惑星状星雲Henize 2-428の中心には、太陽質量よりわずかに小さい2 つの白色矮星があり、これらが合体して Ia 型超新星爆発を起こし、約 7 億年後に両方を破壊すると予想されています (想像図)。

Ia型超新星（読み：Ia型）は、連星系（二つの恒星が互いに周回する系）で発生する超新星で、一方の恒星は白色矮星です。もう一方の恒星は、巨星からさらに小さな白色矮星まで、様々な種類があります。[1]

物理的には、自転速度の低い炭素-酸素白色矮星は、1.44太陽質量（M ☉）以下に制限されます。[2] [3]この「臨界質量」を超えると、白色矮星は再点火し、場合によっては超新星爆発を引き起こします。この臨界質量はしばしばチャンドラセカール質量と呼ばれますが、電子の縮退圧力が壊滅的な崩壊を防ぐことができない絶対チャンドラセカール限界とはわずかに異なります。白色矮星が連星系の伴星から徐々に質量を獲得するか、2番目の白色矮星と合体する場合、一般的な仮説では、白色矮星の核はチャンドラセカール質量に近づくにつれて炭素核融合の点火温度に達すると考えられています。核融合の開始から数秒以内に、白色矮星内の物質のかなりの部分が暴走反応を起こし、十分なエネルギー（1 × 10 44  J ) [4]超新星爆発で恒星を解く。[5]

Ia型超新星は、白色矮星が爆発する臨界質量が一定であるため、ピーク光度がかなり一定です。ピーク光度が一定であるため、これらの爆発は母銀河までの距離を測定するための標準光源として使用できます。つまり、地球から観測されるIa型超新星の視等級は、地球からの距離を示します。

コンセンサスモデル

Ia型超新星SN 1998aqのスペクトル、Bバンドの極大光から1日後[6]

Ia型超新星は、ドイツ系アメリカ人の天文学者ルドルフ・ミンコフスキーとスイス人天文学者フリッツ・ツビッキーが考案したミンコフスキー・ツビッキー超新星分類体系のサブカテゴリです。[7]このタイプの超新星が形成される手段はいくつかありますが、基本的なメカニズムは共通しています。理論天文学者らは長い間、このタイプの超新星の祖星は白色矮星であると信じており、その経験的証拠は、2014年にメシエ82銀河でSN 2014Jが観測されたときに見つかりました。[8]ゆっくり回転する[2]炭素–酸素白色矮星が伴星から物質を 降着すると、約1.44 M ☉のチャンドラセカール限界を超えることがあり、これを超えると電子縮退圧でその重量を支えることができなくなります。[9]相殺するプロセスがない場合、白色矮星は、マグネシウム、ネオン、酸素を主成分とする白色矮星の場合に通常起こるように、降着誘導非放出プロセスで中性子星を形成するために崩壊する。 [ 10 ]

しかし、Ia型超新星爆発のモデル化を行っている天文学者の間では、この限界は実際には決して達成されず、崩壊も開始されないという現在の見解が主流となっている。代わりに、重量増加による圧力と密度の増加が中心核の温度を上昇させ、[3]白色矮星が限界の約99%に近づくと、[12]対流期が始まり、それは約1,000年続く。[13]この煮えたぎる段階のある時点で、炭素核融合を動力源とする爆燃炎面が発生する。炎の発生場所や点数など、点火の詳細は未だ不明である。[14]その後まもなく酸素核融合が開始されるが、この燃料は炭素ほど完全には消費されない。[15]

G299 Ia型超新星残骸。

核融合が始まると、白色矮星の温度は上昇する。熱圧力に支えられた主系列星は膨張と冷却が可能で、これにより熱エネルギーの増加が自動的に抑制される。しかし、縮退圧力は温度とは無関係である。白色矮星は通常の星のように温度を調節することができないため、暴走核融合反応に脆弱である。フレアは、レイリー・テイラー不安定性と乱流との相互作用により、劇的に加速する。このフレアが亜音速爆燃から超音速爆轟へと変化するかどうかについては、依然として大きな議論が続いている。[13] [16]

