超新星

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케플러 超新星 SN 1604 의 殘骸

超新星 (超新星, supernova)은 神聖 (nova)보다 에너지 가 큰 별의 爆發을 意味한다. 超新星은 그 광도 가 極度로 높으며, 暴發的인 放射線 을 일으키기에, 어두워질 때까지 數 週 또는 數 個月에 걸쳐 한 개 銀河 全體에 匹敵하는 밝기로 빛난다. 이 짧은 期間 동안 超新星은 太陽 이 平生에 걸쳐 發散할 것으로 推測되는 에너지만큼의 放射線을 放出한다. [1] 爆發의 結果 恒星은 構成 物質의 大部分 또는 全體를 吐해낸다. [2] 이때 그 速度는 30,000 km/s( 光束 의 10%)까지 加速되며, 周圍 星間 媒質 에 衝擊波 를 일으킨다. [3] 衝擊波가 휩쓸고 간 자리에는 膨脹하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 超新星 殘骸 라고 부른다.

‘神聖’( Nova )이란 ‘새로운’이라는 意味의 라틴語 낱말에서 由來된 것으로, 天球 床에 매우 밝은 별이 새로 나타난 것처럼 보이는 것을 稱한 것이며, 接頭辭 ‘初-’(super-)는 超新星이 光度가 훨씬 떨어지는 普通의 新星과는 區分되는 存在라는 것을 意味한다. ‘超新星’( supernova )이라는 單語는 1931年에 발터 바데 와 프리츠 츠비키 가 만들어낸 造語이다. [4]

超新星이 生成될 수 있는 方法은 죽은 별 에 갑작스러운 核融合 再點火가 일어나거나, 또는 巨大한 별의 中心核이 崩壞하거나 두 가지가 있다. 별의 屍體라고 할 수 있는 白色 矮星 이 同伴星 으로부터 物質을 빼앗아 갈 때, 降着 現象이 일어나거나 아예 同伴成果 하나가 되거나 하여, 빼앗은 物質이 充分히 累積되면 白色 矮星의 中心核 溫度가 上昇하여 炭素發火 가 일어난다. 그리하여 炭素 核融合 에 불이 붙으면 熱暴走 가 일어나 별을 完全히 破裂시키게 된다. 또는 質量이 巨大한 별의 中心核이 갑작스런 重力 崩壞 를 일으키고, 그로 인하여 重力 位置 에너지 를 發散할 때 亦是 超新星 爆發이 일어난다.

우리 銀河 에서는 케플러 超新星 (SN 1604) 以後 超新星이 한 個도 發見되지는 못했지만, 超新星 殘骸들을 살펴보면 우리 銀河에서도 한 世紀黨 平均 約 세 番의 超新星 爆發 事件이 일어나고 있음을 알 수 있다. [5] 超新星은 性間 매질에 質量 이 큰 元素 의 量을 늘리는 데 決定的인 役割을 한다( 核合成 ). [6] 뿐만 아니라, 超新星 爆發로 인한 衝擊波는 새로운 별의 形成의 방아쇠 役割을 한다. [7] [8] [9]

超新星 觀測의 歷史 [ 編輯 ]

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게 星雲 은 SN 1054 와 關聯이 있는 펄社 星雲 이다.
《歷代명신주의(?代名臣奏議)》에 記錄된 客星. 强調된 部分이 SN 1054의 밝기에 關한 言及이다.

히파르코스 의 붙박이별에 對한 關心이 超新星 觀測에 影響을 끼쳤을 수 있다(플리니우스에 따름). [10] 最初로 記錄된 超新星人 SN 185 는 鉏氣力 185年에 中國의 天文學者 들이 觀測하였다. 記錄된 超新星 中 가장 밝은 超新星이었던 SN 1006 은 中國과 이슬람 天文學者 들이 詳細하게 描寫하였다. [11] 世界的으로 널리 觀測된 超新星 SN 1054 는 게자리 星雲 을 만들어냈다. 우리 銀河에서 肉眼으로 觀測된 가장 最近의 超新星人 SN 1572 와 SN 1604 는 달과 行星 너머의 宇宙는 不變하다는 아리스토텔레스 敵 宇宙觀을 攻駁하는 證據로 使用됨으로써 유럽 天文學의 發展에 엄청난 影響을 끼쳤다. [12] 카시오페아자리 에서 發見된 SN 1572는 튀코 브라헤 가 觀測하였으며, [10] 同 世代 두 番째 超新星이었던 SN 1604 는 요하네스 케플러 에 依해 1604年 10月 17日부터 硏究되었다. [13]

望遠鏡 의 發達에 따라, 超新星 發見의 舞臺는 다른 銀河로까지 擴張되었으며, 그 始作을 알린 것이 1885年, 안드로메다 銀河 의 안드로메다자리 S (SN 1885A)였다. 超新星은 宇宙的 單位의 距離 決定에 있어 重要한 情報를 提供한다. [14] 20世紀에는 超新星의 여러 가지 形成 模型이 成功的으로 마련되었으며, 恒星 形成 過程에 있어 超新星의 役割에 對한 科學者들의 理解 亦是 繼續해서 增大되고 있다. 美國의 天文學者 루돌프 민코프스키 와 프리츠 츠비키 는 1941年부터 近代的인 超新星 分類의 計劃을 始作하였다. [15]

1960年代, 天文學者들은 超新星의 最大 밝기가 標準燭光 으로 使用될 수 있으며, 故로 天文學的 單位의 指標가 될 수 있다는 것을 發見했다. [16] 가장 멀리 떨어진 超新星들 中 一部를 最近 觀察한 結果, 豫想보다 어두운 것이 確認되었다. 이것은 宇宙의 膨脹이 加速 되고 있다는 觀點을 뒷받침한다. [17] [18] 觀測된 바 없는 超新星 爆發을 再構成하기 위한 技術이 開發되었다. 카시오페아자리 A 의 超新星 爆發時期는 星雲 에 反射된 빛 메아리 를 통해, [19] 超新星 殘骸 RX J0852.0-4622 의 時期는 溫度 測定과 [20] 티타늄 44 의 放射能 崩壞로 인해 發生하는 감마선 을 통해 推算할 수 있었다. [21] 2009年에는 過去 超新星 爆發과 一致하는 時期의 南極의 얼음 沈澱物 속에서 窒酸鹽 이 發見되었다. [22] [23]

超新星의 發見 [ 編輯 ]

별이 사라지고 남은 超新星 殘骸. [24]

처음에는 單純히 神聖 의 새로운 範疇에 對한 것이라고 생각된 初期 作業은 1930年代에 윌슨 山 天文臺의 발터 바데 와 프리츠 츠비키 가 遂行하였다. [25] ‘初 神聖’( super-novae ; novae는 nova의 複數型)이라는 이름이 1931年에 캘리포니아 工科大學校 에서 바데와 츠비키가 進行한 講義에서 처음 使用되었으며, 1933年 美國 天文學會 會合 때 公開的으로 使用되었다. [4] 1938年쯤에는 super와 novae 사이의 하이픈(-)李 사라지고, 現在의 ‘超新星’(supernova)라는 單語가 使用되게 되었다. [26] 超新星은 우리 銀河에서는 約 50年에 한 番 꼴로 發生하는, 銀河系에서 相對的으로 드문 事件이기 때문에, [5] 硏究를 위한 超新星 標本의 獲得은 多數의 銀河에 對한 定期的 監視를 必要로 한다.

