초광속 초신성

Superluminous supernova
초광속 초신성 SN 2006gy 폭발에 대한 NASA 아티스트의 인상

초광도 초신성(SLSN, 복수 초광도 초신성 또는 SLSNe)은 표준 [1]초신성보다 10배 이상의 광도를 가진 항성폭발의 일종이다.초신성처럼 SLSNe는 광곡선과 스펙트럼에 의해 쉽게 드러나는 몇 가지 메커니즘에 의해 생성되는 것으로 보인다.어떤 조건에서 SLSN이 생성될 수 있는지에 대해서는 여러 가지 모델이 있으며, 여기에는 특히 질량이 큰 별의 중심핵 붕괴, 밀리초 자기장, 별 주위 물질과의 상호작용(CSM 모델), 쌍 불안정 초신성이 포함된다.

감마선 폭발과 연결된 최초의 확인된 초광속 초신성은 2003년 GRB 030329가 [2]사자자리를 비추기 전까지 발견되지 않았다.SN 2003dh는 [3]빛의 10분의 1 이상의 속도로 물질이 폭발하면서 태양보다 25배 더 질량이 큰 별의 죽음을 의미했다.

2018년 6월, AT2018cow가 발견되었고, 일반 [4][5]초신성보다 10배에서 100배 더 밝은 매우 강력한 천문 폭발로 밝혀졌다.

오늘날[when?], M 40 40☉ M의 별들은 초광속 [6]초신성을 생성한다고 믿어진다.

분류

21세기의 많은 SLSNe의 발견은 그들이 대부분의 초신성보다 몇 배나 더 밝았을 뿐만 아니라, 그들의 잔존물들은 전통적인 [verification needed]초신성의 관측된 에너지에 영향을 미치는 전형적인 방사능 붕괴에 의해 작동되지 않을 것이라는 것을 보여주었다.

SLSNe 사건은 기존의 Ia형,[7] Ib/Ic형 및 II형 초신성과 구별하기 위해 별도의 분류 체계를 사용하며, 이는 수소가 풍부한 사건과 [verification needed]수소가 부족한 사건의 스펙트럼 신호를 대략적으로 구별한다.

수소가 풍부한 SLSNe는 SLSN-II 타입으로 분류되며, 관찰된 방사선은 두껍게 팽창하는 수소 외피의 불투명도 변화를 통과한다.대부분의 수소 부족 사건은 알 수 없는 메커니즘에 의해 구동되는 물질의 큰 팽창 외피에서 발생하는 가시 방사선과 함께 유형 SLSN-I로 분류된다.세 번째로 덜 흔한 SLSNe 그룹도 수소가 부족하고 비정상적으로 발광하지만 Ni의 [8][verification needed]방사능에 의해 구동된다.

검출의 수가 증가함에 따라 일부 SLSNe가 이들 3개의 클래스에 완전히 들어가지 않는 것이 판명되었습니다.따라서 추가 서브클래스 또는 고유 이벤트에 대해 설명했습니다.SLSN-I의 대부분은 수소나 헬륨이 없는 스펙트럼을 나타내지만, 기존의 [9]Ic형 초신성에 필적하는 광곡선을 가지고 있으며, 현재는 SLSN-Ic로 분류되고 있다. PS1-10afx는 비정상적으로 적색인 무수소 SLSN으로, 거의 기록적인 피크 광도로 빠르게 상승하고 비정상적으로 [10]감소한다.PS1-11ap은 타입 Ic SLSN과 비슷하지만 상승과 하락이 [9]비정상적으로 느립니다.

천체물리학 모형

표준 초신성보다 규모가 크거나 더 큰 사건들을 설명하기 위해 다양한 원인이 제안되어 왔다.붕괴 및 CSM(원주성 물질) 모델은 일반적으로 인정되며, 많은 사건들이 잘 관찰된다.다른 모델은 아직 잠정적으로만 인정되거나 완전히 이론적인 상태로 남아 있습니다.

