초신성은 무엇으로 이루어져 있습니까? 초신성 - 죽음 또는 새로운 삶의 시작? 초신성 폭발

중성미자 물리학은 빠르게 발전하고 있습니다. 한 달 전, 중성미자 천체물리학의 핵심 사건인 감마선 폭발로 인한 중성미자의 등록이 발표되었습니다.
이 기사에서 우리는 초신성에서 중성미자의 등록에 대해 이야기할 것입니다. 일단 인류는 이미 운이 좋았습니다.
이 "초신성"이 어떤 종류의 동물인지, 왜 중성미자를 방출하는지, 이 입자를 등록하는 것이 왜 그렇게 중요한지, 그리고 마지막으로 천문대를 통해 어떻게 이를 수행하려고 하는지에 대해 조금 말씀드리겠습니다. 남극은 지중해와 바이칼의 바닥, 코카서스 산맥과 알프스 산맥 아래에 있습니다.
그 과정에서 우리는 "우르카 프로세스"가 무엇인지, 즉 누가 누구에게서 무엇을 왜 훔치는지 배웁니다.

아주 긴 휴식 후에, 나는 중성미자 물리학에 관한 일련의 기사를 계속합니다. 첫 번째 간행물에서 우리는 그러한 입자가 어떻게 발명되었고 어떻게 등록되었는지에 대해 이야기했으며 중성미자 진동의 놀라운 현상에 대해 이야기했습니다. 오늘 우리는 태양계 외부에서 우리에게 오는 입자에 대해 이야기 할 것입니다.

초신성에 대해 간단히

밤하늘에 보이는 별은 영원히 같은 상태를 유지하지 않습니다. 지구상에서 우리를 둘러싼 모든 것과 마찬가지로 그들은 태어나고 오랫동안 꾸준히 빛나지만 결국 더 이상 이전의 불타는 모습을 유지하지 못하고 죽습니다. 태양을 예로 들면 별의 삶의 경로는 다음과 같습니다.

(와 함께) . 태양 수명 주기

보시다시피, 수명이 끝나면 태양은 지구의 궤도까지 크기가 급격히 증가합니다. 그러나 피날레는 충분히 평화로울 것입니다. 껍질이 벗겨지고 아름다운 행성상 성운이 될 것입니다. 이 경우 별의 핵심은 백색 왜성, 즉 작고 매우 밝은 물체로 변합니다.

그러나 모든 별이 태양만큼 평화롭게 여행을 끝내는 것은 아닙니다. 충분히 큰 질량(> 6-7 태양 질량)으로 엄청난 힘의 폭발이 발생할 수 있으며 이를 초신성 폭발이라고 합니다.

왜 폭발?

별의 연료는 수소입니다. 별은 일생 동안 에너지를 방출하면서 헬륨으로 변합니다. 여기에서 별빛을 위한 에너지를 얻습니다. 시간이 지남에 따라 수소는 끝나고 이미 헬륨은 주기율표를 따라 더 무거운 원소로 변하기 시작합니다. 이러한 과정은 더 많은 에너지를 강조하고 별의 상층이 부풀어 오르기 시작하고 별이 붉게 변하고 크게 팽창합니다. 그러나 원소의 변형은 무한하지 않고 안정 모드에서는 오직 철에 도달할 수 있습니다. 또한, 이 공정은 더 이상 에너지적으로 유리하지 않습니다. 그리고 이제 우리는 거의 빛나지 않는 철심을 가진 거대하고 거대한 별을 가지고 있습니다. 이는 내부에서 가벼운 압력이 없음을 의미합니다. 상층이 코어에 빠르게 떨어지기 시작합니다.

그리고 여기서 두 가지 시나리오가 가능합니다. 물질은 회전과 망설임 없이 조용하고 평화롭게 핵에 떨어질 수 있습니다. 그러나 종종 깔때기가 형성되지 않도록 욕조 / 싱크대에서 물을 배출한다는 것을 기억하십니까? 약간의 변동과 물질이 회전하고 변동, 불안정이있을 것입니다 ...

기술적으로 매우 안정적인 시나리오가 가능하며 두 가지가 관찰되었습니다. 별은 팽창하고 팽창했다가 갑자기 사라졌습니다. 그러나 별이 행상을 할 때 더 흥미 롭습니다!

무거운 별의 핵 붕괴 시뮬레이션.
몇 개월 동안 여러 슈퍼컴퓨터에 대한 작업을 통해 수축하는 별의 핵에서 불안정이 정확히 어떻게 발생하고 발전할지 추정할 수 있었습니다.

별의 핵에서는 철까지의 원소만 형성될 수 있다는 것은 이미 언급되었습니다. 그렇다면 나머지 원자핵은 우주에서 어디에서 왔습니까? 초신성 폭발 과정에서 엄청난 온도와 압력이 발생하여 무거운 원소의 합성이 가능합니다. 솔직히 말해서 우리 주변에서 볼 수 있는 모든 원자가 한때 별의 중심에서 불타 버렸다는 사실이 아직도 저에게 큰 충격을 줍니다. 그리고 철보다 무거운 모든 핵이 초신성 폭발에서 탄생해야 한다는 사실은 일반적으로 이해할 수 없습니다.

일반적으로 폭발의 다른 이유가 있을 수 있습니다. 한 쌍의 별은 공통 중심을 중심으로 회전하며 그 중 하나는 백색 왜성입니다. 그것은 천천히 파트너 별의 물질을 훔쳐 그 질량을 증가시킵니다. 갑자기 많은 양의 물질을 끌어당기면 필연적으로 폭발합니다. 단순히 모든 물질을 표면에 유지할 수 없습니다. 그러한 섬광은 이름이 붙여졌고 우주의 정의에 중요한 역할을 했습니다. 그러나 그러한 폭발은 중성미자를 거의 생성하지 않으므로 다음에서 우리는 무거운 별의 폭발에 집중할 것입니다.

Urka 프로세스 또는 에너지를 훔치는 사람

이제 중성미자로 넘어갈 시간입니다. 초신성 폭발 이론의 생성 문제는 종종 그렇듯이 에너지 보존 법칙과 관련이 있습니다. 차변/대변 잔액이 완고하게 수렴되지 않았습니다. 별의 핵은 단순히 엄청난 양의 에너지를 방출해야 하는데 어떤 면에서? 일반 빛(광자)을 방출하면 핵의 바깥 껍질에 달라붙게 됩니다. 태양의 핵심에서 광자는 수천만년 또는 수억년 동안 표면으로 선택됩니다. 그리고 초신성의 경우 압력과 밀도는 훨씬 더 높습니다.

해결책은 Georgy Gamov와 Mario Schoenberg가 찾았습니다. 한번은 리우데자네이루에 있는 동안 Gamow가 룰렛을 했습니다. 돈이 칩으로 변한 다음 아무런 저항 없이 주인을 떠나는 것을 지켜보면서 어떻게 동일한 메커니즘을 항성 붕괴에 적용할 수 있는지 생각했습니다. 에너지는 극도로 약하게 상호 작용하는 무언가로 들어가야 합니다. 짐작하셨겠지만, 그러한 입자는 중성미자입니다.

그러한 통찰력이 온 카지노를 "Urca"(Casino-da-Urca)라고 불렀습니다. Gamow의 가벼운 손길로 이 과정은 Urca 과정으로 알려지게 되었습니다. 모델의 저자에 따르면 카지노를 기리기 위해 독점적으로. 그러나 오데사 출신의 조커 가모프와 고귀한 트롤이 이 개념에 또 다른 의미를 부여했다는 강한 의심이 있다.

따라서 중성미자는 폭발하는 별에서 에너지의 가장 큰 부분을 훔칩니다. 폭발 자체가 가능한 것은 이러한 입자 덕분입니다.

우리는 어떤 종류의 중성미자를 기다리고 있습니까? 우리에게 친숙한 물질과 마찬가지로 별은 양성자, 중성자 및 전자로 구성됩니다. 모든 보존 법칙을 준수하기 위해: 전하, 물질/반물질의 양, 전자 중성미자의 탄생이 가장 가능성이 높습니다.

초신성의 중성미자가 왜 그렇게 중요한가?

천문학의 거의 모든 역사 동안 사람들은 들어오는 전자기파의 도움으로만 우주를 연구해 왔습니다. 그들은 많은 정보를 가지고 있지만 많은 것이 숨겨져 있습니다. 광자는 성간 매질에서 쉽게 흩어집니다. 다른 파장에서 성간 먼지와 가스는 불투명합니다. 결국 별 자체는 우리에게 완전히 불투명합니다. 반면에 중성미자는 사건의 진원지에서 정보를 가져올 수 있으며, 실험실에서 얻을 수 없을 것 같은 열악한 온도와 압력이 있는 과정에 대해 알려줍니다.

우리는 폭발하는 별의 핵에서 달성되는 것과 같은 초월적인 체제에서 물질이 어떻게 행동하는지 충분히 알지 못합니다. 유체 역학, 입자 물리학, 양자장 이론, 중력 이론 등 물리학의 모든 분야가 여기에 얽혀 있습니다. "거기서"의 모든 정보는 세계에 대한 지식을 확장하는 데 크게 도움이 될 것입니다.

