大規模な爆発によって輝く天体超新星に関する歴史


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* 2021/12/12.

出来事
185年 『後漢書』天文志の記録に残る「客星」がSN 185に同定されており、最古の超新星の記録となっている。
1006年 おおかみ座の超新星(SN 1006)が記録に残っており、-9等星という明るさであったとされる。
1054年 おうし座の超新星(SN 1054)が記録に残っており、 かに星雲はその超新星残骸である。
1572年 ティコ・ブラーエが、カシオペヤ座に 超新星SN 1572(ティコの超新星)を発見した。
1604年 ヨハネス・ケプラーが、へびつかい座に超新星SN 1604(ケプラーの超新星)を発見した。
1862年 アルヴァン・グラハム・クラークが、シリウスBを観測する。
1866年 ウィリアム・ハギンズが、光のスペクトルを研究し、新星のまわりを水素の雲が包んでいるのを発見した。
1885年 アンドロメダ銀河 M31 に超新星が観測され、新星と超新星の成因が異なることが知られた。(発見者はエルンスト・ハルトヴィッヒ)
1914年 ウォルター・シドニー・アダムズが、シリウスBの密度が極めて高いことを示した。
1926年 Ralph Fowlerが、白色矮星の性質を説明するのにフェルミ・ディラック統計を用いた。
1930年 スブラマニアン・チャンドラセカールが、白色矮星となる恒星に質量の限界があることを示した。(チャンドラセカール限界)
1933年 フリッツ・ツビッキーとウォルター・バーデが、中性子星のアイデアを提案し、超新星は通常の恒星が中性子星となる時の爆発であるという説を提案した。また超新星爆発が宇宙線の起源であるという説を示した。
1939年 ロバート・オッペンハイマーとGeorge Volkoffが、最初の中性子モデルの計算を行った。
1942年 J.J.L. Duyvendak、Nicholas Mayallとヤン・オールトが、かに星雲が1054年の超新星SN 1054の名残りであることを示す。
1958年 エヴリー・シャツマン、Kent Harrison、若野省己、ジョン・ホイーラーが白色矮星が、ベータ崩壊の逆過程に対して不安定であることを示す。
1962年 リカルド・ジャコーニ、Herbert Gursky、Frank Paolini、ブルーノ・ロッシが、X線星さそり座X-1を発見する。
1967年 ジョスリン・ベルとアントニー・ヒューイッシュが、パルサーを発見する。
1967年 J.R. Harries、Ken McCracken、R.J. Francey、A.G. Fenton が、最初のX線新星(X-ray transient)(Cen X-2)を発見する。
1968年 トーマス・ゴールドが、パルサーは回転する中性子星であると提案する。
1969年 David Staelin、E.C. Reifenstein、William J. Cocke、Mike Disney、Donald Taylorが、かに星雲にパルサーを発見し、超新星と中性子星とパルサーがむすびついた。
1971年 リカルド・ジャコーニ、Herbert Gursky、Ed Kellogg、R. Levinson、E. Schreier、H. Tananbaum が、Cen X-3 から4.8秒周期のX線パルスを発見する。
1974年 ラッセル・ハルスとジョゼフ・テイラーが、連星パルサー PSR B1913+16 を発見する。
1977年 キップ・ソーンとAnna Żytkowが、ソーン-ジトコフ天体の解析をおこなう。
1982年 Donald Backer、シュリニヴァス・クルカルニ、Carl Heiles、Michael Davis、Miller Gossが、ミリ秒パルサー PSR B1937+21を発見する。
1985年 Michiel van der Klisが、30 Hz quasi-periodic oscillations を GX 5-1に発見する。
1987年 Ian Sheltonが、超新星SN 1987Aを大マゼラン雲に発見する。
2006年 Robert Quimby & P. Mondolが、超新星SN 2006gyを銀河NGC 1260に発見する。 史上最大規模の爆発となった。
2008年 超新星SN 2008dcが銀河NGC 2770に発見される。爆発の一部始終が解析された最初の例となる。

白色矮星:太陽程度の質量が地球程度の大きさの中に詰め込まれている恒星。核融合反応を停止し内部のエネルギー源を使い切って外層を放出した後に残った、恒星の進化における最終形態の一つ。

スペクトル:可視光線を分光器で分解したときに得られる、波長(周波数)の順に並んだ帯状の光の像のこと。

中性子星:恒星が進化の終末に到達する中性子物質からなる超高密度の星。

超新星:恒星が急激に増光して新星の100万倍もの明るさになり、以後ゆっくり暗くなっていく現象。質量の大きな星が恒星進化の最終段階で大爆発を起こしたものと考えられる。爆発後に中性子星が残されることもある。

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