目次

Ia型超新星の爆発形状
図1: 本研究により明らかになったIa型超新星の爆発形状の概略図。Ia型超新星には"遅いスペクトル進化"を示すもの、"速いスペクトル進化"を示すものが混在し、その個性が何故生じるかは20年来の未解明問題であった。本研究により、このような爆発を見る方向により、この"見かけ上の個性"が現れることが明らかにされた。


概要


数物連携宇宙研究機構(Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, 以下 IPMU)の前田啓一特任助教、野本憲一特任教授、田中雅臣特任研究員らで構成される国際研究グループが、Ia型超新星の謎を解明したと発表しました。Ia型超新星は明るさがほぼ一定であるにも関わらず、その光のスペクトルにはばらつきがあることが知られています。前田啓一特任助教を中心に行われた本研究において、Ia型超新星爆発は“丸い”爆発では片側に”偏った”爆発であり、見る方向によって見かけ上の“ばらつき”が生じているにすぎないことが示されました。このばらつきがなぜ生じるかは、Ia型超新星を用いた宇宙論研究における解決すべき最重要課題とされていました。本成果はこの宇宙論への適用の問題を解決するとともに、長年の謎であるIa型超新星の爆発メカニズムの理解も大きく前進させるものです。


この研究成果は、英国の科学雑誌Natureに掲載されました。


発表雑誌: Nature 2010年7月1日号
論文タイトル: An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae (邦訳:Ia型超新星のスペクトル進化の多様性は非対称な爆発が原因である。)
著者: 前田啓一、Stefano Benetti、Maximilian Stritzinger、Fritz K. Ropke、
    Gaston Folatelli、Jesper Sollerman、Stefan Taubenberger、野本憲一、
    Giorgos Leloudas、Mario Hamuy、田中雅臣、Paolo A.Mazzali、Nancy Elias-Rosa

解禁日:平成22年7月1日午前2時(7月1日朝刊より)


解説

1. 宇宙論に残された課題: Ia型超新星の理論・観測の未解決問題

Ia型超新星を用いた宇宙論研究:宇宙の暗黒エネルギーの発見

 Ia型超新星は、最新の観測的宇宙論の重要な観測対象です。Ia型超新星の絶対的な明るさ(光度)とその時間進化(減光率)の間には関係があることが観測的に知られています(図2)。つまり、明るい超新星ほどゆっくり暗くなるという性質を持ちます。一般に、宇宙遠方で発生する天体はその発生した場所までの距離を正確に求めることができないという問題がありますが、Ia型超新星の場合は、その減光率(これは距離によらず正確に測定することができます)をまず測り、上記関係を使って絶対的な光度を推定することができます。光度さえ分かれば、その天体までの距離を求めることができます。このような天体は標準光源と呼ばれ、観測的宇宙論の主役となるものです(図3)。


 Ia型超新星の光度と減光率の間の関係は、1993年に発見されました(*1)。その後、大規模な超新星観測プロジェクトが組織され、1998−1999年にIa型超新星を用いた宇宙論パラメータ決定により、宇宙のエネルギーの主成分が正体不明の暗黒エネルギーであることが発見されました(図4*2)。Ia型超新星を用いた宇宙論は現在でも観測的宇宙論における重要な位置を占めています。


  Ia型超新星の光度曲線
図2: Ia型超新星は、明るいものほどゆっくり減光するという性質を示す。この関係から、減光の速さ(減光率)を測ることで、その超新星の光度(明るさ)を推定することができる。このように絶対的な明るさが推定可能な天体を標準光源と呼ぶ。


標準光源と宇宙パラメータの測定
図3: 絶対的な明るさが分かっている場合("標準光源")、その見かけの明るさと絶対的な明るさを比較することで、その天体までの距離を測定することができる。つまり、絶対的には同じ明るさである天体が見かけ上暗ければこれは遠方にあり、明るく見えればこれは近傍にあるということが分かる。


暗黒エネルギー
図4: 距離のわかっている標準光源を用いて宇宙の地図を描くことで、宇宙の構成要素の内訳を導きだすことができる。1998-1999年に、Ia型超新星を標準光源として用いた研究により、宇宙の主成分が正体不明の暗黒エネルギーであることが発見された。図は、IPMU NEWS第一号より。