중성미자 폭발의 광도는 광학 범위보다 100(!)배 더 큽니다. 많은 정보를 얻는 것은 매우 흥미로울 것입니다. 중성미자 방사선은 매우 강력하여 거의 상호 작용하지 않는 이러한 입자는 사람이 폭발 근처에 있으면 사람을 죽일 수 있습니다. 폭발 자체가 아니라 오로지 중성미자! 비행 후 정지가 보장되는 입자

킬로미터 리드 - 지구 궤도 반경의 천만 배.

큰 보너스는 중성미자가 빛 신호 전에도 우리에게 와야 한다는 것입니다! 결국, 광자는 별의 핵을 떠나는 데 많은 시간이 필요하지만 중성미자는 방해 없이 별을 통과합니다. 사전은 하루 종일 도달할 수 있습니다. 따라서 중성미자 신호는 사용 가능한 모든 망원경의 방향을 바꾸는 트리거가 됩니다. 언제 어디서 봐야 하는지 정확히 알 수 있습니다. 그러나 밝기가 기하급수적으로 오르내리는 폭발의 첫 순간은 과학에 있어 가장 중요하고 흥미로운 순간입니다.

이미 언급했듯이 초신성 폭발은 중성미자의 폭발 없이는 불가능합니다. 중화학 원소는 그것 없이는 형성될 수 없습니다. 그러나 섬광 없이 - 완전히
. 이 경우 중성미자는 이 독특한 과정에 대한 유일한 정보 출처가 될 것입니다.

초신성 1987

1970년대는 대통일 이론의 급속한 성장으로 특징지어진다. 하나의 설명으로 통일을 꿈꾸는 네 가지 기본 세력. 이러한 모델은 매우 특이한 결과를 가져왔습니다. 일반적인 양성자는 붕괴되어야 했습니다.

이 드문 이벤트를 검색하기 위해 여러 감지기가 구축되었습니다. 그 중 일본의 산속에 위치한 가미오칸데 설치물이 유난히 눈에 띄었다.

카미오칸데 탐지기.

거대한 물 탱크가 그 당시 가장 정확한 측정을 했지만 ... 아무것도 찾지 못했습니다. 그 해는 중성미자 물리학의 시작에 불과했습니다. 결과적으로 시설을 약간 개선하고 중성미자로 방향을 조정하기로 한 매우 먼 미래의 결정이 내려졌습니다. 설치가 개선되어 몇 년 동안 백그라운드 프로세스를 방해하는 데 어려움을 겪었고 1987년 초에 좋은 데이터를 받기 시작했습니다.

Kamiokande II 탐지기에서 초신성 SN1987a의 신호. 가로축은 분 단위의 시간입니다. .

매우 짧고 명확한 신호. 다음 날, 천문학자들은 우리 은하의 위성인 마젤란 성운에서 초신성 폭발이 일어났다고 보고합니다. 천체 물리학자들이 발병 초기 단계에서 발병의 발전을 관찰할 수 있었던 것은 이번이 처음입니다. 5월에야 최대치에 이르렀다가 서서히 퇴색하기 시작했습니다.

Kamiokande는 초신성에서 볼 수 있을 것으로 예상되는 전자 중성미자를 생성했습니다. 하지만 새로운 탐지기, 이제 막 데이터 수집을 시작하는데... 그건 의심스럽습니다. 다행히 그 당시에는 그가 유일한 중성미자 검출기가 아니었습니다.

IMB 탐지기는 미국의 소금 광산에 설치되었습니다. 그의 작업 논리는 카미오칸데와 비슷했다. 물이 가득 차 있고 광센서로 둘러싸인 거대한 입방체. 빠르게 날아가는 입자가 빛나기 시작하고 이 방사선은 거대한 광전자 증배관에 의해 감지됩니다.

미국의 예전 소금 광산에 있던 IMB 탐지기.

소련의 우주선 물리학에 대해 몇 마디 말해야합니다. 매우 강력한 초고에너지 광선 물리학 학교가 여기에서 발전했습니다. Vadim Kuzmin은 그의 작품에서 우주에서 도착하는 입자를 연구하는 것의 극도의 중요성을 처음으로 보여주었습니다. 실험실에서 우리는 그러한 에너지를 받을 가능성이 거의 없습니다. 사실, 그의 그룹은 초고에너지 광선과 중성미자 천체 물리학의 현대 물리학의 기초를 마련했습니다.

당연히 이러한 연구는 이론에 국한될 수 없었고, 80년대 초반부터 안디르치 산 아래 박산(코카서스)에서 두 가지 실험이 동시에 데이터를 수집해 왔다. 그 중 하나는 태양 중성미자 연구에 중점을 두고 있습니다. 그는 태양 중성미자 문제를 해결하고 중성미자 진동을 발견하는 데 중요한 역할을 했습니다. 나는 이전에 이것에 대해 이야기했습니다. 두 번째 것인 중성미자 망원경은 우주에서 오는 거대한 에너지 중성미자를 탐지하기 위해 특별히 제작되었습니다.

망원경은 각각 광검출기가 부착된 3층의 등유 탱크로 구성되어 있습니다. 이 설정을 통해 입자 트랙을 재구성할 수 있었습니다.

박산 중성미자 천문대 중성미자 망원경 층 중 하나

그래서 세 개의 탐지기가 초신성에서 중성미자를 보았습니다. 중성미자 천체 물리학에 대한 자신감 있고 매우 성공적인 시작입니다!

일본 산의 Super-Kamiokande, 미국의 IMB, 코카서스의 Baksan Gorge의 세 가지 탐지기에 의해 등록된 중성미자.

그리고 이것이 폭발로 인해 떨어진 별의 껍질에 의해 형성된 행성상 성운이 수년에 걸쳐 어떻게 변화했는지입니다.

한번의 승진이나...

질문은 아주 자연스럽습니다. 얼마나 자주 우리가 그렇게 "운이 좋은가"입니다. 불행히도, 많지 않습니다. 관측에 따르면 우리 은하의 이전 초신성은 1868년에 폭발했지만 관측되지는 않았습니다. 그리고 1604년에 이미 마지막으로 발견된 것들입니다.

하지만! 우주 어딘가에 매초마다 섬광이 있습니다! 멀었지만 자주. 이러한 폭발은 배경 복사와 다소 유사한 확산 배경을 만듭니다. 그것은 모든 방향에서 왔으며 거의 일정합니다. 우리는 그러한 사건을 찾는 강도와 에너지를 아주 성공적으로 추정할 수 있습니다.

그림은 우리에게 알려진 모든 중성미자 소스의 플럭스를 보여줍니다.

. 가능한 모든 소스에서 지구에 있는 중성미자의 스펙트럼.

위의 버건디 곡선은 1987년 초신성의 중성미자이고 아래는 우주에서 매초 폭발하는 별의 사진입니다. 우리가 충분히 민감하고 이러한 입자를 태양이나 원자로에서 오는 것과 구별할 수 있다면 등록이 가능합니다.

게다가 Super-Kamiokand는 이미 필요한 감도에 도달했습니다. 그는 그것을 크게 개선해야 했습니다. 현재 감지기가 열려 예방 조치를 취한 후 새로운 활성 물질이 추가되어 효율성이 크게 향상됩니다. 그래서 우리는 계속 관찰하고 기다릴 것입니다.

그들이 이제 초신성에서 중성미자를 찾는 방법

두 가지 유형의 탐지기를 사용하여 항성 폭발의 사건을 검색할 수 있습니다.

첫 번째는 Cherenkov 검출기입니다. 그것은 물이나 얼음과 같은 많은 양의 투명한 조밀 한 물질을 필요로 할 것입니다. 중성미자에 의해 생성된 입자가 매질에서 빛의 속도보다 빠른 속도로 이동하면 약한 빛을 볼 수 있습니다. 광검출기를 설치하는 것만 남아 있습니다. 이 방법의 단점 중 - 우리는 상당히 빠른 입자 만보고 특정 에너지보다 작은 모든 것은 우리를 빠져 나옵니다.

이것이 이미 언급한 IMB와 Kamiokande가 작동한 방식입니다. 후자는 Super-Kamiokande로 업그레이드되어 13,000개의 광센서가 있는 거대한 40미터 실린더가 되었습니다. 이제 10년 간의 데이터 수집 끝에 탐지기가 열립니다. 누출로 밀봉되고 박테리아가 제거되고 약간의 중성자에 민감한 물질이 추가되어 다시 작동합니다.

예방을 위한 슈퍼 카미오칸데. 더 큰 규모의 사진과 비디오.

동일한 탐지 방법을 사용할 수 있지만 인공 수족관 대신 천연 저수지를 사용하십시오. 예를 들어 바이칼 호수의 가장 순수한 물. 현재 그곳에 망원경이 배치되어 있으며, 2입방 킬로미터의 물을 덮을 것입니다. 슈퍼 카미오칸데의 40배 크기입니다. 그러나 감지기를 거기에 두는 것은 그리 편리하지 않습니다. 일반적으로 여러 개의 광 센서가 삽입 된 볼 화환이 사용됩니다.

Antares 탐지기가 구축되어 작동 중인 지중해에서도 매우 유사한 개념이 구현되고 있으며 큐브를 볼 수 있는 거대한 KM3Net을 구축할 계획입니다. 킬로미터의 바닷물.

