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초신성

2020. 7. 23. 09:14

초신성

초신성은 신성보다 더 큰 에너지를 가진 별들의 폭발을 암시합니다. 초신성은 밝기가 매우 밝고 폭발성 방사선을 생산하기 위해 어두워질 때까지 몇 주 또는 몇 달 동안 전체 은하에 필적하는 밝기로 빛납니다. 이 짧은 기간 동안, 초신성은 태양이 일생동안 발산하는 에너지만큼 많은 방사선을 방출합니다. 폭발의 결과로, 항성은 구성 물질의 대부분 또는 전체를 뱉어냅니다. 이 시점에서 속도는 30,000km/s이며, 주변 성간 매체에 충격파를 일으킵니다. 노출된 충격파가 지나간 자리는 팽창하는 가스와 먼지 껍데기만 남는데 이를 초신성 잔재라고 합니다. "신"(nova)은 새로운 라틴어 단어에서 파생됩니다. 천체 영역에서 매우 밝은 별로 보이는 것, 접두사 "super"(슈퍼)는 광도가 훨씬 낮은 일반적인 신들과 초신성이 구별되는 존재입니다. "초신성"이라는 단어는 1931년 발터바데와 프리츠 츠비키가 만든 단어입니다. 초신성이 생성되는 방법은 갑작스러운 융합 재위가 죽은 별에서 발생하거나 거대한 별의 중심핵이 붕괴하거나 두 개가 있는 것입니다. 별의 시체가 될 수 있는 백색 왜성이 수반되는 성질에서 물질을 빼앗아 갈 때 강한 부착 현상이 일어나거나 처음부터 수반되는 현상이 생기고, 결핍된 물질이 충분히 축적되면 백색 왜성의 중심핵온도가 상승하고 탄소 점화가 일어납니다. 그런 다음 탄소 융합을 발사하는 열 가출 때문에 별이 완전히 파열되거나 거대한 별의 중심핵이 갑자기 중력 붕괴를 일으켜 중력 위치 에너지를 분산시킬 때 초신성 폭발이 발생합니다. 우리 은하계에서는 케플러 초신성(SN 1604) 이후 초신성은 발견되지 않았지만, 초신성의 잔해를 보면 우리 은하계에서는 세기 당 평균 3개의 초신성 폭발이 일어나고 있다는 것을 알 수 있습니다. 초신성은 성간 매체(핵 합성)에서 큰 질량을 가진 원소의 양을 증가시키는 데 중요한 역할을 합니다. 게다가 초신성 폭발 때문인 충격파는 새로운 별의 형성을 위한 방아쇠 작용을 합니다. 초신성관측의 역사. 히팔코스의 별에 관한 관심은 초신성 관측에 영향을 미쳤을 수 있습니다. 최초의 초신성인 SN185는 중국 천문학자들에 의해 관찰되었습니다. 기록된 초신성에서 가장 밝은 초신성은 중국과 이슬람 천문학자들에 의해 자세히 설명되었습니다. 성운을 생산한 전 세계적으로 관찰된 초신성 SN1054. 우리 은하계에서 맨눈으로 관찰된 가장 최근의 초신성인 SN1572와 SN1604는 달과 행성 너머의 우주가 불변인 아리스토텔레스의 우주관과 공모하기 위한 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 상당한 영향을 미쳤습니다. 카시오페아자리에서 발견된 SN1572는 튀코브라헤에 의해 관찰되었으며, 같은 세대의 두 번째 초신성인 SN1604는 1604년 10월 17일부터 요하네스 케플러에 의해 연구되었습니다.망원경의 발달로 초신성 발견의 단계는 다른 은하로 확장되었고, 1885년 그들에게 그것의 개시인 안드로메다은하의 안드로메다 S(SN1,885A)를 알렸습니다. 초신성은 우주 단위에서 거리 결정에 중요한 정보를 제공합니다. 20세기에는 초신성의 각 형태의 형성 모델이 정상적으로 준비되고, 초신성의 역할에 대한 과학자들의 이해는 항성 형성 과정에서 계속 증가하고 있습니다. 미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비크는 1941년부터 현대 초신성 분류를 계획하기 시작했습니다. 1960년대에 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준 촉광으로 사용될 수 있으며 고로 천문 단위의 지표가 될 수 있다는 것을 발견했습니다. 