本当は個性的:超新星宇宙論における未解決問題

 Ia型超新星が精度の良い標準光源であることは、言いかえるとこれらが"没個性"であることを表しています。一つ一つの超新星が同じように振る舞うからこそ、その明るさが推定できるわけです。Ia型超新星が"没個性的"であることは理論的にはそれほど驚くべきことではなく、以下のようなIa型超新星の標準理論から予測されることです。


 白色矮星という変わった星があります(*3)。大きさは地球程度ですが、質量は太陽程度という非常に密度の大きい星で、主に炭素と酸素からできています。白色矮星は、太陽のような星の晩年の姿であり、宇宙には数多く存在します。この白色矮星と他の星が連星系をなしている場合、相手の星から白色矮星に物質の流入が起こり、白色矮星の質量が増えていく場合があります。白色矮星の質量がチャンドラセカール質量と呼ばれる臨界質量(太陽の約1.4倍の質量)に達すると、白色矮星は安定に存在することができず、自分の重力で収縮を始めます。すると、白色矮星中心付近の密度が高くなり、そこで爆発的な核反応がはじまります。この爆発的な核反応はやがて白色矮星全体に飛び火し、星全体が吹き飛ぶ大爆発となります。これがIa型超新星の起源と考えられています。チャンドラセカール質量という決まった質量が存在し爆発前の星が皆同じであることから、Ia型超新星の観測的性質は"没個性的"になると考えられます。


 しかし、Ia型超新星は本当は"個性的"であることが知られ、これがIa型超新星の起源やその宇宙論的標準光源としての性質に疑問を投げかけていました。天文学においては、天体からの光を波長(色)ごとに分けて各波長での光の強さを調べること(スペクトル観測)が力を発揮します。Ia型超新星に対してスペクトル観測を行うと、実はIa型超新星は非常に個性的であることが知られています。Ia型超新星のスペクトルは時間とともに時々刻々変化しますが、この進化のスピードが速いもの、遅いものなど様々な超新星が存在することが知られています(図5)。この性質はすでに1980年代後半には(つまりIa型超新星宇宙論の基礎となる光度−減光率の関係が発見される以前から)知られていましたが、その振る舞いが何故生じるかは謎のままでした(*4)。


 さらに、2004-2005年には、スペクトル進化の個性について重要な発見がなされました。このスペクトル進化のスピードと減光率(あるいは光度)の間には全く関係が無いことが明らかにされたのです(図6*5)。明るいIa型超新星にはスペクトル進化の速いものと遅いものが混在し、暗い超新星にも同様に様々なスペクトル進化の振る舞いを示すものが混在することが示されたのです。つまり、光度−減光率だけ見ればIa型超新星は一見"没個性"な天体に見えますが、スペクトル進化まで考慮すると、これらは様々な"個性"をもつ天体だったのです。これは、(1)"没個性的"であるからこそ標準光源として宇宙論に利用できる、(2)爆発に至る進化の標準理論からは"没個性的"な振る舞いが予測される、という二点に大きな疑問を投げかけることとなりました。したがって、スペクトル進化の個性が何故生じるかを解明することは、Ia型超新星にかかわる宇宙論・天体物理学双方においての最重要課題になったと言えます。


  スペクトル進化の個性その1
図5: スペクトル進化の個性を示す超新星の例。爆発直後のスペクトル(上の二つのスペクトル)と爆発後50日程度経過した後のスペクトル(下の二つのスペクトル)が比較してある。この二つの超新星は十分時間が経過した後には似たスペクトルを示しているが(下)、爆発直後は異なる振る舞いを示している(上)。超新星1998buでは、矢印で示したスペクトル線の谷は時間が経過してもほとんどずれていない。これは、スペクトル進化が遅い(スペクトルの変化が乏しい)ことを表す。一方、超新星2002boではこの谷の位置が時間とともに大きくずれていることが分かる(スペクトル進化が速い)。このようなスペクトル進化の個性は1980年代後半にすでに知られていたが、それが何故生じるかは不明であった。


スペクトル進化の個性その2
図6: スペクトル進化の速度と超新星の減光率とは全く関係が無い(上図で、各超新星を表す点が決まったルールに沿わずにばらばらに分布する)ことが2004-2005年に発見された。Ia型超新星がチャンドラセカール白色矮星の核暴走爆発という"同じ起源・同じメカニズム"によるものであるとすると、このような個性は生じないはずである。また、"減光率"と単純な関係を持たない性質が存在することは、Ia型超新星は本当に精度の良い標準光源であるか、という疑問を生じさせる。


