爆発のなごり （超新星とその残骸） 2013/11/16

爆発のなごり

（超新星とその残骸）

2013/11/16

大阪大学大学院理学研究科 林田 清

Ver20131114

1

11/9 の講義の復習

• まず復習として、 HR 図と黒体輻射

• 恒星の進化は、基本的に生まれたときの質量 によって決まる。

• 重い恒星ほど明るく輝き、短い一生を送る。

• 太陽の 8-10 倍より重い星は最期に超新星爆発 という大爆発を起こし、星の内容物を宇宙空間 にばらまくとともに、中性子星やブラックホール といった高密度の天体を残す。

• 2000 年間に肉眼でみえたことが記録されている 超新星は 8 例。

2



温度が高いほど波長が短い



温度が高いほど光の強度が強い



全波長範囲で積分すると

𝜎𝜎𝑇𝑇

⁴ 復習の復習

可視光線 赤外線 電波

X

線 紫外線

黒体輻射のスペクトル

恒星の光度は

𝐿𝐿 = 4𝜋𝜋𝑅𝑅

²

𝜎𝜎𝑇𝑇

⁴

10^-10 10^-6 10^-2 10² 10⁶ 10¹⁰ 10¹⁴

10^-2 10^-1 10⁰ 10¹ 10² 10³ 10⁴ 10⁵

T=30K T=300K T=3000K T=30000K

W(W/m2 /µm)

波長(µm)

3

原子の構成と原子核

陽子と中性子からなる核の周りを電子 がまわっている

 A=Z+N

表と図は東工大 関本氏ホームページ

http://www.nr.titech.ac.jp/~hsekimot/theoryslide.pdfより

念のため

核融合反応



1kg の H あたり 6.3x10

¹⁴

J ( 水素の燃焼の 450 万倍のエネルギー）



核融合反応がエネルギー源であれば、太陽の寿命は 1000 億年

 より詳しい計算では約

100

億年

 表面付近の組成

H70%,He28%

 中心付近の組成（推定）Ｈ

35%

、Ｈｅ

63%

 原子核同士はクーロン力の反発により一般には融合しない。

 太陽中心部の密度

150g/cc,

温度

1500

万度の状態では核融合現象がおきる。

1 4

1 1

4

1 4

2

4 2

( ) 1.0079( ) ( ) 4.0026( )