다 괜찮을 텐데, 바다에는 많은 생물들이 헤엄을 치고 있습니다. 결과적으로 중성미자 사건과 헤엄치는 물고기를 구별할 특별한 신경망을 개발할 필요가 있습니다.

하지만 물로 실험할 필요는 없습니다! 남극의 얼음은 매우 투명하고 감지기를 설치하는 것이 더 쉽고 아직 춥지 않을 것입니다 ... IceCube 감지기는 남극에서 작동합니다. 광센서의 화환은 입방 킬로미터의 얼음 두께에 납땜되어 있습니다. 얼음에서 중성미자 상호 작용의 흔적을 찾습니다.

IceCube 감지기의 이벤트 그림.

이제 두 번째 방법으로 넘어 갑시다. 물 대신 활성 물질인 신틸레이터를 사용할 수 있습니다. 이 물질 자체는 하전 입자가 통과할 때 빛을 발합니다. 그러한 물질의 큰 욕조를 수집하면 매우 민감한 설치가 이루어집니다.

예를 들어, 알프스의 Borexino 탐지기는 300톤 미만의 활성 물질을 사용합니다.

중국 DayaBay는 160톤의 신틸레이터를 사용합니다.

그러나 중국 실험인 JUNO도 최대 20,000톤의 액체 신틸레이터를 포함할 기록 보유자가 되기 위해 준비하고 있습니다.

보시다시피 엄청난 수의 실험이 현재 진행 중이며 초신성에서 중성미자를 감지할 준비가 되었습니다. 나는 비슷한 사진과 도표로 여러분을 폭격하지 않기 위해 그 중 몇 개만 나열했습니다.

초신성에 대한 기대가 모든 초신성의 주요 목표가 아니라는 점은 주목할 가치가 있습니다. 예를 들어, KamLand와 Borexino는 지구에 우수한 반중성미자 공급원을 구축했습니다. 주로 원자로와 장내 방사성 동위원소입니다. IceCube는 우주에서 초고중성미자 중성미자를 지속적으로 관찰합니다. SuperKamiokande는 태양, 대기 및 인근 J-PARC 가속기에서 중성미자를 연구합니다.

이러한 실험을 어떻게든 결합하기 위해 트리거와 경고도 개발되었습니다. 탐지기 중 하나가 초신성 이벤트처럼 보이는 것을 발견하면 즉시 다른 시설에 신호가 옵니다. 중력 망원경과 광학 천문대도 즉시 경고를 받고 장비의 방향을 의심스러운 소스 방향으로 재조정합니다. 아마추어 천문학자도 경고에 등록할 수 있으며 약간의 운이 좋으면 이 연구에 기여할 수 있습니다.

그러나 Borexino의 동료들이 말했듯이 종종 초신성의 신호는 케이블 사이에 있던 청소기에 의해 발생합니다 ...

조금 운이 좋으면 무엇을 볼 수 있을까요? 이벤트 수는 감지기의 볼륨에 크게 의존하며 불확실한 100개에서 백만 개의 이벤트에 이르기까지 다양합니다. Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE의 차세대 실험에 대해 무엇을 말할 수 있습니까? 그들은 몇 배나 더 민감해질 것입니다.

우리 은하에서 초신성 폭발이 일어난다면 우리는 지금 무엇을 볼 수 있을까요?

내일은 은하계에서 초신성이 폭발할 가능성이 있으며 우리는 이 엄청난 폭발의 진원지에서 메시지를 받을 준비가 되어 있을 것입니다. 사용 가능한 광학 망원경과 중력파 탐지기를 조정하고 지시합니다.

추신 글을 써주신 '유'에게 특별히 감사의 인사를 전하고 싶습니다. 입자 물리학 세계의 뉴스/사진/밈에 관심이 있다면 구독을 강력히 권합니다.

고대 연대기와 연대기는 때때로 매우 밝은 별이 갑자기 하늘에 나타났다고 말합니다. 그것들은 밝기가 빠르게 증가했다가 몇 달에 걸쳐 서서히 흐려져 보이지 않게 되었습니다. 최대 밝기에 가까운 이 별들은 낮에도 볼 수 있었습니다. 가장 밝은 발병은 1006년과 1054년에 발생했으며 이에 대한 정보는 중국과 일본 논문에 포함되어 있습니다. 1572년에 그러한 별이 카시오페이아자리에서 타오르고 뛰어난 천문학자 티코 브라헤가 이를 관찰했으며, 1604년에는 요하네스 케플러가 뱀주인자리에서도 비슷한 플레어를 관찰했습니다. 그 이후로 천문학의 "망원경" 시대의 4세기 동안 그러한 발병은 관찰되지 않았습니다. 그러나 관측 천문학의 발달로 연구자들은 매우 높은 밝기에 도달하지는 않았지만 상당히 많은 수의 유사한 플레어를 감지하기 시작했습니다. 갑자기 나타났다가 흔적도 없이 사라지는 이 별들은 '신규'라 불리기 시작했다. 1006과 1054의 별, Tycho와 Kepler의 별은 같은 폭발로 매우 가깝고 더 밝았습니다. 그러나 이것은 사실이 아닌 것으로 밝혀졌습니다. 1885년 타르투 천문대의 천문학자 하트위그는 잘 알려진 안드로메다 성운에서 새로운 별의 출현을 발견했습니다. 이 별은 겉보기 등급 6에 도달했습니다. 즉, 복사의 힘은 전체 성운보다 4 배 작습니다. 그렇다면 이것은 천문학자를 놀라게하지 않았습니다. 결국 안드로메다 성운의 본질은 알려지지 않았으며 태양에 아주 가까운 먼지와 가스 구름이라고 가정했습니다. 1920년대에 와서야 마침내 안드로메다 성운과 다른 나선 성운이 우리로부터 수천억 개의 별과 수백만 광년 떨어져 있는 거대한 항성계라는 것이 분명해졌습니다. 안드로메다 성운에서는 17-18 등급의 물체로 보이는 보통의 새로운 별의 섬광도 감지되었습니다. 1885년의 별은 복사력 측면에서 New Stars를 수만 배 능가했으며 짧은 시간 동안 밝기가 거대한 항성계의 밝기와 거의 같았습니다! 분명히 이러한 발병의 성격은 달라야 합니다. 나중에, 이 가장 강력한 섬광은 "초신성"이라고 불렸는데, 접두사 "수퍼"는 더 큰 "새로움"이 아니라 더 큰 복사력을 의미했습니다.

초신성 탐색 및 관측

멀리 떨어진 은하의 사진에서 초신성 폭발이 꽤 자주 발견되기 시작했지만 이러한 발견은 우발적이었고 이러한 거대한 플레어의 원인과 메커니즘을 설명하는 데 필요한 정보를 제공하지 못했습니다. 그러나 1936년 미국 팔로마 천문대에서 일하던 천문학자 바데(Baade)와 츠비키(Zwicky)가 초신성에 대한 체계적인 탐색을 시작했다. 그들은 슈미트 망원경을 가지고 있어서 수십 제곱도의 영역을 촬영할 수 있었고 희미한 별과 은하도 매우 선명한 이미지를 제공했습니다. 몇 주 후에 찍은 하늘의 한 지역 사진을 비교하면 사진에서 명확하게 볼 수 있는 은하에서 새로운 별의 출현을 쉽게 알 수 있습니다. 근처 은하계에서 가장 풍부한 하늘의 영역을 사진 촬영을 위해 선택했는데, 한 이미지에서 그 수가 수십 개에 달할 수 있고 초신성을 감지할 확률이 가장 높았습니다.

1937년 Baade와 Zwicky는 6개의 초신성을 발견했습니다. 그 중에는 각각 최대 8등급과 12등급에 도달한 다소 밝은 별 1937C와 1937D(천문학자들은 발견 연도에 발견 연도에 문자를 추가하여 현재 연도의 발견 순서를 표시하여 초신성을 지정하기로 결정했습니다)가 있습니다. 그것들을 위해 빛의 곡선 - 시간에 따른 밝기 변화의 의존성 - 및 많은 수의 스펙트로 그램 - 파장에 대한 복사 강도의 의존성을 보여주는 별 스펙트럼의 사진이 얻어졌습니다. 수십 년 동안 이 물질은 초신성 폭발의 원인을 밝히려는 모든 연구자의 주요 물질이 되었습니다.

불행하게도 제2차 세계 대전으로 성공적으로 시작된 관측 프로그램이 중단되었습니다. 팔로마 천문대에서 초신성에 대한 체계적인 탐색은 1958년에 재개되었지만 슈미트 시스템의 더 큰 망원경으로 최대 22-23 등급의 별을 촬영할 수 있었습니다. 1960년부터 이 작업은 적절한 망원경을 사용할 수 있는 전 세계의 다른 여러 천문대와 합류했습니다. 소련에서는 렌즈 직경이 40cm이고 시야가 거의 100 평방 도인 매우 넓은 천체 관측 망원경이 설치된 SAI의 크림 역과 Abastumani Astrophysical Observatory에서 이러한 작업을 수행했습니다. 조지아에서 - 36cm 입구가 있는 슈미트 망원경으로 크림 반도와 아바스투마니에서 많은 초신성 발견이 이루어졌습니다. 다른 천문대 중 슈미트 체계의 망원경 두 대가 운용되고 있던 이탈리아의 아시아고 천문대에서 가장 많은 발견이 이루어졌다. 그러나 여전히 팔로마 천문대는 발견 횟수와 탐지 가능한 별의 최대 크기 면에서 선두를 유지했습니다. 60년대와 70년대에는 연간 최대 20개의 초신성이 발견되었고 그 수는 급격히 증가하기 시작했습니다. 발견 직후 대형 망원경으로 측광 및 분광 관찰이 시작되었습니다.

