EUREKA

超新星爆発時におけるダストの形成と供給
野沢貴〈自然科学研究機構

也
国立天文台

理論研究部

〒181‒8588 東京都三鷹市大沢 2‒21‒1〉

e-mail: takaya.nozawa@nao.ac.jp

重力崩壊型超新星は，星間ダストの主要な供給源と考えられている．しかしながら，超新星から供給されるダストの性質や量についてはほとんどわかっていない．本研究では，超新星放出ガス中
でのダストの形成と衝撃波によるダストの破壊を整合的に計算し，星間空間に放出されるダストの組成・サイズ分布・量を明らかにした．また爆発時の水素外層の質量によってダストの供給量が異なること，本計算により若い超新星残骸の赤外線の観測結果を説明できることも示す．最後に超新星でのダスト形成の観測の現状をまとめ，残されている課題について言及する．

1.

数スペクトル）は 0.005 μm から 0.25 μm の範囲

星間ダストとその起源

で冪乗分布に従うとされる．しかしながら，他の星間ダスト（星間塵）とは，星間空間中に存在銀河でもわれわれの銀河系のものと同じ組成・サする数マイクロメートル（μm）以下のサイズの

イズ分布・量のダストが存在しているかどうかは固体微粒子である．ダストは，星からの紫外可視明らかではない．星間ダストの性質は，ガス相か光線を吸収・散乱し，得たエネルギーを熱放射とらの凝縮，衝撃波による破壊，ダスト同士の衝突

して赤外線で放出するため，星や銀河固有のスペによる合体・破砕などさまざまな物理過程を経験

クトルエネルギー分布を大きく変える．一方，ダしながら星形成活動に応じて変化するため，年ストはその表面上での水素分子の形成を通してガ

齢・質量・星形成史が異なる銀河では，星間ダス

スを冷却・収縮させ，星形成を促すとともに，ダトの性質もまた異なっていてしかるべきである．

スト自身は星の周りで形成される惑星の原材料とそれゆえ，星間ダストによる減光量とその波長依もなる．このように，ダストは観測から星や銀河

存性，およびダストが天体形成に果たす役割を正の形成史を明らかにする上で大きな影響を及ぼす

確に評価するためには，星間ダストの形成・進化

だけでなく，光やガスとの相互作用を介して星間史をきちんと追い，その組成・サイズ分布・存在

空間のエネルギー収支を支配し，天体の形成過程

量の時間進化を明らかにすることが必要不可欠でにも重要な役割を果たす．

ある．

ダストと光やガスとの相互作用を伴う物理過程

それでは，固体のダスト微粒子は宇宙のどこでは，ダストの組成・サイズ分布・存在量に強く依形成されるのだろうか？

存する．われわれの銀河系における星間ダストのは，冷却しているガス中において原材料である原存在量は，質量にして星間ガスの 100 分の 1 程度

子や分子の衝突・付着成長よる安定核の形成とそ

1）の成長により起こる．ダストは，主に炭素，酸

では，ダストの組成は炭素質とシリケイト質の 2素，シリコン，マグネシウム，鉄などの重元素

種類の成分で構成され，それらのサイズ分布（個（ここで，重元素とはヘリウムより重い元素のこと見積もられている．古典的な星間ダストモデル

274

ガス相から固相の形成

天文月報

2015 年 5 月

EUREKAとを指す）からなるため，ダストが形成されるたにする第一歩として，超新星によって星間空間にめにはガス中に重元素が豊富に存在する必要があ

放出されるダストの組成・サイズ分布・量の解明

る．例えば星間空間では，重元素ガスの密度は低に取り組んできた．

すぎるため，ダストはガス相から凝縮することが2.

