초신성 2007bi는 전형적인 초신성이 아니 었습니다. Type Ia 초신성보다 10 배 더 밝아서 지금까지 기록 된 가장 활기찬 초신성 이벤트 중 하나입니다. 캘리포니아 버클리 대학 (University of California Berkeley)의 천문학 자들은 2007 년 로봇 조사에 의해 기록 된 폭발을 분석 한 결과, 페어-인스턴스 초신성, 즉 매우 활발한 초신성 유형 인 페어 불안정 초신성에 대한 최초의 확인 된 관측 일 가능성이 있음을 발견했습니다. 이론화되었지만 직접 확인되지는 않았습니다.
쌍 불안정 초신성에 대한 확인 된 관측은 오랫동안 기다려 왔으며, 이들이 존재한다는 이론은 1960 년대 이래로 존재 해 왔지만 대기가 끝나는 것처럼 보입니다. 2007 년 4 월에 인근 초신성 공장에서 본 초신성 2007bi는 페어 불안정성 초신성 폭발의 엄청난 비율에 대한 법안에 맞는 최초의 초신성입니다. 캘리포니아 버클리 대학의 Alex Filippenko가 이끄는 천문학 자 팀이 12 월 3 일호에 분석을 발표했습니다. 자연. 발견은 인근 초신성 공장에서 처음 발견되었으며, 칠레의 emission 망원경과 초대형 망원경으로 이벤트의 방출 스펙트럼을 측정했습니다.
이러한 유형의 초신성은 100 태양 질량 이상의 별에서만 발생하며 엄청나게 밝습니다. 활기찬 감마선은 별의 핵심에서 강한 열에 의해 생성됩니다. 이 감마선은 차례로 반물질 전자와 양전자 쌍을 만듭니다. 이러한 반물질 생산으로 인해, 별의 핵에서 핵 반응에 의해 가해지는 외부 압력이 줄어들고, 중력이 이어지고, 별의 거대한 핵이 빠르게 붕괴되어 초신성을 만듭니다.
별의 남은 핵 주위의 질량이 재결합 할 수 있도록 충분한 힘으로 폭발하는 것, 블랙홀 또는 중성자 별을 형성하기 위해 남은 중성자없이 완전히 폭발하는 것의 두 가지 이론이있다. Type Ia 초신성의 10 배의 광도를 가진 초신성 2006gy는 첫 번째 품종으로 생각됩니다. 반물질이 초강력 초신성을 강화할 수 있을까요? Eta Carinae는 프로파일에 적합 할 수도 있습니다. 이러한 유형의 페어 불안정 초신성은 별 문제의 외피를 방출하고 평형 상태로 정착 한 후 질량이 낮을 때까지 정상적인 초신성이 발생할 때까지이 과정을 반복합니다.
그러나 2007bi는 너무 무거워서 여러 번 해결하고 폭발했습니다. 200 태양의 질량으로, 핵심에서 발생한 폭주 열핵 폭발은 전체 별을 효과적으로 기화시킬만큼 에너지가 넘쳤다. 130 태양 질량 이상의 별에서 쌍 불안정성 초신성은 블랙홀이나 중성자 별을 방해하지 않지만 매우 활기차고 밝기 때문에 폭발로 인한 빛의 증가는 매우 긴 시간 동안 – 70 일 2007bi.
팀은 피크 후 거의 일주일 후 초신성을 감지했지만 광 곡선의 지속 시간을 계산할 수있었습니다. 그런 다음 폭발 한 다음 555 일 동안 폭발의 잔재를 연구했습니다.
Filippenko는 다음과 같이 말했습니다 :“거대한 별의 중심 부분은 수명이 다되어 산소와 융합되어 매우 뜨겁습니다. 그런 다음 가장 에너지가 많은 광자가 전자-양전자 쌍으로 바뀌어 압력의 핵심을 빼앗아 붕괴시킵니다. 이로 인해 핵폭발 폭발로 인해 대량의 방사성 니켈이 생성되었으며, 이로 인해 방출 된 가스에 에너지를 공급하고 초신성을 오랫동안 볼 수있었습니다.”
별은 다른 방식으로 독특했습니다.이 별은 수소와 헬륨 원소 외에는 거의 포함되지 않은 근처의 왜소 은하에 있습니다. 이 때문에 2007bi는 우주의 시작 부분 근처에 존재했던 별들과 매우 비슷합니다. 수조 개의 초신성이 우주를 더 무거운 요소로 채우기 전에. 왜소 은하를 더 자세히 살펴보면, 우주에는 스페이드가 있지만 아주 희미합니다. 이런 종류의 초신성을 관찰하는 열쇠가 될 수 있습니다. 폭발과 후유증을 연구 할 수있게되면 과학자들은 최초의 거대한 별들이 어떻게 행동했는지 조사 할 수있을 것입니다.
출처 : Berkeley Lab 보도 자료
