초신성

초신성- 별들은 재앙적인 폭발 과정으로 진화를 끝냅니다.

"초신성"이라는 용어는 소위 "새로운 별"보다 훨씬 더 강하게 폭발하는 별을 설명하는 데 사용되었습니다. 사실, 어느 쪽도 물리적으로 새로운 것이 아니며 이미 존재하는 별은 항상 타오르고 있습니다. 그러나 여러 역사적 사례에서 이전에는 하늘에서 거의 또는 완전히 보이지 않았던 별들이 타오르면서 새로운 별이 나타나는 효과를 만들어 냈습니다. 초신성의 유형은 플레어 스펙트럼에 수소선이 존재하는지에 따라 결정됩니다. 그렇다면 2형 초신성이고, 그렇지 않다면 1형 초신성이다.

초신성의 물리학

II형 초신성

현대 개념에 따르면, 열핵융합은 결국 별의 내부 영역에 무거운 원소를 함유한 구성을 풍부하게 만든다는 것입니다. 열핵융합과 중원소 형성 과정에서 별은 수축하고 중심의 온도는 상승합니다. (비축퇴 물질을 끌어당기는 음의 열용량의 효과.) 별 핵의 질량이 충분히 크면(1.2에서 1.5 태양 질량), 열핵 융합 과정은 철의 형성으로 논리적 결론에 도달합니다. 그리고 니켈 핵. 실리콘 껍질 내부에 철심이 형성되기 시작합니다. 이러한 코어는 하루 만에 성장하고 찬드라세카르 한계에 도달하면 1초 이내에 붕괴됩니다. 코어의 경우 이 한계는 1.2~1.5 태양 질량입니다. 물질은 별 내부로 떨어지며, 전자의 반발력으로는 추락을 막을 수 없습니다. 중앙 코어는 점점 더 수축하고 어느 시점에서 압력으로 인해 중성자화 반응이 일어나기 시작합니다. 양성자는 전자를 흡수하기 시작하여 중성자로 변합니다. 이로 인해 생성된 중성미자에 의해 운반되는 에너지가 급속히 손실됩니다(소위 중성미자 냉각). 물질은 원자핵의 핵자(양성자, 중성자) 사이의 반발력이 영향을 미치기 시작할 때까지 계속해서 가속되고, 떨어지고 수축됩니다. 엄밀히 말하면 압축은 이 한계보다 더 많이 발생합니다. 관성에 의해 떨어지는 물질은 핵자의 탄성으로 인한 평형점을 50% 초과합니다("최대 압착"). 중심 핵의 붕괴 과정은 너무 빨라서 그 주위에 희박파가 형성됩니다. 그런 다음 핵을 따라 껍질도 별의 중심으로 돌진합니다. 그 후, 압축된 고무공은 반동을 일으키고, 충격파는 30,000~50,000km/s의 속도로 별의 외층으로 들어갑니다. 별의 바깥쪽 부분은 모든 방향으로 흩어지고, 폭발한 지역의 중심에는 밀집된 중성자별이나 블랙홀이 남아 있습니다. 이 현상을 II형 초신성 폭발이라고 합니다. 이러한 폭발은 전력 및 기타 매개 변수가 다르기 때문입니다. 서로 다른 질량과 서로 다른 화학적 조성을 지닌 폭발하는 별들. II형 초신성 폭발에서는 I형 폭발보다 훨씬 더 많은 에너지가 방출된다는 증거가 있습니다. 에너지의 비례적인 부분이 껍질에 흡수되지만 항상 그런 것은 아닙니다.

설명된 시나리오에는 여러 가지 모호성이 있습니다. 천문관측 과정에서 실제로는 거대한 별이 폭발하여 팽창하는 성운이 형성되고, 그 중심에는 규칙적인 전파 펄스(펄서)를 방출하는 빠르게 회전하는 중성자별이 있다는 사실이 밝혀졌습니다. 그러나 이론은 나가는 충격파가 원자를 핵자(양성자, 중성자)로 분할해야 한다는 것을 보여줍니다. 이에 에너지를 소비해야 하며 그 결과 충격파가 사라져야 합니다. 그러나 어떤 이유로 이런 일이 발생하지 않습니다. 몇 초 안에 충격파가 코어 표면에 도달 한 다음 별 표면에 도달하여 물질을 날려 버립니다. 다양한 대중에 대한 몇 가지 가설이 고려되고 있지만 설득력이 있는 것 같지는 않습니다. 아마도 "최대 압착" 상태에서 또는 충격파와 물질이 계속해서 떨어지면서 상호 작용하는 과정에서 근본적으로 새롭고 알려지지 않은 일부 물리적 법칙이 발효될 수 있습니다. 또한 블랙홀이 형성되면서 초신성이 폭발하는 동안 다음과 같은 질문이 발생합니다. 폭발 후 물질이 블랙홀에 완전히 흡수되지 않는 이유는 무엇입니까? 나가는 충격파가 있고 왜 속도가 느려지지 않으며 "최대 압착"과 비슷한 것이 있습니까?

Ia형 초신성

Ia형(SN Ia) 초신성의 폭발 메커니즘은 다소 다르게 보입니다. 이것은 소위 열핵 초신성으로, 폭발 메커니즘은 별의 밀도가 높은 탄소-산소 핵에서 열핵 융합 과정을 기반으로 합니다. SN Ia의 전구체는 질량이 찬드라세카르 한계에 가까운 백색왜성이다. 이러한 별은 쌍성계의 두 번째 구성 요소에서 물질이 흘러나올 때 형성될 수 있다는 것이 일반적으로 받아들여지고 있습니다. 이는 시스템의 두 번째 별이 Roche lobe를 넘어서거나 초강력 항성풍을 가진 별 클래스에 속할 경우 발생합니다. 백색 왜성의 질량이 증가함에 따라 밀도와 온도가 점차 증가합니다. 마지막으로 온도가 약 3×10 8 K에 도달하면 탄소-산소 혼합물의 열핵 점화 조건이 발생합니다. 중앙에서 바깥층으로 연소 전선이 퍼지기 시작하여 철 그룹의 핵심인 연소 생성물이 남습니다. 연소 전선의 전파는 느린 폭연 체제에서 발생하며 다양한 유형의 교란에 불안정합니다. 가장 중요한 것은 밀도가 높은 탄소-산소 껍질과 비교하여 가볍고 밀도가 낮은 연소 생성물에 대한 아르키메데스 힘의 작용으로 인해 발생하는 레일리-테일러 불안정성입니다. 집중적인 대규모 대류 과정이 시작되어 열핵 반응이 더욱 강화되고 껍질의 방출에 필요한 초신성 에너지(~10 51 erg)가 방출됩니다. 연소 전선의 속도가 증가하고 화염의 난류가 발생하며 별의 외층에 충격파가 형성될 수 있습니다.

다른 유형의 초신성

전구체가 단일 별인 SN II와 달리 쌍성계의 무거운 별인 전구체가 있는 SN Ib 및 Ic도 있습니다.

초신성 이론

아직 초신성에 대한 완전한 이론은 없습니다. 제안된 모든 모델은 단순화되었으며 필요한 폭발 패턴을 얻기 위해 조정해야 하는 자유로운 매개변수를 가지고 있습니다. 현재로서는 별에서 발생하고 수치 모델에서 플레어 발생에 중요한 모든 물리적 과정을 고려하는 것이 불가능합니다. 별의 진화에 대한 완전한 이론도 없습니다.

두 번째 유형으로 분류된 잘 알려진 초신성 SN 1987A의 전구체는 SN II 모델에서 1987년 이전에 가정되었던 것처럼 적색 초거성이 아니라 청색 초거성이라는 점에 유의하십시오. 또한 관측에서 알 수 있듯이 그 잔해에는 중성자별이나 블랙홀과 같은 소형 물체가 없을 가능성도 높습니다.

우주에서 초신성이 일어나는 장소

수많은 연구에 따르면 우주가 탄생한 후 우주는 수소와 헬륨과 같은 가벼운 물질로만 채워졌습니다. 다른 모든 화학 원소는 별이 타는 과정에서만 형성될 수 있습니다. 이는 우리 행성(그리고 당신과 나)이 선사 시대 별의 깊은 곳에서 형성되어 언젠가 초신성 폭발로 버려지는 물질로 구성되어 있음을 의미합니다.

과학자들에 따르면, 각각의 II형 초신성은 약 0.0001 태양질량의 알루미늄(26Al) 활성 동위원소를 생성합니다. 이 동위원소의 붕괴는 오랫동안 관찰된 단단한 방사선을 생성하며, 그 강도를 통해 은하계에 존재하는 이 동위원소의 양은 태양질량의 3배 미만인 것으로 계산됩니다. 이는 II형 초신성이 은하계에서 평균 100년에 두 번씩 폭발해야 한다는 것을 의미하는데, 이는 관찰되지 않습니다. 아마도 최근 몇 세기 동안 그러한 폭발이 많이 발견되지 않았을 것입니다 (우주 먼지 구름 뒤에서 발생). 따라서 대부분의 초신성은 다른 은하계에서 관찰됩니다. 이제 천문학자들은 망원경에 연결된 자동 카메라를 이용한 심원 측량을 통해 연간 300개 이상의 플레어를 발견할 수 있습니다. 어쨌든, 이제 초신성이 폭발할 시간이 되었습니다...

과학자들의 가설 중 하나에 따르면, 초신성 폭발의 결과로 나타난 우주 먼지 구름은 약 20억~30억년 동안 우주에 머물 수 있다고 합니다!

초신성 관측

초신성을 지정하기 위해 천문학자들은 다음 체계를 사용합니다. 먼저 문자 SN을 씁니다(라틴어에서 유래). 에스위 N ova), 발견 연도, 라틴 문자로 표시됩니다. 해당 연도의 초신성의 일련 번호입니다. 예를 들어, SN 1997cj 26 * 3 ( 씨) + 10 (제이) = 1997년 연속 88위.

