하이퍼노바

Hypernova
가장청색 초거성은 극초음속으로 폭발한다.
ESO 184-G82의 나선팔에 있는 초노바 SN 1998bw의 ESO 이미지

초노바(때로는 붕괴라고도 함)는 극단적인 핵 붕괴 시나리오에서 비롯된 것으로 생각되는 매우 에너지 넘치는 초신성입니다.이 경우, 거대한 별(태양 질량 30 이상)이 붕괴하여 회전하는 블랙홀을 형성하고, 두 개의 에너지 제트를 방출하며, 강착 원반에 둘러싸여 있습니다.이것은 비정상적으로 높은 운동 에너지를 가진 물질을 방출하는 항성 폭발의 한 종류로, 대부분의 초신성보다 훨씬 크고, 적어도 10배 이상의 광도를 가지고 있습니다.이들은 보통 Ic형 초신성과 비슷하지만 매우 빠른 팽창 속도를 나타내는 비정상적으로 넓은 스펙트럼 라인을 가지고 있다.극초음속은 2초에서 1분 이상 지속되는 긴 감마선 버스트(GRB)를 생성하는 메커니즘 중 하나입니다.이들은 초광속 초신성이라고도 불리지만, 그 분류에는 다른 기원을 가진 매우 밝은 별의 폭발도 포함된다.

역사

1980년대에, 하이퍼노바라는 용어는 현재 쌍 불안정 초신성으로 알려진 이론적인 형태의 초신성을 설명하기 위해 사용되었다.그것은 전형적인 핵붕괴 [1][2][3]초신성에 비해 폭발의 에너지가 매우 높다는 것을 의미했다.이 용어는 이전에는 초항성, 초기 [4]우주의 엄청나게 큰 종족 III 별, 또는 블랙홀 [5]합병과 같은 사건들로 인한 가상의 폭발을 설명하기 위해 사용되었습니다.

GRB는 1967년 7월 2일 지구 높은 궤도에서 감마선을 검출하기 위한 미군 위성에 의해 처음 검출되었다.미국은 1963년 핵실험 금지조약에 서명했음에도 소련이 비밀리에 핵실험을 한 것으로 의심했고 벨라 위성은 달 에서 폭발을 탐지할 수 있었다.인공위성이 신호를 감지했지만 핵무기 표식과는 달랐고 태양 [6]플레어와도 관련이 없었다.그 후 수십 년 동안 GRBs는 설득력 있는 미스터리를 제시했습니다.감마선은 매우 강력한 이벤트를 생성해야 하지만, GRB는 초신성, 태양 플레어 또는 하늘의 다른 활동과 상관관계가 없을 수 있다.그들의 간결함은 그들을 추적하기 어렵게 만들었다.일단 그들의 방향을 결정할 수 있게 되면, 그들은 하늘에 고르게 퍼져있다는 것을 알게 되었다.따라서 그것들은 은하수나 근처 은하에서 유래한 것이 아니라 깊은 우주에서 유래한 것이었다.

1997년 2월, 네덜란드-이탈리아 위성 베포는색스는 GRB 970508을 약 60억 광년 떨어진 [7]희미한 은하까지 추적할 수 있었다.GRB 970508과 그 숙주 은하에 대한 분광 데이터를 분석한 결과, 블룸 외 연구진은 1998년에 고노바가 [7]원인일 가능성이 있다고 결론지었다.같은 해 폴란드 천문학자 보단 파친스키는 극초신성이 빠르게 회전하는 [8]별에서 나온 초신성이라고 더욱 상세하게 가설화했다.

20세기 후반부터 극초음파라는 용어의 사용은 비정상적으로 큰 운동 에너지를 [9]가진 초신성을 지칭하는 것으로 개선되었다.최초로 발견된 고노바는 [10]SN 1998bw로 표준 Ib형보다 100배 높은 광도를 보였다.이 초신성은 감마선 폭발(GRB)과 관련된 첫 번째 초신성으로 일반 초신성보다 훨씬 많은 에너지를 포함한 충격파를 생성했다.다른 과학자들은 이 천체들을 단순히 넓은 선의 Ic형 [11]초신성이라고 부르는 것을 선호한다.그 이후 이 용어는 표준 정의를 모두 충족하는 것은 아니지만 다양한 오브젝트에 적용되어 왔습니다(ASASSN-15lh ).[12]

특성.

극초신성은 현재 일반적45 핵붕괴 초신성보다 훨씬 큰 운동 에너지를 가진 분출물을 가진 초신성으로 널리 받아들여지고 있다.방출되는 니켈 질량은 크고 방출 속도는 광속의 최대 99%입니다.이들은 전형적으로 Ic 유형이며 일부는 장기 감마선 버스트와 관련이 있다.이러한 사건들에 의해 방출되는 전자기 에너지는 다른 Ic 초신성들과 비슷한 것에서부터 SN 1999as[13][14]같은 가장 밝은 초신성들 중 일부에 이르기까지.