できない．宇宙環境においてダストの形成が実現

超新星放出ガス中でのダスト形成される場所は，星内部で合成された重元素が星間では最初に，超新星イジェクター中でのダスト空間へと放出されるガス中であり，主として，初形成について，厚い水素外層を保持した重力崩壊

期質量がおよそ太陽の 10 倍以下の星から進化し型超新星爆発を例に取り述べる．初期質量が太陽漸近巨星分枝星（AGB 星）の星風中のおよそ 10 倍より重い星は，主系列段階での水たと太陽よりも 10 倍以上重い星が最終的に起こす

重

素燃焼を皮切りに中心部での核融合反応によって力崩壊型超新星爆発時に放出されたガス（イジェ

次々と重い元素を合成する．爆発の直前においてクター）中 が有力なダストの形成場所となる．

は，星は鉄のコアを中心にもち，その外側にシリ

さて，今世紀に入ってから，赤方偏移が 5 以上

コン層，酸素層，ヘリウム層，最外層に厚い水素（宇宙年齢がおよそ 10 億年，現在の宇宙年齢の 10層をまとった層状の元素組成をもつ．そして重力分の 1 以下）の遠方銀河にも大量に星間ダストが崩壊に伴う爆発によって星が吹き飛ばされると，

2）, 3）．このような初膨張のためイジェクターの温度は急激に下がり，期宇宙においては，AGB 星からのダスト供給のヘリウム層から内側（以下，ヘリウムコアと呼寄与は小さいと考えられる．なぜなら低質量星のぶ）に存在する重元素ガスは過飽和状態となっ

多くは，その 10 億年以下という宇宙年齢の間にて，ダスト微粒子へと凝縮する（図 1 参照）．

存在することがわかってきた

主系列を脱して AGB 星になることができないか

超新星爆発時に形成されるダストの組成・サイらである．それゆえ，宇宙初期におけるダストのズ分布・量は，イジェクターの元素組成と密度・主要な供給源は，寿命の短い大質量星から進化す

温度の時間進化により決定される．そこでわれわる超新星爆発に限られる．そこでわれわれは，宇れは，初期質量が太陽の 13, 20, 25, 30 倍の星から

宙初期から現在までの星間ダストの進化を明らか起こった種族 III 超新星爆発の球対称モデル計算

図1

厚い水素外層をもつ超新星イジェクター中でのダスト形成・進化の概念図．まず，ダストは重元素が豊富な内側のヘリウムコア中で爆発後数年に形成される（左図）．これらの形成されたダストは，爆発後数百年から数千年の間にイジェクター表層から内部に向かって進行する逆行衝撃波と衝突し，高温ガス中でスパッタリング
によって破壊される（右図）．

第 108 巻第5号

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EUREKA

図2

4）

質量座標の関数として示した初期質量が 20 太陽質量の種族 III 超新星イジェクターで形成されるダストの凝縮日数．このモデルのヘリウ
ムコアの質量は 6 太陽質量で．これより外側の水素層には重元素がないためダストは凝縮しない．中心の 2.4 太陽質量以下の領域は，中性子星またはブラックホールに落ち込む．

図3

初期質量が 20 太陽質量の種族 III 超新星イジェ
クターで形成される各ダスト種のサイズ分布．
横軸はダストの半径，縦軸はダストの質量ス
ペクトルを表す．太い実線は，すべてのダス
ト種を足し合わせたもの．

これらの形成されるダストのサイズ分布は，を適用して，超新星イジェクター中での図 3 に示される．ダストの半径は，数オングスト

ダスト形成を調べた 5）．ダスト形成計算は，凝縮ロームから数ミクロンまで広い範囲にわたり，そ時の化学反応を考慮した定常均質核形成・成長理の平均半径はダスト種によって異なる．これは主

