천문학-초신성이란

초신성이란 

초신성은 신성보다 더 많은 에너지를 방출하는 폭발로 나타나는 우주 사건입니다. 이러한 현상은 믿을 수 없을 만큼 밝고 강렬한 방사선을 방출하며 몇 주 또는 몇 달 동안 눈에 보이는 상태로 있다가 점차 사라지게 됩니다. 그들의 광채는 은하계 전체의 광채에 필적할 수 있습니다.

 

초신성은 태양이 평생 동안 방출하는 양의 방사선을 몇 주에서 몇 달 만에 방출합니다. 별이 폭발하면 구성 물질의 전부는 아니더라도 대부분이 방출됩니다. 이 과정에서 방출된 물질의 속도는 광속(약 30,000km/s)의 10%에 달해 주변 성간 물질에 충격파를 생성할 수 있습니다. 충격파가 통과할 때마다 팽창하는 가스와 먼지 껍질이 남습니다. 이는 초신성 잔해로 알려진 현상입니다.

 

초신성 명칭의 유래

'초신성'이라는 용어는 1931년 월터 바데(Walter Baade)와 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)에 의해 만들어졌습니다. '노바(nova)'라는 단어는 라틴어로 '새로운'을 의미하며 하늘에서 유난히 밝은 별의 모습을 의미합니다. 접두사 '슈퍼-'는 초신성이 일반 신성보다 훨씬 밝다는 것을 의미합니다. 초신성이 발견되면 국제천문연맹(IAU) 산하 중앙천문전보국(CBAT)에 보고됩니다. 이후 중앙천문정보국은 초신성의 이름을 지정하라는 공고를 냈다. 이 이름은 초신성을 나타내는 첫 두 글자 'SN'과 발견 연도가 뒤따르는 구성입니다. 개별 초신성을 구별하기 위해 추가 문자나 조합이 추가됩니다. 특정 연도에 확인된 처음 26개의 초신성은 A부터 Z까지 대문자로 순차적으로 표시됩니다. 후속 발견은 'aa', 'ab' 등으로 시작하는 두 개의 소문자 조합으로 표시됩니다. 예를 들어, SN 2001C는 2001년에 확인된 세 번째 초신성을 가리킨다. 이전에는 초신성의 이름은 발견 연도에 따라서만 명명되었습니다. 그 예로는 SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572(Tycho 초신성), SN 1604(케플러 초신성) 등이 있습니다. 연도와 알파벳 명명법은 1885년에 도입되었습니다. 1885년 이후에는 그 해에 단 하나의 초신성이 발견되더라도 문자를 추가해야 하며, 가장 최근의 예는 1947년의 SN 1947A입니다. 이 두 글자 문자는 1987년까지는 거의 사용되지 않았지만 그 사용은 그 이후로 매년 초신성 발견 건수가 증가함에 따라 증가해 왔습니다.

초신성이 생성될 수 있는 방법

초신성을 생성하는 방법에는 두 가지가 있습니다. 첫 번째는 죽은 별에서 핵융합이 갑자기 부활하는 것입니다. 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 취하거나 동반성과 완전히 하나가 될 때 강착이 발생합니다. 수입된 물질이 충분히 축적되면 백색 왜성 핵의 온도가 상승하고 탄소가 발화됩니다. 결국 열 폭주가 시작되고 별은 완전히 붕괴됩니다. 두 번째는 거대한 별의 핵이 붕괴되는 것입니다. 거대한 별의 핵심은 갑작스러운 중력 붕괴를 일으킬 수 있습니다. 따라서 초신성 폭발은 중력 위치 에너지가 방출될 때도 발생합니다. 초신성 잔해에 대한 연구에 따르면 우리 은하에서는 100년마다 평균 3번의 초신성 폭발이 발생하는 것으로 추정됩니다. 초신성은 핵합성을 통해 다양한 원소로 성간 물질을 풍부하게 하는 데 중요한 역할을 합니다. 더욱이, 초신성 폭발에 의해 생성된 충격파는 새로운 별의 형성을 시작할 수 있습니다. 초신성은 은하계에서 상대적으로 드물게 발생한다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 따라서 연구용 초신성 샘플을 얻기 위해서는 여러 은하에 대한 지속적인 관찰이 이루어져야 합니다. 대체로 초기 단계에서 초신성을 탐지하는 것은 이러한 사건에서 얻은 과학적 통찰력을 극대화하는 데 중요합니다. 현재로서는 먼 은하계의 초신성을 정확하게 예측하는 것은 현재의 능력을 넘어서는 수준입니다. 20세기 후반부터 천문학자들은 초신성 탐색을 위해 컴퓨터로 제어되는 망원경과 전하 결합 장치를 활용해 왔습니다. 최근에는 SNEWS(초신성 조기 경보 시스템) 프로젝트에서 은하 초신성에 대한 사전 통지를 제공하기 위해 중성미자 탐지기 네트워크를 구현했습니다.

중성미자는

초신성 폭발 중에 상당한 양이 생성된 아원자 입자인 중성미자는 은하 원반 내의 성간 가스 및 먼지와 매우 약하게 상호 작용합니다. 초신성에 대한 탐구는 두 가지 범주로 분류될 수 있습니다. 비교적 최근의 사건에 초점을 맞추는 범주와 더 멀리 있는 폭발을 모니터링하는 범주입니다. 우주는 팽창하고 있기 때문에 멀리 있는 물체까지의 거리는 물체의 방출 스펙트럼의 적색편이를 측정하여 계산할 수 있습니다. 일반적으로 말해서, 물체가 멀리 있을수록 더 빨리 멀어지고 적색편이가 더 커집니다. 우리 은하계 내에는 수백만 년 안에 몇 개의 거대한 별들이 초신성 폭발을 겪을 것으로 예상됩니다. 의미 있는 예로는 Rho Cassiopeiae, U Scorpii, RS Ophiuchi, VY Canis Majoris, Betelgeuse 및 Antares가 있습니다. 페가수스(HR 8210)는 지구에서 약 150광년 떨어진 초신성 사건에 가장 가까운 후보로 꼽힌다. 이 별은 쌍성계에서 백색 왜성과 주계열성 주위를 공전합니다. 백색 왜성과 주계열성 사이의 거리는 3,100만 킬로미터에 달합니다. 백색 왜성의 질량은 대략 태양의 1.15배에 이른다. 이 쌍성계 내의 백색 왜성이 충분한 질량을 축적하여 궁극적으로 Ia형 초신성 사건으로 이어지는 데에는 수백만 년이 걸릴 것으로 예상됩니다.