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　昨年末ごろから，ペテルギウスが減光していることが大きく取り上げられていて，明日にでもペテルギウスが超新星爆発を起こすのではないかと期待？　されています。実際，私の写した写真を見ても，ペテルギウスはずいぶんと減光しています。
　星の一生というのは人間の時間感覚とはまったく違うので，明日にでもというのは数百年とか数千年のことなのですが，いずれにしても，ペテルギウスがその生涯の99パーセント以上を終えていることは確実です。

　今から200年ほど前，南アフリカの喜望峰天文台でジョン・ハーシェルがペテルギウスを観測して，ペテルギウスが変光していることを見つけました。それから80年後，アメリカのウィルソン山天文台で，アルバート・マイケルソンが口径100インチの「ヘール望遠鏡」に干渉計を取り付けてペテルギウスの大きさを測定し，太陽の300倍と発表しました。
　そのさらに40年後，パリ天文台での観測により，ペテルギウスの直径は14億キロメートルで太陽の1,000倍あって，しかも，大きさが１億キロメートルも変化する脈動星だということがわかりました。その結果，ペテルギウスはほとんどその生涯が終わっている赤色超巨星であるとされました。
　また，ドイツのマックスブランク研究所では，チリのパラナル天文台にある３台の望遠鏡からなるVLT干渉計で干渉縞を観測した結果から，ペテルギウスは球形ではなく，なんと７億キロメートルものコブが飛び出している落花生形をしていることを突き止めましたが，これは星の中心部まで対流を起こしていることが原因とされました。また，2006年に打ち上げられた日本の天文衛星「あがり」が赤外線を使ってペテルギウスを観測し，ペテルギウスのまわりに直径３光年（30兆キロメートル）にもおよぶ範囲でガスやチリを放出していることがわかりました。
　現在，ペテルギウスはこのような姿で，その生涯を終える日を待っているわけです。

　ペテルギウスが超新星爆発を起こすと次のような姿になると予想されています。
　まず，爆発の３時間後には満月の100倍の明るさになって輝き，昼間も見えるようになります。これが３か月ほど続き，しだいに星のまわりのガスが輝くようになります。やがて，４か月もすると，温度が下がることで星の色が青色から赤色に変わり，まわりのガスが大輪の花のように広がっていきます。その４年後，ペテルギウスは肉眼で見えなくなってしまいます。そうして何百年もすると，超新星残骸として，望遠鏡で観測できるようになるのですが，オリオン座の四角形の星の並びはペテルギウスを失ってしまいます。また，冬の大三角形も存在しなくなります。
　これまでに銀河系内で起きた超新星爆発で，人類が目撃したものは７個あるのですが，そのなかで地球からもっとも近いものは1054年に爆発した現在の「かに星雲」で6,500光年，その次が1572年に爆発した「チコの星」で7,800光年です。それらと比べて，ペテルギウスはわずか642光年と，とても近いものです。
　では，超新星爆発によって放出されるガンマ線が地球に降り注ぐ心配はないのでしょうか？
　ガンマ線が降り注ぐのは，爆発を起こした星の自転軸から５度の範囲です。ハップル望遠鏡で観測したところ，さいわいペテルギウスの自転軸は地球と20度ほど傾いていて，そうした心配はないそうです。

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#やっと晴れたか！冬2019

#ペテルギウス爆発

#超新星爆発

　仮に，地球から8.6光年離れたシリウスA（通常シリウスとよばれる連星シリウスの主星），あるいは25.3光年離れたベガがⅡ型超新星爆発を起こしたとすると，地球に住む生命はほぼ確実に絶滅するか壊滅的な打撃を受けることになります。
　しかし，超新星爆発を起こすには太陽の８倍以上の質量が必要で，シリウスAの質量は太陽の２倍強，また，ベガの質量は太陽の３倍程度であるために，幸いなことに超新星爆発は起こさず，いずれも赤色巨星となって膨張した外層部により惑星状星雲を形成し，残った中心核が白色矮星となる可能性が濃厚です。

　惑星状星雲の名は，望遠鏡で観測したときに緑がかった惑星のように見えるところから，ウィリアム・ハーシェルによって名付けられました。　惑星状星雲は，超新星にならずに一生を終える恒星が赤色巨星となった際に放出したガスが，中心の白色矮星の放出する紫外線に照らされて輝いているものです。
　惑星状星雲の中心にある白色矮星はその恒星が一生を終えた姿です。質量が太陽の0.5倍以上８倍以下の恒星が白色矮星になるといわれています。

　恒星は，一生の末期になると外層が膨張して赤色巨星となり，外層のガスは徐々に恒星の重力を振り切って周囲に放出されていき，原始惑星状星雲となります。一方，中心核は自分自身の重力で収縮し高温高密度の白色矮星となるため紫外線を放射し，この紫外線が赤色巨星であった時に放出したガスに吸収されると，ガスはそのエネルギーによって電離して光を放って輝くようになります。これが惑星状星雲です。
　惑星状星雲のスペクトルは，主に電離ガスから放たれる輝線スペクトルです。惑星状星雲のガスは極めて希薄で原子間の衝突がめったに起こらないために輝線が観測できるのです。

