. 46. 060407. 145237. ↑ 가 나 K. Koyama ; R. Petre ; E. V. Gotthelf ; U. Hwang ; 외. ( 1995 ). " 초신성잔해 SN1006 속의 고에너지 전자의 충격 가속에 관한 증거 ". 《 Nature 》 378 ( 6554 ) : 255 - 258. Bibcode : 1995Natur. 378.. 255K. doi : 10. 1038 / 378255a0. ↑ " 우주선을 형성하는 초신성 ". BBC News. 2004년 11월 4일. 2006년 11월 28일에 확인함. ↑ " SNR과 우주선 가속 ". NASA 고다드 우주 비행 센터. 1999년 2월 21일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2007년 2월 8일에 확인함. ↑ E. Fermi ( 1949 ). " 우주 복사의 기원에 관하여 ". 《 Physical Review 》 75 ( 8 ) : 1169 - 1174. Bibcode : 1949PhRv... 75. 1169F. doi : 10. 1103 / PhysRev. 75. 1169. ↑ 가 나 " 초고에너지 우주선 ". University of Utah. 2006년 8월 10일에 확인함. 외부 링크 [ 편집 ]
##신성잔해의 유형 3 우주선의 원인 4 사진 5 같이 보기 6 각주 7 외부 링크 초신성잔해의 과정 [ 편집 ] SNR은 팽창하면서 다음과 같은 과정들을 겪는다. [ 3 ] 1. 잔해는 별주위물질 또는 성간매질을 밀어내기 전까지 자유롭게 팽창한다. 주변 기체의 밀도에 따라 수십에서 수백 광년까지 팽창할 수 있다. 2. 잔해의 껍질은 별주위물질과 성간기체를 충격을 통해 밀어낸다. 이때부터 자체유사 분석법 ( self - similar analytic solution ) 을 통해 잘 모형화된 세도프 - 테일러 단계 ( Sedov - Taylor phase ) 가 시작된다. 강력한 충격파와 충격을 받은 뜨거운 기체로부터 밝은 엑스선 방출이 이루어진다. 3. 잔해 껍질이 냉각되면서 뜨거운 ( 수백만 켈빈 ) 내부를 둘러싸는 1 파섹 미만의 얇은 두께의 밀한 ( 입방미터 당 원자 100만 ~ 1억 개 ) 껍질이 형성된다. 이 단계는 압력구동 껍질밀기 단계 ( pressure - driven snowplow phase ) 라 불린다. 껍질은 이온화된 수소 및 산소 원자의 재결합을 통한 방출로, 가시광선 영역에서 뚜렷하게 보인다. 4. 내부의 냉각
) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 전거 통제 LCCN : sh
이온화된 수소 및 산소 원자의 재결합을 통한 방출로, 가시광선 영역에서 뚜렷하게 보인다. 4. 내부의 냉각이 이루어진다. 밀한 껍질은 자체의 운동량에 의해 관성으로 계속해서 팽창한다. 이 단계에서는 중성수소원자의 전파 방출이 가장 잘 보인다. 5. 잔해와 주변의 성간매질의 병합이 이루어진다. 초신성잔해가 주변 매질의 무작위 속도만큼 느려질 때, 이후 약 3만 년 간 잔해는 평범한 난류에 병합되여 자체의 잔여 운동 에너지를 난류에 전달하게 된다. 초신성 잔해의 방출물이 만들고 있는 행성 형성 물질. 초신성잔해의 유형 [ 편집 ] 초신성잔해는 다음과 같이 세가지 유형으로 나뉜다. 카시오페이아자리 A와 같은 껍질형 G11. 2 - 0. 3 또는 G21. 5 - 0. 9와 같이 펄서풍성운을 포함하는 합성형 ( composite ) 껍질 전파 방출 껍질로 둘러싸인 중심에서 열적 엑스선 방출이 관측되는 혼합된 형태의 잔해. " 열적 합성형 " ( thermal composite ) 이라 불리기도 한다. 여기서 열적 엑스선은 주로 초신성의 방출물 보다 그로 인해 밀려나가는 성간물질에서 방출된 것이다. 이러한 유형의 예로는 SNR
