質量の不足は、古代の白色矮星の爆発を止めませんでした

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Anonim
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G299-Ia型超新星残骸

過去には、白色矮星は現在よりも低い質量で爆発しました。これは、古代銀河の星のニッケル(Ia型超新星で合成された元素)の相対的な存在量を測定したアメリカの天文学者が到達した結論です。今日、白色矮星の死後に形成された超新星は、隣接する銀河までの距離を推定するために使用されるため、爆発前に著名人の特性を決定することは、現代の測定の品質をよりよく評価するのに役立ちます。しかし、この異常な行動の理由はまだ研究されていない、と科学者たちはアストロフィジカルジャーナルに書いています。

彼らの人生の終わりに向かって、私たちの太陽に似たほとんどの星は、地球のサイズに近いサイズの薄暗くて濃い白色矮星に変わります。それらのいくつかは太陽質量のほぼ2倍になる可能性がありますが、他のいくつかは半分になる可能性があります。他の星のように、白色矮星は時々爆発してIa型超新星を形成します。これは、星がその臨界質量、いわゆるチャンドラセカール限界(約1.4太陽質量)を超えたときに起こると考えられています。

超新星爆発はチャンドラセカール限界を超えた瞬間に起こるので、Ia型超新星爆発の絶対輝度は非常によく予測でき、天文学者は、絶対値と絶対値の比率によって、発生した銀河までの実際の距離を決定します。超新星の見かけの明るさ。例えば、そのような研究に基づいて、宇宙が加速とともに膨張していることを証明することができました。

しかし、新しい研究では、カリフォルニア工科大学のエヴァン・カービーが率いる天文学者は、白色矮星が最大質量に達していない場合でも、Ia型の超新星爆発が可能であることを示すことができました。これを行うために、彼らはケックII望遠鏡を使用して、失速した星形成を伴う古代銀河の赤色巨星の化学組成を研究しました。

Ia型超新星爆発は、周囲の空間を「汚染」する重元素を合成します。これらの元素には、鉄、ニッケル、マンガンなどのさまざまな金属が含まれます。爆発前の星の質量が大きければ大きいほど、より多くの金属が宇宙に投げ込まれ、より重い元素がこの領域に形成される新しい星に定着します。

この場合、星に含まれるニッケルの量は、古代の白色矮星がどれほど巨大であったかを示している可能性があります。科学者によって行われた分析は、赤色巨星におけるこの元素の相対的な存在量が比較的低いことを示しました(こぐま座矮星銀河の[Ni / Fe] Ia = -0.68からしし座II矮星銀河の-0.13まで)。計算によると、そのような銀河の白色矮星の質量は、チャンドラセカール限界よりも小さい太陽の質量に匹敵していました。

同時に、より近代的な銀河では、星のニッケル含有量が高く、これはおそらくビッグバンから時間が経過するほど、白色矮星が爆発するためにより多くの質量が必要であることを示しています。

天文学者はまだ観測された変化の理由を説明することはできませんが、そのようなメカニズムは初期の宇宙ではかなり一般的である可能性があると彼らは信じています。将来的には、マンガンは親星の質量にさらに敏感であるため、マンガンの相対的な存在量も推定することによって結果をテストする予定です。

Ia型超新星の爆発につながるプロセスを理解することは、これらの超新星がケフェイド変光星やこと座のRR変数とともに「標準光源」として使用されるため、天文学にとって重要です。白色矮星が爆発前にどのようであったか、そしてそれを引き起こした原因を研究することは、既存の測定値を較正し、宇宙の膨張率の測定を含む、研究されている暗黒物質の振る舞いをよりよく理解するのに役立ちます。

2017年、天文学者の国際チームは、Ia型超新星爆発を生き延びた星を最初に発見しました。これは、最新の測定の信頼性を理解するためにも重要です。

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