AT2018cow [ 1] [ 2] 2018年 6月16日 （UT 、以下日時は全て同様）にヘルクレス座 の方角およそ2億光年 の距離にある系外銀河 CGCG 137-068の中とみられる位置で発見された、一般的な超新星 の少なくとも10倍の明るさがある極めてエネルギーの高い突発天体である[ 4] 小惑星地球衝突最終警報システム （ATLAS、アトラス）チームで、ハワイ に設置された50cm望遠鏡 を使って検出した[ 1] 天文学者 から注目を集め、過去最大規模の全世界的な観測促進運動が展開された[ 9]
当初激変星 ではないかと報告され、その後はIc型超新星 のうち、スペクトル 線が非常に拡幅しているものが分類されるIc-BL型超新星ではないかとされた。しかし、観測が進むにつれ、それらとは全く異なる特徴が明らかとなり、マグネター の誕生や特異な超新星、潮汐破壊現象 など様々な説明が試みられている[ 1] [ 8] [ 9] [ 5]
AT2018cowは、ATLAS計画でハワイに設置された、口径 50cmの特注ライトシュミット式望遠鏡 を用いて、2018年6月16日の10時35分38秒（UT）から撮影した画像で、初めて検出された[ 12] [ 1] [ 5] 等 であった[ 1] 赤方偏移 は0.014、標準的な宇宙論パラメータを採用すると、距離はおよそ2億光年と推定される[ 4] [ 1] [ 8] [ 9] 銀河核 から約5.9秒 離れた所で、この距離が正しいとすれば母銀河の中心からおよそ5,500光年離れた位置となる[ 9] [ 注 2]
発見の報告からすぐ、この突発天体にはAT2018cowの名称が付与された[ 1] 国際天文学連合 が2016年 から、突発天体発見を報告する仕組みとしてTNS（Transient Name Server）を正式に組み込んだことで用いられているもので、超新星の命名と同様にしてAT（突発天体A stronomical T ransientの略）で始まる名称が自動的に決まる。追観測によって超新星であることが判明すれば、SN名も付与される[ 13] [ 9] ATLAS18qqn となっていた[ 6] [ 11]
ATLASによる観測では、発見の3.95日前に同じ天域を撮影した、oバンドで限界等級20.2等の画像にAT2018cowは写っておらず、この4日間の内に急増光したとされた[ 6] [ 1] ASAS-SN （英語版 ） [ 1] [ 9]
AT2018cowは、報告されるや否や世界中の天文学者の高い関心を集め、過去最大規模の観測促進運動が展開され、電子速報アストロノマーズテレグラム（Astronomer's Telegram、ATel）に寄せられたAT2018cowの観測報告は、2018年9月までに発見報告以外で58本に上った[ 2] [ 6]
発見後最も早く追観測を始めたのは、ラ・シヤ天文台 のMPG/ESO 望遠鏡のガンマ線バースト （GRB）残光観測装置GRONDで、1.7日後と2.8日後に観測を行っている[ 14] [ 15] 6月18日 にパロマー天文台 の1.5m望遠鏡も観測を開始[ 9] 6月19日 には、ニール・ゲーレルス・スウィフト の紫外線 /可視光 望遠鏡UVOTが向けられた[ 16] [ 17] ロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台 のリヴァプール望遠鏡の広視野カメラも、6月20日 に観測を開始[ 9] キットピーク国立天文台 の2.1m望遠鏡、メキシコ国立天文台 のCOATLI望遠鏡とハロルド・ジョンソン望遠鏡、東京大学宇宙線研究所 明野観測所のMITSuME望遠鏡なども観測を行っている[ 18] [ 9] 東広島天文台 では6月21日 から、かなた望遠鏡で観測を行っており、6月21日と7月10日 の明るさを比較すると2等前後暗くなったとした[ 19] 8月6日 にはハッブル宇宙望遠鏡 の広視野カメラ3 もAT2018cowを観測し、近紫外線で19等前後まで減光したことを示した[ 20]
測光観測 結果を総合すると、光度極大となったのは発見から1.5日後で、極大後は1日当たり0.05等から0.2等の割合で減光し、減光の速さは波長 の短い（青い）光の方が波長の長い（赤い）光より速く、gバンドでは極大から15日で3等級程暗くなった[ 1]
