超新星の中でも、けた違いに爆発エネルギーが大きいのが「極超新星」だ。極超新星はブラックホールの生成やガンマ線バーストを伴うなど、普通の超新星とは異質とも言えるほどの違いがある。今年の2月に見つかった「X線フラッシュ」を伴う超新星が、超新星と極超新星の間にある大きな谷を埋めるかもしれない。左はDSS2による、爆発前の写真。2006ajの舞台となった銀河。2006aj増光中の写真。ESO)超新星といえば、巨大な星の最期に起こる激烈な爆発である。過去に、われわれの天の川銀河で起きた超新星爆発が観測されたときは、昼間でも見えるほどの強い輝きを見せたという。それほどの爆発であっても、あらゆる超新星と比べればまだまだ弱い。普通の超新星と比べて、極超新星(解説参照)は別格だ。極超新星の輝きそのものも強いが、爆発の最初の数秒間で解放されるエネルギーは、太陽が100億年の生涯で放射するエネルギーを上回るほどのものだと考えられている。どの極超新星も数億光年以上離れているので、望遠鏡でなければ観測できないほど暗い。最初に放出されたエネルギーはガンマ線バースト(GRB、解説参照)として科学衛星などで観測され、爆発の強さを物語ってくれる。典型的な超新星は、(1)太陽質量の10倍程度の恒星が(2)GRBを伴わずに爆発し(3)中性子星が残る、というものである。極超新星は(1)太陽質量の40倍程度の恒星が(2)GRBを伴って爆発し(地球から見た向きによってはGRBが観測されないこともある)(3)ブラックホールが残るものだ、と推測されている。両者の差は歴然としていて、異質とさえ言えた。そんな中で、欧米や日本などの国際的な研究者チームが、中間的な超新星爆発を観測したと発表した。科学雑誌「ネイチャー」の8月31日号に、この超新星に関する論文が4つも掲載されたことから、注目度の高さがうかがえる。最初に、NASAの観測衛星スウィフトがひじょうに弱いGRBを検出した。ガンマ線の量はごくわずかで、どちらかというと「X線フラッシュ(XRF)」とでもいうべき現象だった。060218と呼ばれる。爆発の位置はおひつじ座の方向4億4000万光年の距離で、GRBとしては歴代2位の近さ。GRBが数十秒程度で消えるのに対して、2000秒近く観測された。GRBの直後に、超新星とみられる輝きが検出された。2006ajの一部始終を見届けることができたのである。2006ajとなる前の恒星は太陽質量の20倍程度だったようだ。重ければブラックホールを残したと思われるが、どうやら残骸は中性子星らしい。ただの中性子星ではなく、「マグネター」かもしれないとの指摘がある。多くの中性子星は強い磁場を持ちながら高速で自転しているため、規則正しい信号を送っているように見える「パルサー」として観測されるが、「マグネター」はさらに強力な磁場を持つ天体だ。XRFが放出されたこと、そしてXRFが異常に長い間続いた原因は磁場にある、とも考えられている。2006ajは(1)太陽質量の20倍程度の恒星が(2)ひじょうに弱いGRBを伴って爆発し(3)マグネターが残る超新星だった、ということになる。2006ajのような超新星は極超新星の100倍ほどの頻度で起きているはずである。観測技術の限界から、超新星もXRFも今回のように比較的近くなければ検出できないようだ。ちなみに、極超新星自体の発見数は少ないものの、GRBはスウィフトなどによって(正体が極超新星以外と見られるものも含めて)1日あたり1個近いペースで観測されている。極超新星とガンマ線バースト年老いた星が最後に大爆発を起こして四散する超新星爆発。この中でも特に爆発規模が大きくて通常の超新星爆発の10倍以上の爆発エネルギーを持つものは「極超新星爆発」と呼ばれている。太陽質量の数十倍もある星が重力崩壊を起こし、ブラックホールになるときに伴う現象だ。最近になって極超新星が話題を集めているのは、これまで謎とされていた「ガンマ線バースト」と呼ばれる宇宙最大のエネルギー現象の原因の1つとみられるようになったためだ。ガンマ線はX線よりさらに波長の短い電磁波だ。1.5i望遠鏡とデジタル一眼レフを使った天体撮影を強力アシスト。PCソフトで撮影&処理。