結果

論

6）

に基づいて行った．これは，各時刻での核に，そのダストの材料となる重元素の密度（元素

形成率（単位時間・単位体積当たりに形成される存在度）の違いを反映しており，例えばイジェク

熱力学的に安定な核の個数）とガスとの衝突・付

タ ー 中 で そ の 存 在 量 が 小さ い Al を 原 料 と す る

着による安定核の成長を整合的に計算するもので

Al2O3 ダストの半径は 0.01 μm 以下と非常に小さあり，これにより最終的に形成されるダストのサい．一方，炭素質ダスト，シリコン・鉄のダスト

イズ分布と量を求めることができる．

の平均半径は 0.1 μm 以上と大きく，図中の太線

図 2 は， 初 期 質 量 が 太 陽 の 20 倍 の 星 か ら 起で示されるように，すべてのダスト種を足し合わ

こった超新星爆発時に形成されるダストの凝縮日せたサイズ分布は 0.1 μm 付近にピークをもつ．

数を示す．まず爆発後 300 日過ぎに，ヘリウムコ

すなわち，厚い水素外層をもつ超新星では，そのアの一番外側のヘリウム層で炭素質ダストが形成

半径が 0.1 μm 以上の比較的大きいダストが支配される．次に 400 日くらいからより内側の酸素が的に形成されるのである．

豊富な領域でシリケイトや酸化物ダストが凝縮す形成されるダストの全質量は，図 4 に与えられる．爆発後 500 日から 600 日にかけては，シリコ

る．星の初期質量が大きいほどダストの形成量はンが豊富な領域でシリコン・硫化鉄（FeS）のダ

大きくなり，13‒30 太陽質量の星に対して 0.2 かスト，一番内側の鉄が豊富な領域で鉄のダストがら 1.3 太陽質量のダストが形成される．これは，形成される．ここでは，爆発によって各層間での元々の星の質量のうちおよそ 2‒5％がダストとし元素の混合が起こらないと仮定しており，その結て凝縮することを意味し，この値は星の初期質量

果各層の元素組成に応じてさまざまな組成のダスや金属量に大きく依存しない 7）．この数％というトが形成される．

ダスト形成効率は AGB 星のものと比べると 1 桁

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EUREKAするわけではなく，スパッタリングによってその表面が削り取られていく．
スパッタリングとは，エネルギーの高い粒子（ここでは主に水素イオンや酸素イオン）がダス
トに衝突し，固体ダスト中の原子をはじき飛ばす物理過程である．その衝突がイオンの熱運動に支配されている場合は熱的スパッタリング，イオンとダストの高速の相対運動によって引き起こされる場合は非熱的スパッタリングとよばれる．ス
パッタリングによってダスト表面付近の原子が
図4

初期質量が 13, 20, 25, 30 太陽質量の種族 III 超
新星イジェクターで形成される全ダスト形成量（●で表示，実線で連結）．衝撃波による破壊を生き延びる全ダスト量（▲で表示）は，星間水
素密度 nH,0＝0.1, 1.0, 10 cm − 3（それぞれ一点
破線，破線，点線で連結）に対して示した．

以上も高いため，本計算より超新星は非常に効率次々と失われるので，実質的にダストの半径はどんどん小さくなる．スパッタリングによるダスト
半径の減少率は，衝突するイオンの種類・エネル
ギー・数密度，そしてダストの組成など数多くの量に依存する．
スパッタリングによるダストの破壊効率を見積

的なダスト生成工場ということがわかった．

もるため，われわれはさまざまなダスト組成に対3.

するスパッタリングの実験データを集め，衝突す

衝撃波によるダストの破壊

るイオンのエネルギーの関数としてダスト半径のここまでの話で，超新星爆発時に放出されたガ減少率を導いた 8）．図 5 には，熱的スパッタリン

ス中では，さまざまな組成・サイズのダストが大グの結果を例として示す．太陽組成をもつガス中量に凝縮しうることを示した．しかし，これらのでは，スパッタリングによる破壊は 105 K より高形成されたダストがそのまま超新星から放出されい温度で効き始め，107 K 付近で最も効率的となるわけではない．実はダストが星間空間へと放出る．ただし 106 K より高温であれば，ダスト半径

