Ia型 超新星 (Ia形超新星, 英語 : type Ia supernova )은 超新星 의 下位 範疇로, 白色 矮星 이 激烈하게 暴發한 結果物이다. 白色 矮星이란 核融合 이 끝나 一般的인 삶의 週期가 終了된 恒星 의 殘骸이다. 그런데 白色 矮星 中 溫度가 높아지면 엄청난 量의 에너지를 放出하여 核融合을 다시 始作할 수 있는 것이 있다.

自轉 速度가 낮은 白色 矮星의 質量은 찬드라세카르 限界 人 約 1.44 太陽質量 以下로 物理的으로 制限된다. ^{[1] [2]} 이것은 별이 電子 縮退압 으로 維持될 수 있는 最大限의 質量이다. 이 限界를 넘어서면 白色 矮星은 崩壞해 버린다. 萬若 白色 矮星이 同伴星 의 質量을 漸次的으로 뺏어온다면, 그 質量이 限界點에 가까워짐에 따라 白色 矮星의 核이 炭素 燃燒 를 일으킬 수 있는 發火 溫度에 到達하게 된다는 것이 通說이다. 萬若 白色 矮星이 다른 별과 하나로 합쳐진다면(매우 드문 境遇), 그 溫度는 核融合 發火 溫度보다 훨씬 뜨거워지고, 瞬間的으로 찬드라세카르 限界를 뛰어넘어 崩壞하기 始作한다. 核融合이 일어나는 刹那의 瞬間동안 白色 倭城을 이루는 物質의 相當量이 熱暴走 反應을 일으켜 1~2×10 ⁴⁴ J 相當의 에너지를 放出한다. ^[3] 이 에너지는 별의 束縛을 풀어 버리고 超新星 爆發을 일으키기에 充分한 量이다. ^[4]

降着 메커니즘을 통해 暴發하는 白色 矮星의 質量이 均一하기에, 이 種類의 超新星 은 最高 光度가 일정하다고 알려져 있다. 이 값의 安定性 때문에, Ia型 超新星 爆發은 그 實視 等級 이 主로 地球까지의 거리에 依해 決定되므로, 超新星이 屬해 있는 某 銀河 까지의 距離를 재는 尺度 로 使用된다. 하지만 2014年 1月 애리조나 大學의 硏究팀에 依해 發見된 M82 銀河에서 發見한 超新星은 그 家庭을 否定하고 있어서 學界에서 關心을 끌고 있다. ^{[5] [6]} 萬若 이 광도의 日程性이 否定되면 허블 常數 와 暗黑 에너지 의 量이 달라지고 結局 宇宙의 나이에 對한 計算까지 바뀌어야 한다.

形成 過程 [ 編輯 ]

Ia型 超新星의 形成 過程.

巨星에서 벗겨진 가스가 稠密한 同伴星(白色 矮星 等)의 周圍로 모여 降着 圓盤을 만들고 있다. NASA image

單一 原形 恒星 消滅 [ 編輯 ]

이 部類의 超新星이 만들어지는 過程에 對한 假說 中 하나는, 同伴星 사이의 距離가 가까운 雙星 契에서 생겨난다는 것이다. 이 雙星系는 처음에는 主系列星 두 個로 이루어져 있는데, 한쪽이 다른 쪽보다 質量이 더 크다. 質量이 큰 恒星은 同伴星보다 빨리 進化하여 點根據性가지 에 到達하고, 恒星의 外皮가 急激히 부풀어오른다. 萬若 두 恒星의 外皮가 하나로 합쳐진다면, 雙星系는 相當量의 質量을 잃고, 角運動量과 軌道 半지름 및 週期도 줄어든다. 먼저 進化한 쪽이 白色 倭城으로 쭈그러들면, 이番에는 두 番째 恒星이 赤色 거성으로 進化하고, 두 番째 巨星의 가스가 白色 倭城으로 質量 降着을 일으킬 舞臺가 마련된다. 이 最後의 外皮 共有 段階동안, 두 恒星은 角運動量을 잃으면서 소용돌이 模樣으로 돌며 漸漸 가까워진다. 이렇게 작아진 軌道의 公轉 週期는 數 時間 程度로 짧다. ^{[7] [8]} 質量 降着이 繼續되면서, 白色 矮星의 質量은 漸漸 늘어나 찬드라세카르 限界 에 가까워진다.

軌道만 充分히 가깝다면, 白色 矮星은 準巨星 이나 主系列星 에서도 質量을 빼앗을 수 있다. 이 降着 段階의 進化 過程은 아직 不分明한데, 이 進化 過程이 降着의 速度가 얼마나 큰지, 白色 矮星으로의 角運動量 移動이 얼마나 빨리 일어나는지에 달려 있기 때문이다. ^[9]

이런 種類의 Ia型 超新星은 全體 Ia型 超新星의 20%를 넘지 않는 것으로 보인다. ^[10]

二重 原形 恒星 消滅 [ 編輯 ]

Ia型 超新星의 導火線에 불을 붙이는 다른 可能한 期作으로는, 白色 矮星 두 個가 합쳐져서 찬드라세카르 限界를 넘어버리는 境遇가 있다. 합쳐진 結果物을 超찬드라세카르 質量(super-Chandrasekhar mass) 白色 矮星이라고 부른다. ^{[11] [12]} 그러한 境遇, 恒星의 總 質量은 찬드라세카르 限界에 얽매이지 않는다.

