超新星の10倍以上明るい爆発“超高輝度超新星” これまでのシナリオでは説明できなかった謎を解明

2006年に出現した超新星“SN 2006gy”は、通常の10倍以上明るく輝いた特異な天体でした。
最新理論によるモデルから分かってきたのは、その正体がこれまで考えられていたような大質量星の特異な爆発ではないこと。
どうやら、白色矮星の爆発であるⅠa型超新星が起源のようです。


通常の超新星より10倍明るい“超高輝度超新星”

2006年にペルセウス座の方向約2億4000万年彼方に超新星“SN 2006gy”が出現します。

この超新星“SN 2006gy”は、通常の超新星の10倍以上明るい“超高輝度超新星”と呼ばれる天体が知られるきっかけになった天体でした。

“SN 2006gy”が明るい理由として、超新星爆発で放出された物質と元の星の周囲にあった物質とがぶつかる衝撃波によって光を放つためだと考えられています。

これまでの研究で行われてきたのは、超新星がかなり暗くなった時点での光を解析し、それまで周りの物質に隠されていて見えなかった星の放出物質の痕跡を調べること。
これによって、“SN 2006gy”の並外れた明るさの理由を探ろうとしてきました。

ただ、広島大学の研究チームが行った解析で得られたのは、“SN 2006gy”の爆発400日後の後期スペクトルは、当時観測的に知られていたどの超新星のスペクトルとも異なり、当時のあらゆる理論予測と一致しないという結果でした。

すばる望遠鏡が撮影した超高輝度超新星“SN 2006gy”。発見から約100日後（最大光度時）の2006年12月25日には超新星が出現した母銀河“NGC 1260”よりも明るく輝いているが、爆発後約400日後の2007年9月17日には非常に暗くなり、銀河そのものの明るさにほぼ埋もれてしまっている。

大量の鉄を放出する超新星

今回の研究では、ドイツ・マックス・プランク天体物理学研究所とスウェーデン・ストックホルム大学、京都大学の研究チームが“SN 2006gy”について再度解析を実施。
以前は正体不明だった放射輝線が、太陽の0.3倍以上の量の中性の鉄の放射に由来する可能性があることを突き止めます。

“SN 2006gy”の正体として、これまで提唱されてきた大質量星の爆発では、一般的には大量の鉄の放射はありません。

一方、白色矮星の爆発であるⅠa型超新星であれば、大量の鉄が放出されるんですねー
　　Ⅰa型超新星は、白色矮星が伴星から多くの物質を引き込んで、自身の重さを維持できなくなることで生じる爆発現象。

ただ、高速膨張のために放出物質は低密度になり、鉄はほぼすべてイオン化されてしまうことに…

それでは、どうすれば中性の鉄からの放射が強くなるのでしょうか？
鉄が多く存在し、かつ通常の超新星の100倍以上もの密度が必要になる…　研究チームは、この条件に合うシナリオを探すことになります。

“SN 2006gy”の爆発から約400日後の後期スペクトル（赤）と、通常のⅠa型超新星の膨張物質のモデルを減速・圧縮したモデルから予想される理論スペクトル（青）。左上の図は、これまで未同定だった放射の波長域を拡大し、中性の鉄からの放射モデルと比較したもの。

星周物質との衝突によって物質は圧縮され高密度になっていた

もし、もともと秒速1万キロほどで膨張していた物質の速度が、星周物質との衝突によって秒速1500キロ程度まで減速されれば、物質の密度が300倍まで圧縮されるはずです。これで必要な条件を満たすことができます。
　　星周物質とは、星の近傍に存在している物質のこと。

そこで研究チームでは、普通のⅠa型超新星が大量の星周物質に向かって衝突しながら膨張する現象の様子を理論的に調査します。
そして分かったのが、物質が減速し、爆発エネルギーの大部分が放射エネルギーに変換されて200～300日程度にわたり放射されることでした。

“SN 2006gy”の光度進化（赤点）と、Ⅰa型超新星の放出物質が星周物質と衝突して減速する際に予測される光度曲線の比較。緑、黒、青の3種類の線は、それぞれ星周物質質量が太陽質量の6倍、13倍、25倍のモデル。太陽の10倍程度の質量の星周物質との衝突により、高度および光度曲線が説明できる。

