Type_Ia_supernova
Ia型超新星は、（読み：「1-A型」）の一種である超新星で発生バイナリシステム（二星星のいずれかである、互いに旋回）白色矮星。もう1つの星は、巨星からさらに小さな白色矮星まで、何でもかまいません。
メディアを再生する
中核に
惑星状星雲、 Henize 2から428は、2
白色矮星わずか1つの下の星
太陽質量はそれぞれ百万約700年（アーティストの印象）の両方を破壊Ia型超新星をマージして作成することが期待されています。
物理的には、回転の低い速度を有する炭素-酸素白色矮星は1.44太陽質量（以下に限定されるM ☉）。 この「臨界質量」を超えて、それらは再点火し、場合によっては超新星爆発を引き起こします。やや紛らわしいことに、この臨界質量は、電子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るにもかかわらず、チャンドラセカール質量と呼ばれることがよく白色矮星がバイナリコンパニオンから徐々に質量を降着させるか、2番目の白色矮星と融合する場合、一般的な仮説は、チャンドラセカール質量に近づくにつれて、そのコアが炭素核融合の点火温度に達するというものです。核融合の開始から数秒以内に、白色矮星の物質のかなりの部分が暴走反応を起こし、十分なエネルギーを放出します（1–2 × 10 44 J）超新星爆発で星をアンバインドします。
超新星のタイプIaカテゴリは、白色矮星が爆発するこの固定された臨界質量のために、かなり一貫したピーク光度を生成します。それらの一貫したピーク光度により、これらの爆発を標準光源として使用して、ホスト銀河までの距離を測定できます。地球から観測されたIa型超新星の視覚的な大きさは、地球からの距離を示します。
2015年5月、NASAは、ケプラー宇宙天文台が爆発の過程でIa型超新星であるKSN2011bを観測したと報告しました。新星以前の瞬間の詳細は、科学者が標準光源としてのIa型超新星の品質をよりよく判断するのに役立つ可能性がこれはダークエネルギーの議論における重要なリンクです。
2021年9月、天文学者は、ハッブル宇宙望遠鏡が重力レンズを通してIa型超新星の3つの画像を撮影したと報告しました。この超新星は、3つの画像の光の経路長が異なるため、明るさの変化の3つの異なる時点で現れました。ピーク光度から-24、92、および107日で。4番目の画像は2037年に表示され、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。
コンテンツ
1 コンセンサスモデル
2 形成
2.1 単一の縮退した前駆体 2.2 二重縮退前駆体 2.3 タイプIax
3 観察
3.1 光度曲線
4 サブタイプ
5 も参照してください
6 参考文献
7 外部リンク
コンセンサスモデル
Bバンドの最大光の1日後のIa型超新星
SN1998aqのスペクトル
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の天文学者フリッツ・ツビッキーによって考案された、ミンコウスキー-ツビッキー超新星分類スキームのサブカテゴリです。このタイプの超新星が形成できるいくつかの手段がありますが、それらは共通の根本的なメカニズムを共有しています。理論上の天文学者は、このタイプの超新星の前駆星は白色矮星であると長い間信じていました。これの経験的証拠は、銀河 メシエ82でIa型超新星が観測された2014年に発見されました。場合ゆっくり回転する 炭素-酸素白色矮星accretesはコンパニオンから重要で、それが1.44程度のチャンドラセカール限界超えることができ M ☉それはもはや電子縮退圧でその重量を支えることができる超えし、。対抗するプロセスがない場合、白色矮星は崩壊して中性子星を形成します。降着によって引き起こされる非放出プロセスでは、主に以下で構成される白色矮星の場合に通常発生します。マグネシウム、ネオン、および酸素。
しかし、Ia型超新星爆発をモデル化する天文学者の間の現在の見解は、この限界が実際に達成されることはなく、崩壊が開始されることは決してないというものです。代わりに、重量の増加による圧力と密度の増加により、コアの温度が上昇し、白色矮星が限界の約99％に近づくと、対流の期間が続き、約1、000年続きます。この煮る段階のある時点で、炭素核融合を動力源とする爆燃火炎面が生まれます。火炎が始まる場所やポイントの数など、点火の詳細はまだ不明です。酸素核融合はその後まもなく開始されますが、この燃料は炭素ほど完全には消費されません。
G299タイプIa
超新星残骸。
核融合が始まると、白色矮星の温度が上昇します。主系列でサポートされているスターの熱圧力が拡大し、自動的に熱エネルギーの増加を調節する冷却することができます。ただし、縮退圧力は温度に依存しません。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ので、暴走する核融合反応に対して脆弱です。レイリー・テイラー不安定性と乱流との相互作用が原因の1つとして、フレアは劇的に加速します。このフレアが亜音速爆燃から超音速 爆轟に変わるかどうかはまだかなりの議論の問題です。
超新星がどのように発火するかの正確な詳細に関係なく、白色矮星の炭素と酸素のかなりの部分がわずか数秒の期間内に重い元素に融合し、それに伴ってエネルギーが放出されることが一般に認められています。内部温度を数十億度に上げます。放出されたエネルギー（1–2 × 10 44 J）のに十分以上であるアンバインド星。つまり、白色矮星を構成する個々の粒子は、互いに離れて飛ぶのに十分な運動エネルギーを獲得します。星は激しく爆発し、衝撃波を放出します。衝撃波では、通常、物質は次のオーダーの速度で放出されます。5，000〜20，000 km / s、光速の約6％。爆発で放出されたエネルギーはまた、光度の極端な増加を引き起こします。典型的な視覚的な絶対的な大きさはIa型超新星のは、MのV = -19.3（億約5倍明るい日より）、変化の少ないです。
