처음으로 천문학자들은 초신성 폭발 현장에서 별이 탄생하는 것을 목격했습니다. 베텔게우스: 초신성 폭발 별 폭발 후에 남은 것

20세기의 중요한 성과 중 하나는 수소와 헬륨보다 무거운 거의 모든 원소가 별의 내부에서 형성되어 우주에서 가장 강력한 현상 중 하나인 초신성 폭발의 결과로 성간 물질로 들어간다는 사실을 이해한 것입니다. 우주.

사진: 타오르는 별들과 한 줄기의 가스는 초신성 1987A라고 불리는 거대한 별의 자멸에 대한 숨막히는 배경을 제공합니다. 천문학자들은 1987년 2월 23일 남반구에서 폭발을 관찰했습니다. 허블 우주 망원경으로 촬영한 이 이미지는 확산된 가스 구름 속 물질의 내부 고리와 외부 고리로 둘러싸인 초신성 잔해를 보여줍니다. 이 3색 사진은 1994년 9월, 1996년 2월, 1997년 7월에 촬영된 초신성과 주변 지역의 여러 사진을 합성한 것입니다. 초신성 근처에 있는 수많은 밝은 파란색 별은 각각 약 1,200만 년의 나이를 갖고 태양보다 6배 더 무거운 거대한 별입니다. 그들은 모두 폭발한 별과 같은 세대의 별에 속합니다. 밝은 가스 구름의 존재는 이 지역이 젊음을 나타내는 또 다른 신호이며, 이 지역은 여전히 ​​새로운 별 탄생을 위한 비옥한 땅입니다.

처음에는 밝기가 갑자기 1,000배 이상 증가한 모든 별을 새로운 별이라고 불렀습니다. 번쩍이는 별은 갑자기 하늘에 나타나 별자리의 일반적인 구성을 방해하고 밝기를 최대 수천 배로 높인 다음 밝기가 급격히 떨어지기 시작하고 몇 년 후에는 희미 해졌습니다. 폭발 직전이었다. 플레어가 반복되는 동안 별은 고속으로 질량의 최대 1000분의 1까지 방출되는 것이 새로운 별의 특징입니다. 그러나 그러한 플레어 현상의 위대함에도 불구하고 그것은 별 구조의 근본적인 변화나 파괴와 관련이 없습니다.

밝기가 3등급을 초과하지 않는 것으로 제한한다면 5천년이 넘는 기간 동안 200개 이상의 밝은 별빛에 대한 정보가 보존되었습니다. 그러나 성운의 은하계 외적 특성이 확립되었을 때, 성운에서 타오르는 새로운 별은 일반 신성보다 특성이 우수하다는 것이 분명해졌습니다. 그 광도는 종종 은하 전체의 광도와 동일한 것으로 나타났기 때문입니다. 타 올랐다. 그러한 현상의 특이한 성격으로 인해 천문학자들은 그러한 사건이 일반적인 신성과 완전히 다른 것이라고 생각하게 되었으며, 따라서 1934년에 미국 천문학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)와 월터 바데(Walter Baade)의 제안에 따라 최대 밝기의 플레어가 다음과 같은 광도에 도달했습니다. 일반 은하는 광도가 가장 밝은 별개의 은하와 희귀한 종류의 초신성으로 확인되었습니다.

일반적인 신성의 폭발과 달리, 우리 은하의 현재 상태에서 초신성 폭발은 극히 드문 현상으로, 100년에 한 번 이상 발생하지 않습니다. 가장 눈에 띄는 발병은 1006년과 1054년에 있었으며 이에 대한 정보는 중국과 일본의 논문에 나와 있습니다. 1572년 뛰어난 천문학자 티코 브라헤(Tycho Brahe)가 카시오페이아자리에서 그러한 별의 출현을 관찰했고, 1604년 뱀주인자리에서 초신성 현상을 마지막으로 관찰한 사람은 요하네스 케플러(Johannes Kepler)였습니다. 천문학의 "망원경" 시대 4세기 동안 그러한 플레어는 우리 은하에서 관찰된 적이 없습니다. 태양계의 위치는 초신성 폭발을 광학적으로 그 부피의 절반 정도 관찰할 수 있고, 나머지 부피에서는 폭발의 밝기가 성간 흡수로 인해 어두워집니다. 그리고. 크라소프스키와 I.S. Shklovsky는 우리 은하계의 초신성 폭발이 평균 100년에 한 번씩 발생한다고 계산했습니다. 다른 은하에서는 이러한 과정이 거의 동일한 주파수로 발생하므로 광학 버스트 단계의 초신성에 대한 주요 정보는 다른 은하에서의 관측을 통해 얻은 것입니다.

그러한 강력한 현상을 연구하는 것의 중요성을 깨달은 미국 팔로마 천문대에서 일하는 천문학자 W. Baade와 F. Zwicky는 1936년에 초신성에 대한 체계적이고 체계적인 탐색을 시작했습니다. 그들은 슈미트 시스템의 망원경을 마음대로 사용할 수 있었는데, 이를 통해 수십 평방도의 영역을 사진으로 찍을 수 있었고 희미한 별과 은하까지도 매우 선명한 이미지를 얻을 수 있었습니다. 3년에 걸쳐 그들은 서로 다른 은하계에서 12개의 초신성 폭발을 발견했으며, 이를 측광법과 분광학을 사용하여 연구했습니다. 관측 기술이 향상되면서 새로 발견되는 초신성 수가 꾸준히 증가했고, 이후 자동 검색이 도입되면서 발견 건수도 눈사태처럼 늘어났다(연간 초신성 100개 이상, 총 1,500개). 최근 몇 년 동안 대형 망원경은 매우 멀리 떨어져 있고 희미한 초신성을 찾기 시작했습니다. 그 이유는 그들의 연구가 전체 우주의 구조와 운명에 관한 많은 질문에 대한 답을 제공할 수 있기 때문입니다. 그러한 망원경으로 하룻밤 동안 관측하면 10개 이상의 멀리 있는 초신성을 발견할 수 있습니다.

초신성 현상으로 관찰되는 별의 폭발로 인해 그 주위에 성운이 형성되어 엄청난 속도(약 10,000km/s)로 팽창합니다. 높은 팽창률은 초신성 잔해가 다른 성운과 구별되는 주요 특징입니다. 초신성 잔해에서 모든 것은 엄청난 힘의 폭발을 말하며, 이는 별의 바깥층을 흩뜨리고 방출된 껍질의 개별 조각에 엄청난 속도를 부여했습니다.

게 성운

어떤 우주 물체도 황소자리에서 관찰되고 빠른 속도로 날아가는 확산된 가스 물질로 구성된 상대적으로 작은 게 성운만큼 천문학자들에게 많은 귀중한 정보를 제공하지 못했습니다. 1054년에 관측된 초신성의 잔해인 이 성운은 전파원이 확인된 최초의 은하 물체가 되었습니다. 무선 방출의 특성은 열 방출과 공통점이 없다는 것이 밝혀졌습니다. 그 강도는 파장에 따라 체계적으로 증가합니다. 곧 이 현상의 본질을 설명하는 것이 가능해졌습니다. 초신성 잔해는 빛의 속도에 가까운 속도를 갖는 우주선(전자, 양전자, 원자핵)을 가두는 강력한 자기장을 갖고 있어야 합니다. 자기장에서는 이동 방향으로 좁은 빔으로 전자기 에너지를 방출합니다. 게 성운에서 비열 전파 방출이 발견되자 천문학자들은 바로 이 특징을 이용해 초신성 잔해를 찾게 되었습니다.

카시오페이아 별자리에 위치한 성운은 특히 강력한 전파 방출 소스로 밝혀졌습니다. 미터파에서 이 성운의 전파 방출 플럭스는 게 성운의 플럭스보다 10배 더 높지만 후자보다 훨씬 더 큽니다. . 광학 광선에서 빠르게 팽창하는 이 성운은 매우 약합니다. 카시오페이아 성운은 약 300년 전에 발생한 초신성 폭발의 잔재로 추정됩니다.

백조자리에 있는 필라멘트 성운 체계에서도 오래된 초신성 잔해의 특징적인 전파 방출이 나타났습니다. 전파 천문학은 다양한 연령대의 초신성 잔해로 밝혀진 다른 많은 비열 전파원을 찾는 데 도움이 되었습니다. 따라서 수만 년 전에 발생한 초신성 폭발의 잔해는 강력한 비열 전파 방출로 인해 다른 성운 중에서 두드러진다는 결론이 내려졌습니다.

