白色矮星の冷却異常

白色矮星の冷却異常は、これらのコンパクトな恒星残骸の超大質量型において観測されている、さらなる冷却遅延である。[ 1 ]白色矮星が冷却するにつれて、内部の結晶化によってエネルギーが放出され、冷却速度が遅くなる。しかし、この結晶形成プロセスに基づいてモデル化された冷却速度は、観測された超大質量白色矮星のサンプルの冷却速度と必ずしも一致するわけではない。代わりに、より質量の大きいイオンの堆積が、重力エネルギーの放出を通じて失われた熱を供給している可能性がある。[ 2 ] [ 3 ]その結果、一部の白色矮星はこれまで考えられていたよりも数十億年古い可能性がある。[ 4 ]

背景

白色矮星と他の恒星の相対的なグループ分けを示すHR図

白色矮星は、通常は熱核融合反応によってエネルギーを生成しない恒星残骸です。代わりに、蓄えられた残りのエネルギーを、着実に減少する速度で放射放出します。 [ 5 ]ヘルツシュプルング・ラッセル図（恒星の有効温度と光度の散布図）において、この冷却は時間の経過とともに右下がりの順序で進むと見ることができます。つまり、白色矮星の温度と光度は、エネルギーが失われるにつれて、時間の経過とともに減少していくのです。[ 6 ]

ある時点で、炭素-酸素白色矮星の冷却核では、静電相互作用が熱運動よりも優位になり始め、イオンは格子構造に結晶化する。この過程の結果としてエネルギーが放出され、冷却速度が遅くなる。[ 7 ]老化する白色矮星は、結晶化が起こる領域で最大10億年を過ごすため、HR図上ではパイルアップ現象が生じる。結晶化した領域における元素の沈降によって重力エネルギーから追加の熱が発生し、冷却プロセスがさらに遅くなる。[ 8 ]

Gaiaデータの結果

白色矮星のGaiaベースのHR図。3つの枝のようなグループを示している。

2018年には、ガイア天体測定宇宙ミッションによる2回目のデータが公開され、天文学者に公開されました。このデータには、約26万個の白色矮星候補の正確な位置と測光データが含まれています。[ 9 ]この情報により、初めてこれらの天体の基礎特性に関する大規模なデータが得られました。得られた結果から得られたシグネチャーの一つとして、結晶化に伴う潜熱の放出によってHR図上にパイルアップが検出されたことが挙げられます。[ 8 ] [ 10 ]

これらの星のHR図には、A、B、Q枝と呼ばれる3つの枝状のグループが見られます。これらは、主要な種族（A）、2番目に顕著な特徴（B）、そして2018年に新たに観測された際にこの枝の性質が疑問視されていたことを示すために当初「Q」と名付けられた3つ目の特徴に対応しています。偶然にも、A枝はスペクトル型DAの白色矮星の種族と強く関連しており、B枝はスペクトル型DBの白色矮星の種族と相関しており、Q枝にはスペクトル型DQの白色矮星が多数含まれています（ただし、Q枝には他にも多くのスペクトル分類が存在します）。最初の2つは、水素とヘリウムに富む大気を持つ白色矮星と関連しており、Q枝の集束は超大質量白色矮星と関連しています。[ 1 ]後者のクラスには、酸素ネオン白色矮星と炭素酸素連星系合体生成物が含まれており、Q分岐の特徴は、この領域でこれまで予想されていた酸素ネオン白色矮星ではなく、超大質量結晶化炭素酸素白色矮星と最も密接に一致しているように見える。[ 2 ] [ 3 ]

Q枝の集積は通常の冷却経路とは関連がなく、冷却遅延の結果である。高質量白色矮星のこの集積は、標準的な結晶化モデルで予測されるよりも幅が狭く、より明るいことから、異常な冷却遅延が生じていることを示唆している。[ 1 ]標準的な結晶化モデルではこの遅延は最大約10億年と予測されていたが、統計的推論によれば、超大質量白色矮星の約7%では、この追加の冷却遅延が最大80億年続く可能性があることが判明した。[ 1 ]

