いちエーがた‐ちょうしんせい〔‐テウシンセイ〕【Ⅰa型超新星】
Ia型超新星
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Ia型超新星(いちえいがたちょうしんせい、Type Ia supernova)は、超新星、激変星のサブカテゴリーの1つである。白色矮星の激しい爆発の結果生じる。白色矮星は、核融合を終え、寿命が尽きた恒星の残骸である。しかし、炭素と酸素に富む白色矮星は、温度が十分に高いと、莫大なエネルギーを放出してさらに核融合を進めることができる。
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- 1 Ia型超新星とは
- 2 Ia型超新星の概要
- 3 観測
- 4 関連項目
Ia型超新星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/30 08:27 UTC 版)
Ia（いちエー）型超新星は、白色矮星が起こす超新星爆発である。これは白色矮星と恒星が連星となっており、恒星から放出されたガスが流れ込んだ白色矮星の質量がチャンドラセカール限界（太陽の1.44倍）を越えると起こる。このように爆発を起こす質量が一定である点から、爆発時の本当の明るさも一定だと考えられる。さらに非常に明るいことから、非常に遠方の爆発も観測できる。 ただし、Ia型超新星の爆発メカニズムの理論的解明はまだ十分になされていない。このため、地球の近くで起きたIa型超新星の爆発と、例えば10億光年離れた（10億年前の）Ia型超新星の爆発が、同じエネルギー放出を起こすかが明らかではない。また、超新星爆発は我々の銀河で過去400年ほど発生していないように、頻度が非常に低い。そのために全天を監視し続けて超新星が爆発した際に追跡観測を行うという体制になっており、目標の天体や銀河を先に決めてからそこまでの距離を測るというようなことは不可能である。
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Ia型超新星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/14 00:25 UTC 版)
詳細は「Ia型超新星」を参照 孤立した自転していない白色矮星の質量は、チャンドラセカール限界であるおよそ1.4太陽質量を超えることはできない。この限界質量は、白色矮星が高速で自転しており、非一樣である場合は大きくなりうる。連星を成す白色矮星は伴星から物質を降着し、質量と密度の両方が増大する可能性がある。このような白色矮星の質量がチャンドラセカール限界に近付くと、理論的には白色矮星中での核融合への爆発的な点火か、中性子星への崩壊へとつながる可能性がある。 白色矮星への降着は、Ia型超新星の起源として現在支持されている SD (single degenerate) モデルでの爆発をもたらす。このモデルでは、炭素・酸素白色矮星が伴星から質量を引き寄せることで、質量を降着しそのコアが圧縮される:14。質量がチャンドラセカール限界に近付くと、核の圧縮加熱によって炭素燃焼が点火すると考えられている。白色矮星は熱圧力ではなく量子縮退圧によって重力に対抗して自らを支えているため、天体の内部に熱が加えられた場合は温度は上昇するが圧力は増加しない。そのため白色矮星はそれに応じて膨張したり冷却したりしない。むしろ、温度の上昇は暴走的な過程で核融合の反応率を加速させる。この熱核反応は数秒のうちに白色矮星の大部分を燃料として消費し、天体を跡形もなく破壊するIa型超新星の爆発を引き起こす。 別のIa型超新星の候補メカニズムとしては、2つの白色矮星を必要とする DD (double degenerate) モデルと呼ばれるものがある。これは連星系にある2つの炭素・酸素白色矮星が合体し、炭素核融合が点火するチャンドラセカール限界質量よりも大きな質量を持つ天体が形成されるというものである:14。 Ia型超新星に至るまでの降着の兆候は、観測では記録されていない。これは現在では、降着によって天体は最初にチャンドラセカール限界質量を超える質量を獲得し、その一方で同じく降着によって自転が非常に高速に加速されたからだと考えられている。白色矮星への降着が止まると、爆発を妨げるのには不十分な速度になるまで天体の自転は徐々に減速していく。 歴史的な明るい超新星 SN 1006 は白色矮星によるIa型超新星であったと考えられており、おそらくは2つの白色矮星の合体によるものである。「ティコの超新星」として知られる1572年の SN 1572 もIa型超新星であり、爆発の残骸が検出されている。
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Ia型超新星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/09 05:26 UTC 版)
Ia型超新星は白色矮星の質量がチャンドラセカール限界を超えたときに発生する爆発現象で、極めて明るく、かつ（適切な較正のもとで）光度が常に一定であると考えられている。このためIa型超新星は宇宙の標準光源として理想的な対象であり、高赤方偏移宇宙でのIa型超新星の見かけの等級と赤方偏移を比較することで、その光度距離の赤方偏移依存性を測定することができる。これは平坦な宇宙モデルのもとで赤方偏移 z {\displaystyle z} が1より小さいとき d L ( z ) = c z H 0 [ 1 + 1 2 ( 1 − q 0 ) z + O ( z 2 ) ] {\displaystyle d_{L}(z)={\frac {cz}{H_{0}}}\left[1+{\frac {1}{2}}(1-q_{0})z+{\mathcal {O}}(z^{2})\right]} という形で減速パラメータ q 0 {\displaystyle q_{0}} に依存するから、Ia型超新星の観測によって減速パラメータを決定することができる。1998年にハイゼット超新星探索チームと超新星宇宙論計画は独立に遠方のIa型超新星の観測を行い、減速膨張 ( q 0 > 0 {\displaystyle q_{0}>0} ) が棄却されることを示した。なおこの業績でソール・パールマッター、ブライアン・P・シュミット、アダム・リースは2011年のノーベル物理学賞を受賞した。
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Ia型超新星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/27 05:50 UTC 版)
「チャンドラセカール限界」の記事における「Ia型超新星」の解説
「Ia型超新星」も参照 Ia型超新星は、連星をなす白色矮星が伴星からのガス吸収により質量がチャンドラセカール限界を越えたために水素の核融合反応が暴走し超新星となったものである。よって質量は一定となり光度も等しくなると考えられ、見かけ上の明るさから距離を割り出せるため標準光源として利用されている。 しかしながら、SN 2003fg、SN 2006gz、SN 2007if、SN 2009dcのように、明るすぎる特異なIa型超新星も複数見つかっており、如何なるメカニズムで白色矮星がチャンドラセカール限界を超える質量を持てるのかについては未だ十分に解明されていない。超高速の自転による遠心力に因って重力が減じられているとする説、強力な磁場で支えられているとする説などがある。
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