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II형 초신성

Type II supernova
거대 마젤란 구름의 독특한 제2형 초신성인 SN 1987A의 팽창 잔해.NASA 이미지.

제2형 초신성(경관: 초신성 또는 초신성)은 거대한 별의 급속한 붕괴와 격렬한 폭발에서 비롯된다.항성은 이런 종류의 폭발을 겪으려면 적어도 8번 이상 40~50번 이상은 태양 질량()M☉이 있어야 한다.[1]타입 II 초신성은 스펙트럼에 수소가 존재하여 다른 형태의 초신성과 구별된다.그것들은 보통 은하의 나선팔과 H II 지역에서 관측되지만 타원형 은하는 아니다; 그것들은 일반적으로 초신성을 일으키는 데 필요한 젊고 매우 거대한 별들 중 거의 없는 오래된 질량이 낮은 별들로 구성되어 있다.

별들은 원소의 핵융합에 의해 에너지를 생성한다.태양과는 달리, 거대한 별들은 점점 더 높은 온도와 압력에도 불구하고 수소와 헬륨보다 더 큰 원자 질량을 가진 원소를 융합하는데 필요한 질량을 가지고 있어 그에 상응하게 짧은 항성 수명을 야기한다.전자의 퇴행성 압력과 이러한 핵융합 반응에 의해 생성되는 에너지는 중력의 힘에 대항하고 별이 붕괴하는 것을 방지하기에 충분하며, 별의 평형을 유지한다.이 별은 수소와 헬륨을 시작으로 점점 더 높은 질량 원소를 융합하여 철과 니켈의 핵이 생성될 때까지 주기율표를 통해 올라간다.철이나 니켈을 융합하면 순수 에너지 출력이 발생하지 않기 때문에 더 이상 융합을 할 수 없어 니켈-철 코어가 비활성 상태가 된다.외부 열압을 생성하는 에너지 출력이 부족하기 때문에, 항성의 중량이 전자 퇴화 압력에 의해 크게 지탱될 수 있을 때까지 중심부는 중력에 의해 수축된다.

불활성 코어의 압축된 질량이 찬드라세카르 한계치 약 1.4를 초과할 때, 전자 퇴화는 더 이상 중력 압축에 대항하기에 충분하지 않다.핵에 대한 대격변이 몇 초 안에 일어난다.이제 형성이 된 내핵의 지원이 없으면 외핵은 중력 아래 안쪽으로 붕괴되어 빛의 속도의 23%에 이르며, 갑작스러운 압축은 내핵의 온도를 최대 1,000억 켈빈까지 상승시킨다.중성자와 중성미자는 거꾸로 베타데케이를 통해 형성되며, 10초 버스트에서 약 10줄46(100개 적)을 방출한다.내핵의 붕괴는 중성자 퇴화에 의해 중단되어 내핵이 반발하여 밖으로 튕겨나간다.이 팽창하는 충격파의 에너지는 넘치고 있는 항성 물질을 교란시키고 그것을 탈출속도로 가속시켜 초신성 폭발을 일으키기에 충분하다.충격파와 극도로 높은 온도와 압력은 빠르게 사라지지만 철보다 무거운 원소의 생산이 발생하는 짧은 기간 동안 충분히 존재한다.[2]항성의 초기 질량에 따라 중심부의 잔해가 중성자 별이나 블랙홀을 형성한다.근본적인 메커니즘 때문에, 결과적인 초신성은 코어 붕괴 초신성으로도 설명된다.

II형 초신성 폭발에는 몇 가지 범주가 있으며, 이는 폭발에 따른 결과 광도 대 시간의 그래프인 광도 곡선을 기반으로 분류된다.II-L형 초신성은 폭발에 따른 빛 곡선의 일정한 (선형) 쇠퇴를 보이는 반면, II-P형은 빛 곡선에서 감소 속도가 느린 기간(고원)을 나타내는 반면, 정상적인 붕괴가 뒤따른다.Ib형과 Ic초신성은 수소 외피와 (IC형) 헬륨의 외피를 흘린 거대한 별의 코어붕괴 초신성의 일종이다.결과적으로, 그들은 이러한 요소들이 부족한 것으로 보인다.

