄元素の輝線，吸収線のかつてない高い エネルギ一分解能の観測を可能とし，高エネルギ一天 体現象の有力な研究手段を提供することとなりました。

このような素晴らしい性能を持った衛星からもたらさ

「あすか」

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X 線天文学の予備知識

各記事は独立した内容ですが，主主ごとに関連の深い ものをまとめてあります。興味のある宣言から読んで下 さい。ここでは，記事を読む時の手助けとなるような 予備知識をまとめましたので，最初にざっと目を通し て頂くとよいでしょう。本ページに続いて 4 ページ (スペクトルとは?)， 12ページ(物質による X線の吸 収)， 19ページ (X線スペクトルからわかること)の 解説もご参照くださ L 、。

-光と波長

光は真空中を秒速 30万キロメートルの速さで進む波 で， I電磁波」とも呼ばれます。

ある瞬間の波の様子は下図のようになります。図の 山から山までの長さを，その波の「波長」といいます。

波長がおよそ 380nm から 770nm (ナノメートル 1 ナ ノメートルは 1 ミリメートルの l ∞万分の I) の光は人 間の目で感じることができ，光の中でも特に「可視光 線」と呼ばれています。人間は可視光線の波長の迷い を色として見分けます。もっとも波長の長い光が赤色 で，順に櫨，黄，緑，背と続き， もっとも波長の短い 光が紫色て'す。

" "

司.

波と波長

下の図は屯磁波の波長と種類を示したものです。可 視光線は電磁波のほんの一部でしかありません。可視 光線より波長の長い赤外線，電波，可視光線より波長

長い 4 波長

の短い紫外線， X線，ガンマ線と，いろいろな積類の 光が存在しています。 X線の波長はおよそ O.Olnmから 1nm ですから，百I視光線の lα泊分の l から 10万分の l 程 度しかありません。波長が短いということは振動数あ るいはエネルギーが高いということと同じで X線は 可視光線の 1000倍から 10万倍という非常に高いエネル ギーを持つ光なので'す。

.エネルギーの単位

エネルギーの単位としては「カロリー」があります が，自然科学では「ジュール」という単位をもっとも よく使います。 l カロリーは4.2 ジュールです。これら の単位は日常生活で使うには便利なのですが，例えば 波長 1 ナノメートルの X 線のエネルギーを表現しよう とすると 2X10""ジュールという非常に小さな値になっ て不便です。そこで， I也子ボルト (eV)J というちょっ と仰々しい名前の単位を使います。 l ボルトの'Ill位差 で加速した時に電子が得るエネルギーがt11I子ボルト て'す。 fG子ボルトという単位を使うと，波長l ナノメー トルの X線のエネルギーはおよそ ω∞電子ボルトにな ります。 1000のことをキロといいますから 1 キロ電 子ボルトということもできます。 X線のエネルギーを 数値で表す場合， Iキロ電子ボルト (keV) J という単 位を使うと，数字が l に近い値になるので非常に便利 です。本特集でもキロ電子ボルトという言葉がたくさ ん出てきますので， IX線のエネルギーを表すのにちょ

うどよい単位」ということを党えておいて下さ L 、。

"m ^{I,m 01)1nm}

-光と温度

光の波長(エネルギー)は温度とも密接に絡んでい ます。太陽の表面は約 6∞0度で，可視光を強く出して います。 X線は可視光の 1000 倍から 10万倍程度のエネ ルギーをもっているので， 100万度から 1 億度という非 常に高い温度に対応します。このくらいまで高温にな

