超新星のソースを表示

{{otheruseslist|'''天体現象'''|超新星のその他の用法|Supernova}}
{{出典の明記|date=2010年10月}}
[[ファイル:Keplers_supernova.jpg|thumb|320px|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、{{Lang-en-short|supernova}}<ref name="gakujutsu">{{Cite |和書
|author = [[文部省]]
|editor = [[日本天文学会]]
|title = [[学術用語集]] 天文学編
|edition = 増訂
|url = http://dbr.nii.ac.jp/infolib/meta_pub/OdnCsvDefault.exe
|year = 1994
|publisher = [[日本学術振興会]]
|isbn = 978-4818194045
|page = 
}}</ref>）は、大[[質量]]の[[恒星]]が、その一生を終えるときに起こす大規模な[[爆発]]現象である。

== 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。

「超新星」という名称は[[新星]]（[[ラテン語]]の {{Lang|la|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、{{Lang|en|supernova}} （「超」新星）の語が生まれた。発する光は-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、爆発後に中心部に[[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<ref>日本経済新聞2011年9月6日号より</ref>。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<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJS...92..487T The Galactic supernova rate ''SAO/NASA ADS'']</ref>。

== 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。<!--1970年頃までは、超新星に関する過去の記録や系外銀河での観測例も少なかったので、一つの銀河には数百年に一個しか超新星は出ないと考えられていましたが、実際にはもっと高頻度な事がわかっています。-->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[[大マゼラン銀河]]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<ref>{{Cite journal|和書
|author = 鈴木英之
|year = 1988
|title = 超新星とニュートリノ
|journal = 日本物理學會誌
|volume = 43
|issue = 2
|pages = 106-115
|publisher = [[日本物理学会]]
|issn = 0029-0181
|doi = 
|naid = 110002076174
|pmid = 
|id = {{JOI|JST.Journalarchive/butsuri1946/43.106}}
|url = 
|format = PDF
}}</ref>、[[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 ==
[[ファイル:SN1994D.jpg|thumb|250px|right|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 ===
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[[原子核融合|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 (天文)|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<ref>[http://hdl.handle.net/2261/26338 研究ニュース : 超新星による宇宙膨張測定] 東京大学理学系研究科・理学部ニュース. 35巻, 2号, 2003年7月22日, pp. 10-11</ref>。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<ref>1604年10月9日に観測された超新星[[SN 1604]]。[[へびつかい座]]Θ星のそばにある。</ref>」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<ref>「超新星爆発 明るさばらつき？」日本経済新聞2013年4月13日夕刊8面</ref><ref>[http://www.astroarts.co.jp/news/2013/04/10sn1604/index-j.shtml 「ケプラーの超新星残骸」が示唆するIa型超新星の多様性」]2013年4月10日、AstroArts</ref>。

=== .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。 

.Ia型超新星の発見第1号は[[2009年]]の「[[SN 2002bj]]」と呼ばれる星で、爆発自体は[[2002年]]に確認されており、当初はII型超新星に分類されていたが、II型超新星で本来放出されるはずの物質が確認されず、また太陽の100億倍という明るさを放ったのちに光が衰え、爆発から約20日後には不可視化光になったという点からIa型とも異なり、Ia型以外では光が消滅するまで約4ヵ月程度かかることから、減光期間や化学組成などを分析した結果、[[2007年]]に提唱された新しいタイプの.Ia型であると判明した<ref>学術誌「[[サイエンス|Science]]」[[アメリカ科学振興協会]],2009年11月5日 発行</ref>。
=== Ib型, Ic型 ===
I型の中で[[ヘリウム]]の吸収線が見られるものをIb型、珪素とヘリウムのどちらの吸収線も見られないものをIc型と呼ぶ。これらについては機構がよく分かっていない。II型と同様、恒星の一生の最後に迎える大爆発であるが、その前に水素を使い果たしてしまい、[[水素]]の吸収線が見られないと考えられる。
=== II型 ===
水素の吸収線が見られるものをII型と分類する。[[渦巻銀河]]や[[棒渦巻銀河]]の腕の部分に現れることが多い。II型の分類はスペクトルによらず、光度の変化によりなされる。光度曲線に平坦期（光度がほとんど一定になる時期）があるものをIIP型 (P: '''Plateau''')、最大光度の後、単調に（直線的に）光度が減少するものをIIL型 (L: '''Linear''') と呼んでいる。

