SN 1572

SN 1572
チャンドラX線観測衛星のX線で捉えたSN 1572の残骸
イベントの種類天文電波源、天体X線源 ウィキデータで編集する
Ia型[ 1 ]
日付1572年11月
星座カシオペア
赤経0時間25.3分
赤緯+64° 09 ′
エポック?
銀河座標G.120.1+1.4
距離8,000 光年（2.5  kpc）から9,800光年（3 kpc）の間
残骸星雲
ホスト天の川
先祖未知
祖先型白色矮星[ 1 ]
カラー（BV）〜1
最大見かけ等級−4
その他の指定SN 1572、HR 92、SN 1572A、SNR G120.1+01.4、SNR G120.2+01.4、1ES 0022+63.8、1RXS J002509.2+640946、B Cas、BD+63 39a、8C 0022+638、4C 63.01、3C 10、3C 10.0、2C 34、RRF 1174、1XRS 00224+638、2U 0022+63、3A 0022+638、3CR 10、3U 0022+63、4U 0022+63、AJG 112、ASB 1、BG 0022+63、CTB 4、KR 101、VRO 63.00.01、[DGW65] 3、PBC J0024.9+6407、F3R 3628、WB 0022+6351、CGPSE 107、GB6 B0022+6352
先行SN 1181
に続くSN 1604
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SN 1572（ティコの星、ティコの新星、ティコの超新星）、またはBカシオペヤ座（B Cas）は、カシオペヤ座のIa型超新星で、歴史記録に残る肉眼で観測可能な8つの超新星の1つです。1572年11月初旬に出現し、多くの個人によって独立して発見されました。

その超新星残骸は光学的に観測されてきたが、電波波長で初めて検出された。電波源の名称である3C 10として知られることが多いが、ティコの超新星残骸と呼ばれることが増えている。

歴史的説明

カシオペヤ座の星図。1572年の超新星の位置（Iと記されている）を示している。ティコ・ブラーエの『新星について』より

1572年の天の川銀河における超新星の出現は、天文学史上最も重要な観測事象の一つに数えられる。この「新星」の出現は、天体の古代モデルを改訂し、より精度の高い天体測定用星表の作成、ひいてはより高精度な天文観測機器の必要性の認識から始まった天文学の革命を加速させた。また、星の領域は不変であるというアリストテレスの教義にも疑問を投げかけた。[ 2 ]

1572年の超新星は、ティコ・ブラーエが1573年に出版した大著『新星と無名、記憶に残る、誰の記憶にも新しく、これまで見たことのない星について』にちなんで「ティコの超新星」と呼ばれることが多い。この著作にはブラーエ自身の観測と、その他多くの観測者による目撃情報の分析が含まれている。ブラーエの観測とスペインの科学者ヘロニモ・ムニョス[ 3 ]の観測を比較したところ、その天体は月よりも遠いことが明らかになった[ 4 ]。このことがブラーエが1577年の大彗星も天体として捉えるきっかけとなった。 [ 2 ]超新星を観測した他のヨーロッパ人には、ヴォルフガング・シューラー、クリストファー・クラビウス、トーマス・ディッグス、ジョン・ディー、フランチェスコ・マウロリコ、タデアーシュ・ハイェク、バルトロメウス・ライザッハーなどがいた。[ 5 ]

イギリスでは、エリザベス女王が数学者で占星術師のトーマス・アレンを招き、「白鳥座、あるいはカシオペア座に現れた新しい星について助言を求め…アレンは非常に学識のある判断を下した」と、一世紀後に考古学者ジョン・オーブリーが覚書に記している。[ 6 ]

明代の中国では、この星は張居正と幼い万暦帝の間で問題となった。宇宙論の伝統に従い、この新しい星は不吉な前兆と解釈されたため、皇帝は自分の不行跡を省みるよう警告された。[ 7 ]

より信頼性の高い当時の報告によると、この新星自体は1572年11月2日直後に爆発し、11月11日にはすでに木星よりも明るくなっていた。1572年11月16日頃、約-4.0等級でピーク輝度に達し、金星が最も明るくなった時の明るさと同等だったとする記述もある。 [ 8 ]一方、ブラーエはこの超新星を「金星よりも明るい」と表現した。[ 2 ]この超新星は1574年初頭まで肉眼で観測可能であったが、徐々に暗くなり、ついには視界から消えていった。[ 8 ]

超新星

ティコの超新星の光度曲線。過去の観測データから再構成された（ Open Supernova Catalog経由）

この超新星は、I型とII型の超新星がスペクトルに基づいて初めて定義された直後に、歴史的な光度曲線に基づいてI型に分類されました。 [ 9 ]残骸のX線スペクトルは、それがほぼ間違いなくIa型であることを示していましたが、Ia型クラス内での詳細な分類は、 2008年に光エコーでピーク輝度時の光のスペクトルが測定されるまで議論が続きました。これにより、それが通常のIa型であることが最終的に確認されました。[ 1 ]

