초신성잔해
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1. 개요
초신성잔해는 초신성 폭발 이후 남은 팽창하는 물질로, 주변 성간매질과 상호작용하며 여러 단계를 거친다. 자유 팽창, 세도프-테일러, 껍질 냉각 및 압력구동, 내부 냉각, 성간매질과의 병합 단계를 거치며, 껍질형, 복합형, 혼합형, 하이퍼노바 잔해 등 다양한 유형으로 분류된다. 초신성잔해는 은하 우주선의 주요 원인으로 여겨지며, 우주선 가속 메커니즘 연구를 위해 대한민국의 CTA 건설 참여가 예정되어 있다.
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- 성운 - 신성잔해
신성 잔해는 백색 왜성이 쌍성계에서 물질을 흡수하여 폭발하는 신성 폭발 후 남은 물질로, 짧은 수명으로 관측이 어려웠으나 현대 기술 발전으로 발견이 증가하고 있으며, 천문학자들은 잔해의 형태를 통해 노바의 기원과 진화 과정을 연구하고 있다. - 성운 - 궁수자리 B2
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케플러 초신성은 1604년에 관측된 밝은 초신성으로, 여러 문명에서 기록되었으며, Ia형 초신성으로 추정되고 천문학 연구의 대상이 되었다. - 초신성 - 초신성 1987A
초신성 1987A는 1987년 대마젤란 은하에서 발생한 핵붕괴 초신성으로, 푸른 초거성이 폭발하여 중성미자 폭발이 먼저 관측되었고, 중성자별로 추정되는 밝은 먼지구름과 세 개의 고리가 발견되었다.
| 초신성잔해 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 유형 | 천문학적 |
| 발견 | 1006년 1054년 1572년 1604년 1667년 1680년 1758년 1844년 1885년 1930년 1934년 1949년 |
| 주요 구성 요소 | 팽창하는 가스 플라스마 성간 물질 중성자별 (일부 경우) 블랙홀 (일부 경우) |
| 특징 | |
| 크기 | 수 광년에서 수십 광년 |
| 온도 | 수백만 켈빈 (충격파 영역) 수천 켈빈 (광학적으로 보이는 영역) |
| 방출 스펙트럼 | 전파 적외선 가시광선 자외선 엑스선 감마선 |
| 형성 과정 | |
| 형성 원인 | 초신성 폭발 백색 왜성의 폭주 |
| 폭발 유형 | 유형 II 초신성 유형 Ia 초신성 유형 Ib 초신성 유형 Ic 초신성 |
| 예시 | |
| 유명한 초신성 잔해 | 게 성운 티코 초신성 케플러 초신성 SN 1987A 돛자리 초신성 잔해 백조자리 고리 카시오페이아자리 A |
2. 초신성잔해의 과정
초신성잔해는 팽창하면서 다음과 같은 단계를 거친다.[19][2]
| 단계 | 설명 |
|---|---|
| 1. 자유 팽창 단계 | 별주위물질 또는 성간매질을 밀어내기 전까지 자유롭게 팽창한다. |
| 2. 세도프-테일러 단계 (Sedov-Taylor phase) | 잔해 껍질이 별주위물질과 성간기체를 충격으로 밀어내며, 강력한 엑스선 방출이 이루어진다. |
| 3. 껍질 냉각 및 압력구동 껍질밀기 단계 (Pressure-driven snowplow phase) | 얇고 밀한 껍질이 형성되며, 가시광선 영역에서 뚜렷하게 보인다. |
| 4. 내부 냉각 단계 | 밀한 껍질은 자체 운동량으로 팽창하며, 중성수소원자의 전파 방출이 가장 잘 보인다. |