우리 銀河에서 單獨性들끼리 衝突하는 事件은 10 ⁷ ~ 10 ¹³ 年에 한 番 꼴로 일어나는데, 新星의 出現 頻度보다도 드문 數値이다. ^[13] 球狀 星團 의 稠密한 中心部에서는 훨씬 頻繁하게 衝突이 일어난다. ^[14] ( Cf. 靑色 落伍性 ) 가장 衝突이 일어남직한 시나리오는 雙星系 의 두 별 사이, 或은 白色 倭城을 가진 두 雙星系 사이의 衝突이다. 衝突 結果로 白色 矮星 두 個로만 이루어진 近點雙星이 形成될 수 있으며, 空轉 軌道가 衰退하면서 外皮를 共有하게 되고, 하나로 합쳐지게 된다. ^[15] 그런데, 슬로운 全天 探査 (SDSS) 分光器로 4,000 個의 白色 倭城을 檢査한 結果, 15個의 雙星系를 發見했다. 計算 結果 우리 銀河에서 白色 矮星 두 個가 합쳐지는 現象은 100年에 한 番 꼴로 일어나는데, 이 數値는 가까운 宇宙에서 發見되는 Ia型 超新星의 數字와 安城맞춤 一致한다. ^[16]

超新星 SN 2003fg 의 原形 恒星은 異例的으로 質量이 큰데(2 太陽質量), 이것을 二重 原形 恒星 消滅 模型으로 說明할 수 있다. ^{[17] [18]} 白色 矮星 한 個 짜리 模型으로는 到底히 說明이 不可能했던 超新星 SNR 0509-67.5 는 이 二重 原形 原形 模型이 아니면 달리 說明할 길이 없다. ^[19] 同伴星의 超新星 殘骸가 發見되지 않는 SN 1006 亦是 二重 原形 恒星일 可能性이 매우 높다. ^[10] NASA 의 스위프트 宇宙 望遠鏡 으로 只今까지 硏究된 모든 Ia型 超新星을 다시 觀測한 結果, 그 中 一部는 巨星 또는 超新星 同伴星이 없었다는 것이 밝혀졌다. 超巨星 同伴星이 外皮를 날려버릴 때 엑스線이 放出되는데, 스위프트의 엑스線 望遠鏡(XRT)李 超新星 殘骸 53個를 觀測한 結果, 이 엑스線이 發見되지 않았던 것이다. 또한 Ia型 超新星 12個를 爆發 10日餘 동안 스위프트의 紫外線 光學 望遠鏡( UVOT )으로 觀測한 結果, 超新星의 衝擊波가 加熱된 同伴星의 表面을 때렸을 때 發生해야 하는 紫外線이 觀測되지 않았다. 이것은 超新星의 原形 別 周圍에 赤色 巨星같은 큰 恒星이 存在하지 않았다는 것을 意味한다. SN 2011fe 의 境遇, 同伴星이 萬若 存在했다면, 그 크기는 太陽 보다도 작았을 것이다. ^[20] 찬드라 宇宙 望遠鏡 으로 5個 楕圓 銀河 와 안드로메다 銀河 의 膨大部에서 放出되는 엑스線을 觀測한 結果, 엑스線이 豫測했던 것보다 30 ~ 50倍 程度 弱했다. Ia型 超新星의 原形 별의 降着 圓盤에서 엑스線이 放出되므로, 엑스線이 이렇게 弱하다는 것은 降着 圓盤을 形成한 白色 矮星이 적다는 것을 의미하며, 卽 Ia型 超新星을 說明하는 從來의 降着 圓盤 模型으로 說明이 不可能했다. ^[21] 螺旋을 그리며 서로를 向해 떨어져 내리는 한 雙의 白色 矮星은 强力한 重力波 生成院임에 틀림없지만, 2012年 現在 이것을 檢出할 수 있는 技術은 存在하지 않는다.