이미 언급했듯이 게 성운은 X선 방출이 발견된 최초의 물체였습니다. 1964년에 비록 그 각도 치수가 게 성운 자체의 각도 치수보다 5배 작음에도 불구하고 그곳에서 방출되는 X선 방사선의 소스가 광범위하다는 것이 발견되었습니다. 이를 통해 X선 복사는 한때 초신성으로 폭발한 별이 아니라 성운 자체에서 방출된다는 결론이 나왔습니다.

초신성의 영향

1987년 2월 23일, 우리 이웃 은하계인 대마젤란운에서 초신성이 폭발했는데, 이는 현대 천문학 장비로 무장한 최초의 천문학자들이 자세히 연구할 수 있었기 때문에 천문학자들에게 매우 중요해졌습니다. 그리고 이 별은 일련의 예측을 확증해주었습니다. 광학 플레어와 동시에 일본과 오하이오(미국)에 설치된 특수 탐지기는 중성미자의 흐름을 감지했습니다. 이는 별의 핵이 붕괴되는 동안 매우 높은 온도에서 태어나 껍질을 쉽게 관통하는 기본 입자입니다. 이러한 관찰은 핵 자체가 중성자별로 붕괴되면서 붕괴하는 별의 핵 질량의 약 10%가 중성미자로 방출된다는 이전의 제안을 확인시켜 주었습니다. 매우 무거운 별의 경우, 초신성 폭발 중에 핵의 밀도가 훨씬 더 높아져 블랙홀로 변할 수도 있지만, 별의 바깥층은 여전히 ​​벗겨져 있습니다. 최근 몇 년 동안 일부 우주 감마선 폭발과 초신성 사이의 연관성에 대한 징후가 나타났습니다. 우주 감마선 폭발의 성격은 폭발의 성격과 관련이 있을 가능성이 있습니다.

초신성 폭발은 주변 성간 물질에 강력하고 다양한 영향을 미칩니다. 엄청난 속도로 방출된 초신성 봉투는 주변의 가스를 퍼올리고 압축하여 가스 구름에서 새로운 별의 형성을 촉진할 수 있습니다. NASA의 궤도를 도는 찬드라 X-선 천문대(Chandra X-ray Observatory)의 관측을 사용하여 John Hughes(Rutgers University) 박사가 이끄는 천문학자 팀은 초신성 폭발이 실리콘, 철 및 기타 원소를 생성하는 방법을 밝히는 중요한 발견을 했습니다. 초신성 잔해 카시오페이아 A(Cas A)의 X선 이미지에는 폭발 중에 별 내부에서 방출된 규소, 황, 철 덩어리가 나와 있습니다.

찬드라 천문대에서 얻은 Cas A 초신성 잔해 이미지의 높은 품질, 선명도 및 정보 내용을 통해 천문학자들은 이 잔해의 많은 노드의 화학적 구성을 결정할 수 있을 뿐만 아니라 이러한 노드가 형성된 정확한 위치를 알아낼 수 있었습니다. 예를 들어, 가장 작고 가장 밝은 노드는 철이 거의 없는 실리콘과 황으로 주로 구성됩니다. 이는 초신성 폭발로 끝난 붕괴 동안 온도가 30억도에 도달한 별 내부 깊은 곳에서 이들이 형성되었음을 나타냅니다. 다른 노드에서 천문학자들은 일부 실리콘과 황이 혼합된 철 함량이 매우 높은 것을 발견했습니다. 이 물질은 폭발 중 온도가 40억 ~ 50억 도의 더 높은 값에 도달한 부분에서 더 깊게 형성되었습니다. Cas A 초신성 잔해에서 규소가 풍부한 밝고 희미한 철이 풍부한 노드의 위치를 ​​비교한 결과, 별의 가장 깊은 층에서 유래한 "철" 특징이 잔해의 바깥 가장자리에 위치한다는 사실이 밝혀졌습니다. . 이는 폭발로 인해 "철" 노드가 다른 노드보다 더 멀리 던져졌음을 의미합니다. 그리고 지금도 그들은 더 빠른 속도로 폭발의 중심에서 멀어지고 있는 것처럼 보입니다. 찬드라가 얻은 데이터를 연구하면 초신성 폭발의 본질, 과정의 역학, 새로운 원소의 기원을 설명하는 이론가들이 제안한 여러 메커니즘 중 하나에 정착할 수 있게 될 것입니다.

SN I 초신성은 매우 유사한 스펙트럼(수소선 없음)과 광도 곡선 모양을 가지고 있는 반면, SN II 스펙트럼은 밝은 수소 선을 포함하며 스펙트럼과 광도 곡선의 다양성이 특징입니다. 이러한 형태의 초신성 분류는 지난 세기 80년대 중반까지 존재했습니다. 그리고 CCD 수신기가 널리 사용되기 시작하면서 관측 자료의 수량과 품질이 크게 향상되어 이전에는 접근할 수 없었던 희미한 물체에 대한 스펙트로그램을 얻을 수 있게 되었고 선의 강도와 너비를 훨씬 더 정확하게 결정할 수 있게 되었습니다. 스펙트럼에 약한 선을 등록합니다. 그 결과, 겉보기에 확립된 초신성의 이진 분류는 빠르게 변화하고 더욱 복잡해지기 시작했습니다.

초신성은 또한 폭발하는 은하의 유형에 따라 다릅니다. 나선 은하에서는 두 유형의 초신성이 모두 폭발하지만 성간 매체가 거의 없고 별 형성 과정이 끝난 타원 은하에서는 분명히 폭발 전에 SN I 유형의 초신성만 관찰됩니다. 이것은 매우 오래된 별입니다. , 그 질량은 태양 질량에 가깝습니다. 그리고 이 유형의 초신성의 스펙트럼과 광도 곡선은 매우 유사하기 때문에 동일한 별이 나선 은하에서 폭발한다는 것을 의미합니다. 태양에 가까운 질량을 가진 별의 진화 경로의 자연스러운 끝은 행성상 성운의 동시 형성과 함께 백색 왜성으로의 변형입니다. 백색 왜성은 정상적인 별 진화의 최종 산물이기 때문에 수소를 거의 포함하지 않습니다.

매년 우리 은하에는 여러 개의 행성상 성운이 형성되므로 이 질량의 대부분의 별은 조용히 삶의 경로를 완성하고 100년에 한 번만 SN 유형 I 초신성이 폭발합니다. 다른 유사한 별들의 운명과 유사하지 않은 완전히 특별한 결말을 결정하는 이유는 무엇입니까? 유명한 인도의 천체물리학자 S. 찬드라세카르(S. Chandrasekhar)는 만약 백색왜성의 질량이 약 1.4 태양질량보다 작다면 조용히 생명을 “살아버릴” 것임을 보여주었습니다. 그러나 충분히 가까운 쌍성계에 있다면 강력한 중력이 동반성에서 물질을 끌어당겨 질량이 점진적으로 증가하고, 허용 한계를 넘으면 강력한 폭발이 일어나 별의 죽음.

SN II 초신성은 껍질에 다량의 수소가 포함된 젊고 거대한 별과 분명히 연관되어 있습니다. 이러한 유형의 초신성의 폭발은 초기 질량이 태양 질량의 8 x 10 이상인 별 진화의 마지막 단계로 간주됩니다. 일반적으로 그러한 별의 진화는 매우 빠르게 진행됩니다. 수백만 년 안에 수소를 태우고 헬륨이 탄소로 변한 다음 탄소 원자가 원자 번호가 더 높은 원자로 변환되기 시작합니다.

자연적으로 에너지 방출이 큰 원소의 변형은 핵이 가장 안정적이고 융합 중에 에너지 방출이 발생하지 않는 철로 끝납니다. 따라서 별의 핵이 철이 되면 그 안의 에너지 방출이 멈추고 더 이상 중력에 저항할 수 없으므로 빠르게 수축되거나 붕괴되기 시작합니다.

붕괴 중에 발생하는 과정은 아직 완전히 이해되지 않았습니다. 그러나 핵심의 모든 물질이 중성자로 변하면 인력에 저항할 수 있는 것으로 알려져 있습니다. 즉, 별의 핵심이 "중성자 별"로 변하고 붕괴가 멈춥니다. 이 경우 엄청난 에너지가 방출되어 별의 껍질 속으로 들어가 팽창을 일으키며, 이를 초신성 폭발로 본다.

이것으로부터 초신성 폭발과 중성자별 및 블랙홀의 형성 사이의 유전적 연관성을 기대할 수 있습니다. 만약 별의 진화가 이전에 "조용히" 일어났다면, 그 외피는 태양 반경보다 수백 배 더 큰 반경을 가져야 하며, SN II 초신성의 스펙트럼을 설명하기에 충분한 양의 수소를 보유해야 합니다.

