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쌍불안정형 초신성

2020. 8. 5. 16:43

구성성분. 광압. 정역학적 평형의 빛은 에너지 밀도가 온도의 제곱에 비례하는 흑체 방사 스펙트럼을 가지고 있습니다. 흑체 방사선의 최대 방출 파장은 물체의 온도에 반비례합니다. 즉, 흑체 방사를 매개하는 대부분의 광자의 주파수와 에너지는 규칙적인 온도이지만 감마선 에너지의 범위에 도달하면 온도는 약 3억 도입니다. 매우 크고 뜨거운 별에서 별의 핵에 있는 감마선으로부터의 압력은 핵의 중력에 의해 상층부의 당김을 방지하고 유지하는 데 도움이 됩니다. 감마선의 에너지 밀도가 급격히 감소하면 별의 외부 층이 내부로 붕괴될 것입니다. 핵의 갑작스러운 가열과 압축은 고에너지 감마선을 많은 양의 전자와 양전자가 쌍으로 변환하여 압력을 더 감소시킵니다. 붕괴가 멈추면 양전자와 전자에 의해 생성된 감마선으로부터의 압력이 시작되며 양전자는 초신성의 핵이 팽창하고 압력이 강하함에 의해 얼마 동안 새로운 감마선 저장소를 제공합니다. 쌍생성과 쌍소멸. 충분히 높은 에너지를 가진 감마선은 핵과 전자와 상호 작용할 수 있으며, 다른 것들은 전자 - 양전자 쌍을 만들 수 있으며, 전자 - 양전자 쌍은 감마선을 생성하기 위해 쌍으로 전멸할 수 있습니다. 아인슈타인 방정식 E=mc2에 따르면 감마선은 전자 양전자 쌍을 만들기 위해 질량보다 더 많은 에너지를 가져야 합니다. 밀도가 항성의 핵에서 빠르게 발생하지만, 이러한 이유로 감마선과 양전자, 전자에 의한 열적 평형은 유지됩니다. 더 높은 온도에서 더 높은 감마선 에너지와 더 많은 양의 에너지가 변환됩니다. 쌍불안정성. 감마선의 에너지와 온도가 증가함에 따라 감마선 에너지는 전자 양전자 쌍을 형성하는 동안 더 많이 흡수되고 흡수됩니다. 감마선 에너지 밀도의 감소는 별의 외부 층을 지원하는 방사선 압력을 약화시킵니다. 별이 수축하면 핵이 수축되고 가열되어 쌍생 성에 의해 흡수되는 에너지의 비율이 증가합니다. 압력이 증가할 때까지, 그러나 쌍불안정성 붕괴에서의 압력 증가는 별의 밀도와 더 큰 중력을 지원하기에 충분하지 않습니다. 별민감성. 쌍불안안정 초신성 폭발을 경험한 별에서 내부의 총 압력 감소로 인한 중력에 의한 압력은 전자 대 양전자의 생성 속도 증가의 결과로 방사 압력의 감소를 압도하기에 충분한 크기여야 하는 감마선 충돌로 인한 쌍입니다. 쌍생성으로 인한 방사압 감소가 즉각적이지 않으면 자기 전달 속도와 금속성이 가장 중요합니다. 별을 볼 수 있는 특징은 중력에 의한 수축이며 별의 총 방사압에 대해 상대적으로 증가합니다. 이러한 폭발을 경험한 별과 달리 느린 자전 속도의 그룹과 금속이 풍부한 그룹은 중력을 계속 압도하고 수축을 방지하기에 충분한 방사압을 적용합니다. 충돌과 합병에 의해 형성된 0.02~0.001 사이의 금속 Z를 가진 매우 무거운 별은 쌍불안정성 초신성 폭발로 자신의 삶을 끝냅니다. 매우 큰 금속성의 별은 형성 중에 물질을 방출하는 경향이 있으며 에딩턴의 한계로 인해 불안정합니다. 외관. 1. 광도. 쌍불안정성 초신성은 일반적으로 매우 밝다고 간주됩니다. 이것은 원형 별이 가장 무거운 때입니다. 상부 광도는 10의 37승 W 이상이며 Ia형 초신성보다 밝지만 작은 질량의 상부 광도는 10의 35승 W보다 작지만 전형적인 II 형 초신성과 비슷하거나 작습니다. 2. 스펙트럼. 쌍불안정성 초신성의 스펙트럼은 원형 별의 유형에 따라 달라진다. II형 또는 Ib/c형 초신성 스펙트럼에 나타날 수 있습니다. 3. 광도 곡선. 스펙트럼과는 달리 광도 곡선은 초신성의 일반적인 유형과 상당히 다릅니다. 광도 곡선은 몇 달 후 정점광도에 도달하면서 이전보다 크게 확장됩니다. 이는 별 전체가 부서지고 많은 니켈 -56의 양이 광학적으로 방출되었기 때문입니다.

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