초신성

Supernova
기타 용도는 초신성(동음이의)을 참조하십시오.
SN 1994D (왼쪽 아래 밝은 부분), 중심 은하 내 Ia형 초신성 NGC 4526

초신성(supernova)pl.은 별의 강력하고 빛이 나는 폭발을 말합니다. 초신성은 거대한 별의 마지막 진화 단계에서 발생하거나 백색 왜성이 폭주 핵융합으로 촉발될 때 발생합니다. 시조라고 불리는 원래의 물체는 중성자별이나 블랙홀로 붕괴하거나 완전히 파괴되어 확산 성운을 형성합니다. 초신성의 최대 광학 광도는 몇 주 또는 몇 달에 걸쳐 희미해지기 전에 전체 은하의 광도와 비슷할 수 있습니다.

은하수에서 직접 관측된 마지막 초신성은 1604년 케플러 초신성으로, 1572년 타이코 초신성 이후 얼마 지나지 않아 두 초신성 모두 육안으로 확인할 수 있었습니다. 더 최근 초신성의 잔해가 발견되었으며, 다른 은하계의 초신성을 관측한 결과 이 초신성들은 우리 은하계에서 한 세기에 평균 3번 정도 발생하는 것으로 나타났습니다. 은하수에 있는 초신성은 거의 확실하게 현대 천문 망원경을 통해 관찰할 수 있을 것입니다. 가장 최근의 맨눈 초신성은 SN 1987A로 은하수의 위성 은하인 Large Magellanic Cloud에서 파란색 초거성 별이 폭발한 것입니다.

이론적 연구에 따르면 대부분의 초신성은 두 가지 기본 메커니즘 중 하나에 의해 촉발됩니다. 백색 왜성에서 핵융합의 갑작스러운 재점화 또는 질량이 큰 별의 중심부의 갑작스러운 중력 붕괴입니다.

  • 백색왜성의 재점화에서는 폭주 핵융합을 촉발할 만큼 물체의 온도가 높아져 별을 완전히 교란시킵니다. 가능한 원인은 강착을 통해 쌍성동반자로부터 물질이 축적되거나 항성 합병에 의한 것입니다.
  • 질량이 큰 별이 갑자기 내파하는 경우, 질량이 큰 별의 중심부는 핵융합으로 인해 충분한 에너지를 생산하지 못해 별 자체의 중력에 대항할 수 없게 되면 갑자기 붕괴될 것이며, 이는 별이 철을 융합하기 시작하면 발생하지만, 금속 융합의 초기 단계에서 발생할 수 있습니다.

초신성은 빛의 속도의 몇 퍼센트에 이르는 속도로 여러 태양 질량의 물질을 방출할 수 있습니다. 이로 인해 주변 성간매질로 확대되는 충격파가 몰아쳐 초신성 잔해로 관측된 가스와 먼지의 팽창 껍질을 쓸어내립니다. 초신성은 산소에서 루비듐에 이르기까지 성간매질의 주요한 원소입니다. 초신성의 팽창하는 충격파는 새로운 별의 형성을 유발할 수 있습니다. 초신성은 우주선의 주요 공급원입니다. 그들은 또한 중력파를 생성할 수 있지만, 지금까지 중력파는 블랙홀과 중성자별의 결합에서만 감지되었습니다.

어원

초신성이라는 단어는 초신성(/-vi ː/) 또는 초신성(supernova)의 복수 형태를 가지며 종종 SN 또는 SNe로 축약됩니다. 이것은 '새로운'을 의미하는 라틴어 nova에서 유래되었는데, 이것은 일시적으로 새로운 밝은 별로 보이는 것을 가리킵니다. "슈퍼-"라는 접두사를 붙이면 초신성은 빛을 훨씬 덜 내는 일반적인 초신성과 구별됩니다. 초신성이라는 단어는 1931년 천체물리학 강의에서 그것을 사용하기 시작한 월터 바이드와 프리츠 츠비키에 의해 만들어졌습니다.[1][2] 저널 기사에서 처음 사용된 것은 이듬해 크누트 런드마크(Knut Lundmark)의 출판물에서 나왔는데, 그는 이를 독자적으로 만들었을지도 모릅니다.[2][3]

관측이력

주 기사: 초신성 관측의 역사

항성의 전체 역사와 비교할 때 초신성의 시각적 모습은 매우 짧고 때로는 수개월에 걸쳐 있기 때문에 일생에 한 번 정도 육안으로 관측할 가능성이 대략적으로 높습니다. 전형적인 은하에 있는 1000억 개의 별들 중 극히 일부만이 초신성이 될 수 있는 능력을 가지고 있으며, 질량이 큰 별들과 적어도 하나의 백색 왜성을 가진 희귀한 쌍성계에 있는 별들로 제한됩니다.[4]

초기 발견

HB9으로 알려진 가장 초기의 기록된 초신성은 인도 아대륙의 알려지지 않은 선사시대 사람들이 볼 수 있었고 그 이후 카슈미르의 부르자하마 지역에서 발견되었으며 기원전 4500±1000년으로 거슬러 올라가는 암석 조각에 기록되었을 수 있습니다.[5] 나중에, SN 185는 서기 185년에 중국 천문학자들에 의해 기록되었습니다. 가장 밝게 기록된 초신성은 루푸스 별자리에서 서기 1006년에 발생한 SN 1006이었습니다. 이 사건은 중국, 일본, 이라크, 이집트 그리고 유럽의 관찰자들에 의해 설명되었습니다.[6][7][8] 널리 관측된 초신성 SN 1054는 게 성운을 생성했습니다.[9]

맨눈으로 관측한 최신 은하계 초신성인 초신성 SN 1572와 SN 1604는 달과 행성 너머의 우주는 정적이고 변하지 않는다는 아리스토텔레스적 생각을 반박하는 데 사용되었기 때문에 유럽의 천문학 발전에 큰 영향을 미쳤습니다.[10] 요하네스 케플러는 1604년 10월 17일 SN 1604를 관측하기 시작했으며, 1년 후 육안으로 볼 때까지 밝기를 계속 추정했습니다.[11] 한 세대에 걸쳐 관측된 초신성은 티코 브라헤가 카시오페이아에서 SN 1572를 관측한 이후 두 번째였습니다.[12]

가장 어린 은하 초신성인 G1.9+0.3이 1680년경의 카시오페이아 A보다 훨씬 최근인 19세기 후반에 발생했다는 증거가 있습니다.[13] 그 당시 초신성은 주목받지 못했습니다. G1.9+0.3의 경우, 은하계의 평면을 따라 먼지로부터 높은 소멸은 눈에 띄지 않을 정도로 충분히 사건을 어둡게 할 수 있었습니다. 카시오페이아 A의 상황은 덜 명확합니다. 적외선 메아리가 감지되어 그것이 특별히 높은 멸종 지역에 있지 않았음을 보여줍니다.[14]

게 성운은 1054 초신성과 연관된 펄서풍 성운입니다.
1414년의 기록은 1055년의 보고서를 인용하고 있습니다: "악의적인 별이 나타난 이후로, 1년이라는 시간이 흘렀고 지금까지도 그 찬란함은 사라지지 않았습니다."[15]
국부군의 역사적 초신성
연도 에서 관찰되는 최대 겉보기 밝기 확실성[16]

SN의 신원확인

185 센타우루스자리 −6m 가능한 SN이지만 혜성일[17][18] 수도 있습니다.
386 궁수자리 +1.5m[19] SN인지 고전적인 노바인지[20] 불확실한
393 전갈자리 −3m 가능한 SN[20]
1006 루푸스자리 −7.5±0.4m[21] 특정: SNR 알 수 있음
1054 황소자리 −6m 특정: SNR 및 펄서 알려진 것
1181 카시오페이아자리 −2m 잔여물 Pa30과[22] 연관된 Iax SN 유형일 가능성이 있습니다.
1572 카시오페이아자리 −4m 특정: SNR 알 수 있음
1604 오피우코스 별자리 −2m 특정: SNR 알 수 있음
1680? 카시오페이아자리 +6m SNR이 알려져 있고 SN이 관찰되었는지 불분명합니다.
1800–1900 궁수자리 ?m SNR은 알 수 있지만 관측되지 않음
1885 안드로메다 은하 +6m 어떤
1987 대형 마젤란운 +3m 어떤

망원경 소견

천체망원경의 발달로 더 희미하고 먼 초신성의 관측과 발견이 가능해졌습니다. 그러한 최초의 관측은 안드로메다 은하의 SN 1885A였습니다. 두 번째 초신성 SN 1895B는 10년 후 NGC 5253에서 발견되었습니다.[23] 원래 단순히 노배의 새로운 범주로 여겨졌던 것에 대한 초기 작업이 1920년대 동안 수행되었습니다. 이것들은 "상류 노배", "하우트 노배" 또는 "거대 노배"로 다양하게 불렸습니다.[24] "슈퍼노바"라는 이름은 1931년 월터 바이드와 츠비키가 칼텍의 강의에서 만든 것으로 생각됩니다. 1933년 크누트 룬드마르크가 발행한 [25]저널 논문과 1934년 바이드와 츠비키의 논문에서 슈퍼노바(super-Novae)로 사용되었습니다.[26] 1938년까지 하이픈은 더 이상 사용되지 않았고 현대식 이름이 사용되고 있었습니다.[27]

미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년에 시작된 현대 초신성 분류 체계를 개발했습니다.[28] 1960년대에 천문학자들은 초신성의 최대 강도가 표준 양초로 사용될 수 있다는 것을 발견했고, 따라서 천문학적 거리의 지표가 되었습니다.[29] 2003년에 관측된 가장 먼 초신성들 중 일부는 예상보다 희미하게 보였습니다. 이는 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 견해를 뒷받침합니다.[30] 관측 기록이 기록되지 않은 초신성 사건을 재구성하기 위한 기술이 개발되었습니다. 카시오페이아 초신성 사건의 날짜는 성운의 빛의 메아리로부터 결정되었고,[31] 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 나이는 온도 측정과[32] 티타늄-44의 방사성 붕괴로 인한 감마선 방출로 추정되었습니다.[33]

2015년 은하단 RXC J0949 초신성.8+1707. 2011년에는 같은 얼굴을 한 나선 은하에서 두 개의 초신성이 관측되었습니다.[34]

지금까지 기록된 초신성 중 가장 밝은 초신성은 ASASSN-15lh로 3.82기가 광년 거리에 있습니다. 이 별은 2015년 6월에 처음 발견되었으며, 5700억 개로 정점을 찍었습니다. 이는 알려진 다른 초신성의 볼로메트릭 광도의 두 배입니다.[35] 이 초신성의 본질에 대해 논의되고 있으며 블랙홀에 의한 별의 조석파괴와 같은 몇 가지 대체적인 설명이 제시되었습니다.[36]

SN 2013fs는 2013년 10월 6일 초신성 사건이 발생한 지 3시간 후에 인터미디에이트 팔로마 과도 공장에 의해 기록되었습니다. 이것은 폭발 후 발견된 가장 초기의 초신성들 중 하나이며, 실제 폭발 후 6시간 후부터 스펙트럼을 얻은 가장 초기의 초신성입니다. 이 별은 페가수스자리 방향으로 1억 6천만 광년 떨어진 NGC 7610이라는 나선 은하에 위치해 있습니다.[37][38]

초신성 SN 2016gkg은 2016년 9월 20일 아르헨티나 로사리오 출신의 아마추어 천문학자 빅터 부소에 의해 발견되었습니다.[39][40] 광학 초신성으로부터의 초기 "충격 발생"이 관측된 것은 이번이 처음이었습니다.[39] 이 시조별은 허블 우주망원경이 무너지기 전부터 촬영된 사진에서 확인됐습니다. 천문학자 알렉스 필리펜코(Alex Filippenko)는 "폭발하기 시작한 첫 순간의 별 관측은 다른 방법으로는 직접적으로 얻을 수 없는 정보를 제공합니다."[39]라고 언급했습니다.

