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Anonim

巨大な星が超新星の形ではなく、明るい光学フレアなしですぐにブラックホールを形成することができるという計算があります。本日議論される記事の著者は、ハッブル望遠鏡を使用したそのような星の最初の体系的な検索の結果を提示します。

星の寿命とその死のメカニズムは、星の質量によってほぼ完全に決定されます。太陽の約半分の質量である最も軽い星は、宇宙の現代よりも何兆年も生きることができます。熱核反応のための資源を使い果たした後、それらは静かに衰退し、最初は赤色矮星、次に褐色矮星、そして次に冷却されたヘリウムと水素の球になります。

太陽と同じ質量かそれより少し重い星は、寿命が尽きると不安定になります。それらは、惑星状星雲と呼ばれるエンベロープの一部を流し、その中心には白色矮星があります。これは、熱核融合反応も起こらない、星の進化したコアです。

さらに大きな星は、わずか数億年という比較的短い時間で燃え、コアが燃え尽きると、星の外殻が内側に崩壊し、超新星爆発と呼ばれる巨大なエネルギーの爆発を引き起こします。理論的には、太陽の約10〜15倍の質量の星は、爆発の場所に中性子星を残すはずです。この進化の最も有名な例は、1054超新星のサイトにある中性子星とかに星雲です。さらに重い星の爆発の後、ブラックホールは残るはずです。

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恒星進化論。最後の星の寿命と特性は、その初期質量に依存します。

天文学における多くの現象の名前は、実際に起こっていることに対応していないことをすぐに認めなければなりません。新しい星の爆発は、非常に古い星からそれほど古くないがまだ古い星への物質の移動の結果として発生します。;超新星爆発は一般に星の破壊と死ですが、残っているのがパルサーまたは中性子星(熱核反応が起こらないため、星でもありません)の場合です。あなたはこの混乱に慣れて、それに同意しなければなりません。

歴史的に、超新星爆発の観測は、ある意味で人類の歴史における画期的な出来事です。最も早いものはヒッパルコスによって観察されました。 1006の発生は、中国、アラブ、ヨーロッパの天文学者によって同時に観察され、その後、さまざまな人々の年表を共通の分母にするのに役立ちました。 1572年と1604年のフレアは、それぞれ若い天文学者のティコ・ブラーエとヨハネス・ケプラーによって観察されたのは幸運でした。最後に、Ia型超新星の体系的な観測により、私たちの宇宙が加速とともに膨張していることを確実に確認することができました。これにより、研究の著者であるソールパールマッター、ブライアンP.シュミット、アダムリースが登場しました。 2011年ノーベル物理学賞

現在までに、天文学者は6,520を超える超新星を記録しており、爆発の直前に観測されたのはごくわずかです。残念ながら、それらの発生を予測する方法はありません。現在可能なことは、この爆発が継続的な追跡サービスによって記録された場所に望遠鏡をできるだけ早く向けることです。したがって、爆発のエネルギーと膨張するエンベロープの化学組成によって、爆発した星の初期質量を間接的にしか測定できません。これはあまり正確な結果をもたらしませんが、1つの特徴に気付くには十分です-ほとんどすべての超新星爆発は、最大16個の太陽質量の質量を持つ星で行われるはずです。そして、最大の星からの超新星爆発はどこに行くのでしょうか?

そのようなフレアは非常にまれであると同時に非常に明るいので、そのようなイベントの十分なサンプルが数十年の観測にわたって蓄積されているはずです。ただし、これは発生しません。この観測事実を説明する理論の1つは、星の中心での軽い元素の燃え尽き症候群と鉄のコアの形成が、質量の小さい星のように、外殻の重力崩壊につながることを示唆しています。しかし、重力が非常に強いため、コアから外側に向かって爆発し、中心からエネルギーを伝達するはずの衝撃波が形成されず、すべての物質が新しく形成されたブラックホールに落下し、フラッシュが弱くなります。世界の目に見える部分、またはそれがまったくない部分。

