SN 1987A

SN 1987A
SN 1987A
초신성 1987A는 이미지의 중심에 있는 밝은 별로, 타란툴라 성운 근처에 있습니다.
이벤트 유형초신성 Edit this on Wikidata
타입 II(특이)[1]
날짜.1987년 2월 24일(23:00 UTC)
라스 캄파나스 천문대[2]
별자리도라도
승천05h 35m 28.03s[3]
데클라인먼트-69° 16' 11.79 ″
에포크J2000
은하좌표G279.7-31.9
거리51.4 kpc (168,000 ly)[3]
주인거대 마젤란 구름
시조산들락 -69202
시조형B3 초거성
색상 (B-V)+0.085
주목할 만한 특징망원경이 발명된 이래 가장 가까운 기록을 가진 초신성
피크 겉보기 등급+2.9
기타지정SN 1987A, AAVSO 0534-69, INTREF 262, SNR 1987A, SNR B0535-69.3, [BMD2010] SNR J0535.5-6916
커먼즈 관련 매체
[Wikidata 편집]

SN 1987A는 은하수의 왜소 위성 은하인 대마젤란운에 있는 II형 초신성이었습니다. 이 초신성은 지구에서 약 51.4킬로파섹(168,000광년) 떨어진 곳에서 발생했으며 1604년 케플러 초신성 이후 관측된 초신성 중 가장 가까웠습니다. 폭발로 인한 빛과 중성미자는 1987년 2월 23일 지구에 도달했고, "SN 1987"로 지정되었습니다.A"는 그 해에 처음으로 발견된 초신성입니다. 이 별의 밝기는 그해 5월에 최고조에 달했으며 겉보기 등급은 약 3입니다.

현대 천문학자들이 매우 상세하게 연구할 수 있었던 최초의 초신성이었으며, 이를 통해 핵붕괴 초신성에 대한 많은 통찰력을 얻을 수 있었습니다. SN 1987A는 두 개의 풍부한 방사성 핵에서 예측된 감마선 선 방사선을 검출함으로써 가시광선 방출 에너지의 방사성원을 확인할 수 있는 최초의 기회를 제공했습니다. 이를 통해 초신성 폭발 후 장기간 지속되는 빛의 방사능 특성을 입증했습니다.

2019년에는 아타카마 대형 밀리미터 어레이 망원경을 사용하여 SN 1987A의 잔해 내에 붕괴된 중성자별이 존재한다는 간접적인 증거가 발견되었습니다. 2021년 찬드라 망원경과 누스타 엑스레이 망원경의 관측을 통해 추가적인 증거가 밝혀졌습니다. 또한 2024년 NASA의 제임스 웹 우주 망원경은 획기적인 관측을[4] 제공하여 SN 1987A의 잔해 내에서 진행되는 수수께끼 같은 과정을 더욱 밝혀냈습니다.

디스커버리

SN 1987A는 1987년 2월 24일 칠레의 라스 캄파나스 천문대에서 이안 셸턴과 오스카 뒤할데에 의해 독립적으로 발견되었고, 뉴질랜드의 알버트 존스에 의해 같은 24시간 이내에 발견되었습니다.[2]

이후 조사에서 초신성이 2월 23일 새벽에 빠르게 밝아지는 사진들이 발견되었습니다.[5][2] 1987년 3월 4~12일, 당시 가장 큰 자외선 우주망원경인 Astron에 의해 우주에서 관측되었습니다.[6]

시조

본문 : 산들락 -69202

이 사건이 기록된 지 나흘 후, 이 시조별은 청색 초거성인 산둘레크 -69202 (Sk -69202)로 잠정 확인되었습니다.[7] 초신성이 희미해진 후, 그 정체는 Sk-69202가 사라진 후에 확실하게 확인되었습니다. 초신성의 조상이 청색 초거성일 가능성은 놀라운 것으로 여겨졌고,[8] 그 확인은 이후의 분석을 통해 청색 초거성 조상도 가지고 있는 초기 초신성을 발견하면서 추가 연구로 이어졌습니다.[9]

SN 1987a의 선구자 모델 중 일부는 진화 상태보다는 화학적 구성, 특히 중원소의 낮은 수준에 기인한 것으로 보고 있습니다.[10] 초신성 이전에 이 별이 동반성과 합쳐졌을 것이라는 추측이 있었습니다.[11] 하지만 지금은 청색 초거성이 일부 초신성의 자연적 조상이라는 것이 널리 알려져 있지만, 이러한 별의 진화에는 쌍성 동반자를 포함하는 질량 감소가 필요할 수 있다는 추측이 여전히 존재합니다.[12]

