쌍불안정형 초신성: 두 판 사이의 차이
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[[Image:Sn2006gy collapse ill.jpg|thumb|right|400px|[[천문학자]]들이 [[SN 2006gy]]에서 일어난 폭발의 원인이었을 것이라 생각하는 쌍불안정 초신성 과정을 설명하고 있는 그림이다. 별이 매우 무거울 때, 별의 핵에서 발생한 [[감마선]]은 매우 큰 에너지를 가지고 있어서 일부는 입자와 반입자쌍의 생성에 쓰인다. 그 결과 압력의 감소는 별 자체의 강력한 중력에 의해 불안정한 [[중력붕괴|붕괴]]를 야기하게 된다. 그런 격렬한 붕괴가 일어난 후에, 겉잡을 수 없는 [[핵반응|열핵반응]](사진에서는 설명되지 않는다)이 뒤따르고 별이 폭발하여 우주공간으로 잔해가 방출된다.]] |
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쌍불안정성 초신성은 [[극초신성]]의 한 종류로써 140 태양질량 이상 되는 별의 최후이다. |
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'''쌍불안정성 초신성'''은 원자핵과 고에너지 [[감마선]] 사이의 충돌에서 [[자유전자]]와 [[양전자]]의 [[쌍생성]]이 매우 무거운 별의 핵 내부의 열적 압력을 감소시킬 때 발생하는 [[초신성 폭발]]이다. 이 압력 감소는 불안정한 붕괴로 이어지는데, 따라서 엄청나게 가열되여 열핵폭발이 후에 남는 [[블랙홀]] 잔해를 제외하고 별을 완전히 산산조각 내버린다.<ref>{{cite journal|last=Fraley|first=Gary S.|title=Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability|journal=[[Astrophysics and Space Science]]|year=1968|volume=2|issue=1|pages=96–114|doi=10.1007/BF00651498|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968Ap%26SS...2...96F|bibcode = 1968Ap&SS...2...96F }}</ref> 쌍불안정성 초신성은 오직 질량이 태양보다 130~250배 무겁고, 작거나 중간 정도의 금속성(수소와 헬륨보다 무거운 원소가 적은 경우는 [[항성종족|항성종족 III]]에서 흔하다)을 가지는 별에서만 발생할 수 있다. [[SN 2006gy]], [[SN 2007bi]],<ref name="SN2007bi">{{Citation |last=Gal-Yam |first=A. |last2=Mazzali |first2=P. |last3=Ofek |first3=E. O. |last4=''et al.'' |title=Supernova 2007bi as a pair-instability explosion |journal=[[Nature (journal)|Nature]]|date=3 December 2009 |volume=462 |pages=624–627 |doi=10.1038/nature08579|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Natur.462..624G|bibcode = 2009Natur.462..624G |arxiv = 1001.1156 }}</ref> [[SN 2213-1745]], [[SN 1000+0216]]<ref name=cooke>{{cite doi|10.1038/nature11521}}</ref>과 같이 현재 관측된 천체들은 쌍불안정 초신성일 것으로 추정되고 있다. |
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==전개 과정== |
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쌍불안정성 초신성을 일으킬 만큼 큰 별도 처음에는 [[태양]]의 핵융합과 다르지 않다. |
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== 참조 == |
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[[수소]]를 모두 태우고 나면 [[헬륨]], [[탄소]] 등을 태우게 되는데, 이 때 중심부 온도가 지나치게 올라가면 [[전자]]와 [[양전자]]나 [[양성자]]와 [[반양성자]]가 [[광자|빛]]으로 바뀌면서 갑자기 중심부의 압력이 낮아지게 된다. |
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그러면 별이 급격하게 [[수축]]하게 되는데, 그러면 항성의 온도가 올라가게 되고 복사층에서도 [[핵융합]]이 일어나게 된다. |
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보통은 일시적인 폭발로 끝나지만 간혹 대류층까지 번지면 별이 붕괴하게 된다. |
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[[분류:초신성]] |
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[[de:Supernova#Paarinstabilitätssupernova]] |
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2014년 6월 1일 (일) 11:34 판
쌍불안정성 초신성은 원자핵과 고에너지 감마선 사이의 충돌에서 자유전자와 양전자의 쌍생성이 매우 무거운 별의 핵 내부의 열적 압력을 감소시킬 때 발생하는 초신성 폭발이다. 이 압력 감소는 불안정한 붕괴로 이어지는데, 따라서 엄청나게 가열되여 열핵폭발이 후에 남는 블랙홀 잔해를 제외하고 별을 완전히 산산조각 내버린다.[1] 쌍불안정성 초신성은 오직 질량이 태양보다 130~250배 무겁고, 작거나 중간 정도의 금속성(수소와 헬륨보다 무거운 원소가 적은 경우는 항성종족 III에서 흔하다)을 가지는 별에서만 발생할 수 있다. SN 2006gy, SN 2007bi,[2] SN 2213-1745, SN 1000+0216[3]과 같이 현재 관측된 천체들은 쌍불안정 초신성일 것으로 추정되고 있다.
참조
- ↑ Fraley, Gary S. (1968). “Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability”. 《Astrophysics and Space Science》 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498.
- ↑ Gal-Yam, A.; Mazzali, P.; Ofek, E. O.; 외. (2009년 12월 3일), “Supernova 2007bi as a pair-instability explosion”, 《Nature》 462: 624–627, arXiv:1001.1156, Bibcode:2009Natur.462..624G, doi:10.1038/nature08579
- ↑ doi 10.1038/nature11521
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