大質量星の爆発

太陽よりはるかに重い星が崩れ落ち、自らを吹き飛ばすまで

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ステップごとに

赤色超巨星

大質量星は生き急ぎます。この星は太陽の約18倍の質量で生まれ、燃料をあまりに激しく燃やすので、太陽の約9万倍も明るく輝いています。一生はわずか1000万年ほどで、太陽の一生の1000分の1です。

外層はふくれあがって希薄になっているので、沸き立つガスのほんの数個の巨大な対流セルが表面全体をおおっています。その一つひとつが太陽の何倍もの幅です。

オリオン座のベテルギウスはこうした星で、約550光年の距離にあります。今後10万年のうちのいつかに爆発します。星にとっては一瞬ですが、私たちが生きているうちではまずないでしょう。

たまねぎのような層

内部は層になっています。鉄の中心核のまわりを、ケイ素、酸素とネオン、炭素、ヘリウムの殻がとり囲み、それぞれが外側で燃える燃料の燃えかすです。その全体を巨大な水素の外層が包んでいます。

星は軽い元素を重い元素に融合させて輝きます。中心の水素が尽きると、中心核は縮んで熱くなり、燃えかすのヘリウムを燃やせるようになって、炭素と酸素をつくります。燃料が尽きるたびに中心核は縮み、さらに熱くなって、前の燃料の燃えかすを燃やし始めます。炭素、次にネオン、酸素、ケイ素です。

それぞれの燃料は中心核のすぐ外側の薄い殻で燃え続けるので、星は最後にはたまねぎのような層になります。層はおおよそ実際の縮尺で描いています。星の幅のほとんどは水素で、それ以外はすべて、太陽くらいの大きさしかない中心部に詰めこまれています。

拡大していくと、層がどれほど深くまで続くかがわかります。中心の鉄は、星全体より約10万倍も小さいのです。

どんどん速く

新しい燃料は前の燃料より速く尽きます。水素は約800万年、ヘリウムは100万年、炭素は1000年、ネオンと酸素はそれぞれ約1年、そしてケイ素はわずか10日ほどしかもちません。

重い燃料ほど、融合1回あたりに出すエネルギーは少なく、そもそも融合させるには中心核がより高温でなければなりません。その温度では、星からまっすぐ飛び去るニュートリノとしてもエネルギーが失われるので、自分を支えるだけのために、ますます速く燃やさなければならなくなります。

約30億度でケイ素を燃やすころには、中心核は数日で燃料を使い果たします。外から見ても誰にもわかりません。星の表面の変化は遅すぎて、中心核が終わりへと突き進んでいることを示せないのです。

これらの時間は、ウーズリー、ヘーガー、ウィーバーのモデルでの太陽約20個分の星のものです。もっと重い星は、さらに速く進みます。

鉄の中心核

鉄の原子核は、存在するなかで最も強く結びついたもののひとつです。より重いものに融合させるにも、より軽いものに壊すにも、エネルギーを加えなければなりません。そのため鉄は、燃やすものもないまま、死んだ燃えかすとして中心にたまっていきます。

中心核を支えているのは電子だけです。ぎゅうぎゅうに押しこめられた電子が押し返しているのです。白色矮星を支えているのと同じ圧力です。この圧力が耐えられるのは太陽の約1.4倍の質量までで、中心核のまわりで燃えるケイ素は、そこへ鉄を加え続けます。

破線の円は同じ縮尺の地球です。私たちの惑星より小さな球に、中心核は太陽より多くの質量を詰めこんでいます。

崩壊

中心核が押しつぶされると、電子が陽子の中へ押しこまれて陽子は中性子になり、ニュートリノが出ます。押し返す電子が減るので、崩壊はますます加速します。星の残りの部分は気づく暇もありません。そこではまだ何も起きていないのです。

仕事をしているのは中心核自身の重力で、それが解き放つエネルギーはすさまじいものです。太陽が100億年の一生で放つエネルギーの数百倍を、1秒足らずで解放するのです。

まばたきするより短い時間で、中心核は地球(破線の円)とほぼ同じ大きさから、直径数十kmの球へと縮みます。のちの中性子星です。

跳ね返り

原子核ほどの密度になると、落ちこむ中心核は固くなって跳ね返り、外へ衝撃波を送り出します。中性子星が生まれ、そこから10⁵⁸個のニュートリノがあふれ出して、エネルギーの99%を持ち去ります。

