탄소 폭발

Carbon detonation

탄소폭발 또는 탄소배출은 이전에 천천히 냉각되던 백색 왜성에서의 열핵융합이 격렬하게 재점화되는 것이다. 그것은 백색 왜성을 통해 몇 초 만에 퍼지는 폭주하는 열핵 과정을 수반하며, 별이 날아가면서 엄청난 양의 에너지를 방출하는 Ia형 초신성을 생성한다. 탄소 폭발/디플래그레이션 과정은 더 잘 알려진 타입 II(핵심 붕괴) 초신성과는 다른 경로로 초신성으로 이어진다(타입 II는 그 핵심이 붕괴되면서 거대한 별의 외층들이 대격변 폭발로 인해 발생한다).[1]

백색 왜성은 작은 별에서 중간 크기의 별의 잔재(우리의 태양은 이것들의 예)이다. 수명이 다하면 항성은 수소와 헬륨 연료를 태웠고, 열핵 핵융합 과정은 중단된다. 이 별은 훨씬 무거운 원소를 태울 정도의 질량이 없거나, 자체 중력의 힘에서 보다 큰 별처럼 중성자 별이나 제2형 초신성으로 붕괴할 정도의 질량을 가지고 있지 않기 때문에, 우주의 현재 시대보다 몇 배나 긴 기간 동안, 점점 줄어들면서, 점차적으로 흰빛과 붉은빛을 띠면서 매우 밀도가 높아진다.

때때로 백색 왜성은 다른 원천으로부터 질량을 얻는다. 예를 들어, 왜성이 충분한 양의 물질을 자신에게 흡수할 수 있을 정도로 가까운 이진 별 동반자 또는 다른 별과의 충돌에서, 동반자 자신의 후기 별 진화 과정에서 사이펀화된 물질이 배출되었다. 만약 백색왜성이 충분한 물질을 얻는다면, 그것의 내부 압력과 온도는 탄소가 중심부에서 융합되기 시작할 만큼 충분히 상승할 것이다. 탄소 폭발은 일반적으로 축적된 물질이 약 1.4 태양 질량의 찬드라세카르 한계 가까이 백색 왜성의 질량을 밀어내는 지점에서 발생한다. 이 질량은 중력이 일생 동안 붕괴되는 것을 막는 전자 퇴화 압력을 극복할 수 있는 질량이다. 이는 또한 결합 질량이 찬드라세카르 한계를 초과하면 두 백색 왜성이 병합되어 Type Ia 초신성이 발생하는 경우에도 발생한다.

열 압력에 의해 지지되는 주계열성은 팽창하고 냉각되어 열 에너지 증가를 자동으로 상쇄시킨다. 그러나 퇴행성 압력은 온도와 무관하며, 백색 왜성은 정상 별의 방식으로 핵융합 과정을 조절할 수 없기 때문에 폭주하는 핵융합 반응에 취약하다.

백색 왜성의 경우, 다시 시작된 핵융합 반응은 열을 방출하지만, 항성에 존재하고 더 이상의 붕괴에 대비하여 지탱하는 외압은 초기에는 핵융합 과정이나 열이 아닌 거의 전적으로 퇴행성 압력 때문이다. 따라서 핵융합이 재개되더라도 별의 열 균형에 중요한 외압은 크게 증가하지 않는다. 한 가지 결과는 (너무 늦을 때까지) 수소를 태울 때처럼 항성이 핵융합과 열 과정을 중력과 전자압력으로 균형을 맞추기 위해 크게 팽창하지 않는다는 것이다. 팽창에 의한 냉각 수단이 없는 열 생산의 증가는 내부 온도를 극적으로 상승시키고, 따라서 핵융합 속도 또한 매우 빠르게 증가하는데, 이는 열가동이라고 알려진 긍정적인 피드백의 한 형태다.

이러한 프로세스에 대한 2004년 분석에서는 다음과 같이 언급하고 있다.