衝撃波による破の減少率はガスの温度にあまりよらず，またダス

される前に，超新星残骸内での壊 という大きな試練が立ちはだかっている．

トの種類にも大きく依存しない．スパッタリング

2 章で説明したように，ダストは重元素が豊富

によるダスト半径の減少率は，大雑把には水素のに存在する内側のヘリウムコア中で，爆発の数百

数密度が 1 cm − 3 で 1 μm/100 万年である．また，

日後に形成される．その一方で，高速で膨張する

半径の減少率はダストの初期半径に依存せず，同イジェクターの最外層では，星間物質と衝突にじガス温度・密度であれば，どのサイズのダスト

よって 2 種類の衝撃波―星間空間に向かって伝播も同じ分だけその表面が削られていく．

順行衝撃波とイジェクターを内側に向

さて，最終的に超新星から放出されるダストのかって伝播するする

逆行衝撃波 ―が発生する

組成・サイズ分布・量を明らかにするためには，（図 1 参照）．衝撃波によって掃かれたガスは高温

超新星残骸内における高温プラズマ中でのダストプラズマとなり，形成されたダストが逆行衝撃波の進化を追う必要がある．そこでわれわれは，ダを通過してこの高温プラズマに突入すると，ダス

スト形成計算で使用した超新星モデルおよび計算

トはガスとの抵抗により減速されながら破壊を受で得られた各ダスト種のサイズ分布・空間分布・ける．このとき，ダスト自身が高温になって蒸発形成量に基づいて，超新星残骸内でのダストの運第 108 巻第5号

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EUREKA

で完全に破壊される．一方，初期半径が 1 μm の大きいダストは，慣性が大きいためほとんど減速
されず，その表面を少し削られるのみで星間空間へと放出される．その結果，超新星残骸中では初期半径の小さいダストが選択的に破壊され，破壊後のダストのサイズ分布は形成時のものよりもさ．これはすならに大きい半径に集中する（図 6）
わち，超新星からはサイズの大きいダストのみが放出されることを意味する．
では，最終的にどれほどの量のダストが破壊を
図5

衝突するイオン温度の関数としての熱的ス
パッタリングによるダスト半径の減少率．ダ
スト種は，炭素質ダスト（実線），シリケイト
質ダスト（破線），鉄ダスト（点線）を例として示した．ガスの組成は，太陽組成（主に水素・ヘリウム）が仮定される．

生き延びて星間空間へ供給されるのだろうか？

図 4 には，超新星残骸内での破壊を生き残ったダストの全質量が与えられている．超新星
周囲の星間空間の密度が高いほど，より早い時期に逆行衝撃波がダスト形成領域に到達し，効率良
くダストを破壊する．ただし，水素原子の数密度
で 0.1‒1 cm − 3 という典型的な星間密度であれば，形成されたダストのうち 20‒80％は生き残り，太陽質量の 0.07‒0.8 倍もの量のダストが星間空間に放出される．
以上をまとめると，ダストのサイズ分布を考慮してダストの運動と破壊を整合的に計算した結果，超新星から放出されるダストは 0.1 μm より大きい半径のものに支配されることがわかった．
ダスト種は主に，シリコン・炭素質ダストであるが，鉄やシリケイトダストも放出される．放出さ

図6

超新星残骸内での破壊を生き延び，星間空間へと放出される各ダスト種のサイズ分布．超新星のモデルは図 3 と同じで，ダストの破壊計
算は星間空間の水素密度が 1 cm − 3 に対して行った．図の太い実線は，すべてのダスト種を足し合わせたもの．破線はダスト形成時のサイズ分布を示す．

動と破壊を計算した 9）．その結果，超新星残骸内でのダストの進化は，その初期半径によって大きく異なることがわかった．

れるダストの量は，超新星親星の質量にもよるがおよそ 0.1 太陽質量である．つまり，超新星は一度の爆発で地球 30 万個分の質量に相当する固体微粒子を星間空間に放出する宇宙における重要な
星間ダストの供給源なのである．

4.