ネオン22の沈降

ネオン22同位体の沈降が冷却異常を説明できるのではないかと提案された。 [ 1 ]この元素は、 CNOサイクルからエネルギーを生成する恒星コアで生成される。[ 1 ] CNOサイクルは、太陽の少なくとも1.3倍の質量を持つ通常の主系列星の主要な核融合プロセスである。[ 11 ] CNOサイクルは窒素14を蓄積し、これは後にヘリウムとの核融合によって22Neに変換される。この中性子の重いネオン同位体は、炭素-酸素白色矮星の縮退内部で下向きの圧力を受け、コアに向かって沈降する。[ 12 ]太陽質量の白色矮星内のネオン同位体の初期の重力エネルギーポテンシャルは6.8 × 10 47  ergで、これは約89億年冷却を遅らせるのに十分な量である。[ 1 ]ネオン同位体の拡散は内部の液体領域で起こると予想されて いる。

孤立粒子の拡散計算に基づくと、この提案の問題点は、沈降速度が冷却遅延を考慮に入れるのに十分ではないという点である。沈降速度を高めるために、22 Neイオンがクラスターを形成し、それによってより速い沈降が可能になるという仮説が立てられた。[ 2 ]結晶化に近づく液体状態では、ネオンイオンのグループは、周囲の炭素と酸素の混合物と比較して、互いにより強く結合する可能性がある。数十億年という必要な冷却遅延を考慮するには、少なくとも1,000個のネオンイオンからなる沈降クラスターが必要である。最終的な結果は、ネオン滴の雨となり、それらは下降しながら他のネオン滴と融合し、継続的に成長する。しかし、この仮説のシミュレーションは、典型的な炭素-酸素白色矮星に見られる低い存在比レベルでは、 22 Neクラスターの形成は起こり得ないことを実証した。[ 13 ] [ 14 ]

代替仮説として、白色矮星内の結晶化物質は、周囲の液体と比較して22 Ne が枯渇する可能性があると示唆された。ネオンの枯渇が十分に大きい場合、これらの結晶は周囲の液体よりも密度が低く、結晶化した内部から離れて上昇する。上昇する結晶は最終的に融解し、結晶化前線付近に22 Ne が濃縮された蒸留液体が残る。適切な相分離条件が満たされると、ネオンは炭素と酸素とともに結晶化し、ネオンに富む層が形成される。この蒸留プロセスが白色矮星で結晶化が最初に開始されたときに始まる場合、結果はネオンに富む核と大量の重力エネルギーの放出をもたらす。結晶化の開始が遅い場合、表面に近い場所にネオンに富む殻が形成され、重力エネルギーの放出は少なくなる。[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]

その他の提案

鉄はネオンよりも存在比は低いものの、中性子過剰率が高いため、原子核あたりの加熱が2倍になり、沈降速度も速まる。太陽の質量を仮定すると、太陽質量の白色矮星は 56 Fe同位体の10 −3 M ☉。この鉄のほんの一部でも沈殿すると、10 −4から10 −3  L ☉ の冷却過程を10億年かけて繰り返します。しかし、超大質量白色矮星におけるこの冷却過程の遅延は1億年程度と予想されるため、それだけではQ分岐の冷却異常を説明するには不十分です。鉄結晶の沈殿は中心部に蓄積され、約10 −3 L ☉ の鉄核を形成する可能性があります。直径100km。このようなコアは、恒星震学を用いて検出できるはずである。[ 17 ]

質量移動の結果、進化中の恒星は炭素と酸素からなる伴星である白色矮星と合体することがあります。ヘリウムに富む核を持つ準巨星の場合、合体した恒星は22 Neとヘリウムを融合させて26 Mgを形成します。マグネシウムの質量分率は、恒星が白色矮星になる前に着実に増加します。ネオン22同位体と同様に、マグネシウムは蒸留過程を経て核へと輸送され、重力エネルギーを放出します。その結果、40億年の冷却遅延が生じる可能性があり、Q分枝における古い白色矮星の過剰発生を説明するのに役立つ可能性があります。[ 18 ]

