iPTF14hls

iPTF14hls
IPTF14hls
IPTF14hls.png
검출 전후의 초신성 iPTF14hls
관측 데이터
에폭 J2000[1] 이쿼녹스
별자리 우르사 메이저
우측 상승 09h 20m 34.30s[1]
탈위임 +50° 41′ 46.80″[1]
겉보기 크기 (V) 17.716(R)[1]
아스트로메트리
거리156,200,000 pc (509,000,000 ly)[1] pc
데이터베이스 참조
심바드자료

iPTF14hls는 특이한 초신성 항성으로 2014년[2] 9월부터 약 1,000일 동안 연속적으로 폭발한 뒤 잔존성운이 된다.[3] 그것은 이전에 1954년에 폭발했었다.[4] 이론이나 제안된 가설들 중 어느 것도 대상의 모든 측면을 완전히 설명하지는 않는다.

관측치

거대 마젤란 구름 속의 초신성 1987A

iPTF14hls 별은 중형 팔레오마 과도현상 공장에서 2014년 9월에 발견되었으며,[5] 2014년 11월 CRTS 조사에[6] 의해 CSS141118:092034+504148로 처음 공개되었다.[7] 그 정보를 바탕으로 2015년 1월 폭발하는 별로 확인됐다.[8][4] 그때는 100일 정도 지나면 희미해질 단일 초신성 사건(타입 II-P)이라고 생각했지만, 그 대신 최소 5배 이상 밝기가 요동치면서 약 1,000일[3] 동안 분화를 계속했다.[1] 밝기는 무려 50%나 변화해 다섯 개의 봉우리를 거쳤다.[4][5] 또한, 타입 II-P 초신성의 예상대로 시간에 따라 냉각하기보다는, 이 물체는 약 5000–6000 K의 근정온도를 유지한다.[1] 과거의 사진들은 1954년에 같은 장소에서 폭발이 있었다는 것을 발견했다.[4] 1954년 이후 이 별은 여섯 번이나 폭발했다.[9]

주임[10] 수사관은 아이어 아르카비다. 그의 국제 팀은 별의 숙주 은하 스펙트럼을 얻기 위해 Keck I 망원경의 LRIS(Low 분해능 Imaging Spectrometer)를, 특이한 초신성 자체의 고해상도 스펙트럼을 얻기 위해 Keck II의 Deep Imaging and Multi-Object Spectrograph(DEIMOS)를 사용했다.[11]

iPTF14hls의 숙주 은하는 항성형성 왜소 은하로서 금속 함량이 낮음을 의미하며, 초신성 스펙트럼에서 보이는 약한 철선 흡수력은 낮은 야금성 시조체와 일치한다.[1] 이 연구는 폭발한 별은 태양보다 적어도 50배는 더 거대했다고 추정한다.[12] 연구자들은 또한 파편 팽창 속도가 다른 알려진 초신성보다 6배 느리다고 말한다. 마치 슬로우 모션에서 폭발하는 것처럼 말이다. 그러나 이것이 상대론적 시간 확장에 의한 것이라면 스펙트럼은 동일한 요인 6에 의해 적색 변위될 것이며 이는 관측치와 일관되지 않는다.[1] 2017년에는 팽창 속도가 약 1,000 km/s로 제한되었다.[13][14]

진행 중인 관찰

Arcavi의 연구팀은 추가적인 국제 망원경 및 관측소와 협력하여 스펙트럼의 다른 대역에서 물체를 계속 감시한다.[15] 이들 시설로는 북유럽광학망원경, NASA의 스위프트우주망원경, 페르미 감마선 우주망원경이 있으며, 허블우주망원경은 2017년 12월부터 위치를 이미지화하기 시작했다.[16][15][17]

iPTF14hls는 2018년까지 진행 중인 사건이었는데, 약 1,000일이 지난 후 그 빛은 극적인 강하를 보였지만, 그 사건은 가시적인 상태를 유지했고,[3] 2018년 11월에는 스펙트럼이 잔존 성운으로 변했다.[3] 이 최신 단계의 고해상도 이미지는 사이클 25(2017년 10월 1일~2018년 9월 30일) 동안 허블우주망원경으로 확보했다.[3]

가설.

현재 이론은 항성이 첫 번째 초신성 폭발에서 수소를 모두 소비할 것으로 예측하고 있으며, 항성의 초기 크기에 따라 중심부의 잔해가 중성자 별이나 블랙홀을 형성해야 한다.[1][5][4] 그러나 이러한 메커니즘은 매우 긴 밝은 고원과 여러 개의 밝은 봉우리로는 관측된 빛 곡선을 재현할 수 없다.[17][18] 2018년 초 이전에 발표된 가설들 중 수소의 지속적 존재나 관측된 정력적인 에너지의 존재를 설명할 수 있는 것은 하나도 없다.[19][20] Iair Arcavi에 따르면, 이 발견은 다음을 수행할 수 있는 기존 폭발 시나리오의 정교화 또는 새로운 시나리오의 개발을 필요로 한다.[1]

  1. 일반 IIP 초신성과 동일한 스펙트럼 시그니처를 생성하지만 진화가 6~10배 느려졌다.
  2. 좁은 선 스펙트럼 특징이나 상황 물질 상호작용을 나타내는 강한 라디오 및 X선 방출은 도입하지 않고 광 곡선을 ~6배 연장할 수 있는 에너지를 제공한다.
  3. 등곡선에서 적어도 다섯 개의 봉우리를 생산하다
  4. 중복 제거된 선-선-배열 광권을 연속 광권에서 분리한다.
  5. 600일 이상 일정한 선 속도 구배를 가진 광권 위상을 유지한다.