검색 프로그램

거대 마젤란운의 초신성 잔해 SNR E0519-69.0

초신성은 은하계 내에서 한 세기에 세 번 정도 발생하는 비교적 드문 사건이기 때문에 연구하기 위해 초신성의 좋은 샘플을 얻기 위해서는 많은 은하계에 대한 정기적인 모니터링이 필요합니다.[41] 오늘날, 아마추어와 전문 천문학자들은 매년 수백 개의 별들을 발견하고 있는데, 어떤 별들은 최대 밝기에 가까울 때, 어떤 별들은 오래된 천문학 사진이나 접시에서 발견하고 있습니다. 다른 은하에 있는 초신성은 의미 있는 정확도로 예측할 수 없습니다. 일반적으로 발견되면 이미 진행 중입니다.[42] 초신성을 거리 측정의 표준 양초로 사용하려면 초신성의 최대 광도를 관찰해야 합니다. 따라서 그들이 최대치에 도달하기 훨씬 전에 그것들을 발견하는 것이 중요합니다. 전문 천문학자보다 수가 훨씬 많은 아마추어 천문학자들은 일반적으로 광학 망원경을 통해 더 가까운 은하 일부를 관찰하고 이전 사진과 비교함으로써 초신성을 발견하는 데 중요한 역할을 했습니다.[43]

20세기 말로 갈수록 천문학자들은 초신성을 사냥하기 위해 컴퓨터로 제어되는 망원경과 CCD에 점점 더 의존하고 있습니다. 이러한 시스템은 아마추어들에게 인기가 있지만 카츠만 자동 이미징 망원경과 같은 전문적인 설치도 있습니다.[44] 초신성 조기 경보 시스템 (SNEWS) 프로젝트는 중성미자 감지기 네트워크를 사용하여 은하계의 초신성을 조기에 경고합니다.[45][46] 중성미자는 초신성에 의해 대량으로 생성되는 아원자 입자로, 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 크게 흡수되지 않습니다.[47]

SBW1 성운은 카리나 성운에 있는 거대한 청색 초거성을 둘러싸고 있습니다.

초신성 탐색은 비교적 가까운 사건에 초점을 맞춘 것과 멀리 보는 것의 두 가지 등급으로 나뉩니다. 우주의 팽창으로 인해 방출 스펙트럼이 알려진 원격 물체와의 거리는 도플러 이동(또는 적색편이)을 측정하여 추정할 수 있습니다. 평균적으로 더 먼 물체는 근처에 있는 것보다 더 빠른 속도로 후퇴하므로 더 높은 적색편이를 갖습니다. 따라서 탐색은 높은 적색편이와 낮은 적색편이로 나뉘며, 경계는 z=0.1–0.3의 적색편이 범위 주변에 있으며, 여기서 z는 스펙트럼의 주파수 이동의 무차원 척도입니다.

초신성에 대한 높은 적색편이 탐색은 일반적으로 초신성 빛의 곡선을 관찰하는 것을 포함합니다. 표준 또는 보정된 양초를 사용하여 허블 다이어그램을 생성하고 우주론적 예측을 수행하는 데 유용합니다. 초신성의 물리학과 환경을 연구하는 데 사용되는 초신성 분광법은 높은 적색편이보다 낮은 곳에서 더 실용적입니다.[49][50] 낮은 적색편이 관측은 또한 눈에 보이는 은하에 대한 적색편이에 대한 거리 대 적색편이의 도표인 허블 곡선의 낮은 거리 끝을 고정시킵니다.[51][52]

탐사 프로그램이 탐지된 초신성의 수를 빠르게 증가시킴에 따라 수집된 관측 자료들(광붕괴 곡선, 천문학, 초신성 이전의 관측, 분광학)이 조립되었습니다. 2018년에 조립된 판테온 데이터 세트에는 1048개의 초신성이 상세하게 기록되어 있습니다.[53] 2021년에 이 데이터 세트는 18개의 다른 조사에서 수집한 1550개의 초신성에 대해 1701개의 광도 곡선으로 확장되었으며, 이는 3년 이내에 50% 증가한 것입니다.[54]

명명 규칙

케플러의 초신성 잔해인 SN 1604의 다파장 X선, 적외선 및 광학 컴필레이션 영상

초신성 발견은 국제천문연맹의 중앙천문전보국에 보고되고, 중앙천문전보국은 그 초신성에 부여하는 이름이 적힌 원형을 내보냅니다.[55] 이름은 접두사 SN, 뒤에 발견 연도, 뒤에 한 글자 또는 두 글자로 접미사가 붙은 이름에서 형성됩니다. 올해 첫 26개의 초신성은 A부터 Z까지의 대문자로 지정됩니다. 다음으로 aa, ab 등 소문자 쌍이 사용됩니다. 따라서 예를 들어 SN 2003C는 2003년에 보고된 세 번째 초신성을 지정합니다.[56] 2005년의 마지막 초신성인 SN 2005nc는 367번째(14 × 26 + 3 = 367)였습니다. 2000년부터 전문 천문학자와 아마추어 천문학자들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있습니다. (2007년 572개, 2008년 261개, 2009년 390개, 2013년 231개)[57][58]

역사적 초신성은 SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572(타이코의 노바라고 불림), SN 1604(케플러의 별) 등이 발생한 해로 간단히 알려져 있습니다.[59] 1885년 이래로, 그 해에 발견된 초신성이 단 하나라도 추가 문자 표기법이 사용되었습니다(예를 들어, SN 1885A, SN 1907A 등).; 이것은 SN 1947A에서 마지막으로 일어났습니다. SuperNova의 경우 SN은 표준 접두사입니다. 1987년까지는 두 글자로 된 지명이 거의 필요하지 않았고, 1988년부터는 매년 필요했습니다. 2016년부터 발견 건수가 증가함에 따라 정기적으로 세 글자 지정을 추가로 사용하게 되었습니다.[60] zz 다음에 aaa, aab, aac 등이 옵니다. 예를 들어, 2017년 12월 31일에 종료되었을 때 아시아고 초신성 목록에 남아 있는 마지막 초신성은 SN 2017jzp라는 이름을 가지고 있습니다.[61]

분류

천문학자들은 초신성을 빛의 곡선과 스펙트럼에 나타나는 다른 화학 원소의 흡수선에 따라 분류합니다. 초신성의 스펙트럼에 수소선(스펙트럼의 시각적인 부분에서 발머 계열로 알려져 있음)이 포함되어 있는 경우 유형 II로 분류되며, 그렇지 않은 경우 유형 I로 분류됩니다. 이 두 가지 유형에는 각각 다른 원소의 선이 존재하거나 광 곡선의 모양에 따라 세분화됩니다(초신성의 겉보기 크기를 시간의 함수로 나타낸 그래프).[62][63]

초신성 분류법[62][63]
I형
수소 없음 		Ia형
피크 빛에 가까운 615.0nm(나노미터)의 단일 이온화 실리콘(Si II) 라인을 제공합니다. 		열폭주
Ib/c형
실리콘 흡수 기능이 약하거나 없음 		Ib형
587.6nm에서 이온화되지 않은 헬륨(He I) 라인을 보여줍니다. 		노심붕괴
Ic형
헬륨 약함 또는 없음
타입 Ⅱ
수소를 보여줍니다. 		Type II-P/-L/n
전체에 걸쳐 유형 II 스펙트럼 		타입 II-P/L
좁은 선 없음 		타입 II-P
광 곡선의 "고전"에 도달합니다.
II-L형
광 곡선의 "선형" 감소(시간 대비 크기의 선형)를 표시합니다.[64]
타입 IIn
몇몇 좁은 선들
IIb형
Ib형과 같이 스펙트럼이 변합니다.

I형

Ia SN 2018gv형 광곡선

I형 초신성은 스펙트럼에 따라 세분화되며, Ia형은 강한 이온화된 실리콘 흡수선을 보여줍니다. 이 강한 선이 없는 I형 초신성은 Ib형과 Ic형으로 분류되는데 Ib형은 강한 중성 헬륨 선을 보이고 Ic형은 이 선이 없습니다. 역사적으로, I형 초신성의 빛의 곡선은 모두 대체로 유사한 것으로 간주되었고, 그래서 유용한 구분을 하기에는 너무 많았습니다.[64] 광 곡선의 변화가 연구되었지만, 광 곡선 모양이 아닌 스펙트럼 기반으로 분류가 계속되고 있습니다.[63]

Ia형 초신성 중 일부는 비표준 광도나 넓어진 광도 곡선과 같은 특이한 특징을 보이며, 이들은 일반적으로 유사한 특징을 보이는 가장 초기의 예를 참조하여 분류됩니다. 예를 들어, 서브-발광 SN 2008ha는 종종 SN 2002cx-like 또는 class Ia-2002cx로 지칭됩니다.[65]

Ic형 초신성의 적은 비율은 분출물에 대해 매우 높은 팽창 속도를 나타내기 위해 사용되는 매우 넓고 혼합된 방출선을 보여줍니다. 이들은 Ic-BL 또는 Ic-bl 유형으로 분류되었습니다.[66]

칼슘이 풍부한 초신성은 스펙트럼에 특이하게 강한 칼슘선을 가진 매우 빠른 초신성의 드문 유형입니다.[67][68] 모델들은 물질이 수소가 풍부한 별이 아닌 헬륨이 풍부한 동반성에서 생성될 때 발생한다고 제안합니다. 스펙트럼에 헬륨선이 있기 때문에 Ib형 초신성과 비슷할 수 있지만 매우 다른 조상을 가지고 있는 것으로 생각됩니다.[69]