붕괴 모형

완전히 붕괴된 별은 항성 블랙홀을 보세요.
일반 초신성과 비교한 광도 곡선

붕괴 모형은 중력적으로 붕괴된 물체, 즉 블랙홀을 생성하는 초광속 초신성의 한 종류이다."collapsar"라는 단어는 "collapsar"의 줄임말로 과거 항성 중력 붕괴의 최종 산물인 항성 질량의 블랙홀을 가리키는 데 사용되었다.이 단어는 현재 빠르게 회전하는 별의 붕괴에 대한 특정 모델을 지칭하는 데 가끔 사용된다.중심핵이 있는 별에서 중심핵 붕괴가 태양 질량의 최소 15배 이상일 때(M화학 성분과 회전 속도도 상당하지만 폭발 에너지는 별의 외부 층을 쫓아내기에는 충분하지 않으며, 눈에 보이는 초신성 폭발을 일으키지 않고 블랙홀로 붕괴할 것입니다☉.

중심 질량이 이 수준보다 약간 낮은 별 - 5~15M초신성 폭발이 일어나지만 방출된 질량의 상당 부분이 중심핵 잔해에 다시 떨어져 블랙홀로 붕괴됩니다☉.만약 그러한 별이 천천히 회전하고 있다면, 그것은 희미한 초신성을 만들어 낼 것이지만, 만약 별이 충분히 빠르게 회전하고 있다면, 블랙홀로 되돌아가는 상대론적 제트를 만들어 낼 것이다.분출된 조개껍데기로 전달되는 에너지는 가시적인 폭발을 표준 초신성보다 훨씬 더 밝게 만듭니다.제트는 또한 고에너지 입자와 감마선을 직접 외부로 방출하여 X선 또는 감마선 버스트를 생성한다. 제트는 몇 초 이상 지속될 수 있으며 장기 감마선 버스트에 해당하지만 단시간 감마선 버스트를 설명하는 것으로 보이지는 않는다.

5 ~ 15의 별M☉ 코어의 총 질량은 대략 25~90입니다.M큰 질량 손실을 겪지 않았다고 가정할 때 말이다☉.그러한 별은 여전히 수소 외피를 가지고 있을 것이고 II형 초신성으로 폭발할 것이다.희미한 II형 초신성이 관측되었지만, II형 SLSN(제트 초신성으로 생각되지 않는 IIn형 제외)에 대한 확실한 후보는 없습니다.가장 낮은 금속성 종족 III 별들만이 질량 손실 없이 삶의 이 단계에 도달할 것입니다.우리가 볼 수 있는 대부분의 별들을 포함한 다른 별들은 높은 광도에 의해 대부분의 외부 층이 날아가 울프-레이에별이 될 것이다.어떤 이론들은 이것들이 Ib형 또는 Ic형 초신성을 발생시킬 것이라고 주장하지만, 지금까지 자연에서 관측된 어떤 사건도 없다.관측된 많은 SLSNe는 Ic형일 가능성이 높다.감마선 폭발과 관련된 것들은 거의 항상 Ic형이며, 블랙홀로의 폴백에 의해 생성되는 상대론적 제트의 매우 좋은 후보이다.그러나 모든 타입 Ic SLSNe가 관측된 감마선 버스트에 해당하는 것은 아니지만 제트 중 하나가 우리를 겨냥한 경우에만 이벤트를 볼 수 있다.

최근 몇 년 동안 장기 지속 감마선 폭발에 대한 많은 관측 데이터가 이러한 사건에 대한 우리의 이해를 크게 증가시켰고, 붕괴 모델은 다소 일반적인 초신성과 세부적으로만 다르고 에너지 범위가 대략 정상에서 약 100배 더 크다는 것을 분명히 했다.

붕괴형 SLSN의 좋은 예는 감마선 버스트 GRB 980425와 관련된 SN 1998bw이다.[11]이는 상대론적 물질의 존재를 나타내는 독특한 스펙트럼 특성 때문에 Ic형 초신성으로 분류된다.

