신성: 두 판 사이의 차이

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'''신성'''은 다음을 가리키는 말이다.
[[그림:Making a Nova.jpg|frame|right|[[동반성]]으로부터 물질을 빨아들이고 있는 [[백색왜성]]의 개념도]]
'''신성'''(新星)은 [[백색왜성]]으로 [[수소]]를 비롯한 물질이 유입되면서 급격한 핵반응이 일어남에 따라 별이 밝아지는 현상을 지칭한다. 신성이라는 이름도 하늘에 새로이 밝은 별이 나타났다는 것을 의미하는 말이다.


* [[신성 (우주)]] (新星)
==형성==
* [[신성 (종교)]] (神聖/神性)
[[백색왜성]]이 [[로시엽]]을 넘어서는 인접한 [[동반성]]을 지니고 있다면, 백색왜성은 동반성의 외부대기로부터 지속적으로 기체를 흡수하게 된다. 동반성은 [[주계열성]]일수도 혹은 [[적색거성]]으로 팽창하는 별일 수도 있다. 흡수된 기체는 대개 [[수소]]나 [[헬륨]]이며, 기체는 이후 백색왜성의 높은 [[중력]]으로 인해 압축되고 가열된다. 가열된 수소는 백색왜성의 표면에서 [[CNO 순환]]을 통해 안정적으로 [[핵융합]]을 일으킨다. 하지만, 흡수되거나 생성된 헬륨이 핵융합하여 무거운 [[화학 원소|원소]]를 생성하기 위해서는 보다 높은 온도와 압력이 필요하며, 적어도 2000만 [[켈빈]]이 넘어서야 [[헬륨 핵융합]]을 통해 헬륨을 소모할 수 있다.


{{disambig}}
이러한 핵융합 과정에서 발생하는 엄청난 에너지는 백색왜성의 표면으로부터 기체를 날려보내며, 별을 극도로 밝게 빛나게 한다. 최대 밝기가 되기까지의 시간은 길 수도 짧을 수도 있지만, 최대 밝기를 지나서는 서서히 어두워지게 된다. <ref>[[AAVSO]] Variable Star Of The Month: [http://www.aavso.org/vstar/vsots/0501.shtml May 2001: Novae]</ref>

하지만, 이러한 격렬한 반응 중에도 실제 분출되는 물질의 양은 대개 [[태양]] 질량의 1/10,000 정도에 지나지 않으며, 이는 백색왜성의 질량에 비추어볼때 매우 미미한 수준이다. 게다가 흡수된 질량의 단 5%만이 핵융합을 통해 에너지를 공급한다. 하지만 그 정도의 핵융합만으로도 분출물을 초당 수천 킬로미터의 속도로 가속시키며, 또한 신성의 [[광도]]를 적게는 태양의 수 배에서 많게는 50,000-100,000배까지 높이기에 충분하다. <ref>Zeilik, Michael. ''Conceptual Astronomy''. New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993. ISBN 0471509965</ref>

[[백색왜성]]은 수소만 유입된다면, 몇 번씩도 신성이 될 수 있다. 이렇게 반복적으로 신성이 되는 별을 반복신성이라고 하며, 대표적인 예로는 [[RS Ophiuchi]]가 있다. 이 별은 [[1898년]], [[1933년]], [[1958년]], [[1967년]], [[1985년]], [[2006년]], 총 6회의 신성 현상을 나타내었다. 하지만, 백색왜성의 물질이 바닥나거나, 백색왜성이 [[중성자별]]로 붕괴한다면, 혹은 백색왜성이 Ia 형 [[초신성]]으로 폭발하게 된다면 이 과정은 끝이나게 된다.

가끔 일부 신성은 매우 가까우면서 밝아서 맨눈으로도 관측가능하다. 최근의 현상으로는 [[1975년]] [[8월 29일]]의 [[V1500 Cygni]]이 있다. 이 신성은 [[백조자리]]에서 관측되었으며, [[데네브]]에 필적하는 [[겉보기 등급]] 2.0 정도까지 이르렀다. 다른 최근의 예로는 [[1992년]]의 [[V1974 Cygni]]도 있지만, 이는 이전 신성에 비해 훨씬 어두웠다.

==발생 빈도와 중요성==
천문학자들은 [[우리 은하]]에서 연간 20내지 60개의 신성 현상이 있을 것이라고 추정한다. 하지만 실제 관측되는 수는 이에 훨씬 못 미치며, 이는 대개 너무 먼 거리나 관측 위치를 제대로 찾지 못한 것에 기인한다.<ref>Muirden, James. "Searching for Novae", pp. 259-79. In James Muirden, ed., ''Sky Watcher's Handbook''. New York: W.H. Freeman and Company Ltd., 1993. ISBN 071674502X</ref> 한편 이웃하는 [[안드로메다 은하]]에서 발견되는 신성은 우리 은하에서 발견되는 신성의 대략 1/2 내지는 1/3 수준이다.<ref>W. Liller, B. Mayer, July 1987, "The rate of nova production in the Galaxy", ''Publications Astronomical Society of the Pacific'', vol. 99, pp. 606-609.</ref>

신성의 분출물을 [[분광학]]을 통해 관측한 결과, 분출물은 주로 [[헬륨]], [[탄소]], [[질소]], [[산소]], [[네온]], [[마그네슘]]과 같은 원소를 포함하는 것으로 밝혀졌다. 하지만, 신성이 이러한 분출물을 통해 [[성간매질]]의 농도를 증가시키는 정도는 다른 우주현상에 비해서는 적은 수준이다. [[초신성]]에 비해서는 1/50 정도이며, [[적색거성]]이나 [[초거성]]에 비해서는 1/200 정도에 지나지 않는다.

