NASAのウェッブ宇宙望遠鏡でかに星雲の起源を調査

かに星雲の画像は多数あるけど、ジェームスウエッブ宇宙望遠鏡のデータを追加した映像は初公開か？以下、機械翻訳。
NASAのウェッブ宇宙望遠鏡でかに星雲の起源を調査
NASA のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の NIRCam (近赤外線カメラ) と MIRI (中赤外線装置) によるこの画像は、かに星雲のさまざまな構造の詳細を示しています。
クレジット: NASA、ESA、CSA、STScI、T. Temim (プリンストン大学)
2024年6月17日
新たなデータにより、この異常な超新星爆発に関する私たちの見解が修正されました。

科学者チームはNASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、おうし座の6,500光年離れたところにある超新星残骸、かに星雲の組成を解析した。望遠鏡のMIRI（中赤外線装置）とNIRCam（近赤外線カメラ）を使って、チームはかに星雲の歴史を解明するのに役立つデータを収集した。

かに星雲は、巨大な恒星の死によるコア崩壊型超新星爆発の結果です。この超新星爆発自体は西暦 1054 年に地球で観測され、昼間でも観測できるほど明るかったです。今日観測されているはるかにかすかな残骸は、ガスと塵の膨張殻と、パルサー (高速で回転し、高度に磁化された中性子星)によって放出される風です。

かに星雲も非常に珍しい。その非典型的な構成と非常に低い爆発エネルギーは、これまで電子捕獲型超新星によって説明されてきた。電子捕獲型超新星は、より一般的な鉄の核ではなく、酸素、ネオン、マグネシウムからなる、あまり進化していない核を持つ星から発生する珍しいタイプの爆発である。

「ウェッブのデータにより、解釈の可能性が広がりました」と、ニュージャージー州プリンストン大学の研究主執筆者であるティー・テミム氏は言う。「ガスの組成はもはや電子捕獲爆発を必要としませんが、弱い鉄核崩壊型超新星でも説明できます。」


画像 A: かに星雲 (NIRCam および MIRI)
かに星雲。複雑な構造を持つ楕円が、黒い背景の左下から右上に伸びています。楕円の外側には、黄色と緑のふわふわした物質が光り輝いています。その内側の殻には、塊や節がちりばめられた、黄白と緑のまだら模様の糸状の大規模なループが見られます。残骸の内部には、煙のような青色の半透明の細いリボンがあり、中心に向かって最も明るくなっています。青色の物質は、残骸内の特定の領域から急激に曲がるなど、さまざまな方向をたどっています。かすかで薄い青色の物質のリングが、星雲の中心を取り囲んでいます。超新星残骸の周囲と内部には、青、緑、紫、白の光の点がたくさんあります。
NASA のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の NIRCam (近赤外線カメラ) と MIRI (中赤外線装置) によるこの画像は、かに星雲のさまざまな構造の詳細を示しています。超新星残骸は、二重イオン化硫黄 (緑色で表示)、温かい塵 (マゼンタ色)、シンクロトロン放射 (青色) など、いくつかの異なる要素で構成されています。かに星雲内部の黄白色のまだら模様のフィラメントは、塵と二重イオン化硫黄が重なる領域を表しています。この観測は、一般観測プログラム 1714 の一環として行われました。
: NASA、ESA、CSA、STScI、T. テミム (プリンストン大学)
過去を理解するために現在を学ぶ
これまでの研究では、現在の噴出物の量と速度に基づいて爆発の全運動エネルギーが計算されてきた。天文学者たちは、爆発の性質は比較的低エネルギー（通常の超新星の10分の1以下）であり、その起源となる恒星の質量は太陽の8～10倍の範囲で、激しい超新星爆発で死ぬ恒星とそうでない恒星の間の微妙な境界線上にあると推測した。

しかし、電子捕獲型超新星理論と「かに座」の観測結果、特に観測されたパルサーの急速な動きとの間には矛盾がある。近年、天文学者は鉄核崩壊型超新星についての理解も深まり、現在では恒星の質量が十分に低ければ、このタイプの超新星も低エネルギーの爆発を起こす可能性があると考えている。