다른 銀河에서 發生하는 超新星을 미리 豫測할 수 있는 有意味한 方法은 없다. 普通 超新星이 發見되었을 때는 이미 進行 中인 狀態이다. [27] 超新星에 對한 科學的 關心의 大部分?거리 測定에 使用하기 위한 標準燭光 이라던지?은 그 밝기가 絶頂에 達했을 때의 觀測값을 必要로 한다. 故로 超新星이 最大 밝기에 이르기 前에 찾아내는 것이 重要하다. 天文學 專門家들을 數的으로 훨씬 뛰어넘는 아마추어 天文學者 들 亦是 光學 望遠鏡 을 利用해 가까운 銀河를 살피고 以前의 寫眞과 對照하는 方式으로 超新星 探索에 重要한 役割을 하고 있다. [28]

20世紀 末이 되면 天文學者들은 컴퓨터로 操縱되는 望遠鏡과 電荷結合素子 를 利用하여 超新星을 探索하게 된다. 이런 시스템은 아마추어들 사이에도 人氣가 있으며, 카츠먼 自動化上 望遠鏡 과 같은 專門家用 設備도 設置되어 있다. [29] 最近에는 超新星 早期 警報 시스템 (SNEWS) 프로젝트에서 우리 銀河의 超新星에 對한 早期 警報를 提供하기 爲해 中性微子 檢出器 네트워크를 使用하기 始作했다. [30] [31] 中性微子 는 超新星이 爆發할 때 大量 生産되는 아원자 粒子 이며, [32] 銀河 圓盤의 性間 가스와 먼지에 많이 吸收되지 않는다.

超新星 探索은 두 가지 類型으로 나뉜다. 比較的 가까이서 일어나는 事件에 集中하는 類型과 보다 멀리서 發生한 爆發을 追跡하는 類型이 그것이다. 宇宙의 膨脹으로 인하여, 멀리 떨어진 天體의 放出 스펙트럼이 밝혀져 있을 때, 그 天體까지의 距離는 그 도플러 便이 (또는 赤色편이 )를 測定함으로써 推算할 수 있다. 平均的으로, 멀리 떨어진 天體가 가까이 있는 天體보다 훨씬 큰 速度로 멀어지며, 더 큰 赤色편이를 보인다. 故로 超新星 探索은 큰 赤色편이와 작은 赤色편이로 나뉘며, 그 境界가 되는 數値는 赤色편이 範圍 z = 0.1 ~ 0.3 程度이다. [33] 여기서 z 는 스펙트럼의 振動數 便易를 無次元 測定한 것이다.

큰 赤色편이 超新星 探索에서는 大槪 超新星 光度曲線의 觀察이 動員된다. 이런 超新星들은 허블 圖表를 作成하기 위한 標準燭光 또는 補正燭光으로서 有用하며 宇宙的 單位의 豫測을 할 수 있게 해 준다. 한便, 超新星의 物理的 性質과 環境을 硏究할 때 使用되는 超新星 分光分析은 赤色편이가 큰 超新星보다는 赤色편이가 작은 超新星에서 보다 妥當한 硏究方法이다. [34] [35] 또한 赤色편이가 작은 超新星 觀測은 허블 曲線(눈에 보이는 銀河의 赤色편이에 對한 距離를 나타낸 그래프)의 가까운 쪽 끝을 定할 수 있게 해 준다. [36] [37] ( 허블의 法則 도 보시오).

超新星 命名의 慣例 [ 編輯 ]

NGC 4526 銀河에서 發生한 Ia型 超新星 SN 1994D
(왼쪽 아래 밝은 點).

超新星 發見은 國際天文聯盟 (IAU)의 中央天文電報局 (CBAT)로 報告된다. 그러면 CBAT는 그 超新星에 指定된 이름을 回覽을 통해 發送한다. 이름에는 于先 超新星을 意味하는 SN 標示 뒤에 發見 年度를 붙이며, 꼬리에 한 글字 또는 두 글字의 指定 番號가 붙는다. 그 해 먼저 發見된 超新星 26 個에는 大文字 A 에서 Z 까지가 指定되며, 그 以後로는 小文字 두 個를 붙인 aa , ab 等이 使用된다. 예컨대 SN 2003C 는 2003年에 發見된 세 番째 超新星에 附與되는 이름이다. [38] 2005年의 마지막 超新星은 SN 2005nc이며, 여기서 2005年에 超新星이 367 個 發見되었음을 알 수 있다. [nb 1] 2000年 以後, 專門家 天文學者들과 아마추어 天文家들은 每年 數百 個의 超新星을 發見하고 있다(2007년에 572個, 2008年에 261個, 2009年에 390個). [39] [40]

옛날에 發見된 超新星에는 그냥 單純히 年度만 붙인다. SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (튀코 超新星), SN 1604 (케플러 超新星)李 그러하다. 年度에 文字를 덧붙이는 命名法은 1885年부터 使用되기 始作했으며, 그 해 發見된 超新星이 하나뿐이라도 文字를 덧붙인다(e.g. SN 1885A , SN 1907A, etc.). 그 해 發見된 超新星이 하나뿐이었던 가장 最近의 事例는 SN 1947A이다. 1987年까지는 두 글字짜리 文字가 드물게 使用되었지만, 그 以後로는 每年 使用될 程度로 超新星이 많이 發見되고 있다. 最近에 發見된 超新星은 SN 2018ivc 이다.

分類 [ 編輯 ]

超新星을 理解하기 위한 試圖의 一環으로, 天文學者들은 超新星의 光度曲線 과, 超新星의 天體分光學 敵 分析 結果 스펙트럼에 나타나는 서로 다른 化學 元素의 吸收線 에 따라 超新星을 分類하였다. 分類를 위해 가장 먼저 使用되는 것은 水素 로 인해 나타나는 線의 存在 有無이다. 超新星의 스펙트럼에 水素線(스펙트럼의 可視光線 部分에서는 特히 발머選 이라고도 한다)이 나타난다면, 그 超新星은 II型 超新星 으로 分類되고, 그렇지 않은 超新星은 I型 超新星 으로 分類된다. 두 個의 大分類는 다른 元素의 有無 또는 光度曲線(時間에 따른 超新星의 實視等級 의 그래프)의 模樣에 따라 細分化된다. [41] [42]

超新星 分類 體系 [42] [43]
I型 超新星
水素線 없음 		Ia型 超新星
615.0 나노미터 支店에 電離 硅素 선(Si II) 하나 存在 		熱暴走
Ib型 및 Ic型 超新星
硅素 吸收線이 微弱하거나 아예 없음 		Ib型 超新星
587.6 나노미터 地點에 中性헬륨선(He I) 하나 存在 		中心核 崩壞
Ic型 超新星
헬륨選 微弱 또는 아예 없음
II型 超新星
水素線 存在 		II-P/L/N型 超新星
爆發 내내 II型 스펙트럼 		II-P/L型 超新星
좁은선 없음 		II-P型 超新星
光度曲線에서 "安定期"(plateau)가 나타남.
II-L型 超新星
光度曲線에서 "線型" 減少가 나타남(시간에 對한 光度가 1次). [44]
IIn型 超新星
多少의 좁은선
IIb型 超新星
스펙트럼이 Ib型 超新星처럼 變化함

I型 超新星 [ 編輯 ]

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I型 超新星은 스펙트럼에 根據하여 細分되며, 스펙트럼에 電離硅素線이 두드러지게 나타나는 것을 Ia型 超新星이라 한다. 그렇지 않은 I型 超新星은 Ib型과 Ic型으로 分類된다. Ib型 超新星의 스펙트럼에서는 中性헬륨線이 두드러지게 나타나는 한便, Ic型 超新星은 그렇지 않다. 大體로 Ia型 超新星이 絶頂 때의 밝기가 더 밝지만, 光度曲線은 다 비슷하게 생겼다. I型 超新星의 分類에서 光度曲線은 크게 重要하지 않다.

