Ia型超新星

Ia型超新星（「Ia型」と読みます）は、連星系（互いに周回する2つの星）で発生する超新星で、一方の星は白色矮星です。もう一方の星は、巨大星からさらに小さな白色矮星まで、何でもあり得ます。 ^{[ 1 ]}

物理的には、回転速度の遅い炭素-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、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、電子縮退圧が破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。白色矮星が連星伴星から徐々に質量を降着したり、別の白色矮星と合体したりする場合、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いうのが一般的な仮説です。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 ]}超新星爆発で星を束縛から解き放つ。^{[ 5 ]}

Ia型 超新星は、白色矮星が爆発する際の臨界質量が一定であるため、ピーク時の光度が比較的安定しています。この安定したピーク光度のおかげで、これらの爆発は標準光源として、宿主銀河までの距離を測定するために利用できます。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す指標となるのです。

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・ツヴィッキーによって考案されたミンコフスキー・ツヴィッキー超新星分類体系のサブカテゴリーである。^{[ 7 ]}このタイプの超新星が形成される方法はいくつかあるが、それらは共通の根本的なメカニズムを共有している。理論天文学者は、このタイプの超新星の始祖星は白色矮星であると長年信じており、これに関する経験的証拠は、2014年に銀河メシエ82でSN 2014Jが観測されたときに発見された。^{[ 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太陽_質量のチャンドラセカール限界を超えることがあり、それを超えると電子縮退圧が重力崩壊に対してその質量を支えられなくなる。^{[ 9 ]}対抗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、降着誘発非放出プロセスで崩壊して中性子星^を形成するだろう。^[ 10 ^{] [ 11 ]} 

しかし、Ia型超新星爆発をモデル化する天文学者の間では、この限界は実際には到達せず、崩壊も開始されないというのが現在の見解である。代わりに、質量の増加による圧力と密度の増加により中心核の温度が上昇し、^{[ 3 ]}白色矮星が限界の約99%に近づくと、^{[ 12 ]}約1,000年続く対流期が始まる 。^{[ 13 ]}この煮えたぎる段階のある時点で、炭素核融合によって燃焼火炎前線が発生する。火炎の発生場所や発生点の数など、点火の詳細はまだ不明である。^{[ 14 ]}その後すぐに酸素核融合が開始されるが、この燃料は炭素ほど完全に消費されない。^{[ 15 ]}

核融合が始まると、白色矮星の温度が上昇します。熱圧によって支えられている主系列星は膨張して冷却することができ、これにより熱エネルギーの増加が自動的に調整されます。しかし、縮退圧は温度に依存しないため、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ず、暴走核融合反応に対して脆弱です。フレアは、レイリー・テイラー不安定性や乱流との相互作用などにより、劇的に加速します。このフレアが亜音速の爆燃から超音速の爆轟に変化するかどうかは、依然として大きな議論の的となっています。^{[ 13 ] [ 16 ]}

超新星がどのように点火するかの正確な詳細はともかく、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 ]}それに伴って放出されるエネルギーによって内部温度が数十億度まで上昇することは一般的に受け入れられている。放出されるエネルギー（1–2 × 10 ⁴⁴ J  ) ^{[ 17 ]}は星を分離するのに十分すぎるほどです。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ます。星は激しく爆発し、衝撃波を放出します。衝撃波では、物質は通常、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% 。爆発で放出されるエネルギーは、光度の極端な増加も引き起こします。Ia型超新星の典型的な視覚的絶対等級はM _v = −19.3（太陽の約50億倍の明るさ）で、ほとんど変化がありません。^{[ 13 ]} Ia型超新星はコンパクトな残骸を残さず、以前の白色矮星の全質量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と似ており、白色矮星は物質をよりゆっくりと降着し、チャンドラセカール限界に近づきません。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ますが、星は破壊されません。^{[ 13 ]}

Ia型超新星は、II型超新星とは異なり、 II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放出によって、大質量星の核が崩壊する際に外層が破滅的な爆発を起こすことで発生します。^{[ 18 ]}

他のタイプの超新星とは異なり、 Ia型超新星は一般的に楕円銀河を含むすべてのタイプの銀河で発生します。現在恒星が形成されている領域に偏りはありません。^{[ 40 ]}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星系は、最初に形成された領域から遠く離れている可能性があります。その後、近接連星系は、 Ia型超新星が発生する条件が整う前に、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100万年を過ごす可能性があります。^{[ 41 ]}