초신성잔해 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 초신성잔해 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 SN 1054 잔해 ( 게성운 ). 초신성잔해 ( 新, Supernova remnant ; SNR ) [ 1 ] 는 초신성 폭발로 인해 형성된 별의 잔해이다. 초신성잔해는 폭발로 인해 방출되는 물질로 이루어져 팽창하고 있는데, 이것이 바깥으로 퍼져나가면서 성간물질과의 충돌하여 성간물질을 밀어내며, 그로 인해 발생하는 충격파를 통해 경계가 형성된다. 초신성으로의 경로로는 두가지의 유형이 있는데, 무거운 별의 연료가 고갈되면서 별의 중심핵에서 핵융합 에너지의 발생이 중단되어 자체 중력에 의해 안쪽으로 붕괴하여 중성자별이나 블랙홀을 형성하는 경우와, 백색왜성이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 축적하다 어느 임계 질량에 이르러 열적 폭발을 겪는 경우이다. 이러한 초신성 폭발의 결과로, 빛의 속도의 10 % 에 해당하는 속도로 별을 구성하는 상당량의 또는 모든 물질들이 방출된다. 이러한 방출 속도는 음속을 크게 넘어서는데, 일반적인 성간매질의 온도, 10,
천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 전거 통제 LCCN : sh85130636 BNF : cb12382133b ( 데이터 ) 원본 주소 " " 분류 : 항성천문학초신성잔해초신성성운숨은 분류 : 영어 표기를 포함한 문서LCCN 식별자를 포함한 위키백과 문서BNF 식별자를 포함한 위키백과 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 IndonesiaItaliano 日 本 語 MelayuNederlandsNorsk / / 中 文 링크 편집 이 문서는 2018년 9월 26일 ( 수 ) 01 : 30에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허
##4 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레
↑ 가 나 " 초고에너지 우주선 ". University of Utah. 2006년 8월 10일에 확인함. 외부 링크 [ 편집 ] 공용에 초신성잔해 관련 미디어 분류가 있습니다. 은하 SNR 목록 ( D. A. Green, 케임브리지 대학 ) 초신성잔해에 관한 찬드라의 관측 : 목록, 사진집, 선택물 초신성잔해에 관한 2MASS 사진 NASA : 초신성잔해 설명 NASA의 사진 : 초신성잔해 초신성의 사후 UniverseToday. com 초신성잔해 arxiv. org 초신성잔해 SEDS vdeh성운가시 성운 암흑성운 무정형성운 발광성운 행성상성운 초신성잔해 신성잔해 전리수소영역 반사성운 변광성운 원시행성상성운 전항성 성운 분자운 보크구상체 증발하는 기체 구상체 항성 성운 신성잔해 원시행성상성운 볼프 - 레이에 성운 후항성 성운 행성상성운 초신성잔해 펄서 성운 수퍼버블 구름 성간운 적외선 권운 고속구름 중성수소영역 형태학 쌍극성 성운 바람개비 성운 목록 분류 공용 vdeh초신성분류 Ia형 초신성 Ib형 및 Ic형 초신