타입 Ⅱ

II-P형 초신성과 II-L형 초신성을 분류할 때는 빛의 곡선을 사용합니다.[63][70]

유형 II의 초신성은 스펙트럼에 따라 세분화될 수도 있습니다. 대부분의 II형 초신성은 초속 수천 킬로미터의 팽창 속도를 나타내는 매우 넓은 방출선을 보여주는 반면, SN 2005gl과 같은 일부 초신성은 스펙트럼에서 상대적으로 좁은 특징을 가지고 있습니다. 이것들은 타입 IIn이라고 불리는데, 여기서 "n"은 "좁음"을 의미합니다.[63]

SN 1987K와[71] SN 1993J와 같은 일부 초신성은 초기에는 수소선을 보여주지만 몇 주에서 몇 달에 걸쳐 헬륨선에 의해 지배되는 것처럼 보입니다. "유형 IIb"라는 용어는 일반적으로 유형 II 및 Ib와 관련된 기능의 조합을 설명하는 데 사용됩니다.[63]

쇠퇴의 수명 동안 남아 있는 넓은 수소선이 지배하는 정상 스펙트럼을 가진 II형 초신성은 빛의 곡선을 기준으로 분류됩니다. 가장 일반적인 유형은 최대 밝기 직후 광도 곡선에서 시각적 광도가 감소가 재개되기 전 몇 달 동안 비교적 일정하게 유지되는 독특한 "고전"을 보여줍니다. 이것들은 고원을 가리키는 type II-P라고 불립니다. 뚜렷한 고원이 없는 II-L형 초신성은 덜 흔합니다. "L"은 광 곡선이 실제로는 직선이 아니지만 "선형"을 나타냅니다.[63]

일반적인 분류에 들어맞지 않는 초신성은 특이하게 또는 "pec"로 지정됩니다.[63]

타입 III, IV, V

츠비키는 I형이나 II형 초신성에 대한 매개변수에 완전히 맞지 않는 몇 가지 예를 바탕으로 추가적인 초신성 유형을 정의했습니다. NGC 4303의 SN 1961i는 스펙트럼에서 발달 속도가 느린 광 곡선 최대 및 넓은 수소 발머 선으로 유명한 III형 초신성 클래스의 원형이자 유일한 구성체였습니다.[64] NGC 3003의 SN 1961f는 II-P형 초신성과 비슷한 광곡선을 가진 IV형의 원형이자 유일한 구성원으로 수소 흡수선은 있지만 약한 수소 방출선을 가지고 있습니다.[64] 유형 V 등급은 NGC 1058에서 SN 1961V에 대해 만들어졌는데, 이는 밝기가 천천히 상승하고, 최대 수개월 동안 지속되며, 특이한 방출 스펙트럼을 가진 특이한 희미한 초신성 또는 초신성 임포스터입니다. SN 1961V와 Eta Carinae Great Expansion의 유사성이 언급되었습니다.[72] M101(1909년)과 M83(1923년과 1957년)의 초신성도 IV형이나 V형 초신성의 가능성으로 제시되었습니다.[73]

이 유형들은 이제 모두 특이한 II형 초신성(IIpec)으로 취급될 것이며, 그 중 더 많은 예가 발견되었지만 SN 1961V가 LBV 폭발 후 진정한 초신성인지 아니면 사기꾼인지는 여전히 논쟁 중입니다.[64][74]

현재모델

은하 NGC 1365에서 초신성(은하 중심의 약간 위에 있는 밝은 점)은 빠르게 밝아졌다가 더 천천히 사라집니다.[75]

위의 표에 요약된 초신성 유형 코드는 분류학적입니다. 유형 번호는 초신성에서 관찰된 빛을 기반으로 하며, 반드시 그 원인은 아닙니다. 예를 들어, Ia형 초신성은 퇴화된 백색 왜성 전구에 점화된 폭주 핵융합에 의해 생성되는 반면, 스펙트럼상 유사한 Ib/c형은 중심 붕괴에 의해 벗겨진 거대한 전구 별에서 생성됩니다.

열폭주

주 기사: Ia형 초신성
Ia형 초신성의 형성

백색 왜성은 항성 동반성으로부터 충분한 물질을 축적하여 탄소 융합을 점화할 만큼 중심부 온도를 높일 수 있는데, 이 시점에서 폭주 핵융합을 일으켜 완전히 붕괴됩니다. 이 폭발이 일어나는 것으로 이론화되는 세 가지 방법이 있습니다: 동반자로부터의 물질의 안정적인 부착, 두 백색 왜성의 충돌, 또는 핵에 불을 붙이는 껍질에 점화를 일으키는 부착. Ia형 초신성이 생성되는 주요 메커니즘은 여전히 불분명합니다.[76] Ia형 초신성이 어떻게 생성되는지에 대한 이러한 불확실성에도 불구하고, Ia형 초신성은 매우 균일한 특성을 가지며, 은하간 거리에서 유용한 표준 촛불입니다. 높은 적색편이에서 비정상 광도 초신성의 특성이 점진적으로 변하거나 주파수가 다른 것을 보상하고 빛 곡선 모양이나 스펙트럼으로 식별되는 밝기의 작은 변화를 보상하기 위해 일부 보정이 필요합니다.[77][78]

정상형 Ia

이러한 유형의 초신성이 형성될 수 있는 몇 가지 방법이 있지만, 그들은 공통적인 기본 메커니즘을 공유합니다. 만약 탄소-산소 백색왜성이 찬드라세카르 한계에[79] 도달할 수 있을 정도로 충분한 물질을 가지고 있다면(회전하지 않는 항성의 경우), 그것은 더 이상 전자 축퇴 압력을[80][81] 통해 질량의 대부분을 지탱할 수 없게 되고 붕괴되기 시작할 것입니다. 그러나 현재의 견해로는 이 한계가 정상적으로 달성되지 않는다는 것인데, 붕괴가 시작되기 전에 항성이 한계(약 1%[82] 이내)에 근접함에 따라 중심핵 내부의 온도와 밀도가 증가하면 탄소 융합에 불이 붙습니다.[79] 반대로, 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 중심핵의 경우 붕괴하는 백색왜성은 일반적으로 중성자별을 형성합니다. 이 경우 붕괴 과정에서 별 질량의 일부만 튀어나오게 됩니다.[81]

붉은 고리의 중심에 있는 푸른 점은 작은 마젤란운에 있는 고립된 중성자별입니다.

붕괴 과정에서 몇 초 안에 백색 왜성 내 물질의 상당 부분이 핵융합을 일으켜 초신성에서 별을 묶을 수 있는 충분한 에너지(1–2×1044 J)[83]를 방출합니다.[84] 물질이 광속의 약 3%인 5,000~20,000km/s의 속도에 도달하는 등 외부로 팽창하는 충격파가 생성됩니다. 광도도 크게 증가하여 절대등급 -19.3등급(또는 태양의 50억 배 밝기)에 도달하며 별 차이가 없습니다.[85]

이 초신성 범주의 형성 모델은 가까운 쌍성계입니다. 두 별 중 더 큰 별은 주계열에서 가장 먼저 진화하고, 적색 거성을 형성하기 위해 팽창합니다. 이제 두 별은 공통의 외피를 공유하여 상호 궤도가 축소됩니다. 그리고 나서 이 거대한 별은 핵융합을 더 이상 계속할 수 없을 때까지 질량을 잃으면서 대부분의 외피를 방출합니다. 이 때, 이것은 주로 탄소와 산소로 구성된 백색 왜성이 됩니다.[86] 결국 2차성 역시 주계열에서 진화하여 적색 거성을 형성하게 됩니다. 거대한 물질은 백색 왜성에 의해 가속되어 후자의 질량이 증가합니다. 정확한 개시 내용과 재앙적 사건에서 생성된 무거운 요소에 대한 정확한 세부 사항은 여전히 불분명합니다.[87]

Ia형 초신성은 사건이 일어난 후에 특징적인 빛의 곡선(시간의 함수로서 광도의 그래프)을 생성합니다. 이 광도는 니켈-56이 코발트-56을 거쳐 철-56으로 방사성 붕괴되면서 생성됩니다.[85] 광도 곡선의 최대 광도는 일반 Ia형 초신성에 걸쳐 매우 일정하며, 최대 절대 크기는 약 -19.3입니다. 전형적인 Ia형 초신성은 점진적인 질량 획득에 의해 일관된 유형의 전구 별에서 발생하고, 일관된 전형적인 질량을 획득하면 폭발하여 매우 유사한 초신성 조건과 행동을 일으키기 때문입니다. 이를 통해 숙주 은하까지의 거리를 측정하기 위한 2차[88] 표준 양초로 사용할 수 있습니다.[89]

Ia형 초신성의 형성을 위한 두 번째 모델은 두 개의 백색 왜성의 결합을 포함하며, 결합된 질량은 순간적으로 찬드라세카르 한계를 초과합니다.[90] 이것은 때때로 두 별 모두 퇴화된 백색 왜성이기 때문에 이중 퇴화 모델이라고 불립니다. 쌍의 질량과 화학적 조성의 가능한 조합으로 인해 이러한 유형의 사건에는 많은 변화가 있으며,[91] 많은 경우 초신성이 전혀 없을 수 있으며, 이 경우 더 일반적인 SN 유형 Ia보다 더 적은 광도 곡선을 가질 것입니다.[92]

비표준형 Ia

비정상적으로 밝은 Ia형 초신성은 백색왜성이 이미 찬드라세카르 한계보다 높은 질량을 가지고 있을 때 발생하며,[93] 비대칭성에 의해 더 강화될 수 있지만,[94] 방출된 물질은 정상적인 운동 에너지보다 더 적을 것입니다. 이 초-찬드라세카르 질량 시나리오는 예를 들어, 여분의 질량이 차동 회전에 의해 지지될 때 발생할 수 있습니다.[95]

비표준 Ia형 초신성에 대한 공식적인 하위 분류는 없습니다. 헬륨이 백색왜성에 접근할 때 발생하는 빛 이하의 초신성 집단을 Iax형으로 분류해야 한다는 주장이 제기됐습니다.[96][97] 이런 종류의 초신성은 항상 백색왜성의 시조를 완전히 파괴하지는 않을 수 있으며 좀비 별을 남길 수도 있습니다.[98]

초신성의 한 가지 특정한 유형은 Ia형과 같은 백색왜성이 폭발하는 것에서 비롯되지만, 백색왜성이 수소가 풍부한 성층 물질로 둘러싸여 있기 때문에 스펙트럼에 수소선이 포함되어 있습니다. 이 초신성들은 Ia/IIN형, Ian형, IIa형, IIan형으로 불렸습니다.[99]

벨라 별자리인 개성단 IC 2391에 속하는 4중성 HD 74438은 비표준형 Ia 초신성이 될 것으로 예측되었습니다.[100][101]