天文学における長年の問題は、超新星の起源天体の特定である。起源天体を直接観測すれば、超新星モデルに有用な制約を与えることができる。2006年現在、そのような起源天体の探索は1世紀以上も続けられている。^{[ 42 ]}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、この現象の位置に星は見られなかったため、赤色巨星が起源天体である可能性は排除された。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、起源天体は主にこれらの元素で構成された白色矮星である可能性が高い。^{[ 43 ]} 同様に、パロマー・トランジェント・ファクトリー（PTF）によって2011年1月16日（UT）に発見された近傍の超新星 PTF  11kx ^{[ 44 ]}の観測から、この爆発は赤色巨星伴星を持つ単一縮退前駆星から発生したという結論に至り、Ia型超新星への単一前駆星経路は存在しないことが示唆された。PTF 11kx の前駆星の直接観測は、サイエンス誌の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起こしていたことも示しており、これはまた別の驚くべき発見である。 ^{[ 44 ] [ 45 ]} しかし、その後の分析により、周星物質は単一縮退シナリオには質量が大きすぎ、中心核縮退シナリオによりよく適合することが明らかになった。^{[ 46 ]}  

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。新星爆発前の瞬間の詳細は、科学者がIa型超新星を標準光源としてより適切に評価するのに役立つ可能性があり、これはダークエネルギー の議論における重要なつながりである。^{[ 47 ]}

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枚の画像を撮影した。この超新星は、3枚の画像における光の経路長の違いにより、明るさの変化の3つの異なる時点（最大光度から-24日、92日、107日）で現れた。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る。^{[ 48 ]}

光度曲線

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要構成要素である。爆発後数か月が経過し、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付近の物質、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に至る放射性崩壊によって高エネルギー光子が生成され、これが中間期から後期にかけての噴出物のエネルギー出力の主要因となる。^{[ 13 ]}

Ia型超新星を用いて精密な距離を測定する手法は、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。^{[ 49 ]} 1990年代の一連の論文で、このサーベイは、Ia型超新星は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る単一のパラメータを使用して、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を示した。標準光源値への元の補正はフィリップス関係として知られており^{[ 50 ]} 、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。^{[ 51 ]}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付近で爆発する白色矮星で生成されるニッケル56の量に関連している。^{[ 52 ]}

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、 それらは銀河系外天文学における二次標準光源として使用されるようになった。^{[ 53 ]}ケフェイド変光星距離スケール の改良された較正^{[ 54 ]}とメーザー放射のダイナミクスからのNGC 4258への直接的な幾何学的距離測定^{[ 55 ]}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、ハッブル定数の改良された値が得られている。

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ように見える という予想外の結果が示された。^{[ 56 ] [ 57 ]} この発見により、2つのチームの3人のメンバーがノーベル賞を受賞した。^{[ 58 ]}

Ia型超新星の分類内には大きな多様性がある。これを反映して、多数のサブクラスが特定されている。よく研究されている2つの顕著な例としては、1991T型超新星、高輝度超新星、${\displaystyle (M_{V}\lesssim -19.5)}$特に強い鉄吸収線と異常に小さなシリコンの特徴を示すサブクラス^{[ 60 ]}と、非常に暗い1991bgのようなサブクラス${\displaystyle (M_{V}\gtrsim -18)}$強い初期チタン吸収特性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。^{[ 61 ]}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、青色波長で定義されたフィリップス関係を使用して距離を決定することにより標準化できます。^{[ 62 ]}

• 炭素爆発― 白色矮星における暴走核融合 
• 宇宙距離梯子― 天文学者が天体までの距離を決定するために用いる一連の方法 
• 超新星観測の歴史– 古代および現代における超新星爆発の観測記録 
• 超新星残骸のリスト
• 地球近傍超新星– 地球の生物圏に影響を与えるほど近い場所で発生する超新星 
• 超新星残骸– 爆発した星の残骸 

• Falck, Bridget (2006). "ADEPTによるIa型超新星宇宙論" . ジョンズ・ホプキンス大学。2007年10月30日のオリジナルからアーカイブ。 2007年5月20日取得。
• 「スローン超新星サーベイ」。スローンデジタルスカイサーベイ。2007年2月27日。 2007年5月25日取得。
• 「新星と超新星」 . peripatus.gen.nz。2007年8月15日のオリジナルからアーカイブ済み。2007年5月25日取得。
• 「主要な超新星の種類に関する情報源」。Pole Star Publications Ltd. 2003年8月6日。 2007年11月25日取得。（Ia型前駆細胞が発見された）

• 「新星と超新星の爆発が発見された」 . peripatus.gen.nz。2007年8月15日のオリジナルからアーカイブ済み。2007年5月25日取得。
• SNFactoryがIa型「標準ろうそく」が多数の質量を持つことを実証（2014年3月4日）