포메이션

핵이 붕괴되기 직전에 거대하고 진화된 별의 양파 같은 층들.(확대 불가)

태양보다 훨씬 더 거대한 별들은 복잡한 방식으로 진화한다.항성의 중심부에서 수소는 헬륨으로 융합되어 항성의 중심부를 가열하고 항성의 층을 붕괴로부터 지탱하는 외부 압력을 제공하는 열 에너지를 방출한다 - 항성 또는 정수 평형이라고 알려진 상황.핵에서 생산되는 헬륨은 그곳에 축적된다.중심부의 온도는 아직 그것이 융합될 만큼 충분히 높지 않다.결국 핵에 있는 수소가 소진되면서 핵융합이 느려지기 시작하고, 중력은 핵이 수축하게 된다.이 수축은 탄소와 산소를 생산하는 헬륨 융합의 짧은 국면이 가능할 정도로 온도를 높이며, 항성 전체 수명의 10% 미만을 차지한다.

태양 질량이 8개 미만인 항성에서는 헬륨 융합에 의해 생성된 탄소가 융합되지 않고, 항성은 점차 냉각되어 백색 왜성이 된다.[3][4]만약 그들이 다른 항성이나 다른 원천으로부터 더 많은 질량을 축적한다면, 그들은 타입 Ia 초신성이 될 수도 있다.그러나 훨씬 더 큰 별은 이 지점 이상으로 핵융합을 계속할 수 있을 만큼 충분히 크다.

이 거대한 별들의 중심부는 항성이 헬륨 연소 단계의 마지막에 수축할 때 중심부의 탄소가 융합하기 시작하도록 하는 데 필요한 온도와 압력을 직접적으로 생성한다.핵은 점차적으로 무거운 원자핵이 중앙에 쌓이면서 점차적으로 양파와 같이 층층이 쌓이게 되는데, 수소 가스의 가장 바깥 층은 헬륨으로 융합된 수소 층을 둘러싸고, 수소 층은 헬륨으로 융합된 헬륨 층을 3알파 과정을 거쳐 탄소 층으로 감싸고, 점점 더 무거운 원소에 융합되는 주변 층들을 둘러싸고 있다.이 거대한 질량이 진화하는 별로서 중심핵의 핵융합이 정지하는 단계를 반복하며, 핵은 다음 핵융합 단계를 시작하기에 충분한 압력과 온도가 될 때까지 붕괴되어 붕괴를 멈추기 위해 재점화한다.[3][4]

25 태양 질량 별을 위한 핵융합 스테이지
과정 주 연료 주요 제품 별[5] 25개
온도
(K)		 밀도
(g/cm3)		 기간
수소 연소 수소의 헬륨 7×107 10 10년7
삼중수소의 공정. 헬륨 탄소, 산소 2×108 2000 10년6
탄소 연소 과정 탄소의 Ne, Na, Mg, Al 8×108 106 1000년
네온 연소 과정 네온의 오, Mg 1.6×109 107 3년
산소 연소 과정 산소포화하다 Si, S, Ar, Ca 1.8×109 107 0.3년
실리콘 연소 공정 규소의 니켈(철로 결정) 2.5×109 108 5일

코어붕괴

이 과정을 제한하는 인자는 핵융합을 통해 방출되는 에너지의 양인데, 이는 이러한 원자핵을 결합하는 결합 에너지에 의존한다.각각의 추가 단계는 점진적으로 더 무거운 핵물질을 생성하며, 핵융합은 점진적으로 더 적은 에너지를 방출한다.또한, 탄소 연소를 계속함으로써 중성미자 생산을 통한 에너지 손실이 유의하게 되고, 그렇지 않을 경우 발생할 수 있는 것보다 더 높은 반응 속도로 이어진다.[6]이것은 니켈-56이 생산될 때까지 계속되는데, 이것은 몇 달 동안 라디오를 코발트-56으로 분해한 다음 철-56으로 분해한다.철과 니켈은 모든 원소 중 핵당 결합 에너지가 가장 높기 때문에 핵융합에 의해 핵에서 에너지가 생성될 수 없고, 니켈 철심이 성장한다.[7][4][8]이 핵은 거대한 중력 압력을 받고 있다.붕괴에 대비해 별의 온도를 더 올릴 수 있는 융접이 없기 때문에 전자의 퇴행성 압력에 의해서만 지탱된다.이 상태에서 물질은 매우 밀도가 높기 때문에 더 이상의 압축은 동일한 에너지 상태를 차지하기 위해 전자를 필요로 할 것이다.그러나, 이것은 전자와 같은 동일한 페르미온 입자에 대해서는 금지되어 있는데, 이것은 Pauli 배제 원칙이라고 불리는 현상이다.