王立天文学会月報に掲載されたトーマス・レイノルズ、モーガン・フレイザー、ジェラルド・ギルモアの記事で、天体物理学者はハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブデータを使用して、望遠鏡の操作中に近くの銀河を見つけようと決心しました。 、その明るさの領域が現れましたが、同時に通常の超新星の爆発はありませんでした。これは、巨大な星の代わりにブラックホールが形成された可能性があることを意味します。

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2つのハッブル光フィルターで得られた、時間の経過に伴う光度の変化のグラフ。後のショットでは、被写体の明るさが急激に低下しています。

検索方法は次のとおりです。彼らは完全にハッブル広角カメラのフレーム内にあるが、個々の星を区別することが不可能なほど小さくない銀河を探しています。その後、望遠鏡の視野に少なくとも3回落ちた銀河だけが残ります。次に、天体物理学的な考慮事項が作用しました-研究中の銀河は、より多くの星を区別するために、真正面ではなく、私たちの方を向いている必要があります。さらに、ご存知のように、あまり長生きしない巨大な星を探しているので、星形成が長い間行われていないすべての銀河を取り除くことは理にかなっています(つまり、すべての赤色超巨星はずっと前に進化した)。このように2665個の銀河の元のリストを間引いたので、著者は15個だけを残し、それを使ってより緊密に作業を始めました。

これらの銀河の後のフレームの画像は、最初のカメラの特性に一致するように意図的に劣化されました(ハッブル宇宙望遠鏡のカメラは数回アップグレードされました)。その後、フレームを重ね合わせて、初期のフレームでは同じ大きさで、後のフレームでははるかに大きい(つまり、暗い)領域を探しました。

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銀河NGC3021のセクションの3つの画像。2006年から2013年の間に、十字でマークされたセクションの明るさが急激に変化しました。

「静かな超新星」の最初の潜在的な候補が見つかったとき、予期せぬ困難が生じました。そのような星が私たちの前にあることを確認するには、その質量を知る必要があります。これは、その大きさを正確に測定した場合にのみ可能です(は、明るさ)とそれが配置されている銀河までの距離です。そして今、距離に問題が生じました-それらは銀河の進化や宇宙の膨張に従事している天体物理学者の基準によって非常に正確に測定されました。しかし、特定の星までの距離を設定する必要がある場合は、これだけでは不十分です。そして、誤って選択された距離は、絶対に非現実的な結果をもたらす可能性があります。星が明るすぎて、すべての法則によれば、通常の超新星になるか、大きすぎるはずです。したがって、まったく存在できません。

一貫性を保つために、サンプル内のすべての銀河について、光度周波数が質量に直接依存する変光星であるケフェイド変光星の大きさの変化によって測定された距離を使用しました。そして、それが可能であった場合には、標準的な超新星の発生から決定された距離を追加することによって、距離が洗練されました。

このような巨大な星の探索における次の問題は、1998年まで超新星の体系的な探索がなかったことです。Catalina Real Time Transient Survey、Palomar Transient Survey、Lick Observatory SN Search、PanSTARRS-1、ASAS-SN、MASTER自動望遠鏡の国内ネットワークなどのシステムが後に登場しました。したがって、適切な候補は、物質とエネルギーの放出なしにブラックホールに崩壊した、必要な質量の望ましい星ではなく、単なる記録されていない超新星爆発である可能性があります。

記事で提示された最終サンプルには6つのソースしか含まれていませんでしたが、そのうちの1つ(銀河NGC3021にあります)は信頼性が非常に高いため、著者自身が「確かな候補」と呼んでいます。多いですか、少ないですか?標準的な統計チェックを実行することはできません-そのようなブラックホールの形成の物理学のすべての複雑さを知っているわけではないので、私たちは非常に多くの仮定と仮定をすることを余儀なくされ、得られた推定値は非常に遠くなります現実から。著者らは代替案を提案しました-彼らは、同じ空の領域で同じ観測期間に、同等の質量の星が重力崩壊する間に形成される超新星の数を計算しました。そのような爆発は2回だけでした。同様の質量の星の約4分の1が超新星の形成なしに死ぬと仮定すると、1つの候補だけがほぼ予想どおりになります。

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