1974년 F. Zwicky가 사망했고 곧 팔로마 천문대에서 초신성에 대한 탐색이 중단되었습니다. 발견된 초신성의 수는 감소했지만 1980년대 초부터 다시 증가하기 시작했습니다. 칠레의 세로 엘 로블 천문대(Cerro el Roble Observatory)에서 남쪽 하늘에서 새로운 검색 프로그램이 시작되었고 천문학자들은 초신성을 발견하기 시작했습니다. 렌즈가 20-30cm인 작은 아마추어 망원경의 도움으로 시각적으로 정의된 은하계 세트를 체계적으로 관찰하여 밝은 초신성 폭발을 성공적으로 검색할 수 있다는 것이 밝혀졌습니다. 가장 큰 성공은 80년대 초반부터 1년에 최대 6개의 초신성을 발견한 호주의 사제 로버트 에반스(Robert Evans)에 의해 달성되었습니다. 전문 천문학자들이 그의 "하늘과의 직접적인 연결"에 대해 농담을 한 것도 당연합니다.

1987년에 20세기의 가장 밝은 초신성인 SN 1987A가 우리 은하의 "위성"인 대마젤란 은하에서 발견되었으며 우리 은하에서 불과 55킬로파섹 떨어져 있습니다. 얼마 동안 이 초신성은 육안으로도 볼 수 있었고 최대 밝기는 약 4등급에 달했습니다. 그러나 남반구에서만 관찰할 수 있었다. 이 초신성에 대해 정확도와 지속 시간이 독특한 일련의 광도 측정 및 분광 관측이 이루어졌으며 현재 천문학자들은 초신성이 팽창하는 기체 성운으로 변하는 과정이 어떻게 발전하는지 계속 모니터링하고 있습니다.



초신성 1987A. 왼쪽 위는 초신성이 폭발하기 훨씬 전에 찍은 지역의 사진입니다. 곧 폭발할 별은 화살표로 표시되어 있습니다. 오른쪽 상단은 초신성이 최대 밝기에 가까웠을 때 하늘의 같은 지역 사진입니다. 아래 - 이것은 발발 12년 후의 초신성의 모습입니다. 초신성 주위의 고리는 성간 가스(초신성 폭발 이전에도 부분적으로 분출됨)이며, 폭발 중에 이온화되어 계속 빛을 발합니다.

80년대 중반, 천문학에서 사진의 시대가 끝나가고 있음이 분명해졌습니다. 빠르게 개선되는 CCD 수신기는 감도와 기록된 파장 범위에서 사진 유제보다 몇 배나 우수했으며 해상도면에서는 거의 열등하지 않았습니다. CCD 카메라로 획득한 이미지는 컴퓨터 화면에서 바로 볼 수 있으며 이전에 획득한 이미지와 비교할 수 있으며 사진의 경우 현상, 건조 및 비교 과정이 길어야 하루가 소요됩니다. 사진 판의 유일한 나머지 장점인 하늘의 넓은 지역을 촬영할 수 있는 능력도 초신성을 찾는 데 중요하지 않은 것으로 밝혀졌습니다. CCD 카메라가 있는 망원경은 한 번에 사진 판에 떨어지는 모든 은하를 개별적으로 이미지화할 수 있습니다. 사진 노출과 비슷합니다. 이전에 입력한 프로그램에 따라 망원경이 선택된 은하를 겨냥하고 얻은 이미지를 컴퓨터로 이전에 얻은 이미지와 비교하는 완전 자동화된 초신성 검색 프로그램 프로젝트가 나타났습니다. 새로운 물체가 감지된 경우에만 컴퓨터는 초신성 폭발이 실제로 기록되었는지 여부를 알아내는 천문학자에게 신호를 보냅니다. 1990년대에는 80cm 반사 망원경을 사용하는 이러한 시스템이 미국 Lick 천문대에서 작동하기 시작했습니다.

아마추어 천문학자를 위한 간단한 CCD 카메라의 가용성으로 인해 육안 관찰에서 CCD 관찰로 이동한 다음 20-30cm 렌즈가 있는 망원경에서 최대 18 및 19 등급의 별을 사용할 수 있게 되었습니다. 자동 검색의 도입과 CCD 카메라를 사용하여 초신성을 검색하는 아마추어 천문학자의 수 증가로 인해 발견 횟수가 폭발적으로 증가했습니다. 이제 연간 100개 이상의 초신성이 발견되고 총 발견 횟수는 1500개를 초과했습니다. 최근 몇 년 동안 거울 직경이 3-4 미터 인 가장 큰 망원경에서 매우 멀고 약한 초신성을 검색합니다. 23-24 등급의 최대 밝기에 도달하는 초신성에 대한 연구는 전체 우주의 구조와 운명에 대한 많은 질문에 대한 답을 제공할 수 있음이 밝혀졌습니다. 최첨단 CCD 카메라가 장착된 그러한 망원경으로 하룻밤 관찰하면 10개 이상의 먼 초신성을 발견할 수 있습니다! 그러한 초신성의 여러 이미지가 아래 그림에 나와 있습니다.

현재 발견된 거의 모든 초신성은 적어도 하나의 스펙트럼을 얻을 수 있으며 많은 사람들이 알려진 광도 곡선을 가지고 있습니다(아마추어 천문학자들도 인정). 따라서 분석에 사용할 수 있는 관측 자료의 양이 매우 많으며 이러한 거대 현상의 본질에 대한 모든 질문은 해결되어야 할 것 같습니다. 불행히도 아직 그렇지 않습니다. 오늘날 초신성 연구자들이 직면한 주요 질문과 그에 대한 가장 가능성 있는 답변을 더 자세히 살펴보겠습니다.

초신성 분류, 광도곡선 및 스펙트럼

현상의 물리적 특성에 대한 결론을 내리기 전에 관찰된 현상을 완전히 이해하고 적절하게 분류해야 합니다. 당연히 초신성 연구자들이 직면한 첫 번째 질문은 그들이 동일한지, 그렇지 않다면 얼마나 다른지, 분류할 수 있는지 여부였습니다. 이미 Baade와 Zwicky가 발견한 최초의 초신성은 광도 곡선과 스펙트럼에서 상당한 차이를 보였습니다. 1941년 R. Minkowski는 초신성을 스펙트럼의 특성에 따라 두 가지 주요 유형으로 나눌 것을 제안했습니다. 그는 초신성을 유형 I에 귀속시켰는데, 그 스펙트럼은 그 당시 알려진 모든 물체의 스펙트럼과 완전히 달랐습니다. 우주에서 가장 일반적인 요소인 수소의 선은 완전히 없었고 전체 스펙트럼은 식별할 수 없는 넓은 최대값과 최소값으로 구성되었으며 스펙트럼의 자외선 부분은 매우 약했습니다. 초신성은 유형 II로 지정되었으며, 스펙트럼의 자외선 부분은 매우 강한 수소 방출선의 존재로 인해 "일반" 신성과 약간의 유사성을 나타냈습니다.

I형 초신성의 스펙트럼은 30년 동안 수수께끼로 남아 있었습니다. Yu.P. Pskovskii가 스펙트럼의 띠가 넓은 흡수선과 다소 깊은 흡수선 사이의 연속 스펙트럼의 일부에 불과하다는 것을 보여준 후에야 Type I 초신성의 스펙트럼 식별이 진행되었습니다. 다수의 흡수선, 주로 단일 이온화된 칼슘 및 규소의 가장 강렬한 선이 확인되었습니다. 이 선의 파장은 초당 10-15,000km의 속도로 팽창하는 껍질의 도플러 효과로 인해 스펙트럼의 보라색 쪽으로 이동합니다. I형 초신성 스펙트럼의 모든 선을 식별하는 것은 매우 어렵습니다. 왜냐하면 그것들은 서로 크게 확장되고 중첩되기 때문입니다. 언급된 칼슘과 규소 외에도 마그네슘과 철의 선을 식별하는 것이 가능했습니다.

초신성의 스펙트럼 분석을 통해 중요한 결론을 도출할 수 있었습니다. I형 초신성 동안 방출된 껍질에는 수소가 거의 없습니다. 반면 II형 초신성의 껍질 구성은 태양 대기의 구성과 거의 같다. 포탄의 팽창 속도는 5 ~ 15-20,000km / s이며 광구의 온도는 최대 약 10-20,000도입니다. 온도는 급격히 떨어지고 1-2 개월 후에는 5-6 천도에 이릅니다.

초신성의 광도 곡선도 달랐습니다. 유형 I의 경우 모두 매우 유사했으며 최대 2-3일 동안 지속되는 밝기가 매우 빠르게 증가하는 특징적인 모양을 가지고 있으며 밝기가 3단계로 급격히 감소합니다. 25-40일 후에 천천히 붕괴되고, 항성 규모의 규모에서 거의 선형이며, 이는 광도의 지수적 붕괴에 해당합니다.