가장 유명한 초신성

• 초신성 SN 1604 (케플러의 초신성)
• 초신성 G1.9+0.3 (우리은하에서 가장 어린 것)

우리 은하계의 역사적 초신성(관찰)

초신성	발병 날짜	별자리	최대. 빛나는	거리(성년)	플래시 종류	공개 기간	나머지	노트
SN 185	, 12월 7일	켄타우루스	-8	3000	이아?	8~20개월	G315.4-2.3 (RCW 86)	중국 연대기: Alpha Centauri 근처에서 관찰됨.
SN 369		알려지지 않은	알려지지 않은	알려지지 않은	알려지지 않은	5 개월	알려지지 않은	중국 연대기: 상황은 매우 잘 알려져 있지 않습니다. 은하 적도 근처에 있었다면 초신성일 가능성이 높고, 그렇지 않다면 느린 신성일 가능성이 가장 높습니다.
SN 386		궁수	+1.5	16,000	II?	2~4개월
SN 393		투석기	0	34000	알려지지 않은	8 개월	여러 후보	중국 연대기
SN 1006	, 5월 1일	늑대	-7,5	7200	이아	18개월	SNR 1006	스위스 승려, 아랍 과학자, 중국 천문학자.
SN 1054	, 7월 4일	황소자리	-6	6300	II	21개월	게 성운	근동 및 극동 지역(아일랜드 수도원 연대기의 모호한 암시를 제외하면 유럽 문헌에는 나타나지 않음)
SN 1181	, 8월	카시오페이아 자리	-1	8500	알려지지 않은	6 개월	아마도 3C58(G130.7+3.1)	파리 대학교 Alexander Neckem 교수의 작품, 중국어 및 일본어 텍스트.
SN 1572	, 11월 6일	카시오페이아 자리	-4	7500	이아	16개월	초신성 잔해 티코	이 사건은 젊은 티코 브라헤(Tycho Brahe)의 기록을 포함하여 유럽의 많은 자료에 기록되어 있습니다. 사실, 그는 11월 11일에만 번쩍이는 별을 발견했지만 1년 반 동안 그것을 따라다니며 이 주제에 대한 최초의 천문학적 작품인 "De Nova Stella"( "On a new star")라는 책을 썼습니다.
SN 1604	, 10월 9일	뱀주인자리	-2.5	20000	이아	18개월	케플러의 초신성 잔해	10월 17일부터 요하네스 케플러(Johannes Kepler)가 이를 연구하기 시작했고, 그는 자신의 관찰 내용을 별도의 책으로 정리했습니다.
SN 1680	, 8월 16일	카시오페이아 자리	+6	10000	IIb	알 수 없음(1주일 이내)	초신성 잔해 카시오페이아 A	Flamsteed는 이 별을 3 Cas로 분류했습니다.

또한보십시오

연결

• 프스코프스키 Yu.P. 새로운 것과 초신성- 새로운 별과 초신성 별에 관한 책입니다.
• Tsvetkov D. Yu. 초신성 별- 초신성에 대한 현대적인 개요.
• 알렉세이 레빈 우주 폭탄- 잡지 "Popular Mechanics" 기사
• 관측된 모든 초신성 목록 - IAU, 초신성 목록
• 우주 탐사 및 개발을 위한 학생들 - 초신성

노트

위키미디어 재단. 2010.

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다른 사전에 "초신성"이 무엇인지 확인하십시오.

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초신성 폭발은 진정한 우주 현상입니다. 사실, 이것은 엄청난 힘의 폭발이며, 그 결과 별은 전혀 존재하지 않거나 중성자 별이나 블랙홀의 형태로 질적으로 새로운 형태로 변합니다. 이 경우 별의 바깥층이 우주로 방출됩니다. 빠른 속도로 흩어지면서 아름답게 빛나는 성운을 만들어냅니다.

게 성운은 천문학자들이 핼리 혜성의 복귀를 기다리고 있던 1758년에 악명을 얻었습니다. 당시 유명한 "혜성 포수"인 Charles Messier는 황소 자리 뿔 사이에서 꼬리 달린 손님을 찾고 있었는데 그곳에서 예측되었습니다. 그러나 천문학자는 길쭉한 성운을 발견했고, 이로 인해 너무 혼란스러워서 그것을 혜성으로 착각했습니다. 미래에 혼란을 피하기 위해 메시에는 하늘에 있는 모든 모호한 물체를 목록으로 만들기로 결정했습니다. 게 성운은 카탈로그 번호 1입니다. 게 성운의 이 이미지는 허블 우주 망원경으로 촬영되었습니다. 가스 섬유, 매듭, 응축 등 많은 세부 정보를 보여줍니다. 오늘날 성운은 약 1,500km/s의 속도로 팽창하고 있으며, 그 크기의 변화는 불과 몇 년 간격으로 찍은 사진에서도 볼 수 있습니다. 게 성운의 전체 크기는 5광년을 초과합니다.

게 성운(또는 C. Messier 카탈로그에 따르면 M1)은 가장 유명한 우주 물체 중 하나입니다. 여기서 중요한 점은 밝기나 특별한 아름다움이 아니라 게 성운이 과학의 역사에서 수행한 역할입니다. 성운은 1054년에 발생한 초신성 폭발의 잔해입니다. 이곳에서 매우 밝은 별의 출현에 대한 언급은 중국 연대기에서 보존되었습니다. M1은 황소자리의 별 ζ 옆에 있습니다. 어둡고 투명한 밤에는 쌍안경으로 볼 수 있습니다.


하늘에서 가장 밝은 전파 방출원인 유명한 물체인 카시오페이아 A(Cassiopeia A). 이것은 카시오페이아자리에서 1667년경에 폭발한 초신성의 잔해입니다. 이상하지만 17세기 후반 연대기에는 밝은 별에 대한 언급이 없습니다. 아마도 광학 범위에서 그 복사선은 성간 먼지에 의해 크게 약화되었을 것입니다. 우리 은하계에서 마지막으로 관측된 초신성의 결과로 여전히 케플러 초신성이 존재합니다.


광학, 열, 엑스레이로 본 게 성운. 성운의 중심에는 전파를 방출하고 주변 물질에 X선(파란색으로 표시된 X선)을 생성하는 초밀도 중성자별인 펄서가 있습니다. 다양한 파장에서 게 성운을 관찰하면 천문학자들은 중성자별, 펄서, 초신성에 대한 기본적인 정보를 얻을 수 있습니다. 이 이미지는 찬드라(Chandra), 허블(Hubble), 스피처(Spitzer) 우주망원경이 촬영한 세 개의 이미지를 조합한 것이다.


티코의 초신성의 잔해. 1572년 카시오페이아자리에서 초신성이 폭발했다. 이 밝은 별은 망원경이 등장하기 이전 시대 최고의 천문학자이자 관찰자인 데인 티코 브라헤(Dane Tycho Brahe)에 의해 관찰되었습니다. 이 사건을 계기로 브라헤가 쓴 책은 엄청난 이념적 중요성을 가졌습니다. 당시에는 별이 변하지 않는다고 믿었기 때문입니다. 이미 우리 시대에 천문학자들은 오랫동안 망원경으로 이 성운을 찾아다녔고 1952년에 그들은 이 성운의 전파 방출을 발견했습니다. 최초의 광학 사진은 1960년대에 촬영되었습니다.


돛자리에 있는 초신성 잔해. 우리 은하에 있는 대부분의 초신성은 은하수 평면에 나타납니다. 왜냐하면 거대한 별들이 태어나고 짧은 생애를 보내는 곳이 바로 이곳이기 때문입니다. 섬유질 초신성 잔해는 풍부한 별과 붉은 수소 성운으로 인해 이 이미지에서 보기 어렵지만, 팽창하는 구형 껍질은 녹색 빛으로 여전히 식별할 수 있습니다. Sails에서 초신성은 약 11-12,000년 전에 발생했습니다. 폭발이 일어나는 동안 별은 엄청난 양의 물질을 우주로 방출했지만 완전히 붕괴되지는 않았습니다. 그 자리에는 전파를 방출하는 중성자별인 펄서가 있었습니다.


연필 성운(NGC 2736)은 벨라 별자리에 있는 초신성 껍질의 일부입니다. 실제로 성운은 시속 50만 킬로미터의 속도로 우주에 전파되는 충격파입니다(사진에서는 아래에서 위로 날아갑니다). 수천 년 전에는 이 속도가 훨씬 더 빨랐지만 주변 성간 가스의 압력이 아무리 미미하더라도 초신성의 껍질이 팽창하는 속도가 느려졌습니다.


NGC 6962 또는 동부 베일의 근접 촬영. 이 물체의 또 다른 이름은 네트워크 성운입니다.


Simeiz 147 성운(일명 Sh 2-240)은 황소자리와 마차부자리 경계에 위치한 초신성 폭발의 거대한 잔해입니다. 이 성운은 1952년 소련의 천문학자 G. A. Shain과 V. E. Gaze가 크리미아의 시메이즈 천문대에서 발견했습니다. 폭발은 약 40,000년 전에 일어났는데, 그 동안 팽창하는 물질은 보름달 면적의 36배에 달하는 하늘 면적을 차지했습니다! 성운의 실제 크기는 무려 160광년이며, 성운까지의 거리는 3000광년으로 추산됩니다. 연령. 이 물체의 독특한 특징은 길게 휘어진 가스 필라멘트인데, 이로 인해 성운에 스파게티라는 이름이 붙여졌습니다.


또 다른 잘 알려진 초신성 잔해인 메두사 성운은 쌍둥이자리에 있습니다. 이 성운까지의 거리는 잘 알려져 있지 않으며 아마도 약 5,000광년일 것입니다. 폭발 날짜도 대략 3~3만년 전으로 알려져 있습니다. 오른쪽의 밝은 별은 육안으로 관찰할 수 있는(그리고 밝기의 변화에 ​​대해 연구할 수 있는) 흥미로운 변수인 쌍둥이자리 에타입니다.


육안으로 관찰된 마지막 초신성 폭발은 1987년 인근 은하계인 대마젤란운에서 발생했습니다. 초신성 1987A의 밝기는 3등급에 이르렀는데, 이는 초신성까지의 거리(약 160,000광년)를 고려하면 상당히 높은 수치입니다. 초신성의 조상은 청색극대거성이었다. 폭발 후, 별 자리에는 팽창하는 성운과 숫자 8의 신비한 고리가 남아 있었는데, 과학자들은 그 출현 이유가 전구 별의 항성풍과 폭발 중에 방출된 가스의 상호 작용 때문일 수 있다고 제안합니다. 폭발

초신성 폭발은 엄청난 규모의 사건입니다. 실제로 초신성 폭발은 그 존재의 종말을 의미하거나 블랙홀이나 중성자별의 형태로 다시 태어나는 것을 의미합니다. 초신성의 수명은 항상 엄청난 힘의 폭발을 동반하며, 그 동안 별의 물질은 엄청난 속도와 먼 거리로 우주로 방출됩니다.

초신성 폭발은 불과 몇 초 동안 지속되지만, 이 짧은 시간 동안 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 예를 들어, 초신성 폭발은 수십억 개의 별로 구성된 은하 전체보다 13배 더 많은 빛을 방출할 수 있으며, 몇 초 안에 감마선 및 X선 파 형태로 방출되는 방사선의 양은 수십억 개의 별보다 몇 배 더 많습니다. 몇 년의 삶.

