科学者たちは、大質量星のライフサイクルと崩壊の研究に1世紀近くを捧げてきました。現代の天体物理学におけるこれらの現象のカタログ化は 1930 年代に始まりました。研究者のフリッツ・ツヴィッキーとウォルター・バーデは、典型的な超新星と小型の新星を区別し、これらの大規模な爆発を超高密度の中性子星の形成と関連付けた先駆者です。その後、1941 年に天文学者ルドルフ ミンコフスキーはバーデと協力して、その独特の光の特徴に基づいて超新星を分類しました。
2010 年代に天文学者が超光度の高い超新星を検出したことで、宇宙分類法は大幅に拡張されました。極超新星とも呼ばれるこれらの稀な現象は、その強度が注目に値し、従来の超新星の明るさを 100 倍も上回ります。これらは、星の核が自らの重力で崩壊し、その外層が断片化してブラック ホールや中性子星が形成されるときに発生します。
データ分析により、爆発の背後にある宇宙エンジンの詳細が判明
国際的な研究者チームは、NASA のフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡から提供されたデータの分析に専念しました。目的は、これらの非常に明るい恒星の爆発をよりよく理解することでした。この研究は、フランス国立科学研究センター（CNRS）とフランス代替エネルギー・原子力委員会（CEA）の研究者ファビオ・アセロ氏が主導し、その結論は2026年5月に学術誌「Astronomy & Astrophysics」に掲載された。
研究者らは、SN 2017egmと呼ばれる超光度の超新星から発生するガンマ線放射を特定することに成功した。この印象的な出来事は、地球から約 4 億 4,000 万光年離れた、おおぐま座の銀河 NGC 3191 で発生しました。
フェルミ衛星は、最初の視覚的なフラッシュが現れてから数か月後にガンマ線の存在を記録しました。この特殊性が、この現象を、通常は数分で消える、より一般的なガンマ線バーストとは区別します。数か月にわたる遅れにより、チームは爆発を引き起こした残留エネルギー源を調査する前例のない機会を得ることができた。
マグネターは、極端な超新星を説明する可能性が最も高いものとして注目されています
伝統的に、天体物理学者は超光度超新星の発生を説明するために 2 つの主要なモデルを採用しています。提案されたシナリオの 1 つは、密度の高い星周媒質の存在に関するもので、星はその生涯の進行段階にあり、最終的な崩壊の数千年前に数層のガスを放出します。星が爆発すると、高速の破片がこれらの古いガス層と衝突し、その後の衝撃波がガスを圧縮して加熱し、運動エネルギーを強力な光放射に変換します。
2 番目の理論は、新しく形成されたブラック ホールやマグネターなどの内部エネルギー源を仮定します。マグネターは高速で回転し、非常に強力な磁場を持つ中性子星です。その回転は自身の軸の周りでミリ秒単位で起こり、高エネルギー粒子の強い風を発生させ、超新星の膨張層に膨大な量のエネルギーを注入します。
Acero のチームが収集したガンマ線データは、ガス衝突モデルに対するマグネター仮説を強力に裏付けています。この衛星は、超新星による可視光放射とほぼ同等の固有のガンマ線の輝きを記録した。このガンマ線のレベルは非常に強力で、ガス層間の衝突のみによる熱過程では生成できない。さらに、ガンマ線は、拡大するデブリ雲が高エネルギー光を通過できるほど十分に希薄になった瞬間に正確に逃げた。このタイミングはマグネターモデルの数学的予測と完全に一致しており、これらの極端な現象がどのようにして多大なエネルギーを放出するのかについて新たな洞察を提供します。
宇宙の極限物理学の研究に新たな視点を開く
この発見は画期的な出来事であり、天文学者がマグネターの出現を観測したのはおそらく初めてである。現在、ガンマ線は、これらの極端な規模の恒星の爆発の内部メカニズムを調査するための唯一の実行可能な方法を構成しています。
科学者たちは、フェルミ宇宙望遠鏡からの将来の観測を、チリとカナリア諸島でまだ建設中のチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台からのデータと統合することを計画しています。新しい天文台の目標は、爆発から数か月後にガンマ線に関する詳細な情報を収集できるようになり、研究者がこれらの超高輝度現象をより定期的に研究できるようにすることです。