주변 물질 모형

관측된 거의 모든 SLSNe는 Ic형 또는 IIn형 초신성과 유사한 스펙트럼을 가지고 있다.유형 Ic SLSNe는 폴백에서 블랙홀까지 제트에 의해 생성되는 것으로 생각되지만 유형 IIn SLSNe는 광선 곡선이 상당히 다르며 감마선 폭발과는 관련이 없다.IIn형 초신성은 모두 조밀한 성운에 포함되어 있으며, 아마도 선조 별 자체에서 방출된 것으로 보이며, 이 주변 물질(CSM)이 추가적인 [12]광도의 원인인 것으로 생각됩니다.초기 정상적인 초신성 폭발에서 방출된 물질이 별 가까이에서 밀도가 높은 성운 물질이나 먼지를 만나면 충격파는 운동 에너지를 가시 방사선으로 효율적으로 변환합니다.이 효과는 비록 초기 폭발 에너지가 일반 초신성과 같았지만, 이러한 연장된 지속 시간과 극도로 밝은 초신성을 크게 향상시킵니다.

어떤 초신성 유형이라도 잠재적으로 IIn SLSNe를 생성할 수 있지만, 주변 CSM 크기와 밀도에 대한 이론적 제약은 거의 항상 초신성 이벤트 직전에 중심 원형 별 자체에서 생성된다는 것을 시사한다.그러한 별들은 SN2005gl과 같은 에딩턴 불안정성으로 인해 상당한 질량 손실을 겪고 있는 것으로 보이는 초대거성 또는 LBV의 후보일 가능성이 높다.[13]

쌍불안정 초신성

주요 기사: 쌍불안정 초신성

SLSN이 의심되는 또 다른 유형은 쌍불안정 초신성으로, SN[14] 2006gy가 최초로 관측된 예가 될 수 있다.이 초신성 사건은 지구에서 약 2억 3천 8백만 광년(73 메가파섹) 떨어진 은하에서 관측되었습니다.

쌍불안정성 붕괴의 이론적 근거는[15] 수십 년 동안 알려져 왔으며, 초대질량종족 III별이 폭발하면서 초기 우주에서 더 높은 질량의 원소들이 지배적인 근원으로 제시되었다.쌍불안정 초신성에서는 쌍생성 효과가 별의 중심핵에 급격한 압력 저하를 일으켜 빠른 부분 붕괴를 일으킨다.붕괴로 인한 중력 퍼텐셜 에너지는 중심핵의 급격한 핵융합을 유발하여 별을 완전히 교란시키고 잔해를 남기지 않습니다.

모델들은 이러한 현상이 매우 낮은 금속성과 태양의 약 130배에서 260배 사이의 질량을 가진 별에서만 발생한다는 것을 보여주며, 이는 지역 우주에서는 매우 드문 현상이다.원래 초신성보다 수백 배 더 큰 SLSN 폭발을 일으킬 것으로 예상되었지만, 현재 모델들은 그들이 실제로 일반적인 중심핵 붕괴 초신성과 거의 같은 광도에서 훨씬 [16]더 오래 밝게 유지되더라도 아마도 50배 더 밝은 광도를 낼 것이라고 예측하고 있다.

마그네타 에너지 방출

마그네타의 생성과 후속 스핀다운 모델은 일반적인 초신성[17][18] 사건보다 훨씬 높은 광도를 산출하며 적어도 일부 SLSNe의 관측된[19][20] 특성과 일치한다.쌍 불안정 초신성이 SLSN을 [21]설명하기에 적합하지 않을 수 있는 경우에는 마그네타 설명이 더 타당하다.

기타 모델

비정상적인 배열이나 합병이 진행 중인 쌍성계, 백색 왜성 또는 중성자 별에서 생성된 SLSN 폭발 모델은 여전히 존재하며, 이들 중 일부는 관측된 감마선 폭발을 설명하기 위해 제안된다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 극초음속 – 비정상적으로 빠른 속도로 큰 질량을 방출하는 초신성
  • 감마선 폭발 전구체 – 감마선 폭발을 방출할 수 있는 천체 유형
  • 쿼크 별 – 쿼크로 구성된 물질을 형성하는 작고 이국적인 별
  • Quark-nova – 중성자별에서 Quark별로의 변환으로 인한 가상의 격렬한 폭발

레퍼런스

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추가 정보

외부 링크