| 超新星以前の渦状銀河NGC 3982 |
| Credit: Stephen Smartt (U. Cambridge), HST, ESA, NASA |
| 写真の説明 |
星が、まさに爆発する前に、どのように見えるのでしょうか？
天文学者は、どんな超新星でも見える前に発見するために、現在近くの銀河の詳細な画像を撮っています。
たぶん、高解像度銀河画像の何百ものうちの1つで星が、来たるべき年に爆発します。
もしそうならば、ハッブル宇宙望遠鏡で撮ったこのようなアーカイブの画像は、星が兆候として見せた様子を発見するために調べることができます。
この情報は、たぶん、若干の超新星がどのように他よりも明るく見えるかより良い識別につながると同様に、超新星がどのように発生するかについても重要になります。
この画像の美しい渦状銀河NGC 3982は、明るい星、青い星団と暗い塵通路で満たされた多数の螺旋腕を見せます。
NGC 3982は、およそ30,000光年の幅がありますが、地球から6000万光年ほどのところにあって、星座大熊座の方角に小さい望遠鏡で見ることができます。 |
今日の宇宙画像は、渦状銀河ですが視点をその美しさに向けるのではなく、この画像が撮られた後に見られた「超新星爆発」です。
主役の画像の注釈は、私の独断による超新星爆発の「兆候？」を示しただけです。
関連１枚目の画像を参考にあなたも主役の画像の拡大の中に、超新星爆発の「兆候」を探してみませんか？
関連は、超新星爆発についてです。ちょっと長めになりましたが、白鳥座と蟹星雲の超新星名残り画像とともに宇宙の演舞を鑑賞するのもいいかもしれませんね。
ひょっとして、あなたの鑑識眼が来るべき超新星爆発を見つけるかもしれません。
超新星の発見者として未来永劫にその名を記録できるでしょう。利権ばかり追求する似非政治家より、とても素晴らしい功績となるでしょう。
でも、１１月９日の衆議院議員選挙では、確かな一票で選択を。棄権することは、決して政治への怒りや発言にはならないと思います。 2003-11-02
t.sasaki |
| Spiral Galaxy NGC 3982 Before Supernova |
| Credit: Stephen Smartt (U. Cambridge), HST, ESA, NASA |
| Explanation |
| What do stars look like just before they explode? To find out, astronomers
are taking detailed images of nearby galaxies now, before any supernova
is visible. Hopefully, a star in one of the hundreds of high resolution
galaxy images will explode in the coming years. If so, archival images
like that taken above by the Hubble Space Telescope can be inspected to
find what the star looked like originally. This information is likely important
for better understanding of how and why supernovas occur, as well as why
some supernovas appear brighter than others. Pictured above, beautiful
spiral galaxy NGC 3982 displays numerous spiral arms filled with bright
stars, blue star clusters, and dark dust lanes. NGC 3982, which spans about
30,000 light years, lies about 60 million light years from Earth and can
be seen with a small telescope toward the constellation of Ursa Major. |
2003年11月03日号
超新星爆発の兆候を見つけられる銀河
| 項目 |
銀河、星々、宇宙論他 |
| 主題 |
渦状、超新星、宇宙論 |
雑記帳
雑記帳
2003年01月01日からの宇宙画像
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ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。
Credit & Copyright: Hakon Dahle
Credit : NASA
Credit: S. L. Snowden
Credit: Levenson et.al.
Credit: S. L. Snowden
超新星
1998aq ？
NGC 3982
大熊座内の渦状銀河NGC 3982（= H IV.62）（タイプSAB(r)b（Sb））
赤経 11時56.5分
赤緯 プラス55度08分
距離 ６０００万光年
視覚の明るさ 11.8等級
見かけの大きさ 2.3x2.0（弧分）
NGC 3982は、1789年4月14日ウィリアム・ハーシェルによって発見されて、彼の第4のオブジェクト・グループと番号付けH
IV.62で、カタログ登録から分かるように、惑星星雲として誤った認識から分類されました。
M 109を含む大熊座雲のメンバーであり銀河の集団です。
NGC 3982は、毎秒 1109キロメートルの速度で私たちから退いています。それは、天の川銀河の中心から、毎秒