##개비 성운 목록 분류 공용 vdeh초신성분류 Ia형 초신성 Ib형 및 Ic형 초신성 II형 초신성 물리학 일시적 칼슘 풍부 탄소 폭발 쌍불안정형 초신성 필립스 관계 P핵 P과정 R과정 초신성 핵합성 관련 주제 의사 초신성 맥동성 쌍불안정형 초신성 포에 감마선폭발 극초신성 광분해 초신성 킬로노바 근지구 초신성 펄서 킥 쿼크노바 초신성의 전구체 극대거성 황색극대거성 밝은 청색변광성 초거성 청색초거성 적색초거성 황색초거성 백색왜성 볼프 - 레이에별 초신성 잔해 초신성잔해 펄서풍 성운 중성자별 펄서 마그네타 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 특이성 좀비별 국부 거품 초거품 오리온 - 에리다누스 초거품 초신성의 발견 객성 초신성 관측의 역사 초신성 관련 연표 관련 목록 초신성 목록 초신성 후보 목록 질량이 큰 별 목록 거리순 초신성 목록 초신성잔해 목록 유명 초신성 바너드 루프 카시오페이아자리 A SN 1054 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3
##신성의 방출물 보다 그로 인해 밀려나가는 성간물질에서 방출된 것이다. 이러한 유형의 예로는 SNR W28과 W44가 있다. 혼란스럽게도, W44는 추가적으로 펄서와 펄서풍 성운까지 포함하고 있다. 그렇기 때문에 이 잔해는 " 고전 " 합성형과 열적 합성형 둘에 모두 포함된다. 우주선의 원인 [ 편집 ] 초신성잔해는 은하 우주선에 대한 주요 원인으로 간주된다. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] 우주선과 초신성 사이의 상관 관계는 1934년 발터 바데와 프리츠 쯔비키를 통해 처음으로 주장되었다. 1964년에는 비탈리 긴즈부르크와 세르게이 시로바츠키는 초신성잔해 속의 우주선의 가속 효율이 10 퍼센트라면 우리은하의 우주선 손실률이 보상될 수 있음을 주장하였다. 이 가설은 엔리코 페르미의 생각에 따른 " 충격파 가속 " 이라 불리는 특별한 기작을 통해 뒷받침 되었다. 실제로 엔리코 페르미는 1949년에 성간매질 속의 자성을 띠는 구름과 입자의 충돌을 통한 우주선의 가속에 관한 모형을 발표하였다. [ 7 ] " 이차 페르미 기작 " ( Second Order Fermi Mechanism ) 으로
초신성잔해(超新星殘骸, Supernova remnant; SNR)는 초신성 폭발로 인해 형성된 별의 잔해이다. 초신성잔해는 폭발로 인해 방출되는 물질로 이루어져 팽창하고 있는데, 이것이 바깥으로 퍼져나가면서 성간물질과의 충돌하여 성간물질을 밀어내며, 그로 인해 발생하는 충격파를 통해 경계가 형성된다. 초신성으로의 경로로는 두가지의 유형이 있는데, 무거운 별의 연료가 고갈되면서 별의 중심핵에서 핵융합 에너지의 발생이 중단되어 자체 중력에 의해 안쪽으로 붕괴하여 중성자별이나 블랙홀을 형성하는 경우와, 백색왜성이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 축적하다 어느 임계 질량에 이르러 열적 폭발을 겪는 경우이다. 이러한 초신성 폭발의 결과로, 빛의 속도의 10%에 해당하는 속도로 별을 구성하는 상당량의 또는 모든 물질들이 방출된다. 이러한 방출 속도는 음속을 크게 넘어서는데, 일반적인 성간매질의 온도, 10,000 K일 때 초기의 마하수는 1000 이상이다. 때문에 방출의 선두에는 강력한 충격파가 발생하여 밖으로 흐르는 플라스마를 수백만 켈빈 정도까지 가열시킨다. 충격파는 시간에 따라 주위의 매질을 밀어내면서 점차 느려지게 되지만, 수백 또는 수천 년 동안 속도가 국지에서의 음속보다 느려지기 전까지 수십 파섹 이상으로 팽창하게 된다. 관측된 가장 어린 초신성잔해 중 하나는 1987년 2월에 대마젤란운에서 발생했던 SN 1987A로부터 형성된 것이다. 다른 유명한 초신성잔해로는 게성운과, 원형 폭발의 밝기를 기록했던 튀코 브라헤의 이름을 따 붙여진 튀코의 초신성 SN 1572의 잔해, 그리고 요하네스 케플러의 이름을 딴 케플러의 초신성 SN 1604의 잔해가 있다. 또한 우리은하에서 가장 어린 것으로 알려진 잔해로 은하 중심에서 발견된 G1.90.3이 있다.