초신성잔해 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 초신성잔해 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 SN 1054 잔해 ( 게성운 ). 초신성잔해 ( [UNK] 新 [UNK] [UNK] [UNK], 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, 000
의 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. [ 2 ] 목차 1 초신성잔해의 과정 2 초신성잔해의 유형 3 우주선의 원인 4 사진
정형 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 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh [UNK] 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색
성 · 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 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
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 : sh85130636 BNF : cb12382133b ( 데이터 ) 원본 주소 " " 분류 : 항성천문학초신성잔해초신성성운숨은 분류
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 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 특별
어낸다. SN 1006 잔해에 대한 엑스선 관측을 통해 우주선의 원인과 일치하는 싱크로트론 방출이 보인다. [ 4 ] 그러나 대략 1018 eV 이상의 에너지에 관해서는 초신성잔해가 그러한 수준의 에너지를 충분히 만들어낼 수 없기 때문에 다른 기작이 요구된다. [ 8 ] 초신성잔해가 우주선을 PeV 수준의 에너지로 가속할 수 있는가는 아직까지 확실하지 않다. 이에 관해서는 후에 건설될 CTA가 도움을 줄 것이다. 사진 [ 편집 ] 백조자리 고리 페르세우스자리 GK 잔해 G299 잔해 N49 잔해 ( 대마젤란운 ) 고물자리 A SN 185 잔해 SN 1006 잔해 SN 1054 잔해 ( 게성운 ) SN 1572 잔해 ( 튀코의 초신성 SN 1604 잔해 ( 케플러의 초신성 ) ( 케플러의 초신성 ) SN 1680 잔해 ( 카시오페이아자리 A ) SN 1987A 잔해 SNR 0519 - 69. 0 잔해 나침반자리 T 잔해 같이 보기 [ 편집 ] 초신성잔해 목록 국부 거품 신성잔해 행성상성운 초거품 각주 [ 편집 ] ↑ 한국천문학회 편, 《 천문학용어집 》 291쪽 우단 20째줄 ↑ 우리은하 속 가장 최근의 초신성 발견 2008년 5월 14일 ↑ Reynold
초거품 각주 [ 편집 ] ↑ 한국천문학회 편, 《 천문학용어집 》 291쪽 우단 20째줄 ↑ 우리은하 속 가장 최근의 초신성 발견 2008년 5월 14일 ↑ Reynolds, Stephen P. ( 2008 ). " 고에너지에서의 초신성잔해 ". 《 어뉴얼 리뷰 오브 어스트로노미 앤 애스트로피직스 》 46 ( 46 ) : 89 - 126. Bibcode : 2008ARA & A.. 46... 89R. doi : 10. 1146 / annurev. astro. 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
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 알려져 있는 이 과정은 정면 충돌을 통해 입자가 막대한 에너지를 얻는 과정이다. 후에 성립된 모형에 따르면 페르미 가속이 공간 속을 나아가는 강력한 충격파를 통해 발생한다고 한다. 간헐적으로 충격파의 선두와 교차하는 입자들은 상당한 운동에너지를 얻게 된다. 이 과정은 " 일차 페르미 기작 " ( First Order Fermi Machanism ) 으로 알려져 있다. [ 8 ] 초신성잔해는 초고에너지 우주선이 발생하는데 필요한 강력한 충격파를 만들어낸다. SN 1006 잔해에 대한 엑스선 관측을 통해 우주선의 원인과 일치하는 싱크로트론 방출이 보인다. [ 4 ] 그러나 대략 1018 eV 이상의 에너지에 관해서는 초신성잔해가
a0. ↑ " 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 ] 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 암흑
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.