☆ミミミ
今日の写真は，M97ふくろう星雲とM57環状星雲です。ともに，代表的な惑星状星雲で，写真を撮るとかわいいその姿を簡単に手に入れることができます。

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　「かに星雲」という名前で知られるM1はおうし座にある超新星残骸で，地球からの距離は約7,000光年（銀河系の直径は約10万光年）です。現在も膨張を続けていて，中心部には「かにパルサー」と呼ばれるパルサーの存在が確認されています。
　この星雲の元となった超新星は1054年に出現したことが中国や日本の記録に残されています。
　中国の記録「宋史」の「天文志」には客星（突然現れた明るい星）として，1054年７月４日に現れて1056年４月５日に見えなくなったとあります。また，日本でも藤原定家が自身の日記「明月記」に記録を残しています。超新星の出現当時は金星ぐらいの明るさになって23日間にわたり昼間でも肉眼で見えたということです。
　1731年，イギリスの開業医でありアマチュア天文家のジョン・ベヴィスによってこの星雲が発見され，ウィリアム・パーソンズの観測で微細なフィラメント構造がカニの足を思わせることからカニ星雲と命名されました。
　彗星を観察していたシャルル・メシエは，1758年９月12日にかに星雲を彗星の追跡中に発見し，彗星と紛らわしい天体としてまとめたメシエカタログの１番目に収録しました。メシエは「牝牛の南の角の上にある，星雲状のもので星を含まない。白っぽくローソクの炎のように長く伸びている。1758年の彗星を追跡中に発見した。また，ベヴィス博士が1731年発見したとする私信がある」と記しました。
　ルンドマークは，この星雲が900年ばかり前に爆発した残骸であることを示唆し，写真観測から年ごとに膨張しつつあることを明らかにしました。また，エドウィン・ハッブルやダンカンは1054年に出現した超新星の残骸であることを確認しました。
　「かに星雲」は，双眼鏡では微かな光斑に見えます。見え方は空の状態に依存する天体でもあって，口径20センチの望遠鏡では佐渡島のような形に見え，内部の模様も見えはじめます。

　現在，銀河系内で近いうちにⅡ型超新星爆発を起こすと予測されている星は，約600光年離れたアンタレスと約640光年の距離にあるベテルギウスです。これらの星が超新星爆発を起こした際には地球にも若干の影響が出ると言われていますが，地球から距離が離れすぎているためにガンマ線の威力は弱まり，オゾン層が多少傷つく程度で惑星および生命体への影響はほとんどないと予測されています。またガンマ線は自転軸の２度の範囲に放出されることが判明しており，その後の観測から地球はベテルギウスの自転軸から20度の位置にあることもわかっていることから，ベテルギウスからのガンマ線は地球に影響を及ぼさないと考えられています。
　ベテルギウスの質量は太陽の約20倍もあり，かつ，脈動変光するほど赤色超巨星として不安定であることから，2009年の観測では，15年前の測定時と比べて15%も小さくなっており，しかも加速的に収縮しているらしいことがわかりました。また2010年１月のNASAの観測で，ベテルギウスが変形している事が示されたのですが，これは，ガスが恒星表面から流出し表面温度が不均一になるなど，星自体が不安定な状態にあることを意味していて，さらに近年の観測や研究により，その形状は球形ではなく，大きな瘤状のものをもった形状であるとされています。
　しかしながら，これらの観測結果がベテルギウスの超新星爆発の前兆現象を捉えているのかどうかは定かではありません。近い将来の爆発は予測されているものの，それがいつか（明日なのか100万年後なのか）を示したとする観測データや解析結果は発表されていません。

☆ミミミ
テレビドラマ「木曽オリオン」でもやっていた長野県木曽観測所の超新星探査プロジェクトで，２月下旬に次の３つの超新星が相次いで発見されました。同プロジェクトによる超新星発見はこれで通算12個です。
●超新星2014Sは、２月21日におおぐま座方向の銀河に18.8等で発見されました。爆発約20日後のⅡ型超新星とみられます。
●超新星2014tは、２月22日におとめ座方向の銀河に18.7等で発見されました。爆発約２週間後のⅡ型超新星とみられます。
●超新星2014Uは、２月23日にしし座方向の銀河NGC3859に18.9等で発見されました。爆発約２週間後のⅡ型超新星とみられます。