노심붕괴

중심핵 붕괴 직전의 거대하고 진화된 별의 층들(규모를 가늠할 수 없음)

핵융합이 자체 중력에 대항하여 중심핵을 지탱할 수 없게 되었을 때 매우 무거운 별은 중심핵 붕괴를 겪을 수 있습니다. 이 역치를 통과하는 것은 Ia형을 제외한 모든 종류의 초신성의 원인입니다. 그 붕괴는 초신성을 만들어내는 별의 바깥층을 격렬하게 쫓아내는 원인이 될 수 있습니다. 하지만 중력 퍼텐셜 에너지의 방출이 충분하지 않을 경우, 별은 대신 복사 에너지가 거의 없는 블랙홀이나 중성자별로 붕괴될 수 있습니다.[102]

코어 붕괴는 찬드라세카르 한계 초과, 전자 포획, 쌍불안정성, 또는 광분해 등 여러 가지 다른 메커니즘에 의해 발생할 수 있습니다.[102][103][104]

  • 질량이 큰 별이 찬드라세카르 질량보다 더 큰 철심을 형성하면 더 이상 전자 축퇴 압력에 의해 스스로를 지탱할 수 없게 되고 중성자별이나 블랙홀로 더 붕괴하게 됩니다.
  • 퇴화된 O/Ne/Mg 코어(태양질량 8~10개의 전구 별)에서 마그네슘에 의한 전자 포획은 지지력을 제거하고 중력 붕괴를 유발하고 폭발적인 산소 융합을 야기하며, 결과는 매우 유사합니다.
  • 큰 후헬륨 연소 코어에서의 전자-양전자 쌍 생성은 열역학적 지지를 제거하고 초기 붕괴를 유발한 후 폭주 융합을 일으켜 쌍 불안정 초신성을 생성합니다.
  • 충분히 크고 뜨거운 항성핵은 광분해를 직접 시작할 수 있을 정도로 에너지가 있는 감마선을 생성할 수 있으며, 이는 핵의 완전한 붕괴를 야기할 것입니다.

아래 표는 질량이 큰 항성에서 중심핵이 붕괴되는 원인, 발생하는 항성의 종류, 관련 초신성의 종류, 생성된 잔해를 나열한 것입니다. 금속성은 태양과 비교할 때 수소나 헬륨 이외의 원소의 비율입니다. 초기 질량은 초신성 사건 이전의 별의 질량으로, 초신성 당시의 질량은 훨씬 더 낮을 수 있지만, 태양 질량의 배수로 주어집니다.[102]

II형 초신성은 표에 나와 있지 않습니다. 이들은 서로 다른 전구 별에서 다양한 유형의 중심 붕괴에 의해 생성될 수 있으며, Ia형 백색 왜성 점화에 의해서도 생성될 수 있지만, 대부분은 발광 초거성 또는 극거성(LBV 포함)에서 철 중심 붕괴에 의해 생성될 것으로 보입니다. 이들의 이름이 붙은 좁은 스펙트럼선은 초신성이 작고 밀집된 성간 물질 구름으로 팽창하고 있기 때문에 발생합니다.[105] IIn형 초신성의 상당 부분은 에타 카리내 대폭발과 유사한 LBV 유사 별의 대폭발인 초신성 임포스터인 것으로 보입니다. 이러한 사건에서, 이전에 별에서 분출된 물질은 좁은 흡수선을 만들고 새로 분출된 물질과의 상호작용을 통해 충격파를 일으킵니다.[106]

질량 및 금속성별[102] 노심붕괴 시나리오
붕괴원인 전구별의 대략적인 초기 질량(태양질량) 초신성형 잔재
퇴화된 O+Ne+Mg 코어에서의 전자 포획 9–10 희미한 II-P 중성자별
철심붕괴 10–25 희미한 II-P 중성자별
25–40, 저금속성 또는 태양 금속성 노멀 II-P 물질이 초기 중성자별로 떨어진 후 블랙홀
25–40, 매우 높은 금속성 II-L or II-b 중성자별
금속성이 낮은 40–90 없음. 블랙홀
≥solar에 가까운 금속성을 가진 40 희미한 Ib/c 또는 감마선 버스트(GRB)가 있는 하이퍼노바 물질이 초기 중성자별로 떨어진 후 블랙홀
≥40 금속성이 매우 높은 Ib/c 중성자별
≥90 금속성이 낮은 없음, 가능한 GRB 블랙홀
쌍불안정성 금속성이 낮은 140~250 II-P, 때로는 초노바, 가능한 GRB 잔재물 없음
광분해 ≥250 금속성이 낮은 없음(또는 광도 초신성?), 가능한 GRB 거대 블랙홀

상세공정

거대하고 진화된 별(a) 내에서 원소들의 양파 층 껍질은 융합을 통해 찬드라세카르 질량에 도달하여 붕괴되기 시작하는 철심(b)을 형성합니다. 코어의 내부 부분은 중성자(c)로 압축되어 낙하하는 물질이 튕겨져 나가서(d) 외부로 전파되는 충격 전면(빨간색)을 형성합니다. 충격이 멈추기 시작하지만 중성미자 가열에 의해 다시 활성화됩니다. 주변의 물질은 파괴되고(f) 퇴화된 잔해만 남게 됩니다.[107]

항성핵이 더 이상 중력에 대항하지 못할 때, 항성핵은 그 자체로 붕괴되어 70,000 km/s(0.23 c)에 이르는 속도로 [108]붕괴되어 온도와 밀도가 급격히 증가합니다. 다음은 붕괴하는 코어의 질량과 구조에 따라 달라지는데, 저질량 퇴화 코어는 중성자별을 형성하고, 고질량 퇴화 코어는 대부분 블랙홀로 완전히 붕괴하며, 비퇴화 코어는 폭주 핵융합을 거칩니다.[107][109]

퇴화된 코어의 초기 붕괴는 베타 붕괴, 광분해 및 전자 포획에 의해 가속화되며, 이는 전자 중성미자의 폭발을 유발합니다. 밀도가 높아지면 중성미자 방출은 중심부에 갇히면서 끊어집니다. 결국 내부 핵은 원자핵에 버금가는 밀도로 직경이[110] 보통 30km에 이르고, 중성자 축퇴 압력은 붕괴를 막으려고 합니다. 중심 질량이 약 15 태양질량 이상이면 중성자 축퇴는 붕괴를 막기에 충분하지 않으며 초신성 없이 블랙홀이 직접 형성됩니다.[103]

질량이 낮은 중심핵에서는 붕괴가 중단되고 새로 형성된 중성자 중심핵의 초기 온도는 태양 중심핵 온도의 6,000배인 약 1,000억 켈빈입니다.[107] 이 온도에서 모든 맛의 중성미자-반중성미자 쌍은 열 방출에 의해 효율적으로 형성됩니다. 이러한 열 중성미자는 전자 포획 중성미자보다 몇 배 더 풍부합니다.[111] 항성의 정지 질량의 약 10%인 약46 10줄은 이 사건의 주요 출력인 중성미자의 10초 폭발로 변환됩니다.[110][112] 갑자기 중단된 코어 붕괴는 무거운 원소의 해리를 통해 에너지를 잃으면서 수백만 초 이내에[113] 외부 코어에 정체되는 충격파를 생성합니다. 폭발의 동력이 될 수 있는 다른 이론들도 있지만, 중성미자 펄스로부터 코어의 외부[112] 층이 약 1044 줄(1 적)을 재흡수하여 가시적인 밝기를 생성할 수 있도록 하기 위해서는 명확하게 이해되지 않은 과정이 필요합니다.[110]

외부 외피의 일부 물질은 중성자별로 다시 떨어지며, 약 8개 이상의 코어의 경우 M☉,블랙홀을 형성하기에 충분한 폴백이 ☉있습니다. 이 폴백은 생성된 운동 에너지와 방출된 방사성 물질의 질량을 감소시키지만, 어떤 상황에서는 상대론적 제트를 생성하여 감마선 폭발이나 예외적으로 빛나는 초신성을 생성할 수도 있습니다.[114]

퇴화되지 않은 거대한 핵의 붕괴는 더 많은 핵융합에 불을 붙일 것입니다.[109] 중심 붕괴가 쌍 불안정(광자가 전자-양전자 쌍으로 변하여 복사 압력을 감소시킴)에 의해 시작되면 산소 융합이 시작되고 붕괴가 중단될 수 있습니다. 코어 질량이 40-60인 경우 M☉,☉붕괴는 중단되고 별은 그대로 남아있지만, 더 큰 핵이 형성되면 붕괴는 다시 일어날 것입니다. 약 60-130 코어의 경우 M☉,산소와 더 무거운 원소들의 ☉융합은 매우 에너지적이어서 별 전체가 붕괴되어 초신성을 일으킵니다. 질량 범위의 상단에서 초신성은 많은 방출된 Ni의 태양 질량으로 인해 비정상적으로 빛이 나고 매우 오래 지속됩니다. 훨씬 더 큰 코어 질량의 경우, 코어 온도는 광분해가 가능할 정도로 높아지며 코어는 블랙홀로 완전히 붕괴됩니다.[115][103]

타입 Ⅱ

주 기사: II형 초신성
전형적인 서브발광 타입 II SN 1997D

초기 질량이 약 8 미만인 별 M☉ 붕괴될 정도로 큰 핵은 절대로 발달하지 못하고 결국 그들은 백색 왜성이 되기 위해 대기를 잃습니다. 최소 9개 이상의 별 M (12개나 되는 possibly) M☉[116])는 복잡한 방식으로 진화하며 코어의 더 뜨거운 온도에서 무거운 원소를 점진적으로 연소합니다.[110][117] 이 별은 양파처럼 겹겹이 쌓이게 되고, 더 쉽게 융합된 원소들이 더 큰 껍질에서 연소됩니다.[102][118] 일반적으로 철심을 가진 양파로 묘사되지만, 가장 질량이 작은 초신성의 전구들은 산소-네온(-마그네슘) 코어만을 가지고 있습니다. 이 슈퍼 AGB 별들은 중심 붕괴 초신성의 대부분을 형성할 수 있지만, 더 거대한 조상들보다 덜 밝고 덜 일반적으로 관찰됩니다.[116]

만약 항성이 여전히 수소 외피를 가지고 있는 초거대 단계에서 중심핵 붕괴가 일어난다면, 그 결과는 II형 초신성입니다.[119] 발광성의 질량 감소 속도는 금속성과 광도에 따라 달라집니다. 태양 금속성에 가까운 극도로 밝은 별들은 중심 붕괴에 도달하기 전에 수소를 모두 잃을 것이고, 따라서 II형 초신성을 형성하지는 않을 것입니다.[119] 낮은 금속성에서 모든 별들은 수소 외피로 중심핵 붕괴에 도달할 것이지만, 충분히 무거운 별들은 눈에 보이는 초신성을 생성하지 않고 블랙홀로 직접 붕괴합니다.[102]