超新星爆発の正確な詳細は不明であるが、白色矮星内の炭素と酸素のかなりの部分がわずか数秒以内に重元素に融合し[15] 、それに伴うエネルギー放出によって内部温度が数十億度にまで上昇するというのが一般的な見解である。放出されるエネルギー（1-2 × 10 44  J ) [17]は、恒星を解くのに十分すぎるほどである。つまり、白色矮星を構成する個々の粒子は、互いに飛び散るのに十分な運動エネルギーを得る。恒星は激しく爆発し、衝撃波を放出する。この衝撃波の中で、物質は通常、5,000～20,000 km/sで加速し、光速の約6%に相当します。爆発で放出されるエネルギーは、光度を著しく増加させます。Ia型超新星の典型的な可視絶対等級はM v  = -19.3（太陽の約50億倍の明るさ）で、ほとんど変化しません。[13] Ia型超新星はコンパクトな残骸を残さず、かつての白色矮星の質量全体が宇宙空間に散逸します。

このタイプの超新星の理論は新星の理論に似ており、白色矮星はよりゆっくりと物質を吸収し、チャンドラセカール限界に近づかない。新星の場合、落下する物質は水素核融合表面爆発を引き起こし、恒星を破壊することはない。[13]

Ia型超新星は、ニュートリノ放出による重力ポテンシャルエネルギーの解放によって、大質量星の中心部が崩壊する際に外層の破滅的な爆発によって引き起こされるII型超新星とは異なります。[18]

形成

単一の退化した前駆細胞

このカテゴリーの超新星の形成モデルの一つは、近接連星系である。この親となる連星系は主系列の星々で構成され、主星は伴星よりも質量が大きい。主星は質量が大きいため、対の中では最初に漸近巨星枝に進化し、そこで星の外層が大幅に膨張する。2つの星が共通の外層を共有している場合、系は相当量の質量を失い、角運動量、軌道半径、周期が減少する。主星が白色矮星に退化した後、伴星は後に赤色巨星に進化し、主星への質量降着の舞台が整う。この最終の共有外層段階では、2つの星は角運動量が失われるにつれて螺旋状に接近する。結果として得られる軌道周期は、数時間と短い場合がある。[19] [20]降着が十分長く続くと、白色矮星は最終的にチャンドラセカール限界に近づく可能性がある。

白色矮星の伴星は、準巨星や（軌道が十分に近い場合は）主系列星を含む他の種類の伴星からも物質を吸収する可能性があります。この吸収段階における実際の進化過程は、吸収速度と伴星である白色矮星への角運動量の伝達の両方に依存する可能性があるため、未だ不明です。[21]

単一の縮退した前駆物質は、Ia型超新星全体の20%以下を占めると推定されている。[22]

二重退化祖細胞

Ia型超新星爆発を引き起こす2つ目のメカニズムとして考えられるのは、質量の合計がチャンドラセカール限界を超える2つの白色矮星の合体である。この合体は超チャンドラセカール質量白色矮星と呼ばれる。[23] [24]このような場合、総質量はチャンドラセカール限界によって制限されない。

天の川銀河内の孤立星の衝突は、10 7から衝突は10～13 年で起こり、新星の出現頻度よりはるかに低い。[25]球状星団の高密度コア領域では、衝突がより頻繁に起こる[26]（青色はぐれ星を参照 ）。起こりそうなシナリオは、連星系との衝突、または白色矮星を含む2つの連星系間の衝突である。この衝突により、2つの白色矮星の近接連星系が残ることがある。それらの軌道は減衰し、共通の外層を通過して合体する。[27] SDSSスペクトルに基づく研究では、検査された4,000個の白色矮星のうち15個の連星系が発見され、天の川銀河では100年ごとに二重白色矮星の合体が起こっていることを示唆している。この率は、私たちの近隣で検出されたIa型超新星の数と一致している。[28]