少數의 Ia型 超新星이 非標準的인 광도 또는 퍼진 光度曲線 等의 異例的인 特徵을 나타내기도 한다. 一般的으로, 이러한 特異한 超新星은 그러한 特徵이 처음으로 觀測된 超新星 事例의 이름을 따서 分類된다. 예컨대 光度가 낮은 SN 2008ha 은 SN 2002cx 兄(SN 2002cx-like) 또는 Ia-2002cx型이라고 부른다.

II型 超新星 [ 編輯 ]

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II-P型과 II-L型 超新星을 分類하기 위해 光度曲線이 利用된다.

II型 超新星 亦是 스펙트럼을 根據로 細分된다. 大部分의 II型 超新星은 매우 넓은 방출선 을 나타내지만(이것은 膨脹 速度가 秒速 數千 킬로미터에 達한다는 것을 意味한다), SN 2005gl 等 一部는 스펙트럼이 相對的으로 좁다. 이러한 一部를 IIn型 超新星이라고 한다. n이란 n arrow, 卽 ‘좁다’는 것을 意味한다.

SN 1987K 나 SN 1993J 等은 類型이 變하는 것처럼 보인다. 이 超新星들은 처음에는 水素線이 나타나지만, 數 州에서 數 個月이 지나면 헬륨線이 두드러져 水素線이 가려지게 된다. 이것들을 IIb型 超新星 理라 하며, II型과 Ib刑에서 一般的으로 나타나는 特徵들의 組合이 나타난다는 것을 드러나는 名稱이다. [42]

넓은 水素線이 두드러지는 一般的인 스펙트럼의 II型 超新星은 光度曲線에 依據하여 다시 나뉜다. 가장 흔한 類型은 밝기가 絶頂에 達하고 난 直後에 光度曲線上에 數 個月 동안 實施 光度가 相對的으로 一定한 "安定期"(plateau) 區間이 나타난 以後 밝기가 減少한다. 이 類型의 超新星을 II-P型 超新星이라고 한다. P란 p lateau를 가리키는 것이다. 보다 덜 흔한 類型을 II-L型 超新星이라고 하며, 이 超新星은 安定期가 없고 絶頂 以後 쭉 밝기가 減少한다. L이란 l inear, 卽 ‘線型’이라는 뜻이다. 單, 光度曲線이 實際로 直線의 形態를 하고 있지는 않다.

一般的인 分類 體系에 들어맞지 않는 超新星은 特異(peculiar) 또는 줄여서 'pec'로 指定된다. [42]

現在의 超新星 理論 [ 編輯 ]

NGC 1365 銀河에서 發生한 超新星 爆發의 급작스런 밝기 增加와 느린 밝기 減少를 次例대로 나타낸 것. [45]

前述한, 天文學者들이 附與한 超新星 類型 코드는 事實上 分類學的 이다. 類型 番號는 觀測된 超新星의 빛에 依해 決定되는 것이며, 그 發生 原因을 說明해 준다고 할 수 없다. 예컨대 Ia型 超新星은 찌꺼기 별인 白色 矮星 이 原形別이며, 白色 矮星에서 核融合 熱暴走가 일어나서 發生하는 反面, 스펙트럼上 類似한 Ib型과 Ic型 超新星은 莫大한 質量의 울프-레이에別 이 原形別이며, 그 原形별의 中心核이 重力 崩壞하여 發生한다. 後述할 內容에서는 現在 超新星에 對해 가장 妥當한 解釋이라고 天文學者들에 依해 判斷되는 바를 要約하도록 한다.

熱暴走 [ 編輯 ]

Ia型 超新星의 形成 過程.
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同伴星 의 物質을 털어먹던 白色 矮星에 充分한 物質이 累積되면(강착 또는 아예 合倂을 통해), 炭素發火 로 因해 炭素 核融合 이 일어날 수 있을 程度로 中心核의 溫度가 높아진다. 그렇게 되면 白色 矮星의 核融合은 熱暴走 를 일으키고, 별은 完全히 破壞된다. 이 類型의 超新星 爆發은 恒常 거의 같은 質量에 類似한 化學組成의 별들이 暴發하여 일어나므로, Ia型 超新星의 性質은 매우 均一하며 銀河間 거리를 가늠하는 標準燭光 으로서 有用하다. 性質의 漸進的 變化, (赤色편이가 큰 超新星의 境遇) 變則的인 빛의 振動數, 그리고 光度曲線과 스펙트럼에서 드러나는 僅少한 밝기 差異 等을 補正하기 위한 若干의 矯正이 必要하다. [46] [47]

一般的인 Ia型 超新星 [ 編輯 ]

이 類型의 超新星이 發生할 수 있는 여러 가지 方法이 있지만, 모두 한 가지 根本的인 메커니즘을 共有한다. 炭素 - 酸素 [nb 2] 白色 矮星 이 充分한 物質을 江착하여 約 1.44 太陽質量 의 찬드라세카르 限界 에 到達하면 [49] (별이 自轉하지 않을 境遇), 별은 더 以上 電子 縮退압 을 통해 플라스마 大部分을 維持할 수 없게 되고, [50] [51] 結局 崩壞하기 始作한다. 하지만 現在의 觀點에 依하면 이 限界는 그냥 到達하는 것이 아니다. 恒星이 限界까지 다다를 때(厄 1% 以內까지 [52] ), 中心核의 溫度와 密度 增加가 炭素 核融合 을 炭素發火 시켜야 崩壞가 始作된다. [49]

이 類型의 超新星 形成의 모델은 닫힌 雙星 契이다. 雙星系를 이루는 두 별 中 더 큰 별이 먼저 主系列 을 벗어나 赤色 巨星 으로 膨脹한다. [53] 이때 相互 空轉 軌道가 쭈그러들기 때문에 두 별은 外皮層을 共有하게 된다. 그리고 赤色 巨星은 外皮層 大部分을 내뿜으며, 더 以上 核融合 이 不可能해질 때까지 質量을 喪失한다. 이 時點에서 赤色 巨星은 主로 炭素와 酸素로 이루어진 白色 矮星이 된다. [54] [55] 그리고 또다른 별 亦是 언젠가는 主系列을 벗어나 赤色 거성으로 進化하게 된다. 새로운 赤色 巨星의 物質이 白色 倭城으로 빨려들어가 降着되고, 그로 인해 白色 矮星의 質量이 增加한다. 이 基本的인 理論 얼개는 廣範圍한 支持를 받고 있지만, 超新星이 始作되고 그 안에서 充員소가 生成되는 正確한 細部 事項은 아직까지 不確實하다.

몇 秒 以內로, 白色 倭城을 構成하는 物質의 相當量이 核融合을 일으켜, 별의 束縛을 풀고 超新星 爆發을 일으키기에 [56] 充分한 에너지(1 ~ 2 × 10 44 줄)를 放出한다. [57] 별 外部로 膨脹하는 衝擊波 가 生成되고, 恒星의 構成 物質은 大略 秒速 5,000 ~ 20,000 킬로미터의 速度, 또는 光速의 約 3%에 到達하게 된다. 同時에 밝기 亦是 相當히 增加하며, 이 빛은 니켈 56이 코발트 56으로 變한 뒤 다시 철 56이 되는 放射性 減衰 를 통해 發生하는 것이다. [58] 그 絶對等級 이 -19.3(太陽의 밝기의5×10 ^ 8 倍)에 이르는데, 이 數値에는 變化가 거의 없다. [58] 卽, 一般的인 Ia型 超新星의 光度曲線에서 밝기의 最大값은 매우 均一하다. 때문에 Ia型 超新星은 二次的인 [59] 標準燭光 으로 使用되어, 그 超新星이 發生한 銀河 까지의 距離를 잴 수 있다. [60]

非標準 Ia型 超新星 [ 編輯 ]

Ia型 超新星 爆發의 發生에 關한 또다른 模型은 合質量이 今方 찬드라세카르 限界 를 넘어서는 두 白色矮星 의 倂合을 隨伴한다. [61] 이 類型의 爆發에는 많은 變動이 있고, [62] 大部分의 境遇 超新星 暴發이 아닐 수 있지만, 이들이 一般的인 Ia型 超新星보다 넓고 낮은 光度曲線을 가질 것이 豫測되었다.