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　超新星は，古くは２世紀に中国で記録されていて，ティコ・ブラーエやヨハネス・ケプラーも観測記録を残していますが，実態が知られるようになったのは19世紀後半になってからです。
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　「超新星」という名称は「新星」（nova）に由来します。新星とは，夜空に明るい星が突如輝き出しまるで星が新しく生まれたように見えるものです。ルネサンス期には既に認識されていたのですが，1885年にアンドロメダ銀河の中にそれまで知られていた新星よりはるかに明るく輝く星が現れ，これが新星を超える天体の存在が確認されたために「超新星」（supernova）の語が生まれました。
　爆発で発する光は明るく輝き，この明るさは新星を格段に凌駕します。爆発によって星の本体は四散しますが，爆発後に中心部に中性子星やブラックホールが残る場合もあります。
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　初期の宇宙はほとんどが水素とヘリウムの同位体でした。次に，ホウ素，炭素，窒素，酸素，ケイ素や鉄などの元素が恒星内部での核融合反応で生成され，超新星爆発により恒星間空間にばらまかれました。さらに，鉄よりも重い元素も超新星爆発時に生成したと考えられています。
　また，炭素の同位体比から超新星爆発時に合成されたと考えられるダイヤモンドなどの粒子も隕石の中から発見されています。
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　ひとつの銀河に超新星が発生する頻度は数十年に１回と考えられています。
　我々の銀河系では，185年のケンタウルス座に現れたのが最古の観測記録で，その後，393年のさそり座に，1006年のおおかみ座に，1054年のおうし座「かに星雲」（＝１番目の写真），その後は1181年のカシオペヤ座に，1572年のカシオペヤ座「チコの星」（＝２番目の写真），1604年のへびつかい座「ケプラーの星」（＝３番目の写真）で現れ，それ以降は発見されていません。
　また，われわれの銀河系以外の銀河（かつては「系外星雲」といいました）に出現するものは遠すぎて通常は肉眼では見えないのですが，1987年に大マゼラン銀河に出現した超新星は肉眼でも見える明るさになりました。

　「超新星」は，Ⅰ型とⅡ型とに分類されます。
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●Ⅰ型超新星
　そのスペクトルに水素の吸収線が見られないものをⅠ型といいますが，Ⅰ型には「Ⅰa」型と「.Ⅰa」（ドットいちエー）型があります。
　ケイ素の吸収線が見られるものが「Ⅰa」型で，これはあらゆる型の銀河に出現します。「Ⅰa」型は，連星系を作る一方の白色矮星が，もう一方の恒星から来たガスが降り積もることで質量を増加させて，ついには自らの重力による収縮を支えきれなくなって核融合反応が暴走し，大爆発を起こしたものです。2014年１月21日に発見された，おおぐま座の銀河M82 の超新星は，極大１，２週間前の「Ⅰa」型とみられています。「Ⅰa」型の超新星はピーク時の絶対等級がほぼ一定となるので，見かけ上の明るさを測定することで超新星爆発の起こった銀河までの距離を求めることができます。つまり，天体までの距離がわかるのです。
　爆発時の明るさとその持続時間が「Ⅰa」型の数値とくらべて小数点以下くらいしかないものを「.Ⅰa」型と呼びます。「.Ⅰa」型の超新星は，連星系を作っているのが質量の異なったふたつの白色矮星のときに起こります。ふたつの白色矮星はお互いに相手の周りを回る軌道を描いていて，質量の大きい主星のほうが炭素および酸素で，質量の小さい伴星のほうがヘリウムを主な物質として組成されているとき，主星の重力の影響で伴星から組成主成分であるヘリウムが主星側へ少しずつ引き寄せられていき，やがて，主星の周囲に蓄積し主星を包み込むようになって，蓄積されたヘリウムが一定質量を超えると，非常に明るく短時間で終息する爆発が起きます。爆発後，２個の白色矮星はそのまま軌道を維持し，再び同じ爆発サイクルを繰り返します。
　また，Ⅰ型の中でヘリウムの吸収線が見られるものを「Ⅰb」型、水素とヘリウムのどちらの吸収線も見られないものを「Ⅰc」型とよびますが，これらについては機構がよく分かっていません。
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●Ⅱ型超新星
　水素の吸収線が見られるものをⅡ型と分類します。Ⅱ型の超新星は少なくとも太陽の８倍より重い星の場合に起こります。Ⅱ型には，「ⅡP」型と「ⅡL」型があって，光度の変化によって，光度がほとんど一定になる時期があるものを「ⅡP」型，最大光度の後単調に光度が減少するものを「ⅡL」型と呼びます。
　太陽の８倍より重い星の場合，中心核が縮退しながら核融合が進み，核融合反応を繰り返すことによって赤色超巨星に進化した段階ではネオンやマグネシウムからなる中心核が作られて，その周囲の殻状の領域で炭素の核融合が進むようになります。やがて，中心核の質量が増えると陽子の電子捕獲反応が起きて中心核内部に中性子過剰核が増え，これによって電子の縮退圧が弱まるため，重力収縮が打ち勝って一気に崩壊します。
　さらに，太陽の10倍程度よりも重い星では，中心核が縮退せず中心核の核融合が進み，最後に鉄の中心核ができます。鉄の中心核は重力収縮しながら温度を上げていき，華氏1,010度に達すると，高エネルギーのガンマ線を吸収してヘリウムと中性子に分解し，これによって一気に重力崩壊を起こします。この爆縮的崩壊の反動による衝撃波で外層部は猛烈な核融合反応を起こし，Ⅱ型の超新星となります。
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