参考文献

  1. ^ a b c d e f g Cheng, Sihao; et al. (2019年12月)、「高質量白色矮星の冷却異常」、The Astrophysical Journal、886 (2)、id. 100、arXiv : 1905.12710、Bibcode : 2019ApJ...886..100C、doi : 10.3847/1538-4357/ab4989。
  2. ^ a b c Bauer, Evan B.; et al. (2020年10月)、「Multi-gigayear White Dwarf Cooling Delays from Clustering-enhanced Gravitational Sedimentation」、The Astrophysical Journal、902 (2)、id. 93、arXiv : 2009.04025、Bibcode : 2020ApJ...902...93B、doi : 10.3847/1538-4357/abb5a5。
  3. ^ a b Camisassa, María E.; et al. (2021年5月)、「永遠に若い白色矮星：恒星の老化が止まるとき」、Astronomy & Astrophysics、649、id. L7、arXiv：2008.03028、Bibcode：2021A&A...649L...7C、doi：10.1051/0004-6361/202140720。
  4. ^フェルナンデス、エリザベス（2024年4月）「一部の白色矮星は以前考えられていたよりも古い可能性がある」、物理学、17 67、id. 67、Bibcode：2024PhyOJ..17...67F、doi：10.1103/Physics.17.67。
  5. ^ D'Antona, Francesca; Mazzitelli, Italo (1990)、「白色矮星の冷却」、Annual Review of Astronomy and Astrophysics、28 : 139– 181、Bibcode : 1990ARA&A..28..139D、doi : 10.1146/annurev.aa.28.090190.001035。
  6. ^ Factor, Sam (2019年11月19日) 「The Slowly Cooling White Dwarfs Who Say Ne!」、AAS Nova 、2025年2月7日閲覧。
  7. ^ van Horn, HM (1968年1月)、「白色矮星の結晶化」、Astrophysical Journal、151 :227、Bibcode : 1968ApJ...151..227V、doi : 10.1086/149432。
  8. ^ a b Tremblay, Pier-Emmanuel; et al. (2019年1月)、「進化する白色矮星の冷却過程におけるコア結晶化とパイルアップ」、Nature、565 (7738): 202– 205、arXiv : 1908.00370、Bibcode : 2019Natur.565..202T、doi : 10.1038/s41586-018-0791-x、PMID 30626942。 
  9. ^ Brown, AGA ; et al. ( Gaia collaboration ) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties 」 . Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
  10. ^ Bergeron, P.; et al. (2019年5月)、「ガイア時代における白色矮星の基本パラメータの測定について」、The Astrophysical Journal、876 (1)、id.67、arXiv : 1904.02022、Bibcode : 2019ApJ...876...67B、doi : 10.3847/1538-4357/ab153a。
  11. ^サラリス、マウリツィオ; カッシシ、サンティ (2005)、『星と恒星集団の進化』、ジョン・ワイリー・アンド・サンズ、pp.  119– 121、ISBN 0-470-09220-3、 2025年2月8日閲覧。
  12. ^ Isern, J.; et al. (1991年1月)、「白色矮星の冷却における微量化学種の役割」、天文学と天体物理学、241 (1): L29– L32、Bibcode : 1991A&A...241L..29I。
  13. ^ Caplan, ME; Horowitz, CJ; Cumming, A. (2020年10月1日). 「白色矮星冷却中のネオンクラスター形成と相分離」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 902 (2): L44. arXiv : 2010.00036 . Bibcode : 2020ApJ...902L..44C . doi : 10.3847/2041-8213/abbda0 .
  14. ^ a b Blouin, Simon; et al. (2021年4月)、「超大質量白色矮星の冷却異常に対する解決策としての22 Ne相分離」、 The Astrophysical Journal Letters、911 (1)、id. L5、arXiv : 2103.12892、Bibcode : 2021ApJ...911L...5B、doi : 10.3847/2041-8213/abf14b。
  15. ^ Bédard, Antoine; et al. (2024年3月)、「浮力のある結晶が白色矮星の冷却を止める」、Nature、627 (8003): 286– 288、arXiv : 2409.04419、Bibcode : 2024Natur.627..286B、doi : 10.1038/s41586-024-07102-y、PMID 38448597。 
  16. ^ Koberlein, Brian (2024年3月9日)、「White Dwarfs Might Be Less Dead Than We Thought」、Universe Today 、 2025年2月6日閲覧。
  17. ^ Caplan, ME; et al. (2021年9月)、「白色矮星における鉄の堆積と鉄の内核による冷却遅延」、The Astrophysical Journal Letters、919 (1)、id. L12、arXiv : 2108.11389、Bibcode : 2021ApJ...919L..12C、doi : 10.3847/2041-8213/ac1f99。
  18. ^ Shen, Ken J.; et al. (2023年10月)、「Q分岐冷却異常は白色矮星と準巨星の合体によって説明できる」、The Astrophysical Journal Letters、955 (2)、id. L33、arXiv : 2308.04559、Bibcode : 2023ApJ...955L..33S、doi : 10.3847/2041-8213/acf57b。

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