太陽の約8倍より重い星の場合、[[原子核融合|核融合]]反応を繰り返すことによって、赤色超巨星に進化した段階ではネオンやマグネシウムからなる縮退した中心核が作られ、その周囲の殻状の領域で炭素の核融合が進むようになる。中心核の質量が増えると、やがて陽子の[[電子捕獲]]反応が起きて中心核内部に[[中性子過剰核]]が増える。これによって電子の[[縮退圧]]が弱まるため、重力収縮が打ち勝って一気に崩壊する。また、太陽の10倍程度よりも重い星では中心核が縮退することなく核融合が進み、最後に[[鉄]]の中心核ができる。[[鉄]]の中心核は重力収縮しながら温度を上げていき、約10<sup>10</sup>Kに達すると黒体放射により生じた高エネルギーの[[ガンマ線]]を吸収してヘリウムと[[中性子]]に分解してしまう（[[光崩壊|鉄の光分解]]）。これによってやはり中心核が一気に[[重力崩壊]]を起こす。この爆縮的崩壊の反動による衝撃波で外層部は猛烈な核融合反応を起こし、II型の超新星となる。

超新星SN 1987AはII型であったが、一度赤色超巨星に膨張した星が収縮して高温の星になってから爆発するという特異な過程をとり、最大光度も通常のII型超新星より暗いものであった。原因として、マゼラン銀河は通常の銀河に比べて進化が遅く、水素・ヘリウム以外の重元素の比率が小さいことが挙げられている。
=== 極超新星 ===
超新星のうち、特に爆発エネルギーが大きいもの（通常の10倍以上）を、特に[[極超新星]]と呼び区別している。スペクトルにおいて、水素、珪素、ヘリウムの各吸収線が見られず、さらに従来のIc型とも類似性が認められない。

