초신성 유적(Supernova remnant)은 사실 행성상 성운의 일종으로 볼 수 있지만 물리적 특성은 일반 행성상 성운과는 다르다.유명한 게 성운은 바로 초신성의 유적이다.이 성운을 낳은 초신성은 1054년 폭발해 당시 많은 사람이 목격됐고, 중국 고대 천문학자들에 의해 기록됐다. 초신성이 폭발할 때, 항성의 바깥층이 주변 공간에 대량의 물질을 휙휙 던지고, 팽창 과정에서 성간물질과 상호작용을 한다고 하여, 실크 가스운과 가스케이스를 형성하고, 공간에 그대로 남겨둔 채 비열사 전원을 공급한다고 하는 초신성 유적이 바로 초신성 유적.항성의 잔해는 중성자성, 백색왜성 또는 블랙홀로 변할 수 있다.1976년 D.H. 클라크 등에 열거된 사전원계에는 120개의 초신성 유적이 있는데 대부분 은하계 내 사전원이다.
분류
초신성 유적은 형태에 따라 쉘층형(S형), 솔리드형(F형 또는 플레리오닉일명 게상 성운형)과 복합형( [1]C형)으로 크게 나눌 수 있으며 세 가지 초신성 유적에서 발생하는 물리적 과정은 크게 다르다.SS 433이 위치한 초신성 유적 W50(G39.7-2.0)과 같이 일부 초신성 유적의 유형도 다양해 분류에 불확실성이 크다.
쉘형 초신성 유적의 가장 뚜렷한 특징은 쉘 구조로 중앙에 촘촘한 천체의 복사원이 없다는 점이다.이는 발견된 초신성 유적의 80% 이상을 차지한다.유명한 드골 초신성(SN 1572), 케플러 초신성(SN 1604) SN 1006 유적지가 여기에 속한다.그 쉘 구조는 초신성이 폭발할 때 방출되는 물질과 주변의 성간 매개체의 상호작용을 반영한다.그 스펙트럼은 X선과 광학 파단에는 대부분 열복사의 형식을 가지고 있으며, 전파단에서는 비열멱율보로 표현된다.
솔리드형 초신성 유적은 게 모양의 성운이라고도 하는데, 그 원형이 게 모양의 성운으로 유명하다.이런 초신성 유적은 쉘 구조 없이 중앙에 조밀한 천체를 가지고 에너지를 공급하며, 그 스펙트럼은 X선 및 전파 단위에서 비열멱율보로 표현되며, 상대론적 전자의 동기 방사에서 발생한다.1970년대 이전에는 이 초신성 유적이 게 모양의 성운 한 개만 발견됐고, 70년대 이후 3C58이 추가로 발견된 것도 이에 해당한다.
복합형 초신성 유적은 쉘과 솔리드의 특징을 결합해 에너지를 공급하는 중앙치밀천체와 별매질 작용으로 형성된 쉘 구조로 전형적인 천체가 돛자리의 초신성 유적이다.이 초신성 유적은 열형(熱形)과 솔리드(솔리드형)로 구분되며 열형(熱形)은 전파 구간에서 쉘형(쉘층)으로, X선(X線) 주파수에서는 솔리드형, 솔리드형(电電)과 X선(X선) 주파수에서는 솔리드형태로 표현된다.
특징
대부분의 초신성 유적은 실 모양의 밝은 구름이나 쉘층을 가지고 있다.선뒷좌석 A에는 쾌속운동(6번﹐000km/초)과 느린운동(30km/초)이 있다.사상물을 관측하는 스펙트럼은 밀도와 온도, 화학적 구성 등의 자료를 얻을 수 있다.
전파 특성
각종 전파 단위의 밝은 온도 분포 관측은 초신성 유적이 쉘 구조로 돼 있고, 즉, 원(源)의 외층 복사가 강하다는 것을 알려줘 내부로 빠르게 약화됐다.그 방사성은 상대론적 전자의 동시 가속 복사라는 게 일반적인 견해다.1960년 이에 따라 시클로프스키는 먼저 이런 비열복사 메커니즘에 따라 초신성 유적의 표면 밝기 Σ과 직경 d 사이에 Σ d가 존재하는 진화 관계(마이너스 상수인 경우 -4.0)를 지적했고, 선후좌 A사 전원 흐름의 밀도가 시간에 따라 감소하는 법칙을 정확히 예언했다.초신성 유적의 복사는 편진성이지만 편진도가 높지 않아 대응하는 자기장의 강도는 보통 10gs의 퀀텀급에 해당한다.표징사 전류량 밀도 S 주파수 변화에 따른 전파 주파수 스펙트럼 지수 알파 일반적으로 0.12~0.8 사이이며, 평균은 0.5이다.
