この項目では、天体現象について説明しています。その他の用法については「超新星 (曖昧さ回避)」をご覧ください。
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出典検索?: "超新星" ? ニュース ・ 書籍 ・ スカラー ・ CiNii ・ J-STAGE ・ NDL ・ dlib.jp ・ ジャパンサーチ ・ TWL（2010年10月）

物理学の未解決問題なぜ恒星は終わりを迎える時に巨大なエネルギーを伴う爆発をするのか。その仕組みはどうなっているのか。
ケプラーの超新星 (SN 1604) の超新星残骸。スピッツァー宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡およびチャンドラX線天文台による画像の合成画像。

超新星（ちょうしんせい、英: supernova[1]、スーパーノヴァ）は、大質量の恒星や近接連星系の白色矮星が起こす大規模な爆発（超新星爆発）によって輝く天体のこと[1]。
超新星の「発見」

超新星そのものは、古くは2世紀に中国で記録されており、ティコ・ブラーエやヨハネス・ケプラーも観測記録を残しているが（本稿末尾参照）、実態が知られるようになったのは19世紀後半になってからである[2]。

「超新星」という名称は新星（ラテン語の nova の訳語）に由来する。新星とは、夜空に明るい星が突如輝き出し、まるで星が新しく生まれたように見えるもので（詳細は「新星」の項を参照）、ルネサンス期には既に認識されていたが、1885年、アンドロメダ銀河中にそれまで知られていた新星よりはるかに明るく輝く星が現われ、新星を超える天体の存在が確認されたため、supernova （「超」新星）の語が生まれた。発する光は光度-13等級から-19等級増加し、この明るさは新星を格段に凌駕する。爆発によって星の本体は四散するが、爆発後の中心部に中性子星やブラックホールが残る場合もある。

現在超新星爆発は我々が住んでいる銀河系の中で、100年から200年に一度の割合で発生していると言われている[3]。また、平均すると1つの銀河で40年に1回程度の割合で発生すると考えられている[4]。
概略

初期の宇宙では、元素はほとんどが水素とヘリウムの同位体で、わずかにリチウムとベリリウムの同位体が存在する程度だった。それよりも重いホウ素、炭素、窒素、酸素、珪素や鉄などの元素は恒星内部での核融合反応で生成し（s過程）、超新星爆発により恒星間空間にばらまかれた。そして、鉄よりも重い元素は超新星爆発時に生成したと考えられている（r過程）。これに加え、超新星爆発による衝撃波は星間物質の密度にゆらぎを生み出し、新たな星の誕生をうながしている。また、炭素の同位体比から超新星爆発時に合成されたと考えられるダイヤモンドなどの粒子が、隕石の中から発見されている。

系外銀河の観測により、一つの渦状銀河内での超新星の発生頻度は数十年に1回と考えられる。我々の銀河系も同様のはずであるが、1604年以降発見されていない。銀河中心核をはさんだ反対側に出現したり、地球近傍でも濃い星間雲に隠されたりして見えなかったためと考えられている。系外銀河に出現したものは遠すぎて通常は肉眼では見えないが、1987年、銀河系の伴銀河である大マゼラン雲で超新星SN 1987Aが出現し、肉眼でも見える明るさになって、精密な観測がなされた。その際、発生したニュートリノが日本のニュートリノ観測施設カミオカンデによって検出され[5]、ニュートリノ天文学が進展することとなった。このカミオカンデにおける成果が認められ、小柴昌俊は2002年度、ノーベル物理学賞を受賞している。
命名

超新星に彗星のような固有名称が与えられることは少ない。普通「SN 西暦年 番号」の形式で呼ばれる。西暦年は4桁で表し、番号はその年の1番目から順に A, B, C, ..., Y, Z, aa, ab, ..., az, ba, bb, ... のように振る。

たとえば SN 1994D（もしくは 超新星 1994D）といった場合、「1994年に発見された内で4番目の超新星」ということになる。
分類円盤銀河NGC 4526で観測された超新星: SN 1994D（左下の光点）

超新星は、そのスペクトルに水素の吸収線が見られないI型と、水素の吸収線が見られるII型とに分類される。III型、IV型、V型といった分類もかつては使われていたが、現在ではこれらはまとめてII型に分類される。
Ia型詳細は「Ia型超新星」を参照

I型の中でも珪素の吸収線が見られるものをIa型と呼ぶ。楕円状銀河・渦状銀河・不規則銀河といったあらゆる型の銀河に出現するが、後述のII型より少ない。連星系をなしている白色矮星が相手の恒星から降り積もったガスによりチャンドラセカール限界まで質量を増加させ、ついには、自らの重力による収縮を支えきれなくなる。この収縮によって、炭素と酸素からなる中心核で、炭素の核融合反応が暴走し、大爆発を起こす。Ia型超新星は発生契機となる白色矮星がチャンドラセカール限界に定められた一定の質量となるため、ピーク時の絶対等級がほぼ一定となり、見かけ上の明るさを測定することで超新星爆発の起こった銀河までの距離を求めることができる。このように距離測定時の明るさの基準として使える天体を標準光源と呼ぶ。Ia型超新星は非常に明るいため、宇宙論的距離まで使える標準光源として有用であり、宇宙モデルの検証などでしばしば用いられる[6]。ただし、最近ではSN 2011feやPTF11kxのような、これまで知られていないタイプの現象を起こすIa型超新星が発見されている。

2013年、森浩二宮崎大学准教授などのグループは、エックス線観測衛星「すざく」による「1604年ケプラーの超新星爆発の残骸[注 1]」の観測で、他の超新星に比べて金属量が3倍あることを突き止めた。金属量の違いは明るさの違いに結びつく可能性があり、超新星爆発の明るさの違いが存在し、宇宙の膨張速度の計算に影響する可能性がある[7]。
.Ia型

I型の中で、爆発時の明るさとその持続時間が、いずれもIa型の数値とくらべて小数点以下くらいしかないものを.Ia型（ドットいちエーがた）と呼ぶ。.Ia型超新星の発生には、質量の異なった白色矮星2個がお互いに相手の周りを回る軌道を描いていることが条件で、質量の大きな主星は炭素および酸素で組成され、質量の小さな伴星はヘリウムを主な物質として組成されている。主星重力の影響で伴星側から組成主成分であるヘリウムが主星側へ少しずつ引き寄せられていき、やがて主星の周囲に蓄積して主星を包み込むようになる。数千万年も経過すると、蓄積されたヘリウムが一定質量を超え、非常に明るいが短時間で終息する爆発が起きる。このとき爆発を起こすのは蓄積されたヘリウムのみで、2個の白色矮星はそのまま軌道を維持し、再び同じ爆発サイクルを繰り返す。