초신성 폭발은 특히 우주 규모와 규모를 고려할 때 오래 지속되지 않기 때문에 주로 그 결과로 알려져 있습니다. 그러한 결과는 거대한 가스성 성운으로, 폭발 후에도 매우 오랜 시간 동안 우주에서 계속 빛나고 팽창합니다.

아마도 초신성 폭발의 결과로 형성된 가장 유명한 성운은 다음과 같습니다. 게 성운. 고대 중국 천문학자들의 연대기 덕분에 1054년 황소자리의 별이 폭발한 후에 발생한 것으로 알려져 있습니다. 짐작할 수 있듯이 플래시는 너무 밝아서 육안으로 관찰할 수 있었습니다. 이제 게 성운은 어두운 밤에도 일반 쌍안경으로 볼 수 있습니다.

게 성운은 지금도 초당 1,500km의 속도로 팽창하고 있습니다. 현재 그 크기는 5광년을 초과한다.

위 사진은 X선(찬드라 망원경), 적외선(스피처 망원경), 일반 광학()의 세 가지 다른 스펙트럼에서 촬영한 세 가지 이미지를 편집한 것입니다. 엑스레이는 파란색으로 표시되며, 그 출처는 초신성이 죽은 후 형성된 엄청나게 밀도가 높은 별인 펄서입니다.

Simeis 147 성운은 현재 알려진 가장 큰 성운 중 하나입니다. 약 4만년 전에 폭발한 초신성은 160광년 크기의 성운을 만들었습니다. 1952년 소련 과학자 G. Shayon과 V. Gaza가 같은 이름의 Simeiz 천문대에서 발견했습니다.

사진은 육안으로 관찰할 수 있는 마지막 초신성 폭발을 보여준다. 1987년 우리로부터 160,000광년 떨어진 대마젤란은하에서 발생했습니다. 큰 관심을 끄는 것은 과학자들이 여전히 가정만을 하고 있는 진정한 본질에 관한 숫자 8 형태의 특이한 고리입니다.

쌍둥이자리에 있는 메두사 성운 역시 연구된 바가 없지만, 전례 없는 아름다움과 주기적으로 밝기를 바꾸는 큰 동반성으로 인해 매우 인기가 높습니다.

K. Lundmark는 1921년에 우리 은하계의 초신성 폭발에 대해 처음으로 이야기했습니다. 그는 고대와 중세 시대에 관찰된 밝은 섬광이 은하계 신성이며 나중에 초신성이라고 불리는 별이라고 믿었습니다. 그는 중국에서 관찰된 1054년의 폭발에 주목하면서 그 장소가 게 성운(게와 비슷한 섬유질 구조의 가스 덩어리)에 가깝다고 지적했습니다. 이 성운은 1921년 미국 천문학자 C. Lampland와 J. Duncan에 의해 연구되었으며 두 사람 모두 이 성운이 체계적으로 팽창하고 있으며 팽창 기간이 거의 9세기라는 것을 발견했습니다.

이제 우리는 이러한 사실을 비교하고 폭발과 성운 형성의 일치를 확인하는 것이 쉽지만 Lundmark 나 미국 연구자 모두 그러한 결론을 내리지 못했습니다. 불과 7년 후, E. 허블은 이 우연의 일치를 처음으로 언급했고, 10년 후 룬드마크는 이미 게 성운이 1054년 폭발의 결과로 형성되었다고 자신 있게 말했습니다. 그는 폭발의 겉보기 크기를 발견했습니다. 게까지의 거리를 측정해 절대적인 별의 값을 얻었는데, 이는 기존의 새 것보다 훨씬 높은 것으로 나타났습니다. 이것은 1054년에 은하계에서 초신성 폭발이 일어났다는 것을 증명했습니다. 팽창하는 성운이 그 자리에 남아 있다는 사실을 확립하는 것이 그다지 중요하지 않았습니다. 17년이 지연된 이유는 가장 권위 있는 고대 중국 연대기에서 "천관에서 남동쪽으로 몇 인치 떨어진 곳에 손님 별이 나타났다"고 기록되어 있기 때문인 것 같습니다. 중국)". 이 경우 "인치"는 천구의 호의 약 1.5도입니다. 일반적으로 별자리 "Tian-Kuan"( "Heavenly Barrier")의 주요 별은 $\zeta$ 황소자리라고 믿어졌습니다(그림 23). 그러나 게 성운은 이 별의 남동쪽이 아니라 북서쪽에 위치해 있습니다. 한문에 오류가 있는 게 아닐까 의심할 수밖에 없었습니다.

쌀. 23.별자리 황소자리와 그 주변.
도 구분은 지도의 왼쪽 가장자리에 표시되어 있으며 도 구분이 있는 두꺼운 선은 황도입니다. 별자리 황소 자리와 기타 현대 별자리의 경계는 점선으로 표시되며 주요 별은 그리스 알파벳 문자로 표시됩니다. 중국 별자리의 구성은 실선으로 표시되며 이름은 이탤릭체로 표시됩니다. 게 성운에는 X 표시가 있습니다.

그러나 고대 중국의 과학사가들은 오류의 가능성을 강력히 일축했습니다. 1971년에 고대 중국 천문학 전문가인 호핑위(말레이시아)와 미국의 중국학자 F. Paar 및 P. Parsons는 "Tian-Kuan" 남동쪽에서 발생한 발발에 대해 유사한 설명이 포함된 또 다른 텍스트를 지적했습니다. 그러므로 연대기에는 오류가 없었습니다. 발병 위치를 확정하는 데 혼란을 주는 또 다른 이유를 찾아볼 필요가 있습니다. 이 책의 저자는 이를 달성한 것으로 보인다.

별이 빛나는 하늘의 고대 중국지도에는 같은 이름을 가진 별자리가 거의 없으며 "Tien Guan"만이 황소 자리, 처녀 자리, 궁수 자리, 쌍둥이 자리 및 염소 자리의 현대 별자리에서 5 개로 밝혀졌습니다. 1875년 중국 별자리 시스템 G. Schlegel의 또 다른 최초 연구원은 이러한 "천상의 장벽" 각각이 두 개의 밝은 별로 구성되어 있지만 가장 중요한 것은 이 장벽 별 사이의 선이 반드시 황도를 교차한다는 점은 눈에 띄지 않았습니다. . 그러나 이것이 이러한 특별한 별자리의 목적이었습니다. 그들은 천체의 움직임이 일어나는 영역에서 황도인 주요 "천구 고속도로"를 5개 장소에서 막는 실제 장벽의 역할을 했습니다. 행성, 태양과 달.

Schlegel과 그 이후의 다른 사람들은 황소자리에 있는 "Tian-Kuan"의 두 번째 별을 황소자리 남쪽의 희미한 별로 간주했으며 그러한 장벽이 황도를 건너지 않는다는 점을 고려하지 않았습니다. 이것이 초신성 폭발의 위치를 ​​정하는 데 혼란을 가져온 실수였다.

황소자리는 또한 우리의 요구 사항을 충족하는 자연스러운 별 쌍입니다. 그건 그렇고, Hipparchus는 그들을 황소 자리의 "뿔"이라고 부르는데, 이는 황도를 따라 움직이는 유명인과 만나며 "Heavenly Barrier"와 매우 유사한 역할입니다! 왜 아무도 황소자리를 "Tian-Kuan"의 자연스럽고 주요 밝은 구성 요소로 주목하지 않았습니까? 장벽과 황도의 연결이 밝혀지지 않았기 때문에이 별은 우리 별자리 Auriga 사이트에 위치한 이웃 별자리 "U-Che"( "Five Chariots")의 주요 별 중 하나였습니다. 그러나 "Tian-Kuan"은 완전히 독립적인 별자리가 아니기 때문에 이것은 또한 사소한 반대였습니다. 궁수자리와 쌍둥이자리에서는 동시에 이웃 별자리의 일부입니다. 황소자리의 "장벽"도 마찬가지입니다.

중국인은 별자리에서 가장 밝은 별과 관련하여 "게스트 스타"의 위치를 ​​​​나타내는 것이 엄격히 관례였습니다. 황소자리의 "Tian-Kuan"에서 우리는 이제 황소자리를 그러한 별로 간주해야 하며, 논란이 되고 있는 중국 연대기의 텍스트는 "황소자리의 남동쪽은 몇도 거리에 있다"라는 명확한 해석을 받습니다. 이 별의 남동쪽, 7도 떨어진 곳에 게 성운이 있습니다.

게 성운은 천체 물리학 연구에서 탁월한 역할을 해왔기 때문에 다음 장에서 더 많이 이야기할 것입니다. 따라서 밝기, 색상, 변경 사항 및 기타 기능과 같은 플래시에 대한 자세한 정보가 특히 중요합니다. 그러나 플레어 별의 밝기를 다른 것과 직접 비교하는 것은 거의 없습니다. 그럼에도 불구하고 1942년 네덜란드 천문학자 J. Oort와 미국 N. Mayall이 이 문제를 조사하려는 시도를 했습니다. 그들은 중국 문헌을 통해 초신성이 처음으로 발견된 것은 7월 4일이며, 어두워지기 전에도 23일 동안 볼 수 있었고, 밤에는 1056년 4월 중순까지 관찰되었다는 사실을 입증했습니다.

태양이지지 않았을 때, 밝기가 3.5 등급을 초과하고 밝기가 5 등급으로 떨어진 후 밤에 초신성이 더 이상 보이지 않을 때 금성을 볼 수 있다는 점을 고려하면 별을 얻습니다. 650일 동안 8.5등급, 100일당 평균 1.3등급씩 약화되었습니다. 그러나 이제 우리는 게 성운에서 관찰된 것처럼 껍질의 느린 팽창과 결합된 그러한 느린 붕괴 속도가 II형 초신성에서만 가능하다는 것을 알고 있습니다.

Oort와 Mayall은 초신성 목격에 대한 초기 날짜, 특히 5월 말의 일본 기록에 대한 여러 언급을 거부했습니다. 그 이유는 초신성이 당시 태양에 가려져 볼 수 없었기 때문입니다. 그리고 1054년에 일식이 있었다고 주장하는 세 개의 중국 문헌도 있습니다. 낮에는 "마오의 달의 집"(플레이아데스)"에 "게스트 스타"가 나타났습니다. 모든 일식의 장소와 순간은 T. Oppolzer의 "일식의 정경"에 정확하게 계산되어 있으며, 문제의 일식은 1054년 5월 9일 오후 중국 남부의 5월 초승달에 일어났습니다. 이제 그로부터 40년이 지났습니다. Oort와 Mayall의 연구에 따르면 일본어와 중국어 텍스트 모두 오류가 없다고 말할 수 있습니다. 5월에 초신성이 나타났습니다. 현대 해석가들은 착각했습니다. 그러나 이는 아르메니아에서 초신성 관측에 관한 정보가 발견된 이후 분명해졌습니다.

