2015년 11월 18일 (수) 12:28 판 편집 Mojaram (토론 \| 기여) 250 편집 편집 요약 없음 ← 이전 편집		2016년 2월 8일 (월) 00:23 판 편집 편집 취소 Klayton12 (토론 \| 기여) 장기인증된 사용자 722 편집 편집 요약 없음 다음 편집 →
1번째 줄: [[그림:Crab Nebula.jpg\|thumb\|300px\|right\|[[SN 1054]] 잔해 (''[[게성운]]'').]] [[파일:Supernova remnant E0102-72.jpg\|thumb\|250px\|right\|소마젤란 은하의 초신성 잔해 [[E0102-72]]. 푸른색은 엑스선, 녹색은 가시광선, 적색은 전파 대역에서 촬영한 뒤 합성.]] ~~[[파일:Sig06-030.jpg\|thumb\|250px\|right\|대마젤란 은하의 초신성 잔해 [[N49]]]]~~ '''초신성잔해'''(超新星殘骸, Supernova remnant, 일명 SNR)<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 291쪽 우단 20째줄</ref> 는 초신성에서 별의 거대한 폭발 후에 만들어지는 구조이다. 초신성 잔해는 팽창하는 충격파에 둘러싸여 있으며, 폭발로 팽창하면서 분출되는 물질과 충격파를 따라 쓸고 가는 내부 물질로 구성되어 있다. '''초신성잔해'''(超新星殘骸, Supernova remnant, '''SNR''')<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 291쪽 우단 20째줄</ref>는 [[초신성]] 폭발로 인해 형성된 [[항성\|별]]의 잔해이다. 초신성잔해는 폭발로 인해 방출되는 물질로 이루어져 팽창하고 있는데, 이것이 바깥으로 퍼져나가면서 [[성간물질]]과의 충돌하여 성간물질을 밀어내며, 그로 인해 발생하는 [[충격파]]를 통해 경계가 형성된다. 초신성이 생기는 방법에는 일반적으로 두 가지가 있다. 큰 질량의 별이 연료를 다 소진하여 핵으로부터 핵융합 에너지를 만들어 내지 못하고 자신의 중력의 힘으로 내부로 붕괴하며 중성자별이나 블랙홀이 되는 경우와, 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 축적하여 임계질량에 도달하여 열적 핵폭발을 하는 경우가 있다. 초신성으로의 경로로는 두가지의 유형이 있는데, 무거운 별의 연료가 고갈되면서 별의 중심핵에서 [[핵융합]] 에너지의 발생이 중단되어 자체 [[중력]]에 의해 안쪽으로 붕괴하여 [[중성자별]]이나 [[블랙홀]]을 형성하는 경우와, [[백색왜성]]이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 축적하다 어느 임계 질량에 이르러 열적 폭발을 겪는 경우이다. 어떤 경우든, 위 결과로 생기는 초신성 폭발은 대부분 또는 모든 성간 물질을 크게는 광속의 10%에 달하는 속도인 약 30,000 km/s로 밀어 낸다. (성간물질의 일반적인 온도는 10,000K라 가정하고, 마하수(Mach number)는 처음에 >1000가 될 수 있다) 그러므로, 이 물질들이 항성들을 둘러싸고 있는 물질이나 성간 기체들과 충돌할 때, 충격파가 생기면서 기체들을 수백만 K의 온도로 가열하여 플라즈마를 형성한다. 그것은 주위 물질를 쓸어 충격이 지속적으로 아래로 시간이 지남에 따라 저하하지만 그 속도가 로컬 사운드 속도 아래로 떨어지기 전에 수십만 년 동안, 수만 파섹에 걸쳐 확장 할 수 있다. 이러한 초신성 폭발의 결과로, 빛의 속도의 10%에 해당하는 속도로 별을 구성하는 상당량의 또는 모든 물질들이 방출된다. 이러한 방출 속도는 [[음속]]을 크게 넘어서는데, 일반적인 성간매질의 온도, 10,000 [[켈빈\|K]]일 때 초기의 [[마하수]]는 1000 이상이다. 때문에 방출의 선두에는 강력한 충격파가 발생하여 밖으로 흐르는 [[플라스마]]를 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. 가장 잘 관찰되는 젊은 초신성 잔해는 1987년에 발견된 마젤란 성운의 초신성 SN 1987A에 의해 생성되었다. 그 외에 잘 알려진 초신성 잔해들로는 1572년 폭발의 밝기를 기록한 티코 브라헤의 이름이 붙여진 SN 1572(타이코 초신성)와 케플러의 이름이 붙여진 SN 1604(케플러 초신성)에 포함된 것들이 있다. 관측된 가장 어린 초신성잔해 중 하나는 1987년 2월에 [[대마젤란운]]에서 발생했던 [[SN 1987A]]로부터 형성된 것이다. 