これらの性質は、後期スペクトルの性質のみならず、“SN 2006gy”の光度やその進化と見事に一致するもの。

“SN 2006gy”の正体がⅠa型超新星だとすると、これまで提唱されてきた大質量星の爆発というシナリオでは説明できない様々な観測結果を、矛盾なく説明することができます。

そう、今回の研究は、少なくとも一部の“超高輝度超新星”の起源が、Ⅰa型超新星であることを示す成果になるんですねー

“SN 2006gy”のイメージ図。白色矮星と大質量星からなる連星系で、大質量の伴星が進化して膨張し、白色矮星が飲み込まれ共通外層を形成・放出することで高密度の星周物質を形成する。残された伴星コアと白色矮星が衝突・合体して超新星爆発を起こす。

“超高輝度超新星”は明るいので遠方宇宙で発生したものでも検出することができます。
なので、遠方宇宙、すなわちはるか過去の宇宙の恒星形成史を解明する手掛かりになると期待されています。

その理解のために重要なのが、どのような星が爆発したのかという情報になり、今回の成果は“超高輝度超新星”を用いた遠方宇宙の探査における基礎構築につながるものです。

さらに、Ⅰa型超新星へと至る元の天体の進化や、連星の衝突・合体現象についても未解明の問題は多く残されています。
こうした研究の進展にもつながればいいですね。


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単純な化学反応でも生命は生まれそう… だけど、地球外生命と出会う可能性は非常に低いようです。

生命科学と宇宙論とを組み合わせた研究で、単純な化学反応から生命が誕生する可能性が検討されました。
確率としては非常に低いものですが、それでも宇宙の広さを考えればどこかには発生しうるはず…
ただ、広大な宇宙で、その生命と私たちとが出会う可能性も非常に低いようです。


最初の生命はRNAから始まった

生命は宇宙にどのように誕生したのでしょうか？　それは、自然科学における最大の謎の一つになっています。

現在有力視されている“RNAワールド説”では、最初の生命はRNAから始まったと考えられています。
でも、そもそもRNAが単純かつランダムな化学反応（非生物的な過程）から、どのように誕生したのかは謎のままなんですねー

生物的遺伝情報を持つDNAやRNAはヌクレオチド（核酸塩基）と呼ばれる多数の分子で構成されていて、4種のヌクレオチドのつながり方によって複雑な情報を保存することができます。

生命科学の研究によれば、自己複製などの活性を持つRNAが生まれるためには、ヌクレオチドが最低でも40個、典型的には100個以上につながらなければならないと考えられています。

仮に、ヌクレオチドが一つずつランダムに結合する化学反応だけで十分な長さになり、正しい情報配列を含んで生まれることが可能であれば、単純な化学反応でもRNAが誕生しうることが示されます。

実際に、そのようなことは起こりえるのか？　起こるとしたらどのくらいの確率なのでしょうか？


生命誕生に必要な長さと情報配列を持つRNAが生まれる確率

今回の研究を進めているのは東京大学大学院理学系研究科のチーム。

原始の地球型惑星において、ヌクレオチドがランダムに結合し、生命誕生に必要な長さと情報配列を持つRNAが生まれる確率と、宇宙の中の星の数とを結びつける方程式を考案。
宇宙のどこかでランダムな化学反応だけによって生命（知的生命体ではなく最初の生命体）が誕生できる可能性を探っています。

そして分かってきたのが、40単位の長さで特定の情報配列を持つRNAが偶然に生まれるためには、宇宙の星の数は1040個ほど必要になり、100単位の長さなら10180個の星が必要になること。

この数は、私たちが観測可能な領域である半径138億光年の範囲に含まれる星の数（1022個）をはるかに超えたもの…
でも、観測可能な領域を超えた宇宙の大きさを考えれば十分に可能な数字でした。

宇宙全体は半径138億年よりもずっと広く、ほとんどの研究者に支持されているインフレーション宇宙モデルが正しければ、少なくとも1078倍以上に広がっています。

そう、広大な宇宙のどこかで、単純な化学反応だけで生命が誕生することは、十分あり得ることなのかもしれません。

RNAの長さと、そのようなRNAが非生物的に誕生するために必要な星の数の関係。水平の点線はそれぞれ、0：1個の星、11：天の川銀河の星の数（1011個）、22：観測可能な宇宙の星の数（1022個）を表している。グラフ上部の“100：インフレーション×2”は、宇宙のインフレーションが現在の観測可能な宇宙を作るために必要な最低限の場合より2倍長く続いた場合の、宇宙における星の数（10100個）を示している。同様に178：×3、256：×4となっている。

