「電子を食べまくるネオン」が星の運命を左右することがわかる

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星の内部で電子を捕獲するネオンのイメージ画像。ポップな絵だが公式のもの。/Credit:Kavli IPMU
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  • 太陽のおよそ10倍質量の恒星は、白色矮星と中性子星の境界であり、なんらかの条件でその運命が分かれる
  • 新たな研究は、電子捕獲型超新星爆発が星内部で電子を食べるネオンが主な原因であり、この過程で中性子星が形成されることをシミュレーションで明らかにした

重い星の最後は、超新星爆発を起こして、ブラックホールや中性子星になると言われています。

しかし、軽い恒星の場合は、超新星爆発は起こさずに白色矮星という燃え尽きて予熱で光る星になります。

この境界となる重さが、太陽質量の8~10倍くらいの領域です。では、この境界領域にある星たちは、どうなると超新星爆発を起こして中性子星になり、どうなると白色矮星になるのでしょうか?

今回の研究は、この境界領域にある太陽質量のおよそ8.4倍という質量の星でシミュレーションを行い、その結果、ネオンが星の内部で電子を食いまくるせいで重力崩壊型超新星爆発が引き起こされるということを明らかにしました。

この超新星爆発の過程については、どの様になっているか議論の分かれる問題がありましたが、今回の研究成果は、そこに明確なシナリオを提示しています。

この研究は、東京大学国際高等研究所カブリ数物連携宇宙研究機構 (Kavli IPMU) の野本憲一氏を含む、国際共同研究チームより発表されていて、論文は米国天文学会の発行する天体物理学の科学雑誌『The Astrophysical Journal』に2019年11月15日付けで掲載されています。

Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars toward Electron-capture Supernovae: Effects of Updated Electron-capture Rate
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab4b4b

超新星爆発の種類

超新星爆発に種類があると言われてもあまりピンと来ないかもしれませんが、超新星爆発は星の重さや状況などによって、異なる過程で発生します。

大きな分類では、重力崩壊型超新星(Ⅱ型超新星)と核爆発型超新星(Ia型超新星)に分かれます。

核爆発型超新星は、白色矮星が伴星などから物質を吸い上げて質量を増し、チャンドラセカール限界を超えた際に起きるものです。(詳しくはこちらの記事を参照)

今回の研究が調査しているのは重力崩壊型超新星です。こちらは星が自重で潰れ重力崩壊を起こして発生する爆発です。

Ⅱ型超新星の原因となる重い星の重力崩壊(左)。Ⅰa型超新星の原因となる伴星から物質を奪う白色矮星。(右)/Credit:nature video/天文学辞典

さらにこの重力崩壊型超新星は、電子捕獲型と鉄の光分解型に分かれます。

鉄の光分解は太陽質量の10倍を超える重い星で起こる重力崩壊の原因です。

今回の研究がテーマとしているのは、太陽質量の8~10倍の星で起こる電子捕獲型超新星です。

この太陽質量の8~10倍というは星の運命の境界線になっている質量で、超新星爆発を起こして中性子星になる場合と、爆発せずに白色矮星になる場合があります。

そのため、この電子捕獲型の過程については、多くの研究者が興味を向けている問題でもあるのです。

ネオンが電子を食いまくる

太陽質量の8~10倍の星では、中心部に酸素・マグネシウム・ネオンを主成分とするコアができています。

このコアは電子の縮退圧というものによって、自重で潰れないよう星の重さを支えています。

しかし、星のコアが星の限界質量であるチャンドラセカール限界に近づいてくると、コアの密度がどんどん高まり、マグネシウムやネオンが電子捕獲という現象を起こし始めるのです。

電子捕獲とは、電子のエネルギーが高まったことで、原子核内の陽子が電子を食べてしまい中性子に変わってしまうという現象です。

電子捕獲の概略図。/Credit:Wikipedia Commons

これによって、星内部の電子が急速に失われることで、星の重さを支えていた電子の縮退圧も減っていき、さらに星は収縮していきます。

星のコアの中心密度が1010g/cm3(1立方センチメートルあたり100億グラム)を超えると、今度は酸素が燃焼を初めて、鉄やニッケルなどの鉄鏃原子核を生成します。

これらも星の収縮や、電子捕獲により発生する高熱によって原子核が分解され、自由になった陽子がさらなる電子捕獲を始めます。

この過程によって、中性子がメインのコア、中性子星が形成されていくわけですが、実際これが現実に起きている現象なのかどうかは議論が分かれていました。

今回の研究チームは、この過程を、新しく更新した密度依存性と温度依存性を持つ電子捕獲率でシミュレーションしたのです。

太陽質量の8.4倍という星のコアでシミュレーションを実行したところ、特にネオンが電子捕獲を活発に行っていて、これが原因となりコアが急速に収縮して中性子星が形成されることがわかりました。

Credit: Zha et al.

新しい電子捕獲率の効果を考慮すると、酸素の燃焼は星の中心から外れた場所でも起こることがわかりましたが、それでもコアは熱核爆発を起こすことなく重力崩壊したのです。

これにより、星の中心には中性子星が形成され、星は重力崩壊した際、この中性子星に落ちた外層の物質が弾かれて吹き飛び超新星爆発を起こしたのです。

星の運命の分かれ目

太陽質量の8~10倍の星では、恒星風(太陽でいう太陽風)によって外層が飛ばされ大量の質量損失が起きていた場合、この電子捕獲が進まずに白色矮星になることがわかりました。

もし、恒星風の質量損失が少なかった場合、電子捕獲が進み、今回のメカニズムによって中性子星が形成されて、超新星爆発が起きることが、今回の研究によって示されました。

これはおうし座にあるかに星雲を形成した超新星の原理についても、説明するものだといいます。

Credit:NASA、ESA、J. DePasquale (STScI)、and R. Hurt (Caltech/IPAC)

かに星雲といえば、1054年に観測された超新星爆発で、中国や日本、アラブなどの天文学者の記録の中にも登場し、藤原定家の日記にも書かれていたといわれる、非常に明るい天体現象です。それは、昼間でも確認できたといいます。

そんな超新星爆発の特徴も、今回のシミュレーションで説明できるとは、なんともロマンがありますね。

 

reference: Kavli IPMU / written by KAIN
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