원형고구증인 SN 1998bw는 GRB 980425와 관련이 있다.그 스펙트럼은 수소와 뚜렷한 헬륨 특징을 보여주지 않았지만 강한 실리콘 라인은 Ic형 초신성으로 확인되었습니다.흡수선은 극도로 넓어졌고 광도 곡선은 매우 빠른 밝기 단계를 보여 16일째 Ia형 초신성의 밝기에 도달했다.분출된 총 질량은 약 10개였다.M 니켈의 질량은 약 0.4로 분출되었다.MGRB와 관련된 모든 초신성은 극초신성으로 [15]특징지어지는 고에너지 방출을 보여준다.[13]

비정상적으로 밝은 전파 초신성은 극초신성의 대항마로 관찰되어 왔고, "방사성 극초신성"[16]이라고 불려왔다.

천체물리학 모형

하이퍼노바 모델은 에너지를 이젝트로 효율적으로 전달하는 데 초점을 맞추고 있습니다.정상적인 핵붕괴 초신성에서는 붕괴핵에서 생성된 중성미자의 99%가 물질의 방출을 촉진하지 않고 탈출한다.초신성 전구체의 회전이 폭발로부터 물질을 빛의 속도에 가까운 속도로 가속시키는 제트기를 몰고 가는 것으로 생각된다.바이너리 시스템은 카본-산소 코어를 남기기 위해 별의 외피를 벗겨내고, 고노바를 구동하기 위해 필요한 스핀 조건을 유도하기 위한 최선의 방법으로 점점 더 연구되고 있습니다.

붕괴 모형

붕괴 모형은 중력적으로 붕괴된 물체, 즉 블랙홀을 생성하는 초신성의 한 종류를 묘사합니다."collapsar"라는 단어는 "collapsar"의 줄임말로 과거 항성 중력 붕괴의 최종 산물인 항성 질량의 블랙홀을 가리키는 데 사용되었다.이 단어는 현재 빠르게 회전하는 별의 붕괴에 대한 특정 모델을 지칭하는 데 가끔 사용된다.중심핵이 있는 별에서 중심핵 붕괴가 태양 질량의 최소 15배 이상일 때(M화학 성분과 회전 속도도 중요하지만 폭발 에너지는 별의 외부 층을 쫓아내기에는 충분하지 않으며, 눈에 보이는 초신성 폭발을 일으키지 않고 블랙홀로 붕괴할 것입니다.

중심 질량이 이 수준보다 약간 낮은 별 - 5 ~ 15 범위의 별M 초신성 폭발이 일어나지만 분출된 질량의 상당 부분이 중심핵 잔해로 떨어져 블랙홀로 붕괴됩니다.만약 그러한 별이 천천히 회전하고 있다면, 그것은 희미한 초신성을 만들어 낼 것이지만, 만약 별이 충분히 빠르게 회전하고 있다면, 블랙홀로 되돌아가는 상대론적 제트를 만들어 낼 것이다.분출된 조개껍데기로 전달되는 에너지는 가시적인 폭발을 표준 초신성보다 훨씬 더 밝게 만듭니다.제트는 또한 고에너지 입자와 감마선을 직접 외부로 방출하여 X선 또는 감마선 버스트를 생성한다. 제트는 몇 초 이상 지속될 수 있으며 장기 감마선 버스트에 해당하지만 단시간 감마선 [17][18]버스트를 설명하는 것으로 보이지는 않는다.

바이너리 모델

Ic형 초신성의 수소나 헬륨이 전혀 없는 탄소-산소 별인 벗겨진 전구체를 생성하는 메커니즘은 한때 매우 진화된 질량의 별, 예를 들어 밀도가 높은 항성풍이 모든 외부층을 방출하는 WO 울프-레이에별이라고 생각되었다.관찰 결과 그러한 조상은 발견되지 않았다.아직도 그 조상들이 실제로 다른 종류의 물체라는 것은 결정적으로 증명되지 않았지만, 몇몇 사례들은 더 낮은 질량의 "헬륨 거인"이 조상이라는 것을 암시한다.이 별들은 단순히 항성풍으로 외피를 방출할 만큼 충분히 크지 않으며, 쌍성 동반성으로의 질량 이동에 의해 벗겨질 것입니다.헬륨 거성은 Ib형 초신성의 시조로 점점 더 선호되고 있지만, Ic형 초신성의 시조는 여전히 [19]불확실하다.

감마선 폭발을 일으키는 하나의 제안된 메커니즘은 중력 붕괴로, 중성자별이 박리된 탄소-산소 코어로 이루어진 가까운 동반자의 코어 붕괴에 의해 블랙홀로 붕괴된다.유도 중성자별 붕괴는 단일 [20]별에서 모형화하기 어려운 제트와 고에너지 방출을 가능하게 한다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 감마선 폭발 전구체 – 감마선 폭발을 방출할 수 있는 천체 유형
  • 쿼크 별 – 쿼크로 구성된 물질을 형성하는 작고 이국적인 별
  • Quark-nova – 중성자별에서 Quark별로의 변환으로 인한 가상의 격렬한 폭발

레퍼런스

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