초신성 잔해

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소마젤란 은하의 초신성 잔해 E0102-72. 푸른색은 엑스선, 녹색은 가시광선, 적색은 전파 대역에서 촬영한 뒤 합성.
대마젤란 은하의 초신성 잔해 N49

초신성 잔해(超新星殘骸, Supernova remnant, 일명 SNR)는 초신성에서 별의 거대한 폭발 후에 만들어지는 구조이다. 초신성 잔해는 팽창하는 충격파에 둘러싸여 있으며, 폭발로 팽창하면서 분출되는 물질과 충격파를 따라 쓸고 가는 내부 물질로 구성되어 있다.

초신성이 생기는 방법에는 일반적으로 두 가지가 있다. 큰 질량의 별이 연료를 다 소진하여 핵으로부터 핵융합 에너지를 만들어 내지 못하고 자신의 중력의 힘으로 내부로 붕괴하며 중성자별이나 블랙홀이 되는 경우와, 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 축적하여 임계질량에 도달하여 열적 핵폭발을 하는 경우가 있다.

어떤 경우든, 위 결과로 생기는 초신성 폭발은 대부분 또는 모든 성간 물질을 크게는 광속의 10%에 달하는 속도인 약 30,000 km/s로 밀어 낸다. (성간물질의 일반적인 온도는 10,000K라 가정하고, 마하수(Mach number)는 처음에 >1000가 될 수 있다) 그러므로, 이 물질들이 항성들을 둘러싸고 있는 물질이나 성간 기체들과 충돌할 때, 충격파가 생기면서 기체들을 수백만 K의 온도로 가열하여 플라즈마를 형성한다. 그것은 주위 물질를 쓸어 충격이 지속적으로 아래로 시간이 지남에 따라 저하하지만 그 속도가 로컬 사운드 속도 아래로 떨어지기 전에 수 십 만년동안, 수 만 파섹에 걸쳐 확장 할 수 있다.

가장 잘 관찰되는 젊은 초신성 잔해는 1987년에 발견된 마젤란 성운의 초신성 SN 1987A에 의해 생성되었다. 그 외에 잘 알려진 초신성 잔해들로는 1572년 폭발의 밝기를 기록한 티코 브라헤의 이름이 붙여진 SN 1572(타이코 초신성)와 케플러의 이름이 붙여진 SN 1604(케플러 초신성)에 포함된 것들이 있다.


[단계 요약]

1. 분출물은 그들이 별 주위 또는 성간 물질에 자신의 중량을 휩쓸 때 까지 자유롭게 확장한다. 이는 주위를 둘러싸고 있는 기체의 밀도에 의해 수십에서 수 백년동안 지속할 수 있다.

2. 별 주위 성간 가스 충격의 껍질의 연소. 이는 도프 테일러 위상을 시작하는데, 이는 자신과 유사한 분석 솔루션으로 모델링 할 수 있다. 강력한 X-선 방출은 강한 충격파와 뜨거운 충격 가스를 추적한다.

3. 뜨거운 내부를 둘러싸고있는 얇고(<1pc) 높은 밀도(1 세제곱 미터 당 백만~1억 개의 원자)의 껍질을 형성하기 위해 껍질 냉각. 이는 압력 중심의 제설의 단계이다.

4. 내부 냉각. 이 높은 밀도의 껍질은 그 자신의 운동량으로부터 계속 확장한다. 이는 중성 수소원자로부터의 방출선이 가장 잘 보이는 단계이다.

5. 주변의 성간물질과 합병.

[1]

주석[편집]

바깥 고리[편집]