초신성과 펄서

초신성 폭발 후 팽창하는 껍질과 다양한 유형의 방사선 외에도 다른 물체가 남아 있다는 사실은 1968년에 전파 천문학자들이 1년 전에 방사선이 집중된 전파원인 펄서를 발견했다는 사실로 인해 알려졌습니다. 엄격하게 정의된 기간 후에 개별 펄스가 반복됩니다. 과학자들은 맥박의 엄격한 주기성과 주기의 짧은 점에 놀랐습니다. 가장 큰 관심은 초신성 폭발의 잔재로 간주되는 남부 별자리 Velae에 위치한 천문학 자에게 매우 흥미로운 성운의 좌표에 가까운 좌표를 가진 펄서에 의해 매료되었으며 그주기는 0.089 초에 불과했습니다. 그리고 게 성운의 중심에서 펄서가 발견된 후(주기는 1/30초) 펄서가 초신성 폭발과 어떤 관련이 있다는 것이 분명해졌습니다. 1969년 1월에는 게 성운의 펄서가 같은 주기로 밝기가 변하는 16등급의 희미한 별로 식별되었으며, 1977년에는 벨라에 별자리의 펄서가 별과 식별되는 것이 가능해졌습니다.

펄서 방사선의 주기성은 빠른 회전과 연관되어 있지만 일반 별 하나(심지어 백색왜성조차)는 펄서의 주기 특성으로 회전할 수 없습니다. 매우 조밀하고 컴팩트하여 저항할 수 있습니다. 많은 옵션을 분석한 결과, 과학자들은 초신성 폭발이 중성자별의 형성을 동반한다는 결론에 도달했습니다. 이는 질적으로 새로운 유형의 물체이며, 그 존재는 질량이 큰 별의 진화 이론에 의해 예측되었습니다.

초신성과 블랙홀

초신성 폭발과 블랙홀 형성 사이의 직접적인 연관성에 대한 최초의 증거는 스페인 천문학자들에 의해 얻어졌습니다. 1994년 전갈자리 신성쌍성계의 블랙홀 주위를 공전하는 별에서 방출되는 방사선에 대한 연구에 따르면 이 별에는 다량의 산소, 마그네슘, 규소 및 황이 포함되어 있는 것으로 나타났습니다. 초신성 폭발에서 살아남은 이웃 별이 블랙홀로 변했을 때 이러한 요소가 포착되었다는 가정이 있습니다.

초신성(특히 Ia형 초신성)은 우주에서 가장 밝은 별 모양의 물체에 속하므로 현재 사용 가능한 장비를 사용하여 가장 멀리 떨어져 있는 물체도 연구할 수 있습니다. Ia형 초신성은 상대적으로 가까운 은하에서 많이 발견되었습니다. 이 은하들까지의 거리를 충분히 정확하게 추정함으로써 그 안에서 폭발하는 초신성의 광도를 결정할 수 있게 되었습니다. 멀리 있는 초신성의 평균 광도가 동일하다고 가정하면, 최대 밝기에서 관측된 크기로부터 초신성까지의 거리를 추정할 수 있습니다. 초신성까지의 거리를 초신성이 폭발한 은하의 후퇴 속도(적색편이)와 비교하면 우주의 팽창을 특징짓는 주요 양, 즉 소위 허블 상수를 결정할 수 있습니다.

10년 전에도 55km/s Mpc에서 거의 두 배나 다른 값이 얻어졌지만 오늘날에는 정확도가 크게 향상되어 72km/s Mpc 값이 됩니다. 승인됨(약 10% 정도의 오차 있음) . 적색편이가 1에 가까운 원거리 초신성의 경우, 거리와 적색편이 사이의 관계를 통해 우주 물질의 밀도에 의존하는 양을 결정할 수도 있습니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면, 공간의 곡률과 우주의 미래 운명을 결정하는 것은 물질의 밀도입니다. 즉, 무한정 확장할 것인가, 아니면 이 프로세스를 중단하고 압축으로 대체할 것인가입니다. 초신성에 대한 최근 연구에 따르면 우주의 물질 밀도는 팽창을 멈추기에 충분하지 않으며 앞으로도 계속될 것입니다. 그리고 이 결론을 확인하기 위해서는 초신성에 대한 새로운 관측이 필요합니다.

> 초신성

알아내다, 초신성이란 무엇인가: 초신성이 탄생하는 별의 폭발과 플레어에 대한 설명, 진화와 발달, 이중별의 역할, 사진 및 연구.

초신성- 사실 이것은 별의 폭발이며 우주 공간에서 관찰할 수 있는 가장 강력한 폭발입니다.

초신성은 어디에서 나타나는가?

매우 자주 초신성은 다른 은하에서도 볼 수 있습니다. 그러나 우리 은하에서는 먼지와 가스 안개가 시야를 가리기 때문에 이것은 관찰하기 어려운 현상입니다. 마지막으로 관측된 초신성은 1604년 요하네스 케플러(Johannes Kepler)에 의해 관측되었습니다. 찬드라 망원경은 100여 년 전에 폭발한 별의 잔해(초신성 폭발의 결과)만을 발견할 수 있었습니다.

초신성의 원인은 무엇입니까?

초신성은 별의 중심에서 변화가 일어나면서 탄생합니다. 두 가지 주요 유형이 있습니다.

첫 번째는 바이너리 시스템에 있습니다. 이중 별은 공통 중심으로 연결된 물체입니다. 그 중 하나가 두 번째 것의 물질을 훔쳐 너무 거대해집니다. 그러나 내부 과정의 균형을 맞추지 못하고 초신성으로 폭발합니다.

두 번째는 죽음의 순간이다. 연료가 고갈되는 경향이 있습니다. 결과적으로 질량의 일부가 코어로 흘러 들어가기 시작하고 너무 무거워져 자체 중력을 견딜 수 없게 됩니다. 팽창 과정이 일어나고 별이 폭발합니다. 태양은 하나의 별이지만 질량이 충분하지 않기 때문에 살아남을 수 없습니다.

연구자들이 초신성에 관심을 갖는 이유는 무엇입니까?

프로세스 자체는 짧은 시간 동안 진행되지만 우주에 대해 많은 것을 알려줄 수 있습니다. 예를 들어, 표본 중 하나는 우주가 팽창하는 속성과 속도가 증가하고 있음을 확인했습니다.

또한 이러한 물체는 공간에서 요소가 분포되는 순간에 영향을 미치는 것으로 나타났습니다. 별이 폭발하면 원소와 우주 잔해가 뿜어져 나옵니다. 그들 중 다수는 심지어 우리 행성에 오게 됩니다. 초신성의 특징과 폭발을 보여주는 영상을 시청하세요.

초신성 관측

최초의 초신성 발견, 폭발 후 잔해 및 현대 망원경에 관한 천체 물리학자 세르게이 블린니코프(Sergei Blinnikov)

초신성을 찾는 방법은 무엇입니까?

초신성을 검색하기 위해 연구자들은 다양한 장비를 사용합니다. 폭발 후 가시광선을 관찰하려면 일부가 필요합니다. 그리고 다른 사람들은 엑스레이와 감마선을 추적합니다. 사진은 허블 망원경과 찬드라 망원경을 사용하여 촬영되었습니다.

2012년 6월, 전자기 스펙트럼의 고에너지 영역에 빛을 집중시키는 망원경이 작동되기 시작했습니다. 우리는 붕괴된 별, 블랙홀, 초신성 잔해를 찾는 NuSTAR 임무에 대해 이야기하고 있습니다. 과학자들은 그것이 어떻게 폭발하고 생성되는지에 대해 더 많이 배울 계획입니다.

천체까지의 거리 측정

세페이드, 초신성 폭발, 우주 팽창 속도에 관한 천문학자 블라디미르 수르딘(Vladimir Surdin):

초신성 연구에 어떻게 도움을 줄 수 있나요?

기여하기 위해 과학자가 될 필요는 없습니다. 2008년 한 평범한 십대가 초신성을 발견했습니다. 2011년에 캐나다의 10세 소녀가 컴퓨터로 밤하늘 사진을 보고 있던 일이 반복되었습니다. 아마추어 사진에는 흥미로운 물체가 많이 포함되어 있는 경우가 많습니다. 조금만 연습하면 다음 초신성을 찾을 수 있습니다! 더 정확하게 말하면, 초신성 폭발을 포착할 수 있는 모든 기회가 있습니다.

평균적으로 은하계에는 100년마다 단 하나의 초신성이 있지만, 관측 가능한 우주에는 약 1000억 개의 은하계가 있습니다. NASA의 고다드 우주 비행 센터의 Richard Musshotsky 박사에 따르면, 존재 기간이 100억 년이 넘도록(정확하게는 137억 년이지만 별은 처음 몇 억 년 동안 형성되지 않았습니다) 관측 가능한 우주에서 10억 개가 생성되었다고 합니다. .1년에 초신성, 즉 초당 30개! 다음은 은하계의 적색거성 베텔게우스가 폭발할 수 있을까?

