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극초신성의 원인

2020. 7. 25. 10:37

극초신성의 원인

극초신성처럼 표준 초신성보다 10배 더 강렬하고 훨씬 더 강렬한 사건을 설명하는 모델로 발표된 사례도 많이 있습니다. 별 주변의 붕괴 모델과 물질 (CSM)모델은 초신성에 대해 널리 받아 들여지고 있으며, 많은 현상은 잘 관찰되었습니다. 다른 모델은 여전히 일부 관측 후보로써만 이야기 되거나 전적으로 이론적입니다. 붕괴성모델은 천문학적인 몸체 또는 블랙홀을 형성하는 초신성의 한 유형으로 중력에 의해 붕괴됩니다. 붕괴라는 용어는 붕괴된 별의 약칭으로, 주로 별의 중력 붕괴의 산물인 별 질량 블랙홀을 가리키는 데 사용됩니다. 이 단어는 종종 빠르게 회전하는 별의 붕괴에 대한 특별한 모델을 묘사하는 데 사용됩니다. 별의 무게 (질량 외에도 화학 구성 및 회전 속도의 중요한 요소)의 50 배 이상 나가는 중심 핵이 붕괴되기 시작하면 폭발 에너지가 별의 외부 층을 날려 버리기에 충분하지 않아 초신성 폭발 과정없이 별이 블랙홀로 붕괴됩니다. 중앙 핵 질량이 이 수준 (5M에서 15M까지)보다 약간 낮은 별은 상당한 양의 방출 질량을 가지고 있기 때문에 핵 잔해에 빠지면서 블랙홀로 붕괴됩니다. 그런 원형 별이 천천히 회전하면 희미한 초신성을 만들 수 있지만, 충분히 빨리 회전하는 별의 경우 블랙홀에 떨어지는 상대 론적 제트를 형성합니다. 그러한 제트의 에너지는 방출된 껍질로 전환되며, 일반 초신성보다 훨씬 밝은 폭발의 형태로 만들어집니다. 또한 제트는 X선 또는 감마선의 폭발을 일으키기 위해 고에너지 입자와 감마선을 바로 바깥으로 방출합니다. 제트는 장기 감마선 폭발과 관련이 있지만 단기 감마선 폭발은 설명할 수 없습니다. 5-15M의 코어를 가진 별의 총 질량은 질량 손실을 경험하지 않는다고 가정하면 약 25-90M입니다. 이 별들은 여전히 수소 외부 층을 가지고 있으며 II형 초신성에서 폭발할 것입니다. 제트를 방출하는 초신성으로 추론되지 않는 IIn초신성을 제외하고 희미한 II형 초신성도 관찰 될 수 있지만, 이것은 II형 초신성의 확실한 후보자가 아닙니다. 중원소 함량이 매우 낮은 별 III별만이 생후 마지막 단계에 낮은 질량 손실을 겪습니다. 지금까지 본 것의 대부분을 포함하여 다른 별들은 높은 밝기로 인해 대부분의 외부 층을 날아가 울프 레이의 별이 되어 Ib 형 초신성 또는 Ic형 초신성에서 폭발할 것입니다. 대부분의 관측 초신성은 Ic형이며 감마선 폭발과 관련된 거의 모든 것은 Ic형 초신성입니다. 따라서 이 잔해의 블랙홀로 되돌아가면서 형성된 상대론적 제트가 있는 초신성에 매우 적합한 후보입니다. 모든 Ic형 초신성은 관찰된 감마선 폭발과는 아무런 관련이 없습니다. 감마선 폭발은 제트가 관찰자를 목표로 삼을 때만 그렇게 보입니다. 붕괴 초신성의 좋은 예는 감마선 폭발 SN 1998bw입니다. 그것은 GRB 980425와 상관 관계가 있고 상대론적 물질의 존재를 암시하는 전파 스펙트럼에서 뚜렷한 분광 특성으로 인해 Ic형 초신성으로 분류되었습니다. 관찰된 초신성의 대부분은 Ic또는 IIn초신성의 스펙트럼과 유사합니다. Ic형 초신성은 블랙홀의 하강으로 인해 제트때문일 수 있다고 추측되지만 IIn형 초신성은 상당히 다른 광도 곡선을 가지고 있으며 감마선 폭발과는 아무런 관련이 없습니다. 모든 IIn형 초신성은 원형 별 자체에서 방출되는 밀도가 높은 성운에 존재하며, 이 별의 주변 물질 (CSM)이 평범한 초신성을 능가하는 밝기의 원인으로 추정됩니다. 정상 초신성을 통해 방출되는 잔여물이 별 근처의 밀도가 높은 성운이나 다른 잔재 또는 먼지와 충돌할 때, 그로 인한 충격파는 운동 에너지를 가시 광선으로 효과적으로 변화시킵니다. 따라서 관찰자는 초기 폭발 에너지가 일반 초신성과 동일하지만 오랜 기간 동안 매우 밝은 초신성을 볼 수 있습니다. 어떤 유형의 초신성이 CSM주변의 적절한 환경만 부여 받으면 IIn형 초신성을 잠정적으로 유발할 수 있습니다. CSM의 크기와 밀도와 같은 제약은 초신성 폭발 이전에 CSM이 거의 항상 별에 의해 만들어 졌음을 의미합니다. 이 별들은 에딩턴의 불안정성으로 인해 상당한 질량 손실을 경험한 극대거성과 LBV입니다. 또 다른 유형의 쌍불안정성 초신성은 지구에서 2억 3천 8백만 광년 떨어진 은하에서 발생하는 SN 2006gy와 같은 쌍불안정성 초신성을 포함합니다. 쌍불안정성 붕괴에 대한 이론적 근거는 발견되기 수십년 전에 알려져 있으며, 매우 무거운 항성종족 III의 별 폭발로 인해 초기 우주에서 고질량 요소의 주요 원인으로 주장되었습니다. 이 쌍불안정성 초신성에서 쌍생성효과는 별의 중심핵의 압력을 급격히 낮추어 부분적인 고속 붕괴를 초래합니다. 중심핵의 가출 융합은 중력에서 발생합니다. 모든 별을 재가 없는 상태로 파괴합니다. 모델들은 이 현상이 중원소함량이 매우 낮은 태양보다 140-260배 무거운 별에서만 일어날 수 있다는 것을 보여주고 있으며, 이는 이웃 우주에서 매우 드물다는 것을 암시합니다. 원래 이 유형의 초신성 폭발은 일반 초신성보다 수백배 더 강렬한 것으로 추정되지만, 현재 모델은 훨씬 더 오래 밝아지지만 실제로는 일반 핵붕괴 초신성만큼 밝고 아마도 50배 더 밝아질 것입니다. 자기 에너지 방출. 마그네타의 형성과 그에 따른 회전 속도의 감소에 대한 모델은 초신성이 일반적으로 초신성보다 훨씬 밝을 수 있으며 적어도 일부 초신성의 관찰된 특징과 일치할 수 있음을 보여줍니다. 이 쌍불안정성 초신성이 관찰된 극초신성을 설명하는 데 적합하지 않다면 이러한 마그네타를 통한 설명은 훨씬 더 유효한 것으로 보입니다. 다른 모델. 극초신성 폭발을 설명하는 모델에는 특이한방법으로 궤도를 돌거나 결합하는 백색 왜성 또는 중성자별로 구성된 쌍성계모델이 있으며, 그 중 일부는 종종 여러 개의 관측된 감마선 폭발과 함께 포함되어 있다고 보고서는 말했습니다.

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