はじめに

SN 1987A は、1987年に大マゼラン雲（Large Magellanic Cloud; LMC）で観測された超新星である。天文学的に特別なのは、その明るさや見た目ではなく、現代的な観測手段（ニュートリノ・X線・光学・赤外）で同一事象を多面的に追跡できた最初の重力崩壊型超新星である点にある。

本稿では、SN 1987A を

何が「研究上の転換点」だったのか
どの事実が、今も引用され続けているのか

という観点から、研究史として整理してみます。

1. 超新星と重力崩壊 ― 最小限の前提

超新星とは、大質量星が一生の最後に起こす爆発現象である。SN 1987A はその中でも、重力崩壊型超新星に分類される。

重力崩壊型では、

星の中心核が自重で潰れる
中心に中性子星（あるいはブラックホール）が形成される
外層が爆発的に放出される

という過程をたどると考えられている。

このとき、放出エネルギーの大部分は「光」ではなく、ニュートリノとして運ばれる -- これは長らく理論的に予測されていたが、直接観測されたことはなかった。

詳しく知りたい方は下記をご一読ください。

2. ニュートリノが先に届いた ― 理論が実験になった瞬間

SN 1987A の決定的な特徴は、光が明るくなる前にニュートリノが検出されたことである。

日本の地下実験施設 Kamiokande では、爆発とほぼ同時刻にニュートリノイベントが観測された。
これは、重力崩壊が実際に起きたことを、中心部からの情報として直接捉えた初めての例である。

この観測を受けて、

放出エネルギーの規模
放出時間スケール
ニュートリノ物理への制限

などが、実データに基づいて議論可能になった。

理論面では、佐藤勝彦先生を含む研究者による解析が、「超新星爆発の主役は光ではなくニュートリノである」という描像を、観測と整合的に位置づけた。ここで重要なのは、SN 1987A が「天体観測」ではなく「物理実験」に近い意味を持ったことでしょう。

3. 前駆星は青色超巨星だった ― 進化経路の再検討

SN 1987A の前駆星（爆発直前の星）は、Sanduleak -69° 202 と呼ばれる 青色超巨星 と同定されている。

当時の教科書的理解では、「重力崩壊型超新星は赤色超巨星が起こすもの」という整理が一般的だったため、この点は大きな議論を呼んだ。

ただし重要なのは、

「理論が間違っていた」のではなく、「星の進化経路が一通りではなかった」

という点である。

質量放出の履歴
回転
連星相互作用

などを考慮すると、青色超巨星が爆発に至る経路も自然に説明できる可能性が示され、SN 1987A は 星の進化理論を精密化するための境界条件として扱われるようになった。

4. X線観測と日本の貢献 ― 「ぎんが」の役割

爆発後、SN 1987A では X線放射 が注目された。X線は、数百万度以上に加熱されたガスや、衝撃波の存在を示す。

日本のX線天文衛星 ぎんが は、SN 1987A 近傍に 非常に硬い（高エネルギー側に強い）X線源 を報告した。

位置の誤差範囲は SN 1987A を含む
スペクトルは既知の天体とは単純に一致しない

という特徴があり、その起源については慎重な議論が行われた。

解釈としては、

放射性核種（$^{56}$Co など）の崩壊に由来するγ線の散乱
衝撃波と周囲物質の相互作用

などが検討され、政井邦昭先生らや、堂谷忠靖先生らによる当時の研究は、X線放射機構を整理する重要な役割を果たしたでしょう。

全世界的に有名な天体ではあるが、日本も観測・理論の両面で、初期から国際的議論の一角を担っていたという側面もあるでしょう。

(その後の補足)「ぎんが」衛星以後、日本のX線衛星は、「あすか」衛星、「すざく」衛星、「ひとみ」衛星、2023年打ち上げの「XRISM」衛星へと続いてますが、銀河系の内の超新星爆発に遭遇できたのは「ぎんが」衛星のみです。これは、オーダーで銀河系内の宇宙線エネルギーは100年に一回程度の超新星爆発で供給できると考えられると、100年に1回の確率なので地球人が頑張ってもそんなに増えません。感度があがれば銀河の裏にある暗い爆発が見えるとかはあるかもしれませんが。)