안티마터

한 가설은 항성 중심핵에서 항모전자를 태우는 것을 포함한다;[5] 이 가설은 거대한 별들이 그들의 중심핵에서 너무 뜨거워져서 에너지가 물질과 항모전자로 변환되어 항성이 극도로 불안정해지고, 몇 년 동안 반복적으로 밝은 분출을 겪게 된다는 것이다.[21] 물질과 접촉하는 반물질은 폭발을 일으켜 별의 외층부를 날려버리고 핵은 그대로 남게 된다; 이 과정은 큰 최종 폭발 전에 수십 년 동안 반복될 수 있고 블랙홀로 붕괴될 수 있다.[12]

펄스 쌍 인스턴스성 초신성

또 다른 가설은 일련의 격렬한 펄스가 시작되기 전에 질량의 약 절반을 잃을 수 있는 거대한 별인 펄스 쌍- 인스턴스성 초신성이다.[1][19] 모든 맥박에서 별에서 뛰쳐나온 물질은 이전에 분출된 물질을 따라잡을 수 있으며, 충돌할 때 밝은 섬광을 생성하여 추가 폭발을 시뮬레이션한다(초신성 임포스터 참조). 그러나 iPTF14hls 초신성에 의해 방출되는 에너지는 이론이 예측하는 것보다 많다.[12]

자석

자석 모델은 또한 관찰된 많은 특징들을 설명할 수 있지만 부드러운 광선 곡선을 제공하며 진화하는 자기장 강도가 필요할 수 있다.[20][22]

충격 상호작용

제니퍼 E Andrews와 Nathan Smith는 관측된 광 스펙트럼이 촘촘한 항성 물질(CSM)과 분출된 물질의 충격 상호작용의 명확한 표시라고 가설을 세웠다. 그들은 SN 1998S, SN 2009ip, SN 1993J를 포함한 최근의 초신성에서 볼 수 있듯이 "발굴" 또는 "분산" CSM 상호작용을 가진 전형적인 폭발 에너지가 "iPTF14hls의 독특한 진화를 설명할 수 있을 것"[23]을 제안했다.

2017년 12월 페르미 감마선 우주망원경 사용팀이 초신성으로부터 나오는 고에너지 감마선 방출량을 iPTF14hls에서 처음으로 검출했을 가능성이 있다고 보고한 바 있다.[16] 감마선 선원은 iPTF14hls 폭발 후 ~ 300일 후에 나타나며, 여전히 관측 가능하지만, iPTF14hls가 관측된 감마선 방출의 정확한 선원인지를 검증하기 위해서는 더 많은 관측치가 필요하다.[16] 감마선 선원과 iPTF14hls 사이의 연관성이 실제일 경우, 초신성 이펙타 생성 충격에서 입자 가속의 프레임워크에서 감마선 방출량을 모델링하는 데 어려움이 있다. 에너지 변환 효율은 매우 높아야 하므로 관찰된 데이터의 일부를 설명하기 위해 가까운 동반자의 제트(비등방성 방출)가 필요할 수 있다고 제안한다.[16] X선 방출이 검출되지 않아 감마선 방출 해석은 어려운 작업이다.[24]

일반 봉투 제트

이 가설은 공통의 봉투가 중성자 별 동반자로부터 비롯되는 초신성(CEJSN) 기폭제를 방출한다는 것을 시사한다. 그것은 "중성자 별이 진화된 거대한 별의 봉투에 들어가 봉투 물질에 착안한 후 주변과 상호작용하는 제트기를 발사함으로써 시작된 새로운 형태의 반복적인 폭발"[25][26]을 제안한다. 이젝타는 초신성이 아님에도 불구하고 10,000 km/s의 속도에 도달할 수 있었다.[25]

낙후부착

한 팀은 관찰된 느린 팽창이 폴백 악화의 영향일 가능성을 제시하고 모델을 제시했다.[3][27]

가변 초풍

초신성처럼 갑자기 폭발하는 것보다 가변적인 질량손실률로 별풍과 유사한 장기유출은 iPTF14hls뿐만 아니라 eta Carinae의 빛곡선 데이터에 적합할 수 있다. 그 관측은 매우 거대한 별들로부터 오는 극도의 바람의 결과일 수 있다.[28]

참고 항목

  • 에타 캐리네, 비슷한 폭발을 겪고 있는 거대한 별

참조

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외부 링크

좌표: Sky map 09h 20m 34.30s, +50° 41′ 46.8″