厚い水素外層をもたない超新星によるダスト供給

冒頭で述べたように，これまでの計算は爆発時

例えば，0.01 μm 以下の小さい初期半径をもつに厚い水素外層を保持している超新星に対してのダストは，ガスによる抵抗を受けて効果的に減速結果であった（以下このような超新星を II-P 型超し，最終的には高温プラズマ中にとどまってそこ新星と呼ぶ）．しかし，金属量の高い星はその進

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化後期段階において星表層からの質量放出が激し
いと考えられており，また連星系をなしていれば伴星への質量輸送によって水素外層の多くを失うことが期待される．このような爆発時に外層をほとんどもたない超新星でも，ダストの形成・放出
過程は II-P 型超新星と同じなのだろうか？
この疑問に答えるべく，われわれは星の初期質量が太陽の 18 倍で爆発時にほとんど水素外層をもたない IIb 型超新星のモデルに対してダスト形
成計算を行った 10）．計算の結果，ダストの総形
成量は 0.17 太陽質量となり，これは II-P 型超新星のものとほぼ同じくらいである．しかし形成さ

図7

IIb 型超新星残骸における衝撃破中でのダストの破壊・加熱計算から得られたダスト放射ス
ペクトルと Cas A 超新星残骸の赤外観測との比較．Cas A の赤外線スペクトルは衝撃波に加熱された高温のダスト（破線）とまだ衝撃波によって掃かれていない低温のダスト（点線）からの寄与によって説明される．

れるダストの半径は，どのダスト種に対しても0.01 μm 以下と II-P 型のものと比べてずっと小さくなった．これは，水素外層がない IIb 型超新星
では，ヘリウムコアの膨張速度は II-P 型超新星と比べてずっと速く，その結果イジェクターの密度が急激に低くなり，個々のダストが十分に成長す放射スペクトルを計算した．その結果，Cas A かることができないためである．

らの赤外線エネルギースペクトルは，衝撃波にわれわれはまた，得られたダストのサイズ分

よって加熱された 0.008 太陽質量のダストとまだ

布・形成量に基づいて，超新星残骸内でのダスト

逆行衝撃波に掃かれていない 0.072 太陽質量の低の破壊計算を行った．その結果，ダストの初期半

温のダストからの熱放射の重ね合わせによって説径が小さいこと，そして水素外層がない結果とし．特筆すべきなの明できることを示した（図 7）て逆行衝撃波が非常に早くヘリウムコア（ダストは，われわれがこの低温ダストの存在を予測した形成領域）に到達してしまうことから，形成されす ぐ 後 に 赤 外 線 天 文 衛 星 あ か り（AKARI） やたダストのほぼすべてが衝撃波の通過後数万年以

ハ ー シ ェ ル 宇 宙 望 遠 鏡（Herschel） が 0.06‒0.07

内に破壊されてしまう．これらの計算より，爆発太陽質量の低温ダストの存在を確認したのであ時の水素外層の厚さは形成されるダストのサイズ

る 12）, 13）．これより，われわれの理論計算は，イに影響を与えること，また IIb 型超新星は，II-P

ジェクターでのダスト形成から星間空間への放出型超新星とは違い，星間ダストの主要な供給源と過程まで，超新星での全体的なダストの進化をよはなりえなさそうだということがわかった．

く再現していることが証明されたといえる．ただ一方，銀河系内の超新星残骸 Cassiopeia A（以しわれわれの計算が予想するように，現在 Cas A

下 Cas A）は，こだま放射（ピーク光度付近の超に存在するダストはいずれほぼすべて破壊されて新星輻射の星間物質による散乱光）の観測から，しまうことであろう．

その爆発は IIb 型と同定されている

11）

．そこでわ

れわれは，Cas A の赤外線観測との比較を試みる
ため，上記のダスト進化計算において，衝撃波後方の高温プラズマ中で加熱されたダストからの熱第 108 巻第5号

5.

