超新星1987Aが中性子星になった証拠

ニュートリノの検出で2002年ノーベル物理学賞を受賞するきっかけとなった超新星1987Aが中性子星だと言う証拠を見つけたとScienceに発表されました。分かり易く言うと、アルゴンは一番外側の電子が8個全部あるので地球上ではイオン化しませんが、超新星1987Aはイオン化アルゴン波長の赤外線を放出しており、速度が青色偏移して(近づいて)います。尚、太陽より10倍以上重い星は核融合が終わると超新星爆発して中性子星かブラックホールになります。

測定原理は国際光工学会の論文に載っていますが簡単に言うと、近赤外線カメラの前にグリズムフィルター(セレン化亜鉛製プリズム2枚の間に回折格子を付けた物)を置き、回折光も一緒に撮影して、その分離幅から近赤外光の波長が分かります。

近くの超新星 1987A はニュートリノのバースト放出を伴い、これは爆発でコンパクトな天体 (中性子星またはブラックホール) が形成されたことを示しています。このコンパクトな天体は直接観測されていません。この研究では、JWST 分光法で超新星残骸を観測し、アルゴンと硫黄の狭い赤外線輝線を発見しました。輝線は空間的に分解されておらず、超新星の静止フレームに対して速度が青方偏移しています。私たちは、この輝線を、膨張する噴出物の中心近くにある電離光子源によって照射されたガスと解釈しています。光電離モデルは、輝線比が冷却する中性子星またはパルサー風星雲による電離と一致することを示しています。この速度変化は中性子星の誕生のきっかけとなった証拠となる可能性があります。

図1. 爆発から35年後の 2022年に撮影されたSN 1987Aの光学画像。

F625Wフィルターのハッブル宇宙望遠鏡 (HST) 画像(10)。これはHα放出が支配的です。自由に膨張する内部噴出物とERにラベルが付けられています。白い等高線は、NIRSpecで観察された [Ar VI]4.529μm放射を示しています (図2Sの最大表面輝度の40および70%)。白い星は、ERの中心 (15)。

図 2. SN1987Aにおける [Ar II] および [Ar V]系統のJWST観察。

(A～O) 6.985μmの[Ar II]ラインの周囲のMIRI/MRSデータキューブの速度スライス。各パネルのラベルは、対応する速度範囲を示します。 SN1987Aの体速に関して測定されました(12)。放射は中心源から明らかであり、その最大強度はERから—250km/s²だけ速度がオフセットされています。(F)の白丸は領域を示します。

図3Aのスペクトルを抽出するために使用されます。(P)(F)と(A)の間の残差。 (Q) [Ar VI] 4.529µm線のNIRSpec観測。-450～+380km/sの間のすべての速度スライスを組み合わせたもの。(R) その速度範囲外に積み重ねられたNIRSpecデータ。(S)(Q)と(R)の間の残差、中心光源からの放出を分離します。(Q)と(R)の左下の領域にある明るい点は無関係の星です。カラーバーはステラジアンあたりのメガアンスキー(MJy)の単位です。

図 3. 中心線源からの[Ar II]6.985µm線と[Ar VI]4.529µm線の速度プロファイル。

(A)図2Fに示す領域から抽出されたMRSデータ(黒色ヒストグラム)の[Ar II]ライン。オレンジ色の曲線はデータに適合したモデルであり、2つのガウス成分で構成されています。

(青と灰色の破線の曲線)。 (B)同じ[Ar II]データ(黒のヒストグラム )。NIRSpecデータの[Ar VI]ラインと比較します(赤色のヒストグラム)。 [Ar VI]データはスペクトル分解能が低く、表示のために76 倍に拡大縮小されています。

図 4. 観察されたラインと比較した光イオン化モデル。

(A)若いCNSによってイオン化されたSNで予想される酸素燃焼層のモデル。(B)PWNによってイオン化された同じ材料のモデル。ケイ酸塩ダストによる光学的深さ(右軸のマゼンタの曲線)は、MgSiO4組成を仮定し、どちらの場合も10μmでτabs=6.5。円はモデルが予測した線の輝度を示します(左)。

米ローレンス・リバモア国立研究所(LLNL)のエンジニアチームは、ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載されるカナダの装置、近赤外線撮像装置とスリットレス分光器(Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph)用にセレン化亜鉛グリズムをダイヤモンド加工した。このグリズムは0.6～3.0マイクロメートルの波長域で動作し、太陽系外惑星の通過分光を行うことを主な科学的目標としています。
太陽系外惑星ワスプ96Bの赤外線スペクトルが水蒸気の証拠を示していた。
スペクトルは、私たちが直接アクセスできない物体の物質組成を直接的に特定することができます。天体の組成について私たちが知っていることの多くは、分光学によって得られたものです。

WFSS モードで使用できる光学要素は、緑の破線の円でマークされています。フィルターホイール (FW) にある GR150R および GR150C グリズムは、瞳孔ホイール (PW) にある青色フィルターと組み合わせて使用して、分散画像を取得できます。直接画像は、PW から青色フィルターの 1 つを選択し、FW の CLEAR 絞りと組み合わせて使用することで取得されます。

この図は、NASA ゴダード宇宙飛行センターでの統合科学機器モデル (ISIM) テスト中に取得された 3 つの画像を重ね合わせたもので、F200W フィルターを通した直接画像 (赤い円) のソースの相対的な位置と、GR150R (垂直トレース) および GR150C グリズム (水平トレース) と F200W フィルターの組み合わせによって生成された明るい 1 次 (m = +1) スペクトルを示しています。トレース間の角度は 89.60° ± 0.07° です。点状の 0 次スペクトル (青い円) と m = -1 スペクトルも、分散画像で確認できます。

NIRISS WFSS モードでは、PW で 6 つのブロッキングフィルターを使用します。これらは、4 つの広帯域フィルター (F090W、F115W、F150W、F200W) と 2 つの中帯域フィルター (F140M、F158M) です。図 3 と図 4 は、ブロッキングフィルターによって分離されたトレースの波長範囲と空間範囲を異なる方法で視覚化したものです。

国際光工学会の論文

精密誘導センサー (FGS) は、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) に搭載された 4 つの科学機器の 1 つです。FGS には、観測所の精密誘導専用の赤外線カメラと、波長範囲 0.7 ～ 5.0 μm を 2.2’×2.2’ の視野でカバーする科学カメラモジュールである近赤外線イメージャーおよびスリットレス分光器 (NIRISS) の 2 つのモジュールがあります。 NIRISS には 4 つの観測モードがあります。1) NIRCam の 8 つの広帯域フィルターのうち 7 つを使用した広帯域イメージング、2) 1 ～ 2.5 μm で分解能が約 150 の広視野スリットレス分光法、3) 比較的明るい (J > 7) 星のトランジット分光法に最適化されたモードである、R 約 660 で 0.7 ～ 2.5 μm の同時波長カバレッジを可能にする単一オブジェクト交差分散スリットレス分光法、4) 70 ～ 500 ミリ秒角の角度分離で M < 8 点源の高コントラスト (約 10−4) イメージングを可能にする 3.8 ～ 4.8 μm の疎開口干渉イメージングです。この論文では、NIRISS が提供する科学的機能とパフォーマンスに焦点を当てながら、FGS/NIRISS 設計の概要を説明します。