FEATUREIPMU主任研究員

野本憲一のもと・けんいち

専門分野：天文学

過去の超新星を使って宇宙の膨張を測る
ティコ・ブラーエの超新星とそのエコーの観測
今から約12,000年前、私たちの銀河系のなかで星が一つ、大爆発を起こした。そのとき発せられた光は西暦1572年11月に地球に届いた。この新たな星は金星ほどに輝いた「客星」として、まず韓国そして中国
デンマークの天文学者ティで記録された。約1週間後、コ・ブラーエが、この星をカシオペア座に発見した。
望遠鏡のない肉眼観測時代の最大の天文学者と呼ばれ、正確に星の位置を記憶する能力に長けていたティ
コは、それが明るさや色が変化している新しい星「新星」であることにすぐに気づき、見えなくなる1574年3月まで明るさと色の変化を記録し続けた。
「宇宙は変わることはない」とするアリストテレス以来の宇

図1 ティコの超新星の残骸（マックスプランク天文学研究所提供）。

宙観の変革を迫る画期的なできごとであった。
その後、望遠鏡が発明され、1609年にはガリレオもわかりようがなかった。

によって望遠鏡を使った天体観測が行なわれた。近年

ところが、436年たった2008年になって、ティコ

では技術の進歩によって、可視光以外の波長（電波、の超新星の正体を教えてくれるメッセージが宇宙から赤外線、X線、ガンマ線）でも天体を観測できるよう届けられた。運んできたのは「光のエコー」である。になった。短期だが明るく輝く「新星」は銀河系外の「光のエコー」とは、光源から出た光が、離れた場所遠方の銀河にも発見され、1934年、カリフォルニアにある星間雲に含まれるチリによって反射され、遅れ工科大のバーデとツヴィキーは、遠方の特別に明るいて地球にやってくる現象をいう。遅れてやってきた光「新星」を「超新星」と命名した。ティコの観測した星が運んでくるのは、ティコの超新星の爆発当時の過去の位置には超新星の残骸が発見されて「ティコの超新の情報である。
「光のエコー」は、いわば、過去を再星残骸」と呼ばれるようになり、特にX線や赤外線に現するビデオテープのようなものである。

よる観測などで、残骸中の元素の組成が調べられてき光が次々とより遠くの物質に反射してやってくる。しかし、1572 年の超新星の光そのものは、た（図1）と、あたかも光が移動しているように見えることにな望遠鏡で観測する術はなく、その超新星の詳しい性質る。この光の移動をスペインにあるカラアルト天文台

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強度（erg cm–2 s–1 Hz–1）

図2 ティコの超新星 (SN 1572) のエコーのスペク
トル（赤線）と、いくつのIa型超新星のスペクトル（黒線）との比較（Krause et al. 2008 Nature 456,617）。

波長（オングストローム）での観測で確認し、2008年9月、国立天文台、数物連できる。

、マックスプランク天文学研
携宇宙研究機構（IPMU）

では、Ia 型超新星とはどのような星が爆発したもの究所の観測グループによって、すばる望遠鏡が向けらなのか。私が Ia 型超新星の研究に携わり始めた1980れた。そして「光のエコー」を観測し、436年前には年代の初めの頃は、図2のスペクトルがどの元素で作

肉眼で見るしかなかった光を分光することに成功した

られているかも理解できていなかった。とにかく、水のである。ティコ・ブラーエの目が見たのと同じ光が、素は存在しない星の爆発なので、普通でない進化を遂遠回りして今到達し、強力な現代の望遠鏡によって、げた星のはずである。太陽の2倍ほどの質量を持った

初めて分光観測できたということは、素晴らしいといヘリウム星と白色矮星とが2大候補だった。白色矮星

うしかない。

モデルが確立してきたのは、その後の観測と理論の進得られたスペクトル（図2の赤線）を、これまでの展による。

超新星のスペクトル（図2の黒線）と比べた結果、Ia 型と分類される超新星のものと見事に一致した。スペクトルの谷間を作っている吸収線は、鉄、シリコン、Feature

白色矮星とはマグネシウム、酸素などの元素のものと特定され、こ太陽のような恒星は、その中心で水素を燃やしてヘの超新星爆発がこれらの元素を大量に生成・放出したリウムを生成することで輝いている。中心付近の水素ことが分かる。
（ただし、宇宙に大量に存在しているが燃え尽きてしまうと、外側のガスが金星軌道ほどまはずの水素の吸収線が見えない。
）さらに、Ia 型超新でふくれて赤色巨星になる。星の中心では、今度はヘ星は銀河系内のものでも、数千万光年というはるか遠リウムが燃えて炭素や酸素が生成され、やがてヘリウ方のものでも、どれも極めてよく似ていることが確認