二重縮退のシナリオは、異常に重い (2  M ☉ ) SN 2003fgの祖先について提案されているいくつかの説明の1つです。[29] [30] SNR 0509-67.5については、白色矮星が1つだけのモデルがすべて除外されているため、これが唯一の可能な説明です。 [31] SN 1006についても、伴星の残骸が見つかっていないことから、このシナリオが強く示唆されています。 [22] NASAのスウィフト宇宙望遠鏡による観測では、研究されたすべてのIa型超新星で、超巨星または巨大伴星が存在することが除外されました。超巨星伴星の吹き飛ばされた外殻はX線を放射するはずですが、この輝きはスウィフトのXRT (X線望遠鏡) によって最も近い53の超新星残骸で検出されませんでした。爆発後10日以内に観測された12のIa型超新星については、衛星のUVOT（紫外線/可視光線望遠鏡）は、超新星衝撃波に当たった加熱された伴星の表面から発生する紫外線放射を全く検出しなかった。これは、これらの超新星の祖先を周回する赤色巨星やそれより大きな恒星がなかったことを意味する。SN 2011feの場合、伴星は、もし存在したとしても、太陽よりも小さかったに違いない。[32]チャンドラX線観測衛星は、5つの楕円銀河とアンドロメダ銀河のバルジからのX線放射が予想より30～50倍暗いことを明らかにした。X線放射はIa型超新星の祖先である降着円盤から放射されるはずである。放射の消失は、降着円盤を持つ白色矮星がほとんどないことを示しており、一般的な降着に基づくIa型超新星モデルは除外される。[33]内側に渦巻く白色矮星のペアは、直接観測されたことはないものの、 重力波の発生源として強く推測されている。

タイプIax

準光度超新星のグループをIax型に分類することが提案されている。[34] [35]このタイプの超新星は必ずしも白色矮星の祖先を完全に破壊するわけではなく、ゾンビ星を残す可能性がある。[36] Iax型超新星の既知の例としては、歴史的な超新星SN 1181、SN 1991bg、SN 2002cx、SN 2012Zなどがある。

超新星SN 1181は、超新星残骸Pa 30とその中心星IRAS 00500+6713に関連していると考えられています。Pa 30は、CO型白色矮星とONe型白色矮星の合体によって形成されました。そのため、Pa 30とIRAS 00500+6713は、天の川銀河で唯一のSN Iax残骸となっています。[37]

観察

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した超新星残骸N103B 。 [38]

他のタイプの超新星とは異なり、Ia型超新星は楕円銀河を含むあらゆるタイプの銀河で一般的に発生する。これらの銀河は、現在恒星が形成されている領域を選好しない。[39]白色矮星は恒星の主系列進化期の終わりに形成されるため、このような長寿命の恒星系は、元々形成された領域から遠く離れた場所に移動してきた可能性がある。その後、近接連星系は質量移動段階（おそらく持続的な新星爆発を形成する）でさらに100万年を過ごし、Ia型超新星が発生する条件が整うまで、この状態が続く可能性がある。[40]

天文学における長年の課題は、超新星爆発の起源物質の特定である。起源物質を直接観測できれば、超新星モデルに有用な制約を与えることができる。2006年の時点で、そのような起源物質の探索は1世紀以上にわたって続けられていた。[41]超新星SN 2011feの観測は、有用な制約を与えた。ハッブル宇宙望遠鏡による以前の観測では、この爆発の位置に恒星は確認されなかったため、赤色巨星が起源物質ではないと考えられていた。爆発によって膨張したプラズマには炭素と酸素が含まれていることが判明し、起源物質は主にこれらの元素からなる白色矮星であった可能性が高い。[42] 同様に、2011年1月16日（UT）にパロマートランジェントファクトリー（PTF）によって発見された近傍SN PTF 11kx [43]の観測から、この爆発は赤色巨星を伴う単一の縮退した前駆星から発生したという結論に至り、SN Iaへの単一の前駆星経路は存在しないことが示唆されています。PTF 11kxの前駆星の直接観測は、サイエンス誌8月24日号で報告され、この結論を裏付けるとともに、前駆星が超新星爆発の前に周期的な新星爆発を経験していたことを示しています。これはまた、もう一つの驚くべき発見です。 [43] [44] しかし、その後の分析により、星周物質は単一縮退のシナリオには大きすぎるため、コア縮退のシナリオの方がより適切であることが明らかになりました。[45]