天文学と生命科学を組み合わせた研究に期待

今回の研究の主な成果は、ランダムな化学反応というプロセスだけで、宇宙の中に自然に生命が発生できることを示した点にあります。

複雑な生命情報の無生物からの誕生という難問に、初めて一つの回答を出したものといえるのかもしれません。

一方でこのシナリオに基づけば、生命を育むことができる天体は、観測可能な半径138億光年の宇宙の中で地球ただ1つということも示されました。

もちろん、もっと効率の良い未知のRNAの生成プロセスがあり、観測可能な宇宙にも生命が満ち溢れているという可能性は否定できません。

現在、太陽系外惑星は4000個以上も見つかっていて、太陽系内にも木星の衛星エウロパや土星の衛星エンケラドスなど、生命の存在に適した環境があると考えられている天体もあります。

今後期待されるのは、天文学と生命科学の双方から生命の誕生についての理解が深められること。
生命そのものやその材料となる物質探し、効率の良いRNA生成メカニズムの解明などを進めていけば、地球外生命と私たちとが出会う可能性も増えるのかもしれませんね。

生命が誕生したことが確実に分かっている現在のところ唯一の天体。

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“トラピスト1”の地球型惑星は一度大気を失ってから、再び大気を得ていた

みずがめ座の赤色矮星“トラピスト1”を周回する7つの地球サイズの惑星。
今回発表されたのは、これら惑星の大気が二次的にもたらされたものだという可能性。
大気は地球大気などと同様に、天体衝突や火山活動などでもたらされたもののようです。


太陽よりも小さく低温な星を回る地球サイズの惑星

みずがめ座の方向約40光年の彼方に位置する赤色矮星“トラピスト1”は、太陽の9％ほどの質量で、表面温度が約2500Kとかなり低温の星です。

この“トラピスト1”の周りには、2015年から2017年にかけて7個の惑星が発見されています。
惑星の直径はいずれも地球の0.3～1.1倍で、7個のうち3個はハビタブルゾーンに位置していました。
　　“ハビタブルゾーン”とは、主星（恒星）からの距離が程良く惑星の表面に液体の水が存在できる領域。この領域にある惑星では生命が居住可能だと考えられている。

また、惑星が主星の手前を通過する“トランジット”の際に行われた分光観測からは、7個のうち6個には何らかの大気が存在していると考えられています。

“トラピスト1”の周りを回る7個の惑星と太陽系の4惑星との比較。それぞれ上から、公転周期（Orbital Perjod）、主星からの距離（Distance to Star）、半径（Planet Radius）、質量（Planet Mass）、密度（Planet Density）、表面重力（Surface Gravity）を表している。

惑星が大気を持つ過程には“一次大気”と“二次大気”がある

一般に、惑星が大気を持つ過程には2種類あります。

1つは惑星が生まれた原始惑星系円盤の水素やヘリウムのガスを、惑星が重力で引き付けて自らの大気にするもの。こうしてできた大気を“一次大気”といいます。
木星などの巨大ガス惑星の大気は、こうして作られたと考えられています。
　　原始惑星系円盤とは、誕生したばかりの恒星の周りに広がるガスやチリからなる円盤状の構造。恒星の形成や、円盤の中で誕生する惑星の研究対象とされている。

もう1つは、原始惑星系円盤からガスが消え去った後の時代に、原始惑星に別の小天体が衝突したり火山活動が起こったりすることで、固体物質から二酸化炭素や水蒸気などが放出されて惑星大気になるというもの。こうしてできた大気は“二次大気”と呼ばれます。
現在の地球や金星の大気は“二次大気”だと考えられています。

“二次大気”に含まれる二酸化炭素や水蒸気は、温室効果によって惑星を温暖な環境に保つ働きを持っています。
また、“一次大気”に含まれる水素も惑星表面の温度を上げる効果を持つとされています。


