iPTF14hls

iPTF14hls

超新星 iPTF14hls 検出前と検出後
観測データ Epoch J2000 [1]       Equinox
星座	おおぐま座
赤経	09時間20分34秒30 [1]
偏角	+50° 41′ 46.80″ [1]
見かけの等級 （V）	17.716 (R) [1]
天体測量
距離	156,200,000  pc (509,000,000 光年) [1]  pc
データベース参照
シンバド	データ

iPTF14hlsは、 2014年9月から約1,000日間連続して噴火し、その後残骸星雲となった珍しい超新星です。 [ ^{2 ]} この星は1954年にも噴火していました。 ^[4]理論や提案された仮説のいずれも、この天体のあらゆる側面を完全に説明するものではありません。

iPTF14hlsという恒星は、2014年9月に中間パロマートランジェントファクトリーによって発見され、^{[5] 2014年11月に}CRTS調査^[6]によってCSS141118:092034+504148として初めて公表されました。 ^[7]その情報に基づいて、2015年1月に爆発星であることが確認されました。^{[8] [4]当時は、約100日で暗くなる単一の超新星爆発（} II-P型）であると考えられていましたが、実際には、少なくとも5回明るさが変動しながら、約1,000日間爆発を続けました^[3]。^[1]明るさは50%も変化し、^[4] 5つのピークを経験しました。^[5]また、 II-P型超新星では時間とともに温度が下がると予想されますが、この天体は5000～6000 K程度のほぼ一定の温度を維持しています。^[1]過去の写真を確認したところ、1954年に同じ場所で爆発が起こった写真が見つかりました。^[4] 1954年以来、この星は6回爆発しています。^[9]

主任研究者^{[10]はイエア・アルカヴィです。彼の国際チームは}、ケックI望遠鏡の低解像度撮像分光計（LRIS）を使用して星のホスト銀河のスペクトルを取得し、ケックIIの深撮像多天体分光器（DEIMOS）を使用して異常な超新星自体の高解像度スペクトルを取得しました。^[11]

iPTF14hlsのホスト銀河は星形成矮小銀河であり、金属含有量が低いことを示唆しており、超新星スペクトルに見られる弱い鉄線吸収は、金属含有量の低い祖先と一致している。^[1]この研究では、爆発した星は太陽の少なくとも50倍の質量があったと推定されている。^[12]研究者らはまた、破片の膨張速度が他の既知の超新星よりも6倍遅く、スローモーションで爆発しているようだと述べている。しかし、これが相対論的な時間の遅れによるものである場合、スペクトルは同じ6倍赤方偏移するはずであり、これは彼らの観測と矛盾している。^[1] 2017年には、膨張速度は約1,000  km/s [ ^{13] [14]}

アルカヴィのチームは、他の国際的な望遠鏡や観測所と協力して、スペクトルの他の帯域でもこの天体の監視を続けている。 ^[15]これらの施設には、ノルディック光学望遠鏡、NASAのスウィフト宇宙望遠鏡、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡が含まれる。^[16]一方、ハッブル宇宙望遠鏡は2017年12月にこの場所の撮影を開始した。^{[15] [17]}

iPTF14hlsは2018年まで継続していたが、約1,000日後に光が劇的に減少したが、イベントは引き続き観測可能であり、^[3] 2018年11月までにそのスペクトルは残存星雲となった。^[3]この最新段階の高解像度画像は、ハッブル宇宙望遠鏡によって、周期25（2017年10月1日から2018年9月30日）中に取得された。^[3]

現在の理論では、最初の超新星爆発で恒星の水素がすべて消費され、恒星の初期のサイズに応じて、コアの残骸が中性子星またはブラックホールを形成すると予測されています。^{[1] [5] [4]} しかし、これらのメカニズムでは、非常に長い明るいプラトーと複数の明るいピークを持つ観測された光曲線を再現できません。^{[17] [18]} 2018年初頭以前に発表された仮説（以下にリストされている最初の3つ）のどれも、水素の継続的な存在や観測されたエネルギーを説明できませんでした。^{[19] [20]} Iair Arcaviによると、この発見には、既存の爆発シナリオの改良、または次のことができる新しいシナリオの開発が必要です。^[1]

