もっと超新星を見つけたいですか?光を追って

星の爆発以上に劇的なものはあるでしょうか?これらの爆発は、何か月もの間空を照らすことができる非常に明るくエネルギーに満ちた出来事だけでなく、宇宙において重要な役割を果たしています。超新星は重元素を生成し、それを周囲に拡散させ、そこで惑星や星の形成の次のラウンドに取り込まれることができます。

また、その爆風は周囲のガスを圧縮し、さらなる星の誕生を引き起こします。新しい星が形成されるたびに、宇宙はサイコロを振り、正しい数字が出れば、生命が存在する可能性のある惑星がこれらの星の周りに誕生する可能性があります。これが、天体物理学者がSN爆発に非常に興味を持っている理由です。

超新星爆発は決してきれいごとではありません。星は本質的に、外向きの放射線の力と内向きの重力の間でバランスをとっている。私たちの太陽のように、これらの力は何十億年にもわたってバランスが保たれます。しかし、星が水素をヘリウムに融合させるにつれて、ゆっくりと容赦なく質量を失います。

この質量損失は不安定性につながります。老化した星は脈動を起こし、物質の波を放出し、星の周囲に星周媒体（CSM）を形成します。けいれんが星を傷つけると、より多くの物質が殻に放出されます。最終的に、星はそれ自体を支えることができなくなり、太陽の数倍重い星の場合、星がそれ自体の質量を支えられずに崩壊するため、爆発が起こります。

最後の爆発では強力な爆風が発生し、CSM に衝突します。その爆発の中での恒星風をモデル化することは困難であることが判明しています。しかし、超新星からの光信号の多くは CSM と風の相互作用によって生成されるため、正しく理解することが重要です。

天体物理学者はこれらの風のモデル化に熱心に取り組み、以前のモデルでは風が安定した滑らかな力であることを示しています。しかし、観測結果が常にこれを裏付けているわけではありません。新しい研究では、CSM に衝突するこれらの風をより複雑にモデル化しました。モデリングの結果は、超新星爆発を観察および研究する新しい方法を提供する可能性があります。

研究のタイトルは「相互作用する超新星とその発見場所」。雑誌に掲載されます 天文学と天体物理学 現在、arXiv プレプリント サーバーでオンラインで入手できます。筆頭著者は、ドイツのポツダム大学物理天文学研究所の Robert Brose です。

「超新星爆発の初期の星周物質との相互作用は、粒子をPeVエネルギーまで加速する可能性があるが、これはまだ検出されていない」と研究者らは書いている。 PeV はペタ電子ボルトの略で、ガンマ線の領域です。 「この相互作用の現在のモデルは、爆風が滑らかで自由に膨張する恒星風に拡大すると仮定していますが、多くの超新星の多波長観測はこの仮定を裏付けていません。」

Broseらは、より滑らかで特徴のないCSMではなく、より複雑な密度プロファイルでCSMに衝突する爆風をモデル化することで、以前の研究者の研究を拡張した。これらには、超新星の前駆星からさまざまな距離にある CSM の高密度の多層殻が含まれていました。

「私たちの目的は、星周相互作用のガンマ線と多波長の兆候を予測することです」と彼らは説明します。

彼らは、風とCSMの相互作用により、超新星残骸からのガンマ線生成が大幅に増加する可能性があることを発見した。このガンマ線生成の増加は長期間持続する可能性があり、そのピークは爆発から数年後に現れることもあります。一部のタイプの SN 残骸、タイプ IIP およびタイプ IIn 超新星からの残光では、その明るさは、滑らかな恒星風からの明るさを数桁上回る可能性があります。

IIn 型超新星は、細い水素の線を持つ核崩壊超新星です。彼らの光の多くは、爆風が貝殻に到達して相互作用することによって生じます。 IIP 型超新星では、P はプラトーを表し、発光がプラトーに達することを意味し、発光が減少中に定常状態に達することを示します。

「タイプIIP爆発の場合、光線曲線のピークは爆発から数年後、爆風が星周殻に到達したときにのみ到達する」と著者らは書いている。

研究者らは、爆発波がCSMに衝突した際にSNから予想される複雑な多波長の光の痕跡を調べた。彼らは、ラジオ、光学、X 線などの光を検討しました。

しかし、重要な結果はガンマ線に関するものです。それらは SN 内の最も活発なプロセスから生じます。爆風で生成されるさまざまな同位体は、さまざまな指紋を持つガンマ線を生成し、これらによってどのような反応が起こっているかを説明できます。核崩壊超新星では、ガンマ線によって、爆発を引き起こすエンジンである SN の中心部で何が起こっているかが明らかになります。この研究は、ガンマ線のピークが考えられているよりもはるかに遅い可能性があることを示しています。

この研究は、少なくとも一部の種類の原種については、爆発から数十メガパーセクの間はガンマ線が検出可能であることを示している。 Brose と彼の共同研究者らは、高頻度の光学調査と連続的な無線およびミリ波帯の監視を使用して、これらの SN を発見できる観測戦略を提案しています。このようにして、ガンマ線天文台による追跡観測の有望なターゲットを見つけることができます。

ガンマ線天文台によって最初に検出された SN はほとんどありません。 SN は通常、他の望遠鏡によって他の波長で発見され、ガンマ線天文台がさらなる研究のためにそれらに照準を合わせます。この研究は別のアプローチを示唆しています。

「ガンマ線放出の遅いピークは、IACTの現在の観測戦略と矛盾している」と著者らは書いている。 IACT はイメージング大気チェレンコフ望遠鏡です。それらは、地球の大気に衝突するガンマ線を検出し、物理学者が軌道上のガンマ線望遠鏡ではアクセスできないエネルギー領域でガンマ線を検出できるようにします。彼らはガンマ線の観測を拡大します。

「光学線とX線の熱放出（いずれもガンマ線放出の後にピークに達する）を評価した後、高密度の殻と相互作用する最も極端なTypeIIPを捕捉するのに潜在的に適したツールとして高頻度の光学調査が特定されました」と研究者らは説明する。

「近くの宇宙ではサンプルサイズが少なく、必要な観測時間が短いため、爆発後の数年間、近くのSNeを無線とミリ波で体系的に監視することは、後期の殻相互作用を特定するのにも有益であることが証明される可能性がある」と研究者らは結論づけている。