최근 가장 먼 초신성의 일부 관측에 따르면 우주 확장이 가속화되고 있다는 견해를 뒷받침하는 예상보다 어둡다는 것이 확인되었습니다. 관측되지 않은 초신성 폭발을 재구성하기 위해 기술이 개발되었습니다. 카시오페아자리 A의 초신성 폭발 주기는 성운에 반사된 빛 반향을 통해 이루어지며, 초신성 잔존물 RUTHE J0852.0-4622 기간은 온도 측정과 티타늄 44의 방사성 붕괴로 생성된 감마선을 통해 추정할 수 있었습니다. 2009년, 질산염은 이전의 초신성 폭발과 일치하는 기간인 남극 얼음 침전물에서 발견되었습다. 초신성의 발견. 처음에는 단순히 신의 새로운 범주에 관한 것으로 간주하였지만, 가장 초기의 작품은 1930년대 윌슨 산 천문대에서 빌터바데와 프리츠 츠비키에 의해 이루어졌습니다. "초신성은 1931년 캘리포니아 공과 대학에서 바데와 츠비키가 실시한 강의에서 처음 사용되었으며 1933년 미국 천문학자에 의해 사용되었습니다. 그것은 1938년경에 super와 nova 사이의 붙임표(-)가 사라지고 현재의 초신성이라는 용어가 사용되었을 때 회의에서 공개적으로 사용되었습니다. 초신성은 은하에서 비교적 드문 사건으로, 우리 은하에서 50년에 한 번 정도 발생하기 때문에, 연구를 위한 초신성 표본의 획득은 많은 은하를 정기적으로 감시해야 합니다. 다른 은하에서 미리 발생하는 초신성을 예측할 수 있는 의미 있는 방법은 없습니다. 보통 초신성이 발견되면 이미 진행 중입니다. 초신성에 대한 대부분의 과학적 관심은 거리 측정에 사용하기 위한 표준 촉수 빛이라고 합니다. 밝기가 최고조에 달할 때 관찰이 필요합니다. 즉, 최대 밝기에 도달하기 전에 초신성을 찾는 것이 중요합니다. 천문학 전문가들을 훨씬 넘어서는 아마추어 천문학자들은 또한 광학 망원경을 사용하여 근처의 은하를 탐험하고 이전 사진과 대조되는 방식으로 초신성 항해에 중요한 역할을 합니다. 20세기 말에 천문학자들은 초신성을 항해하기 위해 컴퓨터로 제어되는 망원경과 전하 결합 장치를 사용하곤 했습니다. 이러한 시스템은 아마추어들 사이에서도 인기가 있으며, 키츠만 자동 이미지 망원경과 같은 전문가를 위한 장비도 설치되어 있습니다. 최근 초신성 조기 경보 시스템 프로젝트는 중성미자 검출기 네트워크를 사용하여 은하계의 초신성에 대한 조기 경보를 제공하는 데 사용되었습니다. 중성미자는 초신성이 폭발할 때 대량 생산되는 아원자 입자로 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 많이 흡수되지 않습니다. 초신성 탐색은 비교적 가까운 사건에 초점을 맞춘 유형과 먼 거리에서 폭발을 추적하는 유형으로 나뉩니다. 우주의 팽창이 먼 천체의 방출 스펙트럼을 드러낼 때, 그 천체와의 거리는 도플러를 측정(또는 적색)함으로써 추정할 수 있습니다. 평균적으로 멀리 떨어진 천체는 가까운 천체보다 훨씬 큰 속도로 멀어지고, 더 큰 적색편이가 보입니다. 그래서 초신성 검색은 큰 빨간색과 작은 빨간색 편직으로 나뉘며, 경계 역할을 하는 숫자는 빨간색 편직 범위 z = Z는 스펙트럼의 주파수 치수 측정으로 측정됩니다. 일반적으로 큰 적색편이 탐색에서는 초신성 광도 곡선의 관측이 동원됩니다. 이러한 초신성은 허블 다이어그램을 만들기 위한 표준 촉광 또는 수정 토관으로서 유용하며, 우주 단위를 예측할 수 있습니다. 반면에 초신성의 물리적 특성과 환경을 연구하는 데 사용되는 초신성 분광학은 초신성보다 적색 편이가 작은 초신성에서 더 효과적인 연구 방법입니다.게다가 작은 적색 편이 초신성 관측은 허블 곡선의 가까운 끝(가시 은하에서 적색 편이의 거리를 보여주는 그래프)을 설정할 수 있습니다.

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