星が爆発するか、静かに潰れるかは、ニュートリノの「種類の入れ替わり」で変わるかもしれない

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太陽よりずっと重い星は、一生の終わりに超新星爆発を起こす。そう説明されることが多いが、実際には爆発せず、そのまま潰れてブラックホールになる星もある。どの星がどちらの道をたどるのかは、いまも決着がついていない。

コペンハーゲン大学ニールス・ボーア研究所のマリアム・ゴギラシヴィリ氏（Mariam Gogilashvili）とイレーネ・タンボッラ氏（Irene Tamborra）は、この分かれ目にニュートリノの「種類の入れ替わり」が効いている可能性を計算で示した。入れ替わりを計算に入れると、爆発に失敗する星の割合は、いちばん控えめな設定でもおよそ2倍になったという。論文は米国物理学会の専門誌Physical Review Dに受理されている。

星の最期を分けるニュートリノの加熱

太陽の約8倍より重い星は、燃料を使い果たすと、鉄でできた中心核が自分の重さを支えきれなくなって一気に潰れる。陽子と電子が押し込まれて中性子になり、そのとき大量のニュートリノが生まれる。中心には中性子星のもとになる高密度の塊ができ、そこへ落ちてきた物質が跳ね返されて、外向きの衝撃波が走り出す。

ところがこの衝撃波は、外から降り続ける物質に押されて、途中で勢いを失って止まってしまう。ここから先を決めるのがニュートリノだ。

ニュートリノは物質をほとんど素通りする粒子だが、潰れる星の中心から出てくる数は桁外れに多い。中心核が潰れたときに解放されるエネルギーの約99%は、ニュートリノが持ち去る。そのごく一部が、止まった衝撃波の内側にある物質に吸収されて、そこを温める。加熱が十分なら衝撃波は息を吹き返し、星の外層を吹き飛ばして超新星になり、あとに中性子星が残る。加熱が足りなければ、物質は中心に落ち続け、やがてブラックホールになる。

ゴギラシヴィリ氏はSpace.comの取材に、ニュートリノは超新星の脇役ではなく、その振る舞いがわずかに変わるだけで星全体の運命が決まりうる、と話している。

種類が入れ替わるニュートリノと、目減りする加熱

ニュートリノには電子型・ミュー型・タウ型の3種類があり、この種類のことを「フレーバー」と呼ぶ。そしてニュートリノは、飛んでいるあいだに別の種類へ入れ替わる。1998年に岐阜県のスーパーカミオカンデで見つかった現象で、2015年のノーベル物理学賞の対象になった。

衝撃波の内側を温める仕事をしているのは、おもに電子型のニュートリノと、その反粒子だ。ミュー型とタウ型は、電子型よりもさらに物質と反応しにくい。つまり、電子型がミュー型やタウ型に入れ替わってしまうと、そのぶんだけ加熱が目減りする。

以前は、星の中心付近ではこの入れ替わりはほとんど起きず、爆発の計算では無視してよいと考えられていた。ところがこの10年ほどで見方が変わった。ニュートリノがあまりに密集していると、ニュートリノどうしが影響しあって、中心のすぐそばでも入れ替わりが起こりうると分かってきたのだ。それでも、最先端の超新星シミュレーションの多くは、まだこの効果を取り入れていない。

195個の星を潰して比べた計算

2人は、太陽の9倍から120倍までの星のモデル195個を用意し、それぞれが潰れていく過程を計算した。比べたのは5通りだ。入れ替わりをまったく考えない従来どおりの計算がひとつ。残りの4つは入れ替わりを入れた計算で、「ある密度より薄い場所では、3種類のニュートリノが一瞬で均等に混ざる」と仮定し、その境目の密度を1立方センチメートルあたり10億グラムから10兆グラムまで4段階に変えた。境目の密度が高いほど、中心に近い深い場所から入れ替わりが始まる設定になる。衝撃波が半径1000kmを超えて広がれば、爆発は成功とみなす。

入れ替わりなしの計算では、195個のうち25.6%が爆発に失敗した。これは過去の同種の研究とも合う数字だ。入れ替わりを入れると、この割合がはっきり増える。いちばん浅い設定で50.8%、そこから77.4%、93.3%と上がり、いちばん深い設定では96.4%が不発だった。

宇宙には軽い星ほどたくさんあるので、その偏りを加味した数字も出している。入れ替わりなしで27.0%、入れ替わりありでは設定に応じて47.6%から88.3%になった。