觀測 [ 編輯 ]

Ia型 超新星은 모든 形態의 銀河 에서 發生하기에, 다른 形態의 超新星과 달리 楕圓 銀河 에서도 發見된다. Ia型 超新星은 恒星이 形成되는 地域에서 더 많이 發生한다거나 하는 傾向性을 보이지 않는다. ^[22] 白色矮星 은 恒星이 進化의 主系列에서 벗어나면서 만들어지기 때문에, 그 程度로 오래된 恒星系는 元來 만들어진 場所를 벗어나 멀리 다른 곳에 있을 것이다. 그러고 나서 雙星系는 Ia型 超新星이 爆發하기 위한 環境이 만족될 때까지 數百萬 年 동안 質量 移動 段階를 거친다. 이 期間동안 繼續해서 神聖 爆發이 있을 수 있다. ^[23]

超新星의 原形(原形, 英語 : progenitor ) 恒星은 天文學의 오래된 宿題 中 하나이다. 이런 候補 恒星을 直接 觀測함으로써 超新星 模型에 有用한 制限 要因을 얻을 수 있다. 2006年 基準으로, Ia型 超新星의 原形 恒星을 찾기 爲한 努力은 百年 넘게 繼續되고 있다. ^[24] Ia型 超新星 候補 恒星은 아직 發見되지 않았지만, 2011年 8月 24日에 팔로마 트랜젼트 팩토리 (Palomar Transient Factory, PTF)에 依하여 發見된 超新星 SN 2011fe 의 觀測은 有用한 情報를 提供해 주었다. 이 超新星은 바람개비 銀河 (M101)에서 暴發한 것으로, 우리 銀河에서 不過 2千萬 光年 떨어진 매우 가까운 것이었다. ^[25] 이 場所를 허블 宇宙 望遠鏡 이 以前에 觀測했을 때는 아무것도 없었기 때문에 赤色 超巨星 이 暴發한 것(卽 II型 超新星 )일 可能性은 排除되었다. 爆發로 인해 膨脹하는 플라스마는 炭素와 酸素를 包含하고 있었는데, 이를 通해 超新星 爆發을 하기 前의 原形 恒星이 이 元素들로 이루어진 白色 矮星이었음을 推測할 수 있다. ^[26] 또한 2011年 1月 16日에 亦是 PTF가 發見한 超新星 SN PTF 11kx의 觀測에서는, ^[27] 이 爆發이 赤色 거成人 同伴星을 가진 原形 恒星에서 일어난 것으로 結論이 났다. 이것은 Ia型 超新星의 原形 恒星은 혼자 暴發하는 것이 없다는 것을 示唆하고 있다.

光度曲線 [ 編輯 ]

Ia型 超新星은, 爆發 以後 時間에 따른 光度를 나타낸 그래프인, 光度曲線 이 特徵的으로 나타난다. 광도가 最大값을 가질 때가 가까워지면 스펙트럼에 酸素 에서 칼슘 에 이르는 中間 質量의 原子가 나타난다. 이 原子들은 恒星의 外皮層을 이루는 주된 構成 物質이다. 暴發하고 몇 달이 지나면 暴發한 外皮層은 膨脹하여 거의 透明해지고, 스펙트럼에는 恒星의 核을 이루는 무거운 物質의 빛이 支配的으로 나타난다. 이 物質은 主로 鐵과 質量이 비슷한 同位元素들이다. 니켈 -56이 코발트 -56을 거쳐 철 -56으로 放射性 崩壞 하는 過程에서 高에너지 光子 가 放出된다. ^{[25] [28]}

Ia型 超新星의 光度曲線의 幅과 最大밝기 사이의 相關關係를 利用하여 그래프를 補正하면 모든 光度曲線이 거의 일정하게 나타나게 된다. ^[25] 卽, 只今까지 發見된 모든 Ia型 超新星의 絶對光度는 類似하며, 이 때문에 Ia型 超新星은 外部銀河天文學에서 二次的인 ^[29] 宇宙 거리 사다리 로 使用될 수 있다. ^[30] 이렇게 光度曲線이 일정한 理由는 如前히 疑問으로 남아 있다.

1998年, 멀리 떨어진 Ia型 超新星을 觀測하다 宇宙 가 加速膨脹 한다는 意圖치 않은 結果를 얻게 되었다. ^{[31] [32] [33] [34]} 이 宇宙의 加速膨脹을 說明하기 위해 暗黑 에너지 槪念이 導入되었으며, 이것을 發見한 솔 펄머터 , 브라이언 슈밋 , 애덤 리스 는 2011年 노벨 物理學賞 을 受賞했다. ^[35]

같이 보기 [ 編輯 ]

• 炭素爆發
• 超新星 觀測의 歷史
• 超新星 殘骸
• 宇宙 거리 사다리
• 찬드라세카르 限界

各州 [ 編輯 ]

外部 링크 [ 編輯 ]

• Falck, Bridget (2006). “Type Ia Supernova Cosmology with ADEPT” . Johns Hopkins University . 2007年 10月 30日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 5月 20日에 確認함 .  
• Staff (2007年 2月 27日). “Sloan Supernova Survey” . Sloan Digital Sky Survey . 2007年 5月 25日에 確認함 .  
• “Novae and Supernovae” . peripatus.gen.nz. 2007年 8月 15日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 5月 25日에 確認함 .  
• “Source for major type of supernova” . Pole Star Publications Ltd. 2003年 8月 6日 . 2007年 11月 25日에 確認함 .   (A Type Ia progenitor found)
• “Novae and Supernovae explosions found” . peripatus.gen.nz. 2007年 8月 15日에 原本 文書 에서 保存된 文書 . 2007年 5月 25日에 確認함 .