ムが燃え尽きると、星の外側のガスはさらに地球軌道

29図3 白色矮星の爆発の3Dシミュレーション。カラーは内部で合成された鉄などの重元素を示す。
（W. Hillebrandt 提供）

くらいまでふくらむ。最終的に、外側の層がはがれて縮退圧で支えられる質量には「速度は光速を越えられ惑星状星雲とよばれる星雲が形成される。中心に残さない」という特殊相対性理論からくる「チャンドラセれた炭素と酸素からなる芯は、高温で地球ほどの大きカールの限界質量」という上限がある。星の質量が限さしかないことから、白色矮星と呼ばれる。

界質量に近づくと、中心密度が無限大に近づく。この白色矮星は普通の星とは異なっている。普通の恒星ことがIa型超新星の性質に重要な意味をもっている。

は、ガスが熱運動し広がろうとする圧力によって、自らの重みで縮もうとする重力に対抗している。それに対して白色矮星は、電子が量子力学的な現象である縮白色矮星の核爆発退をすることによって重力に対抗している。パウリの白色矮星が単独で存在している場合、それはただ冷排他律によると、ある特定のエネルギーとスピンの量えていくだけである。しかし、白色矮星がほかの星と子状態になれる電子は一つだけである。縮退した電子連星系を形成している場合は、その運命に大きな違いは低いエネルギー状態がほかの電子によって占められが生じる。連星系のなかには周期が一年程度かそれ以てしまうと、どんどん高いエネルギー状態にならざる下というものがある。これだけ二つの星が接近しているを得なくなり、これによって重力に対抗する圧力（縮と、白色矮星の相手の星が進化し膨張したさい、その退圧）が生じるのである。

ガスが白色矮星の上に降り積もり、白色矮星の質量が白色矮星は小さな星で、典型的な質量は太陽と同増え、チャンドラセカールの限界質量に近づいていく。

じくらいのものからその半分程度、半径は太陽の100チャンドラセカールの限界質量にぎりぎり近づくと分の1程度で地球とほぼ同じ大きさである。密度は非中心密度が高くなり、炭素どうしが融合する核融合反常に高く、角砂糖ほどの大きさでも重さが1トンもあ応が始まる。狭いところに酸素と炭素が押し詰められる。電子の縮退圧で重力とバランスをとっているが、ている白色矮星は、ある意味で固体燃料の固まりみた

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図4 Ia型超新星 SN 1994D（左下）（NASA提供）。

いなものなので、いったん火がつくと爆発的に反応がよって決まる。超新星の観測とは、宇宙で「鉄」が形進行し、まさに炭素爆弾となる。そのシミュレーショ成されつつある、正にその現場を目撃していることにンの一例を図3に示す。

他ならない。白色矮星は、その質量がチャンドラセカー

火がついた中心部分の温度は50億度から100億度にルの限界質量に近くなると爆発を起こすので、生成さまでなり、ほとんどの炭素と酸素がニッケル56になれるニッケル56の質量も太陽質量の約0.6倍とほぼ決る。このとき、中心以外の部分は冷たいままで1000まっている。そのため、超新星の明るさがほぼ一定に万度くらいしかない。火の玉のような中心部分から上なるのである。

がった熱いニッケル56の泡が、まだ冷たいまわりの炭素を多く含む領域に触れると、そこでも炭素が爆発的に燃え、さらにそれが次の領域に伝わる。こうして、Ia 型超新星の明るさと宇宙膨張の加速・減速炭素が燃える波面が泡のような形を伴って、一気に星Ia型超新星は100億〜 1000億個の星からなる銀河全体に広がっていく。ある条件下では、泡から衝撃波全体に匹敵する明るさで輝くために、100億光年彼方が発生して爆轟波となり、非等方な爆発を起こす。のものも観測できる。そして、図2のスペクトルがほ中心で作られたニッケル56は放射性元素で不安定

とんど同一なように、どれもほとんど同じ絶対的な明なため、半減期約1週間でコバルト56に崩壊し、それ。そのため、超新星の出現しるさを示している（図4）がさらに半減期78日で安定な鉄56に崩壊する。崩壊た銀河までの距離を測る良い「標準光源」として使わするときに放出されるγ線は非常にエネルギーが高れ、宇宙がダークエネルギーによって加速膨張していく、飛び散っていく周りのガスを励起して、光り輝かることを直接的に示す上で、非常に役に立った。

せる。したがって、超新星がどれだけ明るくなるかは、では実際に、宇宙膨張の加速はどのように見出さ放射性元素のニッケル56がどれだけ生成されたかにれたのだろうか。図5の線は、宇宙の大きさを表す銀31