이런 일이 발생하면...

하늘에서 가장 밝은 별 중 하나인 베텔게우스라는 별이 폭발하면 보름달과 같아지고 1년 동안 그 상태가 유지됩니다. 전 세계 겨울 하늘에서 밝고 붉은 점으로 보이는 거대하고, 향후 100,000년 내에 언제든지 초신성이 될 수 있습니다.

이제 대부분의 천문학자들은 우리가 아직 우주에서 지적 생명체를 발견할 수 없는 이유 중 하나가 은하계의 한 지역 또는 다른 지역의 모든 생명체를 파괴하는 국지적 초신성 폭발의 치명적인 영향 때문이라고 믿고 있습니다.

"알자우자의 손"

한때 우리 태양계에 있었다면 목성의 궤도에 도달할 만큼 충분히 컸던 베텔게우스는 지난 10년 동안 그 어느 때보다 밝은 모습을 유지하고 있지만 그 크기가 절반으로 줄어들었습니다.

이름이 아랍어에서 유래한 베텔게우스는 오리온자리에서 뚜렷하게 보입니다. 이 별은 영화 비틀쥬스(Beetlejuice)의 캐릭터에 이름을 붙였고 소설 시리즈 은하수를 여행하는 히치하이커를 위한 안내서(Hitchhiker's Guide to the Galaxy)에서 자포드 비블브록스(Zaphod Beeblebrox) 대통령의 홈 시스템이었습니다.

적색 거인은 짧고 복잡하며 폭력적인 삶을 사는 것으로 여겨집니다. 기껏해야 수백만 년 동안 살며 수소 연료를 빠르게 연소한 다음 헬륨, 탄소 및 기타 원소로 전환하며 때때로 수축하고 다시 폭발합니다.

베텔게우스: 초신성 폭발

이 별은 수명이 거의 다한 것으로 여겨지며 하나의 열핵연료가 다른 열핵연료로 교체될 때 발생하는 붕괴 중 하나를 경험할 수 있습니다.

베텔게우스의 수축 이유는 알려져 있지 않습니다. 은하계와 먼 우주에 대해 우리가 알고 있는 모든 것을 고려해 볼 때, 별에 대해 아직 배워야 할 것이 많습니다. 적색 거성이 존재의 종말에 가까워지면 어떤 일이 일어나는지도 알 수 없습니다.

베텔게우스 별이 폭발하여 초신성이 되면 지구상의 천문학자들은 이를 관찰하고 이 과정을 제어하는 ​​물리학을 관찰할 수 있습니다. 문제는 언제 이런 일이 일어날지 알 수 없다는 점이다. 베텔게우스가 2012년에 폭발할 것이라는 소문이 돌았지만, 실제로 언제 폭발할지는 알 수 없습니다. 그러한 사건이 발생할 확률은 매우 낮기 때문에 이런 일은 발생하지 않았습니다. 베텔게우스는 내일 저녁에 폭발하거나 최대 10만년 동안 지속될 수 있습니다.

너무 멀다

지구에 돌이킬 수 없는 손상을 입히려면 초신성이 반경 100광년 이내에서 폭발해야 합니다. 베텔게우스는 이 조건을 만족합니까? 별은 지금보다 훨씬 더 가까워야 하기 때문에 폭발은 우리 행성에 아무런 해를 끼치지 않을 것입니다. 알자우자의 손까지의 거리는 약 600광년이다.

이것은 가장 유명한 밝은 별 중 하나입니다. 크기는 태양의 10배이고, 나이는 고작 천만년이다. 별의 질량이 클수록 수명이 짧아집니다. 이것이 바로 천문학자들이 베텔게우스에 관심을 돌린 이유입니다. 적색거성의 폭발은 비교적 짧은 시간 내에 일어날 것이다.

초신성 SN2007bi

2009년 후반에 천문학자들은 사상 최대 규모의 폭발을 목격했습니다. 태양 크기의 200배에 달하는 초거성은 감마선에 의해 자연적으로 생성된 반물질에 의해 완전히 파괴되었습니다. 이것은 베텔게우스가 붕괴할 때 일어날 수 있는 일의 예입니다. 폭발은 태양 크기의 50배에 달하는 방사성 물질 구름을 방출하고 먼 은하계에서 볼 수 있는 핵분열의 빛을 방출하기 때문에 몇 달 동안 관찰될 수 있었습니다.

초신성 SN2007bi는 "반불안정성" 고장의 예입니다. 그 발생은 플루토늄 압축으로 인해 발생하는 것과 유사합니다. 크기가 약 4 메가요타그램(0이 32개임)인 거대 별은 감마선의 압력에 의해 서로 결합되어 있습니다. 핵이 뜨거울수록 γ선의 에너지는 높아지지만, 에너지가 너무 많으면 원자를 통과하여 순수한 에너지로부터 물질과 반물질의 전자-양전자 쌍을 생성할 수 있습니다. 이는 별의 전체 핵이 거대한 입자 가속기 역할을 한다는 것을 의미합니다.

태양 11개 크기의 열핵폭탄

반물질은 그 반대 방향으로 소멸하는 경향이 있지만, 문제는 폭발 속도가 극도로 빠르기는 하지만 별이 붕괴되는 것을 막는 감마선 압력을 생성하는 데 결정적인 지연이 발생한다는 것입니다. 바깥층이 처지면서 코어가 압축되고 온도가 상승합니다. 이로 인해 더 강력한 감마선이 반물질을 생성할 가능성이 높아지고 갑자기 별 전체가 우리의 상상을 초월하는 규모의 폭주 원자로가 됩니다. 전체 열핵 핵은 열핵 폭탄처럼 즉시 폭발합니다. 그 질량은 태양의 크기를 초과할 뿐만 아니라 11개의 발광체의 질량보다 큽니다.

모든 것이 폭발합니다. 블랙홀도, 중성자별도 없고, 팽창하는 새로운 방사성 물질의 구름과 한때 공간을 찢지 않고도 가능한 가장 거대한 물체였던 빈 공간만 남습니다. 폭발은 엄청난 규모의 반응을 일으켜 물질을 새로운 방사성 원소로 변화시킵니다.

킬러 스타

일부 희귀 별(실제 11형 킬러)은 치명적인 감마선 폭발(GRB)의 원인인 초신성입니다. 베텔게우스와 비교하면 그러한 물체의 폭발은 1000배 더 많은 에너지를 방출합니다. GRB 모델의 구체적인 증거는 2003년에 나타났습니다.

그것은 부분적으로 "근접" 폭발로 인해 나타났으며, 그 위치는 감마선 버스트 좌표 네트워크(GCN)를 사용하여 천문학자들에 의해 결정되었습니다. 2003년 3월 29일, 플레어는 감마선 폭발의 미스터리를 해결하는 데 결정적인 후속 관측이 될 만큼 충분히 가까워졌습니다. 잔광 광학 스펙트럼은 SN1998bw와 거의 동일했습니다. 또한 X선 위성을 관찰한 결과 초신성에도 존재하는 "충격을 받은" 산소와 "가열된" 산소가 존재한다는 동일한 특징이 나타났습니다. 따라서 천문학자들은 지구에서 “고작” 20억 광년 떨어진 곳에 위치한 상대적으로 가까운 감마선 폭발의 “잔광”이 초신성과 유사하다는 것을 알아낼 수 있었습니다.

각 초신성이 GRB와 연관되어 있는지 여부는 알려져 있지 않습니다. 그러나 천문학자들은 초신성 100,000개 중 단 한 개만이 초신성을 생성한다고 추정합니다. 이는 하루에 약 한 번의 감마선 폭발에 해당하며 실제로 관찰되는 것입니다.

거의 확실한 것은 초신성 형성에 관여하는 핵이 중성자별이 아닌 블랙홀을 형성하기에 충분한 질량을 가지고 있다는 것입니다. 따라서 관찰된 모든 GRB는 새로 태어난 블랙홀의 “울부짖음”입니다.

T Compass 시스템의 백색 왜성

과학자들은 국제자외선탐사위성(International Ultraviolet Explorer)이 나침반 별자리에 있는 T나침반을 새롭게 관측한 결과 백색왜성이 쌍성계의 일부이며 지구로부터 3,260광년 떨어져 있다는 사실을 시사하는데 동의한다. 이는 이전 추정치인 6,000광년보다 훨씬 더 가깝다. .