ウェッブ測定は過去の結果を調和させる
かに座の原始星と爆発の性質に関する不確実性を軽減するために、テミム氏が率いるチームはウェッブの分光機能を利用して、かに座の内部フィラメント内にある2つの領域に焦点を絞った。

理論によれば、電子捕獲型超新星の核の化学組成が異なるため、ニッケルと鉄 (Ni/Fe) の存在比は太陽 (以前の世代の恒星からこれらの元素を含む) で測定された比よりもはるかに高くなるはずです。1980 年代後半から 1990 年代前半の研究では、可視光と近赤外線のデータを使用してかに座銀河団内の Ni/Fe 比が測定され、電子捕獲型超新星のシナリオに有利と思われる高い Ni/Fe 存在比が記録されました。

感度の高い赤外線機能を備えたウェッブ望遠鏡は、現在、かに星雲の研究を前進させています。研究チームは MIRI の分光機能を使用してニッケルと鉄の輝線を測定し、より信頼性の高い Ni/Fe 存在比の推定値を得ました。この比率は太陽と比較するとまだ高いものの、以前の推定値と比較するとわずかに高く、はるかに低いことがわかりました。

修正された値は電子捕獲と一致しているが、同様に低質量の恒星からの鉄核崩壊爆発を排除するものではない。（より質量の大きい恒星からの高エネルギー爆発は、太陽の組成に近い比率を生み出すと予想される。）これら 2 つの可能性を区別するには、さらなる観測と理論的な研究が必要となるだろう。

「現在、ウェッブのスペクトルデータはかに座銀河団の2つの小さな領域をカバーしているため、残骸をさらに詳しく研究し、空間的な変化を特定することが重要だ」と、ワシントンの海軍研究所のマーティン・ラミング氏で論文の共著者は述べた。「コバルトやゲルマニウムなど他の元素からの輝線を特定できるかどうかを見るのも興味深いだろう」

ビデオ: かに星雲の分解
Crab Nebula Deconstructed
このビデオは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって観測されたかに星雲を構成するさまざまな主要構成要素を示しています。何十年にもわたる研究にもかかわらず、この超新星残骸は、どのような祖先星と爆発がこのダイナミックな環境を生み出したのかを理解しようとする天文学者を困惑させ続けています。
画像 - NASA、ESA、CSA、STScI、Tea Temim（プリンストン大学） ビデオ - Joseph DePasquale（STScI）
カニの現在の状態をマッピングする
この望遠鏡は、かに星雲内部の2つの小さな領域からスペクトルデータを抽出して存在比を測定するほか、残骸のより広い環境を観測して、シンクロトロン放射と塵の分布の詳細を把握しました。

MIRI が収集した画像とデータにより、研究チームは初めてかに座銀河団内の塵の放出を分離し、高解像度で地図化することができました。Webb で温かい塵の放出を地図化し、さらにそれをハーシェル宇宙望遠鏡の冷たい塵粒子のデータと組み合わせることで、研究チームは塵の分布の包括的な図を作成しました。最も外側のフィラメントには比較的温かい塵が含まれ、中心付近には冷たい粒子が多く見られます。

「かに星雲の塵が見られる場所は、カシオペヤAや超新星1987Aなどの他の超新星残骸とは異なっているため興味深い」と、アリゾナ大学スチュワード天文台のネイサン・スミス氏（論文共著者）は語る。「それらの天体では、塵はまさに中心にあります。かに星雲では、塵は外殻の密集した繊維の中にあります。かに星雲は、最も近く、最も明るく、最もよく研究されている天体は奇妙な傾向があるという天文学の伝統に忠実です。」

これらの研究結果は、The Astrophysical Journal Lettersに掲載されることが承認されました。

この観察は、一般観測プログラム 1714の一環として行われた。

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、世界最高の宇宙科学観測所です。ウェッブ望遠鏡は、太陽系の謎を解き明かし、他の星々の周りの遠くの世界を観察し、宇宙の神秘的な構造と起源、そして宇宙における私たちの位置を探っています。ウェッブ望遠鏡は、NASA がパートナーである ESA (欧州宇宙機関) と CSA (カナダ宇宙機関) と共同で主導する国際プログラムです。

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これらの研究結果は、The Astrophysical Journal Lettersに掲載されることが承認されました。