非正常的으로 밝은 Ia型 超新星들은 아마 非對稱에 依해 質量이 더 커졌을, [63] 白色矮星이 찬드라세카르의 限界보다 큰 質量을 가지고 있을 때로 豫測되었다. [64] 여기서 放出된 物質은 一般的인 運動에너지 보다 더 적은 에너지를 가질 것이다.

非標準 Ia型 超新星에 關한 公式的인 下位分類는 없다. 白色矮星으로 헬륨 이 降着될 때 發生하는 저광도(sub-luminous) 超新星의 類型은 Iax兄으로써 分類되어야할 것으로 發表되었다. [65] [66] 이 類型의 超新星은 恒常 完全히 破壞되는 原形 白色矮星이 아닐 것이다. [67]

中心核 崩壞 [ 編輯 ]

中心核 崩壞를 일으키기 直前인, 巨大한 늙은 별의 洋파 껍질 같은 層狀構造(逐斥 正確치 않음).

質量이 莫大한 恒星이 어느 瞬間 核融合이 不可能해져 自體 重力을 堪當할 수 없게 되면, 그 中心核이 崩壞하게 된다. 이 中心核 崩壞는 Ia型 超新星을 除外한 다른 모든 超新星의 發生 原因이다. 崩壞로 인해 恒星의 外部層이 猛烈하게 放出되고, 그 結果 超新星이 形成된다. 또는 重力 位置 에너지의 放出이 不充分하여, 에너지를 덜 輻射하는 代身 崩壞의 結果 블랙홀 이나 中性子별 이 되기도 한다.

中心核 崩壞는 여러 가지 서로 다른 期作을 통하여 일어날 수 있으며, 그러한 期作으로는 찬드라세카르 限界 超過, 電子 捕獲 , 雙不安定 , 狂崩壞 等이 있다. [68] [69] 巨大한 별이 鐵質 核을 形成하여 찬드라세카르 質量을 넘어서면, 더 以上 電子 縮退압 으로 스스로를 維持하지 못하고 中性子별 또는 블랙홀으로 崩壞한다. 縮退된 酸素/네온/마그네슘 核에서 마그네슘이 前者를 捕獲하여 重力 崩壞 를 일으키고 뒤이어 暴發的인 酸素 核融合이 일어남으로써 類似한 結果가 發生한다. 헬륨 以後 核融合을 하는 巨大한 核에서 電子-陽電子 雙生成이 일어나면 별이 熱力學的으로 維持될 수 없게 되고, 于先 崩壞가 일어난 뒤 核融合 暴走가 일어나 雙不安定型 超新星을 形成한다. 充分히 크고 뜨거운 항성核은 直接 狂崩壞를 일으킬 수 있을 程度로 强力한 감마선을 發生시킬 수 있으며, 이러한 감마선은 核의 完璧한 崩壞를 招來한다.

以下 票는 現在까지 밝혀진 巨大 恒星의 中心核 崩壞 原因과, 그것이 發生하는 恒星 類型, 그로 인해 形成되는 超新星 類型, 그리고 超新星 以後 남게 되는 殘骸를 整理한 것이다. 여기서 金屬性 이란 太陽과 比較한, 水素와 헬륨을 除外한 元素들의 比率이다. 初期 質量은 超新星이 일어나기 前의 恒星의 質量이며, 太陽質量의 排水路 나타내었다. 다만 超新星 爆發 當時의 質量은 이것보다 훨씬 낮아질 수 있다. 票에 IIn型 超新星은 나타내지 않았다. IIn型 超新星은 다양한 原形 별이 다양한 類型의 崩壞를 일으켜 生成될 可能性이 있으며, 어쩌면 Ia型 白色 矮星 再點火에 依해서도 生成될 수 있는 것 같다. 다만 大部分의 IIn型 超新星은 매우 밝은 超巨星 또는 極大巨星 ( 밝은청색變光星 包含)의 鐵核 崩壞로 인해 生成되는 것으로 보인다. IIn型의 名稱의 由來가 된(상술 參照) 스펙트럼 좁은선은, 이 超新星이 별周圍의 작고 자욱한 物質구름 속으로 膨脹하기 때문에 發生한다. [70]

質量과 金屬性에 따른 中心核 崩壞 시나리오 [68]
崩壞의 原因 原形 별의 大略的 初期 質量 超新星 類型 殘骸
酸素+네온+마그네슘 縮退核의 電子 捕獲 9 ~ 10 어두운 II-P 中性子별
鐵核 崩壞 10 ~ 25 어두운 II-P 中性子별
25 ~ 45, 太陽 以下의 金屬性 一般的 II-P 于先 中性子별, 그 뒤 物質이 中性子별에 累積되어 블랙홀이 됨
25 ~ 45, 매우 높은 金屬性 II-L 또는 II-b 中性子별
45 ~ 90, 낮은 金屬性 超新星 없음 블랙홀
≥45, 太陽 水準의 金屬性 어두운 Ib/c, 또는 감마선 爆發 極超新星 于先 中性子별, 그 뒤 物質이 中性子별에 累積되어 블랙홀이 됨
≥45, 매우 높은 金屬性 Ib/c 中性子별
≥90, 낮은 金屬性 超新星 없음, 감마선 爆發 可能性 블랙홀
雙不安定 140 ~ 250, 낮은 金屬性 II-P, 가끔 極超新星, 감마선 爆發 可能性 殘骸 없음
狂崩壞 >250, 낮은 金屬性 超新星 없음(또는 밝은 超新星?), 감마선 爆發 可能性 太陽質量 10倍 以上의 블랙홀
巨大한 늙은 별에서,
ⓐ 洋파 같은 元素의 層狀構造가 核融合하여 鐵核을 形成하고
ⓑ 그 質量이 찬드라세카르 限界에 到達하여 崩壞하기 始作한다. 中心核의 안쪽 部分은 壓縮되어 中性子가 密集되고
ⓒ 內部로 流入되던 物質은 되튕겨
ⓓ 바깥으로 傳播되는 衝擊波 全面(빨간色)을 形成한다. 衝擊波는 멎기 始作하다가
ⓔ 中性微子 相互作用 等의 過程에 依해 道路 되살아난다.
ⓕ 周圍 物質이 뿜어져 나가고 縮退된 殘骸만 남는다.

恒星 中心核이 더 以上 스스로의 重力을 이겨내지 못할 地境이 되면, 스스로 內部를 向해 崩壞하는데 이때 速度는 秒速 70,000 킬로미터(光速의 23%)에 이르며, [71] 그로 인해 溫度와 密度가 急速度로 上昇한다. 그 다음 일어날 일은 별의 質量과 崩壞하는 中心核의 構造에 依해 決定된다. 質量이 작은 縮退核은 中性子별을 形成하고, 質量이 큰 縮退核은 大部分 完全히 崩壞하여 블랙홀이 된다. 그리고 縮退核이 아닌 境遇에는 核融合 暴走가 일어난다.

縮退核의 最初 崩壞는 베타 崩壞 나 狂崩壞, 電子 捕獲으로 인해 가속된다. 이러한 期作은 電子 中性微子 의 暴發的 生成을 招來한다. 密度가 上昇하면서 中性微子가 中心核 속에 붙잡히기 때문에 中性微子 放出은 中斷된다. 中心核의 안쪽 部分의 直徑은 約 30 킬로미터 程度가 되고, [72] 그 密度는 原子核 의 그것과 比肩될 程度가 된다. 中性子 縮退압 이 崩壞를 막으려고 하는데, 中心核 質量이 15 太陽質量을 超過하면 中性子 축퇴압이 崩壞를 견뎌내지 못하고, 超新星 爆發 없이 바로 블랙홀을 形成한다.

