變光星변광성과 超新星초신성

◁ 12haengu-0204 ｜ 星間성간 消光소광과 星間성간 티끌 ▷
【背景배경】별의 進化진화
※ 星團성단과 세페이드 變光星변광성으로 잰 距離거리는 星間성간 消光소광을 補正보정해야 正確정확해지므로(1918秊년 섀플리가 우리 銀河은하의 크기를 實際실제보다 크게 잡은 原因원인 가운데 하나도 이 補正보정이 없었던 것입니다), 星間성간 消光소광(03-02)을 먼저 읽는 順序순서로 이었습니다.

■ 12行행宇우02-05: 光度曲線광도곡선의 特徵특징을 比較비교하여 脈動變光星맥동변광성과 爆發폭발 變光星변광성을 區分구분하고, 爆發폭발 變光星변광성 中중 超新星초신성 觀測관측 資料자료를 通통해 알 수 있는 科學的과학적 事實사실을 推論추론할 수 있다.

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變光星변광성과 光度광도 曲線곡선

밝기가 變변하는 별

大部分대부분의 별은 사람의 一生일생 동안 늘 같은 밝기로 빛나는 것처럼 보입니다. 그러나 밝기를 꾸준히 재어 보면 밝기가 눈에 띄게 오르내리는 별이 적지 않은데, 이런 별을 變光星변광성이라 합니다. 變光星변광성의 밝기를 時間시간에 따라 그래프로 나타낸 것을 光度광도 曲線곡선이라 하며, 가로軸축에 時間시간을, 세로軸축에 等級등급을 놓습니다. 等級등급은 숫자가 작을수록 밝으므로 세로軸축은 위로 갈수록 숫자가 작아지게 그립니다.

밝기가 變변하는 까닭은 크게 두 가지로 나뉩니다. 하나는 별 自體자체가 내는 빛의 量양이 實際실제로 바뀌는 境遇경우로, 이를 內因性내인성 變光星변광성이라 합니다. 다른 하나는 별빛이 地球지구에 닿는 途中도중에 무언가에 가려져 밝기가 바뀌어 보이는 境遇경우입니다. 代表的대표적인 例예가 서로 도는 두 별이 번갈아 서로를 가리는 食雙星식쌍성으로, 페르세우스자리의 알골이 잘 알려져 있습니다. 알골은 約약 2.87日일마다 갑자기 어두워졌다가 몇 時間시간 만에 되돌아오며, 나머지 時間시간에는 밝기가 거의 一定일정합니다. 1783秊년 英國영국의 구드릭은 이 規則性규칙성을 보고 어두운 짝별이 밝은 별 앞을 지나가기 때문일 수 있다고 提案제안했고, 이 說明설명은 1889秊년에 確認확인되었습니다. 食雙星식쌍성의 光度광도 曲線곡선은 平坦평탄한 區間구간 사이에 V字자 또는 U字자 模樣모양의 골이 規則的규칙적으로 끼어드는 模樣모양이어서, 별 自體자체의 變化변화에서 오는 光度광도 曲線곡선과 쉽게 區別구별됩니다. 이 글에서 다루는 脈動맥동 變光星변광성과 爆發폭발 變光星변광성은 모두 內因性내인성 變光星변광성입니다.

光度광도 曲線곡선 읽기

光度광도 曲線곡선에서 읽어 내야 할 것은 세 가지입니다. 첫째는 週期주기, 곧 밝기 變化변화가 되풀이되는지, 되풀이된다면 그 間隔간격이 얼마인지입니다. 둘째는 振幅진폭, 곧 가장 밝을 때와 가장 어두울 때의 等級등급 差차입니다. 等級등급이 5 差異차이 나면 밝기는 100倍배 差異차이 나므로, 振幅진폭이 1等級등급이면 밝기가 約약 2.5倍배, 10等級등급이면 1萬만 倍배 變변한다는 뜻입니다. 셋째는 模樣모양으로, 밝아지는 速度속도와 어두워지는 速度속도가 같은지, 갑작스러운지 서서히 變변하는지를 봅니다.

이 세 가지를 보면 變光변광의 原因원인을 가늠할 수 있습니다. 週期주기가 規則的규칙적이고 밝기가 부드럽게 오르내리면 별이 一定일정한 리듬으로 부풀었다 줄어드는 脈動맥동 變光星변광성일 可能性가능성이 큽니다. 反對반대로 週期주기 없이 짧은 時間시간에 크게 밝아졌다가 천천히 어두워지면 별의 表面표면이나 內部내부에서 에너지가 갑자기 쏟아져 나온 爆發폭발 變光星변광성입니다.

脈動맥동 變光星변광성

脈動맥동 變光星변광성은 별 全體전체가 週期的주기적으로 부풀었다 줄어들며 밝기가 變변하는 별입니다. 별의 반지름과 表面표면 溫度온도가 함께 變변하므로, 「별의 進化」에서 본 光度광도 $L = 4\pi R^2 \sigma T^4$도 그에 따라 오르내립니다.

