문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 이동문서 삭제토론 초신성 (문단 편집) ==== Ia형 초신성 ==== Ia형 초신성은 [[백색왜성]]이 외부 천체의 구성물질을 빨아먹다가 [[찬드라세카르 한계]](태양 질량의 1.44배)를 넘게 되면 발생한다. 백색왜성은 전자 축퇴압에 의해 형태를 유지하던 옛 항성의 중심핵인데, 태양 질량의 1.44배 이상으로 질량이 증가하게 되면 중력이 전자 축퇴압을 이겨내게 되어 자신의 중력을 더 이상 버티지 못하고 붕괴한다. 이 때 해당 백색왜성의 구성물질 전체가 동시에 열핵 반응을 하며 막대한 에너지를 터뜨려 초신성 폭발을 일으키게 되는 것. Ia 초신성은 II형 초신성보다 훨씬 강력한 폭발을 일으키며, 폭발의 원리 상 모든 Ia형 초신성은 같은 조건에서 폭발하기 때문에 밝기가 일정하므로 지구에서의 겉보기 밝기를 통해 해당 Ia형 초신성과 지구와의 거리가 어느 정도인지 쉽게 알 수 있다. 이렇게 밝기를 논리적으로 추산 가능한 천체를 표준 촉광(Standard Candle)이라고 부르며, 특정 천체가 있는 곳까지 이르는 거리를 밝히는 몇 안 되는 귀중한 단서가 된다. 이외의 대표적인 표준 촉광은 거문고자리 RR형 변광성, [[세페이드 변광성]]이 있는데, 거문고자리 변광성과 세페이드 변광성은 밝아 봐야 항성에 불과하기 때문에 일정 거리 이상[* 거문고자리 변광성은 우리 은하 내, 세페이드 변광성은 약 1억 광년]이 되면 사용할 수가 없다. 하지만 백색왜성에서 발생하는 초신성을 이용한 방법은 130억 광년이 넘는 우주론적 거리에도 적용될 수 있다. 현재 우주가 가속 팽창하고 있다는 사실도 la형 초신성을 이용한 연구로부터 얻은 관측 결과다. Ia형 초신성이 폭발하려면 백색왜성이 막대한 양의 외부 물질을 빨아먹어야 한다. 가령 우주를 떠돌던 백색왜성이 밀도가 아주 큰 성간 구름이 있는 곳을 지날 때, 동반성을 가진 백색왜성이 동반성의 물질을 빨아먹다 임계 질량을 돌파했을 때, 두 백색왜성이 서로 충돌해 합쳐졌을 때 등에서 발생한다. 다만 두 백색 왜성이 충돌하는 '이중 축퇴 시나리오'에서는 찬드라세카르 한계보다 높은 질량에서 폭발하기 때문에 서서히 질량을 빨아먹다 찬드라세카르 한계를 넘는 순간 폭발하는 다른 Ia형 초신성과 밝기가 다르다. 찬드라세카르 한계를 넘는 순간 전자 축퇴압은 더 이상 백색왜성의 중력 붕괴를 저지하지 못한다. 스스로의 중력으로 찌그러지기 시작하는 백색왜성의 온도는 순식간에 탄소 핵융합을 할 수 있는 정도까지 올라간다. 결국 백색왜성은 폭주하는 핵융합으로 스스로를 날려버린다. 이 때 칼슘, 규소 등을 많이 방출하고 내부에서는 철도 대량으로 뿌린다. 극 내부의 일부는 철보다 더 무거운 원소들도 생산되어 뿌리므로 우주의 중원소 비율에 상당 부분 기여한다. Ia형 초신성 폭발 뒤 백색왜성은 팽창한 가스 외에 아무런 잔해도 남기지 않는다. 별 전체가 열핵 반응으로 폭발하므로 방사선도 엄청나게 방출하는데, Ia 초신성 폭발로부터 20광년 이내에 지구가 있다면 오존층의 85%가 망가지고, 결국 생명체의 대부분이 전멸할 것이다. Ia형 초신성 폭발로 인해 내뿜는 원소들의 비율은 그 전의 백색왜성이 탄소-산소 백색왜성이었다면 탄소~질소를 26%, 산소를 50% 이상(50.3%) 내뿜어내며, 네온 6.54%, 나트륨(소듐)부터 칼륨(포타슘)을 거쳐 티타늄에 이르기까지 11.8%를 내뿜고 철을 5.1%, 기타 철족 원소(바나듐, 크로뮴, 망가니즈, 코발트, 니켈) 0.25%이며 구리 이상 무거운 원소들의 비율은 0.01%이다. Ia형 초신성 폭발은 폭발하면서 최대 광도가 나타날 때는 산소와 칼슘 등이 방출되면서 나타나는 산소와 칼슘 선 등을 주로 보이며 이후에는 점차 무거운 원소선이 나타나는데 특히 후반에는 56Ni이 56Co를 거쳐 56Fe로 붕괴되는 방사성 붕괴의 선이 주력으로 나타나게 된다. 백색왜성은 태양보다 더 작은 별은 물론이고 중원소 함량에 따라 최대 태양 질량의 14배에 달하는 별도 백색왜성이 될 수 있으므로 우리 은하에만 240억 개 존재할 정도로 우주에 매우 흔하다. 이렇게 흔한 백색왜성들이 주위의 동반성이나 기타 밀도 높은 성간 구름으로부터 물질을 공급받아 태양 질량의 1.44배를 넘기기만 하면 Ia형 초신성 폭발이 일어나므로 우주에서는 Ia 초신성 폭발이 상당히 자주 일어난다. 다만, 천체의 거리를 측정할 때 원체 이 Ia 형 초신성 폭발의 밝기에 의존도가 큰데 문제는 여기서 '구성 원소의 비율 차이에 따라 1a형 초신성 폭발이라 해도 밝기가 다를 수 있다'는 가능성이 제기되고 있다. 만약 그 초신성이 백억 광년 같은 매우 먼 거리에서 폭발하는 것이 관측되었다면 말 그대로 백억 년 전에 폭발한 모습이 관측된 셈인데, 백억년 전의 우주의 원소 구성비는 지금과 차이가 크다. 즉 백억년 전에 초신성이 되어 폭발한 백색왜성 역시 원소 구성비가 최근의 백색왜성 과는 다르다는 뜻이다. 여기서 저 원소 구성비에 따라 밝기가 다를 수 있는 것이 사실이라면 우리가 백억 광년 같은 먼 천체에서 발견된 1a 형 초신성 폭발의 밝기를 지금의 원소 구성비 하에서의 폭발과 동일할 거라 가정하고 거리를 추측하는 것 자체가 틀린 계산이 되어버릴 수 있다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기