지금으로부터 약 3천만 년 후 HD265435 시스템에 대한 아티스트의 인상. 더 작은 백색 왜성은 뜨거운 하위 왜성을 독특한 “눈물” 모양으로 왜곡합니다. 크레딧: 워릭 대학교 / 마크 갈릭
- 워릭 대학교(University of Warwick)가 이끄는 국제 팀이 초신성으로 향하는 쌍성계에 대한 드문 견해를 만들었습니다.
- 항성계의 운명은 특이한 광학적 차이에 의해 결정되었는데, 이는 하나의 별이 거대한 백색 왜성 동반자에 의해 눈물방울 모양으로 왜곡되었다는 신호입니다.
- 그러한 항성계의 초신성은 우주의 팽창을 측정하는 “표준 양초”로 사용될 수 있습니다.
천문학자들은 눈물방울 모양의 별의 경고 신호를 관찰함으로써 두 개의 별이 멸망하기 직전까지 솟아오르는 희귀한 광경을 목격했습니다.
비극적 인 형태는 강력한 중력으로 별을 왜곡시키는 거대한 백색 왜성으로 인해 발생하며, 이는 둘 모두를 소모하게 될 궁극적인 초신성의 촉매가 될 것입니다. 워릭 대학교(University of Warwick)가 이끄는 천문학자들과 천체 물리학자들로 구성된 국제 팀이 발견한 이 별은 언젠가 백색 왜성이 중심핵을 다시 태우는 것을 보게 될 몇 안 되는 항성계 중 하나입니다.
2021년 7월 12일 팀에서 발표한 새로운 연구 자연 천문학 그는 두 별이 Ia형 초신성으로 끝날 가능성이 있는 나선의 초기 단계에 있다고 주장합니다.
이 연구는 Deutsche Forschungsgemeinschaft(DFG, 독일 연구 기관)와 연구 및 혁신을 위한 영국의 일부인 과학 기술 시설 위원회로부터 자금 지원을 받았습니다.
HD265435는 약 1,500광년 떨어져 있으며 뜨거운 반왜성과 백색 왜성으로 구성되어 있으며 서로를 약 100분의 속도로 공전하고 있습니다. 백색 왜성은 모든 연료를 태우고 스스로 붕괴하여 작지만 매우 밀도가 높은 “죽은” 별입니다.
일반적으로 Ia형 초신성은 백색 왜성의 핵이 점화되어 열핵 폭발을 일으킬 때 발생한다고 믿어집니다. 이러한 상황이 발생할 수 있는 두 가지 시나리오가 있습니다. 첫 번째 경우 백색 왜성은 찬드라세카르 한계로 알려진 우리 태양 질량의 1.4배에 달하는 질량을 얻게 됩니다. HD265435는 여러 별에 가까운 항성계의 총 질량이 이 한계에 가깝거나 그 이상인 두 번째 시나리오에 적합합니다. 이 임계값에 도달하여 Ia형 초신성을 유발할 수 있는 다른 항성계는 몇 개 밖에 발견되지 않았습니다.
이전에 포츠담 대학교에 소속되어 있던 워릭 대학교 물리학과의 잉그리드 벨리솔리 박사는 “초신성이 어떻게 폭발하는지 정확히 알지 못하지만 다른 곳에서 일어나는 것을 보았기 때문에 초신성이 폭발해야 한다는 것을 알고 있습니다. 우주에서.
“한 가지 방법은 백색 왜성이 뜨거운 하위 왜성으로부터 충분한 질량을 얻으면 두 가지가 서로 공전하고 가까워지면 물질이 뜨거운 하위 왜성에서 탈출하여 백색 왜성 위로 떨어지기 시작한다는 것입니다. 또 다른 방법은 그들은 중력파 방출로 인해 에너지를 잃으면 합쳐질 때까지 가까워질 것입니다. 백색 왜성은 어느 쪽이든 충분한 질량을 얻으면 초신성으로 변할 것입니다.”
