中性子星の衝突が宇宙の膨張を解明する

ニールス・ボーア研究所は、宇宙の膨張率の測定における不一致に対処するために、キロノバ（中性子星の合体によって生じる爆発）を使用することを提案しています。 初期結果は有望ですが、それを検証するにはさらに多くの症例が必要です。

近年、天文学は少し危機に瀕しています。宇宙が膨張していることはわかっていて、その速度もおおよそわかっていますが、その膨張を測定する 2 つの基本的な方法が一致していません。 現在、ニールス・ボーア研究所の天体物理学者は、この緊張を解決するのに役立つかもしれない新しい方法を提案しています。

宇宙は膨張している

約100年前にエドウィン・ハッブルと他の天文学者が周囲の多くの銀河の速度を測定して以来、私たちはこのことを知っていました。 宇宙の銀河はこの膨張によって「押しのけ」られ、互いに遠ざかろうとしています。

2 つの銀河間の距離が離れるほど、銀河はより速く離れます。この動きの正確な速度は、現代の宇宙論における最も基本的な量の 1 つです。 膨張を説明する数値はハッブル定数と呼ばれ、宇宙とその構成要素のさまざまな方程式やモデルに現れます。

銀河は宇宙で多かれ少なかれ静止していますが、宇宙自体は膨張しています。 これにより、銀河はますます加速する速度で互いに遠ざかっていきます。 ただし、正確にどれくらいの速さなのかは少し謎です。 クレジット: ISO/L. カレーダ。 銀河は宇宙で多かれ少なかれ静止していますが、宇宙自体は膨張しています。 これにより、銀河はますます加速する速度で互いに遠ざかっていきます。 ただし、正確にどれくらいの速さなのかは少し謎です。 クレジット: ISO/L. カレーダ

ハッブル問題

宇宙を理解するには、ハッブル定数をできるだけ正確に知る必要があります。 それを測定するにはいくつかの方法があります。 これらの方法は相互に独立していますが、幸いなことにほぼ同じ結果が得られます。

つまり、ほぼ…

原理的に理解する最も簡単な直感的な方法は、エドウィン ハッブルと彼の同僚が 1 世紀前に使用したのと同じ方法です。つまり、銀河のグループの位置を特定し、その距離と速度を測定することです。 実際には、これは、星が爆発する銀河、またはいわゆる 超新星。 この方法は、いわゆる不規則性を分析する別の方法によって補完されます。 宇宙背景放射線; その直後に遡る古代の光の形態 大爆発。

超新星法と背景放射法という 2 つの方法では、常にわずかに異なる結果が得られました。 しかし、どんな測定にも不確実性はつきもので、数年前には不確実性が十分に大きかったので、不確実性の原因をそれらのせいにすることができました。

左半球は、1572 年にティコ・ブラーエによって発見された超新星の拡大する残骸を X 線で観察したものです (クレジット: NASA/CXC/Rutgers/J.Warren & J.Hughes et al.)。 右側は、空の半分から放射される宇宙背景放射のマップであり、マイクロ波で観測されます。 クレジット: NASA/WMAP 科学チーム

しかし、測定技術が向上するにつれて不確実性は減少し、現在ではどちらも真実ではないと高い自信を持って言える段階に達しています。

この「ハッブル問題」の根本、つまり未知の影響が結果の 1 つに系統的に偏りを与えているのか、それともまだ発見されていない新しい物理学を示しているのかという問題は、現在天文学で最もホットなトピックの 1 つです。

永続的なハッブルのパラドックス

宇宙の膨張は「距離あたりの速度」で測定され、100万光年あたり秒速20キロメートル強になります。 これは、1億光年離れた銀河が秒速2000kmの速度で遠ざかろうとしているのに対し、2億光年離れた別の銀河は秒速4000kmの速度で遠ざかっていることを意味します。

ただし、超新星を使用して銀河の距離と速度を測定すると、22.7 ± 0.4 km/s という結果が得られ、一方、宇宙背景放射を分析すると 20.7 ± 0.2 km/s という結果が得られます。

このような小さな意見の相違に注意を払うのは退屈に思えるかもしれませんが、非常に重要なことです。 たとえば、この数字は宇宙の年齢を計算する際に使用され、2 つの方法ではそれぞれ 128 億年と 138 億年の年齢が算出されます。

Kilonova: 測定への新しいアプローチ

最大の課題の 1 つは、銀河までの距離を正確に決定することにあります。 しかし、コペンハーゲンのニールス・ボーア研究所宇宙の夜明けセンターの天体物理学の博士課程学生アルバート・スニッペンは、新しい研究で距離を測定する新しい方法を提案しており、それが現在進行中の論争の解決に役立つ可能性がある。

「2つの非常にコンパクトな中性子星（それ自体が超新星残骸である）が互いに軌道を周回し、最終的に合体すると、新たな爆発が起こります。これはキロノバと呼ばれます。」とアルバート・スネーペンは説明します。 「この対称性は美しいだけでなく、信じられないほど便利である」ことがわかりました。

で 3回目の研究 このほど出版された論文では、多作の博士課程の学生が、キロノバは複雑ではあるが、単一の温度で記述できることを実証した。 キロノバの対称性と単純さにより、天文学者はキロノバが発する光の量を正確に推定できることが判明した。

この明るさを地球に届く光の量と比較することで、研究者はキロノバがどれだけ離れているかを計算することができます。 こうして彼らは、キロノバを含む銀河までの距離を計算するための新しい独立した方法を入手しました。

ダラク・ワトソン氏はコズミック・ドーン・センターの准教授であり、この研究の共著者でもある。 「これまで銀河間の距離を測定するために使用されてきた超新星は、常に同じ量の光を発するとは限りません。さらに、超新星ではまず、セファイド星と呼ばれる別の種類の星を使用して距離を校正する必要があります。キロノバを使用すると、測定の不確実性を引き起こすこうした複雑な問題を回避できます。

暫定的な結果と今後のステップ

その可能性を証明するために、天体物理学者たちはこの方法を 2017 年に発見されたキロノバに適用しました。その結果、ハッブル定数は背景放射法に近づきましたが、キロノバ法がハッブル問題を解決できるかどうかについては、研究者らはまだ明言する勇気がありません。

「これまでのところ、事例研究は 1 件しかありません。明確な結論に達するには、さらに多くの事例が必要です」と Albert Sneben 氏は警告します。 「しかし、私たちの方法は、少なくともいくつかの既知の不確実性源を回避しており、研究するのに非常に「クリーン」なシステムです。キャリブレーションや補正係数は必要ありません。

参考文献: 「拡大光球法を使用したキロノベートのハッブル定数の測定」、Albert Snepen、Darach Watson、Dovi Poznanski、Oliver Gast、Andreas Bauzayn、Radoslaw Wojtak 著、2023 年 10 月 2 日、 天文学と天体物理学。
土井: 10.1051/0004-6361/202346306