「見えない星」を検出するシステム

しかし、超新星には、数十年にわたって天体物理学者を悩ませてきた、いわゆる「水素欠乏型」超新星が存在する。 実際、そして何らかの奇妙な理由で、科学者は前駆星を特定することができません。 まるでこれらの超新星がどこからともなく突然現れるかのようです。

この問題は、オーストリア科学技術大学 (ISTA) の天体物理学者であり、今週掲載される記事の筆頭著者であるイルバ・ゲトベルグ氏によって説明されています。科学それは、「現在のモデルが説明できるよりもはるかに多くの水素に乏しい超新星が存在する」ということです。 天体物理学によれば、これには 2 つの可能性しか残されていません。「この経路に沿って成熟する星を検出できないか、すべてのモデルを修正する必要があるかのどちらかです。」

水素の問題

「通常、超新星として爆発する星には水素が非常に豊富に含まれています」と研究者は続けます。 水素が不足しているということは、前駆星が水素に富んだ分厚いエンベロープを失ったに違いないことを示しています。 一方、これは連星伴星によるその外皮の破壊により、すべての大質量星の3分の1で自然に発生します。 しかし、もし本当にたくさんの星があるとしたら、それらの星は一体どこにあるのでしょうか？ そして、なぜ天文学者はそれらを見ることができないのでしょうか？

ゴットバーグ氏は、カナダのトロント大学のマリア・ドラウト氏と協力して、これらの失われた星の位置を特定できることが証明された観測モデルを開発しました。 実際、論文の中で二人の研究者は、この種のものとしては初めてとなる星の集団を記録しており、これによって最終的に知識の大きなギャップが埋まり、水素に乏しい超新星の起源に光が当てられることになる。

バイナリシステムでは

ゲトベルグとドラウトが探す星は通常、ペアになって連星系を形成しています。 これらの星系のいくつかは天文学者によく知られています。それらには、夜空で最も明るい星であるシリウス A と、地球から約 8.6 光年離れたその淡い伴星であるシリウス B が含まれます。

重要なのは、天体物理学者は、欠けている星が正確に大質量連星系から形成されたと期待しているということだ。 現在の理論によれば、2つの星は、より重い星の厚く水素を豊富に含む外皮が膨張し、その星自身の核よりも伴星に向かう強い引力を受けるまで、互いの軌道を周回すると考えられている。 これにより物質移動が始まり、水素エンベロープが完全に消滅し、コンパクトで恒星の 10 倍以上熱いヘリウム核が露出した状態になるまで、物質の真のジェットが星から星へと移動します。 太陽の表面。

これはまさにゲットベルグとドラウトが見つけようとしているタイプの星です。 「連星相互作用によって剥ぎ取られた中間質量のヘリウム星は、天体物理学において重要な役割を果たしていると考えられています」とゲトベルグ氏は言う。 しかし、これまでそれらは観察されていませんでした。 実際、既知のクラスのヘリウム星の間には大きなギャップがあります。最も重いウルフ・ライエ (WR) 星は太陽の 10 倍以上の質量を持っていますが、最も小さいものは質量が太陽の約 10 倍にすぎません。太陽の。 太陽質量の半分。 しかし、まさに水素の少ない超新星の前駆体となる、太陽質量が 2 ～ 8 の中間質量星は痕跡もありません。

本研究以前には、予想される質量と組成の基準を満たす星は 1 つだけ知られていました。 そしてそのスターは「準WR」（「ほぼウルフ・レイアー」）と呼ばれた。 「しかし、この経路をたどる星々の寿命は非常に長いので、観測可能な宇宙全体にたくさんの星が点在しているに違いありません」とゲトベルグ氏は説明する。 しかし、天文学者たちはそれらを一度も見ることができませんでした。

追加の知識

これを達成するために、ゲトベルグとドラウトは互いの補完的な知識を活用し、紫外線測光と光学分光法の助けを借りて、中質量ヘリウム星の予想と一致する 25 個の星の集団を特定することに成功しました。 これらの星は、よく研究されている隣接する 2 つの小さな銀河、大マゼラン雲と小マゼラン雲に位置しており、どちらも天の川銀河の衛星です。

「私たちは、これらの星が、単一星の生涯で最も青い段階である出生線よりも青いことを示しました。個々の星は、スペクトルのより赤い領域に向かって進化することによって成熟します。」星は内部に移動するだけです。外層が取り除かれると逆方向になるが、これは相互作用する連星ではよくあることだが、個々の大質量星では珍しいことであると予想される。」

次に、2人の科学者は光学分光法を使用して候補星の集団を検証し、それらがすべてイオン化ヘリウムの強いスペクトル特徴を持っていることを示しました。 「イオン化したヘリウムの強い線は、私たちに 2 つの重要なことを教えてくれます。1 つ目は、星の最外層がヘリウムによって支配されているということ、そして 2 つ目は、その表面が非常に熱いということです。」 「そしてそれは、剥ぎ取られた後に露出した、コンパクトでヘリウムを豊富に含む核を残した星にまさに起こることです。」

ただし、連星系では両方の星が観測されるスペクトルに寄与します。 そのため、新しい技術は、どの星がスペクトルに最も貢献しているかに基づいて、研究者が候補集団を分類できるように設計する必要がありました。 「この研究により、水素をほとんど含まない超新星の前駆体であると予測されている、中間質量の剥ぎ取られたヘリウム星の欠落集団を見つけることができました。これらの星は常にそこに存在しており、おそらくさらに多くの星がそこにあるでしょう。私たちはただ単純に、私たちの研究は最初の試みの 1 つかもしれませんが、他にも考えられる方法はあるはずです。