通常の明るさのIa型超新星として分類されているため、SN 1572までの距離を正確に測定することができます。ピークの絶対等級はBバンドの減衰率から次のように計算できます。−19.0 ± 0.3。最大見かけ等級と既知の減光度の推定値から、1.86 ± 0.2等級、距離は3.8+1.5 −0.9kpc. [ 1 ]

超新星残骸

超新星残骸までの距離は2～5 kpc（約6,500～16,300光年）と推定されているが、最近の研究では2.5～3 kpc（約8,000～9,800光年）というより狭い範囲であることが示唆されている。[ 10 ]ティコ超新星残骸はほぼ球状の形態をしており、約8分角の角直径にわたって広がっている。その物理的な大きさは、半径数パーセクのオーダーに相当する。測定された膨張率は、電波およびX線で約11～12%/年である。平均前進衝撃波速度は4,000～5,000 km/秒で、局所的な星間雲に遭遇すると速度が低下する。[ 11 ]古い資料によると、ガス殻の見かけの直径は3.7分角に達しているという。[ 12 ]

初期の無線検出

超新星残骸の探索は、1952年にロバート・ハンバリー・ブラウンとシリル・ハザードがジョドレルバンク天文台で158.5MHzの電波を検出したと報告するまで、成果がありませんでした。[ 13 ]これは確認され、1957年にボールドウィンとエッジが波長1.5GHzのケンブリッジ電波望遠鏡を使用して、その位置をより正確に測定しました。1.9メートル。[ 14 ]この残骸は、第2ケンブリッジ電波源カタログでも暫定的に「2C 34」と特定され、第3ケンブリッジリストでは「3C 10」としてより確実に特定された。[ 15 ]

3C 10が1572年から1573年に観測された超新星の残骸であることに異論はない。1964年のミンコフスキーによるレビュー記事[ 16 ]によれば、 B Casの電波残骸を指す文献では、3C 10という名称が最も一般的に用いられているようだ。ただし、一部の研究者は表形式の銀河名称であるG120.7+2.1を用いており、多くの研究者はこれをティコの超新星残骸と呼んでいる。この電波残骸は、可視光線による超新星残骸の断片が発見される前に報告されたため、3C 10という名称は、あらゆる波長における残骸を示すために一部の研究者によって使用されている。

ティコの超新星残骸のツアー

X線観測

ケフェウスX-1（またはCep X-1）と命名されたX線源が、ウフルX線観測所によって4U 0022+63に検出された。以前のカタログ番号はX120+2とXRS 00224+638である。ケフェウスX-1は実際にはカシオペヤ座にあり、SN 1572（ティコSN比）である。[ 17 ]

光学検出

このWISE赤外線画像の左上部分に見える赤い円は、SN 1572 の残骸です。
2000年から2015年にかけてのティコ超新星残骸の拡大[ 18 ]

B Casの超新星残骸は、1960年代に科学者によってパロマー山望遠鏡で非常に暗い星雲として発見されました。後に国際宇宙ステーション宇宙探査機ROSATの望遠鏡で撮影されました。この超新星はIa型であることが確認されており、[ 1 ]白色矮星が伴星から物質を吸収し、チャンドラセカール限界に近づいて爆発します。このタイプの超新星は、かに星雲を形成したSN 1054のような、より典型的なII型超新星のような壮大な星雲を形成することはありません。ガスの殻は中心から約9,000 km/sの速度で今も膨張を続けています。最近の研究では、膨張速度は5,000 km/s未満であることが示されています。[ 19 ]

コンパニオンスター

2004年10月、ネイチャー誌に掲載された論文で、太陽に似たG2型の恒星「ティコG」の発見が報告されました。[ 20 ]この恒星は、最終的に超新星爆発を引き起こした白色矮星に質量を供給した伴星であると考えられています。2005年3月に発表されたその後の研究では、この恒星に関するさらなる詳細が明らかになりました。ティコGは爆発前は主系列星または準巨星であったと考えられていますが、超新星爆発によって質量の一部が剥ぎ取られ、外層が衝撃加熱されたことが示唆されています。[ 21 ]

ティコGの現在の速度は、おそらく白色矮星の伴星であったことを示す最も強力な証拠である。136km/sという速度で移動しており、これは周囲の恒星の平均速度の4倍以上である。しかし、この発見は近年疑問視されている。ティコGは中心から比較的遠く離れており、伴星に期待されるような自転運動は見られない。[ 21 ]

ガイアDR2では、この星は6,400+2,000 −1,200SN 1572 の距離の下限にあたる光年離れた地点にまで到達したため、計算上の速度は 136 km/s から 56 km/s にまで低下しました。