1. 一般的なIIP 型超新星と同じスペクトル特性を示しますが、進化は 6 ～ 10 倍遅くなります。
2. 狭線スペクトル特性や、恒星周囲の物質相互作用を示す強い電波やX線放射を発生させることなく、光曲線を約6倍に延長するエネルギーを提供します。
3. 光曲線に少なくとも 5 つのピークを生成します。
4. 推定された線形成光球を連続光球から切り離します。
5. 600日以上にわたって一定の線速度勾配を持つ光球相を維持します。

一つの仮説は、恒星の中心部で反物質が燃えているというものである。 ^[5]この仮説によれば、大質量星の中心部は非常に高温になるため、エネルギーが物質と反物質に変換され、その結果、恒星は極めて不安定になり、何年にもわたって繰り返し明るい噴火を起こす。^[21]物質と接触した反物質は爆発を引き起こし、恒星の外層を吹き飛ばし、中心部はそのまま残る。このプロセスは、最終的な大爆発とブラックホールへの崩壊が起こるまで、数十年にわたって繰り返される可能性がある。^[12]

もう一つの仮説は、脈動性対不安定性超新星で、これは一連の激しい脈動が始まる前に質量の約半分を失う可能性のある大質量星である。^{[1] [19]}脈動のたびに、星から急速に離れる物質が以前に放出された物質に追いつき、衝突時に明るい閃光を発生させ、さらなる爆発をシミュレートする（超新星偽物を参照）。しかし、iPTF14hls超新星によって放出されるエネルギーは理論が予測する以上のものである。^[12]

マグネターモデルも観測された特徴の多くを説明できるが、滑らかな光曲線を与え、磁場の強度の変化を必要とする可能性がある。^{[20] [22]}

ジェニファー・E・アンドリュースとネイサン・スミスは、観測された光スペクトルは、放出された物質と高密度の星周物質（CSM）との衝撃相互作用の明確な兆候であると仮説を立てた。彼らは、SN 1998S、SN 2009ip、SN 1993Jなどの最近の超新星で見られるような、CSMの「包み込まれた」または「飲み込まれた」相互作用を伴う典型的な爆発エネルギーが「iPTF14hlsの特異な進化を説明できる」と提案した。^[23]

2017年12月、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡を使用した研究チームが、iPTF14hlsで初めて超新星からの高エネルギーガンマ線放射を検出した可能性があると報告した。^[16]ガンマ線源はiPTF14hlsの爆発から約300日後に出現し、現在も観測可能であるが、iPTF14hlsが観測されたガンマ線放射の正確な発生源であることを確認するには、さらなる観測が必要である。^[16]ガンマ線源とiPTF14hlsの関係が本当であれば、超新星噴出物によって生成された衝撃波における粒子加速の枠組みでそのガンマ線放射をモデル化することは困難である。エネルギー変換効率が非常に高い必要があるため、観測されたデータの一部を説明するには、近くの伴星からのジェット（異方性放射）が必要である可能性があることが示唆されている。^[16] X線放射は検出されていないため、ガンマ線放射の解釈は困難な作業となっている。^[24]

この仮説は、中性子星の伴星から生じた共通エンベロープジェット超新星（CEJSN）の偽物であると示唆している。この仮説は、「中性子星が進化した大質量星のエンベロープに入り、エンベロープ物質を集積し、その後周囲と相互作用するジェットを発射することによって開始される、新しいタイプの反復的な一過性爆発」を提案している。^{[25] [26]}噴出物の速度は超新星ではないにもかかわらず、10,000 km/sに達する。 ^[25]

あるチームは、観測された緩やかな膨張はフォールバック集積の影響である可能性を示唆し、モデルを提示した。^{[3] [27]}

超新星のような突然の爆発ではなく、質量損失率が変化する恒星風に似た長期的な流出は、iPTF14hlsだけでなくイータカリーナの光度曲線のデータにも当てはまる可能性がある。この観測結果は、非常に質量の大きい恒星からの極端な風の結果である可能性がある。^[28]

• 同様の噴火を起こしている巨大な星、イータ・カリーナ

• 光度曲線とスペクトル アーカイブ 2017-11-14 at the Wayback Machine on the Open Supernova Catalog アーカイブ 2016-03-03 at the Wayback Machine
• この星は爆発した後も死を拒む - engadget
• 少し爆発した星...その後大きく爆発した - SyFyWire