코어의 질량이 찬드라세카르 한계치 약 1.4를 초과할 때, 퇴보 압력은 더 이상 그것을 지지할 수 없으며, 그 후 재앙적인 붕괴가 뒤따른다.[9]코어의 바깥쪽은 별의 중심을 향해 무너지면서 최대 7만 km/s(빛 속도의 23%)의 속도에 도달한다.[10]급격히 수축되는 코어는 가열되어 철핵을 광도분해를 통해 헬륨핵과 자유 중성자로 분해하는 고에너지 감마선을 생성한다.코어의 밀도가 증가함에 따라 역 베타 붕괴를 통해 전자와 양성자가 융합하는 것이 정력적으로 유리해져 중성자와 중성미자라 불리는 기본 입자가 생성된다.중성미자는 정상적인 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 중심부에서 탈출할 수 있어 에너지를 운반하고 붕괴를 더욱 가속화할 수 있으며, 이 속도는 밀리초 단위로 진행된다.핵이 항성의 외부 층으로부터 분리되면서 이들 중성미자의 일부는 항성의 외부 층에 흡수되어 초신성 폭발을 일으킨다.[11]

제2형 초신성의 경우, 붕괴는 결국 원자핵과 유사한 밀도에서 중성자의 퇴행압력뿐만 아니라 강한 힘에 의해 매개되는 단거리 반발 중성자-중성자 상호작용에 의해 중단된다.붕괴가 멈추면 폭주 물질이 다시 살아나 바깥으로 전파되는 충격파가 발생한다.이 충격에서 나오는 에너지는 코어 내부의 무거운 원소들을 분리시킨다.이는 충격의 에너지를 감소시켜 외부 코어 내부의 폭발을 지연시킬 수 있다.[12]

핵심 붕괴 단계는 매우 밀도 있고 활력이 넘쳐서 중성미자만이 탈출할 수 있다.양자와 전자가 결합하여 전자 포획을 통해 중성자를 형성함에 따라 전자 중성미자가 생성된다.전형적인 제2형 초신성에서는 새로 형성된 중성자 코어의 초기 온도는 약 1,000억 켈빈으로 태양 코어 온도의 10배에4 이른다.안정적인 중성자 별이 형성되려면 이 열 에너지의 많은 부분을 제거해야 한다. 그렇지 않으면 중성자가 "부글부글 끓어 없어질" 것이다.이것은 중성미자의 추가 방출에 의해 달성된다.[13]이러한 '열' 중성미자는 모든 맛의 중성미자-안티뉴트리노 쌍으로 형성되며, 총 전자 캡쳐 중성미자의 개수의 몇 배가 된다.[14]두 개의 중성미자 생산 메커니즘은 붕괴의 중력 전위 에너지를 10초 중성미자 폭발로 변환시켜 약 10줄46(100개 적)을 방출한다.[15]

명확하게 이해되지 않는 과정을 통해 방출되는 에너지의 약 1%인 10줄44(1 oe)이 정지된 충격에 재흡수되어 초신성 폭발을 일으킨다.[a][12]초신성 1987A의 경우 초신성에 의해 생성된 중성미자가 관측되어, 천체물리학자들이 핵심 붕괴 그림이 기본적으로 옳다고 결론을 내리게 되었다.수성계 카미오칸데 2세와 IMB계 기구는 열원산지의 항티뉴트리노를,[13] 갈륨계 71계 박산계 기구는 열원산 또는 전자캡처 원산의 중성미노(레프톤 번호 = 1)를 검출했다.

거대하고 진화된 별 (a) 안에서 양파 층으로 된 원소들의 껍질은 융합을 거치며 찬드라세카르 질량에 도달하여 붕괴되기 시작하는 니켈 철심 (b)을 형성한다.코어의 내부는 중성자(c)로 압축되어 폭주하는 물질이 튕겨 나가거나(d) 바깥쪽으로 돌출하는 충격전면(빨간색)을 형성하게 된다.충격은 정지하기 시작하지만(e) 중성미자 상호작용에 의해 다시 활성화된다.주변 물질은 (f)를 폭파하여 퇴보한 잔재만 남는다.