초기 질량이 태양의 약 90배에 이르거나 금속성이 높은 상태에서 약간 작은 별은 가장 일반적으로 관찰되는 유형인 II-P형 초신성을 생성합니다. 중간에서 높은 금속성에서, 그 질량 범위의 상단 근처에 있는 별들은 중심핵 붕괴가 일어날 때 수소의 대부분을 잃고 그 결과 II-L형 초신성이 될 것입니다.[120] 매우 낮은 금속성에서 140~250 정도의 별들 M☉ 수소 대기와 산소 핵이 여전히 존재하는 동안 쌍 불안정으로 핵 붕괴에 도달할 것이며, 그 결과 유형 II의 특징을 가지지만 분출된 Ni의 매우 큰 질량과 높은 광도를 가진 초신성이 될 것입니다.[102][121]

Ib형 및 Ic형

주 기사: Ib형과 Ic형 초신성
은하의 훨씬 위쪽 끝에 있는 Ib SN 2008D형으로[122], X선(왼쪽)과 가시광선(오른쪽)에 표시되며,[123] 중심에 더 가까운 밝은 SN 2007uy

이 초신성들은 II형 초신성들과 마찬가지로 중심핵 붕괴를 겪는 거대한 별들입니다. Ib형과 Ic형 초신성이 되는 별들은 II형 초신성의 시조와는 달리 강한 항성풍이나 동반자와의 상호작용으로 외부(수소) 외피의 대부분을 잃게 되었습니다.[124] 이 별들은 울프-레이에별로 알려져 있으며, 연속체 구동 바람이 충분히 높은 질량 손실률을 일으키는 중간에서 높은 금속성에서 발생합니다. Ib/c형 초신성의 관측은 울프-레이에 별의 관측 또는 예상 발생과 일치하지 않습니다. 이러한 유형의 중심 붕괴 초신성에 대한 대체적인 설명은 쌍성 상호작용에 의해 수소가 제거된 별을 포함합니다. 쌍성 모델은 관측된 초신성과 더 잘 일치하며, 적합한 쌍성 헬륨 별은 관측된 적이 없다는 단서를 제공합니다.[125]

Ib형 초신성은 WC형의 울프-레이에 별들이 더 흔하며 대기 중에 헬륨을 가지고 있기 때문에 생겨납니다. 좁은 범위의 질량에서 항성은 중심핵 붕괴에 도달하기 전에 더 진화하여 헬륨이 거의 남아 있지 않은 WO형 항성이 되며, 이들은 Ic형 초신성의 시조입니다.[126]

Ic형 초신성의 몇 %는 감마선 폭발(GRB)과 관련이 있지만, 기하학의 상황에 따라 수소 줄무늬 Ib형 초신성이나 Ic형 초신성은 GRB를 생성할 수 있다고 여겨집니다.[127] 이런 종류의 GRB를 만드는 메커니즘은 빠르게 회전하는 마그네트라의 자기장이 항성의 붕괴 중심부에서 형성하여 생성하는 제트입니다. 제트는 또한 에너지를 팽창하는 외부 껍질로 전달하여 초광택 초신성을 생성할 것입니다.[114][128][129]

초끈 초신성은 폭발하는 별이 가까운 쌍성에서 질량 전달을 통해 금속핵까지 (거의) 벗겨질 때 발생합니다.[130][131] 그 결과 폭발하는 별에서 아주 적은 양의 물질이 분출됩니다(c. 0.1). M☉). 가장 극단적인 경우, 초스트립 초신성은 맨몸의 금속핵에서 발생할 수 있으며, 이는 찬드라세카르 질량 한계보다 약간 높습니다. SN 2005ek는[132] 비교적 희미하고 빠르게 붕괴하는 빛의 곡선을 생성하는 초스트립 초신성의 첫 번째 관측 사례일 수 있습니다. 초절단 초신성의 본질은 붕괴하는 핵의 질량에 따라 철 핵 붕괴와 전자 포획 초신성이 될 수 있습니다. 초스트립 초신성은 쌍성계의 두 번째 초신성 폭발과 관련이 있는 것으로 추정되며, 예를 들어 이중 중성자성계를 강하게 생성합니다.[133][134]

2022년, 바이즈만 과학 연구소의 연구원들이 이끄는 천문학자 팀은 울프-레이에(Wolf-Rayet) 조상 별에 대한 직접적인 증거를 보여주는 첫 초신성 폭발을 보고했습니다. SN 2019hgp는 Icn형 초신성으로 네온 원소가 검출된 최초의 사례이기도 합니다.[135][136]

전자 포획 초신성

1980년 도쿄 대학의 노모토 켄이치(Ken'ichi Nomoto)에 의해 전자 포착 초신성이라고 불리는 "제3의 유형"의 초신성이 예측되었습니다. 백색 왜성 형성과 철핵 붕괴 초신성 사이의 전이 범위(~8~10 태양질량)에 있는 축퇴 O+Ne+Mg 핵을 가진 [137]별이 핵연료가 고갈된 후 붕괴하여 중력이 별의 핵에 있는 전자를 원자핵으로 압축시킬 때 발생합니다.[138][139] 초신성 폭발을 일으키고 중성자별을 남깁니다.[102] 2021년 6월, 네이처 천문학(Nature Astronomy) 저널의 한 논문은 2018년 초신성 SN 2018zd(은하 NGC 2146, 지구로부터 약 3100만 광년)가 전자 포착 초신성의 첫 번째 관찰로 보인다고 보고했습니다.[137][138][139] 우리 은하에 게 성운을 만든 1054 초신성 폭발은 전자 포착 초신성의 최적의 후보로 여겨져 왔으며 2021년 논문은 이것이 옳았을 가능성이 더 높다는 것을 증명합니다.[138][139]

실패한 초신성

주 기사: 실패한 초신성

일부 질량이 큰 별들의 중심 붕괴는 눈에 보이는 초신성을 만들어내지 못할 수도 있습니다. 이것은 폭발을 일으키는 메커니즘에 의해 초기 코어 붕괴가 되돌릴 수 없는 경우에 발생하는데, 이는 일반적으로 코어가 너무 크기 때문입니다. 이러한 이벤트는 감지하기 어렵지만 대규모 설문 조사에서 가능한 후보를 감지했습니다.[140][141] NGC 6946에 있는 적색 초거성 N6946-BH1은 2009년 3월에 약간의 폭발을 겪다가 시야에서 사라졌습니다. 이 별의 위치에는 희미한 적외선 소스만이 남아 있을 뿐입니다.[142]

경곡선

여러 종류의 초신성에 대한 일반적인 빛 곡선, 실제로는 각 종류마다 크기와 지속 시간이 다릅니다. 유형 Ia, Ib, II-L 및 II-P는 Karttunen et al.,[143] 유형 Ic 및 IIb는 Modjaz et al.,[144] 유형 IIn은 Nyholm et al.을 참조하십시오.[145]

배출 가스는 뜨거운 상태를 유지하기 위한 에너지 입력 없이 빠르게 감소합니다. 몇 달 동안 광학 초신성 빛을 유지할 수 있는 이 에너지의 원천은 처음에는 퍼즐이었습니다. 일부는 중앙 펄서의 회전 에너지를 원천으로 간주했습니다.[146] 각 유형의 초신성에 처음 동력을 공급하는 에너지는 신속하게 전달되지만, 빛의 곡선은 빠르게 팽창하는 분출물의 후속 방사능 가열에 의해 지배됩니다. 분출 가스의 강한 방사능 특성은 1960년대 후반에 처음으로 건전한 핵합성 기반에서 계산되었으며, 이후 대부분의 초신성에 대해 정확한 것으로 입증되었습니다.[147] 감마선 라인을 직접 관찰한 결과 주요 방사성 핵이 명확하게 확인된 것은 1987A 이후입니다.[148]

현재 SN 1987A와 같은 유형 II 초신성이 발생한 후의 광도 곡선(시간의 함수로서 광도의 그래프)의 대부분이 예측된 방사성 붕괴로 설명된다는 것은 직접적인 관찰에 의해 알려져 있습니다.[9] 발광은 광학 광자로 구성되어 있지만, 방출된 가스에 의해 흡수된 방사능의 힘이 잔류물을 빛을 방출할 수 있을 정도로 뜨겁게 유지합니다. 딸 Co to Fe를 통한 Ni의 방사성 붕괴는 주로 847 keV와 1,238 keV의 에너지를 가진 감마선 광자를 생성하며, 이 광자는 중간 시간(몇 주)에서 늦은 시간(몇 달)까지 열을 흡수하고 지배합니다.[149] SN1987A의 광 곡선의 피크에 대한 에너지는 Ni에서 Co로 붕괴(반수명 6일)되는 반면, 후기 광 곡선에 대한 에너지는 특히 Co에서 Fe로 붕괴되는 77.3일의 반감기와 매우 밀접합니다. 흡수되지 않은 채 SN 1987A 잔해에서 빠져나온 Co 및 Co 감마선의 작은 부분에 대한 우주 감마선 망원경의 이후 측정 결과, 이 두 방사성 핵이 동력원이라는 이전의 예측이 확인되었습니다.[148]

2020년 아마추어 천문학자가 찍은 초신성 SN2020jfo가 있는 메시에 61

서로 다른 초신성 유형에 대한 시각적 빛 곡선의 늦은 붕괴 단계는 모두 방사성 가열에 의존하지만, 기본 메커니즘, 가시적 방사선이 생성되는 방식, 관찰 기간 및 방출된 물질의 투명성 때문에 형태와 진폭이 다릅니다.[150] 광 곡선은 다른 파장에서 크게 다를 수 있습니다. 예를 들어, 자외선 파장에서 초기 극광 피크는 초기 사건에 의해 시작된 충격의 발생에 해당하는 몇 시간 동안만 지속되지만, 그 발생은 광학적으로 거의 감지되지 않습니다.[151][152]