分光観測 は、2018年6月18日にリヴァプール望遠鏡で行われたのが最初で、6月19日にはリック天文台 のシェーン望遠鏡、6月20日に中国科学院国家天文台 興隆観測所の2.16m望遠鏡、6月21日にカナリア大望遠鏡 、6月22日 にヒマラヤ・チャンドラ望遠鏡によって行われている[ 21] [ 22] [ 23] [ 24] [ 25] [ 1] ハワイ大学 2.2m望遠鏡や、ウィリアム・ハーシェル望遠鏡 も、早期から分光監視観測を実施し、GROWTH観測網の望遠鏡群も参加している[ 1] [ 9] 黒体放射 連続光スペクトルに、非常に幅が広く浅い成分が1つ重なった、特徴に乏しいスペクトルであり、幅が広いスペクトル線のIc型超新星（Ic-BL型超新星）を想起させるようなスペクトルであったので、AT2018cowもIc-BL型超新星ではないかと考えられ、SN 2018cow という超新星名でも呼ばれるようになった[ 23] [ 24] [ 9] 6月24日 にリヴァプール望遠鏡で取得されたスペクトルでは、Ic-BL型超新星の根拠であった幅が広いスペクトル成分が消失し、この分類に疑問符が付いた[ 26] [ 9] 7月8日 に北欧光学望遠鏡 が行った分光観測では、ヘリウム 原子 ・イオン に由来する成分が発見され、ヘリウム成分がみられないはずのIc型超新星との違いが明らかになり、Ib型超新星であると考える天文学者も現れた[ 27] [ 9] [ 8]
2018年6月13日 から発見当日の6月16日まで、インド の天文観測衛星アストロサット の硬X線 撮像 装置CZTIが取得したデータでは、硬X線での突発現象は確認できなかった[ 28] 国際宇宙ステーション の全天X線監視装置 のガススリットカメラも、5月1日 から6月14日 までの観測で、該当天域からのX線を検出していない[ 29] [ 30] [ 16] [ 17] [ 8] ガンマ線 天文衛星INTEGRAL やX線観測衛星NuSTAR による観測も行われ、6月下旬には強い硬X線が検出されていたが、7月上旬になると硬X線強度が低下し始めたとわかった[ 31] [ 32] [ 33] [ 34] [ 8]
AstroSatでは、2018年7月3日 に紫外線撮像装置UVITによる観測も行っており、172nm を中心とする波長帯で、この時点でも17.6等の明るさを保っていたことが確認されている[ 35] [ 9]
γ線での観測は、ニール・ゲーレルス・スウィフトのバースト警報望遠鏡BATが、発見当日、及びその翌日と6日後に観測を行っていたが、速報では信号の検出はなかった[ 36] フェルミガンマ線宇宙望遠鏡 のGRB監視装置GBMでも、2018年6月12日 から6月16日の発見直前までの観測データが確認されたが、AT2018cowに対応するγ線は検出されていなかった[ 37] 6月17日 の間にGRBと思しき信号を2度検出したが、AT2018cowの方向からではないと考えられる[ 33] メキシコ の高高度水チェレンコフ天文台 （英語版 ） 6月23日 までAT2018cowに対応する方向からのTeV 帯γ線に起因する信号は、検出されなかった[ 38] 6月26日 に取得したデータでも、100MeV以上のγ線放射は検出されなかった[ 39] 7月5日 にかけて、H.E.S.S.望遠鏡群 でもAT2018cowの天域でγ線源を探す観測が行われたが、検出されなかった[ 40] [ 8] [ 10]
ただし、スウィフトのBATのデータは、8日間区切りで総合すると、明らかに検出したとはえいない水準ではあるが、発見から8日間は弱いγ線が放射されていたと捉えられる値を示し、これはNuSTARの観測結果から予想されるものと整合する[ 5]
フランス のミリ波 干渉計 NOEMA は、2018年6月20日に観測を開始し、90GHz の周波数 帯で6mJy 程度の電波 を検出した[ 41] マラード電波天文台 の大型干渉計AMI-LA が、15.5GHzの周波数帯で0.5mJy程度の電波を検出[ 42] マウナケア天文台群 のサブミリ波干渉計 （SMA）では、発見の5日後からミリ波とサブミリ波による監視が行われ、これはAT2018cowの最も長期で密な追観測の一つとなっている。SMAの観測で、AT2018cowにおいて、突発天体でミリ波が増大する過程を世界で初めて観測することに成功した[ 10] オーストラリアコンパクト電波干渉計 （ATCA）による観測が多数行われ、複数の周波数帯で電波を検出、5.5GHz、9GHz、34GHzで後から観測した方が電波が強くなっていることを示した[ 43] [ 44] [ 45] [ 10] e-MERLIN （英語版 ） [ 46] 8月12日 には巨大メートル波電波望遠鏡 も観測を行い、この時点でも比較的強い電波を検出した[ 47]
また、VLBI による位置天文学 的な観測も行われており、7月8日のアメリカ国立電波天文台 のVLBA 及びエフェルスベルク電波望遠鏡 を使った観測では、e-MERLINが求めたAT2018cowの赤経 ・赤緯 をより高い精度で決定した[ 7] 9月18日 に、ヨーロッパVLBIネットワーク によって行われた観測で求めた座標も、VLBAとエフェルスベルクが求めたものと一致した[ 48]