惑星環境が生命の存在に適しているか知る方法

そこで、惑星環境が生命の存在に適しているかどうかを考える上で重要になることがあります。
それは、大気が“一次大気”なのか“二次大気”なのか、どんな成分がどのくらい含まれているかを知ることです。

今回の研究では、水素を多く含む“一次大気”に着目。
“トラピスト1”の惑星が、“一次大気”を得てから現在まで保持し続けることができるかどうかを理論計算で調べています。

そして分かってきたのは、惑星が作られる初期段階では、“トラピスト1”の7個の惑星はそれぞれ惑星質量の0.01％から数％を占める量の“一次大気”を、原始惑星系円盤のガスから取り込むこと。

でも、その後主星から放射されるX線や紫外線によって、長くても数億年たつと、すべての惑星の“一次大気”が宇宙空間に散逸して失われてしまうことも明らかになります。

“トラピスト1”の周りを回る地球サイズの惑星（イメージ図）。この惑星系の惑星の大気は“二次大気”である可能性が高い。

この結果から、現在の“トラピスト1”の惑星に大気が存在するとすれば、それは“一次大気”が失われた後の時代に生じた“二次大気”である可能性が高いことになります。
　　水素は温室効果ガスとして働くが、主星に近い距離を公転する惑星が水素に富んだ大気を持っていると、惑星表面が熱くなりすぎて生命の存在が難しくなる。

これらの惑星が水素を失った後に大気を得ていたとすれば、その厚さはガス惑星より薄く、二酸化炭素やメタン、酸素といったより重い分子からなるガスが主成分で、地球や金星の大気に似ている可能性を示すことになります。

2020年代にはNASAの赤外線宇宙望遠鏡“ジェームズ・ウェッブ”の打ち上げが予定されています。
“トラピスト1”の惑星の大気組成を詳しく知るためには、この次世代の赤外線宇宙望遠鏡による観測を待つことになりそうです。


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理論上は太陽の8倍以上に成長できないはず… 太陽の何十倍もある大質量星が数多く存在するのはなぜ？

これまでの理論では、星は太陽の8倍以上の質量には成長できないことになっています。
でも、宇宙には太陽の何十倍もの質量をもった大質量星が数多く存在しているんですねー

今回の研究で分かってきたのは、間欠的な降着によって原始星が大量の物質を獲得するということ。
質量の大きい原始星の観測では、星への爆発的な物質降着によって発生した“熱の波”が発見されたそうです。


周囲からガスが一気に原始星に落ち込む現象

生まれたばかりの星“原始星”の周りには大量のガスやチリが存在し、それらは原始星の重力にひかれて落下していきます。

恒星の形成理論によると、原始星からの強い光に阻まれるため、星の質量は太陽の8倍以上には成長できないことが示されています。
　　天体の光度がある値を超えると、光の圧力が重力を上回り、ガスが天体に落ちることができなくなる。

でも実際には、宇宙には太陽の何十倍もの質量を持つ大質量星が数多く存在しているんですねー
これまで、この恒星の形成理論と現実との不一致は天文学上の謎になっていました。

どうすれば、この不一致を解決できるのでしょうか？

解決案の一つとして、原始星が短時間の“爆発的な物質の降着（降着バースト）”を繰り返すことによって質量を増やすという説があります。

このモデルから考えられるのは、周囲からガスが一気に原始星に落ち込み、短時間に多くの質量を獲得できるということ。
また、“降着バースト”が起こるのは数百年から数千年に1回で、それ以外は穏やかな期間が続くとされています。

このように“降着バースト”は期間が短く、原始星は熱いガスやチリに覆われることになり、可視光線での観測が難しくなります。
そう、“降着バースト”を直接的にとらえることは困難なことなんですねー


“降着バースト”によって引き起こされた現象を発見

2019年1月のこと、へびつかい座の方向にある質量の大きな原始星“G358-MM1”で、“降着バースト”につながる兆候が発見されます。

これを受けて、国立天文台水沢VLBI観測所の研究チームは、南半球の電波望遠鏡ネットワーク“メーザー監視機構”を編成。
“降着バースト”を起こした原始星が出す熱によって生じる放射の細かい構造を調べることになります。

研究チームでは、数週間おきに“メーザー監視機構”によって得られた観測画像の比較を実施。
すると、“G358-MM1”の位置から外に向けて広がっていく“熱の波”を発見します。