시조별이 약 20 이하일 때M☉ – 폭발의 강도 및 후퇴하는 물질의 양에 따라 – 중심 붕괴의 퇴화 잔해물은 중성자 별이다.[10]이 덩어리 위로 잔해가 무너져 블랙홀을 형성한다.[4][16]이러한 유형의 노심 붕괴 시나리오에 대한 이론적 제한 질량은 약 40–50이다.M☉. 그 질량 위에서는 초신성 붕괴 모델의 불확실성으로 인해 이러한 한계의 계산이 불확실하지만,[17] 별은 초신성 폭발을 형성하지 않고 블랙홀로 직접 붕괴한다고 믿어진다.

이론적 모델

입자물리학의 표준모델은 모든 물질을 구성하는 기본 입자 사이의 알려진 네 가지 기본 상호작용 중 세 가지를 설명하는 이론이다.이 이론은 입자가 많은 조건에서 어떻게 상호작용할 것인가에 대한 예측을 가능하게 한다.초신성의 입자당 에너지는 일반적으로 1–150 피코줄(수백 MeV)이다.[18][failed verification]초신성과 관련된 입자당 에너지는 입자 물리학의 표준 모델에서 얻은 예측이 기본적으로 정확할 정도로 작다.그러나 높은 밀도는 표준 모델에 대한 보정이 필요할 수 있다.[19]특히 지구 기반 입자 가속기는 초신성보다 훨씬 높은 에너지의 입자 상호작용을 만들어낼 수 있지만,[20] 이러한 실험은 개별 입자와 상호작용하는 개별 입자를 포함하며, 초신성 내부의 높은 밀도가 새로운 효과를 낼 가능성이 높다.중성미자와 초신성 내의 다른 입자 사이의 상호작용은 약한 핵력과 함께 일어나는데, 이는 잘 이해된 것으로 여겨진다.그러나 양자와 중성자의 상호작용은 강한 핵력을 수반하는데, 이는 훨씬 덜 이해된다.[21]

제2형 초신성의 주요 미해결 문제는 중성미자의 폭발이 어떻게 별의 나머지 부분에 에너지를 전달하여 별을 폭발시키는 충격파를 발생시키는지를 이해하지 못한다는 것이다.위의 논의에서, 폭발을 일으키기 위해서는 에너지의 1%만 전달하면 되지만, 어떻게 1%의 전달이 발생하는지를 설명하는 것은, 관련된 입자 상호작용이 잘 이해된다고 여겨지지만, 극히 어려운 것으로 판명되었다.1990년대에, 이것을 하는 하나의 모델은 대류역전을 포함했는데, 이것은 대류가 아래로부터의 중성미자 또는 위로부터의 폭주 물질로 인해 조생체 별을 파괴하는 과정을 완료한다는 것을 암시한다.이 폭발 동안에 철보다 무거운 원소가 중성자 포획에 의해 형성되며, 중성자 포획에 의해 중성자 포획의 경계로 압입되는 중성자의 압력으로부터 별이 원래 형성되었던 물질보다 무거운 원소가 풍부한 가스와 먼지의 구름으로 주변 공간을 파내게 된다.[22]

표준모델에 의해 모델링된 중성미자 물리학은 이 과정을 이해하는 데 매우 중요하다.[19]또 다른 중요한 조사 영역은 죽어가는 별을 구성하는 혈장의 유체역학이다; 중심 붕괴 동안에 그것이 어떻게 행동하느냐는 충격파가 언제 어떻게 형성되고 어떻게 정지되고 어떻게 재전기를 되는지를 결정한다.[23]

실제로 일부 이론 모델은 정지된 충격에서 "스탠딩 어큐레이션 쇼크 불안정성"(SASI)으로 알려진 유체역학적 불안정성을 포함하고 있다.이러한 불안정성은 비구형 섭동으로 인해 정지된 충격을 진동시켜 변형이 발생하게 된다.SASI는 종종 컴퓨터 시뮬레이션에서 정지된 충격의 재활성화를 위해 중성미자 이론과 함께 사용된다.[24]

컴퓨터 모델들은 충격이 형성되었을 때 제2형 초신성의 행동을 계산하는 데 매우 성공적이었다.폭발의 첫 번째 초를 무시하고, 폭발이 시작된다고 가정함으로써, 천체물리학자들은 초신성에 의해 생성된 원소와 초신성으로부터 예상되는 빛 곡선에 대해 상세한 예측을 할 수 있었다.[25][26][27]