ダストの形成条件と形成されるダ
スト半径

さてこれまでの話では，超新星モデルに基づい
279

EUREKAて実際にダスト形成計算を行い，爆発時の水素外層の質量（結果として，イジェクターのガス密度）に応じて形成されるダストの半径が異なることを示した．しかし，どれほどのガス密度でどれくらいの半径のダストが形成されるのかについて，より一般的な形で見積もっておくことは非常に有用であるだろう．
そこでわれわれは，非定常のダスト形成過程を定式化し，ガスの初期密度・冷却率をパラメーターとして系統的にダスト形成計算を行った 14）．
その結果，形成されるダストの平均半径は，ダスト形成時（ガスの温度で 1,500‒2,000 K）におけ
過飽和比が増加するタイムスケール

るスの衝突のタイムスケール

と

図8

ガ

の比Λon によって一意的に決定されることを突き止めた．図 8 に示す
ように，Λon が大きいほどダストの平均半径は大きくなる．Λon は近似的に冷却のタイムスケールとガス密度の積に比例するため，これはガスが形成されるダストの平均半径（太線）と凝縮効率（ダストに取り込まれる原料ガスの割合，細線）．横軸はダスト形成時での過飽和比の増加のタイムスケールとガスの衝突のタイムスケールの比（Λon）．実線，破線は，それぞれ
炭素質ダストとシリケイト（MgSiO3）ダストに対応し，網掛けの領域は，II-P 型および IIb型超新星のイジェクターで期待されるΛon の範
囲を示す．

ゆっくり冷えるほどまたガスの密度が大きいほどの平均半径を質量放出率の関数として予測するこ形成されるダストの半径が大きくなることを意味ともできる 15）．いずれにしろ，もし観測などかする．また，Λon が 1 より小さいときにはダストらΛon の値を導くことができれば（ガスの密度とは凝縮しない，すなわちダスト形成が起こるため冷却率がわかれば），図 8 の関係からダスト形成には，Λon は 1 より大きくなければならない．

の可否，および形成されるダストの典型的サイズ

ま た 図 8 に は，II-P 型 お よ び IIb 型 超 新 星 イを推測することができるのである．ただし図 8 のジェクターに対応するΛon の範囲も示す．II-P 型

計算は，ガスからダストへの凝縮過程のみを考え

超新星のイジェクターで期待されるΛon の範囲はており，輻射の影響を考慮していない．もし星か2,000 から 50,000 くらいで，図 8 の関係から炭素らの輻射が強く，光の吸収によってダストの温度

質ダストでもシリケイトダストでも形成されるダがガスの温度より高くなってしまうと，凝縮より

ストの半径は 0.1 μm 程度になることがわかる．

も蒸発が効いてしまいダストの形成は大きく阻害

一方 IIb 型超新星では，ガス密度が小さいことをされてしまうであろう．ダスト形成過程における

反 映 し てΛon の 値 は 20 か ら 300 と 小 さ く，0.01

輻射の影響は，筆者が鋭意取り組み中である．

μm 以下の小さいダストしか形成されない．これ

6.

らの結果は，実際に超新星のモデルを基にダスト形成計算を行った結果と一貫している．

まとめと超新星でのダスト形成研
究の課題

ここで強調しておきたいのは，図 8 の結果は，本記事において，厚い水素外層をもつ II-P 型

超新星イジェクターだけでなく AGB 星などの星

超新星は星間ダストの重要な供給源であり，比較

風でのダスト形成にも適用できることである．実

的大きいサイズ（半径 0.1 μm 以上）のダストを際いくつかの仮定に基づけば，形成されるダスト

大量に（0.1 太陽質量程度）放出することを説明

280

天文月報

2015 年 5 月

EUREKAした．一方，IIb 型のような水素外層をもたない

以上小さく，それゆえ超新星が大量のダストを生超新星は，形成されるダストが小さく星間空間へ

成するかどうかは長い間論争となっていた．

と放出される過程でほぼすべて破壊されるため，

しかしこの問題は，Herschel 衛星やアタカマ大星間ダストの供給源として機能しないことも示し

型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）による遠た．またダスト形成・進化計算と Cas A の赤外線