[[RS Ophiuchi]]와 같은 반복신성은 드물다. 하지만 천문학자들은, 전부는 아니라도 대부분이 (비록 1,000년에서 100,000년 정도의 주기를 가질지라도) 반복신성일 것이라고 생각한다. <ref>Seeds, Michael A. ''Horizons: Exploring the Universe'', 5th ed. Belmont: Wadsworth Publishing Company, 1998, ISBN 0534524346, p.194.</ref> 반복신성의 주기는 백색왜성의 흡수율보다는 백색왜성 자체의 질량에 보다 의존한다. 질량이 높은 백색왜성의 경우, 보다 적은 물질로도 충분한 핵융합을 일으킬 수 있으며, 따라서 질량이 낮은 백색왜성보다 더욱 잦은 신성 현상을 일으킬 수 있게 된다.

== 1890년 이래의 밝은 신성 ==

{| border="2" cellpadding="2" cellspacing="0" style="margin:4px; border:4px solid #cccccc;"
|- align="center" bgcolor="cccccc"
|년도 || 신성 || 최대 밝기
|-
|[[1891년]]
|[[T Aurigae]]
|3.8 mag
|-
|[[1898년]]
|[[V1059 Sagittarii]]
|4.5 mag
|-
|[[1899년]]
|[[V606 Aquilae]]
|5.5 mag
|-
|[[1901년]]
|[[GK Persei]]
|0.2 mag
|-
|[[1903년]]
|[[Nova Geminorum 1903]]
|6 mag
|-
|[[1905년]]
|[[Nova Aquilae 1905]]
|7.3 mag
|-
|[[1910년]]
|[[Nova Lacertae 1910]]
|4.6 mag
|-
|[[1912년]]
|[[Nova Geminorum 1912]]
|3.5 mag
|-
|[[1918년]]
|[[V603 Aquilae]]
| &minus;1.8 mag
|-
|[[1919년]]
|[[Nova Lyrae 1919]]
|7.4 mag
|-
|[[1919년]]
|[[Nova Ophiuchi 1919]]
|7.4 mag
|-
|[[1920년]]
|[[Nova Cygni 1920]]
|2.0 mag
|-
|[[1925년]]
|[[RR Pictoris]]
|1.2 mag
|-
|[[1934년]]
|[[DQ Herculis]]
|1.4 mag
|-
|[[1936년]]
|[[CP Lacertae]]
|2.1 mag
|-
|[[1939년]]
|[[BT Monoceretis]]
|4.5 mag
|-
|[[1942년]]
|[[CP Puppis]]
|0.3 mag
|-
|[[1943년]]
|[[Nova Aquilae 1943]]
|6.1 mag
|-
|[[1950년]]
|[[DK Lacertae]]
|5.0 mag
|-
|[[1960년]]
|[[V446 Herculis]]
|2.8 mag
|-
|[[1963년]]
|[[V533 Herculis]]
|3 mag
|-
|[[1970년]]
|[[FH Serpentis]]
|4 mag
|-
|[[1975년]]
|[[V1500 Cygni]]
|2.0 mag
|-
|[[1975년]]
|[[V373 Scuti]]
|6 mag
|-
|[[1976년]]
|[[NQ Vulpeculae]]
|6 mag
|-
|[[1978년]]
|[[V1668 Cygni]]
|6 mag
|-
|[[1984년]]
|[[QU Vulpeculae]]
|5.2 mag
|-
|[[1986년]]
|[[V842 Centauri]]
|4.6 mag
|-
|[[1991년]]
|[[V838 Herculis]]
|5.0 mag
|-
|[[1992년]]
|[[V1974 Cygni]]
|4.2 mag
|-
|[[1999년]]
|[[V1494 Aquilae]]
|5.03 mag
|-
|[[1999년]]
|[[V382 Velorum]]
|2.6 mag
|}

=== 반복신성 ===
* [[RS Ophiuchi]]
* [[T Coronae Borealis]]
* [[T Pyxidis]]

== 같이보기 ==
* [[게 성운]]
* [[하이퍼노바]]
* [[초신성]]

== 바깥고리 ==

* [http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/ 변광성 목록]
* [http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_4a.html NASA 초신성]

==참고 문헌==
<references />

[[분류:천체물리학]]
[[분류:항성]]

{{Link FA|fi}}

[[ar:مستعر]]
[[bn:নবতারা]]
[[ca:Nova]]
[[cs:Nova]]
[[de:Nova (Stern)]]
[[el:Καινοφανείς αστέρες]]
[[en:Nova]]
[[es:Nova]]
[[fa:نواختر]]
[[fi:Nova]]
[[fr:Nova]]
[[he:נובה]]
[[it:Nova]]
[[ja:新星]]
[[lt:Nova (astronomija)]]
[[lv:Nova]]
[[nl:Nova (sterrenkunde)]]
[[pl:Nowa]]
[[pt:Nova]]
[[ro:Novă]]
[[ru:Новая звезда]]
[[sk:Nova]]
[[sv:Nova]]
[[tr:Nova]]
[[zh:新星]]

2007년 10월 30일 (화) 10:18 판

신성은 다음을 가리키는 말이다.

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