そして、この波が“降着バースト”によって引き起こされたことを、NASAの航空機望遠鏡“SOFIA”を用いた観測により確認することができました。

（左）“熱の波”のイメージ図。“降着バースト”が引き起こした“熱の波”が外に向けて広がっていく様子を示している。（右）“メーザー監視機構”が取得したデータを用いて描いた電波画像。メタノール分子が出すメーザー輝線の環が、重い原始星（白い十字）の位置を中心に外向きに広がっていく“熱の波”の痕跡を示している。図中の色は、ガスが観測者から見て近づく（青）、もしくは遠ざかる方向（赤）の運動の速度を虹色の勾配で示している。

今回の研究では、原始星への“降着バースト”が引き起こす現象が、初めて詳細にとらえられました。

このことは、間欠的な降着によって原始星が成長するという理論を支持する発見になります。
恒星の形成理論と現実とが一致し、天文学上の謎を解く1つの証拠を得ることになったんですねー

“メーザー監視機構”では、今後も質量の大きな原始星の性質や形成メカニズムについて、より詳しい研究を続けていくそうです。


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正式に開発移行へ！ JAXAが進める火星の衛星フォボスからのサンプルリターン計画MMX

日本は“はやぶさ2”に続く次世代サンプルリターン計画を進めています。
その目標天体が火星を周回する衛星フォボスに決定したんですねー
火星の衛星は人類が本格的に探査をしたことが無く、探査機による火星圏と地球の往復も世界初になります。
2024年に探査機打ち上げ、衛星のサンプルが地球に届くのは2029年になるそうですよ。


火星衛星探査計画MMXとは？

JAXAが2024年に打ち上げを目指している火星衛星探査計画がMMX（Martian Moons eXploration）です。

MMXでは、地球から打ち上げられた探査機は、約1年かけて火星圏に到着し、2025年に火星周回軌道へ投入されます。
その後、探査機は火星衛星の擬周回軌道に入り、火星衛星の観測やサンプルを採取。
観測とサンプル採取を終えた探査機は、サンプルを携えて2029年に地球に帰還することになります。

MMX軌道計画図

宇宙から試料を持ち帰る探査は“サンプルリターン”と呼ばれ、MMXでは“はやぶさ”と“はやぶさ2”で日本が確立したサンプルリターンの技術を継承しています。

火星を周回している衛星は直径約23キロのフォボスと、約12キロのダイモスの2つ。
今回、サンプルリターンの目標天体としてフォボスが選ばれています。
　　フォボスからのサンプルリターンとしては、ロシアが2011年に探査機を打ち上げたが失敗に終わっている。


火星の衛星を探査する意味

MMX計画で目指しているのは、探査機がフォボスに数時間着陸して、表面を覆っていると見られる砂を10グラム以上採取すること。

火星に近いところを公転しているフォボスの表土には、火星本体の表層物質が混入している可能性があります。

これは、火星に小天体が衝突することによって表層物質が吹き飛ばされ、その一部がフォボスまで到達し降り積もると予想されているから。
そう、フォボスの表土を採取できれば、同時に火星表層物質も採取され、火星そのものの理解が進むことが期待できます。
　　東京工業大学地球生命研究所のチームの見積もりによると、フォボスからサンプルを10g採取すれば、その中に少なくとも30粒以上の火星粒子が含まれている。これだけの量があれば、火星上で現在知られている7つの地質年代区分すべてのサンプルが得られる可能性が高い。

ただ、フォボスはダイモスより火星に近いので、火星の重力の影響を受けやすくなります。
気になるのは、サンプルの採取には探査機に多くの燃料を搭載する必要があることですね。

火星の衛星の起源には、遠方から来た小惑星が火星の重力に捕まったとする“捕獲説”と、火星に天体が衝突してできたとする“衝突説”の2つがあります。

MMXの大目標は、試料の分析と近傍観測によって、この2説に科学的に決着をつけること。
ダイモスについても、高分解能カメラで撮影するなど上空からの観測が行われることになっています。

開発中の探査機は3段式で総開発費は464億円になりますが、2つの火星衛星の起源や火星圏（火星、フォボス、ダイモス）の進化の過程を明らかにし、太陽系の惑星形成の謎を解くカギを得ることが期待されています。


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