ると，物質は X線を強く放射するようになるのです。

なお， 日常生活では温度の単位として「摂氏温度 ('C)J を使いますが，自然科学の世界 '煩い| _{では「絶対温度} (K)J が用いられま

す。「絶対温度=摂氏温度 +273 度」と いう関係があります。ただし X線を 放射するような物質は数百万度から l 億度という高温ですから，ほとんどの

ー商い|場合，摂氏温度を使っても絶対温度を

使っても迎いはありません。

1m _100μm 770 筒 m'曲， m

電波 赤外線 紫外線 X 線

tMH.z IGHz I,^{V I~c: v}

低い 4

娠動数(周波数)あるいはエネルギー

ガンマ線 100keV IMeV

電磁波の種類

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第 1 章 X線で探る星の世界

人間と同じように，星にも一生があります(図 I)。

何もないように見える宇宙空間にも，ごくわずかに物 質が存在しています。星の一生は，これらの星間物質 が自分たちの重力で引きあい，収縮を開始することに よってはじまります。このようにして生まれた赤ん坊 の昼を「原始星」といいます。原始星は自分の主力で 収縮を続け，それに伴って中心の混度と密度が向くな り，やがて水素の核融合がはじまります。水素の核融 合によって安定に輝くようになると昼も一人前です (主系列星)。その先の運命は，器本的には最初の質量 で決まります。太陽程度の質量の星は，およそ l∞億 年にわたって輝き続け，赤色巨星になった後，静かに 最期の時を迎えます。中心には「白色倭昼」と呼ばれ る地球程度の大きさの，けれども非常・に密度の高い星 が残ります。これに対して太陽よりずっと質抵の大き い星は，核融合の燃料をわずか l∞万年ほどで使い果 たし. I超新星爆発j と呼ばれる大爆発を起こして華々 しく一生を終えます。そして，中心には白色媛星より もさらに密度が高い「中性子星」や「ブラックホール」

が残ります。星の死によってばらまかれた物質は再び 昼間物質となり，宇宙空間に戻っていきます。

以上のような一生を通して，星は元素合成という役 割を担っています。起一初，宇宙'には水素とヘリウムし かありませんでした。炭素，窒素，酸素，珪索(ソリ コン).鉄など，それより重い元素はすべて星の内部 で作られたものなのです。これらの重い元素は，地球 や人聞を含むすべての生命を形作るのになくてはなら

aのa・" *.人の昼 老人の量 塁間物質 一一+原始量一一+主系列星一一+赤色巨星

昼間g b山_{星刀叩 尿病的晒首}台白血a _超長星

1 …一……《府度"怖の‘"

感息状尾!ll+白色倭思(太陽鰐度の質量の息) 組新星煉発+中性子昼(太械の 8-30倍の質量の皇) 超新星爆発+プラッタホール(太陽の30情以 iーの質量の星)

図 1 星の一生と物置の循環

ない材料ですから，字IIiの「化学進化」を解明するこ とで，地球や生命がどのようにして生まれてきたのか という恨源的な問題に迫ることができるのです。

この章では，星の一生や宇宙の化学進化といった現 代天文学に課せられた重要なテーマについて. I あす か」がどのような新事実をもたらしたのかを取り上げ ました。『星の赤ちゃんの大産声』は生まれたばかり の原始星に関する話題です。次 l こ L 、きなり昼の最舟j に なりますが. r超新星 SN1993JJ は超新星士量発直後の X線をとらえた ft重な観mlJ結果について述べています。

『越新起爆発の痕跡と昼の化石』では，超新昼爆発に よって吹き飛ばされた物質がどのように宇宙空間に広 がり，新たに作られた'iJ!い元素がどのように宇宙に還 元されていくのかを説明します。『強磁場激変星J.

『ラピッドパースター』は，それぞれ星の死によって 誕生した「白色媛星J. I中性子星J にまつわる話題で す。なお. I プラックホール」については第34tで詳し

く取り上げます。

.スベクトルとは?

左図のように可視光をプリズムに通すと七色に分 かれます。波長によってプリズムに出入りする時の 曲がり角(屈折角)が異なるため，進む方向が変わ るのです。このように，波長によって光を分けるこ とを「分光J. 分光して得られた虹を「スペクトル」

といいます。

虹の色は光の波長に対応していることは既に説明 しました。波長を償軸に，それぞれの色の光の強さ (明るさ)を縦軸にとると，右図のようなグラフを

年くことができます。このように，波長と光の強さ の関係を示したものも「スペクトル」といいます。

このようなスベクトルはプリズムで得られた虹のよ うにカラフルではありませんが，虹でははっきりし ない光の強さが数値で与えられるので，より定量的 に光の性質を示すことができます。なお，波長のか わりに振動数(周波数)やエネルギーを横軸にとる こともあります。 X線天文学ではエ不ルギーを検軸 にするのが一般的です。

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.星の赤ちゃんの大産声

~原始星からの X線~

思やかに私たちを暖めてくれる太陽も， EE は日々大 規棋な爆発を繰り返しています。このしくみは，日本 の太陽観測衛星「ょうこう」などによる太陽 X線の観 測によって明らかになってきました。太陽表而にある 総力線がつなぎ変わる時に膨大な立のエネルギーが解 欣され，大気は](削)OJ度にまで加熱されるのです。太 陽以外の星(恒昼)は泣くにあるために点にしか見え ませんが，こういった昼でも話は同じです。 X 線で見 てみると同じような爆発現象を起こしていることが明