1969년 소련 연구자 I.S. 아스타포비치와 B.E. 투만얀은 고대 아르메니아 사본의 마테나다라 보관소에서 발견되었으며, 1975년에 에툼 파트미히(Etum Patmich)의 천문학 문서가 마침내 해독되었습니다. 번역에서 그는 1054년에 "5월 14일 상반기 초승달이 떴을 때 달 원반에 별이 나타났다"고 말했습니다. 우리는 현대 달력에 따르면 초승달이 5월 9일이었고, 계산에 따르면 하루가 조금 지난 후라는 것을 이미 알고 있습니다. 달은 초신성에 가장 가깝습니다. 이 순간은 5월 10일 예레반에서 초승달 다음 날 매우 좁은 초승달처럼 보였던 달이 지는 순간에 관찰될 수 있었습니다. 그러나 초신성은 달 아래 달 직경의 거의 4배나 되었습니다. NS Astapovich는 달의 수평 시차, 방사선 조사 및 수평선 근처 별 빛의 변칙적 굴절이라는 세 가지 광학 효과에 의해 수평선 근처의 이 거리가 크게 줄어들 수 있음을 설득력 있게 보여주었습니다. 결과적으로 초승달 근처에 밝은 별이 보이는 놀라운 광경을 관찰할 수 있었습니다.

Patmich가 초신성을 본 경우 일식 중 초신성의 출현을 기록한 텍스트가 정확합니다. 사실 "마오의 달의 집"이라는 표시는 일식 당시 실제로 플레이아데스에 있었던 태양만을 가리키는 것으로 보입니다. 아마도 텍스트는 일식 동안 어두워진 하늘에서 친숙한 별들 사이에서 "게스트 스타"도 보았다고 언급했을 것입니다. 일식이 끝났을 때, 그것은 일광 속으로 사라졌기 때문에 여전히 충분히 밝지 않았고 다음날 최대치에 도달했습니다. 7월 초까지 거의 두 달 동안 이 별은 -3.5등급보다 더 밝을 수 있었고, 때로는 태양이 아직 지지 않은 푸른 하늘 배경에서 관찰되기도 했습니다. 우리가 알고 있듯이 최대치에 장기간 머무르는 것도 II형 초신성의 특징입니다. 이는 이러한 발병 분류를 지지하는 또 다른 주장입니다.

아르메니아에서 초신성을 관측할 수 있는 가능성 외에도 1054년의 폭발과 관련된 다른 상황이 현재 알려져 있으며, 그 신뢰성은 조건부이지만 초신성에 대한 더 신뢰할 수 있는 다른 정보와 그럴듯하게 결합됩니다. 이것은 애리조나 북부 사막의 암석 조각입니다.

1955년에 미국의 고고학자 W. 밀러(W. Miller)는 그곳에서 북미 인디언에 대한 특이한 음모를 그린 두 개의 암벽화, 즉 초승달과 별을 묘사한 원의 모티프가 포함되어 있는 것을 발견했습니다(그림 24). 한 그림은 화이트 테이블 산(White Table Mountain)의 동굴에 있었고 아래쪽 뿔에 밝은 별이 있는 어린 달을 묘사했으며, 다른 그림은 나바호 협곡 벽의 첫 번째 그림에서 멀지 않은 곳에 다른 방향을 향한 낫을 묘사했습니다. 즉, 오래된 달과 그 아래에 별이 있습니다.

쌀. 24.애리조나 암각화.
왼쪽 그림은 화이트 테이블 산(White Table Mountain)의 동굴에서 발견되었으며 별에 접근하는 어린 달을 묘사하고 있으며, 오른쪽 그림은 나바호 협곡(Navajo Canyon) 벽에 있습니다. 늙은 달과 밝은 별.

동굴 난로에 남아 있는 석탄 잔해와 협곡의 이 부분에 있는 그림 스타일을 통해 10~12세기에 이 동굴에 나바호 인디언이 거주했음을 알 수 있습니다. 아마도 인디언들은 달과 1054년 초신성이 가까워지는 장엄한 광경에 놀랐을 것입니다. 달이 그 경로에서 별들과 만나는 것은 정확히 27일 7시간 후에 발생합니다. 특히 고달은 중국에서 관측이 시작된 직후인 1054년 6월 4일 초신성에 접근했다. 이 사건은 협곡의 패턴과 일치할 수 있습니다. 동굴의 그림에 관해서, 밀러와 나중에 그것을 연구한 천문학자들은 기억에서 달을 그려 달라는 요청을 받았을 때 우리 동시대인들이 하는 것처럼 고대 예술가가 달의 이미지를 거꾸로 뒤집었다고 믿었습니다. 이 사실을 확인하기 위해 동시대 사람들의 부주의를 확인하는 대량 실험도 준비되었습니다. 글쎄, 평소와 같이 그들은 다시 한 번 실수에 대해 고대 예술가를 비난했습니다.

쌀. 25. 5개의 은하 초신성의 빛 곡선.
수평 - 일 단위의 위상, 수직 - 겉보기 별 등급. 1 - 중국 초신성 185 2 - 초신성 1006 3 - 초신성 1054, 4 - 브라헤의 초신성 1572, 5 - 케플러의 초신성 1604

그러나 현대인과의 비교는 비판에 견디지 못합니다. 신석기시대와 그 이후로도 오랫동안 달은 사람들의 단순한 야간등이 아닌 시계와 달력이었습니다. 하늘의 위치와 위상에 따라 음력 달의 요일과 시간을 판단하는 것이 가능했습니다. 어린 달과 늙은 달을 혼동하는 것은 여전히 ​​불가능했습니다. 왜냐하면 어린 달은 저녁에 보이고, 늙은 달은 아침에 보이기 때문입니다.

분명히 두 가지 다른 사건이 묘사되었습니다. 이다. Astapovich는 반전된 것으로 간주된 동굴의 그림이 5월 10일 아르메니아에서 일몰 때 관찰된 초신성에 대한 달의 5월 접근과 정확히 일치한다는 사실에 주목했습니다. 하지만 애리조나에서는 이 순간이 낮이었고, 달이 지기 시작한 지 몇 시간 후에야 눈에 띄게 되었습니다. 애리조나의 해질녘에 그녀와 별 사이의 거리는 더 이상 최소가 아니었습니다.

그림에. 그림 25는 1054년 초신성의 가정된 광도 곡선을 보여줍니다. 최대 등급은 -5 등급에 이르렀고 광도 등급은 아마도 II.5였을 것입니다.

은하 초신성 탐색

1943-1945년. 소련 천문학자 B.V. Kukarkin과 미국 천문학자 W. Baade는 독립적으로 두 개의 은하 초신성을 더 조사했습니다. 이것은 1572년 티코 브라헤의 신성과 1604년 요하네스 케플러의 신성으로 알려진 망원경 시대 직전의 가장 밝은 별들의 폭발이었습니다. 우리 동시대인들은 브라헤와 케플러의 연구에서 제시된 새로운 행성과 이웃 별의 밝기를 비교했습니다. . 이제 과거 어느 순간의 행성의 크기를 정확하게 계산하는 것이 가능하며, 육안으로 볼 수 있는 별의 크기도 정확히 알려져 있습니다. 이를 통해 두 밝은 플레어의 광 곡선을 재구성할 수 있었습니다(그림 25에 표시됨). 뉴 케플러에 대한 한국의 역사적 기록 역시 불평등하게 검색되어 유럽의 관측을 상당히 보완했습니다. 우리의 정의에 따르면 1572년 초신성의 최대 밝기는 -4.5였고, 1604년 초신성의 최대 밝기는 -3.5였습니다. 즉, 두 경우 모두 금성의 밝기에 도달했습니다. 그러나 가장 흥미로운 점은 이들의 광도 곡선이 확실히 유형 I임이 밝혀졌을 뿐만 아니라 둘 다 측광 등급 I.12에 가장 잘 부합한다는 것입니다.

처음에는 뉴 케플러(New Kepler)에서, 그 다음에는 뉴 브라헤(New Brahe)에서 폭발이 발생한 장소에서 W. Baade는 희미하고 너덜너덜한 사상성 성운을 발견했습니다. 이 성운은 게 성운과 세부적으로 다르지만 과거에 어떤 이유로든 섬광으로 관찰되지 않았던 성운을 포함하여 여전히 우리 은하에서 초신성을 찾는 새로운 신호였습니다. 따라서 1946년 오르트(Oort)가 제시한 것처럼 백조자리에 있는 커다란 사상 성운 역시 성간 가스 속에서 오래 전에 속도가 느려진 초신성 잔해라고 제안하는 것은 매우 자연스러운 일이었습니다. 그러한 사상성 성운은 이미 36개가 넘게 하늘에서 발견되었습니다. 그 중 가장 밝은 것은 소련 천체 물리학자인 G.A.에 의해 연구되었습니다. 샤인과 V.F. 가자. 이 초신성 잔해는 모두 수천년 된 것입니다.

1948년에 최초로 강력한 우주 전파 방출원이 발견되었으며, 그 중 일부는 은하수 지역에 있었습니다. 이 전파원은 궁수자리 A(나중에 은하계의 중심에서 발견됨), 카시오페이아A, 황소자리 A로 명명되었습니다. 당시 전파 망원경은 하늘에서 전파원의 위치를 ​​매우 대략적으로 결정했지만 여전히 1년이 지난 후에도 호주에서는 전파 천문학자 J. 볼튼(J. Bolton)과 그의 동료들은 이전에 열린 황소자리 A 전파원이 게 성운과 위치가 일치한다는 것을 발견했습니다.

여러 파장에서 이 전파원을 연구한 결과 더 긴 파장으로 전환할수록 강도가 증가하는 것으로 나타났습니다. 이것은 중요한 사실이었으며 그 결과는 나중에 이해되었습니다. 우리는 가열된 천체도 무선 범위의 파동을 방출한다는 것을 이미 알고 있습니다. 그러나 복사원이 열인 경우 더 긴 파동으로 전환됨에 따라 전파의 강도가 감소합니다. 그러나 게 성운의 경우 파장에 따른 전파 방출 강도의 변화 과정이 다릅니다. 즉, 파장이 증가할수록 강도가 증가합니다. 이는 물체의 전파 방출이 비열적 특성을 가지고 있음을 보여줍니다. 앞으로 우리는 초신성 잔해 외에도 비열복사선이 전파은하와 퀘이사 같은 외은하 소스에 존재한다는 점에 주목합니다. 약한 비열 전파 방출은 나선팔의 성간 매질에 의해서도 생성됩니다.