다른 유명한 초신성잔해로는 [[게성운]]과, 원형 폭발의 밝기를 기록했던 [[튀코 브라헤]]의 이름을 따 붙여진 튀코의 초신성 [[SN 1572]]의 잔해, 그리고 [[요하네스 케플러]]의 이름을 딴 케플러의 초신성 [[SN 1604]]의 잔해가 있다. 또한 [[우리은하]]에서 가장 어린 것으로 알려진 잔해로 은하 중심에서 발견된 [[G1.9+0.3]]이 있다.<ref>[http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_051408.html 우리은하 속 가장 최근의 초신성 발견] 2008년 5월 14일</ref> ~~[단계 요약]~~ == 초신성잔해의 과정 == 1. 분출물은 그들이 별 주위 또는 성간 물질에 자신의 중량을 휩쓸 때 까지 자유롭게 확장한다. 이는 주위를 둘러싸고 있는 기체의 밀도에 의해 수십에서 수백 년 동안 지속할 수 있다. SNR은 팽창하면서 다음과 같은 과정들을 겪는다.<ref>{{저널 인용\|title = 고에너지에서의 초신성잔해\|date = 2008\|url = http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.astro.46.060407.145237\|first = Stephen P.\|last = Reynolds\|journal = 어뉴얼 리뷰 오브 어스트로노미 앤 애스트로피직스\|issue = 46\|doi = 10.1146/annurev.astro.46.060407.145237\|pages = 89–126\|bibcode = 2008ARA&A..46...89R\|volume = 46 }}</ref> 2. 별 주위 성간 가스 충격의 껍질의 연소. 이는 도프 테일러 위상을 시작하는데, 이는 자신과 유사한 분석 솔루션으로 모델링 할 수 있다. 강력한 X-선 방출은 강한 충격파와 뜨거운 충격 가스를 추적한다. # 1. 잔해는 별주위물질 또는 [[성간매질]]을 밀어내기 전까지 자유롭게 팽창한다. 주변 기체의 [[밀도]]에 따라 수십에서 수백 [[광년]]까지 팽창할 수 있다. 3. 뜨거운 내부를 둘러싸고있는 얇고(<1pc) 높은 밀도(1 세제곱 미터 당 백만~1억 개의 원자)의 껍질을 형성하기 위해 껍질 냉각. 이는 압력 중심의 제설의 단계이다. # 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 [[이온화]]된 [[수소]] 및 [[산소]] 원자의 [[재결합]]을 통한 방출로, 가시광선 영역에서 뚜렷하게 보인다. # 4. 내부의 냉각이 이루어진다. 밀한 껍질은 자체의 [[운동량]]에 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. {{Multiple image\|direction=horizontal\|align=center\|width=300\|image1=15-044a-SuperNovaRemnant-PlanetFormation-SOFIA-20150319.jpg\|image2=15-044b-SuperNovaRemnant-PlanetFormation-SOFIA-20150319.jpg\|footer=<center>초신성 잔해의 방출물이 만들고 있는 [[성운설\|행성 형성 물질]].</center>}} ~~4. 내부 냉각. 이 높은 밀도의 껍질은 그 자신의 운동량으로부터 계속 확장한다. 이는 중성 수소원자로부터의 방출선이 가장 잘 보이는 단계이다.~~ == 초신성잔해의 유형 == ~~5. 주변의 성간물질과 합병.~~ ~~<ref>[http://chandra.harvard.edu/press/08_releases/press_051408.html Discovery of Most Recent Supernova in Our Galaxy] 2008년 5월 14일</ref>~~ 초신성잔해는 다음과 같이 세가지 유형으로 나뉘어진다. * [[카시오페이아자리 A]]와 같은 껍질형 * G11.2-0.3 또는 G21.5-0.9와 같이 [[펄서풍 성운\|펄서풍성운]]을 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 [[펄서]]와 펄서풍 성운까지 포함하고 있다. 그렇기 때문에 이 잔해는 "고전" 합성형과 열적 합성형 둘에 모두 포함된다. == 우주선의 원인 == 초신성잔해는 은하 [[우주선 (물리)\|우주선]]에 대한 주요 원인으로 간주된다.