らか l こなってきました。

その中でも「あすかJ が注目したのは，年齢が 10万 歳くらいのとても若い星，人間に例えると生まれて 1 週間の新生児に相当する「原始星」て'す。このような 星ではまだ中心の温度が低いので，太陽のように絞融 合反応を起こしてエネルギーを作ることができません。

そのかわりに，自分自身の重力で星が縮むことによっ て光っています。「あすか」は， このような原始星が 頻繁に，太陽より何千倍も激しい線発を繰り返してい

ることを明らかにしました。

図2 は. I あすか」で見た「みなみのかんむり座R星」

付近の暗黒星雲の織子です。赤外線の観測l で，この暗 黒星雲'の中心でまさに星が生まれつつあることがわかっ ています(左上の小さな図)。左側は彼長の長い X線 (軟X線)で織った写真ですが，暗黒星雲の中心(図 の中心の十字印付近)には何も見えません。けれども，

右側の波長の短いX線(硬X線)で徹った写真では，

M ・ranln=0.5pc

図 2 :rあすか」が見たみなみのかんむり座 R 星付近の暗黒星 量の X線写真(左が軟 X線 右が硬 X 線).右下の赤の 矢印が 14分角 距離1. 5光年に対応します.自の等高線 {草分子量の温さを.右図の緑色町十字は原始星の位置を 表しています

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みごとに原始星の集団からのX線をとらえています。

星は盛やガスの奥深くで生まれるので，生まれたばか りの非常に若い星はこれらの盛やガスに隠されてしま います。そのため，軟X線では何も見えず.in い1mや ガスを透かして天体を見ることができる磁X線を使っ てはじめて，これらの非常1こ若い星がX線で輝いてい ることがわかったのです 02 ページの『物質による X 線の吸収』参照)0 X線のスペクトルを分析した結果，

原始星のまわりに数千万度という非常に温度の高い，

希薄なガスがあることが明らかになりました。核融合 反応の始まるはるか以前の若い星が，絞融合で安定に 輝く太陽よりはるかに大きな爆発現象を繰り返してい

るとは，なんとも篤きではありませんか。

)JIJ の原始星からは. 1 日周期の自転に伴って X 線で明るい部分が見え隠れするありさまや，およ そ 20時間ごとに爆発を繰り返す現象(図 3) など も観測されました。後者の場合，星の周りに広が るガス円盤までのびる巨大磁場が.X線活動を引 き起こしているのかもしれません。

いっぽう，太陽の2倍から 10倍の重さの恒星は 星の上で磁場を作ることができず.X線をほとん ど出さないことが知られています。けれども，こ ういった重い星も若い時には爆発現象を見せるこ とが「あすか」の観測でわかってきました。これ らの原始星からのX線は最初に述べた原始星のも のとよく似ています。星は生まれた当初，重さの 別なく閉じように磁気エネルギーで輝いているの かもしれません。

(淡口健二，坪井陽子)

.超新星SN1993J

~字宙からの贈り物~

重い星が一生を終えるときに起こす大爆発を「超新 星(爆発)J といいます。その超新星が 1993年3月に，

私たちの銀河系の近くにあるおおぐま座の M81 銀河で 発生しました。この越新星は現代天文学が発達してか ら 2番目という近距雌で起きたもので，超来Ii星爆発の 初期j段階を観測的に解明するための大変質重な観測対 象となりました。その名を SN1993J といいます。超新 星SN1993J は折しも X線天文衛星「あすか」の打 ち上げ約 l か月後という，絶妙なタイミングで起きた もので， I あすか」は急逮その観測に向か L 、ました。

越新星爆発によって吹き飛ばされた物質が星の周辺 にあった物質にぶつかると，衝撃証主が生じてこれらの 物質はlOt意度にまで加熱され， X線やガンマ線が放射 されます。このため， X線観測によって爆発直後の様 子を直接調べることができるのです。

図4は， I あすか」が搬影した M81 銀河の中心付近の X線写真で，左が爆発 19 日後，右が 210 日後に搬った ものです。これらの写真から，爆発 19 日目には越新星 SN1993Jが X線で明るく輝いているのに対して， 210

日後には暗くなっていることがわかります。私たちは

「あすか」で取得したデータを詳細に分析し，観測史

上初めて，超新星の X線スベクトルの変化を土器発直後 から広い帯域で追うことに成功しました。

図5 は波長の長い X線(軟 X線， 白丸)と波長の短 いX線(硬 X線，黒丸)の光度曲線です。図から，最

初のうちは軟 X線があまり暗くなっていないことがわ かります。なぜこのような変化が起きたのでしょうか。

さらに詳しい解析を行った結果，このような X 線光 J.Jl'の変化は，衝撃波が二つ見えているために起きてい

ることがわかってきました。つまり，吹き飛ばされた

10~ • •

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。 的ーー@うーやーーー

ハυ×-一世額叫揖X 0 ・食X 線バンド(0 .5・2 キロ電子ボルト}

・硬X 線パノド (2・8 キロ g息子ボルト)

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10 I ∞ 胤均

超新星煙突後の経過日数 図 5 超新星 SNl993J の X 線光度曲線，繍輸は絹発からの回数.