타입 II-L 및 타입 II-P 초신성에 대한 광원곡선

이 그래프는 시간의 함수로서 광도를 나타내는 것으로 타입 II-L 및 II-P 초신성에 대한 광선 곡선의 특성 형상을 보여준다.[clarification needed]

제2형 초신성의 스펙트럼을 조사하면 발머 흡수선 – 수소 원자가 에너지를 흡수하는 특성 주파수에서 감소된 플럭스를 나타낸다.이 선들의 존재는 제1종 초신성과 이 범주의 초신성을 구별하기 위해 사용된다.

제2형 초신성의 광도를 일정 기간 동안 표시하면, 최대 밝기까지의 특성 상승에 이어 감소하는 것을 보여준다.이러한 광선 곡선은 하루 평균 0.008개의 크기를 가지며, 이아 초신성의 붕괴율보다 훨씬 낮다.Ⅱ유형은 광선곡선의 형태에 따라 두 부류로 세분된다.타입 II-L 초신성의 광 곡선은 피크 밝기에 이어 일정한(선형) 감소를 보인다.이와는 대조적으로, 타입 II-P 초신성의 광 곡선은 쇠퇴기에 독특한 평면 스트레치(고원이라고 함)를 가지며, 이는 점도가 느린 속도로 감소하는 기간을 나타낸다.순 점도 붕괴율은 타입 II-P의 경우 일일 0.0075로 타입 II-L의 경우 일일 0.012보다 낮다.[28]

광선곡선의 형태 차이는 제2종-L 초신성의 경우, 시조별의 수소봉투를 대부분 추방함으로써 발생하는 것으로 생각된다.[28]타입 II-P 초신성의 고원 단계는 외부 층의 불투명도 변화에 기인한다.충격파는 외부 외피에 있는 수소를 이온화시킨다 - 수소 원자로부터 전자를 떼어내 - 불투명도를 크게 증가시킨다.이것은 폭발의 내부 부분의 광자가 빠져나가는 것을 방지한다.수소가 재조합될 정도로 충분히 냉각되면 외층은 투명해진다.[29]

제2종 초신성

"n"은 스펙트럼에 좁거나 중간 폭의 수소 방출 라인이 존재함을 나타내는 좁음을 의미한다.중간 폭의 경우 폭발로 인한 이젝타는 항성 주위의 기체(임계 매체)와 강하게 상호작용할 수 있다.[30][31]관측 속성을 설명하는데 필요한 추정된 항성 밀도는 표준 항성 진화 이론에서 예상한 것보다 훨씬 높다.[32]일반적으로 높은 위상 밀도는 타입 IIn 조제자의 높은 대량 손실률 때문이라고 가정한다.추정된 대량 손실률은 일반적으로 10보다−3 높다. M ☉ 1년에폭발하기 전에 질량이 큰 야광 청색 변수와 유사한 별들로 기원을 두고 있다는 징후가 있다.[33]SN 1998S와 SN 2005gl은 타입 IIn 초신성의 예로서, 매우 에너지 넘치는 초신성인 SN 2006gy도 다른 예일 수 있다.[34]

IIB형 초신성

타입 IIb 초신성은 초기 스펙트럼에 약한 수소선을 가지고 있어 타입 II로 분류된다.그러나 나중에 H 방출은 감지할 수 없게 되고, 광선 곡선에는 Ib형 초신성과 더 밀접하게 유사한 스펙트럼을 갖는 두 번째 피크가 있다.그 생성자는 대부분의 외부 층을 쫓아내는 거대한 별이거나, 거의 헬륨으로 구성된 중심부를 뒤로하고, 이항계에서의 동반자와의 상호작용 때문에 수소 봉투의 대부분을 잃은 별일 수도 있었다.[35]타입 IIb의 이젝타가 팽창하면서 수소층은 빠르게 투명해지고 더 깊은 층을 드러낸다.[35]타입 IIb 초신성의 전형적인 예는 SN 1993J이고,[36][37] 다른 예는 카시오페이아 A이다.[38]Ⅱb 클래스는 1987년 우슬리 외(Wossley et al.)에 의해 처음 도입되었으며, 곧 SN 1987K와 SN[40] 1993J에 적용되었다.[39][41]

참고 항목

참조

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