サブミリ波 では、ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡 での観測が2018年6月22日に行われ、複数の波長で検出された[ 49] ALMA での観測も行われ、テラヘルツ に近い高周波帯での検出にも成功した[ 10] [ 2] [ 50] [ 50]
当初、激変星や超新星と予想されていたAT2018cowだが、観測データが揃ってくるにつれて、これまでみたこともないような特徴を複数有していることが明らかになった[ 1] [ 9]
まず、AT2018cowは非常に明るい。推定されるAT2018cowの絶対等級 は-21.8等で、重力崩壊 型超新星の平均的な絶対等級は-17等とされるので、AT2018cowの方がずっと明るい[ 1] [ 51] IIn型超新星 と極超新星 くらいのものである[ 9]
光度曲線 も異常である。光度曲線から推定されるAT2018cowの発生時刻は、発見時刻の1.1日前とされ、光度極大となったのは発見の1.5日後のことである[ 1] [ 9] [ 9] [ 9]
一方、電波やX線での光度曲線はそれと異なり、最初の20日間は僅かしか減衰せず、その後減衰が速くなったことが示されている。電波の周波数によっては、減衰するどころか、1ヶ月後まで強くなっていたものもある。また、X線の強度は10日目以降振動している様子もみてとれる[ 8] [ 10] [ 5]
それから、近紫外線・可視光のスペクトルにも、みたことがないような特徴が表れている。極大付近で観測されたスペクトルは、非常に青い黒体放射のスペクトルで、スペクトル線がみられなかった。唯一、極大直後から非常に浅く非常に幅が広い成分が一つ現れ、この成分がIc-BL型超新星でみられる鉄 イオンの成分を連想させることから、初期にはAT2018cowはIc-BL型超新星に分類された。しかし、この成分は発達することなく数日で消滅してしまった[ 9] [ 8] [ 52] 水素 などの弱いスペクトル線が現れた[ 9] [ 27] [ 9] [ 9]
スペクトルから推定した、AT2018cowの極大時の温度は、およそ30,000K と非常に高温だが、AT2018cowが変わっているのはその後の変化で、高温状態がとても長く続いた。極大後に温度は低下していったが、20日後でもまだおよそ17,000Kの高温を維持し、しかもそこで一旦下げ止まった[ 9] [ 52] 光球 （光学的に厚い 層）が広がる速さと大きさを見積もったところ、極大付近では速さが光速 の1割を超え、大きさも10AU 水準となっていた[ 9] [ 52] [ 1] [ 1] [ 9]
AT2018cowの大まかな特徴は、AT2018cowを発見したATLASの他、パンスターズ やASAS-SN、ケプラー宇宙望遠鏡 といった深くて高頻度の新しい掃天観測によっていくつか見出された、急速に変化する高光度で青色の突発天体の仲間であることを示唆する。過去に発見されたそのような突発天体は、皆とても遠方の銀河で生じたもので、詳しい性質を調べることができなかった。しかし、AT2018cowは2億光年という、宇宙論 的には至近距離でみつかったため、詳細な観測を行うことができた[ 9] [ 10] [ 10]
上記のような、AT2018cowの観測的な特徴を踏まえて、それを説明できるAT2018cowの正体が何か、幾つかの仮説が立てられている[ 5]
テキサス工科大学 を中心に、ニール・ゲーレルス・スウィフトのXRTによる追観測を集中的に行ったグループは、AT2018cowを超新星と仮定して、観測結果の検証を行っている。特に、観測開始の1週間後から顕著にみられるX線強度の変動に着目し、前駆天体が間欠的に大量の質量放出を起こして形成された星周物質の殻と、爆発による衝撃波 が、相互作用を起こした結果と考えた。この場合、質量放出を起こした前駆天体は、高光度青色変光星 （LBV）に類する恒星 との整合性が高い[ 8] [ 53]
一方、光度曲線、特にその時間尺度と、スペクトルの成分及び時間変化は、既知の超新星のものとは合わない。また、超新星の標準的な理論に沿って、観測結果を解釈しようとすると、エネルギー源となる、放射性崩壊 を起こすニッケル （56 Ni）の質量 が、爆発によって放出された全物質の質量より1桁多くなければならない、という矛盾が生じる[ 1] [ 9]
磁場 が非常に強く高速で自転 するマグネターが、超新星残骸 に作用すると、超新星の光度曲線がかなり明るくなり、マグネターを生む超新星は、超新星の中でも極度に明るいと考えられている[ 54] [ 1]