縦紬は X線強度 白丸は軟 X線パンド (0.5-2 キロ電子ボ ルト) .黒丸は硬 X線パンド (2-8 キロ電子ボルト白デー タ 点観と実"は二重衝撃漬モデルによる理組的な曲線で

慢測データをよく再現できていることがわかります

物質と星の周辺にあった物質との聞にできた衝撃波と， そこに後からやってきた放出物質が追突してできた衝 撃波という二つの衝聖書波が見えていて，それぞれの明 るさの変化が異なっているのです。二重衝撃波は理論 的には古くから提唱されていましたが，爆発初期の超 新星でこれが時間変化とともに観測的に検証されたの はもちろん初めてのことです。

「あすか」による観測からは，星関空間の物質の密 度，衝撃波内に閉じ込められた冷たい物質の誌なども 求められました。超新昼の放出物質の密度を観測的に 求めたのもこれが初めてのことです。さらには，超新 星爆発による物質とエネルギーの星間空間への還元な どの研究にも重要な示唆を与えるものとなりました。

超新星 SN1993J は， Iあすか」の前途を祝して宇宙が 私たちに贈ってくれたプレゼントだったのかもしれま

せん。(宇野伸一郎)

1993/04/07 1994/10/21

図 4 :rあすかJ が慢影した M81 銀河 の中心付近の X線写真左は超 新星燭発の 19 日後.右は 210 日 後，超新星 SNI993J の上に見 えるのは M81 銀河田中'L'舷下 に見えるのは X6 と呼ばれる別 の X 線天体なお.それぞれの 天体が十字印のように見えるの は「あすか」の X 線望遺鏡によ るもので.実際にそういう形を しているわけではありません

.超新星爆発の痕跡と星の化石

太陽をはじめとする恒星は，その内部で核融合反応 を起こして輝いています。この核融合反応は，水素を ヘリウムに変え，さらに炭素，窒素，酸素，珪素(シ リコン〕や鉄などを作ります。太陽の場合，核融合反 応はその中心部分で起こっているので，どんなものが 作られているかは外からは知りょうがありません。し かし，核融合反応で発生した熱で星全体が高温になり，

l拘るく胸i き，地球にエネルギーが降り注いできます。

このような星の輝きはいつまでも続くわけではあり ません。核融合の燃料となる物質がなくなると， ~[き もおしまいになり，星は潰れてしまいます。この時，

重い星の場合には大爆発を起こし，越新星爆発と呼ば れています。越新星様発の時にはさらに核融合反応が 進み，炭素や珪素，鉄，さらに重い元素が作られ，そ れらが周辺に飛び散ることになります。もともと，宇 宙ができた時には水素とヘリウムしかなかったのです が，超新星爆発によっていろいろな物質が宇宙に作り 出されました。地球上にある各種物質は，水素とヘリ ウムを除いて，その昔の超新星爆発の破片と言うこと ができます。つまり，地球上にあるほぼすべてのもの は越新星爆発のおかげということになります。

越新星嫁発が起こると昼間でも見えるくらいの明る さになるので，歴史上も幾っか記録されています。特 に，中国や日本の古文書には多く記録されています。

図 6 :rあすかJ で取得したはくちょう産ル プの X線モザイウ 写真 白，櫨，赤.緑の順に X 線が強いことを示していま す。

爆発後 I 年ほどは肉眼でも見えますが，やがて見え なくなります。しかし，爆風は星の周辺に広がってお り，数百万皮から数千万度という高温ガスとなります。

この高温ガスは可視光では光りませんが，何万年もの 間 .X線で刻i き続けます。つまり，昔の超新星爆発の 痕跡は X線で詳しく調べることができます。

はくちょう座の網状星雲といえば，可視光でよく知 られた星雲で，カーテンのベールが幾つもちぎれたよ うに見えます。これは. 2万年ほど前に起こった超新 星爆発の残骸で，見かけの大きさは満月の 6倍もあり