赤外線の観測によって解決されることとなる．すの観測との比較から，Cas A 内に低温ダストが存

なわち，中間赤外線では比較的高温のダストから在することを予言し，その後の観測によって実際の熱放射しか検出できておらず，低温の（大量に低温ダストの存在が確認されたことも述べた．

の）ダストの検出を逃していたのである．Her-

ここで最後に，超新星でのダスト形成の観測的

schel 衛星による SN 1987A, Cas A, Crab 超新星残研究ついてもう少し述べておこう．図 9 は，重力骸の観測は，0.1‒0.5 太陽質量ほどの低温ダスト

崩壊型超新星・超新星残骸の赤外線の観測から見，特からの熱放射を検出し 13）, 16）, 17）（図中の●）積もられたダスト形成量を示す．中間赤外線の観に SN 1987A については，ALMA によってそのダ測から得られたダスト量（図中の▲）は，爆発後ストの空間分布が明らかにされた 18）．これらの数 年 の 超 新 星 に 対 し て は 10 − 5‒10 − 3 太 陽 質 量，

観測より，大量のダストが超新星イジェクターで

Cas A や Crab などの 1,000 年以下の若い超新星残形成されたことが確定的となり，ダスト形成量も

骸では 10−3太陽質量程度となっている．爆発後理論計算とも良く一致するので，超新星が大量の

1,000 年以上が経過した超新星残骸では，ダスト

ダストの生成工場であることは今では広く受け入量が 0.01 太陽質量を超えるものも存在するが，れられている．しかし，これらの超新星残骸で観

これはイジェクターで形成されたダストではな測された低温ダストはまだ逆行衝撃波によって掃く，順行衝撃波によって掃かれた星間ダストが主かれておらず，これらのダストのどれほどの割合に寄与している可能性が高い．いずれにしても，が星間空間に放出されるかはわからない．本記事

中間赤外線の観測から導かれたダスト形成量は，で説明したように，ダストが生き延びるかどうか

理論モデルの予測（0.1‒1 太陽質量）よりも 2 桁

は形成時のダストのサイズ分布に強く依存するので，最終的なダスト放出量を明らかにするためには，形成されたダストのサイズを制限する観測が必要となる．
もう一つ残されている課題は，爆発後数年に中間赤外線の観測から見積もられたダスト量（10 − 5‒

10 − 3 太陽質量）と SN 1987A の爆発の 25 年後に遠赤外線で観測されたダスト量（＞0.1 太陽質量）の間の大きな差について説明がなされていないことである．この問題は，超新星イジェクター中で
図9

赤外線の観測から見積もられた超新星・超新星残骸でのダスト形成量．▲は，Spitzer 衛星による中間赤外線から求められたもの，●はHerschel 衛星による遠赤外線の観測から得られたもの．斜めの点線は，ダストの破壊を無視したときの順行衝撃波により掃かれる星間ダスト量の時間進化．

第 108 巻第5号

いつ大量のダストが形成されたか，という問題に帰着する．もし理論計算が予測するように，爆発
後数年のうちに大量のダストが形成されていれ
ば，中間赤外線の観測はその一部しか検出していないことになり，形成された大部分のダストは低温のまま存在しているはずである．これを確かめ
281