백색왜성은 반복되는 신성이다. 이는 별의 열핵 폭발이 20년마다 발생한다는 것을 의미합니다. 가장 최근에 알려진 사건은 1967년, 1944년, 1920년, 1902년, 1890년이었습니다. 초신성이 아닌 이러한 신성 폭발은 별을 파괴하지 않으며 지구에 어떤 영향도 미치지 않습니다. 천문학자들은 플레어 사이의 간격이 증가한 이유를 모릅니다.

과학자들은 신성 폭발이 왜소성이 동반성으로부터 수소가 풍부한 가스를 빨아들이면서 질량이 증가한 결과라고 믿고 있습니다. 질량이 특정 한계에 도달하면 신성이 깜박입니다. 펌핑 및 폭발 주기 동안 질량이 증가하는지 감소하는지 여부는 알 수 없지만, 소위 찬드라세카르 한계에 도달하면 왜소는 1a형 초신성이 됩니다. 이 경우 드워프는 줄어들고 강력한 플래시가 발생하며 그 결과 완전히 파괴됩니다. 이러한 유형의 초신성은 신성보다 천만 배 더 많은 에너지를 방출합니다.

천 개의 태양의 에너지

신성 폭발 중 백색 왜성을 관찰한 결과 질량이 증가하고 있음이 시사되었으며, 이전 폭발 중에 방출된 물질에 대한 허블 데이터는 이러한 견해를 뒷받침합니다. 모델들은 백색 왜성의 질량이 약 천만년 이내에 찬드라세카르 한계에 도달할 수 있다고 추정합니다.

과학자들에 따르면 초신성은 감마선을 방출하며 그 에너지는 동시 1000개에 해당하며 이는 베텔게우스 폭발보다 더 위험합니다. 감마선이 지구에 도달하면 오존층을 손상시키고 파괴할 수 있는 질소산화물을 생성할 위험이 있습니다. 초신성은 은하수의 다른 모든 별을 합친 것만큼 밝을 것입니다. 천문학자 중 한 명인 빌라노바 대학의 에드워드 시온(Edward Sion) 박사는 천문학자와 지질학자가 사용하는 시간 척도로는 가까운 미래에 폭발이 일어날 수도 있지만 인간에게는 먼 미래의 일이라고 주장한다.

의견은 다양하다

천문학자들은 지구로부터 100광년 미만 떨어진 곳에서 초신성 폭발이 일어나면 재앙이 될 것이라고 믿고 있지만, 그 결과는 여전히 불분명하며 폭발의 강도에 따라 달라질 것입니다. 연구진은 플레어가 베텔게우스 폭발보다 훨씬 더 가깝고 더 강력할 가능성이 높다고 말했습니다. 이에 관해서는 알 수 없지만 지구는 심각한 피해를 입을 것입니다. 그러나 초신성, 활동은하, 블랙홀, 감마선 폭발, 우주 팽창 전문가인 버클리 캘리포니아 대학의 알렉스 필리펜코(Alex Filippenko) 같은 다른 연구자들은 계산에 동의하지 않으며 폭발이 다음과 같다고 믿습니다. 그런 일이 발생하더라도 지구에 피해를 줄 가능성은 없습니다.

초신성에 대해 무엇을 알고 있나요? 아마도 초신성은 중성자 별이나 블랙홀이 남아있는 별의 장대 한 폭발이라고 말할 것입니다.

그러나 모든 초신성이 실제로 거대한 별의 일생의 마지막 단계인 것은 아닙니다. 초거대 폭발 외에도 초신성 폭발의 현대적인 분류에는 다른 현상도 포함됩니다.

신성과 초신성

"초신성"이라는 용어는 "신성"이라는 용어에서 옮겨졌습니다. "Novae"는 거의 처음부터 하늘에 나타난 별이라고 불렸고 그 후 점차 사라졌습니다. 첫 번째 "새로운" 것들은 기원전 2천년으로 거슬러 올라가는 중국 연대기에서 알려져 있습니다. 흥미롭게도 이러한 신성들 중에는 종종 초신성이 있었습니다. 예를 들어, 티코 브라헤(Tycho Brahe)가 관찰한 것은 1571년의 초신성이었고, 그는 나중에 "신성"이라는 용어를 만들었습니다. 이제 우리는 두 경우 모두 문자 그대로의 새로운 유명인의 탄생에 대해 이야기하고 있지 않다는 것을 알고 있습니다.

신성과 초신성은 별이나 별군의 밝기가 급격히 증가함을 나타냅니다. 일반적으로 이전에는 사람들이 이러한 플레어를 일으킨 별을 관찰할 기회가 없었습니다. 이는 당시의 육안이나 천문 관측으로는 너무 희미한 물체였습니다. 그들은 플레어가 발생하는 순간 이미 관찰되었으며 이는 자연스럽게 새로운 별의 탄생과 유사했습니다.

이러한 현상의 유사성에도 불구하고 오늘날 정의에는 뚜렷한 차이가 있습니다. 초신성의 최대 광도는 신성의 최대 광도보다 수천 배, 수십만 배 더 큽니다. 이러한 불일치는 이러한 현상의 본질에 대한 근본적인 차이로 설명됩니다.

새로운 스타의 탄생

새로운 플레어는 일부 가까운 항성계에서 발생하는 열핵 폭발입니다. 이러한 시스템은 또한 더 큰 동반성(주계열성, 준거성)으로 구성됩니다. 백색왜성의 강력한 중력은 동반성으로부터 물질을 끌어당겨 주변에 강착원반을 형성합니다. 강착원반에서 발생하는 열핵 과정은 때때로 안정성을 잃고 폭발하게 됩니다.

이러한 폭발의 결과로 별계의 밝기는 수천 배, 심지어 수십만 배 증가합니다. 새로운 스타는 이렇게 탄생한다. 지금까지 지상의 관찰자에게는 어둡거나 심지어 보이지 않는 물체가 눈에 띄는 밝기를 얻습니다. 일반적으로 이러한 발병은 단 며칠 만에 최고조에 이르며 수년 동안 사라질 수 있습니다. 종종 그러한 폭발은 동일한 시스템에서 수십 년마다 반복됩니다. 주기적이다. 팽창하는 가스 봉투도 새로운 별 주변에서 관찰됩니다.

초신성 폭발은 그 기원이 완전히 다르고 더 다양합니다.

초신성은 일반적으로 두 가지 주요 등급(I 및 II)으로 나뉩니다. 이러한 클래스는 스펙트럼이라고 부를 수 있습니다. 그들은 스펙트럼에서 수소선의 유무로 구별됩니다. 이러한 클래스는 시각적으로도 눈에 띄게 다릅니다. 모든 클래스 I 초신성은 폭발력과 밝기 변화의 역학 측면에서 유사합니다. 클래스 II 초신성은 이와 관련하여 매우 다양합니다. 폭발력과 밝기 변화의 역학은 매우 넓은 범위에 있습니다.

모든 2급 초신성은 거대한 별 내부의 중력 붕괴에 의해 생성됩니다. 즉, 이것은 우리에게 친숙한 초거성의 폭발과 동일합니다. 1급 초신성 중에는 폭발 메커니즘이 새로운 별의 폭발과 더 유사한 초신성도 있습니다.

초거성의 죽음

질량이 태양 질량의 8~10배를 초과하는 별은 초신성이 됩니다. 수소가 고갈된 그러한 별의 핵은 헬륨과 관련된 열핵 반응을 진행합니다. 헬륨이 고갈되면 핵은 점점 더 무거운 원소를 합성하기 시작합니다. 별의 깊이에는 점점 더 많은 층이 생성되며 각 층에는 고유한 유형의 열핵 융합이 있습니다. 진화의 마지막 단계에서 그러한 별은 "층을 이루는" 초거성으로 변합니다. 철의 합성은 핵에서 일어나고, 표면에 더 가까울수록 수소로부터 헬륨의 합성이 계속됩니다.

철핵과 더 무거운 원소의 융합은 에너지 흡수와 함께 발생합니다. 따라서 철이 된 초거대 핵은 더 이상 중력을 보상하기 위해 에너지를 방출할 수 없습니다. 코어는 유체 역학적 평형을 잃고 무작위 압축을 받기 시작합니다. 별의 나머지 층은 핵심이 특정 임계 크기로 수축될 때까지 이 평형을 계속 유지합니다. 이제 나머지 층과 별 전체가 유체 역학적 평형을 잃고 있습니다. 이 경우에만 "승리"하는 것은 압축이 아니라 붕괴 및 추가 혼란스러운 반응 중에 방출되는 에너지입니다. 외부 껍질이 방출됩니다 - 초신성 폭발.