진화
보통 볼철의 유체역학 모델을 사용하는데요, 4단계로 나눠져 있어. 자유팽창상. 초기단계야. 초신성 쉘의 질량M은 팽창시 충격파가 쓸린 성간물질의 질량보다 훨씬 커. 지각층의 균속이 밖으로 팽창하고, 성간물질이 압축되어 온도가 올라가.단열상쇄M <그것이 팽창할 때 충격파가 쓸어버린 성간물질의 질량을 알려줄 때 충격파가 단열적으로 외부로 확장되는데 따른 방사능 손실은 접수계통의 에너지 수절을 무시할 수 있다.충격파와 그 후면 기체의 운동 법칙은 유체역학에서 유명한 셰도프로 비슷한 해석을 할 수 있다.방사선 손실 에너지가 초신성 폭발 초기 에너지의 절반보다 클 경우, 선상(線像)으로 돌입한다.이때 방사능 손실이 주류를 이루는 가스 급랭이 시작됐는데도 기체의 경방향 운동량이 일정하다고 가정했다.소멸상(遗迹)은 초신성 유적의 소멸 단계인 가스팽창 속도가 적다는 이유로 스타 가스의 불규칙한 속도와 같은 급(10km/초)으로 떨어지자 별의 물질 속으로 사라진다.현재 발견된 초신성 유적은 대부분 단열상 단계인 뒤이어 발견된 후 2단계 유적이 대부분이다.
특성
이에 따르면 은심부터 26일까지 1000광년 이내의 선지름이 98광년 미만인 초신성 유적면 밀도는 상수(약 1000만 평방광년당 약 0.5개)와 비슷한 것으로 집계됐다.은심 26일 000광년 이외에는 면밀도가 급격히 떨어졌다가 33광년 때는 절반 수준으로 떨어졌다.은심 52. 000광년 밖에는 초신성 유적이 없다.또 은도면에만 집중하는 경향이 뚜렷하고, 은심이 가까워질수록 팔뚝에 초신성 유적이 나타나기 쉽다.유적의 분포는 은하계 성족인 I항성의 분포와 유사해.이 때문에 많은 연구자들이 초신성이 폭발하기 전 별의 다수를 별의 I에 속하는 항성으로 보고 있다.
관측
지구에서 약 1만 광년, 직경 180 광년 떨어진 곳에 있는 약사전초신성 유적이 최근 중과대 국가천문대 연구진에 의해 발견됐다.이 천체는 SNR G108.2~0.6으로 명명돼 지금까지 전파 표면의 밝기가 가장 약한 것으로 알려진 6개 유적 가운데 하나로 우리나라 학자가 처음 발견했다.
우리 고대에는 유명한 초신성 관측 기록이 많았지만 인류보다 앞서 문자 기록 역사가 있어 발생한 초신성 사건은 광학파단 이외의 수단을 통해 초신성 유적을 탐지해 내는 수밖에 없었다.
이를 확인하기 위해 국가천문대 연구진은 국제공조를 통해 고해상도 및 감도의 새로운 국제 은도면 사전순천관측 데이터를 사용하고 적외선 광학 X선 등 다파단천문 데이터를 결합해 분석 검증했다.
초신성 유적은 매우 중요한 연구 가치를 가지고 있다.은하계의 신비한 초에너지 우주선의 발원지일 가능성이 높은데, 은하계에서 새로운 항성을 탄생시키는 질 좋은 성운과 관련되어 있고, 우주에서 매우 기묘한 천체 펄스 스타/중성자 별과 긴밀한 물리학 관계를 맺고 있으며, 은하계 진화를 연구하는데 필수적인 대상이다.현재 초신성 유적의 수와 관련하여 실제 관측과 이론적 예측이 크게 차이가 나는 것도 천물리학자들의 탐사에 큰 흥미를 불러일으키고 있어.
솔리드와 복합형 초신성 유적은 모두 Ⅱ형 초신성의 폭발로 볼 수 있으며, 중심 치밀원은 중력 붕괴로 형성되며, 외부 쉘의 존재 여부는 주로 스타 매체의 밀도에 [2] 달려 있다.디곡 초신성 유적과 케플러 초신성 쉘에는 모두 중성수소인 발말선이 강한 것으로 관측돼 Ⅰa형 초신성 폭발, 즉 백색왜성의 열핵 폭발로 인해 발생했다는 것을 입증했다.
초신성 유적의 진화 과정은 매우 복잡하고, 아직 엄격하고 보편적으로 적용되는 이론적 모델이 없어.
사람의 시선은 스파게티 성운이라는 번복사형 구조에서 각각 Simeis 147과 Sh2-240으로 번호가 매겨진 초신성 유적에서 3도(6개 보름달)에 가까운 천구를 포함하는 빛의 운무에 쉽게 빠질 수 있다.추정거리 3,000광년 기준으로 150광년 넓이에 해당한다.여러 개의 좁은 주파수 필터를 통해 촬영한 영상 데이터를 조합한 선명한 영상으로 산소 원자 복사가 돋보인다.이 초신성 유적의 나이는 약 40,000년 정도로 추정돼.확장된 잔해들이 이번 천체 폭발 사건의 유일한 잔해물이 아니라 일부 원시 항성의 핵심이 남아 펄스 스타를 나타내는 빠른 자전 중성자가 되는 것이다. [3]
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