중성미자 방출

SN 1987A의 가시광선이 지구에 도달하기 약 2~3시간 전 중성미자 관측소 3곳에서 중성미자 폭발이 관측됐습니다. 이는 중심핵 붕괴와 동시에 발생하는 중성미자 방출 때문일 수 있지만 가시광선이 방출되기 전에 발생합니다. 가시광선은 충격파가 항성 표면에 도달한 후에야 투과됩니다.[13] 07:35 UT에서 12개의 항뉴트리노가 카미오칸데 II에 의해, 8개는 IMB에 의해, 5개는 박산에 의해 13초 미만의 버스트에서 검출되었습니다. 약 3시간 전에 몽블랑 액체 섬광기는 5중성미자 폭발을 감지했지만, 이것은 일반적으로 SN 1987A와 관련이 없는 것으로 여겨집니다.[10]

12개의 중성미자에서 가장 많은 표본 집단을 가진 Kamiokande II 검출은 중성미자가 두 개의 서로 다른 펄스로 도착하는 것을 보여주었습니다. 첫 번째 펄스는 07:35:35에 시작하여 9개의 중성미자로 구성되었으며 모두 1.915초의 기간 동안 도착했습니다. 세 개의 중성미자의 두 번째 펄스는 첫 번째 중성미자가 감지된 후 9.219초에서 12.439초 사이에 도달했으며 펄스 지속 시간은 3.220초였습니다.[citation needed]

사건이 발생하는 동안 25개의 중성미자만 검출되었지만, 이는 이전에 관찰된 배경 수준보다 크게 증가한 것입니다. 초신성에서 방출되는 것으로 알려진 중성미자가 직접 관측된 것은 이번이 처음으로 중성미자 천문학의 시작을 알렸습니다. 관측 결과는 붕괴 에너지의 99%가 중성미자 형태로 방사되는 이론적 초신성 모델과 일치했습니다.[14] 관측 결과는 총 에너지가 10줄46, 즉 중성미자당 약 수십 MeV의 평균값으로 총 중성미자 수가 10이라는58 모델의 추정치와도 일치합니다.[15]

중성미자 측정은 중성미자 질량과 전하의 상한뿐만 아니라 중성미자의 맛과 다른 특성의 수를 허용했습니다.[10] 예를 들어, 데이터에 따르면 전자 중성미자의 나머지 질량은 95% 신뢰도에서 <16 eV/c로2 전자의 질량보다 30,000배 작습니다. 데이터에 따르면 중성미자 맛의 총 수는 최대 8개이지만 다른 관측 및 실험에서는 더 엄격한 추정치를 제공합니다. 이 결과들 중 많은 부분은 그 이후로 인공 중성미자 소스 실험뿐만 아니라 태양 중성미자와 대기 중성미자에 대한 보다 신중한 분석과 같은 다른 중성미자 실험에 의해 확인되거나 강화되었습니다.[16][17][18]

중성자별

SN 1987A는 중심핵 붕괴 초신성으로 보이며, 이 초신성은 원래 별의 크기를 감안할 때 중성자별이 생성되어야 합니다.[10] 중성미자 데이터는 별의 중심부에 작은 물체가 형성되었음을 나타냅니다. 초신성이 처음으로 눈에 띄게 된 이후, 천문학자들은 붕괴된 핵을 찾고 있습니다. 허블 우주 망원경은 1990년 8월부터 중성자별을 명확히 감지하지 못한 채 초신성의 이미지를 정기적으로 촬영해왔습니다.