質量이 작은 中心核에서는 崩壞가 中斷되고, 初期溫度 約 1千億 켈빈 (太陽 中心核 溫度의 6000倍)의 中性子 核이 形成된다. [73] '뜨거운'(Thermal) 中性微子는 모든 플레이버 에서 中性微子-反中性微子 雙을 이루어, 總 數가 電子捕獲 中性微子 수(number)의 몇 倍가 된다. [74] 約 10 46 줄, 恒星의 殘餘 質量의 大略 10%가 10秒間 中性微子의 爆發(본 事件의 主要 生産物인)로 轉換된다. [72] [75] 中斷되었던 中心核 崩壞가 갑자기 되살아나고, 수 밀리秒 以內로 멎을 衝擊波 를 發生시킨다. [76] 衝擊波는 中心核 바깥쪽 部分에서 重元素가 電離되어 에너지를 잃음으로써 멎게 된다. 그리고 現在로서는 明確하게 밝혀지지 않은 어떤 過程이 必須的으로 作用하여 中心核의 바깥 層이 中性微子 振動(pulse)으로부터 約 10 44 줄(1 砲에 )의 에너지를 再吸收하고, 그리하여 눈에 보이는 爆發을 일으킨다. [77] [78] 但, 이것 外에도 爆發의 原動力을 說明하는 다른 理論은 存在한다. [72]

이렇게 形成된 中性子별 慰勞 外皮層의 物質 一部가 떨어질 수 있는데, 中性子별에 8 太陽質量 以上의 物質이 累積되면 다시금 崩壞하여 블랙홀을 形成할 수 있다. 이렇게 累積된 物質은 爆發의 運動에너지 또는 放出되는 放射能 物質의 量을 줄일 수 있지만, 어떤 狀況에서는 감마선 爆發이나 異例的으로 밝은 超新星의 結果로 相對論的 제트 를 形成할 수도 있다.

縮退核이 아닌 中心核이 崩壞를 일으키면 追加的인 核融合이 일어난다. 雙不安定에 依해 中心核 崩壞가 일어났을 때, 酸素 核融合이 始作되고 崩壞가 中斷될 수 있다. 核質量이 40 ~ 60 太陽質量 以上일 境遇, 崩壞가 中斷되고 별은 말짱히 남지만, 더 큰 核이 形成될 境遇 核崩壞는 다시 일어난다. 核質量이 約 60 ~ 130 太陽質量日 境遇, 酸素와 그보다 무거운 元素들의 核融合이 너무 激烈하여 별 全體가 갈갈이 찢어져 超新星이 爆發한다. 質量範圍의 傷한 程度에서는, 太陽質量의 數 倍 相當의 니켈 56이 放出되어 超新星이 異例的으로 밝고 또 極度로 오래 持續된다. 核質量이 그보다도 큰 境遇에는 狂崩壞가 일어날 程度로 核溫度가 높아지고, 核은 完全히 崩壞하여 블랙홀이 된다. [79]

II型 超新星 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 II型 超新星 입니다.
異例的으로 덜 밝은 II型 超新星 SN 1997D .

처음 質量이 太陽의 7倍 以下인 별들은 炭素를 融合하지 못하고, 늙어서는 大氣層을 喪失하여 白色 矮星이 된다. 質量이 最小 10 太陽質量人 별은 複雜한 方法으로 進化하여, 中心核 속 溫度가 더 뜨거운 곳에서 더 무거운 元素를 꾸준히 繼續 태우게 된다. [72] [80] 별의 內部는 洋파처럼 層을 이루게 되고, 큰 껍질에서는 보다 融合하기 쉬운 元素들의 燃燒가 일어난다. [81] [82] 흔히 이 狀態를 鐵核을 가진 洋파 構造로 說明하지만, 가장 質量이 작은 祝儀 超新星 原形 별은 酸素-네온(-마그네슘) 核을 가지고 있을 뿐이다.(9 ~ 10 太陽質量) 이 별들을 點根據성열성 이라고 하며, 이 별들이 中心核 崩壞 超新星의 大部分을 形成할 것으로 생각된다. 하지만 이 超新星들은 보다 무거운 原形 별이 形成한 超新星에 비해 덜 밝고 觀測도 덜 된다. [83]

超巨星이 中心核 崩壞를 일으킬 때, 아직 水素 外皮層을 가지고 있으면 그 結果 II型 超新星이 形成된다. 밝은 별의 質量 損失率은 金屬聲과 밝기에 依해 決定된다. 太陽 水準의 金屬性에, 極度로 밝은 별은 中心核 崩壞가 일어나기 前에 水素 外皮層을 몽땅 消失하게 되고, II型 超新星을 形成하지 않는다. 金屬性이 낮은 境遇엔, 별이 水素 外皮層을 가진 채로 中心核 崩壞에 다다르지만, 눈에 보이는 超新星을 만들어내지 않고 곧바로 블랙홀로 짜부라든다.

처음 質量이 太陽의 約 90倍 以上인 별, 또는 그보다 若干 작고 金屬性이 높은 별은 가장 흔하게 觀測되는 類型인 II-P型 超新星을 形成할 것으로 생각된다. 中間 程度 ~ 높은 金屬性을 가졌을 경우, 별이 恒星의 質量 範圍의 上限에 肉薄할 程度이면, 中心核 崩壞가 일어날 때쯤이면 水素 外皮層의 大部分을 喪失한 狀態로, II-L型 超新星이 된다. 金屬性이 매우 낮고, 質量이 140 ~ 250 太陽質量人 별은 水素 外皮層과 酸素 中心核을 가진 채로 雙不安定에 依한 中心核 崩壞가 일어난다. 그 結果 II型의 特徵을 나타내되, 니켈 56이 大量으로 放出되고 매우 밝은 超新星이 形成된다.

Ib型 및 Ic型 超新星 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 Ib型 및 Ic型 超新星 입니다.
Ib型 超新星人 SN 2008D. [84] 왼쪽은 엑스線 寫眞이고, 오른쪽은 可視光線 寫眞이다. 오른쪽 寫眞의 銀河 오른쪽 위에 超新星이 있다. [85]

이 超新星들은 II型과 마찬가지로 巨大한 별이 中心核 崩壞를 일으켜 形成된다. 하지만 强力한 항성風 또는 同伴星과의 相互作用 等으로 인해 外皮層(水素)의 大部分을 喪失하였기 때문에 Ib型 또는 Ic型 超新星이 된다. [86] 이런 별들을 일컬어 울프-레이에別 이라고 한다. 金屬性이 普通 水準에서 높은 水準인 별이, 連續的인 항성風에 依하여 매우 큰 損失率로 質量을 잃어갈 때 그것이 바로 울프-레이에別이다. 그런데 Ib型 또는 Ic型 超新星을 觀測한 結果, 울프-레이에별의 觀測 또는 豫想 存在와 一致하지 않음이 밝혀졌고, 이 類型의 中心核 崩壞 超新星에 對한 또다른 解釋이 세워졌다. 雙星系의 相互作用에 依해 超新星을 形成하는 별의 水素가 磨滅되었다는 것이 그것이다. 이 解釋은 觀測된 超新星과 보다 잘 맞아떨어지지만, 適切한 雙星系의 헬륨性이 發見된 바 없다는 但書를 달고 있다. [87] 超新星 爆發은 中心核 崩壞의 瞬間에 별이 完全히 짜부라들어 블랙홀이 되지 않을 만큼 質量이 많지 않은 한 언제든지 일어날 수 있기 때문에, 모든 巨大한 별은 中心核 崩壞가 일어나기 前에 充分한 質量을 잃었다면 超新星을 일으킬 수 있다.