このタイプの超新星の理論は、白色矮星が物質をよりゆっくりと降着させ、チャンドラセカール限界に近づかない新星の理論に似ています。新星の場合、落下物は星を破壊しない水素核融合表面爆発を引き起こします。
Ia型超新星は、異なるタイプII超新星の放出によって給電中核崩壊など大規模な星の外層の激変爆発によって引き起こされる、重力ポテンシャルエネルギーを介してニュートリノ放出。
形成
形成過程
降着円盤は、伴星の巨星からガスを取り除くコンパクトなボディ（白色矮星など）の周りに形成されます。
NASAの画像
超新星形成の爆燃から爆轟モデルの爆発段階のスーパーコンピューターシミュレーション。
単一の縮退した前駆体
このカテゴリーの超新星を形成するための1つのモデルは、近接連星系です。前駆体のバイナリシステムは主系列星で構成されており、一次星は二次星よりも多くの質量を持っています。質量が大きいため、プライマリは、星の包絡線が大幅に拡大する漸近巨星分枝に進化する最初のペアです。2つの星が共通のエンベロープを共有している場合、システムはかなりの量の質量を失い、角運動量、軌道半径、および周期を減少させる可能性が一次星が白色矮星に退化した後、二次星は後に赤色巨星に進化し、一次星への大量降着の段階が設定されます。この最後の共有エンベロープフェーズでは、角運動量が失われるため、2つの星が互いに接近してらせん状になります。結果として生じる軌道は、数時間という短い期間を持つことができます。 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
白色矮星のコンパニオンは、準巨星や（軌道が十分に近い場合）主系列星を含む他のタイプのコンパニオンからも物質を降着させる可能性がこの降着段階での実際の進化過程は、降着速度と白色矮星の仲間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、不確実なままです。
単一の縮退した前駆体がIa型超新星全体の20％以下を占めると推定されています。
二重縮退前駆体
Ia型超新星をトリガーするための2番目の可能なメカニズムは、結合された質量がチャンドラセカール限界を超える2つの白色矮星の合併です。結果として生じる合併は、スーパーチャンドラセカール質量白色矮星と呼ばれます。 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約されません。
天の川銀河内の孤立した星の衝突は、1回に1回だけ発生します 10 7へ10 13 年。新星の出現よりもはるかに少ない頻度です。衝突は、球状星団の密なコア領域でより頻繁に発生します（青色はぐれ星を参照 ）。考えられるシナリオは、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す。この衝突は、2つの白色矮星の密接な連星系を残す可能性がそれらの軌道は崩壊し、それらは共有エンベロープを介して融合します。 SDSSスペクトルに基づく研究では、テストされた4，000個の白色矮星のうち15個の二重システムが見つかりました。これは、ミルキーウェイで100年ごとに二重白色矮星が合併することを意味します。この率は、近隣で検出されたIa型超新星の数と一致します。
二重縮重シナリオは、異常に大量の（2ために提案されたいくつかの説明の一つである M ☉の）前駆体のSN 2003fg。 白色矮星が1つしかないすべての可能なモデルが除外されているため、SNR0509-67.5の唯一の可能な説明です。コンパニオンスターの残骸が発見されていないことを考えると、SN1006についても強く示唆されています。 NASAのSwift宇宙望遠鏡で行われた観測では、研究されたすべてのIa型超新星の既存の超巨星または巨大なコンパニオンスターが除外されました。超巨星の伴星の吹き飛ばされた外殻はX線を放出するはずですが、この輝きは、53個の最も近い超新星残骸のスウィフトのXRT（X線望遠鏡）によって検出されませんでした。爆発から10日以内に観測された12個のIa型超新星について、衛星のUVOT（紫外線/光学望遠鏡）は、超新星衝撃波が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示さなかった。つまり、赤色巨星やより大きな星が周回していなかった。それらの超新星前駆体。SN 2011feの場合、コンパニオンスターは、存在する場合は太陽よりも小さかったはずです。チャンドラが5つのX線放射ことを明らかにした楕円銀河との膨らみアンドロメダ銀河は30~50倍暗い予想以上です。X線放射は、Ia型超新星前駆体の降着円盤から放出されるはずです。放射の欠落は、降着円盤を持っている白色矮星がほとんどないことを示しており、Ia型超新星の一般的な降着ベースのモデルを除外しています。内向きにらせん状の白色矮星のペアは、直接観測されていませんが、強く推測される重力波の発生源です。
二重縮退シナリオは、標準光源としてのIa型超新星の適用可能性について疑問を投げかけます。これは、2つの融合する白色矮星の総質量が大幅に変化するため、光度も変化することを意味します。
タイプIax
ヘリウムが白色矮星に降着するときに発生する亜発光超新星のグループは、タイプIaxとして分類されるべきであると提案されています。 このタイプの超新星は、白色矮星の前駆体を常に完全に破壊するとは限らず、代わりにゾンビ星を残します。
観察
