放射状速度調査の結果に基づいて、ウォーレンブラウン（スミソニアン天体物理天文台）と彼のチームは、超新星パズルにさらにいくつかのピースを配置しました。
超新星には多くの種類があります。また、単一の超大質量星のコア崩壊であると考えられているタイプII超新星もあります。中性子星からクォーク星への爆発的な変換である可能性がある超発光超新星、そして最後に、束の弱くて従兄弟である、性能の低い低光超新星もあります。
低光度超新星は、通常のSNタイプIaの10〜100分の1の明るさで、わずか20％の物質しか放出しない珍しいタイプの超新星爆発です。ブラウンと彼のチームは、低光量の超新星と白色矮星の合体ペアの間の関係を調査しています。
1980年代には、恒星と連星の進化に関する私たちの理論的理解に基づいて、多くの近い二重白色矮星が存在すると予測されていました。しかし、1988年になって初めて最初のものが発見されました。
接近した二重の白色矮星を見つける方法は、白色矮星のHアルファ吸収線の高解像度スペクトルをいくつかの異なる時間に取得し、見えない（調光器）の周りの白色矮星の軌道運動によって引き起こされる変動を探すことです。コンパニオン。最初の体系的な検索はそれほど成功していませんでした。 1つのシステムのみが見つかりました。その後、1990年代、トムマーシュと共同研究者たちは、現在の理論に基づいてバイナリシステムでのみ形成できる低質量の白色矮星に研究を集中させました。このようにして、さらに多くのシステムが見つかりました。
太陽質量が0.3未満の非常に低い質量（ELM）の白色矮星（WD）は、コアのヘリウムに点火されなかった星の残骸です。宇宙は、単一の星の進化によってELM WDを生成するのに十分古いものではありません。したがって、ELM WDは、進化の過程でかなりの量の損失を経験する必要があります。ソーラーマスが0.2のWDを製造するには、コンパクトなバイナリシステムが必要になる可能性があります。
「これらの白い小人たちは劇的な減量プログラムを経験しました」とスペインのカナリア諸島の天文学者で研究の共著者であるカルロス・アジェンデ・プリエトは言った。 「これらの星は非常に接近した軌道にあるため、地球上の海を揺らいでいるような潮汐力が巨大な質量の損失をもたらしました。」
ELM WDの観測データは、その希少性のために入手するのがかなり困難です。たとえば、Sloan Digital Sky Surveyで特定された9316 WDのうち、0.2％未満の質量が0.3ソーラー未満です。
ブラウンと共同研究者によって発見されたペアの半分は融合しており、1億年以上後に超新星として爆発する可能性があります。
「私たちは、既知の合併する白色矮星系の数を3倍にしました」と、スミソニアンの天文学者であり、共著者であるMukremin Kilicは述べています。 「これで、これらのシステムがどのように形成され、近い将来どのようになるかを理解することができます。」炭素と酸素で作られた通常の白い矮星とは異なり、これらはほとんど完全にヘリウムで作られています。
「私たちの白い矮星が合体する速度は、光量不足の超新星の速度と同じです-約2,000年に1回」とブラウンは説明しました。 「私たちの融合する白色矮星が光量不足の超新星として爆発するかどうかは確実にはわかりませんが、速度が同じであるという事実は非常に示唆的です。」
これらのELM WDの少なくとも25％は、天の川の古い厚いディスクとハローコンポーネントに属しています。これは、モデルが正しい場合、天文学者が光の少ないSNeを探す場所と、それらを見つける可能性が低い場所を知るのに役立ちます。マージするELM WDシステムが低輝度のSNeの先祖である場合、Palomar Transient Factory、Pan-STARRS、Skymapper、Large Synoptic Survey Telescopeなどの次世代の調査では、楕円と渦巻の両方の古い星集団からそれらを見つける必要があります。銀河。
彼らの発見を発表した論文は、http：//arxiv.org/abs/1011.3047およびhttp://arxiv.org/abs/1011.3050からオンラインで入手できます。