Ib型 超新星은 Ic型 超新星보다 흔하며, 大氣中에 아직 헬륨이 存在하는 WC型 울프-레이에별에서 일어난다. 좁은 質量 範圍 內에서, 中心核이 崩壞하기 前에 별이 좀더 進化하여 헬륨이 거의 남아있지 않은 WO型 울프-레이에별이 된다. WC型 울프-레이에별은 Ic型 超新星의 原形 별이다.

Ic型 超新星 中 몇 퍼센트는 감마선 爆發 (GRB)와 關聯이 있는데, 水素가 損失된 모든 Ib型 또는 Ic型 超新星은 爆發의 幾何學的 構造에 따라 GRB를 일으킬 수 있다고 생각된다. [88]

光度曲線 [ 編輯 ]

類型에 따른 超新星들의 相對的 光度曲線.
검은色은 Ia型, 빨간色은 Ib型, 노란色은 Ic型, 紫朱色은 IIb型, 하늘色은 II-L型, 파란色은 II-P型, 草綠色은 IIn兄이다.

超新星의 類型이 서로 다르면 光度曲線의 模樣과 暴徒 달라지며, 이것은 가시 輻射線이 生成되는 爆發의 根本的 期作과 放出된 物質의 透明性에 依해 決定된다. 빛의 波長이 다르면 光度曲線度 全혀 다른 模樣을 하게 된다. 예컨대 紫外線 및 그보다 짧은 波長에서는 不過 數 秒 동안 持續되는, 極度로 밝은 絶頂期가 存在한다. 이것은 最初의 爆發 때 衝擊波가 發生하는 것과 相應하며, 긴 波長의 빛으로는 感知하기가 무척 어려운 것이다.

Ia型 超新星의 光度曲線은 거의 均一하여, 一定한 最大 絶對等級과 相對的으로 가파른 밝기 減少를 보인다. 에너지 放出은 니켈 56(半減期 6日)李 코발트 56(半減期 77日)으로 變하는 放射性 減衰에 依한 것이다. 爆發로 인해 放出된 物質들에서 生成된 放射性 同位元素들은 周圍 物質들을 들뜨게 하여 百열을 만들어낸다. 鑛區의 實質的 크기가 줄어들고 電磁氣 複寫가 減少됨에 따라 光度曲線의 初期 樣相은 가파른 減少勢를 보인다. B臺(B band; 電磁氣 스펙트럼에서 波長 1.2 ~ 0.6 미터인 電波臺)에서 光度曲線은 繼續 減少하는데, 約 40日이 지났을 때 可視 光度曲線에서는 작은 등성이 部分이 나타난다. 하지만 이것은 特定 電離重元素가 再結合하여 赤外線 輻射를 生成하고, 噴出物들이 透明해지기 때문에 赤外線 波長에서 일어나는 二次的 最大값의 徵候일 뿐이다. 가시광 光度曲線은 放射性 코발트(半減期가 보다 길며 曲線의 後期를 掌握하는)의 減衰率보다 減衰率이 조금 더 커진 채로 繼續 減少한다. 이것은 噴出된 物質들이 보다 널리 퍼져서, 高에너지 輻射를 가시광 輻射로 轉換시키는 能力이 떨어졌기 때문이다. 몇 個月이 더 지나면 남아있는 코발트 56의 陽電子 放出 이 두드러지면서 光度曲線의 減少率은 또다시 變化한다. 다만, 이 部分의 光度曲線에 對한 詳細한 硏究는 잘 이루어지지 않았다.

Ib型과 Ic型 超新星의 光度曲線은 基本的으로 Ia型과 비슷하지만 平均的인 最大 밝기가 Ia型보다 조금 낮다. 亦是 可視光線 放出은 放射性 減衰가 가시 輻射로 轉換됨으로 인한 것이지만, 이 類型의 超新星에서는 니켈 56의 質量이 훨씬 적다. 最大 밝기는 相當히 제各各이어, 가끔은 一般的인 것보다 몇 자릿數 單位로 더 밝거나 덜 밝은 Ib/c型 超新星度 있다. Ic型 超新星 中 가장 밝은 것을 極超新星 理라 하며, 이것들은 最大 밝기가 큼과 함께 光度曲線의 너비度 넓은 傾向이 있다. 追加的인 에너지源은 回轉하는 블랙홀의 形成으로 인한 相對論的 제트로 생각되며, 이것으로 인해 감마선 爆發 도 일어날 수 있다.

II型 超新星의 光度曲線은 밝기 減少가 하루當 0.05 等級 으로, I型 超新星의 曲線보다 느리다는 點이 特徵的이다. [89] 이 값은 安定期 時期는 除外한 것이다. 數 個月 동안의 可視光 放出은 放射性 減衰보다는 運動 에너지로, 그것은 主로 超巨星 原形 별의 大氣로부터 噴出된 水素의 存在에 依한 것이다. 最初 爆發 때 이 水素가 뜨거워져 電離된다. 이 水素가 再結合하여 可視光線을 放出하고 보다 透明해짐으로 인해, 多數의 II型 超新星은 光度曲線에 오래 持續되는 安定期를 나타낸다. 그 뒤에는 放射性 減衰를 통해 빛이 나는데, 水素를 통하여 빛으로 轉換되는 效率로 인하여 I型 超新星보다 減少 速度가 느린 便이다. [90]

II-L型 超新星은 그 原形 별의 大氣中에 남은 水素가 相對的으로 적은 便이라서 安定期가 없다. II-L型 超新星의 水素는 스펙트럼上 檢出될 만큼은 많지만, 빛 放出에서 눈에 띄는 安定期를 만들어낼 程度로 充分하지는 못하다. IIb型 超新星은 原形 별의 待機 中 수소가 너무 缺損되어서(동반성에 依해 조석敵으로 빨려나간 것으로 생각된다) 光度曲線이 I型 超新星의 그것에 가까우며, 甚至於 몇 週가 지나면 스펙트럼上에서도 水素가 보이지 않게 된다. [44]

IIn型 超新星은 別 周圍 物質의 두터운 껍질로 인해 生成되는 좁은선이 特徵的이다. IIn型 超新星의 光度曲線은 代替로 아주 넓게 늘어져 있으며, 가끔은 極度로 밝은 것이 있어 極超新星 으로 불리기도 한다. 이 光度曲線은 噴出物의 運動에너지가 周圍 物質의 두터운 껍질과 相互作用하여 높은 效率로 電磁氣 輻射로 轉換되어 生成된 것이다. 이것은 그 物質이 充分히 두텁고 稠密할 때 일어나며, 그것銀卽 物質 구름이 超新星이 爆發하기 不過 얼마 前에 原形 별에 依해 形成되었다는 것을 意味한다.

距離 測定用 燭光과 實驗 모델을 生成하기 위하여 많은 數의 超新星들이 目錄化되어 分類되었다. 平均的 特性은 거리와 某銀河의 形態에 따라 多少의 差異가 存在하지만, 超新星의 類型에 따라 大略的으로 詳述할 수 있다.

