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SN 1987A
すなわち
1987年超新星A
は、
大マゼラン雲
?に?見された
超新星
である。初めて?測されたのが
1987年
2月23日
であり、これが同年最初に?測された超新星であることから 1987A という符?が付けられている。「SN」は「超新星」を意味する "
s
uper
n
ova" の略である。
地球
からは16.4万
光年
離れている
[3]
。23日午前10時30分(
UT
)に撮影された大マゼラン雲の??に?っており、
可視光
で捉えられたのはこれが最初とされる。超新星?見の報告が最初になされたのは24日のことである。超新星の明るさは
5月
にピ?クを迎え、
視等級
にして最大3等級となったあと、?ヵ月かけて徐?に減光した。肉眼で?測された超新星としては
1604年
に?測された
SN 1604
(ケプラ?の超新星)以?383年ぶりであり、現代の天文?者にとっては初めて超新星を間近に?察する機?となった。
日本では
陽子崩?
の?測のために建設された
カミオカンデ
がこの
ニュ?トリノ
を捉えており、精密な?測を行うことができた成果により建設を主導した
東京大?
名??授の
小柴昌俊
が
2002年
に
ノ?ベル物理?賞
を受賞している。
SN 1987A の超新星爆?を起こした
恒星
は
サンデュリ?ク-69° 202
という
質量
が
太陽
の20倍ほどの
?色超巨星
であることが分かっている。また爆?後には
超新星?骸
として三重リング構造を持つ
星雲
?の
天?
が?測されている。
この三重リングは過去に放出されたガスに光が反射して見えたものと考えられている。
2024年2月23日、超新星?骸の中心部に
中性子星
が存在することを、
ジェイムズ?ウェッブ宇宙望遠鏡
によって確認された
[4]
。
?測されたニュ?トリノの放出
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編集
]
地球に SN 1987A からの可視光が?くおよそ 2 - 3 時間前に、ニュ?トリノのバ?ストが 3 箇所の別?に離れた場所のニュ?トリノ?出器で?測された。これは星の
中心核の崩?
と同時に起きたニュ?トリノの放出によるもので、可視光の放出に先行して起きる現象である。可視光の?搬は崩?の衝?波が星の表面に達した後にのみ起きる?いプロセスである
[5]
。
1987年2月23日午前7時35分(UCT)、まず日本の
カミオカンデ
が 11 個、アメリカの
IMB
が 8 個、ロシアの
Baksan
(
英語版
)
が 5 個の反ニュ?トリノを、少なくとも 13 秒間?いたバ?スト中から?出した。その約3時間前、
CERN
のモンブラン?測所にある液?シンチレ?タ?に 5 個のバ?ストが?測されていたが、SN 1987A とは無?係とされている
[6]
。
?際に?測されたニュ?トリノは 24 個に過ぎなかったが、これはそれまでに?測された大?や太陽を起源としたバックグラウンドレベルからは大幅に?加した。これは超新星爆?からのニュ?トリノ放射を直接?測として知られる初めての事例である。ニュ?トリノ天文?の幕を開けた業績でもある。宇宙から飛?するニュ?トリノの?測例としては
太陽ニュ?トリノ
の?測が
1960年代
から行われていたが、ニュ?トリノの飛?した方向、時刻、エネルギ?分布が詳細に分析されたのはこの?測が初めてである。
?測結果は崩?のエネルギ?の 99% がニュ?トリノとして放出される
[7]
という理論的な超新星爆?モデルと矛盾がなかった。モデルから見積もられたニュ?トリノの??は 10
58
個で、全エネルギ?は
10
×
10
46
J
にも及び、これも結果と一致した
[8]
。
ニュ?トリノの?測は
フレ?バ?
の?や他の特性とともにニュ?トリノの質量と電荷に上限を?えた
[6]
。例えば、電子ニュ?トリノの?止質量は 5% 以?の誤差で最大
16 eV
であり、これは
電子
の質量の 30 万分の 1 である。?測デ?タはニュ?トリノのフレ?バ??が最大で 8 であることも示したが、他の??や?測結果はより?密に見積もられている。??結果は、太陽ニュ?トリノや大?ニュ?トリノなど人工ニュ?トリノでの??と同?に多くの?重なニュ?トリノの?密な確認により?化されている。
爆?によって生じたエネルギ?量は、太陽が45億年かけて放出してきた全エネルギ?の1000倍の量を僅か10秒で放出したものと推定される
[9]
。
出典
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外部リンク
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分類
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?連項目
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構造
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原?
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?骸
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?見
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一?
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主な超新星
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?究
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