세페이드 變光星변광성

脈動맥동 變光星변광성 가운데 가장 重要중요한 것은 세페이드 變光星변광성입니다. 이름은 1784秊년 구드릭이 變光변광을 發見발견한 세페우스자리 델타별에서 왔습니다. 세페우스자리 델타별은 約약 5.37日일을 週期주기로 3.5等級등급과 4.4等級등급 사이를 오갑니다. 北極星북극성도 振幅진폭이 아주 작은 세페이드 變光星변광성입니다.

세페이드 變光星변광성의 週期주기는 大略대략 1日일에서 수十십 日일 사이이고, 振幅진폭은 0.5~2等級등급 程度정도입니다. 光度광도 曲線곡선은 鋸齒거치 模樣모양이어서, 짧은 時間시간에 가파르게 밝아진 뒤 그보다 긴 時間시간에 걸쳐 천천히 어두워집니다. 이 별들의 스펙트럼을 같은 週期주기로 觀測관측하면 吸收線흡수선이 붉은 쪽과 푸른 쪽으로 번갈아 밀리는데, 이는 별의 表面표면이 우리 쪽으로 다가왔다가 멀어지기를 되풀이한다는 뜻입니다. 視線시선 速度속도를 時間시간에 따라 積分적분하면 반지름이 實際실제로 10~20퍼센트 程度정도 變변한다는 것을 알 수 있습니다. 같은 週期주기에 맞춰 分光型분광형도 바뀌어, 밝을 때는 表面표면 溫度온도가 높고 어두울 때는 낮습니다.

세페이드 變光星변광성은 質量질량이 太陽태양의 수 倍배에서 10倍배를 넘는 별이 主系列주계열을 떠난 뒤 거치는 段階단계로, 光度광도가 太陽태양의 수千천~수萬만 倍배에 이르는 黃色황색 超巨星초거성입니다. 매우 밝기 때문에 먼 곳에서도 보인다는 點점이 뒤에서 볼 距離거리 測定측정에서 決定的결정적인 長點장점이 됩니다.

거문고자리 RR型형 變光星변광성

거문고자리 RR型형 變光星변광성은 세페이드보다 훨씬 짧은 週期주기로 脈動맥동합니다. 週期주기는 大略대략 0.2~1日일이어서 하룻밤 사이에도 밝기가 한 번 오르내리는 것을 볼 수 있고, 振幅진폭은 1等級등급 안팎입니다. 光度광도 曲線곡선은 세페이드와 비슷하게 빨리 밝아지고 천천히 어두워집니다.

이 별들은 質量질량이 太陽태양보다 작고 나이가 많은 별로, 中心중심에서 헬륨 核融合핵융합을 하는 段階단계에 있습니다. 球狀구상 星團성단 안에서 많이 發見발견되어 한때 '星團성단 變光星변광성'이라 불렸습니다. 거문고자리 RR型형 變光星변광성은 週期주기와 關係관계없이 絶對절대 等級등급이 +0.5等級등급 안팎으로 거의 비슷해서, 겉보기 等級등급만 재면 距離거리를 바로 計算계산할 수 있습니다. 光度광도가 太陽태양의 수십 倍배에 그쳐 세페이드보다 어두우므로 우리 銀河은하와 가까운 銀河은하의 距離거리를 재는 데 주로 쓰입니다.

미라型형 變光星변광성

미라型형 變光星변광성은 週期주기가 길고 振幅진폭이 매우 큰 脈動맥동 變光星변광성입니다. 代表대표인 고래자리 오미크론별은 1596秊년 獨逸독일의 파브리치우스가 처음 變光변광을 記錄기록했고, 뒤에 '놀라운 별'이라는 뜻의 미라라는 이름을 얻었습니다. 미라는 約약 332日일을 週期주기로 맨눈으로 쉽게 보이는 3~4等級등급(밝을 때는 2等級등급)에서 맨눈으로 보이지 않는 9~10等級등급까지 어두워집니다. 미라型형 變光星변광성의 週期주기는 大略대략 80日일에서 1,000日일 사이이고, 振幅진폭은 可視光線가시광선에서 2.5等級등급을 넘습니다.

미라型형 變光星변광성은 太陽태양 程度정도의 質量질량을 가진 별이 一生일생의 마지막에 이른 赤色적색 巨星거성입니다. 表面표면 溫度온도가 3,000 K 안팎으로 낮아 빛의 많은 部分부분을 赤外線적외선으로 내고, 바깥 大氣대기에서 酸化산화 티타늄 같은 分子분자가 생겼다 깨지기를 되풀이하면서 可視光線가시광선의 밝기가 特특히 크게 變변합니다. 赤外線적외선으로 재면 振幅진폭은 1等級등급 程度정도로 훨씬 작습니다. 미라型형 變光星변광성은 脈動맥동하면서 바깥층의 物質물질을 宇宙우주 空間공간으로 꾸준히 내보내는데, 이 物質물질이 식으면서 星間성간 티끌의 主주된 材料재료가 됩니다. 이 티끌이 별빛을 어떻게 가리는지는 「星間 消光과 星間 티끌」에서 다룹니다.