II형 초신성의 광도곡선은 훨씬 더 다양한 것으로 밝혀졌다. 일부는 유형 I 초신성의 광도 곡선과 유사했지만 선형 "꼬리"가 시작될 때까지 밝기가 더 느리고 더 오래 지속되었으며 다른 일부에서는 최대 직후 거의 일정한 밝기의 영역이 시작됩니다. - 최대 100일 동안 지속될 수 있는 "고원"이라고 합니다. 그런 다음 광도가 급격히 떨어지고 선형 "꼬리"에 들어갑니다. 모든 초기 광 곡선은 일반 사진 판의 감도(파장 간격 3500-5000A)에 해당하는 소위 사진 크기 시스템의 사진 관찰을 기반으로 얻어졌습니다. 그것에 추가하여 광시각 시스템(5000-6000A)을 사용하더라도 초신성의 색 지수(또는 간단히 "색")의 변화에 대한 중요한 정보를 얻을 수 있었습니다. 초신성의 유형은 지속적으로 "빨간색"됩니다. 즉, 복사의 주요 부분이 더 긴 파장으로 이동합니다. 이 붉어지는 현상은 밝기가 선형적으로 감소하는 단계에서 멈추며 "더 푸른" 초신성으로 대체될 수도 있습니다.

또한 I형과 II형 초신성은 폭발한 은하의 유형이 다릅니다. II형 초신성은 현재까지 별이 계속 생성되고 있고 질량이 작은 오래된 별과 거대하고 "단명한"(수백만 년) 별이 모두 존재하는 나선 은하에서만 감지되었습니다. I형 초신성은 나선은하와 타원은하 모두에서 분출하며, 여기서 별 형성은 수십억 년 동안 강렬하지 않은 것으로 생각됩니다.

초신성의 분류는 1980년대 중반까지 이 형태로 유지되었습니다. 천문학에서 CCD 수신기가 널리 사용되기 시작하면서 관측 자료의 양과 품질이 크게 향상되었습니다. 현대 장비 덕분에 희미하고 지금까지 접근할 수 없는 물체에 대한 스펙트로그램을 얻을 수 있었습니다. 훨씬 더 정확하게 스펙트럼에서 약한 선을 등록하기 위해 선의 강도와 너비를 결정할 수 있었습니다. CCD 수신기, 적외선 탐지기 및 우주선에 장착된 기기는 자외선에서 원적외선에 이르는 전체 광학 복사 범위에서 초신성을 관찰하는 것을 가능하게 했습니다. 초신성에 대한 감마, x-선 및 전파 관측도 수행되었습니다.

그 결과 초신성의 명백히 확립된 이진 분류가 빠르게 변화하고 더 복잡해지기 시작했습니다. 유형 I 초신성은 보이는 것처럼 균일하지 않다는 것이 밝혀졌습니다. 이 초신성의 스펙트럼에서 상당한 차이가 발견되었으며, 그 중 가장 중요한 것은 약 6100A의 파장에서 관찰된 단일 이온화된 규소 선의 강도였습니다. 대부분의 I형 초신성의 경우 최대 밝기 근처의 이 흡수선은 스펙트럼에서 가장 눈에 띄는 특징이지만 일부 초신성의 경우 거의 없었고 헬륨 흡수선이 가장 강렬했습니다.

이 초신성은 Ib로 명명되었고 "고전적인" 유형 I 초신성은 Ia로 명명되었습니다. 그 후 일부 Ib 초신성에도 헬륨 라인이 없는 것으로 밝혀져 Ic형이라고 불렸습니다. 이 새로운 유형의 초신성은 Ia 초신성의 광도 곡선과 모양이 비슷하지만 광도 곡선에서 "고전적인" Ia 유형과 달랐습니다. Ib/c형 초신성 역시 전파 방출원으로 밝혀졌다. 그들 모두는 최근에 별 형성이 일어났고 오늘날에도 상당히 무거운 별이 존재하는 나선 은하에서 발견되었습니다.

적색 및 적외선 스펙트럼 범위(대역 R, I, J, H, K)에서 초신성 Ia의 광 곡선은 이전에 연구된 B 및 V 대역의 곡선과 크게 달랐습니다. I 필터 및 더 긴 파장에서 진정한 초 최대가 나타납니다. 그러나 일부 Ia 초신성은 이 두 번째 극대값을 갖지 않습니다. 이 초신성은 또한 최대 밝기에서 붉은 색, 감소된 광도 및 일부 스펙트럼 특성으로 구별됩니다. 그러한 최초의 초신성은 SN 1991bg였으며, 그와 같은 천체는 여전히 독특한 Ia 초신성 또는 "1991bg형 초신성"이라고 불립니다. 반대로 초신성 Ia의 또 다른 유형은 최대 밝기가 증가하는 특징이 있습니다. 스펙트럼에서 흡수선의 강도가 더 낮은 것이 특징입니다. 이들의 "프로토타입"은 SN 1991T입니다.

1970년대로 거슬러 올라가면 II형 초신성은 광도 곡선의 특성에 따라 "선형"(II-L)과 "고원"(II-P)으로 나뉩니다. 미래에 점점 더 많은 초신성 II가 발견되기 시작하여 빛의 곡선과 스펙트럼에서 특정 기능을 보여줍니다. 따라서 광도 곡선에 따르면 최근 몇 년 동안 가장 밝은 두 초신성인 1987A와 1993J는 다른 유형 II 초신성과 크게 다릅니다. 둘 다 광도 곡선에서 두 개의 최대값을 가졌습니다. 폭발 후 밝기가 급격히 떨어졌다가 다시 상승하기 시작했으며 두 번째 최대값 이후에야 최종 광도 감소가 시작되었습니다. 초신성 Ia와 대조적으로 두 번째 최대값은 스펙트럼의 모든 범위에서 관찰되었으며 SN 1987A의 경우 더 긴 파장 범위에서 첫 번째 최대값보다 훨씬 밝았습니다.

스펙트럼 특징 중에서 가장 빈번하고 눈에 띄는 것은 팽창하는 껍질의 특성인 넓은 방출선과 함께 좁은 방출 또는 흡수선 시스템의 존재였습니다. 이 현상은 발발 이전에 별을 둘러싼 조밀한 껍질의 존재로 인한 것일 가능성이 높으며, 그러한 초신성은 II-n으로 지정되었습니다.

초신성 통계

초신성은 얼마나 자주 발생하며 은하계에 어떻게 분포되어 있습니까? 이러한 질문은 초신성에 대한 통계적 연구에 의해 답을 얻어야 합니다.

첫 번째 질문에 대한 답은 매우 간단합니다. 여러 은하를 충분히 오랫동안 관찰하고, 그 안에서 관찰된 초신성을 세고, 초신성의 수를 관찰 시간으로 나누어야 합니다. 그러나 상당히 규칙적인 관측에 포함된 시간은 개별 은하에 대한 명확한 결론을 내리기에는 여전히 너무 짧다는 것이 밝혀졌습니다. 대부분의 경우 한두 번의 폭발만 관찰되었습니다. 사실, 충분히 많은 수의 초신성이 일부 은하에 이미 등록되어 있습니다. 기록 보유자는 은하 NGC 6946으로 1917년 이후 6개의 초신성이 발견되었습니다. 그러나 이러한 데이터는 발병 빈도에 대한 정확한 데이터를 제공하지 않습니다. 첫째, 이 은하의 정확한 관측 시간은 알려져 있지 않으며, 둘째, 우리에게 거의 동시에 발생하는 폭발은 실제로 상당히 큰 시간 간격으로 분리될 수 있습니다. 결국 초신성의 빛은 은하 내에서 다른 경로를 이동합니다. 광년 단위의 크기는 관찰 시간보다 훨씬 큽니다. 지금까지 특정 세트의 은하에 대해서만 플레어 주파수를 추정하는 것이 가능했습니다. 이렇게 하려면 초신성 탐색에 대한 관측 데이터를 사용할 필요가 있습니다. 각 관측은 은하까지의 거리, 탐색의 제한 크기, 초신성 광도곡선의 성질. 다른 유형의 초신성의 경우 동일한 은하의 관측 시간이 다릅니다. 여러 은하에 대한 결과를 결합하면 형태학적 유형뿐만 아니라 질량과 광도의 차이를 고려해야 합니다. 현재, 결과를 은하의 광도로 정규화하고 유사한 유형의 은하에 대한 데이터만 결합하는 것이 관례입니다. 여러 초신성 탐색 프로그램의 데이터를 결합한 최근 작업은 다음과 같은 결과를 제공했습니다. Ia형 초신성만 타원은하에서 관찰되며, 광도가 10 10 태양 광도인 "평균" 은하에서는 초신성 1개가 약 10초 동안 폭발합니다. 500년에 한 번. 같은 광도의 나선은하에서는 초신성 Ia가 약간 더 높은 주파수로 플레어를 일으키지만 여기에 II형과 Ib/c형 초신성이 추가되며, 플레어의 총 주파수는 약 100년에 한 번입니다. 플레어 주파수는 은하의 광도에 대략 비례합니다. 즉, 거대 은하에서는 훨씬 더 높습니다. 특히 NGC 6946은 광도가 2.8 10 10 태양 광도인 나선 은하이므로 100년에 약 3번의 플레어가 발생합니다. 그 안에서 예상할 수 있는 6개의 초신성은 평균 주파수에서 크게 벗어나지 않는 것으로 간주할 수 있다. 우리 은하는 NGC 6946보다 작으며 평균 50년마다 한 번 폭발할 것으로 예상됩니다. 그러나 지난 1000년 동안 은하에서 관찰된 초신성은 단 4개에 불과하다. 여기에 모순이 있습니까? 결국, 은하계의 대부분은 가스와 먼지 층에 의해 우리에게서 닫혀 있고, 이 4개의 초신성이 관찰된 태양 부근은 은하계의 작은 부분만을 구성합니다.