( ) 0.0005

4 ( ) ( ) 2 ( ) 0.0280 H He e

H m H amu

m He amu

m e

m m H m He m e mc

+

+

+

→ +

=

=

=

∆ = − − =

∆

の質量

質量欠損

に相当するエネルギーを発熱する(cは光速）

amu

：原子質量単位

1amu=1.66x10

^-27

kg

エネルギーと質量の等価原理

+

₁

H

陽子

+ +

⁴

He

中性子 念のため

原子核の質量と、持っているエネルギー

核融合で エ ネ ル ギー を 出 す

水素

ヘリウム 炭素

酸素 鉄

鉛

ウラン 核融合も

核分裂もしない 安定な元素

原子核を作っている 陽子と中性子 の 数 の和

陽子と中性子 あた り の エ ネル ギ ー この差は、ほぼ 0.7 パーセント

長田先生の資料

11/9の事前配布に含まれておらず 授業で使用したスライド

6

大質量星の進化

15M

_◎

25M

_◎ コア温度

H

燃焼

1100

万年

700

万年

(3-10)x10

⁷

K He

燃焼

200

万年

80

万年

(1-7.5)x10

⁸

K C

燃焼

2000

年

500

年

(0.8-1.4)x10

⁹

K Ne

燃焼

8

ヶ月

11

ヶ月

(1.4-1.7)x10

⁹

K O

燃焼

2.7

年

5

ヶ月

(1.8-2.8)x10

⁹

K Si

燃焼

18

日

0.7

日

(2.8-4)x10

⁹

K

燃焼終えた部分の収縮

→

温度上昇

→

より重い元素への核融合

11/9の事前配布に含まれておらず 授業で使用したスライド

11/9の事前配布に含まれておらず 授業で使用したスライド

8

超新星爆発（ＩＩ型、コア崩壊型）

• 8M

◎

より重い星では中心部に 1.5M

◎

程度の鉄のコアが生成される。

• 鉄は最も結合エネルギーの大きい原子核なので核融合反応を起 こさない。

• 重力収縮がすすみ温度が上昇すると光分解反応を起こす。吸熱 反応なので圧力は上昇せず、収縮は急激にすすむ。

• コアは中性子化していくが密度が原子核密度程度になると収縮は とまり衝撃波が発生する。

• 衝撃波が外層まで伝わり星全体を吹き飛ばす。

• この際放出されるエネルギーは 10

⁵³

erg 程度。 ただし 99% がニュー トリノのエネルギーに転化され、 10

⁵¹

erg 程度が（他の）粒子の運動 エネルギー、電磁波のエネルギーになる。

• 最後には、中性子星あるいはブラックホールを残す。

γ γ

+ → + −

+ → + −

56 4

4

13 4 124.4

2 2 28.3

Fe He n MeV

He p n MeV

10?

*)

光分解の場合；

8-10M

◎では

O,Ne,Mg

のコア、電子捕獲反応 が効いている。

さらにニュートリノがエネルギーを持ち去って逃げていく。

11/9の事前配布に含まれていましたが追記あり

9

超新星爆発のシミュレーション

• by A.Burrows

• http://zenith.as.arizona.ed u/~burrows/ より

真ん中の鉄のコアは核融合反応 を起こさないため収縮して温度が 上がり光分解反応を起こす。

圧力は急激に低下し限界までの 収縮が起こる。

周囲のものが落ちてきてもはね返 されしかない。

11/9の事前配布に含まれていましたが追記あり

10

星の進化のフローチャート

参考：宇宙物理学（佐藤＆原） 図 3.2

星間ガス 星の誕生

褐色矮星

H燃焼

（主系列）

H殻燃焼 Heコア

（巨星）

白色矮星

(He)

Heフラッシュ

> 0.08

_

M M

< 0.08

_

M M

< 0.5

_

M M

> 2

_

M M

< 2

_

M M

H殻燃焼 He燃焼

H殻燃焼 He殻燃焼 C+Oコア

白色矮星

(C+O,He)

C燃焼

熱パルス

Ne-O燃焼 S,Mg,Si燃焼 Feコア

C爆燃型 O爆燃型

超新星(Type-I) 超新星

(Type-II)

星間ガス

ブラック ホール 中性子星

< 3

_

M M

> 8

_

M M

< 8

_

M M

11

シリーズ現代の天文学

Vol.7

恒星をもとに作成

H

H

H

H

H

He

He

He

He

C+O O+Ne

+Mg C+O

C+O O+Ne+Mg

Si Fe

褐色矮星 白色矮星 中性子星

or

ブラックホール 超新星爆発

重力崩壊

星間ガス 重元素濃度の増加

星の進化の終末

M<0.08M

◎

静かな質量放出

0.46M

◎

8M

◎

10M

◎

<M

12

星の進化のシミュレーション

• 太陽の場合

http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html

より

13

星の進化のシミュレーション２

• 太陽の 1 倍 -8 倍の質量の星

http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html

より

14

星の進化のシミュレーション３

• 太陽の 15 倍の質量の星

http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html

より

11/16 の授業で紹介すること

• 超新星爆発には重力崩壊型（コア崩壊型、 II 型）の他にも Ia 型と呼ばれるタイプがある。

• 鉄より重い元素は巨星の段階で一部合成されるが、ウラン より重い元素が合成されるのは超新星爆発のときのみ

• 炭素より重い元素の起源は恒星内部での核融合と超新星 爆発

• 超新星爆発の際、爆発のエネルギーは膨大な数のニュート リノがになってとんでいく。 SN1987A の際にこれを検出した のが日本のカミオカンデという装置。

• 超新星爆発のあと爆発噴出物は星間空間に膨張していく

• 特性 X 線を測定することで噴出物の元素組成がわかる

16

“ 肉眼 ” でみえた超新星

http://www.astro.phys.s.chiba-u.ac.jp/~miyaji/class/daigakuin/uchubuturi-2/supernova.pdfより

