초신성: 두 판 사이의 차이
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무너지려고 하는 중력에 대항해서 자신의 형체를 유지하는데, 핵융합에 쓸 수 있는 수소는 항성 전체 질량의 10% 정도에 불과하며([[적색왜성]]은 항성 내부의 대류작용이 활발해서 헬륨이 핵에 축적되지 않고 외부의 수소를 끌어오기 때문에 간신히 경수소 핵융합을 유지하지만 수명은 훨씬 더 길다) 핵의 수소가 고갈되면 핵융합으로 방출하던 복사압과 중력의 균형이 무너져 중력 붕괴가 핵을 짓누르기 시작한다. 이러면 핵에 가해지는 압력과 온도가 크게 올라가 헬륨 핵융합 반응이 가능해지면서 복사압이 중력을 이겨서 부피가 크게 팽창하며 적색거성이 된다. | 무너지려고 하는 중력에 대항해서 자신의 형체를 유지하는데, 핵융합에 쓸 수 있는 수소는 항성 전체 질량의 10% 정도에 불과하며([[적색왜성]]은 항성 내부의 대류작용이 활발해서 헬륨이 핵에 축적되지 않고 외부의 수소를 끌어오기 때문에 간신히 경수소 핵융합을 유지하지만 수명은 훨씬 더 길다) 핵의 수소가 고갈되면 핵융합으로 방출하던 복사압과 중력의 균형이 무너져 중력 붕괴가 핵을 짓누르기 시작한다. 이러면 핵에 가해지는 압력과 온도가 크게 올라가 헬륨 핵융합 반응이 가능해지면서 복사압이 중력을 이겨서 부피가 크게 팽창하며 적색거성이 된다. | ||
태양질량의 12배를 넘는 무거운 별들은 핵융합 반응을 지속해서 최후인 규소 핵융합까지 진행한다. 그런데 규소 핵융합은 지속시간이 길어봐야 하루에 불과할 정도로 극히 짧고, 규소 핵융합으로 생성되는 최후의 원소인 니켈- | 태양질량의 12배를 넘는 무거운 별들은 핵융합 반응을 지속해서 최후인 규소 핵융합까지 진행한다. 그런데 규소 핵융합은 지속시간이 길어봐야 하루에 불과할 정도로 극히 짧고, 규소 핵융합으로 생성되는 최후의 원소인 니켈-56은 이론상 핵융합이 가능하지만 발열반응이 약해서 복사압을 충분히 만들지 못하며 이 때의 중심핵은 온도가 28~35억 켈빈에 달하는 극고온 상태라 원자가 고에너지 감마선을 흡수해 양성자나 중성자를 배출하는 광붕괴 현상이 일어나 더 이상의 핵융합을 방해하고 중심핵에는 철이 쌓이게 된다. 규소 핵융합이 끝나는 순간 항성의 전체 물질이 핵을 향해 광속의 4분의 1 속도로 쏟아지는 내파 현상이 발생하면서 핵융합 반응이 항성 전체에서 발생하면서 철을 넘어서는 무거운 원소를 마구 생성한 뒤 폭발하여 중심핵을 제외한 부분을 우주로 날려버리는데 이게 초신성이다. | ||
남은 중심핵의 질량이 태양 질량의 1.44배(이를 찬드라세카르 한계라 한다)를 넘으면 중성자 축퇴압으로 붕괴를 막아 [[중성자별]]이 남는다. 하지만 남은 핵의 질량이 태양 질량의 3배 이상일 경우(톨먼-오펜하이머-볼코프 질량)에는 중성자 축퇴압으로도 스스로 붕괴하려는 중력을 막지 못해 자신의 사건의 지평선에 먹혀버려서 [[블랙홀]]이 탄생하게 된다. | 남은 중심핵의 질량이 태양 질량의 1.44배(이를 찬드라세카르 한계라 한다)를 넘으면 중성자 축퇴압으로 붕괴를 막아 [[중성자별]]이 남는다. 하지만 남은 핵의 질량이 태양 질량의 3배 이상일 경우(톨먼-오펜하이머-볼코프 질량)에는 중성자 축퇴압으로도 스스로 붕괴하려는 중력을 막지 못해 자신의 사건의 지평선에 먹혀버려서 [[블랙홀]]이 탄생하게 된다. | ||
2022년 8월 31일 (수) 10:51 판
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설명
Supernova, 超新星
태양보다 질량이 더 나가는 별이 수명이 다되어 철 원자핵이 생성되고 핵융합 반응을 더 이상 하지 못하자 핵이 발기된 자지마냥 좆나 뜨거워지고 밀도가 높아져 버틸 수가 없을 때 킹왕짱 큰 폭발을 하는 현상.
슈퍼노바라고도 한다.