백색 왜성의 중심에서 바깥쪽으로 타고 있는 탈화 불꽃은 뜨겁고 가벼운 연소 물질을 뒤에 남긴다. 그러나 그 앞의 연료는 차갑고 밀도가 높다. 이로 인해 항성의 중력장에 역행하는 밀도 성층화가 일어나므로 불안정하다. 따라서, 불타는 물질 덩어리가 형성되어 연료로 올라간다. 그들의 접점에서 전단 흐름은 나타난다. 이러한 효과는 강한 소용돌이로 이어진다. 그 결과 발생하는 격동의 움직임은 불꽃을 변형시키고 따라서 불꽃의 표면을 확대시킨다. 이것은 불꽃의 순 연소율을 증가시키고 에너지 폭발로 이어진다.[2]

불꽃은 부분적으로 레일리-테일러의 불안정성과 난류와의 상호작용에 의해 극적으로 가속된다. 핵융합 재개가 일련의 고르지 못한 상태에서 바깥쪽으로 퍼져나가면서 레일리-테일러 불안정성에 따라 "버블스"가 팽창한다.[3] 핵융합 영역 내에서 부피에 변화가 없는 열의 증가는 핵융합 속도의 기하급수적으로 빠른 증가를 초래한다. 이는 열압이 제한 없이 증가함에 따른 일종의 초임계 사건이다. 이런 상황에서는 정수 평형이 불가능하기 때문에 '열핵화염'이 촉발되고 Ia 초신성으로 보이는 왜성의 표면을 완전히 교란시키는 폭발성 폭발이 일어난다.

이 핵융합의 정확한 세부내용과 관계없이 백색왜성의 탄소와 산소의 상당 부분이 단 몇 초의 기간 내에 더 무거운 원소로 변환되어 내부 온도를 수십억 도까지 상승시킨다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있다.[4] 열핵 핵융합(1–2×1044 J[5])에서 방출되는 에너지는 별의 껍질을 벗기기에 충분하다. 즉, 백색 왜성을 구성하는 개별 입자들은 서로 떨어져 날기에 충분한 운동 에너지를 얻는다. 이 별은 격렬하게 폭발하여 물질이 일반적으로 빛의 속도의 약 6%인 5,000–20000 km/s의 속도로 분출되는 충격파를 방출한다. 폭발에서 방출된 에너지도 발광성의 극한 증가를 일으킨다. Ia 초신성의 전형적인 시각적 절대 크기는 M = -19.3(태양보다 약 50억배 밝음)이며, 변화는v 거의 없다.[6] 열압이 점점 폭주 핵융합을 일으킬 수 있는 조건에 도달하는 대신 전자 퇴행성 압력에 의해 지지되는 이 과정은 또한 충분히 거대한 적색 거성의 중심부에서 헬륨 섬광에서 덜 극적인 형태로 발견된다.

참고 항목

참조

  1. ^ Gilmore, Gerry (2004). "The Short Spectacular Life of a Superstar". Science. 304 (5697): 1915–1916. doi:10.1126/science.1100370. PMID 15218132. S2CID 116987470.
  2. ^ Röpke, Friedrich; Hillebrandt, Wolfgang (October 2004). "Current Research Highlight: Three-dimensional simulations of Type Ia supernova explosions". Max-Planck-Institut für Astrophysik. Archived from the original on 2021-09-10. Retrieved 2022-01-25.
  3. ^ http://www.jinaweb.org/docs/nuggets/truran-3-1.pdf#search=%22type%20Ia%20supernova%20simulation%22 웨이백 머신에[bare URL PDF] 2016-03-04 보관
  4. ^ Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. (2004). "The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae". Astronomy and Astrophysics. 420 (1): L1–L4. arXiv:astro-ph/0403509. Bibcode:2004A&A...420L...1R. doi:10.1051/0004-6361:20040135. S2CID 2849060.
  5. ^ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). "Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms". Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
  6. ^ Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). "Type IA Supernova Explosion Models". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191–230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID 10210550.

외부 링크