<ref name="Koyama">{{저널 인용 \| display-authors=4 \| author=K. Koyama \| author2=R. Petre \| author3=E.V. Gotthelf\| author4=U. Hwang \| author5=M. Matsuura\| author6=M. Ozaki \| author7=S. S. Holt \| title=초신성잔해 SN1006 속의 고에너지 전자의 충격 가속에 관한 증거 \| journal=Nature \| date=1995 \| volume=378 \| pages=255–258 \| doi= 10.1038/378255a0 \|bibcode = 1995Natur.378..255K \| issue=6554}}</ref><ref>{{뉴스 인용 \| title=우주선을 형성하는 초신성 \| publisher=BBC News \| date=2004년 11월 4일 \| url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3981619.stm \| accessdate=2006-11-28 }}</ref><ref>{{웹 인용 \| url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays.html \| title = SNR과 우주선 가속 \| publisher = NASA 고다드 우주 비행 센터 \| accessdate = 2007-02-08}}</ref> 우주선과 초신성 사이의 상관 관계는 1934년 [[발터 바데]]와 [[프리츠 츠비키\|프리츠 쯔비키]]를 통해 처음으로 주장되었다. 1964년에는 [[비탈리 긴즈부르크]]와 [[세르게이 시로바츠키]]는 초신성잔해 속의 우주선의 [[가속도\|가속]] 효율이 10 퍼센트라면 우리은하의 우주선 손실률이 보상될 수 있음을 주장하였다. 이 가설은 [[엔리코 페르미]]의 생각에 따른 "충격파 가속"이라 불리우는 특별한 기작을 통해 뒷받침 되었다. 실제로 엔리코 페르미는 1949년에 [[성간매질]] 속의 자성을 띠는 구름과 입자의 충돌을 통한 우주선의 가속에 관한 모형을 발표하였다.<ref>{{저널 인용 \| author = E. Fermi \| title = 우주 복사의 기원에 관하여 \| journal=Physical Review \| date = 1949 \| volume=75 \| pages=1169–1174 \| doi= 10.1103/PhysRev.75.1169 \|bibcode = 1949PhRv...75.1169F \| issue = 8 }}</ref> "이차 [[페르미 가속\|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.<ref name="uhecr">{{웹 인용 \| url = http://www.cosmic-ray.org/reading/uhecr.html \| title = 초고에너지 우주선 \| publisher = University of Utah \| accessdate = 2006-08-10 }}</ref> 초신성잔해는 초고에너지 우주선이 발생하는데 필요한 강력한 충격파를 만들어낸다. [[SN 1006]] 잔해에 대한 엑스선 관측을 통해 우주선의 원인과 일치하는 [[싱크로트론 복사\|싱크로트론 방출]]이 보인다.<ref name="Koyama" /> 그러나 대략 10<sup>18</sup> [[전자볼트\|eV]] 이상의 에너지에 관해서는 초신성잔해가 그러한 수준의 에너지를 충분히 만들어낼 수 없기 때문에 다른 기작이 요구된다.<ref name="uhecr" /> 초신성잔해가 우주선을 PeV 수준의 에너지로 가속할 수 있는가는 아직까지 확실하지 않다. 이에 관해서는 후에 건설될 [[체렌코프 망원경 배열\|CTA]]가 도움을 줄 것이다. == 사진 == <gallery class="center"> 그림:Ultraviolet image of the Cygnus Loop Nebula crop.jpg\|[[백조자리 고리]] 그림:GKPersei-MiniSuperNova-20150316.jpg\|[[페르세우스자리 GK]] 잔해 그림:G299-Remnants-SuperNova-Type1a-20150218.jpg\|G299 잔해 그림:Sig06-030.jpg\|N49 잔해<br>([[대마젤란운]]) 그림:SuperNova-PuppisA-XRay-20140910.jpg\|[[고물자리 A]] 그림:RCW 86.jpg\|[[SN 185]] 잔해 그림:SN 1006.jpg\|[[SN 1006]] 잔해 그림:Crab Nebula.jpg\|[[SN 1054]] 잔해 (''[[게성운]]'') 그림:Tycho-supernova-xray.jpg\|[[SN 1572]] 잔해 (''[[튀코의 초신성]]'' 그림:Keplers supernova.jpg\|[[SN 1604]] 잔해 (''[[케플러의 초신성]]'') 그림:Cassiopeia A Spitzer