文学では

ジェイムズ・ジョイスの『ユリシーズ』第9話で、スティーヴン・デダラスは超新星の出現を若き日のウィリアム・シェイクスピアと関連づけており、1998年11月の『スカイ＆テレスコープ』誌では、サウスウェストテキサス州立大学の物理学部のドン・オルソンとラッセル・ドーシャー、英文学部のマリリン・オルソンの3人の研究者が、この超新星はシェイクスピアの『ハムレット』、具体的には第1幕第1場のベ​​ルナルドによって描写されていると主張した。[ 22 ]

この超新星はエドガー・アラン・ポーの詩『アル・アーラーフ』にインスピレーションを与えた。[ 23 ]

アーサー・C・クラークの1955年の短編小説『星』の主人公は、超新星についてさりげなく言及しています。これは、フレデリック・ポールが1962年にギャラクシーSFマガジンに初掲載したパロディ科学記事『火星の星空観測者』の重要な要素です。

参照

ウィキメディア・コモンズには、ティコの超新星に関連するメディアがあります。

参考文献

  1. ^ a b c d e Krause, Oliver; et al. (2008). 「光エコースペクトルから明らかになったTycho Braheの1572年超新星は標準型Ia型である」Nature . 456 (7222): 617– 619. arXiv : 0810.5106 . Bibcode : 2008Natur.456..617K . doi : 10.1038/nature07608 . PMID  19052622 . S2CID  4409995 .
  2. ^ a b cセーガン, カール&ドゥルーヤン, アン(1997). 『コメット』 ニューヨーク: ランダムハウス. p. 33. ISBN 978-0-3078-0105-0。
  3. ^ムニョス、ジェロニモ (1573)。「新しい彗星を発見し、混乱を避けてください。視差があれば、その星を見てください。将来の予測を理解してください。 」 Bg/36967(1)。バレンシア。
  4. ^ 「過去からの衝撃：天文学者が16世紀の超新星を復活」 ScienceDaily 2008年12月4日. 2024年1月6日閲覧。
  5. ^奇跡の新星、輝かしい星、1572 年に発見されたもの、初年度の見通し、見た目の美しさ、Phœnomeno
  6. ^オーブリー、ジョン（1898年）. クラーク、アンドリュー（編）. 『オーブリーの短命』第1巻. オックスフォード：クラレンドン. p. 28.
  7. ^中国の科学と文明、第3巻、425〜426ページ。重要でない年である1587年を参照。
  8. ^ a b Ruiz-Lapuente, Pilar (2004). 「ティコ・ブラーエの超新星：数世紀前の光」. The Astrophysical Journal . 612 (1): 357– 363. arXiv : astro-ph/0309009 . Bibcode : 2004ApJ...612..357R . doi : 10.1086/422419 . S2CID 15830343 . 
  9. ^ Baade, Walter (1945). 「B Cassiopeiae はI型超新星である」 . Astrophysical Journal . 102 : 309. Bibcode : 1945ApJ...102..309B . doi : 10.1086/144761 .
  10. ^ Tian, Wenwu; Leahy, Denis A. (2010年12月26日). 「Tycho SN 1572: A Naked Ia Supernova Remnant without Associated Ambient Molecular Cloud. Astrophysical Journal Letters . 729 (2): L15. arXiv : 1012.5673 . Bibcode : 2011ApJ...729L..15T . doi : 10.1088/2041-8205/729/2/L15 . S2CID 119104584 . 
  11. ^ Decourchelle, Anne (2017), Alsabti, Athem W.; Murdin, Paul (eds.), "Supernova of 1572, Tycho's Supernova" , Handbook of Supernovae , Springer International Publishing, pp.  117– 137, Bibcode : 2017hsn..book..117D , doi : 10.1007/978-3-319-21846-5_48 , ISBN 978-3-319-21846-5、 2023年3月10日閲覧{{citation}}: CS1 maint: ISBNによる作業パラメータ（リンク）
  12. ^ 「SN 1572、ティコの超新星」 . spider.seds.org . 2023年3月10日閲覧。
  13. ^ Hanbury Brown, R. ; Hazard, C. (1952). 「ティコ・ブラーエの超新星（西暦1572年）からの無線周波放射」. Nature . 170 (4322): 364– 365. Bibcode : 1952Natur.170..364H . doi : 10.1038/170364a0 . S2CID 4161519 . 
  14. ^ Baldwin, JE; Edge, DO (1957). 「1572年と1604年の超新星残骸からの電波放射」 The Observatory . 77 : 139–143 . Bibcode : 1957Obs....77..139B .
  15. ^ (エッジら 1959)
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  22. ^ 「研究者ら、ハムレットの星は1572年の超新星かもしれないと述べている」テキサス州立大学。2016年6月8日。2008年9月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年2月6日閲覧。
  23. ^マイヤーズ、ジェフリー（2000年）『エドガー・アラン・ポー：その生涯と遺産』ロウマン＆リトルフィールド社、pp. 41–. ISBN 978-0-8154-1038-6。

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