항성은 엄청난 질량의 물질이 뭉쳐서 형성된 천체이기 때문에 그 중심핵은 엄청난 압력으로 쥐어짜이고 있다. (태양만 해도 중심부의 압력은 2600억 바에 달한다) 이 엄청난 압력으로 인해 중심핵에서는 핵융합 반응이 발생하여 복사압을 방출하여 스스로 무너지려고 하는 중력에 대항해서 자신의 형체를 유지하는데, 핵융합에 쓸 수 있는 수소는 항성 전체 질량의 10% 정도에 불과하며(적색왜성은 항성 내부의 대류작용이 활발해서 헬륨이 핵에 축적되지 않고 외부의 수소를 끌어오기 때문에 간신히 경수소 핵융합을 유지하지만 수명은 훨씬 더 길다) 핵의 수소가 고갈되면 핵융합으로 방출하던 복사압과 중력의 균형이 무너져 중력 붕괴가 핵을 짓누르기 시작한다. 이러면 핵에 가해지는 압력과 온도가 크게 올라가 헬륨 핵융합 반응이 가능해지면서 복사압이 중력을 이겨서 부피가 크게 팽창하며 적색거성이 된다.
태양질량의 12배를 넘는 무거운 별들은 핵융합 반응을 지속해서 최후인 규소 핵융합까지 진행한다. 그런데 규소 핵융합은 지속시간이 길어봐야 하루에 불과할 정도로 극히 짧고, 규소 핵융합으로 생성되는 최후의 원소인 니켈-56은 이론상 핵융합이 가능하지만 발열반응이 약해서 복사압을 충분히 만들지 못하며 이 때의 중심핵은 온도가 28~35억 켈빈에 달하는 극고온 상태라 원자가 고에너지 감마선을 흡수해 양성자나 중성자를 배출하는 광붕괴 현상이 일어나 더 이상의 핵융합을 방해하고 중심핵에는 철이 쌓이게 된다. 규소 핵융합이 끝나는 순간 항성의 전체 물질이 핵을 향해 광속의 4분의 1 속도로 쏟아지는 내파 현상이 발생하면서 핵융합 반응이 항성 전체에서 발생하면서 철을 넘어서는 무거운 원소를 마구 생성한 뒤 폭발하여 중심핵을 제외한 부분을 우주로 날려버리는데 이게 초신성이다.
남은 중심핵의 질량이 태양 질량의 1.44배(이를 찬드라세카르 한계라 한다)를 넘으면 중성자 축퇴압으로 붕괴를 막아 중성자별이 남는다. 하지만 남은 핵의 질량이 태양 질량의 3배 이상일 경우(톨먼-오펜하이머-볼코프 질량)에는 중성자 축퇴압으로도 스스로 붕괴하려는 중력을 막지 못해 자신의 사건의 지평선에 먹혀버려서 블랙홀이 탄생하게 된다.
중성자 축퇴압 이전에 전자 축퇴압이라는 힘에 막히는 경우도 있는데 이 경우는 초신성 폭발을 하지 않을 정도로 가벼운 별이라는 뜻이다. 우리 태양도 이에 해당한다. 이 경우 백색왜성이 된다.
이거 덕에 여러가지 원소(산소라든지 철이라든지 탄소 등등등)가 탄생하고 우리 인류가 탄생하고 헬지구가 탄생했다. 그래서 숨은 영웅이다. 고로 우리는 별의 자손.
더 강려크한 폭발을 내면 감마선 폭발이라는 조오오오온나 간지나고 울트라캡숑 존나게 큰 폭발이 나온다. 위험은 덤이다.
근데 빛과 어둠이 있다.
빛은 방금 위에서 말한대로고 어둠은 행성이 끔살당할 수도 있다는 것이다. 으어얽.
다행스러운건 지구 근처에는 초신성을 일으킬 만한 별이 아주 멀리있고, 설령 초신성폭발을 일으킨다해도 거리가 너무멀어서 그 폭발의 영향은 없음. 다만 WR104라는 커다란 변수가 존재한다. 다만 최근 연구엔 거의 영향이 없다고..
만약에 알 수 없는 이유로 자전축이 빼애애앵을 해 지구쪽으로 제대로 틀어잡히면 심연의 하늘 현실판이 벌어졌을지도..?
곧 돌아가실 초신성 후보는 오리온자리의 베텔게우스가 있다. 폭발이 너무 크면 핵까지 아작난다. 우리 태양계가 탄생한 것도 이전의 좆나 커다란 별이 장렬하게 산화하면서 핵까지 깨먹었기 때문...
닥터가 타디스 사용 설명서를 던진 곳이다.
la형 초신성
백색왜성이 수명 연장하거나 자살 할 때 쓰는 거다. 근처에 다른 별이 있으면 패시브 스킬인 중력을 이용해 쳐멱쳐먹해 한계(찬드라세카 한계)에 다다르면 펑~!! 하고 터지는 거다.
우주에서 자주 일어나는 초신성이라고 한다. 감마선 폭발을 걱정해야 될게 아니라 이놈들을 예의주시해야 한다. 감마선 폭발도 위험하긴 하지만 그것을 일으키는 별들이 조낸 멀어서...
적당히 쳐먹으면 수명을 연장할 수 있다. 그러니 뭐든지 적당히 쳐먹어야 한다.
얘네들의 밝기가 죄다 똑같아서 우주 팽창의 증거가 되었었다. 근데 2021년 들어 미묘한 차이가 생기는 바람에 논란이 생김.