入れ替わりが深い場所で起きるほど不発が増えるのは、電子型が持っていたエネルギーがミュー型・タウ型へ配り直され、衝撃波の内側を温める効率が落ちるためだ。

不発が集中した質量帯と、見つからない親星

不発への転落がとくに目立ったのは、太陽の16倍から30倍の星だった。従来の計算なら難なく爆発していた星の多くが、入れ替わりを入れたとたんに爆発しなくなった。タンボッラ氏も、いちばん意外だったのはこの質量帯がニュートリノの扱いにこれほど敏感だったことだと話している。

この「16〜30倍」という数字は、観測の側で長く引っかかっていた数字と重なる。

超新星が現れた場所を過去の画像でさかのぼると、爆発する前の星が写っていることがある。そうして確かめられた親星を集めると、ごく普通のタイプの超新星（II-P型）を起こした赤色超巨星（せきしょくちょうきょせい）は、太陽の16倍くらいまでの星ばかりだった。赤色超巨星そのものは、もっと重い30倍近くまで存在する。それなのに、16〜30倍の星は超新星の親星としては見つからない。「赤色超巨星問題」と呼ばれる食い違いだ。

今回の計算で不発に回ったのが、ちょうどこの質量帯だった。この範囲の星の多くが爆発せずにブラックホールになっているなら、親星として見つからないのは当然ということになる。

もうひとつ、宇宙全体で星が生まれるペースから見積もった超新星の数に比べて、実際に観測される超新星が少ないという問題もある。こちらも、不発の星が思っていたより多ければ差が縮まる。

爆発せずに消えた星と、軽い中性子星

爆発しないまま消えたとみられる星は、すでに見つかっている。約2200万光年先の銀河NGC 6946では、太陽の約25倍の赤色超巨星が2009年に少し明るくなったあと、可視光では見えなくなった。N6946-BH1と呼ばれる天体で、不発の超新星の最初の有力候補とされている。ただし、星どうしの合体など別の解釈を唱える研究者もいる。

2026年2月には、アンドロメダ銀河の超巨星M31-2014-DS1の報告がScience誌に載った。2014年に中間赤外線で明るくなり、その後、可視光では1万分の1以下にまで暗くなって検出できなくなった。コロンビア大学のキシャレイ・デ氏らは、爆発に失敗してブラックホールになったと解釈している。

上の画像は想像図で、実際の観測画像は出典に挙げたScience誌の論文で見られる。今回の計算は、こうした個々の星を再現したものではない。ただ、静かに消える星は例外ではなく、ある質量帯ではむしろ多数派かもしれない、という見方を理論の側から後押しする。

計算からは、もうひとつ副産物が出ている。入れ替わりが衝撃波に近い浅い場所で起きる設定では、爆発に成功する星の衝撃波が早めに復活し、中心に降り積もる物質が減って、残る中性子星が軽くなった。計算で得られた質量は太陽の1.2〜1.9倍で、実際に観測で測られる質量に直すとこれより少し小さくなる。観測されている中性子星は太陽の1.2〜1.4倍あたりに集中していて、従来の計算はそれより重めに出がちだった。このずれも、入れ替わりを入れると縮まる。

結果を受け取るときの注意点

ここまでの数字には、但し書きがいくつも付く。

まず、不発の割合そのものだ。消えた星を探す観測などからは、潰れる星のうち爆発に失敗するのは5〜50%程度と見積もられている。入れ替わりを深い場所から起こした設定の73.9%や88.3%は、これと合わない。著者たち自身が論文の中で、数字は慎重に受け取るべきだと書いている。

理由は計算の簡略さにある。星を完全な球とみなす1次元の計算で、3次元で起きる乱流は近似で補っている。入れ替わりも、ある密度を境に一瞬で均等に混ざるという図式的な扱いで、実際にいつ、どこで、どれだけ起きるかを追ったものではない。中心の高密度の塊の内部で起きる対流は入っておらず、入れ替わりが深部で起きれば、この対流が強まって加熱がむしろ増える可能性もあるという。超高密度の物質の性質についても、ひとつのモデルしか試していない。

著者たちが確かだとしているのは、割合の絶対値ではなく、入れ替わりを入れると不発が相対的に増えるという傾向のほうだ。今後は、時間とともに始まり変化していく入れ替わりを、3次元のシミュレーションに組み込むことを目指すとしている。

ブラックホールと中性子星が宇宙にどれだけの比率で生まれるのか。超新星がどれだけの元素をまき散らすのか。そうした大きな数字が、物質をほぼ素通りする粒子の細かな性質に左右されている可能性が出てきた。超新星の計算で、ニュートリノの入れ替わりは省いてよい細部とは言えなくなっている。