클래스 차이

초신성의 다양한 등급과 하위 등급은 폭발 전 별의 모습에 따라 설명됩니다. 예를 들어, 클래스 I 초신성(아클래스 Ib, Ic)에 수소가 없다는 것은 별 자체에 수소가 없다는 사실의 결과입니다. 아마도 가까운 이진계에서 진화하는 동안 외부 껍질의 일부가 손실되었을 가능성이 높습니다. 서브클래스 Ic의 스펙트럼은 헬륨이 없을 때 Ib와 다릅니다.

어쨌든 그러한 종류의 초신성은 외부 수소-헬륨 껍질이 없는 별에서 발생합니다. 나머지 층은 크기와 질량이 상당히 엄격한 제한 내에 있습니다. 이는 열핵 반응이 특정 임계 단계의 시작으로 서로를 대체한다는 사실로 설명됩니다. 이것이 Ic형 별과 Ib형 별의 폭발이 매우 유사한 이유입니다. 이들의 최대 광도는 태양 광도의 약 15억 배에 달합니다. 그들은 2~3일 안에 이 광도에 도달합니다. 그 후에는 밝기가 한 달에 5~7회씩 약해지고 다음 달에는 천천히 감소합니다.

II형 초신성 별은 수소-헬륨 껍질을 가지고 있었습니다. 별의 질량과 기타 특징에 따라 이 껍질의 경계는 다를 수 있습니다. 이것은 초신성 패턴의 넓은 범위를 설명합니다. 밝기는 수천만에서 수백억 태양 광도까지 다양합니다(감마선 폭발 제외 - 아래 참조). 그리고 밝기 변화의 역학은 매우 다른 성격을 가지고 있습니다.

백색 왜성 변환

초신성의 특별한 범주는 플레어입니다. 이것은 타원은하에서 발생할 수 있는 유일한 종류의 초신성이다. 이 특징은 이러한 플레어가 초거성의 죽음의 산물이 아니라는 것을 암시합니다. 초거성은 자신의 은하계가 "늙어가는" 것을 보기 위해 살지 않습니다. 타원형이 됩니다. 또한 이 클래스의 모든 플래시는 거의 동일한 밝기를 갖습니다. 덕분에 Ia형 초신성은 우주의 '표준 촛불'이 되었습니다.

그것들은 뚜렷하게 다른 패턴에 따라 발생합니다. 앞서 언급했듯이 이러한 폭발은 성격상 새로운 폭발과 다소 유사합니다. 이들의 기원에 대한 한 가지 계획은 이들이 백색 왜성과 그 동반성으로 이루어진 긴밀한 시스템에서도 유래한다는 것을 암시합니다. 그러나 새로운 별과 달리 여기에서는 더 재앙적인 다른 유형의 폭발이 발생합니다.

백색왜성은 자신의 동반자를 "먹어버릴" 때 찬드라세카르 한계에 도달할 때까지 질량이 증가합니다. 대략 1.38 태양질량에 해당하는 이 한계는 백색 왜성의 질량 상한이며, 그 이후에는 중성자별로 변합니다. 이러한 사건은 일반적인 새로운 폭발보다 훨씬 더 높은 엄청난 양의 에너지 방출을 동반하는 열핵폭발을 동반합니다. Chandrasekhar 한계의 거의 일정한 값은 이 하위 클래스의 다양한 플레어 밝기의 작은 불일치를 설명합니다. 이 밝기는 태양 광도보다 거의 60억 배 더 높으며, 그 변화의 역학은 Ib급, Ic급 초신성과 동일합니다.

초신성 폭발

초신성은 일반적인 초신성의 에너지보다 몇 배 더 높은 에너지를 지닌 폭발입니다. 즉, 사실 그들은 초신성, 매우 밝은 초신성입니다.

일반적으로 초신성은 초거대 별의 폭발로 간주됩니다. 그러한 별의 질량은 80에서 시작하며 종종 이론적 한계인 150 태양 질량을 초과합니다. 반물질이 소멸되거나 쿼크별이 형성되거나 두 개의 거대한 별이 충돌하는 동안 초신성이 형성될 수 있는 버전도 있습니다.

초신성은 아마도 우주에서 가장 에너지 집약적이고 가장 희귀한 사건인 감마선 폭발의 주요 원인이라는 점에서 주목할 만합니다. 감마 버스트의 지속 시간은 100분의 1초에서 몇 시간까지입니다. 그러나 대부분 1~2초 정도 지속됩니다. 이 초 안에 그들은 100억 년 동안 태양 에너지와 유사한 에너지를 방출합니다! 감마선 폭발의 본질은 아직까지 거의 알려져 있지 않습니다.

생명의 조상

모든 재앙적인 성격에도 불구하고 초신성은 당연히 우주 생명체의 조상이라고 불릴 수 있습니다. 폭발의 힘은 성간 매체를 가스와 먼지 구름과 성운의 형성으로 밀어 넣어 별이 탄생합니다. 또 다른 특징은 초신성이 무거운 원소로 성간 매체를 포화시킨다는 것입니다.

철보다 무거운 모든 화학 원소를 생성하는 것은 초신성입니다. 결국 앞서 언급했듯이 그러한 요소를 합성하려면 에너지가 필요합니다. 오직 초신성만이 에너지 집약적인 새로운 원소 생산을 위해 복합 핵과 중성자를 “충전”할 수 있습니다. 폭발의 운동 에너지는 폭발하는 별의 깊이에 형성된 요소들과 함께 우주 전체로 그들을 운반합니다. 여기에는 유기적 생명이 불가능한 탄소, 질소, 산소 및 기타 원소가 포함됩니다.

초신성 관측

초신성 폭발은 극히 드문 현상입니다. 천억 개 이상의 별을 포함하는 우리 은하계에서는 100년에 몇 번만 플레어가 발생합니다. 연대기와 중세 천문학 자료에 따르면, 지난 2000년 동안 육안으로 볼 수 있는 초신성은 6개만 기록되었습니다. 현대 천문학자들은 우리 은하계에서 초신성을 관찰한 적이 없습니다. 가장 가까운 폭발은 1987년에 우리 은하의 위성 중 하나인 대마젤란운에서 발생했습니다. 매년 과학자들은 다른 은하계에서 발생하는 초신성을 최대 60개까지 관찰합니다.

초신성은 폭발 순간에 이미 거의 항상 관찰되는 것은 이러한 희귀성 때문입니다. 그 이전의 사건은 거의 관측된 적이 없기 때문에 초신성의 본질은 여전히 ​​대부분 미스터리로 남아 있습니다. 현대과학은 초신성을 정확하게 예측할 수 없습니다. 모든 후보 별은 수백만 년이 지난 후에만 폭발할 수 있습니다. 이와 관련하여 가장 흥미로운 것은 우리 일생 동안 지구의 하늘을 비출 수 있는 매우 실제적인 기회를 가진 베텔게우스입니다.

유니버설 플레어

초신성 폭발은 더욱 드물다. 우리 은하계에서는 그러한 사건이 수십만 년에 한 번씩 발생합니다. 그러나 초신성에 의해 생성된 감마선 폭발은 거의 매일 관찰됩니다. 그것들은 너무 강력해서 우주의 거의 모든 곳에서 기록되었습니다.

예를 들어, 75억 광년 떨어진 곳에 위치한 감마선 폭발 중 하나는 육안으로 볼 수 있습니다. 그것은 안드로메다 은하에서 일어났으며, 몇 초 동안 지구의 하늘은 보름달의 밝기를 지닌 별에 의해 빛났습니다. 만약 그것이 우리 은하 반대편에서 일어난다면, 은하수를 배경으로 두 번째 태양이 나타날 것입니다! 플레어의 밝기는 태양보다 천조 배 더 밝고 우리 은하보다 수백만 배 더 밝다는 것이 밝혀졌습니다. 우주에는 수십억 개의 은하계가 있다는 점을 고려하면 그러한 사건이 매일 기록되는 이유는 놀라운 일이 아닙니다.

지구에 미치는 영향

초신성이 현대 인류에게 위협을 가하고 어떤 식으로든 지구에 영향을 미칠 가능성은 거의 없습니다. 베텔게우스의 폭발조차도 우리 하늘을 몇 달 동안만 밝힐 것입니다. 그러나 그들은 확실히 과거에 우리에게 결정적인 영향을 미쳤습니다. 이에 대한 예는 4억 4천만년 전에 발생한 지구상의 다섯 번의 대량 멸종 중 첫 번째입니다. 한 버전에 따르면, 이 멸종의 원인은 우리 은하에서 발생한 감마선 폭발이었습니다.