== 主な超新星 ==
{| class="sortable wikitable" style="font-size:95%; margin-right:0px;"
|-style="line-height:1.4em; white-space:nowrap;"
!超新星<br />!!年<br />!!星座<br />!!銀河<br />!!class="unsortable" |距離<br />!!{{Nowrap|最大光度}}<br />!!型<br />!!class="unsortable" |残骸・別名!!class="unsortable" |備考
|-
|[[SN 185|SN {{Display none|0}}185]]||{{0}}[[185年]]|| style="white-space:nowrap;" | {{Display none|けんたうるす/}}[[ケンタウルス座]]||[[銀河系]]|| style="white-space:nowrap;" |3,300光年|| style="text-align:center" |-8|| style="text-align:center" | ||RCW 86||最古の観測記録
|-
|[[SN 393|SN {{Display none|0}}393]]||{{0}}[[393年]]||[[さそり座]]||銀河系||| || style="text-align:center" |-1|| style="text-align:center" | || style="white-space:nowrap;" | RX J1713.7-3946 ?||
|-
|[[SN 1006]]|| style="white-space:nowrap;" |[[1006年]]||[[おおかみ座]]||銀河系|| style="white-space:nowrap;" |7,200光年|| style="text-align:center" |-9|| style="text-align:center" |I|| ||
|-
|[[SN 1054]]||[[1054年]]||[[おうし座]]||銀河系|| style="white-space:nowrap;" |7,000光年|| style="text-align:center" |-6|| style="text-align:center" |<span style="padding-left:1ex">II?</span>||[[かに星雲]]||
|-
| [[SN 1181]]||[[1181年]]||{{Display none|かしおへや/}}[[カシオペヤ座]]||銀河系|| style="white-space:nowrap;" |> 26,000光年|| style="text-align:center" |0|| style="text-align:center" |II||[[3C 58]]||
|-
|[[SN 1572]]||[[1572年]]||{{Display none|かしおへや/}}[[カシオペヤ座]]||銀河系|| style="white-space:nowrap;" |8,000～9,800光年|| style="text-align:center" |-4|| style="text-align:center" |I||[[ティコ・ブラーエ|ティコ]]の星||
|-
|[[SN 1604]]||[[1604年]]||[[へびつかい座]]||銀河系|| style="white-space:nowrap;" |20,000光年以内|| style="text-align:center" |-2.5|| style="text-align:center" |I||[[ヨハネス・ケプラー|ケプラー]]の星|| style="white-space:nowrap;" |銀河系で最後
|-
|[[アンドロメダ座S星|SN 1885A]]||[[1885年]]||{{Display none|あんとろめた/}}[[アンドロメダ座]]||[[アンドロメダ銀河]]|| style="white-space:nowrap;" |254万光年|| style="text-align:center" |5.8|| style="text-align:center" |Ia||アンドロメダ座S星||他銀河で初の発見
|-
|[[SN 1987A]]||[[1987年]]||[[かじき座]]||[[大マゼラン雲]]|| style="white-space:nowrap;" |157,000光年|| style="text-align:center" |2.9|| style="text-align:center" |II|| ||肉眼で見えた最後
|-
|[[SN 2002bj]]||[[2002年]]||[[うさぎ座]]||[[NGC 1821]]|| style="white-space:nowrap;" |1億5600万光年|| style="text-align:center" | || style="text-align:center" |{{Sort|Ia.|.Ia}}|| ||2009年の解析により新型超新星と確認
|-
|[[SN 2005ap]]||[[2005年]]||{{Display none|かみのけ/}}[[かみのけ座]]||[[SDSS J130114+2743]]|| style="white-space:nowrap;" |47億光年|| style="text-align:center" | || style="text-align:center" |II|| ||観測史上最大光度の超新星
|-
|[[SN 2006gy]]||[[2006年]]||{{Display none|へるせうす/}}[[ペルセウス座]]||[[NGC 1260]]|| style="white-space:nowrap;" |2億3800万光年|| style="text-align:center" |15.0|| style="text-align:center" |II|| ||最大級の超新星
|-
| style="white-space:nowrap;" |[[SN 2009dc]]||[[2009年]]||[[かんむり座]]|| style="white-space:nowrap;" | [[UGC 10064]]|| style="white-space:nowrap;" | || || style="text-align:center" |Ia|| ||[[チャンドラセカール限界]]を超えた初の爆発
|}
年は地球における発見年

== 超新星元素合成 ==
{{Main|超新星元素合成}}
超新星はその爆発の際の極高温により、[[恒星内元素合成|恒星での元素合成]]ではできなかった重元素の合成を可能にする。[[鉄]]より重い元素はその多くがこの過程を経ることによって生成されたものである。

超新星爆発は、重粒子線も大量に発生させ、極高温と粒子の密度の高さから、[[R過程]]などを経て重元素が合成されていく。超新星爆発によって理論上生成可能な元素はおおよそ[[カリフォルニウム]]にまで及ぶ。

== 周囲の星への影響 ==
{{See also|ガンマ線バースト}}
超新星爆発が発生すると、強烈な[[ガンマ線]]が周囲に一斉に放たれる。このガンマ線の威力は凄まじく、超新星爆発を起こした恒星から半径5光年以内の惑星表面に住む生命体は絶滅し、25光年以内の惑星に住む生命体は半数が死に、50光年以内の惑星に住む生命体は壊滅的な打撃を受けるとされる。<ref>SYNFOREST発売のCD-ROM「銀河宇宙」より。</ref>ガンマ線は地表を容赦なく汚染して生命体が住めない環境にしてしまい、そこから地表に生命体が住めるようになる環境に戻るまでには数年を要すると言われている<ref name="dg_cell">{{Cite book|和書
|author = ニール・F.カミンズ
|translator = 増田まもる
|others = [[竹内均]]監修
|title = もしも月がなかったら : ありえたかもしれない地球への10の旅
|origyear = 
|year = 1999
|publisher = [[東京書籍]]
|isbn = 4-487-76113-1
|page = 
}}</ref>。
しかし、地下深くにすむバクテリアなどの下等生物は直接的影響はなく、生き残ることが出来る。