"실종된" 중성자별에 대한 여러 가지 가능성이 고려되고 있습니다.[19] 첫 번째는 중성자별이 짙은 먼지구름에 둘러싸여 보이지 않는다는 점입니다.[20] 또 다른 하나는 펄서가 형성되었지만 비정상적으로 크거나 작은 자기장을 가지고 있다는 것입니다. 또한 많은 양의 물질이 중성자별에 다시 떨어져 블랙홀로 붕괴되었을 가능성도 있습니다. 중성자별과 블랙홀은 물질이 떨어지면서 빛을 내는 경우가 많습니다. 만약 초신성 잔해에 작은 물체가 있지만 거기에 떨어질 물질이 없다면, 그것은 매우 어두워서 발견을 피할 수 있을 것입니다. 붕괴된 핵이 쿼크 별이 되었는지 여부와 같은 다른 시나리오도 고려되었습니다.[21][22] 2019년, 중성자별이 초신성 잔해의 예상 위치에 가까운 가장 밝은 먼지 덩어리 중 하나 안에 있다는 증거가 제시되었습니다.[23][24] 2021년에는 SN 1987A의 단단한 X선 방출이 펄서 바람 성운에서 비롯된다는 추가 증거가 제시되었습니다.[25][26] 후자의 결과는 SN 1987A가 SN 사건에서 현재 나이로 진화하는 과정을 설명하고 다양한 시기에 중성자별 주변 환경을 재구성하여 펄서 주변의 밀도 높은 항성 물질의 흡수력을 도출할 수 있는 3차원 자기 유체 역학 모델에 의해 뒷받침됩니다.[27]

2024년 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 사용하는 연구자들은 초신성 1987A(SN 1987A) 잔해의 중앙 영역에서 이온화된 아르곤의 독특한 방출선을 발견했습니다. 잔해의 중심부 근처에서만 식별할 수 있는 이러한 방출선은 광이온화 모델을 사용하여 분석되었습니다. 이 모델은 관측된 선 비율과 속도가 폭발한 별의[28] 내부 영역에서 가스를 비추는 중성자 별에서 비롯된 이온화 방사선에 기인할 수 있음을 나타냅니다.

이 중요한 관찰은[4] SN 1987A에 대한 우리의 이해에 패러다임 변화를 의미합니다. JWST는 정교한 분광 기술을 사용하여 초신성 잔해 내에 초기 중성자별이 존재한다는 중요한 증거를 밝혀냈습니다. 이 발견은 오랜 이론적 예측을 확인시켜줄 뿐만 아니라 초신성 폭발과 중성자별 형성의 기초가 되는 복잡한 메커니즘에 대한 귀중한 통찰력을 제공합니다.

광곡선

SN 1987A용 시각 밴드 광 곡선입니다. 삽입된 그림은 최대 밝기 주변의 시간을 보여줍니다. 여러 출처에 의해 게시된 데이터에서 플롯됩니다. [29] [30] [31] [32]

SN 1987A와 같은 II형 초신성이 폭발한 후 대부분의 빛 곡선 또는 시간에 따른 광도 그래프는 방사성 붕괴로 인한 에너지로 생성됩니다. 발광은 광학 광자로 구성되어 있지만, 빛을 방출할 수 있을 만큼 충분히 뜨거운 상태를 유지하는 것은 흡수된 방사능입니다. 방사성 열이 없으면 빠르게 어두워질 것입니다. Ni가 딸 Co에서 Fe로 방사성 붕괴하면 감마선 광자가 흡수되어 가열을 지배하고 중간 시간(몇 주)에서 후기 시간(몇 달)에 분출물의 광도가 증가합니다.[33] SN1987A의 광 곡선 피크에 대한 에너지는 Ni에서 Co로의 붕괴(6일 반감기)에 의해 제공되었으며, 특히 후기 광 곡선에 대한 에너지는 Fe로 붕괴하는 Co의 77.3일 반감기와 매우 밀접하게 일치합니다. 나중에 우주 감마선 망원경으로 SN1987A 잔해에서 흡수되지[34][35] 않고 빠져나간 Co 및 Co 감마선의 작은 부분을 측정한 결과, 이 두 방사성 핵이 동력원이라는 이전의 예측이 확인되었습니다.[36]

SN1987A의 Co는 이제 완전히 붕괴되었기 때문에 더 이상 SN 1987A 분출물의 광도를 지원하지 않습니다. 그것은 현재 약 60년의 반감기를 가진 Ti의 방사성 붕괴에 의해 동력을 얻고 있습니다. 이 변화와 함께 분출물의 고리 상호작용에 의해 생성된 X선이 전체 광 곡선에 크게 기여하기 시작했습니다. 이것은 허블 우주 망원경에 의해 청색과 적색 스펙트럼 대역에서 사건 발생 후 1만 일 후에 광도가 꾸준히 증가하는 것으로 확인되었습니다.[37] INTEGRAL 우주 X선 망원경으로 관측한 X선 Ti는 폭발 중 합성된 방사성 Ti의 총 질량이 3.1 ± 0.8×10임을−4 보여주었습니다.[38]

