昨年の夏、LIGOとして知られる重力波観測所は、2つの中性子星が合体する様子を二度目に目撃した。これらの信じられないほど高密度の物体（大昔の超新星爆発の巨大な核）の衝突は、地球上で検出されるのに十分なほど強力な震動を時空にもたらしました。しかし、予想通りだった最初の合併とは異なり、この最新の出来事は天体物理学者に、宇宙に何が潜んでいるのかについてのいくつかの基本的な仮定を再考することを強いた。 「私たちにはジレンマがあります」とカリフォルニア大学サンタクルーズ校のエンリコ・ラミレス・ルイス氏は言う。
2 つ星系の例外的に高い質量は、この衝突が前例のないものであることを初めて示しました。そして、星の重さだけでは警戒を引き起こすには十分ではありませんでしたが、それはこれから起こる驚きを暗示していました。
科学プレプリント サイト arxiv.org に最近投稿された論文の中で、ラミレス-ルイスらは、2 星系として知られる GW190425 は、中性子星対について私たちが知っていると思っていたことすべてに疑問を投げかけるものであると主張しています。この最新の観察は、これらの星がどのように形成され、どのくらいの頻度で形成されるかについての科学者の現在の理解と根本的に矛盾しているようです。その結果、研究者は長年受け入れられてきた知識を再考する必要があるかもしれません。
遠く離れていてもどこにでも
LIGO が最初の中性子星の合体を捉えた 2017 年以前は、中性子星について私たちが知っていたことはすべて、私たちの天の川銀河の比較的近くにある標本の観察から得られていました。 (知られている 2,500 個ほどの中性子星のうち、18 個は連星中性子星として知られるペアで軌道を周回しています。)対照的に、GW190425 は天の川から 5,000 個近く離れています。
それについて最初に不可解なことはその質量です。新しいシステムの総質量は約 3.4 太陽です。これまでに知られている連星中性子星の例はすべて、およそ 2.6 太陽程度の重さでした。 LIGO の最初の連星中性子星のペアは、まさにこの低い範囲にありました。
Lucy Reading - Ikanda/Quanta Magazine;出典:天の川; GW190425; GW170817
しかし、結合質量が大きいことは、合併の謎の最初の部分にすぎません。さらに当惑しているのは、推定される大きな中性子星の存在量である。最近の観測に基づいて、LIGOの科学者らは、これらの重い対は、天文学者が数十年にわたって研究してきた軽い連星系とほぼ同じくらい一般的であるはずだと推定している。大きな中性子星のペアは、私たちの天の川を含む宇宙のいたるところにあるはずです。では、なぜこれまで発見されなかったのでしょうか?
可能性の 1 つは、これらの合併は非常に急速に起こるため、検出するのが難しいということです。
光を使ってのみ見ることができる望遠鏡 (つまり、LIGO が登場するまでのすべての望遠鏡) では、適切な場所を適切なタイミングで見なければなりません。大質量の中性子星のペアからの短い閃光は気づかれないかもしれません。 「ある種の連星の合体が非常に急速に起こる場合、統計的には、その合体をその場でキャッチできる可能性は非常に低いです」と、LIGO コラボレーションの一員であるマサチューセッツ工科大学の天体物理学者、サルバトーレ ヴィターレ氏は述べています。
LIGO は計算を変更します。全天を監視する全方位重力波検出器です。 Vitale と残りのチームは、重力波天文学の出現前にはほとんど目に見えなかった何かを偶然発見したと信じています。
しかし、この隠れた過剰な巨大中性子星に関するより重大な問題は、なぜこれほど多くの中性子星が存在するのか説明できないことです。
まず、重い中性子星のペアが軽い星と同じ数ある場合、軽い星と同じ数の重い星（それらを生み出す）が見つかると期待する必要があります。しかし、そうではありません。天文学者らは、このような巨大な中性子星を作るのに十分な大きさの星は全星のうち 10% 未満であると推定しています。 「非常に異なる方法から得られた混乱を招く証拠があります」とラミレス-ルイス氏は言いました。
謎はそこで終わりではありません。恒星の進化に関する既存の最良のコンピューター シミュレーションでは、これらの異常に巨大なペアの推定存在量を説明することはできません。
科学者は、コンピューター シミュレーションを使用して、長期間にわたる複雑なプロセスをモデル化することがよくあります。この場合、著者らは数十億年にわたるコンパクトな恒星のライフサイクルをモデル化しました。 「たくさんの星を入れて、その星がどのように爆発するかをコードに指示します」と Vitale 氏は言います。次に、「数百万年または数十億年実行させれば、結果がどうなるかがわかります。」
宇宙の忠実なシミュレーションを提供するために、コードは相対性理論、磁気、重力放射などの影響を考慮しています。また、超新星爆発後に星に落ちてくるガスの量と宇宙に失われるガスの量など、完全に理解されていない詳細についても仮定を立てます。これらの仮定により、研究者は物理的な妥当性の範囲内でコードに組み込むことができる幅広い入力が可能になります。
しかし、どのような入力をシミュレーションに組み込んだとしても、チームはLIGOが予測した重中性子星のペアの数に近い数を生み出すことはできなかった。 「これが連星中性子星である場合、多くの疑問に直面します。」と研究を主導したサンタクルーズの天体物理学者モハマド・サファルザデ氏は述べました。彼と彼の同僚が論文に書いているように、このような高い合体率は「超新星爆発に対する理解の根本的な変化」を必要とします。
しかし研究者らは、超新星シミュレーションは複雑で難しいことで知られていると警告している。サファルザデ氏によれば、それらを駆動するモデルは「非常に近似的」であることが知られており、「非常に近似的であるということは、依然として非常に良いことである」という。ヴィターレ氏もこれに同意します。「シミュレーションするのは非常に難しい問題です。」それでも、理論と証拠との間にこれほどの大きな相違があることは問題である。 「これは行動への呼びかけです」とラミレス・ルイス氏は述べ、これらの星がどのように形成されるかを科学者に再考するよう促しています。
連星の進化の多くの側面には、星がどのように質量を交換し、合体するのに十分な距離に近づくのかなど、ほとんど理解されていません。 「私たちは星の形成と進化について多くのことを知っていますが、コンパクトな連星の生成に関連する物理学の多くはまだほとんど理解されていません」と、オレゴン大学の物理学者であり、LIGO コラボレーションのメンバーであるベン・ファー氏は述べています。
その結果、コンピューター シミュレーションの背後にあるモデルには多くの仮定が組み込まれています。さらに、既存のモデルはすべて、天の川銀河のパルサーの観測に基づいて構築されています。 「私たちはパルサー星の集団を観察しており、バイナリ集団モデルはすべてその集団を説明することを目的としています」とラミレス・ルイス氏は語った。 「突然、LIGOは、その人口は二重中性子星の人口を代表していないと言いました。したがって、私たちは組み立てのパラダイムと、これらのものがどのように作られるかを再考する必要があります。」
したがって、この論文の発見は、天体物理学者に中性子星について彼らが知っていると思っていたことを再検討するよう促している。 「我々は振り出しに戻らなければなりません」とラミレス-ルイスは言いました。「それは私にとって非常にエキサイティングです。」
この記事は TheAtlantic.com とスペイン語の Investigacionyciencia.es に転載されました。