類型에 따른 超新星의 物理的 特性 [91] [92]
類型 a 絶頂期의 平均
絶對等級 b 		近似的 에너지
(單位 砲에 ) c 		밝기 絶頂에 이르는 日數 밝기 絶頂에서
10%線으로 떨어지는 日數
Ia型 ?19 1 近似하게 19 約 60
어두운 Ib/c型 約 ?15 0.1 15 ~ 25 不明
Ib型 約 ?17 1 15 ~ 25 40 ~ 100
Ic型 約 ?16 1 15 ~ 25 40 ~ 100
밝은 Ic型 to ?22 above 5 대충 25 대충 100
II-b型 約 ?17 1 約 20 約 100
II-L型 約 ?17 1 約 13 約 150
어두운 II-P型 約 ?14 0.1 대충 15 不明
II-P型 約 ?16 1 約 15 安定期 以後 50
IIn型 d 約 ?17 1 12 ~ 30 以上 50 ~ 150
밝은 IIn型 to ?22 above 5 50 超過 100 超過

備考:

a. ^ 어두운 類型들은 別個의 下位類型日 可能性이 있다. 밝은 類型들은 조금만 더 밝으면 極超新星이 될 延長線에 있을 可能性이 있다.
b. ^ 이 等級은 R大에서 測定된 것이다. V臺 또는 B大를 測定한 것이 더 흔하며, 그 境遇 超新星의 等級의 折半 程度 더 밝다.
c. ^ 運動에너지의 자릿數 (1 包에는 10 44 줄이다). 電磁氣 輻射 에너지의 總量은 普通 그보다 낮으며, (理論的인) 中性微子 에너지는 훨씬 높다.
d. ^ 아마 여러 다른 그룹이 모여 있는, 星雲 속에 그 어떤 類型이라도 파묻혀 있는 것일 수 있음.

非對稱性 [ 編輯 ]

게 星雲 속의 펄社는 星雲에 對하여 秒速 375 킬로미터의 相對速度로 움직이고 있다. [93]

II型 超新星을 둘러싼 오래된 質問 하나는, 爆發 以後 남겨진 密集性이 왜 매우 빠른 速度로 元來의 核 位置에서 멀어지고 있냐는 것이다. [94] ( 펄社 를 비롯한 中性子별들은 높은 速度를 가짐이 觀測되었다. 블랙홀 亦是 그러할 것으로 斟酌되지만, 따로 觀測하기가 훨씬 어렵다) 1 太陽質量 以上의 天體를 秒速 500 킬로미터 以上의 速度로 加速시킬 程度氣 때문에, 그 初期 推進力은 相當히 클 것이다. 이 變位의 크기는 爆發에 非對稱性이 存在함을 의미하지만, 그 運動量이 어떻게 密集性으로 傳達되는지 그 期作은 現在 수수께끼로 남아 있다. 提案된 解釋으로는 별이 崩壞할 때의 對流, 中性子별이 形成될 때의 제트 生成 等이 있다.

于先 이 非對稱性을 說明하는 한 가지 解釋은 核 위에서 일어나는 大規模의 對流 이다. 對流로 因해 場所別로 元素의 存在비의 不均衡이 發生할 수 있으며, 그 結果 中心核 崩壞 때 核燃燒가 고르지 않게 일어나고, 爆發로 인해 튕겨나가게 된다는 것이다. [95]

또다른 解釋으로는, 中央의 中性子별에 對한 가스 降着이 圓盤 을 形成하여 그로 인해 志向性 제트(별 바깥으로 빠른 速度로 噴出되는 物質)를 만들어내고, 그로 인하여 가로질러진 衝擊波가 별을 完全히 破壞한다는 것이 있다. 이 제트는 超新星 爆發을 일으키는 데도 決定的 役割을 할 可能性이 있다. [96] [97] (오래 持續되는 감마선 爆發 을 說明하는 데도 類似한 理論이 現在 選好되고 있다)

爆發 初期의 非對稱性은 Ia 超新星에서는 觀測을 통하여 確實히 立證되었다. 이 結果는 어쩌면 Ia型 超新星의 初期 밝기가 그 超新星을 보는 角度에 따라 달라질 수 있음을 의미할 수도 있다. 하지만 時間이 지남에 따라서 爆發은 漸漸 對稱的으로 變한다. 初期의 非對稱性은 放出되는 빛의 偏光을 分析함으로써 찾아낼 수 있다. [98]

에너지 放出 [ 編輯 ]

니켈 56과 코발트 56의 放射性 減衰가 超新星의 가시 光度曲線을 만들어낸다.

超新星 하면 먼저 떠오르는 것은 매우 밝은, 눈에 보이는 事件이라는 것이지만, 超新星으로 인해 生成되는 電磁氣 複寫 는 爆發로 인한 副産物에 不過하다고 생각해도 될 程度이다. 特히 中心核 崩壞 超新星의 境遇, 放出되는 電磁氣 複寫는 全體 에너지 中 아주 적은 部分을 차지할 뿐이다.

原形 별 [ 編輯 ]

超新星의 類型 分類는 爆發 當時 原形 별(Progenitor star)의 狀態와 密接한 關聯이 있다. 各各의 超新星 類型의 發生은 金屬性에 依해, 더 나아가서는 屬해 있는 銀河의 나이에 依해 決定된다.

Ia型 超新星은 雙星 系의 白色 矮星 에서 일어나며, 모든 形態 의 銀河에서 發生한다. 中心核 崩壞 超新星은 壽命이 짧은 巨大한 별에서 일어나기에, 恒星 形成이 現在 일어나거나 또는 最近에 일어난 銀河에서 發生한다. 이 超新星은 Sc 나선 銀河 에서 가장 흔하게 發見되나, 다른 나선 銀河의 螺旋팔에서도 發見되며, 不規則 銀河 , 特히 暴發的 恒星生成 銀河 에서도 發見된다.

Ib型과 Ic型 및 II-L型 超新星, 그리고 (아마) IIn型 超新星의 大部分은 太陽과 비슷한 水準의 金屬性을 가진 별에서 일어나, 巨大한 별에서 莫大한 質量 損失을 일으킨다. 때문에 이 超新星들은 나이가 많고 멀리 떨어진 銀河에서는 덜 흔하게 發生할 것이다. 以下 票는 中心核 崩壞 超新星의 類型 中 主要한 것들의 推測되는 原形 별과, 또 우리 周邊에서 各各의 近似的 比率을 整理한 것이다.

Fraction of core collapse supernovae types by progenitor [43]
超新星 類型 原形 별 比率
Ib WC 울프-레이에別 10%
Ic WO 울프-레이에別 10%
II-P 超巨星 70%
II-L 水素 外皮가 減損된 超巨星 10%
IIn 噴出된 物質로 이루어진 구름 속의 超巨星 (예컨대 밝은 靑色變光星 ) 드물다
IIb 水素 外皮가 甚하게 減損된(동반성에 依해 벗겨진?) 超巨星 드물다

超新星으로 因한 恒星間 影響 [ 編輯 ]

重元素의 源泉으로서의 超新星 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 超新星 核合成 입니다.

超新星은 酸素 보다 무거운 化學 元素 의 主要한 源泉이다. [99] 이러한 무거운 元素들은 核融合 (철 56과 그보다 가벼운 元素들) 및 超新星 爆發時의 核合成 (철보다 무거운 元素)을 통하여 生成된다. [100] 理論의 餘地가 없는 것은 아니지만, 超新星은 R-過程 이 일어나는 候補로 擧論된다. R-過程이란 溫度와 中性子 密度가 極度로 높은 狀況 下에서 일어나는 迅速한 核合成 過程이다. 이 反應의 結果, 中性子 가 많은, 매우 不安定한 原子核 이 生産된다. 이 原子核은 매우 不安定하기 때문에 빠르게 베타 崩壞 를 일으켜 보다 安定的인 形態로 變하게 된다.

