理論は、ペアが不安定な超新星のより良い候補を説明できませんでした

ビデオ: 理論は、ペアが不安定な超新星のより良い候補を説明できませんでした

ビデオ: 星空に異変ベテルギウスが超新星爆発か【久保田解説委員の天羅万象】(2020年1月30日) 2022, 12月
理論は、ペアが不安定な超新星のより良い候補を説明できませんでした
理論は、ペアが不安定な超新星のより良い候補を説明できませんでした
Anonim
Image
Image

科学者たちは、爆発後2年以上にわたって、多くのパラメーターで珍しい超新星SN2016ietの詳細な光学観測を実施してきました。研究者たちは、このイベントは2種類のペア不安定超新星のうちの1つに属すると結論付けました。初期条件によると、他のすべての候補よりも理論的予測に対応していますが、詳細には説明できず、モデルの詳細が不十分であることを示していると、著者はThe AstrophysicalJournalに書いています。

初期質量の大きい星は、内部の熱核燃料が枯渇した後、超新星に変わります。つまり、コアの崩壊と破壊という壊滅的なプロセスを経て、さまざまな結果につながる可能性があります。初期の質量と金属量(ヘリウムより重い元素の濃度)に応じて、中性子星またはブラックホールが判明する可能性があります。また、コンパクトなしで膨張するシェルの形でのみ、残骸で原子核が完全に破壊される可能性があります。中央のオブジェクト。

ペアが不安定な超新星の場合、コアが完全に消失する可能性があります。この場合、星の崩壊の開始時に得られたガンマ線のエネルギーは、原子核と相互作用する電子-陽電子対の生成に十分です。このプロセスは、核の崩壊に対抗するための圧力を一時的に低下させます。その結果、さらに圧縮すると、熱核反応のパワーが制御不能に増加し、高密度の残留物を残さない強力な爆発が発生します。

Image
Image

初期の質量と金属量に応じた星の運命。ペア不安定超新星は、極端な質量と低金属量の右下隅に見られます。

ペアが不安定な超新星には、SN 2006gy、SN 2007bi、SN 2213-1745、SN 1000 +0216などのいくつかの候補イベントがあります。ただし、完全に確認するには、前の星の初期質量と金属量を知る必要があります。これは、このタイプの超新星が、太陽の金属量に比べて低く、主系列星の初期質量が130から250ソーラー。ただし、これらのパラメータは、いずれの場合も十分な精度で知られていませんでした。

ハーバード-スミソニアン天体物理学センター(USA)のセバスチャンゴメスと彼の同僚が率いる天文学者の研究は、長期間にわたる超新星SN2016ietの詳細な観測を提示します。著者らは、光度曲線(明るさの時間依存性)と残骸の発光スペクトルの多くの特徴を特定することができました。これにより、このイベントは比類のないものになります。

SN 2016ietは、2016年11月14日に、天体物理学のタスクではなく、星の位置と固有運動を決定するために作成されたヨーロッパの位置天文宇宙望遠鏡ガイアによって最初に発見されました。発見されると、その天体はさまざまな地上の機器で800日以上観測され、超新星はまだ望遠鏡を通して別の天体として見えています。

発生の特徴の中で、科学者は非常に延長された光度曲線、約100日が経過した明るさの2つのほぼ同一のピーク、および非常にゆっくりとした輝きの消滅を区別します。スペクトルは主にカルシウムと酸素の輝線を示しており、それらのドップラー幅はそれほど高くなく、毎秒3400キロメートルのオーダーの速度の広がりに対応しています。

これとは別に、著者らは、超新星に直接関連する水素とヘリウムの顕著な濃度がないことに注目しています。これは、巨大な星の出現が起こりそうにない、星形成率の低い孤立した領域を示しています。また、カルシウム線と酸素線の強度の比率も珍しく、同様の光度曲線とともに、これまで観察されたことはありませんでした。超新星の位置でさえ、親から遠く離れたところにあるため、やや不思議に見えます。驚くほど低金属の矮小銀河です。それらの間には約16.5キロパーセク、つまり銀河の有効半径が4つ以上あります。

「何千もの天体が研究されてきた何十年にもわたる超新星観測にもかかわらず、これは他のどの天体よりも奇妙に見えます」と共著者のエド・バーガーは言います。 「ある意味では珍しい超新星が存在することもありますが、それ以外は正常ですが、これは可能な限りあらゆる点でユニークです。」

著者らは、エンベロープ内の物質の放射性崩壊、中心物体の輝き、および周囲の物質との相互作用のさまざまなオプションのシミュレーションを含む、いくつかのモデルで超新星放射を説明しようとしています。すべての変種で、爆発の直前に、星は55から120太陽質量の炭素-酸素コアを持っていたことがわかりました。これは、その初期質量が120-260太陽であることを示しています。

銀河のそれよりもさらに低いことが判明した推定金属量と合わせて、これはSN2016ietをペア不安定超新星のすべての基本的な要件を満たす最初の候補にします。ただし、より詳細なプロパティは理論と矛盾しています。特に、観測との最良の一致は、40から150天文単位の近距離にある非常に大規模な(約35太陽質量)周囲のガスとの相互作用のモデルによって与えられました。これは、星の寿命の最後の数年間に極端な程度の質量損失があったことを示していますが、理論モデルでは、そのような損失は千年規模でのみ想定されていました。

著者らは、ペア不安定超新星の現在のモデルは、実際のプロセスを正確に記述するのに十分ではないと結論付けました。別の説明は、この発生が完全に異なるメカニズムによって生成されたということである可能性がありますが、それはまだ理論家によってまったく考慮されていません。

以前、科学者たちは完全に異なるタイプの失敗した超新星を発見し、そのような爆発の残骸の断層撮影を行い、南極の雪の星の爆発からの新鮮な放射性灰も発見しました。

トピックによって人気があります

人気の投稿