超新星の祖先Tychoは寒くて薄暗かった

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Anonim
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ティコ超新星爆発で残された星雲の画像。写真は、赤外線画像とX線画像を組み合わせて取得したものです。

ティコ超新星爆発で残された星雲の分析は、その祖先が熱くて明るいはずがなかったことを示しています。これは、超新星の形成のための付加シナリオの不可能性を意味します。研究を実施した天体物理学者の国際チームには、ロシアの科学者が含まれています。この記事は、NatureAstronomy誌に掲載されました。

超新星SN1572は、1572年の秋にカシオペア座で噴火し、デンマークの天文学者ティコブラーエによって記録され、注意深く研究されました。歴史的な光度曲線、星の残骸からのX線放射、および爆発場所を取り巻く塵からの放射のスペクトルの最新の分析は、超新星がタイプIaに属するという結論に導きました。それにもかかわらず、その形成のメカニズムはまだ最終的に確立されていません。

Ia型超新星の理論モデルは大きく2つのカテゴリーに分類されます。降着シナリオでは、白色矮星はゆっくりと質量が増加し、その仲間から物質を取り、チャンドラセカール限界に達し、崩壊します。別のシナリオでは、重力波の放出により角運動量を落とした後、2つの白色矮星が合体した結果として限界に達します。これまで、超新星ティコの形成がどのシナリオで起こったのかは明らかにされていませんでした。特に、元のバイナリの中心がどこにあったかは明確ではありません。

通常、Ia型超新星爆発の性質に関する研究は、星の近くにある銀河やその他の物体の爆発前の画像の分析に基づいています。このような分析は、爆発直前のシステムの温度と明るさにいくつかの制限を課しますが、システムの初期の進化については何も言えません。また、常に実行できるとは限りません。

彼らの研究では、科学者は別の方法を提案しています。これは、爆発後に残った光イオン化星雲の検索と分析で構成されています(著者はそれらを「化石」-「化石」と呼んでいます)。このような星雲の特徴的なサイズは、ストレームグレン球の半径によって決定され、星の電離光度と周囲の星間物質の密度に依存します。

SN 1572の爆発後に残った星雲のサイズは既知であり、約3パーセクです。これにより、光度の上限、したがって超新星Tychoの祖先の温度を計算できます。星間物質の平均密度は1立方センチメートルあたり約1粒子であるため、計算の結果は105ケルビンになります。星間物質の密度が低いと、制限はさらに厳しくなります。

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SN 1572の後に残った星雲の中心までの距離に対する、水素の総量に対するイオン化水素の比率のプロット。異なる色は異なる温度を示します。黒い矢印は星雲の大きさを示しています。

降着シナリオでは、白色矮星は、有効温度が105〜106ケルビン、光度が1037〜の星の表面で、物質の安定した核燃焼の長寿命(約10万年以上)の高温相を通過する必要があります。爆発前の瞬間に毎秒1038エルグ。したがって、超新星Tychoは、付加体シナリオに従って形成できなかったでしょう。これは、2つの白色矮星の合併またはいくつかのより複雑なシナリオの結果として発生したことを意味します。

超新星ティコは、天文学者が議論している唯一の星ではありません。たとえば、私たちから3億光年離れた場所にある別の超新星にも同じ問題があります。ある科学者グループは、降着シナリオに従って形成されたと主張し、もう1つのグループは2つの白色矮星の合併の結果であると主張しています。小人。

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