| 5. 성간매질과의 병합 단계 | 주변 성간매질과 병합되며, 잔해는 운동 에너지를 난류에 전달한다. |
2. 1. 자유 팽창 단계
초신성 폭발 직후, 방출된 물질은 주변 성간매질의 밀도에 따라 수십 년에서 수백 년 동안 자유롭게 팽창한다.[19] 이 단계에서는 잔해가 주변 물질을 밀어내기 전까지 속도가 거의 줄어들지 않는다.[2] 주변 기체의 밀도에 따라 수십에서 수백 광년까지 팽창할 수 있다.[19]2. 2. 세도프-테일러 단계 (Sedov-Taylor phase)
잔해의 껍질은 별주위물질과 성간 기체를 충격을 통해 밀어낸다. 이때부터 자체유사 분석법(''self-similar analytic solution'')을 통해 잘 모형화된 세도프-테일러 단계가 시작된다.[19] 강력한 충격파와 충격을 받은 뜨거운 기체로부터 밝은 엑스선 방출이 이루어진다.[19]쓸어 모은 성간 물질의 질량이 분출물의 질량을 초과하면, 성간 물질에 의한 감속이 시작되어 충격파의 발전은 세도프-테일러(Sedov-Taylor)기에 들어선다. 충격파 근방에는 고온으로 얇은 껍질이 형성되며, 이 부분에서 엑스선이 방출된다. 이 기간은 수만 년 정도 지속된다.[2]
2. 3. 껍질 냉각 및 압력구동 껍질밀기 단계 (Pressure-driven snowplow phase)
잔해의 껍질은 냉각되면서 뜨거운(수백만 켈빈) 내부를 둘러싸는 1 파섹 미만의 얇은 두께와 밀도가 높은(입방미터 당 원자 100만~1억 개) 껍질을 형성한다. 이 단계를 압력구동 껍질밀기 단계(''pressure-driven snowplow phase'')라고 부른다.[19] 껍질은 이온화된 수소 및 산소 원자의 재결합을 통한 방출로, 가시광선 영역에서 뚜렷하게 보인다.[19]2. 4. 내부 냉각 단계
내부의 냉각이 이루어진다. 밀한 껍질은 자체의 운동량에 의해 관성으로 계속해서 팽창한다. 이 단계에서는 중성수소원자의 전파 방출이 가장 잘 관측된다.[19][2]2. 5. 성간매질과의 병합 단계
초신성잔해는 약 3만 년 후 주변 매질의 무작위 속도와 비슷해지면서, 자체의 잔여 운동 에너지를 난류에 전달하며 평범한 난류에 병합된다.[19][2] 팽창 속도가 성간 물질의 음속과 같아지면 충격파는 약해져 소멸되고, 최종적으로 성간 물질과 혼합된다.3. 초신성잔해의 유형
초신성잔해는 형태와 방출 특성에 따라 여러 유형으로 분류된다. 주요 유형은 다음과 같다.
| 유형 | 특징 | 예시 |
|---|---|---|
| 껍질형 (Shell-type) | 껍질 모양, 전파와 X선 관측 | 카시오페이아자리 A |
| 복합형 (Composite) | 껍질 내부에 펄사풍 성운 포함 | G11.2-0.3, G21.5-0.9 |
| 혼합형 (Mixed-morphology, Thermal composite) | 전파는 껍질형, X선은 중심부 열적 방출 | W28, W44 |
| 하이퍼노바 잔해 | 하이퍼노바 폭발로 생성, 매우 높은 에너지 | (예시 없음) |
3. 1. 껍질형 (Shell-type)
카시오페이아자리 A와 같이 껍질 모양의 구조를 가지며, 전파와 X선으로 관측된다.3. 2. 복합형 (Composite)
G11.2-0.3 또는 G21.5-0.9와 같이 껍질 내부에 펄사풍 성운을 포함하는 형태이다. 펄사에서 방출되는 고에너지 입자와 자기장이 성운을 형성한다.3. 3. 혼합형 (Mixed-morphology, Thermal composite)