더 주목할만한 점은 초신성의 완전히 다른 역할입니다. 이미 언급했듯이, 탄소 기반 생명체의 출현에 필요한 화학 원소를 생성하는 것은 초신성입니다. 지구의 생물권도 예외는 아니었습니다. 태양계는 과거 폭발의 파편이 포함된 가스 구름으로 형성되었습니다. 우리 모두는 초신성 덕분에 우리의 모습을 드러낸 것으로 밝혀졌습니다.

더욱이 초신성은 지구상 생명체의 진화에 계속해서 영향을 미쳤습니다. 행성의 방사선 배경을 증가시켜 유기체가 돌연변이를 일으키도록 만들었습니다. 우리는 또한 대규모 멸종에 대해서도 잊어서는 안 됩니다. 분명히 초신성은 지구의 생물권을 여러 번 “조정”했습니다. 결국, 그러한 세계적인 멸종이 아니었다면 이제 완전히 다른 종이 지구를 지배하게 되었을 것입니다.

별 폭발의 규모

초신성 폭발의 에너지 양을 명확하게 이해하기 위해 질량 방정식과 에너지 등가 방정식을 살펴보겠습니다. 그에 따르면 물질 1g에는 엄청난 양의 에너지가 포함되어 있습니다. 따라서 물질 1g은 히로시마 상공에 원자폭탄이 터진 것과 같습니다. 차르 폭탄의 에너지는 물질 3kg에 해당합니다.

태양 깊은 곳에서 열핵융합 과정이 진행되는 동안 매초 7억 6,400만 톤의 수소가 7억 6,000만 톤의 헬륨으로 변환됩니다. 저것들. 매초 태양은 400만 톤의 물질에 해당하는 에너지를 방출합니다. 태양 전체 에너지의 20억분의 1만이 지구에 도달하는데, 이는 질량 2kg에 해당합니다. 그래서 화성에서도 차르 봄바의 폭발을 관측할 수 있었다고 한다. 그건 그렇고, 태양은 인류가 소비하는 것보다 수백 배 더 많은 에너지를 지구에 전달합니다. 즉, 모든 현대 인류의 연간 에너지 수요를 충족시키기 위해서는 단지 몇 톤의 물질만이 에너지로 변환되면 됩니다.

위의 내용을 고려하여 최고조에 달하는 평균 초신성이 수조 톤의 물질을 “태운다”고 상상해 보십시오. 이는 큰 소행성의 질량에 해당합니다. 초신성의 총 에너지는 행성이나 질량이 작은 별의 질량과 같습니다. 마지막으로, 감마선 폭발은 몇 초, 심지어 수명의 몇 분의 1초 만에 태양 질량과 맞먹는 에너지를 뿜어냅니다!

이렇게 다른 초신성

"초신성"이라는 용어를 별의 폭발에만 연관시켜서는 안 됩니다. 이러한 현상은 아마도 별 자체가 다양한 만큼 다양할 것입니다. 과학은 아직 그들의 비밀 중 많은 부분을 이해하지 못했습니다.

별은 영원히 살지 않습니다. 그들도 태어나고 죽는다. 그들 중 태양과 같은 일부는 수십억 년 동안 존재하며 조용히 노년기에 도달한 다음 천천히 사라집니다. 다른 사람들은 훨씬 더 짧고 더 격동적인 삶을 살며 또한 재앙적인 죽음을 맞이할 운명에 처해 있습니다. 그들의 존재는 거대한 폭발로 인해 중단되고 별은 초신성으로 변합니다. 초신성의 빛은 우주를 비춥니다. 초신성의 폭발은 수십억 광년 떨어진 곳에서도 볼 수 있습니다. 이전에는 아무것도 없었던 것처럼 보이던 하늘에 갑자기 별이 나타납니다. 그러므로 이름. 고대인들은 그러한 경우 새로운 별이 실제로 빛을 발한다고 믿었습니다. 오늘날 우리는 별이 태어나는 것이 아니라 죽는다는 사실을 알고 있습니다. 그러나 그 이름은 여전히 ​​초신성입니다.

슈퍼노바 1987A

1987년 2월 23~24일 밤, 우리에게 가장 가까운 은하 중 하나에서. 불과 163,000광년 떨어진 대마젤란운에서 황새치자리에 초신성이 나타났습니다. 육안으로도 볼 수있게되었고 5 월에는 가시 등급 +3에 도달했으며 이후 몇 달 동안 망원경이나 쌍안경 없이는 다시 보이지 않게 될 때까지 점차 밝기를 잃었습니다.

현재와 ​​과거

초신성 1987A는 이름에서 알 수 있듯이 1987년에 관측된 최초의 초신성이자 망원경 시대가 시작된 이후 처음으로 육안으로 볼 수 있는 초신성이다. 사실 우리 은하계의 마지막 초신성 폭발은 망원경이 아직 발명되지 않았던 1604년에 관찰되었습니다.

그러나 더 중요한 것은 star* 1987A가 현대 농업 경제학자들에게 상대적으로 짧은 거리에서 초신성을 관찰할 수 있는 최초의 기회를 주었다는 것입니다.

전에는 무엇이 있었나요?

초신성 1987A에 대한 연구는 그것이 II형 초신성이라는 것을 보여주었습니다. 즉, 하늘의 이 부분에 대한 초기 사진에서 발견된 조상별 또는 전신별은 질량이 태양 질량의 거의 20배에 달하는 청색초거성으로 밝혀졌습니다. 따라서 핵연료가 빨리 고갈되는 매우 뜨거운 별이었습니다.

거대한 폭발 이후 남은 유일한 것은 빠르게 팽창하는 가스 구름뿐이었고, 그 내부에서는 이론적으로 출현할 것으로 예상되었던 중성자별을 아직 누구도 식별할 수 없었습니다. 일부 천문학자들은 별이 여전히 방출된 가스로 덮여 있다고 주장하는 반면, 다른 천문학자들은 별 대신 블랙홀이 형성되고 있다고 가정했습니다.

스타의 삶

별은 성간 물질 구름의 중력 압축의 결과로 탄생하며, 가열되면 중심 핵이 열핵 반응을 시작하기에 충분한 온도로 올라갑니다. 이미 점화된 별의 후속 개발은 두 가지 요소, 즉 초기 질량과 화학 조성에 따라 달라지며, 첫 번째 요소는 특히 연소 속도를 결정합니다. 질량이 큰 별은 더 뜨겁고 가벼워지지만, 이것이 바로 더 일찍 연소되는 이유입니다. 따라서 무거운 별의 수명은 작은 별에 비해 짧습니다.

적색거성

수소를 연소하는 별은 “1차 단계”에 있다고 합니다. 모든 별의 수명은 대부분 이 단계와 일치합니다. 예를 들어, 태양은 50억년 동안 주단계에 있었고 오랫동안 그곳에 머물게 되며, 이 기간이 끝나면 우리 별은 짧은 불안정 단계에 들어간 후 다시 안정될 것입니다. 적색거성의 형태로. 적색 거성은 주 단계의 별보다 비교할 수 없을 정도로 크고 밝지만 훨씬 더 시원합니다. 전갈자리의 안타레스나 오리온자리의 베텔게우스가 적색거성의 대표적인 예이다. 육안으로도 색상을 즉시 알아볼 수 있습니다.

태양이 적색 거성으로 변하면 태양의 외층은 수성과 금성을 "흡수"하여 지구의 궤도에 도달합니다. 적색거성 단계에서 별은 대기의 바깥층의 상당 부분을 잃어 이 층은 거문고자리의 고리 성운인 M57, 여우자리의 아령 성운인 M27과 같은 행성상 성운을 형성합니다. 둘 다 망원경을 통해 보는 데 좋습니다.

결승전으로 가는 길

이 순간부터 별의 운명은 필연적으로 질량에 달려 있습니다. 태양 질량이 1.4보다 작으면 핵 연소가 끝난 후 해당 별은 외부 층에서 벗어나 질량이 작은 별 진화의 마지막 단계인 백색왜성으로 줄어들게 됩니다. 백색 왜성이 냉각되어 보이지 않게 되는 데는 수십억 년이 걸릴 것입니다. 이와 대조적으로, 질량이 큰 별(태양보다 질량이 8배 이상 더 큰)은 일단 수소가 고갈되면 헬륨이나 탄소 등 수소보다 무거운 가스를 태워 살아남습니다. 일련의 압축과 팽창 단계를 거친 이러한 별은 수백만 년 후에 재앙적인 초신성 폭발을 경험하여 엄청난 양의 물질을 우주로 방출하고 초신성 잔해로 변합니다. 약 일주일 안에 초신성은 은하계의 모든 별의 밝기를 초과한 다음 빠르게 어두워집니다. 중심에는 거대한 밀도를 지닌 작은 물체인 중성자별이 남아 있습니다. 초신성 폭발로 인해 별의 질량이 더 커지면 별이 아닌 블랙홀이 나타납니다.