「はくちょう座ループ」と呼ばれています。図6に示す ように .X線では爆風がきれいに球状に広がった様が よくわかります。これは，典型的な超新星残骸で，

「あすか」でも全体を詳しく観測しました。

これまでは. 2万年も経過すると，爆発で飛び出た 物質はすっかり薄められ，跡形もなくなっていると思 われていました。ところが. Iあすか」で調べてみる

と決してそうではないことがわかってきました。はく ちょう座ループは典型的な爆風の広がる様子を表して いるのですが，その内部は決してガランドウではなく，

いろいろな物質が残っているので'す。特に，珪素や硫 黄が大変多いことがわかりました。これらの元素は，

超新星爆発を起こした星が，爆発する前に核融合反応 で作ったものでした。つまり，太陽などの星の中心部 で起こっている核融合反応でできた星の内部物質を直 接観測したもので，まさに星の化石と言えるでしょう。

図 7 :I~ くちょう痩ループ内田珪棄の分布(カラー) 緑色のと ころが特に珪棄がたくさん存在しているところです等 高線は図 6 の X線の強度分布を示しています

-7 ー

ほ座超新星残鞍で発見された元白星田破片 明るい部分には E圭棄がたくさん存在してい ます 趨新星残骸の中，ω孟この写真よりも右側にあ て 珪棄がここまて吹き飛んでき たと考えられます 図の一辺ほおよそ 75光年に対応しています なお 写真由左の方 にある一番明るい天体は 超新星残霞とは関係のない星です

図 7 は，この化石がどんなふう に散らばっているかを示していま す。図 6 の X線の明るさは等高線 で，壊家の多い領域には色を付け て示してあります。化石ははくちょ う座ループの中心から南(図では 下の方)に集中的に広がっている のがわかりました。この化石を詳 しく調べると，元の~がどんなも のであったかも判ります。はくちょ う座ループは，太陽の 20倍以上も ある重い星が，太陽から 2C削光年 ほど離れたところで 2万年ほど 前に爆発したもので'す。

太陽の 20倍もの重い星が超新星 爆発を起こすと，その後には中性 子昼とかブラックホールとかの商 務度星が残されます。巣たして，

はくちょう座ループを作った星は 高密度星を作ったでしょうか，ま た作ったとすればどこに行ったで

しょうか。

高密度星は太陽と同じくらいの 図 8

'I'1_{ftl なのに半径が lOkm ほどしか}

なく，可視光では暗くて見つける ことができません。いろいろな方 法で確認する必要がありますが，

まずは X線です。はくちょう座ループの南の隅に「あ

すか」が X線昼を見つけました。図 7 では I軒に征び た化石の先端(I gj の一番下の中心よりややイ 7側)に見 えています。越新 ill が爆発したのは中心部分でしょう

から，爆発後，ここまで飛び出たのでしょう。その時， 化石を引きずって来たようにも見えます。これが，超 新星爆発の時にできた高密度星かどうかはまだ縫認で きているわけではありませんが，そうだとすれば，爆 発中心からずいぶん遠いところまで吹き飛ばされたこ

とになります。

はくちょう座ループの内部を調べると， m雑な情造 が見えています。決して一様な IIJJ るさではなく，いく

つかの塊のようにも見えるでしょう。元本を調べるこ

とで， ~鬼には化石の塊もあれば， もともと宇宙空間に あったものが姉き集められて塊になったものもあるこ

とがわかってきました。このように，庄の化石なのか， 姉き集められて風になったものかは「あすか」によっ て初めて区別できるようになりました。

超新星爆発を起こしたあとも，元の星の磁 it が完全 に潰れてしまうことなく長期間残っていることは他の

例でも知られています。ほ施超新尽残骸は， 日本から は見えませんが，はくちょう賂ループと同じくらいの

占い超新星爆発の痕です。ほぽ'\'心にはパルサー(高

按皮星)が残っているのでイ I 名です。この間辺には， 化石と言っても珪，#の塊とでも百うべきものを見つけ

ました。図 8 に示しますが，是1:，#の塊が凶の右の方か ら吹き飛んで来たものです。

若L 、超新星残骸の場合には，当然，元の昆の破片が ft 官にあるでしょうし，実際いろいろな方法で観測さ れています。いっぽう，歳をとった超新星波骸では， 周辺の昼間物質とすっかり混ざっているのではないか

と JE. えられていましたが，依然として周囲に融けこま ない元の星の残骸(まさに皐の化石と呼べるでしょう) のあることが「あすか」の縦測でわかってきました。

(符旧恵美， ·li~· f;信 博)