2. 本研究成果:Ia型超新星の個性は何故生じるか

新しい視点−後期スペクトルを用いた爆発形状の研究

 本研究グループは、Ia型超新星の爆発メカニズムに迫るための新しい手法を提案しました。爆発後半年以上経過した後にスペクトル観測(後期スペクトル観測)を行うというものです(*6)。超新星により放出された物質は宇宙空間への膨張を続けますから、時間とともにすかすかになっていきます。爆発後、半年間程度はまだこの物質は濃く、私達はその内部、中心近くにある物質(もともとの星の中心近くにあった物質)を見通すことができません。半年程度たって初めて、中心付近から出た光を直接検出することが可能になります。また、スペクトル観測により光を放出している物質の分布・形状を特定することが可能です。これは、観測者に近づいてくる物質からの光はもともとの色よりも青くなり、遠ざかる物質からの光は赤くなるというドップラー効果に基づきます(図7)。


   本研究グループは、20例程度のIa型超新星の後期スペクトルを調べ直しました。すると、核暴走爆発の発生した直後につくられる元素であるニッケル等の元素からの光が、本来の色よりも青くなったり赤くなったりしていることを発見しました(図8)。これは、核暴走反応がまず白色矮星の中心からずれた場所で発生すること(したがってニッケル等の分布の中心は爆発中心と一致しない)の証拠です。核暴走反応が中心から起こる"丸い"爆発では、このような色の変化は起こり得ず、すべての超新星において"本来の色"が観測されるはずです。一方、核暴走が中心からずれて起こった"偏った"爆発ならば、私達がこの核反応のはじまった方向から超新星を見た場合には"青い光"として検出され、逆方向から見れば"赤い光"となります。


   これはIa型超新星がそれまで考えられていたような"丸い"爆発ではないことを示す強い証拠です。ここ2、3年の間に、Ia型超新星が"偏って"爆発する理論が提案されてきましたが(図9*7)、そのような理論を裏づける観測はこれまで存在しませんでした。そのため、このような"偏った"爆発モデルは主流ではなく、"丸い"爆発が標準的理論とされてきました。今回の結果は、このような偏った爆発理論を強く支持する強い証拠を世界で初めて観測的に与えたものであり、これまでの標準的理論に強く"No"を突き付けたものと言えます。これはIa型超新星爆発の理解を大きく前進させるものです。


ドップラー効果
図7: 光のドップラー効果。近づいてくる車からの音は高い音(短い波長)に聞こえ、遠ざかっていく車から発せられた音は低い音(長い波長)に聞こえるが、音と同様に"波"である光でも同じことが起こる。近づいてくる物質からの光は青い色(短い波長)に、遠ざかる物質からの光は赤い色(長い波長)として観測される。


後期スペクトル
図8: Ia型超新星の後期スペクトルの例。核暴走反応の初期の段階でつくられる元素からの光が本来の色よりも"青く"なっているもの、"赤く"なっているものが混在することが示された。このスペクトルにみられる光は、図1の黄色い部分からの光に対応する。図1で上側から見た場合、"黄色い部分"(爆発初期の核暴走の影響を受けた領域)は私達に近づいてくるため光は本来の色より青くなり、逆に下側から見た場合は赤くなる。つまり、爆発が中心からずれた場所で起こり、私達が超新星をみる方向次第で色が変わっているとして理解される。


理論モデル
図9: 最新の"偏った"Ia型超新星爆発のコンピュータ・シミュレーションの例(*7)。図で、上側の方向に偏って核暴走がスタートする場合の計算結果が示されている。研究グループにより観測事実から導かれた超新星形状(図1及び図10参照)と定性的な一致がみられる。