초신성의 유형

천문학자들은 초신성에서 나오는 빛을 연구함으로써 초신성이 모두 동일하지 않으며 스펙트럼에 나타나는 화학 원소에 따라 분류될 수 있다는 사실을 발견했습니다. 여기서 수소는 특별한 역할을 합니다. 초신성의 스펙트럼에 수소의 존재를 확인하는 선이 포함되어 있으면 유형 II로 분류됩니다. 그러한 선이 없으면 유형 I로 분류됩니다. 유형 I 초신성은 스펙트럼의 다른 요소를 고려하여 하위 클래스 la, lb 및 l로 나뉩니다.




폭발의 다양한 성격

유형과 하위 유형의 분류는 폭발의 기초가 되는 다양한 메커니즘과 다양한 유형의 조상별을 반영합니다. SN 1987A와 같은 초신성 폭발은 질량이 큰(태양 질량의 8배 이상) 별의 진화 마지막 단계에서 발생합니다.

lb형과 lc형 초신성은 강한 항성풍이나 쌍성계의 다른 별로 물질의 이동으로 인해 수소 외피의 상당 부분이 손실된 무거운 별의 중심 부분이 붕괴되면서 발생합니다.

다양한 전임자

lb, lc, II 유형의 모든 초신성은 집단 I 별, 즉 나선은하의 원반에 집중된 어린 별에서 유래합니다. 유형 la 초신성은 오래된 Population II 별에서 발생하며 타원은하와 나선은하의 핵 모두에서 관찰될 수 있습니다. 이러한 유형의 초신성은 쌍성계의 일부이며 이웃으로부터 물질을 끌어당기는 백색 왜성에서 비롯됩니다. 백색 왜성의 질량이 안정성 한계(찬드라세카르 한계라고 함)에 도달하면 탄소 핵의 급속한 융합 과정이 시작되고 폭발이 발생하여 별이 질량의 대부분을 버립니다.

다른 광도

다양한 종류의 초신성은 스펙트럼뿐만 아니라 폭발 시 달성하는 최대 광도, 시간이 지남에 따라 이 광도가 정확히 감소하는 방식에서도 서로 다릅니다. I형 초신성은 일반적으로 II형 초신성보다 훨씬 밝지만 훨씬 더 빨리 어두워집니다. I형 초신성은 최대 밝기에서 몇 시간에서 며칠 동안 지속되는 반면, II형 초신성은 최대 몇 달 동안 지속될 수 있습니다. 매우 큰 질량 (태양 질량의 수십 배)을 가진 별이 "초신성"처럼 훨씬 더 격렬하게 폭발하고 그 핵이 블랙홀로 변한다는 가설이 제시되었습니다.

역사상의 슈퍼노브

천문학자들은 우리 은하에서 100년마다 평균 하나의 초신성이 폭발한다고 믿습니다. 그러나 지난 2000년 동안 역사적으로 기록된 초신성의 수는 10개에도 미치지 못합니다. 그 이유 중 하나는 초신성, 특히 II형이 성간 먼지가 훨씬 더 밀도가 높은 나선형 팔에서 폭발한다는 사실 때문일 수 있습니다. , 글로우 초신성을 어둡게 할 수 있습니다.

내가 처음 본 것은

과학자들이 다른 후보를 고려하고 있지만, 오늘날 역사상 최초의 초신성 폭발 관측은 서기 185년으로 거슬러 올라간다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 이는 중국 천문학자들에 의해 기록되었습니다. 중국에서는 386년과 393년에도 은하 초신성 폭발이 관측됐다. 그런 다음 600년 이상이 지나고 마침내 또 다른 초신성이 하늘에 나타났습니다. 1006년에 늑대 별자리에서 새로운 별이 빛났습니다. 이번에는 아랍과 유럽 천문학자들이 기록했습니다. 가장 밝은 이 별(최대 밝기에서 겉보기 등급은 -7.5에 달함)은 1년 넘게 하늘에서 볼 수 있었습니다.
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게 성운

1054년의 초신성 역시 유난히 밝았지만(최대 등급 -6) 이 역시 중국 천문학자들과 아메리카 인디언들에게만 발견되었습니다. 이것은 아마도 가장 유명한 초신성일 것이다. 왜냐하면 그 잔해가 찰스 메시에(Charles Messier)가 그의 카탈로그 1번 항목에 포함시켰던 황소자리에 있는 게 성운이기 때문이다.

우리는 또한 1181년 카시오페이아 별자리에 초신성이 출현했다는 정보를 중국 천문학자들에게 빚지고 있습니다. 이번에는 1572년에 그곳에서 또 다른 초신성이 폭발했습니다. 이 초신성은 또한 티코 브라헤(Tycho Brahe)를 포함한 유럽의 천문학자들에 의해 발견되었습니다. 티코 브라헤(Tycho Brahe)는 자신의 저서 "새 별에 대하여(On the New Star)"에서 이 초신성의 모습과 그에 따른 밝기의 변화를 설명했습니다. .

초신성 조용함

32년 후인 1604년, 또 다른 초신성이 하늘에 나타났습니다. 티코 브라헤(Tycho Brahe)는 이 정보를 그의 학생인 요하네스 케플러(Johannes Kepler)에게 전달했고, 그는 "새로운 별"을 추적하기 시작했고 "주인자리 기슭의 새로운 별에 대하여"라는 책을 그 별에 헌정했습니다. 갈릴레오 갈릴레이(Galileo Galilei)도 관측한 이 별은 오늘날 우리 은하계에서 육안으로 볼 수 있는 마지막 초신성으로 남아 있다.

그러나 카시오페이아자리(은하 초신성 3개에 대한 기록을 보유한 별자리)에서 또 다른 초신성이 은하수에서 폭발했다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 이 사건에 대한 시각적 증거는 없지만 천문학자들은 별의 잔해를 발견하고 그것이 1667년에 발생한 폭발과 일치해야 한다고 계산했습니다.

천문학자들은 은하수 밖에서 초신성 1987A 외에도 안드로메다 은하에서 폭발한 두 번째 초신성 1885도 관찰했습니다.

초신성 관측

초신성을 찾으려면 인내심과 올바른 방법이 필요합니다.

첫 번째가 필요한 이유는 아무도 첫날 저녁에 초신성을 발견할 수 있다고 보장하지 않기 때문입니다. 시간을 낭비하고 싶지 않고 초신성을 발견할 가능성을 정말로 높이고 싶다면 두 번째 것 없이는 할 수 없습니다. 가장 큰 문제는 먼 은하 중 하나에서 초신성 폭발이 언제 어디서 일어날지 예측하는 것이 물리적으로 불가능하다는 것입니다. 따라서 초신성 사냥꾼은 매일 밤 하늘을 스캔하여 이 목적을 위해 신중하게 선택된 수십 개의 은하계를 확인해야 합니다.

우리가 뭘해야 하죠

가장 일반적인 기술 중 하나는 망원경으로 특정 은하를 겨냥하고 그 모습을 이전 이미지(그림, 사진, 디지털 이미지)와 비교하는 것입니다. 이상적으로는 관측에 사용한 망원경과 거의 동일한 배율입니다. 거기에 초신성이 나타나면 즉시 눈에 띕니다. 오늘날 많은 아마추어 천문학자들은 별이 빛나는 하늘을 디지털 형식으로 직접 촬영할 수 있는 컴퓨터 제어 망원경, CCD 카메라 등 전문 관측소에 걸맞는 장비를 보유하고 있습니다. 그러나 오늘날에도 많은 관찰자들은 단순히 망원경을 특정 은하계로 향하게 하고 접안 렌즈를 통해 다른 별이 어딘가에 나타나는지 확인함으로써 초신성을 찾습니다.

필요한 장비

초신성 사냥에는 지나치게 정교한 장비가 필요한 것은 아니며, 물론 망원경의 성능도 고려해야 합니다. 사실 각 장비에는 다양한 요인에 따라 달라지는 제한적인 크기가 있으며 그 중 가장 중요한 것은 렌즈의 직경입니다(그러나 빛 오염에 따라 하늘의 밝기도 중요합니다. 크기가 작을수록 , 제한 값이 높아질수록). 망원경을 사용하면 초신성을 찾는 수백 개의 은하계를 볼 수 있습니다. 그러나 관찰을 시작하기 전에 은하를 식별할 수 있는 천체 지도와 관찰하려는 은하의 그림과 사진을 준비하는 것이 매우 중요합니다(인터넷에는 초신성 사냥꾼을 위한 수십 개의 리소스가 있습니다). 마지막으로, 각 관찰 세션에 대한 데이터를 기록할 관찰 로그입니다.

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