5. 三重リング ― 周囲物質が「時間発展する実験系」になった

SN 1987A を特徴づけるもう一つの要素が、リング構造である。
ハッブル宇宙望遠鏡により、中心を取り囲む三重リングが明瞭に観測された。

このリングは、爆発前に前駆星が放出していた周囲物質（circumstellar medium; CSM） である。

爆発後に放出された衝撃波がこのリングに到達すると、

局所的な加熱
発光の増光
X線・光学での明るいスポット

が時間とともに現れる。

つまり SN 1987A は、
衝撃波が環境と相互作用する様子を、年単位で追跡できる稀有な天体になった。

6. Chandra衛星と JWST衛星 ― 30年以上続く「進行中の実験」

現在でも、X線では Chandra X-ray Observatory が、赤外では James Webb Space Telescope などが SN 1987A を長期的に観測している。

Chandra 衛星：高温プラズマ、衝撃波の進行
JWST 衛星：ダスト、元素の分布、低温成分

というように、異なる物理を同時に制約できる。

SN 1987A が現在も研究対象であり続ける理由は、「一度きりの爆発」ではなく、「時間発展する物理過程」を観測できるからでしょう。

おわりに ― なぜ SN 1987A は今も研究されるのか

SN 1987A は、

ニュートリノで中心崩壊を直接捉え
X線で衝撃波と高温プラズマを追い
可視・赤外で周囲物質と元素分布を調べられる

という意味で、重力崩壊型超新星研究の基準点になった。

理論が観測に照らされ、観測が理論を修正し、その往復運動が30年以上続いている。

SN 1987A の価値は、「特別に珍しい天体」だからではなく、物理学がどのように宇宙と向き合うかを示した実例である点でしょう。

画像集の解説：SN 1987A を「時間発展する物理系」として読む

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）：三重リング構造（1998年）

画像の内容
中心の超新星残骸を取り囲む、明瞭な三重リング構造が写っている。
最も明るい内側のリングは、前駆星が爆発前に放出していた周囲物質（circumstellar medium; CSM） である。

研究的な意味

リングは「爆発でできた構造」ではなく、爆発以前の星の進化史を記録した痕跡
赤道面に集中した質量放出や、星風の変化を反映している
幾何学的に明瞭なため、衝撃波到達時刻や速度の推定に使える

X線 (Chandra) vs. 可視光（HST）：膨張する残骸の全体像

画像の内容
リングとともに、中心付近に放出物（ejecta） が見える。
爆発物質が単純な球対称ではないことが分かる。

研究的な意味

重力崩壊型超新星が本質的に非球対称である可能性?
爆発時の流体不安定（対流・レイリー＝テイラー不安定性）の影響?
ニュートリノ駆動爆発モデルとの比較材料

④ チャンドラX線天文台：中心部の高エネルギー構造（2021年の画像)

画像の内容
X線で観測された、中心付近の構造。
パルサー風星雲（pulsar wind nebula; PWN）との関連も議論されている。
(注:右図は想像図)

研究的な意味

中心に中性子星が存在する可能性を示唆
超新星残骸内部での高エネルギー粒子加速
ニュートリノ検出と組み合わせた「中心天体」の理解

ここは現在も議論が続いている領域であり、
「存在が確定した」と断定せず、候補として扱うのが研究的には無難でしょう。

⑤ ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）：赤外で見た内部構造

画像の内容
赤外線で観測された、

中心部の放出物
リング構造
ダスト分布

が同時に写っている。

研究的な意味

赤外はダストと低温成分に敏感
X線では見えない物質分布を補完
元素線（Ar, Fe など）の空間分布を分離可能

JWST によって SN 1987A は、
「爆発残骸の化学構造」を詳細に調べられる段階に入った、
という感じでしょう。

まとめ：これらの画像が示していること

これらの画像は、単なる美しい天体写真ではない。
それぞれが異なる物理を示している：

波長・装置	主に見ている物理
可視光	幾何構造・衝撃波到達
X線	高温プラズマ・中心天体
赤外	ダスト・元素分布

SN 1987A は、「時間とともに性質が変わる、重力崩壊の実験系」 であり、
これらの画像はその 異なる側面を切り出した瞬間に相当する。