Ia型超新星の個性は、見る方向次第の"見かけ上"の個性にすぎない

 研究グループはさらに、後期スペクトル中で爆発初期につくられた元素の出す光の色の変化と、冒頭で述べたスペクトル進化のスピードの間に強い関係があることを見出しました(図10)。スペクトル進化の速い超新星は、後期スペクトル中で、爆発初期につくられた元素からの光が本来より赤い色を示し、スペクトル進化の遅い超新星は青い色を示すことがわかったのです。この元素の出す光は、白色矮星の中心からずれた場所で核暴走反応がはじまった"片側に偏った"爆発を、核反応のはじまった方向から見た場合には青くなり、逆から見た場合には赤くなると理解されます(上記)。これとスペクトル進化のスピードに関係があることは、このスペクトル進化の個性も同じ原因により生じていることを表します。つまり、核反応のはじまった方向から見た場合にスペクトル進化のスピードの遅い超新星として観測され、逆から見た場合にはスペクトル進化の速い超新星として観測される、ということが発見されました。


 この発見は、Ia型超新星が偏った爆発であることをさらに裏図ける強い観測的証拠であると同時に、20年来の謎であったスペクトル進化の個性の正体が全く同じ枠組みで説明されることを明らかにしました。スペクトル進化に見られる個性は、Ia型超新星の真の個性ではなく、単に見る方向の違いから生じる"見かけ上の個性"にすぎないものだったのです。


  スペクトル進化の起源
図10: Ia型超新星のスペクトル進化のスピード(縦軸)と後期スペクトルにみられる元素からの光の色(横軸)の間に強い関係があることが発見された。スペクトル進化のスピードが速い超新星を約半年以上経過した後に観測すると、その後期スペクトル中の元素からの光は本来の色よりも"赤く"見える。つまり、核暴走反応が初めに生じた方向の反対側から見た場合(図1で下側から見た場合)にその超新星はスペクトル進化の速い個性を示すことが分かった。逆に、核暴走反応が生じた方向から見た場合(図1で上側から見た場合)には、スペクトル進化は遅く見える。


3. 本研究のインパクト

Ia型超新星の爆発機構に対する理解の質的変化
 本研究は、Ia型超新星が従来標準的な爆発理論とされていた"丸い爆発"ではないことを示しました。"ひしゃげた爆発"の理論はここ2、3年の間に提唱され始めたものであり、観測的裏付けが無いことから決して旗色は良くありませんでしたが、本研究はそのような"偏った爆発"が正しいことの世界初の観測的証拠を与えました。これにより、白色矮星の内部での核暴走のはじまり方やその進行の仕方といった根本的な部分においての理解が飛躍的に進展することが期待されます。


Ia型超新星に至る進化理論への示唆
 冒頭で述べたように、Ia型超新星のスペクトル進化に見られる個性は、チャンドラセカール質量に達した白色矮星の爆発という標準的な進化理論に対するチャレンジとなっていました。Ia型超新星が観測的に"個性的"であることは、その爆発に至る進化にも"個性"があることを示唆するからです。本成果により、このスペクトル進化の個性は本当の意味での個性ではなく、単に見る方向の違いにより生じる"見かけ上の個性"にすぎないことが示されました。つまり、進化の理論から予測されていたように、爆発そのものは"没個性的"であったわけです。


Ia型超新星を用いた宇宙論への波及効果
 やはり冒頭で述べたように、Ia型超新星のスペクトル進化の個性は、その"標準光源"としての精度に疑問を投げかけるものでした。仮にIa型超新星のスペクトル進化の個性が超新星爆発の個性を反映したものだと、Ia型超新星には様々なものが存在し、その光度推定に用いられる"光度−減光率"の関係も実は現在考えられているほど精度の高いものではないかもしれないといった可能性が出てくるためです。本研究により、Ia型超新星の個性が見かけの個性であり、Ia型超新星はやはり没個性的であることが判明しました。これは、Ia型超新星は精度の良い標準光源であることを確認したとも言えます。


 Ia型超新星を用いた宇宙論の次のステップは、より精度の高い宇宙論パラメータ決定による暗黒エネルギーの性質の特定です。このためには、Ia型超新星の光度の推定における誤差の原因を理解することが本質的です。見かけの個性が"見る方向"により生じるという本研究成果は、今後の大規模なIa型超新星観測プロジェクトによる暗黒エネルギーの特定に向けて重要な意味を持ちます。光度の推定誤差がすべてこの"見る方向"に起因したものだとすると、方向は完全に"ランダム"なため、十分な数のIa型超新星を観測すれば、この誤差は統計的に打ち消しあって小さくなり、最終的に暗黒エネルギーの性質を特定できるほどの高精度に達することが期待されます。これは、将来の宇宙論研究に向けての朗報であると言えます。