EUREKA

るためには，遠赤外線での観測が不可欠であるが，残念ながら ALMA の感度をもってしても，マ
ゼラン雲より遠い銀河で起こった超新星の低温ダストを捉えることはできない．そこで，超新星でのダスト形成過程を観測的に明らかにするには，
遠赤外線で優れた感度を有する次世代赤外線天文
衛星 SPICA を待たねばならない．
一方，ダスト形成の理論計算は，球対称の超新星爆発モデルに基づいており，そのイジェクター
は比較的滑らかな密度構造をもっている．しかしながら，実際の超新星イジェクターは複雑な構造をなしているはずであり，ガスクランプの密度に応じて形成されるダストの凝縮日数やサイズは大きく異なると期待される．また上で述べたように，ダスト形成における輻射の影響を考慮するこ4）Umeda H., Nomoto K., 2002, ApJ 565, 3855）Nozawa T., et al., 2003, ApJ 598, 7856）Kozasa T., Hasegawa H., 1987, Prog. Theor. Phys. 77,
14027）Kozasa T., et al., 2009, in ASP Conf. Ser. 414, Cosmic
Dust ̶ Near and Far, eds. Henning, T., Grün, E.,
Steinacker, J.（ASP, San Francisco）p.43
8）Nozawa T., Kozasa T., Habe A., 2006, ApJ 648, 4359）Nozawa T., et al., 2007, ApJ 666, 955
10）Nozawa T., et al., 2010, ApJ 713, 356
11）Krause O., et al., 2008, Science 320, 1195
12）Sibthorpe B., et al., 2010, ApJ 719, 1553
13）Barlow M. J., et al., 2010, A&A 518, L138
14）Nozawa T., Kozasa T., 2013, ApJ 776, 24
15）Nozawa T., et al., 2013, in Proc. of the Life Cycle ofDust in the Universe: Observations, Theory, and Laboratory Experiments（LCDU2013）, eds. Andersen
A., Baes M., Gomez H., Kemper S., Watson D.（SISSA, Trieste）p. 23
16）Matsuura M., et al., 2011, Science 333, 1258
17）Gomez H. L., et al., 2012, ApJ 760, 9618）Indebetouw R., et al., 2014, ApJ 782, L2とによって，ダストの凝縮日数が数年後よりも遅れる可能性もある．それゆえ，次世代天文衛星の観測結果を基に超新星におけるダストの形成・進化過程を解明するためには，多次元で計算された超新星爆発のモデルを適用し，ダストの形成・破壊・加熱・熱放射過程を整合的に取り扱う理論計算の基盤を整えておくことが必要不可欠である．
謝辞
本稿の内容は，筆者の学位論文の一部および関連する学術論文を基にしています．学生時代から研究のさまざまな面でご指導いただいている小笹
隆司氏に深く感謝いたします．また，共同研究者である梅田秀之氏，前田啓一氏，野本憲一氏，
羽部朝男氏，冨永望氏にこの場を借りて厚く御礼申し上げます．

参考文献
1）Mathis J. S., Rumpl W., Nordsieck K. H., 1977, ApJ
217, 425
2）Bertoldi F., et al., 2003, A&A 406, L553）Priddey R. S., et al., 2003, MNRAS 344, L74

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Formation and Evolution of Dust inSupernovae

Takaya Nozawa
Division of Theoretical Astronomy, National
Astronomical Observatory of Japan, 2‒21‒1
Osawa, Mitaka, Tokyo 181‒8588, Japan
Abstract: Core-collapse supernovae（SNe）are considered to be primary sources of interstellar dust. We calculate the formation of dust in the ejecta of SNe andthe evolution of the newly formed dust in the SN remnants with the aim of revealing the composition, size
distribution, and mass of dust that is injected into theinterstellar medium. We show that Type II-P SNe withmassive hydrogen envelopes are major sources of dust,
ejecting a large amount （〜0.1 solar mass） of dustwith sizes larger than 0.1 μm. On the other hand, hydrogen-poor SNe such as Type IIb SNe are not likely
to be efficient sources of interstellar dust. We also
show that our calculations can explain the infraredemission spectrum from young supernova remnant
Cassiopeia A, supporting that our theoretical model
well follows the overall evolution of dust in SNe. Finally we address the remaining issues to be pursued in
the future investigations on dust formation in SNe.

天文月報

2015 年 5 月