現在、地球周辺で近いうちにII型超新星爆発を起こすと予測されている星は、約600光年離れた[[アンタレス]]と、約640光年の距離にある[[ベテルギウス]]である。これらの星が超新星爆発を起こした際には地球にも若干の影響が出ると言われているが、地球から距離が離れすぎているためにガンマ線の威力は弱まり<ref>単位面積あたりのガンマ線の強さは距離の2乗に反比例するため、例えば距離が3倍になれば強さは1/9になる</ref>、オゾン層が多少傷つく程度で惑星および生命体への影響はほとんどないと予測されている<ref name="dg_cell" />。またガンマ線は自転軸の2度の範囲に放出されることが判明しており、その後の観測から地球はベテルギウスの自転軸から20度の位置にあることもわかっていることから、ベテルギウスからのガンマ線は地球に影響を及ぼさないと考えられている。

仮に地球から8.6光年離れた[[シリウス]]A、あるいは25.3光年離れた[[ベガ]]がII型超新星爆発を起こしたとすると、地球に住む生命はほぼ確実に絶滅するか壊滅的な打撃を受けることになるが、シリウスAの質量は太陽の2倍強、またベガの質量は太陽の3倍程度であるために超新星爆発は起こさず、いずれも[[赤色巨星]]となって膨張した外層部により[[惑星状星雲]]を形成し、残った中心核が[[白色矮星]]となる可能性が濃厚である。<!--ただし、{{要出典範囲|過去に太陽とほぼ同じ質量の恒星が超新星爆発を起こした例も観測されているため}}、シリウスAやベガ、ならびに太陽がII型超新星爆発を起こす可能性も皆無とは断言できない。但しシリウスについては、赤色巨星となって表面重力の弱まったシリウスAの表層から噴き出したガスが白色矮星であるシリウスBの表層に降り積もり、チャンドラセカール限界を超えたシリウスBがIa型超新星爆発を起こす可能性はある。しかしそれも数億年先の話である（確認を取ってみます。ノート参照）。-->

我々が住んでいる地球も一部の[[三葉虫]]の絶滅など、周囲の星の超新星爆発の影響を受けたと思われる痕跡がいくつか発見されている。

== 超新星残骸 ==
{{main|超新星残骸}}
[[ファイル:Crab Nebula.jpg|right|250px|thumb|'''超新星残骸''' おうし座のかに星雲。月の1/5程度の直径に見える]]
[[ファイル:SN1987a s.jpg|right|250px|thumb|'''SN 1987A''' 複数のリング構造が見える。超新星爆発によるニュートリノが観測された最初の超新星残骸]]
'''超新星残骸'''（ちょうしんせいざんがい、{{Lang-en-short|Supernova Remnant}}<ref name="gakujutsu"/>）とは、超新星爆発の後に残る[[星雲]]状の[[天体]]である。

超新星爆発の結果として[[中性子星]]が作られることがあるが、発見されている中性子星の周囲に超新星残骸があるものは少ない。これは超新星爆発のわずかな非対称性によって中性子星が爆発の中心から弾き飛ばされてしまうためと考えられている。

超新星爆発で放出される物質はほぼ球対称に拡がるため、地球から観測した場合には超新星残骸は円弧状の形に見えるものが多いが、[[かに星雲]]のように不規則な形状のものもある。