Ia型超新星の統一的解釈へ
 本研究のもう一つの重要な側面は、それまで存在していた様々な分野での未解明問題−理論天体物理におけるIa型超新星の爆発機構、観測天文学におけるIa型超新星の個性の起源、宇宙論における標準光源としての精度の問題−を統一的な枠組みで説明したことにあります。Ia型超新星の観測はその宇宙論への適用と相まって、今後その観測例は飛躍的に増大することが期待されます。そのような観測データからは、また新たな"個性"が発見されるかもしれません。そのような新たな発見があったときに、それがこの統一的解釈の枠組みで説明されるか?本成果は、将来の観測に向けての基本的枠組みを与えたものとも言えます。

脚注

(*1)Phillips, M.M., The Astrophysical Journal, 1993, 413, L105-108.


(*2)Riess, A., et al., 1998, Astronomy Journal, 116, 1009-1038; Permutter, S., et al., 1999, The Astrophysical Journal, 517, 565-586.


(*3)白色矮星は、量子力学から生じる力(電子の縮退圧)によって自分自身の重力を支えている星です。非常に密度が高く、その平均の密度はスプーン一杯あたり約1トンにも達します。そのとり得る質量に太陽質量の約1.4倍という上限値があることは、ノーベル賞物理学賞受賞者であるスブラマニアン・チャンドラセカールにより理論的に導かれました。


(*4)Branch, D., Drucker, W., Jeffery, D.J., 1988, The Astrophysical Journal, 330, L117-L118.


(*5)> スペクトル進化のスピードと減光率の間に関係が無いことは、本研究グループのステファノ・ベネッティ(Stefano Benetti)により発見され、以下の論文で報告されました。
Benetti, S., et al., 2005, The Astrophysical Journal, 623, 1011-1016.


(*6) 後期スペクトルを用いて爆発形状を探る試みは、これまでIa型超新星とは起源の異なる別のタイプの超新星に対して行われました(その成果についてはこちらのページを参照下さい)。この手法はIa型超新星には適用できないと考えられていましたが、本研究グループの前田啓一を中心とする研究によりIa型超新星においても適用可能であることが以下の論文で示されました。
Maeda, K., Taubenberger, S., Sollerman, J., Mazzali, P.A., Leloudas, G., Nomoto, K., Motohara, K., 2010, The Astrophysical Journal, 708, 1703-1715.


(*7) 核暴走爆発が中心から外れた場所で発生し、ひしゃげた爆発を起こすという理論は、ここ2、3年の間に世界の複数の研究グループにより提唱され始めました。本研究グループの前田啓一、フリッツ・リュプケ(Fritz Roepke)らも提唱者の一員です。図9のコンピュータ・シミュレーションは、前田啓一、フリッツ・リュプケらによる以下の論文で報告されたものです。
Maeda, K., Roepke, F.K., Fink, M., Hillebrandt, W., Travaglio, C., Thielemann, F.-K. 2010, The Astrophysical Journal, 712, 624-638.


問合せ先


メールアドレスは_at_を@に変えて下さい。


前田啓一
東京大学 数物連携宇宙研究機構・特任助教
Tel: 04-7136-6559(研究室)
Email: keiichi.maeda_at_ipmu.jp



研究グループ


前田啓一 (東京大学 数物連携宇宙研究機構・特任助教)
Stefano Benetti (イタリア パドヴァ天文台)
Maximilian Stritzinger (チリ カーネギー研究所・ラスカンパナス天文台)
Friedrich K. Roepke (ドイツ マックスプランク天体物理学研究所)
Gaston Folatelli (チリ チリ大学)
Jesper Sollerman (スウェーデン ストックホルム大学)
Stefan Taubenberger (ドイツ マックスプランク天体物理学研究所)
野本憲一 (東京大学 数物連携宇宙研究機構・特任教授/主任研究員)
Giorgos Leloudas (デンマーク コペンハーゲン大学)
Mario Hamuy (チリ チリ大学)
田中雅臣 (東京大学 数物連携宇宙研究機構・研究員)
Paolo A. Mazzali (イタリア 国立ピサ高等研究院)
Nancy Elias-Rosa (アメリカ カリフォルニア工科大学)