초신성은 은하 내에서 어떻게 분포합니까? 물론 지금까지는 일부 "평균" 은하로 축소된 요약 분포와 나선 은하 구조의 세부 사항에 대한 분포만 연구하는 것이 가능합니다. 이러한 부품에는 우선 나선형 팔이 포함됩니다. 상당히 가까운 은하에서는 활성 별 형성 영역도 명확하게 볼 수 있으며 이온화된 수소 구름(H II 영역) 또는 밝은 파란색 별 무리(OB 협회)로 구분됩니다. 발견된 초신성의 수가 증가함에 따라 반복적으로 반복되는 공간적 분포에 대한 연구는 다음과 같은 결과를 얻었다. 은하 중심으로부터의 거리에 따른 모든 유형의 초신성 분포는 서로 거의 다르지 않으며 광도 분포와 유사합니다. 밀도는 지수 법칙에 따라 중심에서 가장자리로 감소합니다. 초신성 유형 간의 차이는 별 형성 지역에 대한 분포에서 나타납니다. 모든 유형의 초신성이 나선팔 쪽으로 집중되어 있으면 유형 II 및 Ib/c의 초신성만 H II 영역에 집중됩니다. 유형 II 또는 Ib/c 플레어를 생성하는 별의 수명은 10 6 에서 10 7 년이고 유형 Ia의 경우 약 10 8 년이라고 결론지을 수 있습니다. 그러나 Ia 초신성은 10 9 세 미만의 별이 없는 것으로 생각되는 타원은하에서도 관찰됩니다. 이 모순에 대한 두 가지 가능한 설명이 있습니다. 나선은하와 타원은하에서 Ia 초신성 폭발의 성질이 다르거나, 일부 타원은하에서 별 형성이 여전히 계속되고 더 어린 별이 존재합니다.

이론 모델

총체적인 관측 데이터를 바탕으로 연구자들은 초신성 폭발이 항성 진화의 마지막 단계가 되어야 하며, 그 이후에는 이전 형태로 존재하지 않는다고 결론지었습니다. 실제로 초신성 폭발의 에너지는 10 50 - 10 51 erg로 추정되며 이는 별의 중력 결합 에너지의 일반적인 값을 초과합니다. 초신성 폭발 동안 방출되는 에너지는 우주에서 별의 물질을 완전히 분산시키기에 충분합니다. 어떤 종류의 별과 언제 초신성 폭발로 삶을 마감합니까? 그러한 거대한 에너지 방출로 이어지는 과정의 특성은 무엇입니까?

관측 데이터에 따르면 초신성은 껍질과 그 질량의 화학적 구성, 에너지 방출의 특성, 다양한 유형의 항성 개체군과 관련하여 여러 유형으로 나뉩니다. II형 초신성은 젊고 무거운 별과 분명히 관련이 있으며 수소는 껍질에 대량으로 존재합니다. 따라서 그들의 플레어는 별 진화의 마지막 단계로 간주되며 초기 질량은 8-10 태양 질량 이상입니다. 이러한 별의 중심 부분에서 가장 단순한 것부터 수소 핵이 융합되는 동안 헬륨이 형성되고 규소에서 철 핵이 형성되는 것으로 끝나는 핵융합 반응 동안 에너지가 방출됩니다. 철 원자핵은 자연계에서 가장 안정적이며 결합할 때 에너지가 방출되지 않습니다. 따라서 별의 핵이 철이 되면 에너지 방출이 멈춥니다. 코어는 중력에 저항할 수 없으며 빠르게 수축 - 붕괴됩니다. 붕괴 과정에서 일어나는 과정은 아직 완전한 설명이 아니다. 그러나 별의 핵에 있는 모든 물질이 중성자로 변하면 인력에 저항할 수 있다는 것이 알려져 있습니다. 별의 핵은 "중성자 별"로 변하고 붕괴가 멈 춥니 다. 이 경우 거대한 에너지가 방출되어 별의 껍질에 들어가 팽창하기 시작하며 이를 초신성 폭발로 봅니다. 그 이전에 별의 진화가 "조용히" 일어났다면, 그 껍질은 태양의 반지름보다 수백 배 더 큰 반지름을 가져야 하고 II형 초신성의 스펙트럼을 설명하기에 충분한 수소를 보유해야 합니다. 가까운 쌍성계 또는 다른 방식으로 진화하는 동안 껍질의 대부분이 손실되면 스펙트럼에 수소 선이 없을 것입니다. Ib 또는 Ic 유형의 초신성을 보게 될 것입니다.

덜 무거운 별에서는 진화가 다르게 진행됩니다. 수소를 태우면 핵이 헬륨이 되고 헬륨을 탄소로 바꾸는 반응이 시작된다. 그러나 코어는 탄소를 포함하는 핵융합 반응이 시작될 정도로 높은 온도로 가열되지 않습니다. 핵은 충분한 에너지를 방출하지 못하고 수축하지만 이 경우 핵의 물질에 있는 전자에 의해 압축이 멈춥니다. 별의 핵심은 소위 "백색 왜성"으로 변하고 껍질은 행성상 성운의 형태로 우주에서 소멸됩니다. 인도의 천체 물리학자 S. Chandrasekhar는 백색 왜성의 질량이 태양 질량의 약 1.4배 미만일 때만 존재할 수 있음을 보여주었습니다. 백색 왜성이 충분히 가까운 쌍성계에 있다면 물질은 일반 별에서 백색 왜성으로 흐르기 시작할 수 있습니다. 백색 왜성의 질량은 점차 증가하고 한계를 초과하면 폭발이 발생하며 그 동안 탄소와 산소의 급속한 열핵 연소가 발생하여 방사성 니켈로 변합니다. 별은 완전히 파괴되고 팽창하는 껍질에서 니켈이 코발트로, 그다음에 철로 방사성 붕괴가 일어나 껍질의 빛을 위한 에너지를 제공합니다. 이것이 Ia형 초신성이 폭발하는 방식입니다.

초신성에 대한 현대 이론 연구는 주로 폭발하는 별 모델의 가장 강력한 컴퓨터에 대한 계산입니다. 불행히도, 초신성 폭발과 항성 진화의 후기 단계에서 관찰 가능한 현상으로 이어지는 모델을 만드는 것은 아직 가능하지 않습니다. 그러나 기존 모델은 대부분의 초신성의 광도 곡선과 스펙트럼을 적절하게 설명합니다. 일반적으로 이것은 폭발 에너지가 "수동으로"투자 된 후 팽창과 가열이 시작되는 별 껍질의 모델입니다. 물리적 과정의 복잡성과 다양성과 관련된 큰 어려움에도 불구하고 최근 몇 년 동안 이러한 연구 방향에서 큰 성공을 거두었습니다.

초신성이 환경에 미치는 영향

초신성 폭발은 주변 성간 매질에 강력하고 다양한 영향을 미칩니다. 엄청난 속도로 던져진 초신성의 껍질은 주변의 가스를 퍼내고 압축합니다. 아마도 이것은 가스 구름에서 새로운 별의 형성에 자극을 줄 수 있습니다. 폭발 에너지가 너무 커서 새로운 원소, 특히 철보다 무거운 원소가 합성됩니다. 중원소가 풍부한 물질은 초신성 폭발에 의해 은하계 전체에 흩어져 있으며, 그 결과 초신성 폭발 후에 형성된 별에는 더 많은 중원소가 포함되어 있습니다. 우리은하의 "우리" 지역에 있는 성간 매체는 무거운 원소가 너무 풍부하여 지구에 생명체가 출현할 수 있게 되었습니다. 초신성은 이것에 직접적인 책임이 있습니다! 초신성은 분명히 매우 높은 에너지를 가진 입자의 흐름(우주선)을 생성합니다. 대기를 통해 지구 표면을 관통하는 이러한 입자는 유전자 돌연변이를 일으킬 수 있으며 이로 인해 지구상의 생명체가 진화합니다.

초신성은 우주의 운명에 대해 알려줍니다

초신성, 특히 Ia형 초신성은 우주에서 가장 밝은 별 모양의 물체 중 하나입니다. 따라서 아주 멀리 있는 초신성도 현재 사용 가능한 장비로 연구할 수 있습니다.

많은 Ia 초신성은 여러 방법으로 거리를 결정할 수 있을 만큼 가까운 은하에서 발견되었습니다. 가장 정확한 것은 현재 특정 유형인 세페이드(Cepheids)의 밝은 변광성의 겉보기 밝기로 거리를 결정하는 것으로 간주됩니다. 우주 망원경의 도움으로 허블은 우리로부터 최대 20메가파섹 떨어진 은하에서 많은 수의 세페이드를 발견하고 연구했습니다. 이 은하들까지의 거리에 대한 충분히 정확한 추정은 그 은하에서 발화한 Ia형 초신성의 광도를 결정하는 것을 가능하게 했습니다. 멀리 있는 초신성 Ia가 평균적으로 동일한 광도를 갖는다고 가정하면 최대 밝기에서 관측된 크기를 사용하여 거리를 추정할 수 있습니다.