W28, W44와 같이 전파에서는 껍질형으로 관측되지만, X선에서는 중심부에서 열적 방출이 관측되는 형태이다. 이 열적 X선은 주로 초신성 방출물보다는 밀려나가는 성간물질에서 방출된다. 혼란스럽게도, W44는 추가적으로 펄사와 펄사풍 성운까지 포함하고 있어 "고전" 합성형과 열적 합성형 둘에 모두 포함된다.3. 4. 하이퍼노바 잔해
표준 초신성보다 훨씬 더 높은 분출 에너지로 생성될 수 있는 잔해는 생성되었다고 추정되는 고에너지 하이퍼노바 폭발을 따서 ''하이퍼노바 잔해''라고 불린다.4. 우주선의 원인
초신성잔해는 은하 우주선의 주요 원인 중 하나로 간주된다.[20][21][22] 발터 바데와 프리츠 츠비키는 1934년에 초신성과 우주선 사이의 상관관계를 처음으로 주장했다. 1964년 비탈리 긴즈부르크와 세르게이 시로바츠키는 초신성잔해 속의 우주선 가속 효율이 10%라면 우리은하의 우주선 손실률이 보상될 수 있음을 주장하였다. 이 가설은 엔리코 페르미의 "충격파 가속"이라는 특별한 기작을 통해 뒷받침되었다.
4. 1. 우주선 가속 메커니즘
초신성잔해는 은하 우주선의 주요 원인으로 간주된다.[20][21][22] 1934년 발터 바데와 프리츠 츠비키는 초신성과 우주선 사이의 상관관계를 처음으로 주장했다.1949년 엔리코 페르미는 성간매질 속의 자성을 띠는 구름과 입자의 충돌을 통한 우주선의 가속에 관한 모형을 발표하였다.[23] 이 과정은 "2차 페르미 기작"으로 알려져 있으며, 정면 충돌을 통해 입자가 막대한 에너지를 얻게 된다. 이후 성립된 모형에 따르면 페르미 가속이 공간 속을 나아가는 강력한 충격파를 통해 발생한다고 한다. 간헐적으로 충격파의 선두와 교차하는 입자들은 상당한 운동에너지를 얻게 되는데, 이 과정은 "1차 페르미 기작"으로 알려져 있다.[24]
1964년 비탈리 긴즈부르크와 세르게이 시로바츠키는 초신성잔해 속의 우주선 가속 효율이 10%라면 우리은하의 우주선 손실률이 보상될 수 있음을 주장하였다. 이 가설은 엔리코 페르미의 "충격파 가속"이라는 특별한 기작을 통해 뒷받침되었다.
초신성잔해는 초고에너지 우주선 발생에 필요한 강력한 충격파를 만들어낸다. SN 1006 잔해에 대한 엑스선 관측을 통해 우주선의 원인과 일치하는 싱크로트론 방출이 보인다.[20] 그러나 대략 1018 eV 이상의 에너지에 관해서는 초신성잔해가 그러한 수준의 에너지를 충분히 만들어낼 수 없기 때문에 다른 기작이 요구된다.[24]
초신성잔해가 우주선을 PeV 수준의 에너지로 가속할 수 있는지는 아직 확실하지 않다. 이에 관해서는 후에 건설될 CTA가 도움을 줄 것이다.
4. 2. 관측 증거 및 한계
초신성잔해는 초고에너지 우주선 발생에 기여하는 강력한 충격파를 만들어낸다. SN 1006 잔해에 대한 X선 관측 결과, 우주선의 원인과 일치하는 싱크로트론 방출이 확인되었다.[20] 그러나 1018 eV 이상의 에너지를 가진 우주선은 초신성잔해만으로는 설명하기 어렵기 때문에 다른 가속 메커니즘이 필요하다.[24]초신성잔해가 PeV 수준의 에너지까지 우주선을 가속할 수 있는지는 아직 확실하지 않으며, 미래에 건설될 CTA가 이 질문에 대한 답을 제시할 수 있을 것으로 기대된다.
5. 사진
참조
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