게 성운에서 비열 전파 방출이 발견되면서 이 새로운 특징을 사용하여 초신성 잔해를 찾는 일이 촉발되었습니다. 1952년에 바데는 전파원인 카시오페이아 A가 관측되는 장소에서 희미한 사상 성운을 발견했습니다. 소련 천문학자 P.P. 파레나고와 J.S. Shklovsky는 이것이 아마도 고대 중국에서도 관찰된 초신성의 잔재일 것이라고 제안했습니다(고대 관측자들은 카시오페이아 별자리에서 많은 폭발을 목격했습니다). Minkowski와 같은 다른 연구자들은 그들의 관점에 동의하지 않았습니다.

그러나 1955년에 R. 민코프스키(R. Minkowski)는 이 성운 덩어리의 움직임을 측정할 수 있었고 게 성운과의 차이점에도 불구하고 빠르게 팽창하는 외피의 일부이기도 함을 발견했습니다. 그는 반대 의견을 철회해야 했습니다. 성운의 팽창을 통해 이 초신성의 나이를 알아내는 것이 가능해졌습니다. 캐나다 천문학자 K. Camper와 S. van den Berg의 최신 연구는 약 3년의 불확실성을 지닌 1653년경에 발병 날짜를 나타냅니다. 이는 Jan Hevelius의 망원경 시대에 초신성 브라헤와 케플러가 발생한 후 아주 최근에 발생했지만 그 동안 항상 관측에 접근할 수 있고 설정되지 않는 카시오페이아 별자리에서는 볼 수 없음을 의미합니다. 우리 반구의 온대 위도에서. 전파 천문학이 발견한 젊은 초신성은 여러 측면에서 매우 흥미로운 대상임이 밝혀졌습니다.

현재까지 전파 천문학을 통해 우리 은하계에 속하는 135개의 비열 전파원을 발견할 수 있었습니다. 그들은 다양한 연령대의 초신성 잔해입니다. 지난 몇 세기 동안 우리 선조들이 충분히 자세히 관찰한 상대적으로 어린 물체에 대해서만 우리는 광도 곡선을 통해 초신성의 유형, 때로는 측광 등급까지 결정할 수 있습니다.

고대의 초신성 관측

과학자들은 고대의 별 플레어 관찰, 혜성의 출현 및 기타 특이한 현상에 대한 정보를 오랫동안 수집해 왔습니다. 중국, 중동 및 유럽 출처에서 수집된 이러한 데이터의 첫 번째 요약은 프랑스 혜성 연구원 A.G. 1783년에 2권짜리 작품인 Cometography를 출판한 Pingre. 그는 일부 로마 및 성서 텍스트뿐만 아니라 Ma Duanlin이 편찬한 중세 중국 백과사전 "Wenxian Tongkao"의 첫 번째 번역본과 기타 사본을 사용했는데, 그 중 일부는 프랑스 혁명 시대에 완전히 사라졌습니다.

불행히도 Pingre의 목록은 Humboldt와 Lundmark 모두에 의해 당연히 잊혀졌습니다. 현재까지 어떤 이유로든 항성 플레어로 간주되는 모든 현상의 가장 완전한 컬렉션은 이 책의 저자에 의해 편집되었으며 국제 "변광성 일반 카탈로그"에 포함되어 정기적으로 새로운 데이터로 업데이트됩니다.

고대부터 1700년까지 신성별을 중심으로 약 200여 건의 발병이 발생하며, 필사본과 연대기의 연대기 검색이 계속되고 있다. 최근까지 유럽, 지중해 및 중동에서는 발병이 거의 관찰되지 않은 것으로 여겨졌습니다. 단 5~7건에 불과했고 나머지는 극동 국가에서 관찰되었습니다. Pingre의 자료를 바탕으로 로마 연대기는 서부에서 약 25건의 발병이 기록되었음을 보여줍니다. 이는 이미 플레어 설명의 교차 비교에 사용되는 심각한 기여입니다.

관측된 플레어 중에서 초신성을 어떻게 식별할 수 있습니까? 이전 페이지에서 우리가 논의한 세 개의 밝은 은하 초신성은 -3.5 등급에 도달했거나 그 등급을 초과했습니다. 그리고 이것은 사고가 아닙니다. 별의 플레어를 육안으로 쉽게 감지하려면 최소한 3등급 이상이어야 합니다. 그러다가 평소의 별자리 모양을 깨뜨리며 시선을 사로잡는다. 새로운 별은 우리로부터 천 광년 이상 떨어져 있지 않다면 최대 밝기를 갖게 될 것입니다. 반면에, 우리 은하의 가장 먼 곳에서 폭발한 초신성은 성간 흡수가 없다면 0등급보다 더 밝을 것이며 광도 곡선의 유형에 따라 3개월에서 8개월 동안 관찰될 것입니다. 따라서 0등급보다 밝은 섬광은 초신성일 가능성이 크다.

최근 몇 년까지 밝은 별의 관찰에 관해 우리에게 전해진 가장 오래된 보고서는 기원전 2296년에 혜성에 대한 언급이었습니다. 즉, Pingre가 발견했으며 최초의 중국 통치자 Yao에 대한 구전 기록에 포함되어 있습니다. 중국에서의 글쓰기는 1500년 후에 일어났습니다. 그러나 몇 년 전 J. Mikhanovsky(미국)는 수메르인(고대 메소포타미아 거주자)의 점토판을 해독했는데, 이 점토판에는 하늘 남쪽에 나타난 "두 번째 신-태양"에 대한 가장 오래된 구전 전설도 기록되어 있습니다. , 그러나 곧 희미해지고 사라졌습니다. 이 현상은 기원전 3~4천년에 기인합니다. 이자형. 초신성 폭발과 관련이 있으며 그 후 우리에게 가장 가까운 잔해인 Sail X 성운이 남았습니다.

우리는 이제 서기 185년 12월 7일 중국에서 목격된 초신성 폭발에 대한 확실하고 신뢰할 수 있는 정보를 얻었습니다. 이자형. 186년 또는 187년 7월까지 볼 수 있었습니다. 이 현상을 설명하는 방법은 다음과 같습니다. 난몽. 대나무 주판만한 크기로 연속적으로 오색을 띠다가 이듬해 6월을 향해 점차 그 광채가 줄어들면서 사라졌다." 이 설명에는 현상의 날짜, 지속 기간 및 하늘에서의 위치가 포함되어 있으며 별 사이의 부동성, 광채 약화 및 색상 변화 등의 특성이 표시됩니다. 이것이 185 현상에 대한 유일한 언급이며 다른 정보는 우리에게 전달되지 않았습니다.

별자리 "Nan-Man"은 또한 Centauri입니다. 중국의 고대 수도였던 낙양에서는 지평선 위로 3도 솟아올라 밤에 2시간도 채 안 보이는 별을 볼 수 있었기 때문에 이 별은 유난히 밝아야 눈에 띕니다. 발병은 7개월 동안 관찰된 것으로 여겨졌으나 F. Stephenson은 본문의 해당 상형 문자가 "내년"이 아니라 "내년"이라는 의미로 번역되어야 한다고 주장하고 기간을 20으로 추정합니다. 개월.

우리의 의견으로는 새로운 별이 아닌 초신성 폭발의 발생을 입증하는 결정적인 주장은 폭발 색상의 지속적인 변화입니다. 새로운 별은 색깔이 거의 변하지 않는 반면, 초신성은 최대로 흰색이었다가 노란색, 빨간색, 노란색, 다시 흰색으로 변합니다. 본문에서는 다섯 가지 색상을 언급하므로 첫 번째 관찰에서는 흰색 단계, 즉 최대 밝기를 나타냅니다.

초신성의 최대 밝기는 얼마였습니까? 본문은 직접적인 정보를 제공하지 않지만 현상이 지속되는 기간을 통해 이를 계산할 수 있습니다. 지평선 근처에 있는 별의 7개월 가시성은 -4 이하의 항성 플레어 등급을 나타내고, 20개월 가시성은 -4에서 -8 등급을 나타냅니다. 초신성 잔해를 발견하면 제한될 수 있는 선택의 폭이 상당히 넓습니다.

4개의 비열 전파원, 즉 초신성 잔해가 와 센타우리 사이에서 발견되었습니다. 중앙에 위치한 희미한 사상 성운과 일치합니다. 초신성 잔해의 상대적인 젊음을 나타내는 열 X선 방출이 최근에 감지되었습니다. 전파 방출 강도로 계산된 그 나이는 다른 세 가지의 나이보다 적지만 1700년을 초과합니다. 즉, 관측된 플레어보다 나이가 많은 것으로 밝혀졌습니다. 이는 이 방법의 거칠기에 기인해야 합니다. 나이를 결정합니다. 잔해까지의 거리는 2~3kpc이므로, 이 거리에서 폭발한 I형 초신성은 성간 흡수로 약해진 후 -4등급에 도달하고, II형의 경우에는 -2등급이 됩니다. . 분명히 유형 I이 더 적합합니다.

은하계 초신성 잔해에 대한 데이터를 사용하여 "뒷문에서"라는 고대 문헌에 설명된 초신성 폭발을 식별하려는 시도는 약 20년 전에 큰 인기를 끌었습니다. 그들의 약점은 발병 지역에 대한 연대기의 매우 대략적인 표시였습니다. 유해의 연대를 어떻게든 알아내는 것이 가능해졌을 때, 많은 "신원 확인"의 상상적 성격이 드러났습니다.

이제 귀중한 천문학 정보가 포함된 오래된 텍스트를 검색하는 것이 중요한 역할을 합니다. 이와 관련하여 특히 유익한 것은 1006년 초신성 연구의 역사입니다. 남쪽 지평선 근처 늑대 별자리에서 관찰된 이 폭발은 일본인 7명, 중국인 6명, 유럽인 6명, 아랍어 5명, 한국인 1명에서 언급되었습니다. 연대기. 현상을 묘사하는 연대기 작성자는 항상 전문 관찰자 및 목격자가 아니었지만 때로는 목격자에 대한 설명이 있습니다. 그가 젊었을 때 개인적으로 본 1006년 현상을 자세히 설명한 점성가 알리 벤 리드완(Ali ben Ridwan)도 마찬가지였습니다. 그는 별이 나타났을 때 행성의 위치를 ​​잘 기억했고, 미국 연구원 B. Goldstein은 하늘에서 이 현상의 날짜와 장소를 확립할 수 있었습니다. 그는 중국 연대기에서도 비슷한 결과를 얻었습니다.