초신성의 탄생

맑은 날의 하늘은 일반적으로 다소 지루하고 단조로운 그림입니다. 뜨거운 태양과 깨끗하고 끝없는 창공, 때로는 구름이나 희귀 구름으로 장식됩니다.

또 다른 것은 구름 한 점 없는 밤의 하늘입니다. 그것은 일반적으로 밝은 별 무리로 흩어져 있습니다. 동시에 육안으로 밤하늘에서 3 ~ 4.5 천 개의 야간 조명을 볼 수 있다는 점을 고려해야합니다. 그리고 그들은 모두 우리 태양계가 위치한 은하수에 속합니다.

현대 개념에 따르면 별은 뜨거운 가스 공이며, 그 깊이에서 엄청난 양의 에너지가 방출되면서 수소 핵에서 헬륨 핵의 열핵 융합이 발생합니다. 별의 광도를 제공하는 것은 그녀입니다.

우리에게 가장 가까운 별은 1억 5천만 킬로미터 떨어진 태양입니다. 그러나 다음으로 거리에 있는 별 프록시마 센타우리는 우리로부터 4.25광년, 즉 태양보다 270,000배 더 멀리 떨어져 있습니다.

이 표시기에는 태양보다 수백 배 더 크고 동일한 수만큼 열등한 별이 있습니다. 그러나 별의 질량은 태양 질량의 12분의 1에서 태양 질량의 100배까지 훨씬 더 적은 범위에서 다양합니다. 보이는 별의 절반 이상이 쌍성계이며 때로는 삼중계입니다.

일반적으로 우리가 볼 수 있는 우주의 별 수는 11개의 추가 0이 있는 125,000,000,000이라는 숫자로 표시할 수 있습니다.

이제 0과의 혼동을 피하기 위해 천문학자들은 더 이상 개별 별이 아닌 전체 은하에 대한 기록을 보관합니다. 각 별에는 평균적으로 약 1000억 개의 별이 있다는 점을 감안할 때입니다.

미국 천문학자 Fritz Zwicky는 초신성에 대한 표적 탐색을 개척했습니다.

1996년에 과학자들은 지구에서 500억 개의 은하를 볼 수 있다고 추정했습니다. 지구 대기의 간섭을 받지 않는 허블 우주망원경이 작동하자 눈에 보이는 은하의 수는 1250억개로 급증했다.

이 망원경의 모든 것을 보는 눈 덕분에 천문학자들은 우주 깊숙이 침투하여 우리 우주를 탄생시킨 대폭발 이후 10억 년 만에 나타난 은하를 볼 수 있었습니다.

별을 특성화하기 위해 몇 가지 매개변수가 사용됩니다. 광도, 질량, 반지름, 대기의 화학적 조성, 온도. 그리고 별의 여러 추가 특성을 사용하여 별의 나이를 결정할 수도 있습니다.

각각의 별은 태어나고 자라다가 일정한 나이가 되면 조용히 죽는 역동적인 구조이다. 그러나 갑자기 폭발하는 경우도 발생합니다. 이 사건은 폭발한 별에 인접한 지역에 대규모 변화를 일으킵니다.

따라서 이 폭발에 뒤이은 섭동은 엄청난 속도로 퍼지고 수만 년에 걸쳐 성간 매질의 거대한 공간을 포착합니다. 이 지역에서는 온도가 수백만도까지 급격히 상승하고 우주선의 밀도와 자기장의 강도가 크게 증가합니다.

폭발한 별에 의해 방출된 물질의 이러한 특징으로 인해 새로운 별과 전체 행성계를 형성할 수 있습니다.

이러한 이유로 초신성과 그 잔해는 천체 물리학자들에 의해 매우 밀접하게 연구됩니다. 결국, 이 현상을 연구하는 과정에서 얻은 정보는 일반 별의 진화, 중성자별이 탄생하는 동안 발생하는 과정에 대한 지식을 확장할 수 있으며, 또한 무거운 별의 형성을 초래하는 반응의 세부 사항을 명확히 할 수 있습니다. 원소, 우주선 등

한때 밝기가 갑자기 1000배 이상 증가한 별을 천문학자들은 신성이라고 불렀습니다. 그들은 예기치 않게 하늘에 나타나 별자리의 일반적인 구성을 변경했습니다. 갑자기 최대 수천 배까지 증가하여 시간이 지나면 밝기가 급격히 감소하고 몇 년 후에는 폭발 전과 같이 밝기가 약해집니다.

별이 질량의 1/1000에서 방출되고 엄청난 속도로 우주로 던져지는 폭발의 빈도는 새로운 별 탄생의 주요 징후 중 하나로 간주됩니다. 그러나 동시에 이상하게 보일 수도 있지만 별의 폭발은 별의 구조에 큰 변화를 일으키거나 심지어 파괴까지 일으키지 않습니다.

우리 은하에서는 그러한 사건이 얼마나 자주 발생합니까? 밝기가 3 등급을 초과하지 않은 별만을 고려하면 역사적 연대기와 천문학 자 관찰에 따르면 5 천년 동안 200 개 이상의 밝은 섬광이 관찰되지 않았습니다.

그러나 다른 은하에 대한 연구가 수행되기 시작했을 때, 이 공간의 구석에 나타나는 새로운 별의 밝기가 종종 이 별들이 나타나는 전체 은하의 밝기와 동일하다는 것이 분명해졌습니다.

물론 이러한 광도를 지닌 별의 출현은 이례적인 일이며 일반 별의 탄생과 전혀 다르다. 따라서 1934년에 미국의 천문학자인 Fritz Zwicky와 Walter Baade는 최대 밝기가 일반 은하의 광도에 도달하는 별을 초신성과 가장 밝은 별의 별도 등급으로 분류해야 한다고 제안했습니다. 동시에, 우리 은하의 현재 상태에서 초신성 폭발은 100년에 한 번 이상 발생하지 않는 극히 드문 현상이라는 점을 염두에 두어야 합니다. 중국과 일본의 문헌에 기록된 가장 눈에 띄는 발병은 1006년과 1054년에 발생했습니다.

500년 후인 1572년, 뛰어난 천문학자 티코 브라헤는 카시오페이아자리에서 초신성 폭발을 관찰했습니다. 1604년 요하네스 케플러는 뱀주인자리에서 초신성의 탄생을 목격했습니다. 그 이후로 우리 은하에서는 그러한 장엄한 사건이 기록되지 않았습니다.

아마도 이것은 태양계가 우리 은하에서 그러한 위치를 차지하고 있기 때문에 광학 기기로 지구에서 초신성 폭발을 부피의 절반만 관찰할 수 있기 때문일 것입니다. 나머지 부분에서 이것은 성간 빛의 흡수에 의해 방해를 받습니다.

그리고 다른 은하에서는 이러한 현상이 우리은하와 거의 같은 빈도로 발생하기 때문에 발생 당시의 초신성에 대한 주요 정보는 다른 은하에서의 관찰을 통해 얻은 것입니다 ...

1936년에 처음으로 천문학자 W. Baade와 F. Zwicky는 초신성에 대한 표적 탐색에 착수했습니다. 3년 동안 서로 다른 은하에서 관찰한 결과 과학자들은 12개의 초신성 폭발을 발견했으며 이후 광도 측정과 분광학을 사용하여 더 철저한 연구를 수행했습니다.

게다가, 더 진보된 천문 장비의 사용으로 새로 발견된 초신성의 목록을 확장할 수 있게 되었습니다. 그리고 자동화된 검색의 도입으로 과학자들은 연간 100개 이상의 초신성을 발견하게 되었습니다. 총 1500개의 이러한 개체가 짧은 시간에 기록되었습니다.

최근 몇 년 동안 과학자들은 강력한 망원경의 도움으로 하룻밤에 10개 이상의 먼 초신성을 발견했습니다!

1999년 1월, 우주의 많은 "속임수"에 익숙한 현대 천문학자조차 충격을 주는 사건이 발생했습니다. 플래시는 이전에 과학자들이 기록한 모든 것보다 10배나 더 밝은 우주 깊숙한 곳에서 기록되었습니다. 그녀는 자동 카메라가 장착된 두 개의 연구 위성과 뉴멕시코 산의 망원경에 의해 발견되었습니다. 이 독특한 현상은 별자리 Bootes에서 발생했습니다. 조금 후인 같은 해 4월 과학자들은 플래시까지의 거리가 90억 광년이라는 것을 발견했습니다. 이것은 우주 반경의 거의 4분의 3입니다.

천문학자들이 계산한 바에 따르면 섬광이 지속되는 몇 초 동안 50억 년 동안 태양이 생성한 것보다 몇 배나 많은 에너지가 방출되었습니다. 그 놀라운 폭발을 일으킨 원인은 무엇입니까? 어떤 과정이 이 엄청난 에너지 방출을 일으켰습니까? 두 개의 중성자별이 합쳐지는 경우 엄청난 양의 에너지가 발생할 수 있다는 가정이 있지만 과학은 아직 이러한 질문에 구체적으로 답할 수 없습니다.