R-過程 反應은 II型 超新星에서 일어나는 것 같으며, 이로 因해 철보다 무거운 모든 元素 中 折半 假量을 生産해 내는데, 그 中 플루토늄 · 우라늄 等도 包含되어 있다. [101] R-過程을 除外하고 철보다 무거운 元素를 生産해낼 만한 主要한 過程은 S-過程 이 있다. S-過程은 巨大한 늙은 별인 赤色 巨星에서 主로 일어나며, R-過程보다 천천히 일어난다. 또한 납 보다 무거운 元素는 生産하지 못한다. [102]

恒星 進化에 있어서의 超新星의 役割 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 超新星 殘骸 입니다.

超新星 爆發의 殘骸는 密集性 과, 急速度로 擴散되는 物質의 衝擊波 로 이루어져 있다. 이 物質의 구름은 自由 膨脹 하면서 周圍의 星間 媒質 을 휩쓸고, 이것은 2世紀 程度까지 持續된다. 그 뒤 斷熱 膨脹 期間을 지나, 約 10,000年에 걸쳐 徐徐히 식어가면서 周圍 星間 媒質과 섞여간다. [103]

대마젤란 銀河 의 덩어리진 가스와 먼지 사이로 超新星 殘骸 N 63A가 보인다.

빅뱅 이 일어났을 때는 水素 와 헬륨 , 리튬 萬 生成되었을 뿐, 다른 모든 무거운 元素들은 恒星과 超新星 속에서 合成된 것이다. 超新星은 周圍 星間 매질에 水素와 헬륨에 비해 金屬性 元素의 含量을 높이는 傾向이 있다. 超新星에서 性間 매질로 注入된 元素들은 窮極的으로 恒星 形成의 現場인 分子 구름 을 豐富하게 만든다. [104] 이와 같이, 恒星들은 各各 世代에 따라 組成이 조금씩 달라진다. 거의 純粹한 水素와 헬륨의 混合體에서 漸漸 金屬이 늘어나는 것이다. 超新星은 이렇게 恒星 內部에서 核融合을 통해 生成된 重元素를 分配하는 支配的인 메커니즘이다. 恒星을 形成하는 物質 속의 元素 存在비의 差異는 恒星의 一生에 重要한 影響을 미치며, 周圍를 公轉하는 行星 이 存在할 可能性에 亦是 決定的인 影響을 미친다.

또한 膨脹하는 超新星 殘骸의 運動 에너지 가 近處 宇宙 空間의 짙은 分子 구름을 壓縮시켜 恒星의 形成의 방아쇠를 당기는 役割을 할 수도 있다. [105] 하지만 分子 구름이 超新星 殘骸의 過度한 에너지를 相殺시키지 못할 境遇에는 오히려 暖流 壓力의 增加가 恒星의 形成을 妨害할 수도 있다. [7]

壽命이 짧은 放射性 同位元素 에서 生産된 딸核種의 痕跡은 約 4百 5十億 年 前에 가까운 超新星이 太陽系 의 物質 構成을 決定하는 데 影響을 끼쳤음을 알 수 있게 해 주며, 어쩌면 그 超新星이 太陽系의 形成 自體를 始作하게 한 방아쇠 役割을 했을 수도 있다. [106] 天文學的 時間을 거치며 超新星으로 인해 生成된 重元素가 地球의 生命體의 化學的 性質 을 窮極的으로 결정지었을 可能性 亦是 存在한다.

地球에 미치는 超新星의 影響 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 近地球 超新星 입니다.

近地球 超新星 (近地球超新星, near-Earth supernova)이란 生物圈 에 눈에 띄는 影響을 미칠 수 있을 程度로 地球에 가까운 超新星을 말한다. 超新星의 類型과 에너지에 따라, 約 3000 光年 距離까지도 近地球 超新星이라고 判斷할 수 있다. 超新星의 감마선 은 地球 大氣 上層에서 化學 反應 을 誘發하여 窒素 分子를 酸化窒素 로 變形시킬 것이다. 그리하여 오존層 이 減損되고 害로운 太陽 放射線 과 宇宙 放射線 이 地球 表面까지 到達하게 될 것이다. 近地球 超新星 爆發로 인한 오존層 減損은 地球의 海洋 生物의 約 60%를 죽음에 이르게 한 오르도비스기-실루리아기 大滅種 의 原因으로 推測되고 있다. [107]

1996年에는 地層 속에 남은 金屬 同位元素의 形態로 地球에서 過去 超新星의 痕跡을 찾을 수 있다는 理論이 提示되었다. 後에 太平洋 의 深海底 巖石에 철 60 이 豐富하다는 것이 報告되었다. [108] [109] [110] 2009年에는 南極의 얼음層 속에서 높은 水準의 窒酸 이온이 發見되었으며, 이것은 1006年과 1054年의 超新星과 時期가 매우 비슷하다. 超新星의 감마선이 酸化窒素의 量을 늘렸고, 그것이 얼음 속에 갇히게 된 것일 可能性이 있다. [111]

實際로 近地球 超新星이 暴發한다면, Ia型 超新星이 가장 危險할 可能性이 있다고 생각된다. 왜냐하면 Ia型 超新星은 어둡지만 흔한 白色 矮星에서 形成되며, 이것銀卽 Ia型 近地球 超新星은 充分히 硏究되지 못한 恒星系에서 豫測할 수 없게 發生할 수 있다는 것을 意味한다. Ia型 超新星이 地球에 影響을 끼치기 위해서는 1千 파섹(3300 光年)보다 가까워야 한다는 理論이 提起되어 있다. [112] 現在까지 알려진 가장 가까운 候補는 페가수스자리 IK 이다(이하 內容 參照). [113] 最近에는 II型 超新星이 8 파섹(26 光年)보다 가까우면 地球의 오존層의 折半이 破壞된다고 推算된 바 있다. [114]

우리 銀河의 超新星 候補 [ 編輯 ]

<nowiki /> 이 部分의 本文은 超新星 候補 目錄 입니다.
約 21,000 光年 거리 떨어져 있는 울프-레이에別 WR124 周圍로 形成된 울프-레이에 星雲 . [115]

우리 銀河 의 巨大한 別 여럿이 以後 1百萬 年 以內에 超新星 爆發을 일으킬 候補로 推測되고 있다. 代表的인 것으로 카시오페이아자리 로 , [116] 龍骨자리 에타 , [117] [118] 뱀主人자리 RS , [119] [120] 全蠍자리 U , [121] 큰개자리 VY , [122] 베텔게우스 , 안타레스 , 스피카 等이 있다. [123] 또한 돛자리 감마 , [124] WR 104 , [125] 그리고 다섯雙둥이 星團 의 별들과 같은 [126] 울프-레이에別 亦是 "近未來"에 超新星 爆發을 일으킬 前兆가 보이는 別로 判斷되고 있다.

地球에서 가장 가까운 超新星 候補는 페가수스자리 IK (HR 8210)로, 約 150 光年 떨어진 距離에 位置하고 있다. 이 별은 白色矮星과 主系列星이 3千 1百萬 킬로미터의 가까운 距離를 두고 서로 公轉하는 雙星系 를 이루고 있다. 白色 矮星의 質量은 太陽의 1.15 倍 程度인 것으로 推算된다. [127] 이 雙星系의 白色矮星이 Ia型 超新星이 될 만큼의 質量을 累積하는 데는 數百萬 年이 걸릴 것으로 推測되고 있다. [128] [129]

같이 보기 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

內容主
  1. ↑ 이 값은 접미 番號를 a = 1, b = 2, c = 3, …, z = 26人 26陣 全單射 記數法 으로 變換하여 얻을 수 있다. 故로 nc = n × 26 + c = 14 × 26 + 3 = 367.
  2. ↑ 酸素, 네온, 마그네슘으로 中心核이 이루어진 白色 矮星이 崩壞할 境遇 普通 中性子별 을 形成한다. 이 境遇, 崩壞할 때 恒星 質量의 一部만이 抛출된다. [48]
參照週
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