1054년 초신성의 경우처럼, 우리는 여기서 초신성의 밝기에 대한 정보가 부족하다는 사실에 직면하게 됩니다. 그러나 일본 천문학자들이 4월 28일 초신성에 대한 첫 번째 설명에서 별의 백청색을 언급했고 이후 관찰자들은 만장일치로 별의 색을 노란색과 황금색이라고 부르는 것이 궁금합니다. 이 정보에 따르면 일본인은 이 초신성이 최대 밝기에 도달하기도 전에 이를 목격했습니다. 중국 소식통에 따르면 5월 1일에는 밝기가 점차 증가하여 금성의 밝기에 가까워졌습니다. 다섯 가지 자료에서는 초신성의 광채를 불완전한 달의 광채와 비교하지만, 그 별이 낮에도 보였다는 사실은 아무도 언급하지 않습니다. 물론 5월에는 별이 늦은 밤에 뜨고 졌습니다. 금성과 동등하더라도 달이 없는 깊은 밤을 배경으로 하면 큰 인상을 줄 수 있지만, 우리는 새벽의 밝은 배경을 배경으로 황혼에만 금성을 볼 수 있습니다. 초신성 물체의 조명으로 인한 그림자도 인상을 강화했으며 분명히 불완전한 달과의 비교를 위한 기초로 사용되었습니다. 사실, 초신성은 금성보다 밝게 보일 수 있지만, 달보다 1/4만큼 희미하게 보일 수 있습니다. Ali ben Ridwan은 별의 "크기"가 금성을 2.5-3 배 초과했다고 지적합니다. 이 비교는 별이 금성의 설정보다 훨씬 늦게 떴기 때문에 "부재자"였습니다. 연구자들은 금성의 겉보기 각도 치수에 대한 오래된 아랍어 및 현대 데이터를 기반으로 알리 벤 리드완(Ali ben Ridwan)의 추정치를 다시 계산하려고 시도했지만 말도 안되는 것으로 판명되었습니다. 알리 벤 리드완(Ali ben Ridwan)은 그 별이 금성보다 2~3등급 더 밝다는 것을 의미한 것 같습니다. 금성은 5월 저녁에 -3등급이었을 수 있었기 때문에, 최대 밝기의 초신성은 -6등급이었을 수 있습니다.

그 상황; 7월에는 초신성이 정오 이후 낮에 떠오를 것으로 예상됐으나 낮 하늘을 배경으로 보이지 않아 이번 달에는 -3.5등급보다 약한 것으로 나타났다. 밤에 다시 볼 수 있게 되었을 때, 그것은 주변의 별들 사이에서 여전히 눈부시게 빛났습니다. 7월부터 11월 말까지 일본 궁정 천문학자들은 천황에게 가시성이 9배나 된다고 보고했습니다. 중국 천문학자들은 연말까지 동쪽에서 아침에 그녀를 보았습니다. 1007년에는 초신성에 관한 어떤 정보도 더 이상 존재하지 않았습니다. 사실, Goldstein이 1016년 이전에 본 것으로 해석한 한 출처의 보고서가 있지만 이는 명백한 오해입니다. 이 경우 최대 초신성은 너무 밝아서 낮에도 빛날 것이기 때문입니다. 오랫동안.

초신성의 가시성에 대한 상황을 고려하면 그것이 유형 I 초신성이라는 사실이 뒷받침됩니다. 플레어 지역의 여러 비열 전파 방출원 중 하나는 미량의 가스 필라멘트와 특징적인 X선 방출이 있는 것으로 발견되었습니다. 1979년에 이 초신성 잔해의 중심에서 멀지 않은 곳에서 F. Schweitzer와 J. Middleditch는 스펙트럼으로 판단하면 백색왜성인 17등급의 청색별을 발견했습니다.

앞을 내다보면, 그 무렵에는 중심에 희미한 파란색 별이 이미 두 개의 초신성 잔해(게 성운과 돛 X)에서 발견되어 연구되었는데, 이는 초당 30회와 10회 고주파로 깜박이는 것으로 밝혀졌습니다. , 각각. 그러나 슈바이처 별의 밝기에는 변동이 발견되지 않았습니다. 이 별은 우연히 전파원에 투영되었으며 초신성 잔해 앞이나 뒤에 있는 은하 원반의 일반적인 물체 중 하나라는 것이 밝혀질 수 있습니다. 그러나 다른 한편으로는 최초로 발견된 I형 초신성의 잔해일 수도 있습니다! 정리가 필요했습니다. 그리고 1982년 1월, 자외선 분광계를 장착한 위성에서 이 물체의 1200에서 3200까지의 스펙트럼을 얻었습니다. 스펙트럼은 별 앞에 위치한 초신성 잔해의 확장 껍질에 속하는 흡수선을 보여주었습니다. 변위는 5,000~6,000km/s의 팽창 속도를 나타냅니다. 이는 I형 초신성 폭발의 발생을 위한 실제 계획을 수립하는 데 결정적인 역할을 했습니다.

표 13. 은하 초신성
초신성, 플래시 이어	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
별자리	켄타우루스	늑대	황소자리	카시오페이아 자리	카시오페이아 자리	카시오페이아 자리	뱀주인자리
초신성이 발견된 국가 또는 세계 일부 지역	중국	아시아, 아프리카	아시아, 미국	아시아	유럽 ​​아시아	한국	유럽 ​​아시아
관찰 기간, 일	225	240	710	185	560	100	365
최대 겉보기 등급	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
광도계 클래스	나는 타자를 친다	I.14	II. 5	II. 삼	I.12	?	I.12
쉘 확장 속도, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
초신성 잔해	먹다	먹다	황소자리 A "게"	3초 58	카시오페이아 B	카시오페이아 A	먹다
나머지까지의 거리(kps)	2-3	4	2	8	5	3	10

주로 일본 (F. Stephenson이 언급 된 6 개의 연대기를 계산)과 중국 및 유럽에서 관찰 된 1181 년의 밝은 섬광에 대해 이야기하는 것이 남아 있습니다. 그것은 반년 동안 눈에 띄었고 한때는 "청황색"을 띠고 밝기가 토성과 같았습니다. 이번 발병은 카시오페이아자리 별자리에서 발생했습니다. 초신성이 반년 만에 4등급으로 약화되는 것은 II형의 전형적인 현상입니다. 확실하게 확립된 폭발 현장에는 1952년에 발견된 밝은 핵을 가진 비열 전파원인 황소자리 A 전파원의 "쌍둥이"가 있습니다. 최근에는 게 성운과 유사한 사상 성운이 발견되었습니다. 은하수의 먼지가 많은 지역에서도 발견됩니다. 이는 플레어가 II형 초신성에 속한다는 것을 확인시켜줍니다.

은하계에서 초신성 폭발은 얼마나 자주 발생합니까?

현재까지 우리는 관측된 초신성의 상대적으로 적은 목록을 갖고 있다(표 13). 동시에 초신성 잔해인 135개의 전파원이 발견되었습니다. 잔해의 대부분은 성간 멸종이 심한 지역인 은하수에 위치한 매우 오래된 것입니다. 따라서 그들의 섬광은 거의 볼 수 없었습니다. 그러나 유물 중에는 지난 세기 중반에 발생했지만 위에 표시된 이유로 관찰되지 않은 사람들도 발견되었습니다.

우리 자신은 은하계에 있고 초신성 폭발은 장대한 광경일 뿐만 아니라 나중에 살펴보겠지만 우리 태양계의 수명에 영향을 미치는 요인이기 때문에 은하계에서 초신성 폭발이 얼마나 자주 발생하는지에 대한 질문은 다음과 같습니다. 학문과는 거리가 멀지만 동시에 중요합니다.

표에 따르면 11장에서 우리는 60%의 불확실성으로 우리 은하에서 초신성 폭발 사이의 간격을 110년으로 얻었습니다. 즉, 평균 간격은 44년에서 176년까지 가능합니다. 이러한 계산은 다른 나선은하의 초신성 관측에 기반을 두고 있으며 우리 별계가 Sb 유형이라는 가정에 기반을 두고 있습니다. Sc 유형인 경우 섬광 간격을 10배로 줄여야 합니다. 당연히 그러한 모호한 결론은 우리 은하계의 초신성 폭발 빈도에 대한 직접적인 연구를 통해 검증되어야 합니다.

쌀. 26.은하계 주 평면에 투영된 7개의 은하 초신성의 위치.
초신성에는 폭발 날짜가 표시되어 있습니다. C - 은하계의 중심, - 태양, 그들 사이의 거리는 10kpc입니다. HI는 은하 내 중성수소 분포의 경계이고, HII는 이온화된 수소(즉, 밝은 가스 성운)의 전파 경계입니다.

최근 H. Tammann은 우리 천년기의 5개 초신성(1006, 1054, 1572, 1604)의 폭발 사이의 평균 간격을 계산하려고 했습니다. 그리고 Cassiopeia A. Supernova 1181은 그에 의해 거부되었습니다. 이들 5개의 초신성은 은하 중심에 꼭지점이 있는 중심각 50°를 갖는 구역에 위치합니다(즉, 구역은 은하의 7분의 1에 해당합니다. 그림 26 참조). 1000년을 5로 나누면 한 부문의 폭발 사이에 200년의 간격이 생기고, 또 다른 7로 나누면 은하 전체에 대한 초신성 폭발 사이의 간격은 28년이 됩니다. 그러나 이 분야에는 강한 빛의 흡수로 인해 플레어가 보이지 않는 상당한 영역이 있습니다. 또한 중세 관측에 대한 데이터는 행성의 북반구에 대해서만 보존되었으므로 천구의 남극 근처 별자리의 깜박임은 눈에 띄지 않을 수 있습니다. 우리는 해당 수정 사항을 자세히 다루지는 않겠지만 Tammann이 결국 평균 12년 간격, 즉 한 방향 또는 다른 방향으로 5개의 플레어의 편차가 있을 수 있는 1세기당 8개의 초신성을 얻었음을 지적할 것입니다.