ティコ ケプラー

17

歴史に刻まれる超新星爆発

インディアンの壁画

藤原定家の明月記

歴史書に記された超新星爆発

-SN185

-SN393 -SN1006 -SN1054 -SN1181 -SN1572 -SN1604

近場で起これば昼でも見えるほど明るくなる。

勝田哲提供

超新星の型 I型とII型

http://www.arcetri.astro.it/science/SNe/zoo.jpg

水素のスペクトル線

Ia型 II型 Ib/c型

ケイ素のスペクトル線 ○

○ ☓

☓

☓

ー

爆発前の恒星の質量 連星系の白色

矮星の爆発的 燃焼がきっかけ

重力崩壊型（コア崩壊型）

爆発のときに 水素の外層が 残っていた

爆発のときに水 素の外層ははぎ とられていた（

?)

19

チャンドラセカール限界

（電子縮退で支えられ る星の質量の上限）を 超えてガスがふりつもり、

炭素が燃焼をはじめた 場合

Ia

型超新星

20

標準光源としての Ia 型超新星

http://www.astro.virginia.edu/class/whittle/astr553/Topic16/t16_SN_lightcurves.gif

爆発を起こすのがチャンドラセカール限界 (1.4M

◎

）の白色矮星 生成される Ni の質量もほぼ同じ ( はず）

爆発で生じる Ni

⁵⁶

→Co

⁵⁶

→Fe

⁵⁶

の反応を反映している

半減期

6.1

日

77

日

21

元素の存在量とその起源

• 宇宙初期につくられたのは、ほぼ水素とヘリ ウム（少量の Li,Be) だけ。

• α 過程： He の原子核がいくつか集合した原子 核がつくられていく反応。恒星内部で起こる。

• 鉄より重い元素は中性子捕獲反応によりつ くられる。

• S 過程 : 中性子捕獲（質量数 A が１増える）とベータ崩壊

（質量数 A は同じで原子番号 Z が１増える）を繰り返して 安定な原子核のラインにそって融合される。巨星内部の 核融合で生じた中性子が引き起こす。生成できるのは 鉛くらいまで。

• r 過程：中性子捕獲が連続しておこり、その後複数回の ベータ崩壊を起こす。 Fe の光分解反応により生じた中性 子が豊富にある、重力崩壊型超新星爆発の際におこる。

ウランはこの過程でつくられる。

*) 超新星爆発の際に鉄より軽い元素も合成される

²²

S 過程と r 過程

http://inspirehep.net/record/860811/plots

より 中性子の数

A-Z

陽子の数

Z

23

http://blogs.yahoo.co.jp/jigokuwomirebakokorogakawaku/37910980.htmlより ²⁴

宇宙における元素の組成とその起源

http://www.chem.sci.toho- u.ac.jp/labopage/ichem/ta kahasi/elements/element_

table.html#cosmic より （東邦大学理学部)

• 人間の体が炭素などからなるのは何を意味するか？

• 地球上にウランが存在するのは何を意味するか？

SN1987A

• 1987 年 2 月 23 日に大マゼラン星雲 ( 距離１６万光年）

で起こった超新星

• もとの星は太陽の 20 倍の質量の青色超巨星

• 最大光度は 3 等級＠ 5 月

写真はAnglo-Australian Observatory²⁶

カミオカンデによる SN1987A 起源のニュート リノの検出

小柴先生

2002

年ノーベル賞

http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/sn20yrs/kamiokande.jpg http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/physics/supernova.html

11

発のニュートリノ

神岡鉱山の地下に建設された カミオカンデ

超新星爆発の際に膨大な数のニュート リノが生成されて、エネルギーの大部分 を持ち去る。その証拠をはじめて得た。

27

超新星爆発のその後 → 超新星残骸

28

Illustration Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

Inset Image Credit: NASA, ESA, P. Challis and R. Kirshner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)³⁰

解釈のひとつ

爆発前につくられていた星風のリ ングが、まず、超新星爆発の光に よって光る。

その後爆発破片が膨張し、リング に到達したときにスポット状に光る。

爆発物が非一様である証拠？

Photo credit: NASA, ESA,

P. Challis and R. Kirshner

(Harvard-Smithsonian

Center for Astrophysics

Credit: R. McCray (University of Colorado), D. Burrows and S. Park (Pennsylvania State University), and R.