しかし、マグネターを形成する前駆天体は、水素もヘリウムもほぼ失った状態と考えられるため、観測されたスペクトルとは一致しない。星周領域に元から存在した水素やヘリウムとの相互作用も、スペクトル線の輪郭からすると、違うと思われる[ 1]
光度曲線とスペクトルの特徴が、超新星よりもよく合致する現象として、ブラックホール による潮汐破壊現象 （TDE）が考えられる。ただし、過去にみつかっているTDEは、最も高速なものでもAT2018cowより1桁長い時間尺度で進行する現象で、AT2018cowの変化の速さは異例[ 9] 太陽 の1万倍程度の中間質量ブラックホール に、太陽 程度の質量の恒星が破壊されたTDEである、とするもの[ 9] 白色矮星 が破壊されたTDEである、というものである[ 5]
太陽型星のTDE説は、GROWTHなどのグループが、TDEの理論と紫外線・可視光の光度曲線との比較から導き出したもので、紫外線・可視光で急速に変化する明るさをよく説明する。ただし、ブラックホールの質量が低めなので、エディントン光度 では観測されたAT2018cowの明るさに届かない。AT2018cowの可視光での放射は、黒体放射が支配的なので、ジェット のように収束した光を観測したことで、見かけの光度 が高くなったと解釈するのも難しく、この説では追加の熱源を考える必要があるかもしれない[ 9] [ 55]
一方、白色矮星のTDE説は、ニール・ゲーレルス・スウィフトのUVOTチームを中心とするグループが、光球の大きさや光度を基にTDEの理論から導いたものである。白色矮星のようなコンパクト天体 であれば、TDEが小さな領域で集中して起こるため、主系列星 よりも急速に巨大な光球を形成できるとされる。スペクトルも考慮すると、質量が太陽の2割以下のヘリウム白色矮星がTDEで破壊されたとすると、既存の理論では観測を最もよく説明できるとみられる[ 5]
太陽型星にしろ白色矮星にしろ、AT2018cowが発生した位置が、母銀河の銀河核から遠く離れている点は問題である。銀河核であれば、超大質量ブラックホール が存在することが一般的だが、この位置で想定されるのは、星団 の中心に存在する中間質量ブラックホールである。しかし、星団の中では通常、星間物質が少ない一方で、AT2018cowは密度 が高い物質に囲まれた中で起きたと考えられるため、整合性がとれない[ 52] [ 2] [ 10]
ALMAでの偏光観測の結果は、高密度、強い磁場の環境下でAT2018cowが発生していること示しており、潮汐破壊現象ではなく、超新星後を起源とする説で説明できる[ 50]
SMAによるミリ波・サブミリ波での集中的な追観測を行っていた、カリフォルニア工科大学 を中心としたグループは、ミリ波とX線が、可視光などとは違って長期間一定に近い強度を保っていたことを明らかにし、爆発現象そのものとは別に、中心にそれらの放射を支える機関、つまりエンジン のようなものが必要になる、とした。TDEでは元々中心にブラックホールが存在するが、超新星であれば、爆発後に形成されるブラックホール又は中性子星 がエンジンで、そのようなコンパクト天体が誕生した瞬間を史上初めてとらえた観測である可能性がある[ 10] [ 2] [ 56]
また、ノースウェスタン大学 のラファエラ・マルグッティ（Raffaella Margutti）らのグループも、独立に中心のエンジンの必要性を発見。更に、これを踏まえてあらゆる波長域の電磁波 での観測結果を分析した結果、AT2018cowの正体について、二つの仮説が最も蓋然性が高いと提唱した。一つは、超新星の前駆天体としては低質量の恒星が、電子捕獲 型超新星となってマグネターを形成した、とする説。もう一つは、青色超巨星 が最期を迎えたが、降着 が強すぎて衝撃波が抑え込まれ、大爆発を起こさずにブラックホールを形成する"Failed Supernova"と呼ばれる超新星になった、とする説である[ 52] [ 56]
^ 距離（光年 ）は、距離（パーセク ）× 3.26 により計算。
^ 1.7 kpc × 3.26 により計算。
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![2018年6月23日にテイデ天文台（英語版）で撮影したAT2018cow。出典: Malhar R. Kendurkar[3]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/SN2018cow.tif/lossless-page1-250px-SN2018cow.tif.png)