1987A 광 곡선에서 붕괴된 방사성 에너지를 관측한 결과 폭발로 생성된 Ni, Ni 및 Ti의 정확한 총 질량이 측정되었으며, 이는 감마선 우주 망원경으로 측정한 질량과 일치하며 계산된 초신성 모델에 핵합성 제약 조건을 제공합니다.[39]

외계 물질과의 상호작용

SN 1987A의 팽창하는 고리 모양의 잔해와 그 주변과의 상호 작용, X선과 가시광선에서 볼 수 있습니다.
1994년부터 2009년까지의 HST 영상 시퀀스로 초신성[40] 2만년 전에 선조가 분출한 물질 고리와 팽창하는 잔해의 충돌을 보여줍니다.

허블 우주 망원경에 의해 몇 달 후에 이미지에서 볼 수 있었던 SN 1987A 주변의 세 개의 밝은 고리는 조상의 항성풍에서 나온 물질입니다. 이 고리들은 초신성 폭발로 인한 자외선 섬광에 의해 이온화되었고, 결과적으로 다양한 방출선에서 방출되기 시작했습니다. 이 고리들은 초신성이 발생한 지 몇 달이 지나서야 "켜졌다"며 분광학을 통해 이 과정을 매우 정확하게 연구할 수 있습니다. 고리는 각도 크기를 정확하게 측정할 수 있을 정도로 충분히 큽니다. 안쪽 고리는 반지름이 0.808 아크초입니다. 빛이 안쪽 고리를 밝히기 위해 이동한 시간은 반지름이 0.66 광년입니다. 이를 직각 삼각형의 기저로 하고 지구에서 본 지역 각도의 각도 크기로 사용하여 기본 삼각법을 사용하여 SN 1987A까지의 거리를 계산할 수 있으며, 이는 약 168,000 광년입니다.[41] 폭발로 인한 물질은 적색 및 청색 초거성 단계에서 방출된 물질을 따라잡고 가열하기 때문에 별에 대한 고리 구조를 관찰합니다.

2001년경 팽창하는 초신성 분출물이 내부 고리와 충돌했습니다. 이로 인해 X-선이 가열되고 X-선이 발생하게 되었는데, 이 고리에서 나오는 X-선 플럭스는 2001년에서 2009년 사이에 3배 증가했습니다. 중심에 가까운 조밀한 분출물에 의해 흡수되는 X선 복사의 일부는 2001-2009년 초신성 잔해에서 나오는 광속의 비슷한 증가를 초래했습니다. 이러한 잔해의 밝기 증가는 Ti 동위원소의 붕괴로 인해 광속이 감소하고 있던 2001년 이전에 관찰된 경향을 역전시켰습니다.[40]

2015년 6월에 보고된 [42]한 연구는 1994년에서 2014년 사이에 촬영된 허블 우주 망원경과 초대형 망원경의 이미지를 사용하여 고리를 구성하는 물질 덩어리의 방출이 충격파에 의해 파괴됨에 따라 희미해지고 있음을 보여줍니다. 이 반지는 2020년에서 2030년 사이에 사라질 것으로 예측됩니다. 이러한 발견은 폭발파와 외성 성운의 상호작용을 설명하는 3차원 유체역학 모델의 결과로도 뒷받침됩니다.[20] 이 모델은 또한 충격에 의해 가열된 분출물에서 나오는 X선 방출이 곧 지배적이 될 것이며, 그 후에는 고리가 희미해질 것임을 보여줍니다. 충격파가 항성 주위 고리를 통과하면 초신성의 전구의 질량 손실 역사를 추적하고 SN 1987A의 전구에 대한 다양한 모델을 구별하는 데 유용한 정보를 제공합니다.[43]

2018년, 먼지의 항성 고리와 충격파 사이의 상호작용에서 전파를 관측한 결과, 충격파가 이제 항성 물질을 떠난 것으로 확인되었습니다. 또한 링 안의 먼지와 상호작용하면서 2,300km/s까지 느려졌던 충격파의 속도가 이제 3,600km/s까지 다시 빨라졌음을 보여줍니다.[44]

분출물 내의 따뜻한 먼지의 결로

8m 제미니 망원경의 T-ReCS와 4개의 VLT 중 하나의 VISIR에서 장비로 얻은 SN 1987A 잔해의 이미지. 날짜가 표시되어 있습니다. 우측 하단에 HST 영상이 삽입됩니다(Credits Patrice Bouchet, CEA-Saclay).