Manchester (Australia Telescope National Facility)

The expansion of the SNR from SN 1987A at visible (HST), X-ray (Chandra) and radio (ATCA) wavebands. (There is no 1996 Chandra image as it had not been launched then

可視光

X

線 電波

32

1005 yr

超新星爆発の名残＝超新星残骸

439 yr

~10000 yr

~3700 yr

~12000 yr SN

爆発に伴う強烈な衝撃波が、周辺の星 間ガスを侵食。数千万度の極高温プラ ズマ雲を形成する。

⇒超新星残骸 (SNR) として、爆発後 10,000 年以上、 X 線など様々な波長で 明るく輝く。

勝田哲提供

X 線天文衛星

ニュートン チャンドラ

© ESA

© CXC

何れも焦点面検出器に非分散系の X 線 CCD を搭載。

⇒撮像と同時に分光が可能。

© ISAS/JAXA

すざく

衛星 稼動期間 国 特徴

チャンドラ

1999-

米国 空間分解能（

0.5

秒角）

ニュートン

1999-

欧州 有効面積

すざく

2005-

日本 低エネルギーでの感度

勝田哲提供

観測データと引き出せる情報

© ISAS/JAXA

鮮明な X 線画像

⇒運動の直接撮像

（時間を空けた複数の観測の比較から）

画像

精密な X 線スペクトル

⇒元素組成の精密測定

（特性

X

線と連続成分の強度比から）

スペクトル

© CXC

Hughes+2000

勝田哲提供

Kepler の超新星 (1604) の今 ^{数千万度の高温ガス} _{～ X 線観測がもっとも有効}

36

Cas A の今 （約 ₃₀₀ ^年前爆発 _? の超新星；肉眼ではみえなかった）

X

線全波長

Cassiopeia A: A supernova remnant in the constellation Cassiopeia.

Credit:

NASA/GSFC/U.Hwa

Si

の特性

X

線

Ca

の特性

X

線

Fe

の特性

X

線

特性

X

線を観測することで元素ごとの分布、量が測定できる

→

爆発する前の星の中身の計量

37

阪大大学院出身 現在京大助教

2005

年打ち上げの

X

線天文衛星すざくのページ

38

かに星雲 M1 = 1054 年の超新星の残骸

•

真ん中に高速回転する中 性子星

(

パルサーという）

が観測されている

•

重力崩壊型

(II

型）超新星 であった確かな証拠

•

超高エネルギーに加速さ れた荷電粒子が存在し、

幅広い波長にわたる非熱 的放射が観測されている

超新星爆発の結果できる中性 星、ブラックホールに関してはま た来年

天文、宇宙関係を学ぶための参考図書

• 宇宙科学入門 尾崎洋二 東京大学出版会

•

理系大学１年生向けの教科書。最新の結果まで含めてバランスよく書かれてい る。白黒で図版が少ないのと価格が高い

(3780

円）が問題？

• 高校の教科書 例えば、地学基礎 啓林館

•

最近の教科書はオールカラーで内容も工夫されています。ただし特定の書店で 注文しないと入手できない。

• 天文学はこんなに楽しい 縣秀彦 誠文堂新光社

•

カラー図版で天文学の入門編？

• 宇宙は何でできているのか 村山斉 幻冬舎新書

•

ベストセラー

• 宇宙物理学入門 桜井邦朋 ブルーバックス

•

バランスよく宇宙の話題が網羅されている（もよう）

• ゼロからわかるブラックホール 大須賀 健 ブルーバックス

•

ブラックホールに関する解説書。観測的側面もカバーしています。

2009

年時点での天文宇宙関係の書籍の紹介は

http://www.astronomy2009.jp/ja/bookfair/index.html

⁴⁰