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された超新星残骸 N103B。 他のタイプの超新星とは異なり、Ia型超新星は一般に楕円形を含むすべてのタイプの銀河で発生します。それらは、現在の星形成の領域に対する選好を示し白色矮星は主系列星の進化期の終わりに形成されるため、そのような長寿命の星系は、それが最初に形成された領域から遠く離れてさまよった可能性がその後、近接連星システムは、Ia型超新星が発生する条件が整う前に、物質移動段階でさらに100万年を費やす可能性があります（おそらく持続的な新星爆発を形成します）。
天文学における長年の問題は、超新星前駆体の同定でした。前駆体を直接観察すると、超新星モデルに有用な制約が与えられます。2006年の時点で、そのような前駆体の探索は1世紀以上続いていました。超新星SN2011feの観測は、有用な制約を提供しました。ハッブル宇宙望遠鏡での以前の観測では、イベントの位置に星が表示されなかったため、赤色巨星がソースとして除外されました。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わかり、前駆体は主にこれらの元素で構成された白色矮星であった可能性が同様に、パロマートランジエントファクトリー（PTF）によって2011年1月16日（UT）に発見された近くのSN PTF 11kx の観測は、この爆発が赤色巨星の単一縮退前駆体から生じるという結論に導きます。巨大な仲間であり、したがって、SNIaへの単一の前駆経路がないことを示唆しています。PTF 11kxの前駆体の直接観測は、Scienceの8月24日版で報告され、この結論を裏付けています。また、前駆体星が超新星の前に周期的な新星噴火を経験したことも示しています。これも驚くべき発見です。 しかし、その後の分析により、星周円盤の物質は単一縮退シナリオには大きすぎ、コア縮退シナリオによりよく適合することが明らかになりました。
光度曲線
時間に対する光度（太陽に対する相対、L 0）のこのプロットは
、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すが
、後の段階はコバルト（Co）を動力源としてい Ia型超新星には特徴的な光度曲線があり、爆発後の時間の関数としての光度のグラフです。最大光度の時間の近くで、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ています。これらは星の外層の主成分です。爆発の数か月後、外層が透明点まで拡大すると、スペクトルは、爆発中に合成された重元素である星の中心近くの物質から放出される光によって支配されます。鉄の塊（鉄のピーク要素）に近い最も顕著な同位体。ニッケル56からコバルト56、鉄56への放射性崩壊により、高エネルギーの光子が生成されます。これは、中期から後期の噴出物のエネルギー出力を支配します。
正確な距離を測定するためのIa型超新星の使用は、チリと米国の天文学者の協力であるカラン/トロロ超新星調査によって開拓されました。 1990年代の一連の論文で、調査はIa型超新星がすべて同じピーク光度に達するわけではないが、光度曲線から測定された単一のパラメーターを使用して、赤くなっていないIa型超新星を標準光源値に補正できることを示しました。標準光源値に対する元の補正はフィリップス関係として知られており、このグループによって7％の精度で相対距離を測定できることが示されました。ピーク輝度のこの均一性の原因は、おそらくチャンドラセカール限界近くで爆発する白色矮星で生成されたニッケル56の量に関連しています。
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、銀河系外天文学における二次標準光源としての使用につながっています。の改良された較正セファイド可変距離尺度へと直接幾何学的距離測定NGC 4258のダイナミクスからメーザーの放出をと組み合わせハッブル図Ia型超新星距離がの改善値をもたらしましたハッブル定数。
1998年に、遠方のIa型超新星の観測は、宇宙が加速膨張しているように見えるという予想外の結果を示しました。 その後、2つのチームからの3人のメンバーが、この発見に対してノーベル賞を受賞した。
サブタイプ
超新星残骸SNR0454-67.2は、Ia型超新星爆発の結果である可能性が
Ia型超新星のクラスには大きな多様性がこれを反映して、多数のサブクラスが特定されました。2つの著名でよく研究された例には、1991Tのようなものが含まれます。（（ V
≲− 19.5 ）。 { displaystyle（M_ {V} lesssim -19.5）}
特に強い鉄吸収線と異常に小さいシリコンの特徴を示すサブクラスと1991bgのようなもので、非常に薄暗い（（ V
≳− 18 ）。 { displaystyle（M_ {V} gtrsim -18）}
強力な初期チタン吸収機能と急速な測光およびスペクトル進化を特徴とするサブクラス。異常な光度にもかかわらず、両方の特異なグループのメンバーは、距離を決定するためにフィリップスの関係を使用することによって標準化することができます。
も参照してください
炭素爆発
宇宙の距離梯子
超新星観測の歴史
超新星残骸のリスト
超新星残骸
参考文献
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外部リンク
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SNFactoryはタイプIaの「標準光源」に多くの質量があることを示しています（2014年3月4日）
太陽系ポータル”