그러나 덜 복잡한 길을 택하는 것도 가능할 것이다. 불확실성이 큰 섹터 대신 반경 8kpc 내의 태양 주변 지역을 가정해 보겠습니다. 그렇다면 광학, X선, 전파천문학적 방법으로 잘 연구되었기 때문에 표에 표시된 것처럼 6개의 어린 잔해만 포함되어 있음을 확신할 수 있습니다. 185년의 발발 이후 적어도 지난 1800년 동안, 그리고 실제로는 훨씬 더 오랜 기간 동안. 인근 지역 바깥에는 1604년에 은하 중심 위 어딘가에서 폭발한 케플러 초신성이 있었습니다.

6개의 초신성 중 2개는 II형이고 나머지는 I형입니다. 이러한 유형의 초신성이 은하계 어디에서 폭발할 수 있는지 알아봅시다. 다른 항성계의 폭발로 판단되는 유형 I 초신성은 중심으로부터 어떤 거리에서든 발생하며, 보다 구체적으로는 본질적으로 초신성 활동의 산물인 비이온화 수소 분포 영역에서 발생합니다. II 형 초신성의 경우, 은하계의 분포 영역이 빛나는 가스 성운, 즉 이온화 된 수소 구름에 의해 명확하게 설명되는 젊은 별과 관련이 있습니다.

은하계에서 이온화되지 않은 수소의 전파 반경은 21kpc이고, 이온화된 수소의 전파 반경은 16kpc입니다. 따라서 은하계에서 수소 이온화 단계의 해당 분포 영역에 대해 반경 8kpc인 우리 이웃의 비율을 계산하는 것은 쉽습니다. 즉, 비이온화된 경우 0.15, 이온화된 경우 0.25입니다. 사실, 이것들은 두 유형의 초신성 폭발 사이의 평균 간격을 계산하는 데 필요한 유일한 요소입니다. 1800년의 최소 간격을 취하면 유형 I의 경우 1800:4*0.15 = 67년, 유형 II의 경우 1800:2*0.25 = 225년, 또는 유형을 구별하지 않으면 세기당 약 2개의 초신성을 얻게 됩니다. 이 숫자는 최대 50%의 오차를 내포해 정확한 것으로 간주될 수 있지만, 태양 주위 반경 8kpc 영역에서 초신성 잔해의 전파 방출에 대한 연구에서는 2500년보다 어린 다른 물체가 밝혀지지 않았기 때문에 평균 간격은 위에서 얻은 폭발 사이의 폭발 횟수는 1.4배로 증가할 수 있으며 폭발 횟수는 100년 안에 같은 양만큼 감소합니다.

2000년 동안 광학적으로 관찰된 폭발이 "계열"로 대략 균일하게 서로 뒤따르지 않았다는 점은 흥미롭습니다. 하나는 2세기에 있었고, 그 다음에는 8세기에 단절이 있었고, 11세기에 - 12세기에 세 번의 폭발이 일어났고, 그 후 다시 4세기 동안의 휴지기가 있었고, 16~17세기에 접어들면서 32년 동안 세 번의 발병으로 끝났습니다. 그 이후로 새로운 4세기의 휴지기가 계속되고 있습니다. "시리즈"와 "일시 정지"에는 특별한 물리적 의미가 없습니다. 이는 일련의 소수의 사건에서 발생한 순전한 사고입니다. 어떤 식으로든 지난 4세기 동안 초신성 폭발은 태양 주위 반경 8kpc 인근 지역 밖에서 발생했습니다. 은하계는 우리 지역에 적어도 두 개의 초신성을 " 빚지고 있습니다".

은하계에서 태양계의 위치는 초신성 폭발에 대한 관측이 그 부피의 약 절반 정도에서 광학적으로 이용 가능하며, 은하계의 나머지 부분에서는 플레어의 밝기가 성간 흡수와 멀리 떨어져 있기 때문에 너무 약해져서 우리 시대에도 플레어가 발생한 후에는 이미 무선 방출 잔재로 인해 누락되거나 감지될 수 있습니다.

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

사진: 찬란한 별들과 한 줄기의 가스는 초신성 1987A라고 불리는 거대한 별의 자멸에 대한 숨막히는 배경을 제공합니다. 폭발은 1987년 2월 23일 남반구의 천문학자들에 의해 관찰되었습니다. 이 허블 이미지는 확산된 가스 구름에서 내부 및 외부 물질 고리로 둘러싸인 초신성 잔해를 보여줍니다. 이 3색 사진은 1994년 9월, 1996년 2월, 1997년 7월에 촬영된 초신성과 인근 지역의 여러 사진을 합성한 것입니다. 초신성 근처에 있는 수많은 밝은 파란색 별은 거대한 별이며, 각각의 나이는 약 1,200만 년이고 태양보다 6배 더 무겁습니다. 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 신성이라고 불렀습니다. 깜박이는 그러한 별이 갑자기 하늘에 나타나 별자리의 일반적인 구성을 깨고 밝기를 최대 수천 배로 높인 다음 밝기가 급격히 떨어지기 시작하고 몇 년 후에는 약해졌습니다. 발생 이전에. 플레어가 반복되는 동안 별은 고속으로 질량의 최대 1000분의 1까지 분출하는 것이 새로운 별의 특징입니다. 그러나 그러한 플래시 현상의 모든 위대함에도 불구하고 별 구조의 급격한 변화 또는 파괴와 관련이 없습니다.

5천년 동안 3등급의 광채를 초과하지 않는 별들로 제한한다면 200개 이상의 밝은 별 폭발에 대한 정보가 보존되었습니다. 그러나 성운의 은하계 외적 성격이 확립되었을 때, 성운에서 타오르는 신성은 그 특성면에서 일반 신성을 능가한다는 것이 분명해졌습니다. 그 광도는 종종 그들이 타오르는 은하 전체의 광도와 동일한 것으로 나타났기 때문입니다. 그러한 현상의 특이한 성격으로 인해 천문학자들은 그러한 사건이 일반적인 새로운 별과 완전히 다른 것이라는 생각을 갖게 되었으며, 따라서 1934년에 미국 천문학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)와 월터 바데(Walter Baade)의 제안에 따라 그 섬광이 광도에 도달하는 별들입니다. 최대 밝기의 일반 은하는 광도가 가장 밝은 별개의 은하와 희귀한 종류의 초신성으로 분리되었습니다.

일반적인 새로운 별의 폭발과는 대조적으로, 우리 은하의 현재 상태에서 초신성 폭발은 100년에 한 번 이하로 발생하는 극히 드문 현상입니다. 가장 눈에 띄는 발병은 1006년과 1054년에 있었으며 이에 대한 정보는 중국과 일본의 논문에 나와 있습니다. 1572년 뛰어난 천문학자 티코 브라헤(Tycho Brahe)는 카시오페이아자리에서 그러한 별의 출현을 관찰했고, 요하네스 케플러(Johannes Kepler)는 1604년에 뱀주인자리에서 초신성을 마지막으로 추적했습니다. 천문학의 "망원경" 시대 4세기 동안 우리 은하에서는 그러한 플레어가 관찰되지 않았습니다. 태양계의 위치는 초신성 관측이 그 부피의 약 절반에서 광학적으로 이용 가능하고 나머지 부분에서는 성간 흡수에 의해 폭발의 밝기가 음소거되는 것과 같습니다. 그리고. 크라소프스키와 I.S. Shklovsky는 우리 은하계에서 초신성 폭발이 평균 100년에 한 번씩 발생한다고 계산했습니다. 다른 은하에서는 이러한 과정이 거의 동일한 빈도로 발생하므로 광학적 폭발 단계의 초신성에 대한 주요 정보는 다른 은하에서의 관측을 통해 얻은 것입니다.

이러한 강력한 현상을 연구하는 것의 중요성을 깨달은 미국 팔로마 천문대에서 일했던 천문학자 W. Baade와 F. Zwicky는 1936년에 초신성에 대한 체계적인 탐색을 시작했습니다. 그들은 슈미트 망원경을 사용하여 수십 평방도의 영역을 사진으로 찍을 수 있었고 희미한 별과 은하까지도 매우 선명한 이미지를 제공했습니다. 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 팽창한다. 높은 팽창률은 초신성 잔해가 다른 성운과 구별되는 주요 특징입니다. 초신성의 잔해에서 모든 것은 엄청난 힘의 폭발을 말하며, 이는 별의 바깥층을 흩뜨리고 방출된 껍질의 개별 조각에 엄청난 속도를 부여했습니다.

게 성운

어떤 우주 물체도 황소자리에서 관찰되는 상대적으로 작은 게 성운만큼 천문학자들에게 귀중한 정보를 제공하지 않으며, 고속으로 팽창하는 가스 확산 물질로 구성되어 있습니다. 1054년에 관측된 초신성의 잔해인 이 성운은 전파원이 확인된 최초의 은하 물체였습니다. 무선 방출의 특성은 열 복사와 아무런 관련이 없다는 것이 밝혀졌습니다. 그 강도는 파장에 따라 체계적으로 증가합니다. 곧 이 현상의 본질을 설명하는 것이 가능해졌습니다. 초신성 잔해에는 빛의 속도에 가까운 속도를 갖는 우주선(전자, 양전자, 원자핵)이 생성되어 있는 강력한 자기장이 있어야 합니다. 자기장에서는 운동 방향으로 좁은 빔으로 전자기 에너지를 방출합니다. 게 성운에서 비열 전파 방출이 발견되면서 천문학자들은 이를 기반으로 초신성 잔해를 정확하게 검색하게 되었습니다.

카시오페이아 별자리에 위치한 성운은 특히 강력한 전파 방출 소스로 밝혀졌으며 미터 파장에서 이 성운의 전파 방출 플럭스는 게 성운의 플럭스보다 10배 더 높지만 후자보다 훨씬 더 멀습니다. 광학빔에서 이 빠르게 팽창하는 성운은 매우 약합니다. 카시오페이아 성운은 약 300년 전에 발생한 초신성 폭발의 잔해로 추정됩니다.

백조자리에 있는 사상 성운 체계에서도 오래된 초신성 잔해의 특징적인 전파 방출이 나타났습니다. 전파 천문학은 다양한 연령대의 초신성의 잔재로 밝혀진 다른 많은 비열 전파원을 찾는 데 도움이 되었습니다. 따라서 수만 년 전의 초신성 잔해는 강력한 비열 전파 방출로 다른 성운들 사이에서 두드러진다는 결론이 내려졌습니다.