超新星爆発が起こると星の外層のガスは[[衝撃波]]によって吹き飛ばされる。この際に衝撃波による[[断熱圧縮]]や[[放射性元素]]の崩壊熱でガスは加熱され非常に高温になり光を放射する。超新星残骸を構成しているガスの温度は100万[[ケルビン|K]]以上であり、通常の[[散光星雲]]よりもはるかに高温である。そのため通常の散光星雲に見られるような水素原子の再結合に伴う輝線以外に、磁場中を高速で運動する電子による[[シンクロトロン放射]]が観測される。このようにして爆発直後の超新星残骸は輝いている。

超新星残骸はその後も周囲の[[星間ガス]]を取り込むようにして膨張を続けていく。高速で膨張していく衝撃波面が周囲の星間ガスに衝突し断熱圧縮されることで高温の状態が維持される。このようにして超新星残骸は膨張速度が衰えて高温の状態を維持できなくなるまで数万年程度輝き続ける。
=== 主な超新星残骸 ===
* [[おうし座]]の[[かに星雲]]M1
* [[はくちょう座]]の[[網状星雲]]NGC6992-5、NGC6960
* [[ふたご座]]のくらげ星雲[[IC 443]]<ref>[http://www.nationalgeographic.co.jp/news/news_article.php?file_id=2013111101 泳ぐくらげ星雲、IC 443]ナショナルジオグラフィック ニュース</ref>
* [[オリオン座]]の[[バーナードループ]]
* [[ほ座]]の[[ガム星雲]]

== 脚注 ==
{{脚注ヘルプ}}
{{Reflist}}

== 参考文献 ==
* {{Cite journal|和書
|author = 土居守
|year = 2003
|title = 研究ニュース : 超新星による宇宙膨張測定
|journal = 東京大学理学系研究科・理学部ニュース
|volume = 35
|issue = 2
|pages = 10-11
|publisher = 東京大学大学院理学系研究科・理学部
|issn = 
|doi = 
|naid = 120001507152
|url = http://hdl.handle.net/2261/26338
|format = PDF
}}
* [http://www.oao.nao.ac.jp/oaoweb/wp-content/uploads/p10_oaoum09_yamanaka.pdf 国立天文台 極めて明るいla型超新星の可視近赤外観測]
* [http://www.riken.jp/pr/press/2014/20140220_1/ 超新星「カシオペア座A」は非対称に爆発した －高エネルギーＸ線宇宙望遠鏡でチタンの鮮明な天体写真を撮影－] 2014年2月20日 理化学研究所
* {{Cite |和書
|title=ブラックホールと超新星 - 恒星の大爆発が謎の天体を生みだす
|publisher=[[ニュートンプレス]]
|date=2010-08-27
|isbn=978-4315518863
|series=ニュートンムック}}

== 関連項目 ==
{{Wiktionary}}
{{Commonscat|Supernovae}}
* [[超新星に関する年表]]
* [[超新星残骸の一覧]]
* [[ガンマ線バースト]]
* [[恒星進化論]]
* [[極超新星]]
* [[中性子星]]
* [[ブラックホール]]
* [[フォエ (単位)|フォエ]] - 超新星爆発1回分のエネルギーとして定義された単位。
* [[明月記]]
* [[板垣公一]]
* [[ベテルギウス]]

== 外部リンク ==
* [http://www.jicfus.jp/jp/promotion/pr/mj/2011-1/ 超新星爆発のかぎをにぎるニュートリノ] [[計算基礎科学連携拠点]]
* [http://www.cfca.nao.ac.jp/pr/20140418 スーパーコンピュータ「京」を用いた計算で超新星爆発のニュートリノ加熱説が有望に] 2014年4月18日 国立天文台シミュレーションプロジェクトHP

{{超新星}}
{{変光星}}
{{デフォルトソート:ちようしんせい}}
[[Category:超新星|*]]
[[Category:変光星の分類]]
[[Category:天文学に関する記事]]

{{Link FA|en}}
{{Link FA|zh}}
{{Link GA|de}}
{{Link FA|ro}}

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