Ia형의 광도 곡선은 대부분 매우 균일하며 최대 절대 등급이 일정하고 광도가 상대적으로 급격히 감소합니다. 그들의 광학 에너지 출력은 방출된 니켈-56의 방사성 붕괴에 의해 구동되며(반생 6일), 그리고 나서 방사성 코발트-56으로 붕괴됩니다(반생 77일). 이 방사성 동위원소들은 주변 물질을 태엽으로 들뜨게 합니다.[85] 우주론에 대한 현대 연구는 우주론의 "표준 양초"이지만 진단 847 keV와 1,238 keV 감마선이 2014년에야 처음으로 검출된 Ia형 초신성의 광학 밝기를 위한 에너지를 제공하는 Ni 방사능에 의존합니다.[153] 광구의 유효 크기가 감소하고 포획된 전자기 방사선이 고갈됨에 따라 광곡선의 초기 단계는 급격히 감소합니다. 광곡선은 B 밴드에서 계속 감소하는 반면 약 40일 동안 시각적으로 작은 어깨를 보일 수 있지만, 이는 특정 이온화된 무거운 원소가 재결합하여 적외선 복사를 생성하고 분출물이 투명해짐에 따라 적외선에서 발생하는 2차 최대치의 징후일 뿐입니다. 방출된 물질이 더 확산되어 고에너지 방사선을 시각적 방사선으로 변환할 수 없기 때문에 시각적인 빛의 곡선은 방사성 코발트의 붕괴 속도보다 약간 더 큰 속도로 계속 감소합니다. 몇 달 후, 광 곡선의 이 부분은 거의 연구되지 않았지만, 남아있는 코발트-56으로부터의 양전자 방출이 지배적이 되면서 광 곡선은 다시 감소율을 바꿉니다.[154]

Ib형 및 Ic형 광 곡선은 Ia형과 유사하지만 평균 피크 광도는 더 낮습니다. 시각적인 빛의 출력은 다시 방사성 붕괴가 시각적 방사선으로 변환되기 때문이지만 생성된 니켈-56의 질량은 훨씬 낮습니다. 최대 광도는 상당히 다양하며, 심지어 때때로 Ib/c형 초신성도 정상보다 훨씬 더 많이 그리고 덜 밝습니다. Ic형 초신성 중 가장 빛이 많이 나는 것을 하이퍼노바라고 하며, 최대 광도 증가와 더불어 빛의 곡선이 넓어지는 경향이 있습니다. 여분의 에너지의 원천은 회전하는 블랙홀의 형성에 의해 구동되는 상대론적 제트이며, 이는 또한 감마선 폭발을 생성합니다.[155][156]

II형 초신성의 광도 곡선은 I형보다 훨씬 느린 감소를 특징으로 하며,[70] 고원 단계를 제외한 하루 0.05 등급입니다. 가시광선 출력은 수개월 동안 방사성 붕괴가 아닌 운동 에너지에 의해 지배되는데, 이는 주로 초거성의 대기에서 나오는 분출물에 수소가 존재하기 때문입니다. 초기 파괴에서 이 수소는 가열되어 이온화됩니다. II형 초신성의 대부분은 이 수소가 재결합함에 따라 빛 곡선에서 장기간의 정체를 보이며 가시광선을 방출하고 투명해집니다. 그 다음에는 모든 수소에 의해 빛으로 변환되는 효율성 때문에 I형 초신성보다 느리지만 방사성 붕괴에 의해 구동되는 빛의 곡선이 감소합니다.[64]

II-L형에서는 원형질체가 대기 중에 수소가 상대적으로 거의 남아 있지 않아 스펙트럼에 나타나기에는 충분하지만 광 출력에서 눈에 띄는 원형질체를 생성하기에는 충분하지 않기 때문에 원형질체가 없습니다. IIb형 초신성에서는 전구의 수소 대기가 너무 고갈되어(동반성에 의한 조석 제거로 인한 것으로 생각됨) 빛 곡선은 I형 초신성에 더 가깝고 수소는 몇 주 후 스펙트럼에서 사라지기까지 합니다.[64]

IIn형 초신성은 항성 주변 물질의 조밀한 껍질에서 생성되는 추가적인 좁은 스펙트럼 선이 특징입니다. 이들의 빛의 곡선은 일반적으로 매우 넓고 확장되어 있으며, 때로는 극도로 빛을 내며 초발광 초신성이라고도 합니다. 이러한 빛의 곡선은 물질의 조밀한 껍질과의 상호작용에 의해 분출물의 운동 에너지가 전자기 복사로 매우 효율적으로 변환됨으로써 생성됩니다. 이것은 물질이 충분히 조밀하고 조밀할 때만 일어나는데, 이는 초신성이 일어나기 직전에야 시조별 자체에 의해 생성되었음을 나타냅니다.[157][158]

거리 촛불과 테스트 모델을 제공하기 위해 많은 수의 초신성이 분류되고 분류되었습니다.[159][160] 평균적인 특성은 숙주 은하의 거리와 종류에 따라 다소 차이가 있지만, 초신성 유형별로 광범위하게 지정할 수 있습니다.

초신성의[161][162] 종류별 물리적 특성
활자a 평균피크 절대규모b 대략적인 에너지(foe)c 광도가 최대가 되는 날 최대 광도에서 10%까지 일수
이아 −19 1 대략 19 대략 60세쯤에
Ib/c(희미) -15년경에 0.1 15–25 알 수 없는
Ib -17년경에 1 15–25 40–100
아이씨 -16년경에 1 15–25 40–100
Ic(밝음) -22까지 5 이상의 대략 25 대략 100
Ⅱ-b -17년경에 1 이십여 년쯤에 약 100개 정도
II-L -17년경에 1 13시경에 약 150명 정도
II-P(페인트) -14년경 0.1 대략 15개 알 수 없는
II-P -16년경에 1 대략 15살쯤에 50년 전후의 고원
인d -17년경에 1 12~30 이상 50–150
IIn(밝음) -22까지 5 이상의 50 이상의 100 이상의

주의:

  1. ^희미한 유형은 별개의 하위 클래스일 수 있습니다. 밝은 유형은 약간 과도하게 빛을 발하는 것부터 초신경성까지 연속체일 수 있습니다.
  2. ^이 크기는 R 밴드로 측정됩니다. V 또는 B 대역의 측정은 일반적이며 초신성의 경우 약 0.5 등급 더 밝을 것입니다.
  3. ^크기의 운동 에너지 순서. 총 전자기 복사 에너지는 일반적으로 더 낮고 (이론적으로) 중성미자 에너지는 훨씬 높습니다.
  4. ^아마도 다른 유형의 성운에 박혀있는 이질적인 그룹일 것입니다.

비대칭성

게 성운의 펄서는 성운에 대해 상대적으로 초속 375 km로 이동하고 있습니다.[163]

II형 초신성을 둘러싼 오랜 퍼즐은 남아 있는 작은 물체가 진원지에서 큰 속도를 받는 이유입니다.[164] 펄서, 따라서 중성자별은 높은 특이한 속도를 가지고 있는 것으로 관찰되며, 블랙홀은 고립되어 관찰하기가 훨씬 어렵지만 아마도 그렇게 할 것입니다. 태양 질량 이상의 물체를 500km/s 이상의 속도로 추진하는 초기 추진력은 상당할 수 있습니다. 이것은 팽창 비대칭을 나타내지만 운동량이 콤팩트 물체로 전달되는 메커니즘은 여전히 수수께끼로 남아 있습니다. 이 킥에 대해 제안된 설명에는 붕괴하는 별에서의 대류, 중성자별 형성 중 물질의 비대칭 방출, 비대칭 중성미자 방출이 포함됩니다.[164][165]

이러한 비대칭성에 대한 한 가지 가능한 설명은 코어 위의 대규모 대류입니다. 대류는 원소의 국부적 존재비에 변화를 일으켜 붕괴, 튕기기 및 그에 따른 팽창 동안 불균일한 핵 연소를 초래할 수 있습니다.[166] 또 다른 가능한 설명은 가스가 중심 중성자별에 부착되면 방향성이 높은 제트를 구동하는 원반이 생성되어 물질을 별 밖으로 빠른 속도로 밀어내고 별을 완전히 교란시키는 횡방향 충격을 구동할 수 있다는 것입니다. 이 제트들은 초신성을 만드는 데 결정적인 역할을 할 수도 있습니다.[167][168] (긴 감마선 폭발을 설명하는 데도 비슷한 모델이 사용됩니다.) 지배적인 메커니즘은 조상 별의 질량에 따라 달라질 수 있습니다.[165]

Ia형 초신성에서도 관측을 통해 초기 비대칭성이 확인되었습니다. 이 결과는 이러한 유형의 초신성의 초기 광도가 시야각에 따라 달라진다는 것을 의미할 수 있습니다. 그러나 시간이 지남에 따라 확장은 더 대칭적이 됩니다. 초기 비대칭성은 방출되는 빛의 편광을 측정하여 감지할 수 있습니다.[169]

에너지출력

초신성 가시광선 곡선을[85][170] 생성하는 니켈-56과 코발트-56의 방사성 붕괴

초신성은 주로 빛을 내는 사건으로 알려져 있지만, 그들이 방출하는 전자기 복사는 거의 경미한 부작용입니다. 특히 중심핵 붕괴 초신성의 경우 방출되는 전자기 복사는 사건이 일어나는 동안 방출되는 전체 에너지의 아주 작은 부분입니다.[171]

초신성의 여러 종류에서 에너지 생산의 균형 사이에는 근본적인 차이가 있습니다. Ia형 백색왜성 폭발에서 대부분의 에너지는 무거운 원소 합성과 분출물의 운동 에너지로 향합니다.[172] 중심핵 붕괴 초신성에서 에너지의 대부분은 중성미자 방출로 향하며, 이 중 일부는 관측된 파괴에 힘을 실어주는 반면, 중성미자의 99% 이상은 붕괴 시작 후 처음 몇 분 동안 별을 탈출합니다.[45]

표준 Ia형 초신성은 탄소-산소 백색 왜성의 폭주하는 핵융합에서 에너지를 얻습니다. 에너지에 대한 세부 사항은 아직 완전히 이해되지 않았지만, 결과는 높은 운동 에너지에서 원래 별의 전체 질량을 방출하는 것입니다. 태양 질량의 절반 정도는 실리콘 연소로 인해 생성된 Ni입니다. 56Ni은 방사성을 띠며 베타와 붕괴(6일의 반감기)와 감마선에 의해 Co로 붕괴합니다. 56Co 자체는 77일의 반감기를 가진 베타 플러스(양전자) 경로에 의해 붕괴되어 안정한 Fe가 됩니다. 이 두 과정은 Ia형 초신성으로부터의 전자기 복사를 담당합니다. 방출된 물질의 변화하는 투명도와 결합하여 급격히 감소하는 광 곡선을 생성합니다.[170]

중심핵 붕괴 초신성은 Ia형 초신성보다 평균적으로 시각적으로 더 희미하지만,[143][144][145] 다음 표에 나와 있는 것처럼 방출되는 총 에너지는 훨씬 높습니다.