2015年5月、NASAはケプラー宇宙望遠鏡が爆発過程にあるIa型超新星KSN 2011bを観測したと報告した。爆発前の瞬間の詳細は、科学者がIa型超新星の標準光源としての品質をより正確に判断するのに役立つ可能性があり、これはダークエネルギーの議論において重要な点となる。[46]

2019年7月、ハッブル宇宙望遠鏡は重力レンズを通してIa型超新星の3枚の画像を撮影しました。この超新星は、3枚の画像における光の経路長の差により、明るさの進化において3つの異なる時期に現れました。ピーク光度から-24日、92日、107日です。4枚目の画像は2037年に撮影され、超新星の光度サイクル全体を観測できるようになります。[47]

光度曲線

この光度（太陽に対する相対光度、L 0）と時間のグラフは、Ia型超新星の特徴的な光度曲線を示しています。ピークは主にニッケル（Ni）の崩壊によるもので、後期段階はコバルト（Co）によってエネルギーが供給されています。
Ia型の1年間の光度曲線SN 2018gv

Ia型超新星は特徴的な光度曲線、すなわち爆発後の時間の関数としての光度のグラフを持つ。最大光度付近では、スペクトルには酸素からカルシウムまでの中間質量元素の線が含まれる。これらは星の外層の主成分である。爆発から数か月後、外層が透明になるまで膨張すると、スペクトルは星の中心核近くの物質、つまり爆発中に合成された重元素、特に鉄の質量に近い同位体（鉄ピーク元素）から放出される光によって支配される。ニッケル56からコバルト56を経て鉄56への放射性崩壊によって高エネルギー光子が生成され、これが爆発中期から後期にかけての噴出物のエネルギー出力を支配する。[13]

Ia型超新星を用いた精密距離測定は、チリと米国の天文学者による共同研究であるカラン/トロロ超新星サーベイによって開拓された。[48] 1990年代の一連の論文で、このサーベイでは、Ia型超新星のピーク光度が全て同じではないものの、光度曲線から測定された単一のパラメータを用いて、赤化されていないIa型超新星を標準光源値に補正できることが示された。この標準光源値への補正はフィリップスの関係式[49]として知られており 、このグループによって相対距離を7%の精度で測定できることが示された。[50]このピーク光度の均一性の原因は、おそらくチャンドラセカール限界付近で爆発した白色矮星で生成されるニッケル56の量に関係している。[51]

ほぼすべての既知のIa型超新星の絶対光度プロファイルの類似性により、これらは銀河系外天文学における二次標準光源として利用されてきました。[52]セファイド変光星距離尺度 の改良された較正[53]と、メーザー放射のダイナミクスからNGC 4258までの直接幾何学的距離測定[54]をIa型超新星の距離のハッブル図 と組み合わせることで、ハッブル定数の値が改良されました。

1998年、遠方のIa型超新星の観測により、宇宙が加速膨張しているという予想外の結果が示されました。[55] [56] この発見により、2つのチームから3名のメンバーがノーベル賞を受賞しました。[57]

サブタイプ

超新星残骸SNR 0454-67.2は、Ia型超新星爆発の結果である可能性が高い。[58]

Ia型超新星には大きな多様性があり、それを反映して、多数のサブクラスが特定されています。よく研究されている代表的な例として、1991T型超新星が挙げられます。これは、非常に強い鉄の吸収線と異常に小さなシリコンの特徴を示す、非常に明るいサブクラスです。 [59]そして、1991bg型超新星は、非常に暗いサブクラスで、強い初期のチタン吸収線と急速な測光・スペクトル変化を特徴としています。[60]異常な明るさにもかかわらず、両方の特異なグループのメンバーは、青色波長で定義されたフィリップスの関係を用いて距離を決定することで標準化できます。[61]

参照

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