極超新星

極超新星とは

極超新星（きょくちょうしんせい）、あるいはハイパーノヴァ（hypernova）は、爆発エネルギーが通常の超新星の10倍以上である超新星の一種です。この現象は非常に希少であり、遠方の銀河で発生することが多いため、その詳細なメカニズムや発生条件については未だに不明な点が多いとされています。

発生メカニズム

極超新星は、一般的に質量が太陽の約40倍以上の恒星が重力崩壊を起こすことによって生じると考えられています。その最初のモデルとして特に注目されているのが、1998年4月にヨーロッパ南天天文台が観測したSN 1998bwです。この際に観測された情報から、極超新星では大量の放射性元素が生成され、それがエネルギー源として働き、爆発時にはガスが光速の10%近くの速度で飛散することが示されました。

さらに、爆発の際には水素やヘリウムの吸収線が確認されないことが特徴で、ドップラー効果による広い吸収線が見られることも興味深い点です。また、極超新星は光度においても通常のIa型超新星をはるかに超えることが明らかになってきています。

SN 2006gyのケース

SN 2006gyでは水素の吸収線が見つかり、これをもとにII型の超新星に分類されました。ただし、その爆発の強度は通常の超新星に比べて10倍も強力であり、最終的にはブラックホールを残さずに完全に吹き飛んだとされています。この観測結果から、SN 2006gyが極超新星の一例である可能性も指摘されています。また、りゅうこつ座η星のような他の恒星も、極超新星を引き起こす可能性があるとして注目されています。

ガンマ線バーストとの関係

近年の研究では、極超新星がガンマ線バーストと同時に観測される事例が増えてきました。特に、GRB980425とSN1998bw、GRB030329とSN2003dhといった事例においては、極超新星とガンマ線バーストとの関連性が見えてきました。研究者たちは、これらの極超新星を重力崩壊型の非球対称な爆発と捉え、極方向から噴出する高速の鉄ジェットと赤道方向へ広がる酸素のディスクを持つモデルを提案しています。

このモデルにより、極方向のジェットが地球を向いているときだけがガンマ線バーストとして観測されることが示されています。この分析は、横方向から観測された極超新星（SN2003jdなど）がガンマ線バーストを伴わない事例と矛盾しないことを説明しており、極超新星とガンマ線バーストとの複雑な関係の理解を深めています。

ただし、ガンマ線バーストには様々な種類があり、中性子星同士の衝突など異なるメカニズムによって引き起こされるものも存在するため、極超新星との関連として決定的な答えが出たわけではありません。

まとめ

極超新星は、超新星の中でも特に強力で未だに多くの謎を抱えた現象です。その観測や理論研究が進む中で、より多くの事例が確認され、理解が深まっていくことが期待されています。

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