これほど高密度の物質は、物質が詰まりうる限界まで詰まっています。小さじ1杯で約10億トンにもなります。内側の中心核がこの密度に達すると、それ以上は押しつぶせず、なおも降り注ぐガスは、壁にぶつけたボールのように跳ね返ります。

ニュートリノはほとんど何とも反応しません。太陽から来る何兆個ものニュートリノが、毎秒あなたの体を通り抜けています。この押しつぶしのなかではニュートリノでさえ足止めされますが、約10秒のうちにすべて抜け出し、崩壊のエネルギーのほとんどを持ち去ります。

崩壊する中心核から直接やってきてとらえられたのは、これまでニュートリノだけです。1987年、日本、アメリカ、ロシアの検出器が、SN 1987Aからの約20個をとらえました。その光が届く何時間も前のことでした。

衝撃波が止まり、そして抜け出す

数百分の1秒のうちに衝撃波は勢いを失い、中心から約150kmのところで止まってしまいます。その後ろのガスをニュートリノが熱して沸き立たせ、数十分の1秒後、衝撃波は抜け出します。

衝撃波は、降りかかる鉄の原子核を壊すのにエネルギーを使い果たし、止まってしまいます。何十年ものあいだ、超新星のコンピューターモデルはまさにここで失敗してきました。単純なモデルでは、星はまったく爆発しないのです。

答えはニュートリノにあります。衝撃波の後ろのガスがそのエネルギーの数パーセントを受け取り、巨大な泡となって沸き立ち揺れ動いて、衝撃波が抜け出すまで外へ押します。これを再現できるのは最大級のスーパーコンピューターでの3次元シミュレーションだけで、そこでは今、星がちゃんと爆発します。

いったん抜け出すと、衝撃波は秒速数千kmで星の層を突き進みます。

衝撃波の噴出

約1日後、衝撃波は星の表面に達し、30分ほど続く紫外線の閃光とともに突き抜けます。星全体が吹き飛びます。

こうした閃光が始まったところをとらえたのは、これまでに一度だけです。2008年、スウィフト衛星がたまたまある銀河を観測していたとき、超新星SN 2008Dの衝撃波が噴き出し、約5分間X線で輝きました。

これほど大きな星では、衝撃波が外へ出るのに約1日かかります。SN 1987Aの星はもっと小さな青色超巨星で、その光はニュートリノの約3時間後に始まりました。

星の外層、太陽10個分を超えるガスが、秒速約1万kmで吹き飛ばされます。

超新星

何か月ものあいだ、このひとつの星が何億個もの太陽のように輝き、宇宙の大部分から見えるほどの明るさになります。

長く安定した輝きは、放り出された水素から来ます。爆発で熱せられたガスは広がりながら冷え、その光は外側から内側へと逃げ出していきます。それが終わると、光は爆発でつくられたニッケル56から来ます。ニッケル56はコバルト、そして鉄へと崩壊しながら、残骸を熱します。

大マゼラン雲の16万8000光年先にあるSN 1987Aは、望遠鏡の発明以来見られたなかで最も近い超新星で、肉眼で見えるほど明るくなりました。

星のかけら

数百年後、残骸は幅が何光年もある殻になります。星の中でつくられた酸素、ケイ素、カルシウム、鉄を豊富に含んでいます。その中心では中性子星が回っています。

残骸はまわりのガスへ突き進みながら広がり続け、衝撃波がそのガスを数百万度に熱するところでX線を放って輝きます。1万1000光年先のカシオペヤ座Aは、そうした残骸のひとつで、年齢は約340年、幅は10光年です。ここでの色は、チャンドラがそこで地図にした元素にならっています。

やがて残骸は銀河のガスと混ざり、そこから新しい星や惑星が生まれます。私たちが吸う酸素の多く、そして血液中の鉄の一部は、こうした星の中でつくられ、こうした爆発でまき散らされたものです。

あとに残った中性子星は、パルサーとして輝くことがあります。1054年に見られた超新星の残骸、かに星雲の中心にあるパルサーのように。もっと重い星の中心核は、さらに崩れてブラックホールになることもあります。