Featureടㅦᷫㅦᤨ㑆㑆㓒ቝቮ䈱ᄢ䈐䈘䋨㌁ᴡ䈱㑆㓒䋩⃻࿷ᤨ㑆
図5 膨張する宇宙のサイズと時間の関係。宇宙膨張が加速（赤線）あるいは減速（青線）される場合と、加速も減速もない場合（黒線）との比較。

河間の間隔（縦軸）が時間（横軸）が経つにつれて広くにあることになり、本来の明るさが同じでも暗く見がって、宇宙が膨張していく様子を模式的に示していえる。

る。この線の傾きが膨張速度を示しているので、もしそれに対して、宇宙膨張が減速している場合は話が宇宙膨張が加速していると赤線、減速していると青線逆になる。初期のころは膨張のスピードが現在より速のようなカーブを描くことになる。

かったので、同じ赤方偏移をもった超新星までの距離

また、この図5で、過去に放射された光の波長は、銀河間の間隔の広がりとともに長く（赤く）なり、現が、減速がない宇宙と比べると近いことになり、超新星の見かけの明るさが明るくなる。

在の時点で、zだけ赤方偏移して観測されることになる。したがって、縦軸で、過去の宇宙が現在よりどれだけ小さかったかという大きさの比が、1/(1+z)に相ダークエネルギー
図6の縦軸の「明るさのずれ」は、ある赤方偏移で当することになる。
そこで、もし宇宙膨張が加速していると、初期のこ観測された超新星が、加速も減速もない宇宙に出現しろは現在より遅かった膨張のスピードが、だんだんとた場合と比べて、暗ければ点は上にいき、明るければ加速された結果、現在のスピードに到達したことにな下にくることを示す。この図にプロットされた超新星のる。この場合、宇宙の大きさが、例えば現在の半分こ明るさは、多数の観測データの平均値であるが、赤方偏ろ（すなわち赤方偏移〜 1）の時代の天体からの光が移が0.5あたりでは、空っぽの宇宙よりも暗いと有意に届くのにかかる時間は、加速がない場合より長くな主張することができる。

る。これは宇宙の年齢がより古いことを意味する。し一方、赤方偏移が1.7あたりでは、超新星は明るくたがって、加速がない宇宙と比べると超新星はより遠見えている。このことから、遠い過去においては宇宙

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空っぽの宇宙からの明るさのずれ

2/3

1/2

加速

暗い中央値

20%

減速
0-20%
明るい

0.01

0.03

0.1

0.3

1.0

赤方偏移
図6 赤方偏移の大きい遠方の超新星の明るさ。加速も減速もない空っぽの宇宙の場合の明るさとのずれ（Tonry et al. 2003 ApJ 594, 1）。の膨張は減速していたが、宇宙が大きくなるにつれて、る。すなわち、さらに60億年ほど前から、膨張が加速に転じたという結論

遠方の超新星を多数観が得られる。

測することによって、普通の物質
〜 4%
ダーク
マター
〜 23%

宇宙膨張が減速するのは、宇宙に含まれる物質が重Ia 型超新星の性質が力を及ぼす効果として理解できる。それが加速に転じ出現する銀河の種類やたのは、「斥力」を及ぼす「反重力」源の効果が重力の赤方偏移によって系統効果を上まわったためである。この斥力を及ぼすもの的に変わっていないかの正体は不明なため、「ダークエネルギー」と呼ばれなどの点を調べて、系ている。宇宙背景放射の観測など、ほかの観測結果

統誤差をもっと小さくと組み合わせると、現在の宇宙を構成するのは、約する必要がある。次世代の天文観測衛星、宇宙望遠鏡

73％のダーク（暗黒）エネルギー、約23％のダークマと地上の巨大望遠鏡をうまく組み合わせることで、精、そして、わずか4％のふつうの物質
ター（暗黒物質）度のよい観測を積み上げていく必要がある。ということになる。じつに宇宙の96％がダークであ。
る（図7）

ダークエネルギー〜 73%

図7 宇宙の組成。

Feature

IPMUでは、こうした観測研究と、理論的研究すな
わち Ia 型超新星を生み出した連星系をつきとめ、そこのダークエネルギーの正体は何か、どんな状態方の母銀河のタイプとの関係を明らかにし、爆発の異方程式をもっているのか、アインシュタインの導入した性の効果や爆発による元素合成などをシミュレーショ定数なのかどうかは、物理学の根幹に関わる疑問であ「精ンによって調べていくなどの研究とを組み合わせ、る。この疑問に答えるためには、さらに詳細な観測と密宇宙論」の構築に向けて、Ia 型超新星の正体に迫ろ理論研究によって「精密宇宙論」を構築する必要があうとしている。

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