毎年、だいたい 1,000 個の Ia 型超新星が空で爆発します。 これらの星の爆発は、繰り返し可能なパターンで明るくなってから消えていくため、「標準的なろうそく」として使用されています。これは、天文学者がその外観からそれらのいずれかまでの距離を推測できるほど均一に明るい天体です。
宇宙に対する私たちの理解は、これらの標準的なろうそくに基づいています。 宇宙論における最大の謎の 2 つを考えてみましょう。 宇宙の膨張率はどれくらいですか? と なぜ拡大率が加速するのか? これらの問題の両方を理解するための努力は、Ia 型超新星を使用して行われた距離測定に大きく依存しています。
しかし、研究者たちは、この奇妙に一様な爆発を引き起こす原因を完全には理解していません。 それらが発生する可能性のある方法が複数ある場合、それらがどのように表示されるかの小さな矛盾が、宇宙の測定値を損なう可能性があります.
過去 10 年間で、Ia 型超新星を引き起こすものに関する特定の話、つまり各爆発を白色矮星と呼ばれる暗い星のペアにまでたどる話への支持が集まっています。 今回、研究者たちは初めて、二重白色矮星シナリオのコンピューター シミュレーションで Ia 型爆発の再現に成功し、理論に重要な後押しを与えました。 しかし、シミュレーションはいくつかの驚きももたらし、宇宙で最も重要な爆発のいくつかの背後にあるエンジンについて、どれだけ多くのことを学ばなければならないかを明らかにしました.
ドワーフの起爆
天体が標準的なろうそくとして機能するためには、天文学者はその固有の明るさ、または光度を知らなければなりません。 彼らはそれを空に見える物体の明るさ（または薄さ）と比較して、その距離を計算することができます。
1993年、天文学者マーク・フィリップス プロットした Ia 型超新星の光度が時間とともにどのように変化するか。 重要なことに、ほぼすべての Ia 型超新星は、フィリップスの関係として知られるこの曲線に従います。 この一貫性は、何十億光年も離れたところにあるこれらの爆発の極端な光度とともに、天文学者が持っている最も強力な標準的なろうそくになります. しかし、それらの一貫性の理由は何ですか?
ヒントは、ありそうもない元素ニッケルから来ています。 Ia 型超新星が空に現れると、天文学者は放射性ニッケル 56 があふれ出すのを検出します。 そして彼らは、ニッケル 56 が白色矮星に由来することを知っています。白色矮星は、炭素と酸素の高密度で地球サイズのコアのみを保持し、ヘリウムの層に覆われています。 しかし、これらの白色矮星は不活性です。 超新星は何でもありません。 パズルは、ある状態から別の状態に移動する方法です。 「『どうやってこれをするの？』という明確な答えはまだありません」 ラース・ビルステン天体物理学者であり、カリフォルニア州サンタバーバラにあるカブリ理論物理学研究所の所長であり、Ia 型超新星を専門としています。 「どうやって爆発させるの？」
約 10 年前までは、白色矮星が臨界質量に達するまで近くの恒星からガスを吸い上げたという説が主流でした。 そのコアは、暴走核反応を引き起こし、超新星に爆発するのに十分なほど熱く高密度になります。
そして2011年、その理論は覆されました。 SN 2011feは、数十年ぶりに発見された最も近いタイプ Ia であり、爆発の非常に早い段階で発見されたため、天文学者は伴星を探す機会がありました。 何も見られなかった.
研究者たちは関心を新しい理論、いわゆる D6シナリオ—早口言葉の頭字語「動的に駆動される二重縮退二重爆発」。 ケン・シェン、カリフォルニア大学バークレー校の天体物理学者。 D6 シナリオでは、白色矮星が別の白色矮星を捕獲し、そのヘリウムを盗むことを提案しています。これは、最初の矮星のヘリウム殻で核融合を引き起こすほどの熱を放出するプロセスです。 融合するヘリウムは、ドワーフのコアの奥深くに衝撃波を送ります。 その後、爆発します。