1187キロメートルの後退速度に一致します。
1998年4月13日に、英国のアマチュア天文学者マーク・アームストロングが、CCD画像でNGC
3982内におよそ14.9等級ある超新星1998aqを発見しました。
このSNは、最少の12.2等級で推定では、11.4視覚等級に達しました。
CfA/ハーヴァードで得たスペクトルから、この超新星は、タイプ・Iaとして現在、分類されました。
NGC3982と超新星1998aqのこの画像は、、ラパルマで2.56mのノルディック光学の望遠鏡で、
ALFOSC CCDカメラを使って得ました。
撮影日は、世界時で１９９８年４月２２、２３、２４日の３日間で、露出時間を変えた9VとＩ帯露出で作った合成カラー画像です。
画像の上が北で、左が東になります。
撮影をしたときに超新星1998aqは、その輝きの増加変動では平穏でした。銀河中心の右上に明るい青い物体として見えています。
画像は、対数的に縮尺しました。
超新星は、私たちの天の川銀河を理解するためにもとても重要です。
超新星爆発は、恒星間の媒体を加熱して、銀河全体に及ぶ重い構成分子を散布して、宇宙線に加速度を与えます。
超新星でまさに何が起こっているのでしょうか？
また、複数のタイプの超新星爆発があり得るのでしょうか？
これまでの観察から２つの異なったタイプがあるようです。１つは、単一の大きい星が起こすのともう１つは、連星系の中で白色矮星の上に質量が移動することにより起こると観察されています。
しかし、これらの過程は２つのタイプの間で異なる爆発の方へ始めさせるだけです。
私たちの太陽の５倍以上ある大きい星は、とても素晴らしい終焉を演じて超新星に向かいます。
大きな星が、十分な星の中心核で融合過程としてその質量の内側の引力と戦う外部の圧力を生み出す燃料が尽きたときに、超新星爆発が起こります。
連星が互いに閉じ込めているならば、連星系の中で白い矮星はその伴星から物質を離して引き寄せます。これは、白色矮星と同じくらい濃い物体の強い引力によります。
伴星から中に落下する物質は、太陽の質量の1.4倍（それを発見した科学者から後にチャンドラーセカール極限と呼ばれる量）を上回るために白色矮星として引き起こされるはずです。白色矮星に崩壊するのに十分な質量を有して、融合プロセスを再開します。
星を作っている酸素と炭素元素は、途方もなく溶け始めて、全星の熱核爆発に結びつきます。
白色矮星に入って残されるかまたは超新星爆発の中で作られた元素を除いて、他は何も残りません。
それから、可視光を含むエネルギーの莫大な量を遊離させて、分裂を経ます。ニッケルは、そのような過程で生じる新しい元素の一つです。
これらの超新星の展開は、全く類似した傾向があります。
最初に、星は外側で少なくとも赤い超巨星へとふくらみます。内側では、核が重力に屈して、縮み始めます。核は、縮んで、さらに熱くとても濃くなります。
核反応の新しい段階へと移行するために、核では活動が一時的に停止しますが、さらに核の崩壊へ進みます。
核が本質的に純粋な鉄を含むとき、そこでは何も溶けることができません。それは、鉄の原子核の構造に起因するために、鉄の原子が鉄よりも重い元素の導火線として機能しないからです。
結局、星の核内では、融合が終わります。
1秒未満で、星は重力崩壊の最後の局面を開始します。
鉄原子が一緒に押しつぶされて、中核の温度は1000億度以上まで上がります。
核の間の力は、重力に打ち勝って、核は爆発の衝撃波で星の中心から外へ反動します。
衝撃が、星の外の層で物質に遭遇して、物質は熱されて、新しい元素と放射性同位元素を形づくるために溶けます。衝撃は、それから宇宙の中へ物質を外へと進ませます。
星から離れて爆発した物質は、現在、超新星残りとして知られています。
Credit : NASA
熱い物質、中性子星の強い磁場で動いている自由電子の放射性同位元素、これらのものの全ては、Ｘ線とガンマ線を生じます。
本来の星の中で残る全ては、ほとんど完全に中性子から成る小さい超密集した核の中性子星です。
あるいは、本来の星が私たちの太陽の質量で１５倍以上の本当に非常に大きい星ならば、中性子さえ中核の崩壊を生き残ることができず、ブラックホールができます。
もう一種類の超新星は、連星スターシステムで白い矮星の突然の爆発を含みます。
白色矮星は、太陽の５倍以上の星が辿る終点です。白色矮星として残るのは、およそ太陽の質量で1.4倍あり、大きさは地球ほどです。
星座白鳥座の中で白鳥ループとして知られているこの超新星面影は、およそ20,000年と推定されています。
それは、南の方へ突破がなければ形で大体において循環性です。それに加えて、多くの明るい繊維状の構造があります。
ROSAT PSPC観察で、温度と密度構造が見事な角のある規模で研究することができました。
図の a は、0.5-2.0キロ電子ボルトの激しい帯域を、b は、0.1-0.3キロ電子ボルトの弱い帯域で白鳥座ループのモザイク面を示しています。
これらの図の全てで、黄色と赤が高い数値を示す一方、紫と青は低い数値を示します。
２つの帯域の中の一般的な構造が適度に類似している反面、特定の違いがあります。
激しいと弱い帯域比率を示す図の c で、これを簡単に見ることができます。一般に、ループの内部は、より激しくてしたがって、縁より熱いです。
この種の温度の傾度は、予想した傾向と一致していました。
図 d は、PSPC連続写真の露出時間を示します。
HRI画像は、とてもよく白鳥座ループの角のある構造を示します。
しかし、この画像でさえすばらしい規模構造の一部が、解像されていません。
蟹星雲とカニ・パルサーは、このHRI像で明らかに見えます。
これらの物体に至るまでの超新星先駆物質は、1054年に中国の天文学者によって観察されました。
パルサーは明るい小型の放射で、星雲の磁場においてそれ自身シンクロトロン放射を生じる非常に相対論的な電子を産します。