Crop.jpg\|SN 1680 잔해 (''[[카시오페이아자리 A]]'') 그림:SN 1987A HST.jpg\|[[SN 1987A]] 잔해 그림:NASA-SNR0519690-ChandraXRayObservatory-20150122.jpg\|SNR 0519-69.0 잔해 그림:Tpyx hst big.jpg\|[[나침반자리 T]] 잔해 </gallery> == 같이보기 == [[초신성잔해 목록]] [[국부 거품]] [[신성잔해]] [[행성상성운]] [[초거품]] == 주석 == {{각주주석}} == ~~바깥 고리~~바깥고리 == [http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/snrs/ ~~Galactic~~은하 SNR ~~Catalogue~~목록] (D. A. Green, ~~University~~케임브리지 ~~of Cambridge~~대학)▼ ~~{{commonscat\|Supernova remnants}}~~ * 초신성잔해에 관한 찬드라의 관측: [http://hea-www.cfa.harvard.edu/ChandraSNR/ 목록], [http://chandra.harvard.edu/photo/category/snr.html 사진집], [http://www2.astro.psu.edu/users/green/Main/main5.html 선택물] ▲* [http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/snrs/ Galactic SNR Catalogue] (D. A. Green, University of Cambridge) * [http://www.~~astro~~ipac.~~uiuc~~caltech.edu/~~projects~~2mass/~~atlas~~gallery/~~index~~images_snrs.html ~~Magellanic~~초신성잔해에 ~~Cloud~~관한 ~~SNR~~2MASS ~~Catalogues~~사진] ~~(R. Williams, University of Illinois at Urbana)~~ * [http://agile.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html NASA: ~~Introduction~~초신성잔해 ~~to Supernova Remnants.~~설명] * [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/supernova_remnants.html ~~NASA's~~NASA의 ~~Imagine~~사진: ~~Supernova Remnants~~초신성잔해] * [http://www.universetoday.com/am/publish/afterlife_supernova.html ~~Afterlife~~초신성의 of사후] ~~a Supernova]~~UniverseToday.com▼ * [http://www.site.uottawa.ca:4321/astronomy/index.html#novaremnant_table Supernova Remnant] (UOttawa) * [http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=2&index1=59244 ~~Supernova remnant on~~초신성잔해] arxiv.org]▼ ▲* [http://www.universetoday.com/am/publish/afterlife_supernova.html Afterlife of a Supernova] * [http://messier.seds.org/snr.html 초신성잔해] SEDS * [http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/images_snrs.html 2MASS images of Supernova Remnants] * [http://peaceharris.googlepages.com/RingFormation.htm An Article Discussing Ring Formation around certain Supernova] ▲* [http://xstructure.inr.ac.ru/x-bin/theme3.py?level=2&index1=59244 Supernova remnant on arxiv.org] {{성운}} 줄 43 ⟶ 82: [[분류:항성천문학]] [[분류:초신성잔해\| ]] [[분류:초신성]] [[분류:성운]] [[ja:超新星#超新星残骸]]

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