SN 1987A 폭발 직후 남아프리카 천문대(SAAO),[45][46] 세로 톨로 미주 천문대(CTIO),[47][48] 유럽 남부 천문대(ESO) 등 세 개의 주요 그룹이 초신성의 광도 측정 모니터링에 착수했습니다.[49][50] 특히 ESO팀은 폭발이 일어난 지 한 달도 안 돼(1987년 3월 11일), 적외선 초과 현상이 뚜렷해졌다고 보고했습니다. 이 연구에서는 적외선 에코 가설을 폐기하고 분출물에서 응축될 수 있는 먼지의 열 방출을 선호했습니다(이 경우 추정 온도는 ~ 1250 K였으며 먼지 질량은 약 6.6×10−7). M☉). 외피가 이온화된 상태를 유지하는 데 필요한 UV 광자의 광도가 이용 가능한 것보다 훨씬 크기 때문에 광학적으로 두꺼운 자유 방출에 의해 IR 초과가 생성될 가능성은 거의 없어 보였지만, 고려되지 않은 전자 산란의 우연성을 고려할 때 배제되지 않았습니다.[citation needed]

그러나 이 세 그룹 중 어느 것도 IR 과잉만을 근거로 먼지가 많은 분출물을 주장할 만큼 충분히 설득력 있는 증거를 가지고 있지 않았습니다.[citation needed]

ESO에서[51] 제작된 Lucy et al. 의 모델과 같은 SN 1987A 분출물 내부의 먼지 분포

독립적인 호주 팀은 에코 해석에 찬성하는 몇 가지 주장을 발전시켰습니다.[52] IR 방출의 본질에 대한 이 겉보기에는 간단해 보이는 해석은 ESO 그룹에[53] 의해 도전을 받았고 SN 분출물에 먼지가 존재한다는 광학적 증거를 제시한 후 결정적으로 배제되었습니다.[54] 두 해석을 구별하기 위해 그들은 반향 먼지 구름의 존재가 광학 광 곡선과 SN 주변의 확산 광학 방출의 존재에 미치는 영향을 고려했습니다.[55] 그들은 구름으로부터 예상되는 광학적 반향이 해결 가능해야 하며 650일경 통합된 시각적 밝기 10.3으로 매우 밝을 수 있다고 결론지었습니다. 그러나 SN 광 곡선으로 표현되는 추가 광학 관측에서는 예측된 수준에서 광 곡선에 변곡점이 없는 것으로 나타났습니다. 마지막으로 ESO팀은 분출물 내 먼지 응축에 대한 설득력 있는 덩어리 모델을 제시했습니다.[51][56]

50년 이상 전에 핵 붕괴 초신성의 분출물에서 먼지가 형성될 수 있다고 생각되었지만,[57] 특히 젊은 은하에서 볼 수 있는 먼지의 기원을 설명할 수 있습니다.[58] 이러한 응축이 관찰된 것은 처음이었습니다. SN 1987A가 그 부류의 전형적인 대표라면 핵붕괴 초신성의 잔해에서 형성된 따뜻한 먼지의 파생된 질량은 초기 우주에서 관찰된 모든 먼지를 설명하기에 충분하지 않습니다. 그러나 SN 1987A의 분출물에서 ~0.25 태양 질량의 훨씬 더 큰 차가운 먼지 저장고(~26K)가 2011년 허셸 적외선 우주 망원경으로 발견되었고[59] 2014년 아타카마 대형 밀리미터 어레이(ALMA)로 확인되었습니다.[60]

ALMA 관측치

분출물에서 다량의 차가운 먼지가 확인된 [60]데 이어 알마는 SN 1987A를 계속 관측해 왔습니다. 적도 고리의 충격 상호작용으로 인한 싱크로트론 방사선이 측정되었습니다. 차가운(20-100K) 일산화탄소(CO)와 규산염 분자(SiO)가 관찰되었습니다. 이 데이터는 CO와 SiO 분포가 뭉치고, 서로 다른 핵합성 생성물(C, O, Si)이 분출물의 서로 다른 위치에 위치하고 있음을 보여주며, 이는 폭발 당시 항성 내부의 발자국을 나타냅니다.[61][62][63]

갤러리

참고 항목

참고문헌

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