이미 언급했듯이 게 성운은 X선 방출이 감지된 최초의 물체였습니다. 1964년에 비록 그 각도 치수가 게 성운 자체의 각도 치수보다 5배 작음에도 불구하고 그곳에서 방출되는 X선 복사원이 확장되어 있다는 것을 발견할 수 있었습니다. 이를 통해 엑스선은 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 천체이기 때문에 천문학자들에게 매우 중요해졌습니다. 그리고 이 별은 일련의 예측 전체를 확인시켜주었습니다. 광학 플래시와 동시에 일본과 오하이오(미국)에 설치된 특수 탐지기는 중성미자의 흐름을 등록했습니다. 이는 별의 핵이 붕괴되는 동안 매우 높은 온도에서 태어나 껍질을 쉽게 관통하는 기본 입자입니다. 이러한 관찰은 붕괴하는 항성핵 질량의 약 10%가 핵 자체가 중성자별로 붕괴되는 순간 중성미자로 방출된다는 이전 가정을 확인시켜주었습니다. 매우 거대한 별의 경우, 초신성 폭발 중에 핵의 밀도가 훨씬 더 높아져 블랙홀로 변할 수도 있지만, 별의 바깥층은 여전히 ​​떨어져 나가고 있습니다. 최근 몇 년 동안 일부 우주 감마선 폭발이 초신성과 관련이 있다는 징후가 나타났습니다. 우주 감마선 폭발의 성격은 폭발의 성격과 관련이 있을 가능성이 있습니다.

초신성 폭발은 주변 성간 물질에 강력하고 다양한 영향을 미칩니다. 엄청난 속도로 튀어나온 초신성 껍질은 주변의 가스를 퍼올리고 압축해 가스 구름에서 새로운 별이 탄생하는 것을 촉진할 수 있다. 나사(NASA) 찬드라 X선 관측소(Chandra X-ray Observatory)의 관측 자료를 사용하여 러트거스 대학교(Rutgers University)의 존 휴즈(John Hughes) 박사가 이끄는 천문학자 팀은 초신성 폭발에서 실리콘, 철 및 기타 원소가 어떻게 형성되는지를 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 위치를 정확히 알아낼 수 있었습니다. 예를 들어, 가장 작고 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 특정 양의 실리콘과 황의 불순물과 함께 매우 높은 함량의 철을 발견했습니다. 이 물질은 폭발 중 온도가 40억도에서 50억도 사이의 더 높은 값에 도달한 부분에서 더 깊게 형성되었습니다. 밝은 실리콘이 풍부한 노드와 더 희미한 철이 풍부한 노드의 초신성 잔해 Cas A의 배열을 비교하면 별의 가장 깊은 층에서 유래하는 "철" 특징이 잔해의 바깥 가장자리에 위치한다는 것이 밝혀졌습니다. 이는 폭발로 인해 "철" 노드가 다른 노드보다 더 멀리 던져졌음을 의미합니다. 그리고 지금도 그들은 더 빠른 속도로 폭발의 중심에서 멀어지고 있는 것 같습니다. 찬드라가 얻은 데이터에 대한 연구를 통해 초신성 폭발의 본질, 과정의 역학, 새로운 원소의 기원을 설명하는 이론가들이 제안한 여러 메커니즘 중 하나에 대해 자세히 알아볼 수 있게 될 것입니다.

SN I 초신성은 매우 유사한 스펙트럼(수소 선 없음)과 광도 곡선 모양을 가지고 있는 반면, SN II 스펙트럼은 밝은 수소 선을 포함하며 다양한 스펙트럼과 광도 곡선으로 구별됩니다. 이러한 형태의 초신성 분류는 1980년대 중반까지 존재했습니다. 그리고 CCD 수신기가 널리 사용되기 시작하면서 관측 자료의 양과 질이 크게 향상되어 이전에는 접근할 수 없었던 희미한 물체에 대한 스펙트로그램을 얻고 훨씬 더 정확하게 선의 강도와 폭을 결정하고 기록할 수 있게 되었습니다. 스펙트럼의 약한 선. 그 결과, 명백히 확립된 초신성의 이진 분류는 빠르게 변화하고 더욱 복잡해지기 시작했습니다.

초신성은 또한 폭발하는 은하의 유형에 따라 구별됩니다. 나선 은하에서는 두 유형의 초신성이 폭발하지만 성간 매체가 거의없고 별 형성 과정이 끝난 타원 은하에서는 SN I 유형의 초신성 만 관찰됩니다. 분명히 폭발하기 전에 이것은 매우 오래된 별입니다. 그 질량은 태양에 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 왜성 구성에는 수소가 거의 없습니다. 백색 왜성은 일반 별 진화의 최종 산물이기 때문입니다.

우리 은하에는 매년 여러 개의 행성상 성운이 형성되므로 그러한 질량의 별 대부분은 조용히 일생을 마치며 100년에 한 번만 SN I 유형 초신성이 폭발합니다. 같은 종류의 다른 별들의 운명과 유사하지 않은 매우 특별한 결말을 결정하는 이유는 무엇입니까? 유명한 인도의 천체물리학자 S. 찬드라세카르(S. Chandrasekhar)는 백색 왜성의 질량이 태양 질량의 1.4배 미만인 경우에도 침착하게 생명을 "살아갈" 것임을 보여주었습니다. 그러나 충분히 가까운 쌍성계에 있다면 강력한 중력이 동반성으로부터 물질을 끌어당겨 질량이 점진적으로 증가하고, 허용 한계를 넘으면 강력한 폭발이 일어나 별의 죽음.

초신성 SN II는 껍질에 수소가 대량으로 존재하는 젊고 거대한 별과 분명히 연관되어 있습니다. 이러한 유형의 초신성의 폭발은 초기 질량이 태양 질량 810배 이상인 별 진화의 마지막 단계로 간주됩니다. 일반적으로 그러한 별의 진화는 수소를 태우고 헬륨을 연소시켜 탄소로 변한 다음 탄소 원자가 원자 번호가 더 높은 원자로 변환되기 시작하는 수백만 년 안에 매우 빠르게 진행됩니다.

자연적으로 에너지가 많이 방출되는 원소의 변형은 철로 끝나고, 그 핵은 가장 안정적이며 융합 중에 에너지가 방출되지 않습니다. 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 핵의 모든 물질이 중성자로 변하면 별의 핵이 "중성자별"로 변하고 붕괴가 멈추는 인력에 저항할 수 있는 것으로 알려져 있습니다. 이 경우 엄청난 에너지가 방출되어 별의 껍질에 들어가 팽창을 일으키며, 이를 초신성 폭발로 본다.

이를 통해 초신성 폭발과 중성자별 및 블랙홀 형성 사이의 유전적 연관성을 기대할 수 있습니다. 만약 이 일이 일어나기 전에 별의 진화가 "조용히" 일어났다면, 그 껍질은 태양 반경보다 수백 배 더 큰 반경을 가져야 하며, SN II 초신성의 스펙트럼을 설명하기에 충분한 수소를 보유해야 합니다.

초신성과 펄서

초신성 폭발 후 팽창하는 껍질과 다양한 유형의 방사선 외에도 다른 물체가 남아 있다는 사실은 1 년 전 전파 천문학자가 펄서, 즉 방사선을 발견했다는 사실로 인해 1968 년에 알려졌습니다. 엄격하게 정의된 시간 후에 반복되는 별도의 펄스에 집중됩니다. 과학자들은 맥박의 엄격한 주기성과 주기가 짧은 것에 충격을 받았습니다. 펄서는 가장 많은 관심을 끌었으며 그 좌표는 초신성 폭발의 잔재로 간주되는 돛의 남쪽 별자리에 위치한 천문학 자에게 매우 흥미로운 성운의 좌표에 가깝습니다. 그 기간은 0.089 초에 불과했습니다. 그리고 게 성운의 중심에서 펄서가 발견된 후(주기는 1/30초) 펄서가 어떻게든 초신성 폭발과 연결되어 있다는 것이 분명해졌습니다. 1969년 1월에는 게 성운의 펄서가 같은 주기로 밝기가 변하는 희미한 16등급 별로 식별되었으며, 1977년에는 돛자리의 펄서도 별로 식별되었습니다.

펄서 방출의 주기성은 빠른 회전과 관련이 있지만 일반 별 하나, 심지어 백색 왜성조차도 펄서의 주기 특성으로 회전할 수 없습니다. 원심력에 의해 즉시 찢어지고 중성자별만 펄서의 주기 특성을 갖게 됩니다. 매우 조밀하고 콤팩트하여 그들 앞에 설 수 있었습니다. 많은 옵션을 분석한 결과, 과학자들은 초신성 폭발이 질적으로 새로운 유형의 물체인 중성자별의 형성을 동반한다는 결론에 도달했으며, 그 존재는 큰 질량 별의 진화 이론에 의해 예측되었습니다.

초신성과 블랙홀

초신성 폭발과 블랙홀 형성 사이의 직접적인 연관성에 대한 최초의 증거는 스페인 천문학자들에 의해 얻어졌습니다. 1994년 전갈자리 쌍성계에서 블랙홀 주위를 공전하는 별이 방출하는 방사선을 연구한 결과, 그 별에는 다량의 산소, 마그네슘, 규소, 황이 포함되어 있는 것으로 밝혀졌습니다. 초신성 폭발에서 살아남은 인근 별이 블랙홀로 변했을 때 이러한 요소가 포착되었다는 가정이 있습니다.

초신성(특히 Ia형 초신성)은 우주에서 가장 밝은 항성 물체 중 하나이므로 현재 사용 가능한 장비를 사용하면 가장 멀리 있는 물체도 탐색할 수 있습니다. Ia형 초신성은 상대적으로 가까운 은하에서 많이 발견되었습니다. 이 은하들까지의 거리를 충분히 정확하게 추정함으로써 그 안에서 폭발한 초신성의 광도를 결정할 수 있었습니다. 멀리 있는 초신성의 평균 광도가 동일하다고 가정하면 최대 밝기에서 관측된 등급을 사용하여 초신성까지의 거리를 추정할 수도 있습니다. 초신성까지의 거리와 초신성이 폭발한 은하의 제거율(적색편이)을 비교하면 소위 허블 상수라고 불리는 우주 팽창의 주요 양을 결정할 수 있습니다.

10년 전에도 55km/s Mpc에서 100km/s Mpc로 거의 2배 차이가 나는 값이 얻어졌지만 오늘날에는 정확도가 크게 향상되어 72km/s Mpc의 값이 허용됩니다. (약 10% 정도의 오차가 있습니다) . 적색편이가 1에 가까운 먼 초신성의 경우, 거리와 적색편이 사이의 관계를 통해 우주의 물질 밀도에 의존하는 양을 결정하는 것도 가능합니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면, 물질의 밀도가 공간의 곡률을 결정하고, 결과적으로 우주의 미래 운명을 결정합니다. 즉, 무한정 확장할 것인가, 아니면 이 과정이 중단되고 수축으로 대체될 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.