Iax형 초신성
폭발 했는데 위력이 좀 약하면 백색왜성이 완전히 파괴되지 않아 좀비별이 된다.
Ib/Ic형 초신성
볼프–레이에별 또는 근접 쌍성계의 적색 초거성이 일으키는 초신성 폭발.
II형 초신성
태양 질량의 12배~40배인 항성이 다다르게 되는 최후다. 태양 질량의 12배를 넘는 항성은 마지막 항성 핵융합인 규소 핵융합을 할 수 있다. 그러나 이전의 핵융합 반응과 달리 규소 핵융합 반응은 지속시간이 매우 짧고(지속시간은 길어봐야 1일 정도이며 보통 몇 시간 간에 종결된다),이 반응이 일어나는 항성의 중심핵 온도는 28억~35억 켈빈에 달하는 극초고온이라 원자핵이 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되면서 양성자나 중성자를 방출하는 광붕괴 현상이 일어나 더 이상의 핵융합을 방해한다.
여기에 규소 핵융합의 최종 산물인 니켈-56은 발열 반응이 약해서 중력에 대항할 에너지를 충분히 만들지 못하고, 방사성 붕괴를 통해 코발트-56을 거쳐 철-56으로 변하는데 철은 핵자 구조 메커니즘에서 결합 에너지가 가장 크기 때문에 핵분열과 핵융합 둘 다 에너지를 퍼먹어야만(흡열 반응) 가능하기에 별의 중심핵에는 철이 쌓이기 시작하고 자기 질량으로 발생하는 중력붕괴를 견디지 못해 찌그러진다. 이러면 핵은 전자 축퇴압(약력)으로 중력붕괴에 대항한다. 파울리의 배타원리에 따라 페르미온은 같은 양자 상태에 있을 수 없으므로 전자가 서로를 밀어내는 힘으로 버티는 것이다. 중심 철핵의 질량이 태양질량의 1.44배(찬드라세카르 한계)를 넘기지 못하면 전자 축퇴압으로 중력붕괴가 상쇄되어 항성의 외각은 행성상 성운을 형성하고 핵은 백색왜성으로 남는다.
그러나 중심 철핵의 질량이 찬드라세카르 한계를 넘으면 전자축퇴압이 중력에 무력화되고 중심핵은 다시 찌그러들면서 구성원소인 철 핵의 양성자가 전자를 포획해 중성자로 변한다. 중심 철핵은 중성자 덩어리로 변하여 중성자 축퇴압으로 중력붕괴에 다시 대항한다. 하지만 이미 항성의 외부 물질들은 광속의 4분의 1 속도로 핵으로 쏟아지는 상황이라 중성자 덩어리가 된 핵에 차례대로 충돌하면서 막대한 충격파를 발생시키고 이 충격파는 외부로 전파되면서 닿는 모든 물질들을 최소 1천억 켈빈에서 최고 1조 켈빈에 달하는 극초고온으로 가열시켜 엄청난 에너지를 전달해 철을 넘는 중원소의 핵합성을 일으킨다.(고속 중성자 포획, 양성자 포획 과정) 이 과정에서 철보다 무거운 원소들이 마구 합성되고, 매우 불안정한 일부 원소들은 합성 직후에 자발적인 핵분열을 일으켜 또 에너지를 방출한다. 충격파에 의해 별은 산산조각나면서 2형 초신성으로 폭발하여 은하 전체의 발기와 맞먹는 빛을 내고 밀도가 극히 높은 중심핵이 중성자별로 남는다.
유사 초신성
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Supernova imposter
임포스터 초신성. 신성 보다 밝은 폭발이 일어났는데 별이 그대로 남아있는 경우다. 물론 얼마 못가 진짜로 펑 터지겠지만...
쌍불안정성 초신성
태양 질량의 130배 이상 250배 이하의 극히 무거운 질량을 가지는 항성에서 발생하는 초신성. 별 내부에서 원자핵과 감마선이 충돌하면서 쌍으로 생성되는 양전자와 전자가 핵 내부의 열압력을 감소시킨 결과 별 전체가 통째로 대폭발을 일으켜 중성자별이나 블랙홀 같은 잔해를 전혀 남기지 않는 깨끗한 폭발이다. 따라서 쌍불안정성 초신성 폭발을 일으킨 별은 별 자체가 거대한 행성상 성운을 형성한다.
뜬금 초신성
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항성과 항성끼리 충돌했거나 모종의 이유로 수명이 많이 남은 항성이 터지는 것을 말한다. 후자의 경우 십중팔구 카르다쇼프 척도 2단계 이상을 달성한 외계인이나 우주적 존재가 일으켰을 거다.
태양 질량의 항성이나 그 근처 질량의 항성이 적색 거성을 거치지 않고 뜬금없이 초신성 폭발을 일으키면 의심해봐야 함.
초신성 부산물
ps.여기다 백색왜성추가 하지마라. 백색왜성은 우리 헬지구의 어머니이신 태양이 죽으면 나타난다. 태양 같은 상대적으로 작은 별은 죽을 때 폭발이 쪼잔해서 초신성이라 부르지 않는다.