초신성의 에너지
초신성 대략적인 총 에너지
x10줄(foe)		 이젝션 Ni
(solar 질량)		 중성미자 에너지
(foe)		 운동에너지
(foe)		 전자기복사
(foe)
Ia형[170][173][174] 1.5 0.4 – 0.8 0.1 1.3 – 1.4 ~0.01
노심붕괴[175][176] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 – 0.01
하이퍼노바 100 ~1 1–100 1–100 ~0.1
쌍불안정성[115] 5–100 0.5 – 50 낮게? 1–100 0.01 – 0.1

일부 핵심 붕괴 초신성에서는 블랙홀로 다시 떨어져 상대론적 제트를 구동하여 감마선의 짧은 에너지 및 방향 폭발을 생성하고 방출된 물질에 상당한 에너지를 전달할 수 있습니다. 이것은 고광도 초신성을 생성하는 하나의 시나리오이며 Ic형 초신성과 장기 감마선 폭발의 원인으로 추정됩니다.[177] 상대론적 제트가 너무 짧고 항성 외피를 관통하지 못하면 저광도 감마선 폭발이 발생하고 초신성은 저광도일 수 있습니다.[178]

초신성이 성 주변 물질의 작고 밀도가 높은 구름 안에서 발생하면, 그것은 운동 에너지의 높은 부분을 전자기 복사로 효율적으로 변환할 수 있는 충격파를 생성할 것입니다. 비록 초기 에너지가 완전히 정상이었지만, 초신성은 지수적인 방사성 붕괴에 의존하지 않기 때문에 높은 광도와 긴 지속 시간을 가질 것입니다. 이러한 유형의 이벤트는 II형 과신전증을 유발할 수 있습니다.[179][180]

쌍불안정성 초신성은 II-P형과 유사한 스펙트럼과 광도곡선을 가진 핵붕괴 초신성이지만 핵붕괴 후의 성질은 탄소, 산소, 실리콘의 폭주 융합을 가진 거대한 Ia형에 더 가깝습니다. 가장 질량이 큰 사건에 의해 방출되는 총 에너지는 다른 핵 붕괴 초신성과 비슷하지만 중성미자 생산은 매우 낮은 것으로 생각되기 때문에 방출되는 운동 및 전자기 에너지는 매우 높습니다. 이 별들의 중심핵은 어떤 백색왜성보다 훨씬 크며 중심핵에서 방출되는 방사성 니켈과 다른 무거운 원소들의 양은 수십 배나 더 많을 수 있으며 결과적으로 높은 시각적 광도를 가지고 있습니다.[181]

시조

때때로 초신성은 먼 은하에 대한 이 속도감 있는 예술가의 인상에 나타납니다. 각각의 폭발하는 별들은 잠시 동안 주 은하의 밝기에 필적합니다.

초신성 분류형은 붕괴 당시 별의 종류와 밀접하게 연관되어 있습니다. 각 유형의 초신성의 발생은 시조별의 금속성에 따라 달라지는데, 이는 항성풍의 세기와 이에 따라 별이 질량을 잃는 속도에 영향을 미치기 때문입니다.[182]

Ia형 초신성은 쌍성계의 백색왜성에서 생성되며 모든 은하계에서 발생합니다.[183] 중심부 붕괴 초신성은 짧은 수명의 거대한 별에서 비롯되기 때문에 현재 또는 매우 최근에 별이 형성되고 있는 은하에서만 발견됩니다. 그들은 Sc형 나선형에서 가장 흔하게 발견되지만, 다른 나선은하의 품, 불규칙은하, 특히 항성 폭발은하에서도 발견됩니다.[184][185][186]

Ib형과 Ic형 초신성은 강한 항성풍이나 동반성으로의 질량 이동을 통해 수소와 헬륨의 외층을 잃은 거대 항성의 중심 붕괴에 의해 생성된 것으로 추정됩니다.[156] 이들은 일반적으로 새로운 별이 형성된 지역에서 발생하며, 타원은하에서는 극히 드물게 발생합니다.[69] IIn형 초신성의 시조도 폭발 직전의 시기에 질량 감소율이 높습니다.[187] Ic형 초신성은 그들의 중심 은하에 비해 금속이 더 풍부하고 별의 형성 속도가 더 높은 지역에서 발생하는 것으로 관찰되었습니다.[188] 표는 중심핵 붕괴 초신성의 주요 유형에 대한 전구와 지역 이웃에서 관찰된 대략적인 비율을 보여줍니다.

중심핵 붕괴 초신성 유형의 전구별[125] 비율
유형 시조별 분수
Ib WC 울프-레이에 또는 헬륨별 9.0%
아이씨 WO 울프-레이엣 17.0%
II-P 초거성 55.5%
II-L 수소 껍질이 고갈된 초거성 3.0%
인 추방된 물질(LBV 등)의 조밀한 구름 속의 초거성 2.4%
IIb 수소가 많이 고갈된 초거성(동반자가 묶은 것?) 12.1%
아이펙 청초거성 1.0%
초기 질량-금속성에 의한 초신성 유형
하나의 거대한 별들의 잔해

모델링된 항성진화와 관측된 항성진화를 조화시켜 중심 붕괴 초신성을 만들어내는 데에는 많은 어려움이 있습니다. 적색 초거성은 중심핵 붕괴 초신성의 대다수의 원형이며, 이들은 비교적 낮은 질량과 약 18 미만의 광도에서만 관찰되었습니다. M☉ 그리고 10만 L☉,☉각각 II형 초신성의 대부분의 시조는 감지되지 않으며 상당히 희미해야 하며, 아마도 질량이 덜할 것입니다. 이 불일치를 적색 초거성 문제라고 합니다.[189] 이 용어는 2009년 스티븐 스마트에 의해 처음 기술되었으며, 그는 또한 이 용어를 만들었습니다. Smartt 등은 초신성에 대한 부피 제한적 탐색을 수행한 결과, II-P형 초신성이 형성될 수 있는 질량의 하한과 상한이 8.5
+1-1.5인 것을 발견했습니다. M☉ 그리고 16.5±1.5 M☉,☉각각 전자는 백색 왜성 조상이 형성될 것으로 예상되는 질량 상한과 일치하지만, 후자는 국소 그룹의 거대한 항성 집단과 일치하지 않습니다.[190] 눈에 보이는 초신성 폭발을 일으키는 적색 초거성의 상한은 19+4-2
 M으로☉ 계산되었습니다.[189]

질량이 더 높은 적색 초거성은 초신성으로 폭발하는 것이 아니라, 더 뜨거운 온도를 향해 다시 진화하는 것으로 생각됩니다. IIb형 초신성의 여러 시조가 확인되었으며, 이들은 K형과 G형 초거성, 그리고 A형 초거성 한 개입니다.[191] 황색초거성 또는 LBV는 IIb형 초신성의 시조로 제안되며, 관측하기에 충분히 가까운 거의 모든 IIb형 초신성이 그러한 시조를 나타냈습니다.[192][193]

청색 초거성은 부분적으로 높은 광도와 용이한 감지로 인해 확인된 초신성 전구의 예상 밖으로 높은 비율을 형성하지만, 울프-레이에(Wolf-Rayet) 전구는 아직 단 한 개도 명확하게 확인되지 않았습니다.[191][194] 모델들은 어떻게 청색 초거성이 다른 진화 단계로 나아가지 않고 초신성에 도달할 수 있을 정도로 충분한 질량을 잃는지 보여주는데 어려움을 겪어왔습니다. 한 연구는 저광도 적색 후의 초거대 발광 청색 변수가 붕괴될 가능성이 있는 경로를 보여주었는데, 이는 II형 초신성일 가능성이 높습니다.[195] IIn형 초신성의 뜨거운 빛을 내는 전구의 몇 가지 예가 감지되었습니다: SN 2005gy와 SN 2010jl은 둘 다 겉보기에는 거대한 빛을 내는 별이었지만 매우 멀리 떨어져 있습니다. 그리고 SN 2009ip은 LBV였을 가능성이 높은 빛을 내는 전구를 가지고 있었지만 정확한 성질에 대해서는 논란의 여지가 있는 특이한 초신성입니다.[191]

Ib/c형 초신성의 시조는 전혀 관측되지 않으며, 가능한 광도에 대한 제약은 알려진 WC 별의 것보다 낮은 경우가 많습니다.[191] WO 별은 극히 드물고 시각적으로도 상대적으로 희미하기 때문에 그런 조상이 없어진 것인지, 아직 관측되지 않은 것인지 말하기는 어렵습니다. 매우 밝은 조상은 확실히 확인되지 않았지만, 그러한 조상은 분명히 상상되었을 만큼 충분히 가까운 곳에서 수많은 초신성이 관찰되었습니다.[196] 인구 모델링에 따르면 관찰된 Ib/c형 초신성은 단일 거대 별과 상호 작용하는 쌍성계에서 제거된 외피 별의 혼합물에 의해 재현될 수 있습니다.[125] Ib형과 Ic형 초신성에 대한 발견이 여전히 모호하지 않은 것은 대부분의 질량이 큰 별들이 초신성 폭발 없이 블랙홀로 직접 붕괴하기 때문일 수 있습니다. 이 초신성들의 대부분은 쌍성계에 있는 질량이 낮은 저광도 헬륨 별에서 만들어집니다. 적은 수는 빠르게 회전하는 거대 별에서 비롯되며, 이는 장기간 감마선 폭발과 관련된 매우 에너지가 높은 유형의 Ic-BL 사건에 해당할 가능성이 높습니다.[191]

외부영향

초신성 사건은 주변 성간매질에 흩어져 있는 무거운 원소를 생성합니다. 초신성으로부터의 팽창하는 충격파는 별 형성을 유발할 수 있습니다. 은하계 우주선은 초신성 폭발에 의해 생성됩니다.