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1975년 8월 29일, 백조자리 하늘에 초신성이 나타났다. 섬광 중에 이와 같은 등기구의 광도는 며칠 만에 수십 개의 항성 등급으로 증가합니다. 초신성은 폭발이 일어난 전체 은하와 밝기가 비슷하며 초신성을 능가할 수도 있습니다. 우리는 가장 유명한 초신성을 선별했습니다.

"게 성운". 사실 이것은 별이 아니라 별의 잔재입니다. 별자리 황소 자리에 있습니다. 게 성운은 1054년에 발생한 SN 1054라는 초신성 폭발로 인해 남겨졌습니다. 플래시는 낮에도 23일 동안 육안으로 볼 수 있었다. 그리고 이것은 지구에서 약 6500 광년 (2 kpc)의 거리에 위치한다는 사실에도 불구하고.

이제 성운은 초당 약 1,500km의 속도로 팽창하고 있습니다. 게 성운은 1844년 천문학자 윌리엄 파슨스가 36인치 망원경을 사용하여 그린 그림에서 이름을 따왔습니다. 이 스케치에서 성운은 게와 매우 흡사했습니다.

SN 1572(초신성 티코 브라헤). 1572년 카시오페이아자리에서 폭발했다. Tycho Brahe는 그가 본 별에서 관찰한 내용을 설명했습니다.

어느 날 저녁, 평소와 같이 아주 친숙한 하늘 주위를 둘러보았을 때 나는 말할 수 없이 놀랍게도 카시오페이아의 천정 근처에서 특이한 크기의 밝은 별을 보았습니다. 그 발견에 놀란 나는 내 눈을 믿어야 할지 몰랐다. 광채면에서는 금성이 지구에서 가장 가까운 거리에 있을 때만 금성과 비교할 수 있습니다. 좋은 시력을 가진 사람들은 낮과 정오에도 맑은 하늘에서 이 별을 구별할 수 있었습니다. 하늘이 흐린 밤, 다른 별들이 숨겨져 있을 때, 새로운 별은 약간 두꺼운 구름 사이로 여전히 보였다.

SN 1604 또는 케플러의 초신성. 그것은 뱀주인자리에서 1604년 가을에 발생했습니다. 그리고 이 발광체는 태양계에서 약 20,000광년 떨어져 있습니다. 그럼에도 불구하고 발병 후 약 1년 동안 하늘에서 볼 수 있었다.

SN 1987A는 우리은하의 왜소위성은하인 대마젤란운에서 폭발했다. 플레어의 빛은 1987년 2월 23일 지구에 도달했습니다. 그해 5월에 맨눈으로 별을 볼 수 있었다. 최고 겉보기 등급은 +3:185였다. 이것은 망원경 발명 이후 가장 가까운 초신성 폭발입니다. 이 별은 20세기에 처음으로 가장 밝은 별이 되었습니다.

SN 1993J는 20세기에 두 번째로 밝은 별입니다. 1993년 나선은하 M81에서 폭발했다. 더블스타입니다. 과학자들은 점차적으로 퇴색하는 대신 폭발의 산물이 이상하게 밝기를 증가시키기 시작했을 때 이것을 추측했습니다. 그런 다음 일반 적색 초거성이 그런 특이한 초신성으로 변할 수 없다는 것이 분명해졌습니다. 플레어 초거성이 다른 별과 짝을 이루었다는 가정이 있었습니다.

1975년에는 백조자리에서 초신성이 폭발했습니다. 1975년에는 백조자리 꼬리에서 초신성이 육안으로 보일 정도로 강력한 폭발이 있었습니다. 그것이 그녀가 천문학자 학생 Sergei Shugarov에 의해 크림 역에서 발견 된 방법입니다. 나중에 그의 메시지는 이미 여섯 번째 메시지였음이 밝혀졌습니다. Shugarov보다 8시간 먼저 일본 천문학자들이 별을 보았습니다. 새로운 별은 망원경 없이 며칠 동안 볼 수 있었습니다. 이 별은 8월 29일부터 9월 1일까지만 밝았습니다. 그런 다음 그녀는 광채면에서 세 번째 등급의 평범한 스타가되었습니다. 그러나 빛나는 동안 새로운 별은 밝기에서 알파 백조를 능가했습니다. 관측자들은 1936년 이후로 그렇게 밝은 새로운 별을 본 적이 없습니다. 이 별의 이름은 백조자리 Nova 1975, V1500 Cygni로 명명되었으며 1992년에는 같은 별자리에서 또 다른 폭발이 발생했습니다.

이미 21 세기에 별이 폭발하여 전체 관측 역사상 가장 밝은 초신성이되었습니다 - SN 2006gy. 2006 년 9 월 18 일 은하 NGC 1260에서 폭발이 발생했습니다. 그 밝기는 일반 초신성의 밝기를 약 2000 배 정도 초과하여 초신성과 같은 새로운 종류의 과정에 속한다고 가정 할 수 있습니다. 과학자들은 쿼크 별의 형성, 별의 다중 폭발, 두 개의 무거운 별의 충돌과 같은 일어난 일에 대한 몇 가지 이론을 제안했습니다.

우리 은하에서 가장 어린 초신성은 G1.9+0.3입니다. 그것은 약 25,000광년 떨어져 있으며 우리은하의 중심에 있는 궁수자리에 위치하고 있습니다. 초신성 잔해의 팽창 속도는 전례가 없습니다. 초당 15,000km 이상(광속의 5%)입니다. 이 별은 약 25,000년 전에 우리 은하에서 폭발했습니다. 지구에서 폭발은 1868년경에 관측될 수 있었다.

6년 전에 폭발한 초신성의 잔해를 지켜본 천문학자들은 폭발 현장에서 주변 물질 구름을 밝히는 새로운 별을 발견하고 놀랐습니다. 과학자들의 연구 결과는 저널에 발표됩니다. 천체물리학신문편지 .

"우리는 재앙적인 사건이 일어나기 전에 별에 의해 방출된 수소와 상호작용이 없었다면 이 유형의 폭발이 이렇게 오랜 시간 동안 밝게 유지되는 것을 본 적이 없습니다. 그러나 이 초신성의 관측에는 수소의 흔적이 없습니다.”라고 퍼듀 대학교(미국) 연구의 주저자인 Dan Milisavlevich가 말했습니다.

사라지는 대부분의 항성 폭발과 달리 SN 2012au는 새로 태어난 강력한 펄서 덕분에 계속 빛을 발하고 있습니다. 출처: NASA, ESA, J. DePasquale

초신성으로 알려진 별의 폭발은 너무 밝아서 별을 포함하는 은하보다 빛날 수 있습니다. 그것들은 보통 몇 달 또는 몇 년 안에 완전히 "사라지지만" 때로는 폭발의 잔해가 수소가 풍부한 가스 구름으로 "붕괴"되어 다시 밝아집니다. 하지만 외부 간섭 없이 다시 빛날 수 있을까?

큰 별이 폭발할 때, 그 내부는 모든 입자가 중성자가 되는 지점까지 "굴러 올라갑니다". 생성된 중성자별이 자기장을 가지고 있고 충분히 빠르게 회전하면 펄서 바람 성운으로 변할 수 있습니다. 이것은 처녀자리 방향으로 은하 NGC 4790에 위치한 SN 2012au에 일어난 일일 가능성이 큽니다.

“펄서 성운이 충분히 밝으면 전구처럼 작용하여 이전 폭발의 외부 분출물을 밝힙니다. 우리는 초신성이 빠르게 회전하는 중성자별을 생성한다는 것을 알고 있었지만 이 독특한 사건에 대한 직접적인 증거는 없었습니다.”라고 Dan Milisavlevich가 덧붙였습니다.

NASA의 Chandra Observatory가 찍은 Sails의 펄서 이미지. 크레딧: NASA

SN 2012au는 처음에 여러 면에서 독특하고 이상했습니다. 폭발이 "초광성" 초신성으로 분류될 만큼 충분히 밝지는 않았지만, 매우 에너지가 넘치고 수명이 길었습니다.

"폭발의 중심에 펄서가 생성되면 가스를 밀어내고 가속할 수도 있습니다. 따라서 몇 년 안에 산소가 풍부한 가스가 SN 2012au의 폭발 현장에서 어떻게 "도망가는지" 볼 수 있을 것입니다. "라고 Dan Milisavlevich는 설명했습니다.

게 성운의 고동치는 심장. 그 중심에는 펄서가 있습니다. 크레딧: NASA/ESA

초광성 초신성은 천문학에서 논의되는 주제입니다. 그들은 중력파의 잠재적인 소스이자 감마선 폭발 및 고속 전파 폭발입니다. 그러나 이러한 사건 이면의 과정을 이해하는 것은 관측의 복잡성에 직면하고 있으며 차세대 망원경만이 천문학자들이 이러한 플레어의 신비를 푸는 데 도움이 될 것입니다.

“이것은 우주의 기본적인 과정입니다. 초신성이 아니었다면 우리는 여기에 없었을 것입니다. 칼슘, 산소 및 철을 포함하여 생명에 필요한 많은 요소가 이러한 재앙적인 사건에서 생성됩니다. 나는 우주의 시민으로서 우리가 이 과정을 이해하는 것이 중요하다고 생각합니다.”라고 Dan Milisavlevich는 결론지었습니다.