超新星の100倍の明るさを誇る「超新星」の3次元シミュレーションが、世界で初めて実現しました！

[モバイルソフトウェア：Bo Ke Yuan] 20世紀のほとんどの間、天文学者は星の起源、爆発を引き起こすメカニズム、爆発の過程での重元素の生成についての手がかりを得るために、空で超新星とその超新星残骸（超新星は巨大な星の爆発的な死）を探してきました。実際、これらの超新星現象は宇宙のほとんどの宇宙元素を作り出し、それが新たな星、銀河、生命を形成していきます。実際に超新星を間近で見ることはできないため、研究者はスーパーコンピューターのシミュレーションを利用して、超新星爆発を引き起こし、駆動する物理的メカニズムについての洞察を得ています。

現在、国際的な天体物理学者チームが初めて、典型的な超新星よりも約100倍明るい極超新星の3次元（3D）物理をシミュレートしました。このマイルストーンは、ローレンス・バークレー国立研究所（バークレー研究所）のカストロ・コードと国立エネルギー研究科学計算センター（NERSC）のスーパーコンピュータを使用して達成され、The Astrophysical Journal誌に掲載されました。天文学者たちは、こうした極超新星爆発は、マグネター（地球の磁場の何兆倍も強い磁場を持つ恒星）が若い超新星の中心にあるときに起こることを発見した。

図: 3D シミュレーションから得られた、マグネター駆動型超新星の星雲段階。超新星爆発の噴出物は現在、太陽系と同程度の大きさにまで拡大している。噴出物の内側と外側の両方の領域で大規模な混合が発生します。結果として得られる光曲線とスペクトルは混合の影響を受けやすく、これは恒星の構造とマグネターの物理的特性に依存します。

マグネターから放出される放射線は超新星の明るさを増幅しますが、これがどのように起こるかを理解するために、研究者は多次元シミュレーションを必要とします。 「マグネター駆動型超新星の3Dシミュレーションを実行するには、大量のスーパーコンピューター処理能力と、関連する微物理現象を捉えられる適切なコードが必要だ」と、この研究の主執筆者で台湾の中央研究院天文天体物理学研究所（ASIAA）の天体物理学者ケン・チェン氏は述べた。これらの SSN イベントの流体不安定性を 3 次元で捉えるために必要な数値シミュレーションは非常に複雑です。膨大な計算能力が必要なため、これまで誰もこの研究を行ったことはありません。

流体の不安定性はどこにでも見られます。例えば、コップ一杯の水に染料を入れると、水の表面張力が不安定になり、重い染料が下に沈んでいきます。 2 つの流体は互いに流れ合うため、この不安定性の物理的性質を 1 次元で捉えることはできません。すべての不安定性を確認するには、高さに垂直な 2 次元目または 3 次元目が必要です。宇宙規模では、乱流や混合につながる流体の不安定性が、銀河、恒星、超新星などの宇宙物体の形成に重要な役割を果たしており、さまざまなスケールにわたる物理現象を極めて高い解像度で捉える必要があります。

図: 超新星内部の磁気泡の乱流中心核。密度を示すために色分けされています。この画像の中央にマグネターが位置しており、そこから 2 つの双極の流出が放出されています。流出物の物理的な大きさは約 10,000 キロメートルです。

非常に大きいものから非常に小さいものまで、超光速超新星のような天体を正確にモデル化する必要があります。これは天体物理学者にとって技術的な課題であったが、この研究では新たな数値計算方式とNERSCにおける数百万時間に及ぶスーパーコンピューティング時間によってこれを克服することができた。この研究のために、研究者らは直径10キロメートルのマグネターを持つ幅約150億キロメートルの超新星残骸をシミュレートした。このシステムでは、シミュレーション結果から、残骸に 2 つの規模の流体力学的不安定性が形成されることが示されています。 1 つの不安定性は、マグネターによって駆動される高温の泡の中で発生し、もう 1 つは、若い超新星の通常の衝撃波が周囲のガスに激突したときに発生します。

これら 2 つの流体の不安定性により、典型的な超新星現象で通常発生するよりも多くの混合が発生し、超新星の光度曲線とスペクトルに大きな影響を与えます。これらはいずれも 1 次元モデルでは捉えられず、典型的な超新星爆発ではどちらの状況も発生しません。この研究ではまた、マグネターが若い超新星から放出されたカルシウムとシリコンの元素を毎秒1万2000キロメートルの速度まで加速できることも発見され、これがスペクトル観測における輝線の広がりを説明できる。弱いマグネターからのエネルギーでさえ、超新星残骸の奥深くにある鉄族元素を毎秒5,000～7,000キロメートルまで加速することができる。

図: 超新星内部の磁気泡の乱流中心核。色分けにより密度がわかります。マグネターはこの画像の中央に位置しています。強い乱流は中心マグネターからの放射線によって引き起こされます。

これは、天体物理学における長年の謎であった、SN1987Aのようなコア崩壊型超新星爆発の非常に早い段階で鉄が観測される理由を説明しています。研究チームは、超新星系を3次元で正確にシミュレートした初めての研究チームであり、最先端の科学研究を行うのに非常に便利な施設であるNERSCスーパーコンピューターを利用できるという幸運に恵まれている。

ボコパーク |研究/出典: 国立エネルギー研究科学計算センター

参考ジャーナル: 天体物理学

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