쌍불안정형 초신성

3. 별의 질량에 따른 운명

• 100 태양질량 미만: 쌍생성을 일으킬 만큼 충분한 에너지를 가진 감마선을 생성하지 못해^[1] 쌍불안정성과는 다른 기전으로 초신성 폭발을 겪는다.^[1]
• 100~130 태양질량: 전자-양전자 쌍을 생성할 만큼 감마선을 발생시키지만, 이로 인한 압력 감소는 핵의 이상고압을 유발할 만큼 충분하지 않다. 대신 쌍생성으로 인한 수축은 별 내부의 열핵반응을 증가시켜 별을 다시 평형 상태로 만든다. 맥동을 반복하며 질량을 방출하다 100 태양질량 미만이 되면 쌍생성을 일으키지 않는다.^[1]
• 130~250 태양질량: 이 질량 범위에서 쌍불안정성 초신성 폭발이 실제로 발생한다. 쌍생성 불안정으로 핵이 붕괴, 압축되고 이상고압 상태에서 핵융합이 폭발적으로 일어나 열핵폭발을 일으킨다.^[29] 별의 중력 속박 에너지보다 더 많은 열에너지가 방출되어 별은 완전히 분열되고 블랙홀 등은 남지 않는다.
• 250 태양질량 이상: 광붕괴라는 다른 반응 메커니즘이 붕괴를 일으킨다. 이 흡열반응은 별이 핵반응으로 인한 폭발보다 더 빨리 블랙홀로 붕괴하게 한다.^[5]

3. 1. 100 태양질량 미만

3. 2. 100~130 태양질량

3. 3. 130~250 태양질량

3. 4. 250 태양질량 이상

4. 항성 조건

쌍불안정형 초신성 폭발을 겪는 별은 내부 압력 감소로 인해 중력에 의한 압력이 복사압을 압도할 만큼 충분히 커야 한다. 자전 속도와 금속 함량은 별이 보이는 특징에 영향을 주는데, 자전 속도가 느리거나 금속 함량이 낮은 별들은 중력에 의한 수축을 막기에 충분한 복사압을 유지한다.^[27]

금속 함량(Z)이 0.02에서 0.001 사이인 매우 무거운 별들은 쌍불안정형 초신성 폭발로 생을 마감할 수 있다.^[3] 반면, 금속 함량이 매우 큰 별들은 에딩턴 한계로 인해 불안정하여 형성 과정에서 물질을 방출하는 경향이 있다.

별이 쌍불안정형 초신성을 겪기 위해서는 감마선 충돌에 의한 양전자/전자 쌍 생성이 증가하여 외부 압력이 감소해야 한다. 높은 회전 속도나 금속 함량은 이를 방지할 수 있다.

요약하자면, 항성의 질량이 태양의 130배에서 250배이고, 자전 속도가 느리며, 금속량이 적은 항성이 쌍불안정형 초신성이 발생하는 조건이다. 금속 함량이 많은 항성은 에딩턴 한계에 대해 불안정할 수 있다.^[19]

5. 특징

쌍불안정형 초신성은 항성의 성질에 따라 Ib형 또는 Ic형 초신성으로 관측되는 경우가 많지만, 그 광도 곡선은 일반적인 초신성 폭발과는 전혀 다른 모습을 보인다. 광도 곡선은 폭발 후 수 개월 뒤에 최고점에 도달하는데, 이는 쌍불안정형 초신성이 생성한 nickel|니켈^영어-56(⁵⁶Ni)의 붕괴 때문이다.^[20]

5. 1. 광도

5. 2. 스펙트럼

5. 3. 광도 곡선

6. 쌍불안정형 초신성 후보

다음은 쌍불안정형 초신성으로 분류될 수 있는 몇몇 초신성 후보들이다.

• SN 2006gy^[21]
• SN 2007bi^[9]
• SN 2213-1745^[10]
• SN 1000+0216^[22]
• SN 2010mb
• OGLE14-073^[11]
• SN 2016aps
• SN 2016iet^[12]
• SN 2018ibb^[13]
• SCP 06F6^[23]

참조

_[1] 논문 Instabilities in Highly Evolved Stellar Models 1967-06
_[2] 논문 Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability https://thesis.libra[...] 1968
_[3] 논문 The Evolution of Very Massive Stars 2007
_[4] 논문 SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever Recorded, Powered by the Death of an Extremely Massive Star like η Carinae 2007
_[5] 논문 Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients 2001
_[6] 논문 Binary Black Hole Population Properties Inferred from the First and Second Observing Runs of Advanced LIGO and Advanced Virgo https://api.research[...] 2019-09-11
_[7] 논문 Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-instability Supernova Black Hole Mass Gap https://dare.uva.nl/[...]
_[8] 논문 Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout
_[9] 논문 Supernova 2007bi as a pair-instability explosion 2009-12-03
_[10] 논문 Superluminous supernovae at redshifts of 2.05 and 3.90
_[11] 논문 OGLE14-073 – a promising pair-instability supernova candidate 2018-09-21
_[12] 논문 SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low-metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-poor Circumstellar Medium
_[13] 논문 1100 days in the life of the supernova 2018ibb -- The best pair-instability supernova candidate, to date 2023
_[14] 웹사이트 “死体”を残さない最大の超新星爆発 https://natgeo.nikke[...] ナショナルジオグラフィック 2009-12-02
_[15] 간행물 巨大質量星の進化と超高輝度超新星 https://www.asj.or.j[...] 2014-07
_[16] Astronomy Abstract Service Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability https://ui.adsabs.ha[...]
_[17] arXiv SN 2006gy: Discovery of the most luminous supernova ever recorded, powered by the death of an extremely massive star like Eta Carinae https://arxiv.org/ab[...]
_[18] Astronomy Abstract Service Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients https://ui.adsabs.ha[...]
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_[26] 저널 인용 Superluminous supernovae at redshifts of 2.05 and 3.90
_[27] 저널 인용 The Evolution of Very Massive Stars http://adsabs.harvar[...]
_[28] 저널 인용 SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever Recorded, Powered by the Death of an Extremely Massive Star like η Carinae http://adsabs.harvar[...]
_[29] 저널 인용 Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients http://adsabs.harvar[...]
_[30] 저널 인용 Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout http://iopscience.io[...]