NASA의 TESS(Transiting Exoplanet Survey Satellite) 데이터를 사용하여 팀은 뜨거운 하위 왜성을 관찰할 수 있었지만 뜨거운 하위 왜성이 훨씬 더 밝기 때문에 백색 왜성은 관찰할 수 없었습니다. 그러나 이 밝기는 시간이 지남에 따라 변하여 별이 근처의 무거운 물체에 의해 눈물방울 모양으로 왜곡되었음을 나타냅니다. 팔로마 천문대와 WM 켁 천문대에서 측정한 반경 방향 속도와 회전 속도를 사용하고, 뜨거운 아왜성에 대한 거대한 물체의 영향을 모델링함으로써, 천문학자들은 숨겨진 백색 왜성이 우리 태양만큼 무겁지만 지구의 태양보다 약간 작다는 것을 확인할 수 있습니다. 반지름.
우리 태양 질량의 0.6배를 약간 넘는 뜨거운 아왜성의 질량과 결합하면 두 별은 Ia형 초신성을 만드는 데 필요한 질량을 가지고 있습니다. 두 별은 이미 서로 나선형을 시작하기에 충분히 가깝기 때문에 백색 왜성은 필연적으로 약 7천만 년 후에 초신성으로 갈 것입니다. 이 연구를 위해 특별히 제작된 이론적인 모델은 뜨거운 하위 왜성이 동반자와 병합하기 전에 백색 왜성으로 축소될 것이라고 예측합니다.
Ia형 초신성은 우주론에서 “표준 양초”로 중요합니다. 그들의 밝기는 일정하며 특정 유형의 빛에 대해 천문학자가 가져야 할 밝기를 우리가 지구에서 관찰하는 것과 비교할 수 있으며, 이를 통해 그들이 얼마나 멀리 떨어져 있는지를 매우 정확하게 알 수 있습니다. 멀리 떨어진 은하에서 초신성을 관찰함으로써 천문학자들은 이 은하가 얼마나 빨리 움직이는지 알고 있는 것과 초신성으로부터의 거리를 결합하여 우주의 팽창을 계산합니다.
Pelisoli 박사는 다음과 같이 덧붙입니다. “초신성이 어떻게 작동하는지 더 많이 이해할수록 표준 양초를 더 잘 보정할 수 있습니다. 이러한 유형의 표준 양초에서 얻는 것과 우리가 통과하는 것 사이에 불일치가 있기 때문에 이것은 현재 매우 중요합니다. 다른 방법.”
“초신성이 어떻게 형성되는지에 대해 더 많이 이해할수록 우리가 보는 이러한 불일치가 우리가 깨닫지 못하거나 고려하지 않는 새로운 물리학 때문인지, 아니면 단순히 그 거리에서 불확실성을 줄이기 때문인지 더 잘 이해할 수 있습니다.
“추정 및 관측된 은하계 초신성 비율과 우리가 보는 선조체 수 사이에는 또 다른 불일치가 있습니다. 우리는 많은 은하계를 관찰하거나 별의 진화를 통해 우리 은하계에 얼마나 많은 초신성이 있을 것인지 추정할 수 있습니다. 그리고 이 숫자는 일정합니다. 그러나 초신성이 될 수 있는 천체를 찾는다면, 우리는 충분하지 않습니다. 이 발견은 뜨거운 하위 왜성과 백색 왜성 쌍성이 기여할 수 있는 것을 추정하는 데 매우 유용했습니다. 여전히 많지 않은 것 같고 우리가 관찰한 어떤 채널도 충분하지 않은 것 같습니다.”
참조: Ingrid Pelisoli, B. Neontophil, S.의 “뜨거운 반왜 백색 왜성 초 찬드라세카르 필터 초신성 Ia 조상” . van Roestel, V. Schaffenroth 및 BN Barlow, 2021년 7월 12일, 여기에서 볼 수 있습니다. 자연 천문학.
DOI: 10.1038 / s41550-021-01413-0
