超新星爆発は、若い銀河の塵の主な供給源であることが判明しました

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Anonim
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天文学者は、星の爆発から2年後に、超新星残骸に炭化ケイ素の塵粒が形成され始めることを発見しました。これは、II型超新星が若い銀河に見られる炭素に富む塵の重要な源であるという仮説を支持します。科学論文がScienceAdvances誌に掲載されました。

銀河の宇宙塵の起源の問題はまだ開いています。ダスト粒子の凝縮は、500〜2000Kの温度の高密度媒体で、たとえば、巨星や超巨星の大気、新星や超新星の残骸、惑星状星雲、またはそこからの高密度ガス雲で発生すると想定されています。星が形成されます。しかし、どのようにそしてどこで正確に塵の粒子が凝縮して成長するのか、そしてそれらが銀河の活発な星形成の領域内の不利な条件下でどのように破壊を回避するのかは完全には明らかではありません。

過去10年間で、宇宙での塵の形成の概念は、100万年から1億年の年齢の若い銀河で大量の塵が発見された後、改訂されました。 II型超新星爆発がそのような物体の塵粒の主な原因であると仮定されました。爆発後の数年間、総質量が0.08-1太陽質量の塵が形成される可能性があります。これは、かに星雲や超新星残骸SN1987Aなどの観測データによって裏付けられており、0.1〜0.5太陽質量でのダスト質量の推定値が得られました。他の超新星の場合、記録された塵は少なく、これは観測された若い銀河の「塵」を説明するのに十分ではありません。しかし、塵の量が数年にわたって継続的に増加すると仮定した場合、理論は観察と一致します。

この仮定を証明するためには、例えば超新星SN 2010jlの場合のように、爆発のずっと後に超新星残骸を観測する必要があります。または、隕石中のプレソーラーダスト粒子の同位体組成を研究したNanLiuが率いるグループが使用した別の方法を適用することもできます。それらは、原始太陽星雲に含まれていた星間塵の耐火性粒子です。超新星残骸で形成された炭化ケイ素からなるこれらのX粒子のいくつかは、それらの同位体組成、特に、28Si同位体の過剰と、半減期60の短寿命同位体44Tiの存在によって証明されています。年。計算によると、このようなダスト粒子には、中性子捕獲中に形成された49V同位体を含む、超新星前の段階の星の内側(シリコンから硫黄までの元素が豊富)および外側(ヘリウムから炭素までの元素が豊富)の物質が含まれます。反応とその崩壊生成物49Tiは、超新星の残骸におけるそれらの形成の時間を決定するための「クロノメーター」として役立つことができます。

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超新星前の段階での巨大な星の内部構造。異なる組成の層は異なる色で表示され、「タマネギ」構造を形成します。

この研究では、マーチソン隕石からのダスト粒子を研究し、それらの同位体組成をX線エネルギー分散型分光分析と二次イオンのナノスケール質量分析を使用して決定し、他の調査した隕石のデータと計算結果と比較しました。これらの塵の粒子は、炭素が豊富な巨大な前駆星の爆発から少なくとも2年後に形成されたことがわかりました。超新星残骸SN1987AとSN2010jlの観測から、爆発から数年後に炭素含有ダスト粒子が出現し始めたことを考えると、これらのデータは、合計すると、超新星残骸におけるダストの連続蓄積の理論を裏付けています。

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質量の異なる太陽金属量星のモデルの超新星爆発後の49V同位体の崩壊から生じる49Ti同位体の相対的な割合の成長曲線。

以前、超新星残骸が3Dでどのように見えるか、その15年間の寿命、超新星がガンマ線バーストにおける「中央機械」の役割をどのように明らかにしたか、ハッブルが超新星爆発からの光エコーをどのように見たかについて話しました。

アレクサンダーVoytyuk

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