중원소의 근원

주요 기사: 항성핵합성과 초신성핵합성
성간매질의 각 원소의 근원을 나타낸 주기율표

초신성은 산소에서 루비듐에 이르기까지 성간 매질의 주요한 원소 공급원이지만,[197][198][199] 스펙트럼에서 생성되거나 관찰되는 원소의 이론적 존재비는 다양한 초신성 유형에 따라 크게 다릅니다.[199] Ia형 초신성은 주로 실리콘과 철 피크 원소, 니켈과 철 같은 금속을 생성합니다.[200][201] 중심 붕괴 초신성은 Ia형 초신성보다 훨씬 적은 양의 철-피크 원소를 방출하지만 산소, 네온과 같은 가벼운 알파 원소와 아연보다 무거운 원소의 질량이 더 큽니다. 후자는 특히 전자 포획 초신성의 경우에 해당됩니다.[202] II형 초신성에 의해 분출되는 물질의 대부분은 수소와 헬륨입니다.[203] 무거운 원소는 S까지의 핵에 대한 핵융합, Ar과 Ni 사이의 핵에 대한 실리콘 연소 중 실리콘 광분해 재배열 및 준평형, 철보다 무거운 원소에 대한 초신성 붕괴 중 중성자의 빠른 포획(r-과정)에 의해 생성됩니다. r-과정은 중성자가 풍부하고 베타가 더 안정적인 형태로 빠르게 붕괴되는 매우 불안정한 핵을 생성합니다. 초신성에서 r-과정 반응은 철을 넘어 모든 원소 동위원소의 약 절반을 차지하지만 중성자별 결합은 이러한 원소들 중 많은 부분의 주요 천체 물리학적 원천일 수 있습니다.[204][197][205]

현대 우주에서 오래된 점근적 거대 가지(AGB) 별들은 산화물, 탄소 및 s-공정 원소에서 나오는 먼지의 주요 원천입니다.[197][206] 그러나 초기 우주에서는 AGB 별이 형성되기 전에 초신성이 먼지의 주요 원인이었을 수 있습니다.[207]

항성진화에서의 역할

주 기사: 초신성 잔해

많은 초신성의 잔해는 작은 물체와 빠르게 팽창하는 물질의 충격파로 구성되어 있습니다. 이 물질 구름은 최대 2세기 동안 지속될 수 있는 자유 팽창 단계 동안 주변 성간 매체를 휩쓸어 갑니다. 그리고 나서 파동은 서서히 단열 팽창의 기간을 거치고, 약 10,000년의 기간 동안 천천히 식어 주변의 성간 매질과 섞이게 될 것입니다.[208]

초신성 잔해 N63A는 거대 마젤란운의 가스와 먼지가 뭉친 지역 안에 있습니다.

빅뱅으로 인해 수소, 헬륨, 미량의 리튬이 생성되었으며, 모든 무거운 원소는 별, 초신성, 중성자별 간의 충돌에서 합성됩니다(따라서 간접적으로 초신성에 의한 것입니다). 초신성은 수소와 헬륨 이외의 원소로 주변 성간매질을 풍부하게 하는 경향이 있는데, 보통 천문학자들은 이를 '금속'이라고 부릅니다.[209] 이러한 분출된 원소들은 궁극적으로 별 형성의 장소인 분자 구름을 풍부하게 합니다.[210] 따라서 각 항성 세대는 수소와 헬륨의 거의 순수한 혼합물에서 더 금속이 풍부한 구성물에 이르기까지 약간 다른 구성을 가지고 있습니다. 초신성은 핵융합 기간 동안 별에서 형성되는 이러한 무거운 원소들을 분포시키는 주요한 메커니즘입니다. 항성을 형성하는 물질 내 원소의 다양한 존재비는 항성의 생명에 중요한 영향을 미치며,[209][211] 항성 주위를 도는 행성이 존재할 가능성에 영향을 미칠 수 있습니다: 금속성이 더 높은 항성 주위에는 더 많은 거대 행성이 형성됩니다.[212][213]

팽창하는 초신성 잔해의 운동 에너지는 우주에서 가까운 밀도 높은 분자 구름을 압축함으로써 별 형성을 유발할 수 있습니다.[214] 또한 난류 압력의 증가는 구름이 과잉 에너지를 잃을 수 없다면 별의 형성을 막을 수 있습니다.[215]

짧은 수명을 가진 방사성 동위원소의 딸들이 만들어낸 증거들은 근처의 초신성이 45억 년 전 태양계의 구성을 결정하는 데 도움을 주었고, 심지어 이 시스템의 형성을 촉발했을 수도 있다는 것을 보여줍니다.[216]

고속 라디오 버스트(FRB)는 일반적으로 밀리초 이하로 지속되는 강렬하고 일시적인 라디오파 펄스입니다. 이러한 사건들에 대한 많은 설명이 제안되었습니다. 중심핵 붕괴 초신성에 의해 생성된 자성체가 유력한 후보입니다.[217][218][219][220]

우주선

초신성 잔해는 은하 1차 우주선의 많은 부분을 가속화하는 것으로 생각되지만 우주선 생성에 대한 직접적인 증거는 소수의 잔해에서만 발견되었습니다. 초신성 잔해 IC 443과 W44에서 파이온 붕괴로 인한 감마선이 검출되었습니다. 이들은 성간 물질에 대한 잔류 충격에서 가속된 양성자가 생성될 때 생성됩니다.[221]

중력파

초신성은 잠재적으로 강력한 중력파의 은하원이지만 [222]지금까지 발견된 것은 없습니다. 지금까지 발견된 유일한 중력파 사건은 블랙홀과 중성자별의 결합에서 비롯된 것으로 초신성의 잔해일 가능성이 있습니다.[223] 중성미자 방출처럼 중심부 붕괴 초신성에 의해 생성된 중력파는 빛에 영향을 미치는 지연 없이 도착할 것으로 예상됩니다. 따라서 다른 방법으로는 사용할 수 없는 코어 붕괴 프로세스에 대한 정보를 제공할 수 있습니다. 초신성 모델에 의해 예측되는 대부분의 중력파 신호는 지속 시간이 짧고, 1초 미만으로 지속되기 때문에 감지하기가 어렵습니다. 중성미자 신호의 도달을 사용하면 중력파를 찾는 시간대를 식별할 수 있는 트리거를 제공하여 후자와 배경 잡음을 구별하는 데 도움이 될 수 있습니다.[224]

지구에 미치는 영향

주 기사: 근지구 초신성

지구에 가까운 초신성은 지구의 생물권에 눈에 띄는 영향을 줄 정도로 지구에 가까운 초신성입니다. 초신성의 종류와 에너지에 따라, 그것은 3,000광년이나 떨어져 있을 수도 있습니다. 1996년에 과거 초신성의 흔적이 암석층의 금속 동위원소 서명의 형태로 지구에서 감지될 수 있다는 이론이 제기되었습니다. 철-60 농축은 나중에 태평양 심해 암석에서 보고되었습니다.[225][226][227] 2009년 남극의 얼음에서 1006과 1054 초신성과 일치하는 높은 수준의 질산염 이온이 발견되었습니다. 이 초신성에서 나오는 감마선은 얼음 속에 갇혀 있던 질소 산화물의 대기 수준을 높였을 수도 있습니다.[228]

역사적으로, 근처의 초신성은 지구상의 생명체의 생물 다양성에 영향을 미쳤을 수 있습니다. 지질학적 기록에 따르면 근처의 초신성 사건이 우주선을 증가시켰고, 이는 다시 더 시원한 기후를 만들어냈습니다. 극과 적도 사이의 더 큰 온도 차이는 더 강한 바람을 만들었고, 바다 혼합을 증가시켰고, 대륙붕을 따라 얕은 물로 영양분을 운반하는 결과를 가져왔습니다. 이것은 더 큰 생물 다양성으로 이어졌습니다.[229][230]

Ia형 초신성은 지구와 충분히 가까운 곳에서 발생할 경우 잠재적으로 가장 위험하다고 여겨집니다. 이 초신성들은 쌍성계의 희미하고 흔한 백색왜성에서 발생하기 때문에 지구에 영향을 미칠 수 있는 초신성은 예측할 수 없고 연구가 잘 되지 않는 항성계에서 발생할 가능성이 높습니다. 가장 가까운 후보는 IK 페가수스로 약 150광년 떨어져 있습니다.[231]

2003년 추정에 따르면, II형 초신성은 지구 오존층의 절반을 파괴하려면 8파섹(26광년) 이상의 거리에 있어야 하며, 약 500광년 이상의 거리에 근접한 후보는 없습니다.[232]

은하수 후보들

주 기사: 초신성 후보 목록
약 21,000광년[233] 거리에 위치한 울프-레이에별 WR124 주변 성운

은하수의 다음 초신성은 은하수의 먼 쪽에서 발생하더라도 감지가 가능할 것으로 보입니다. 눈에 띄지 않는 적색 초거성의 붕괴로 생성될 가능성이 높으며, 이미 2MASS와 같은 적외선 조사에서 목록화되었을 가능성이 매우 높습니다. 다음 중심핵 붕괴 초신성이 노란색 초거성, 발광 청색 변광성, 울프-레이엣과 같은 다른 유형의 거대 항성에 의해 생성될 가능성은 더 적습니다. 다음 초신성이 백색왜성에 의해 생성되는 Ia형일 가능성은 중심핵 붕괴 초신성의 3분의 1 정도로 계산됩니다. 다시 어디서든지 관측이 가능해야 하지만, 그 조상이 관측되었을 가능성은 적습니다. Ia형 전구계가 어떻게 생겼는지도 정확히 알 수 없고, 몇 파섹을 넘어서서 발견하기도 어렵습니다. 몇 세기 동안 실제로 관측되지 않았지만, 은하수의 총 초신성 비율은 1세기에 2에서 12 사이로 추정됩니다.[142]

통계적으로 볼 때, 중심핵 붕괴 초신성의 가장 흔한 종류는 II-P형이며, 이 유형의 시조는 적색 초거성입니다.[234] 어떤 초거성이 중심핵에서 무거운 원소 융합의 마지막 단계에 있고 수백만 년이 남아 있는지 확인하기는 어렵습니다. 가장 질량이 큰 적색 초거성들은 중심핵이 붕괴되기 전에 대기권을 벗어나 울프-레이에별로 진화합니다. 모든 울프-레이에 별들은 울프-레이에 단계에서 100만 년 정도 안에 수명을 다하지만, 중심핵 붕괴에 가장 가까운 별들을 식별하는 것은 어렵습니다. 폭발하기까지 몇천 년이 채 남지 않을 것으로 예상되는 한 부류는 핵심 헬륨을 소진한 것으로 알려진 WO 울프-레이에 별들입니다.[235] 그 중 8개만 알려져 있고, 그 중 4개만이 은하수에 있습니다.[236]

적색 초거성 안타레스와 베텔게우스,[237] 황색 초거성 로 카시오페이아,[238] 이미 초신성 임포스터를 생성한 발광 청색 변광성 에타 카리네,[239] 가장 밝은 성분인 울프-레이에 별, Regor 또는 Gamma Velorum 시스템에서.[240] 다른 것들은 가능성이 높지는 않지만 가능한 한 감마선 폭발의 전구(예를 들어 WR 104)로 악명이 높습니다.[241]

Ia형 초신성의 후보를 확인하는 것은 훨씬 더 추측적입니다. 정확한 메커니즘과 시간 척도는 여전히 논의되고 있지만, 백색 왜성을 가진 쌍성은 초신성을 생성할 수 있습니다. 이 시스템들은 희미하고 식별하기 어렵지만, 노배와 재발 노배는 편리하게 자신을 광고하는 그런 시스템입니다. 한 예로 U 스콜피이가 있습니다.[242] 가장 가까운 Ia형 초신성 후보는 IK 페가수스(HR 8210)로 150광년 거리에 [243]있지만 관측에 따르면 이 백색왜성이 Ia형 초신성이 되기 위해 필요한 임계 질량을 수용하기까지 무려 19억 년이 걸릴 수 있습니다.[244]

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