별은 왜 脈動맥동하는가

脈動맥동의 原理원리는 敎育課程교육과정의 範圍범위 밖이지만, 대강의 그림은 알아 둘 만합니다. 별이 한 번 부풀었다가 줄어드는 것만으로는 脈動맥동이 오래 이어지지 않습니다. 보통의 별에서는 작은 흔들림이 생겨도 곧 가라앉습니다. 脈動맥동이 이어지려면 별이 줄어들어 뜨거워질 때 熱열을 가두었다가, 부풀어 오를 때 그 熱열을 내놓는 밸브 같은 層층이 있어야 합니다. 20世紀세기 初초 英國영국의 에딩턴이 이런 밸브의 存在존재를 豫想예상했고, 1950秊代년대에 그것이 별의 바깥쪽에서 헬륨이 電子전자를 잃는 層층이라는 것이 밝혀졌습니다. 이 層층은 壓縮압축되면 오히려 빛을 잘 通過통과시키지 않게 되어 熱열을 가두고, 그 熱열이 層층을 밀어 올렸다가 膨脹팽창해 투명해지면 熱열을 내놓고 가라앉습니다.

이 밸브가 잘 作動작동하는 것은 表面표면 溫度온도와 光度광도가 特定특정한 範圍범위에 있을 때뿐이어서, 脈動맥동 變光星변광성은 H-R圖도에서 거의 垂直수직으로 놓인 좁은 띠 안에 모여 있습니다. 이 띠를 不安定불안정띠라 합니다. 「별의 進化」에서 본 것처럼 主系列주계열을 떠난 별은 H-R圖도를 가로질러 移動이동하는데, 그 經路경로가 不安定불안정띠를 지나는 동안 별이 脈動맥동 變光星변광성이 됩니다. 質量질량이 큰 별이 지날 때는 세페이드가, 헬륨 核融合핵융합 段階단계의 작은 별이 지날 때는 거문고자리 RR型형 變光星변광성이 됩니다. 變光변광은 별이 一生일생 가운데 特定특정한 段階단계를 지나고 있다는 表示표시인 셈입니다.

週期주기-光度광도 關係관계

1908~1912秊년 美國미국 하버드 天文臺천문대의 리비트는 小소마젤란 雲운의 사진 乾板건판에서 세페이드 變光星변광성을 찾아, 1912秊년에는 그 가운데 25개의 週期주기와 밝기를 比較비교했습니다. 小소마젤란 雲운 안의 별들은 地球지구에서 거의 같은 距離거리에 있으므로, 겉보기 밝기의 差異차이가 곧 實際실제 光度광도의 差異차이입니다. 리비트는 週期주기가 긴 세페이드일수록 밝다는 規則性규칙성, 곧 週期주기-光度광도 關係관계를 發見발견했습니다. 이 發見발견이 허블의 外部銀河외부은하 距離거리 測定측정으로 이어진 過程과정은 「銀河의 分類와 特異 銀河」에서 다루었습니다.

週期주기-光度광도 關係관계가 重要중요한 것은 光度광도를 모르는 별의 光度광도를 週期주기만으로 알려 주기 때문입니다. 光度광도를 아는 天體천체를 標準표준 光源광원이라 하는데, 標準표준 光源광원의 겉보기 等級등급 $m$을 재면 絶對절대 等級등급 $M$과 比較비교해 距離거리 $d$(파섹)를 구할 수 있습니다.

$m - M$을 距離거리 指數지수라 합니다. 오늘날의 測定측정에 따르면 週期주기가 10日일인 세페이드의 絶對절대 等級등급은 約약 −4等級등급입니다. 어떤 銀河은하에서 週期주기 10日일인 세페이드의 겉보기 等級등급이 16等級등급이었다면 距離거리 指數지수는 20이므로, $\log d = 5$, 곧 $d$는 10萬만 파섹(約약 33萬만 光年광년)입니다. 다만 별빛이 오는 길에 星間성간 티끌이 빛을 가리면 별이 더 어둡게 보여 距離거리가 實際실제보다 멀게 計算계산되므로, 實際실제 測定측정에서는 이 效果효과를 補正보정해야 합니다.

세페이드에는 質量질량이 크고 젊은 種族종족과 質量질량이 작고 늙은 種族종족, 두 種類종류가 있으며 같은 週期주기라도 늙은 種族종족이 더 어둡습니다. 1950秊代년대 初초 美國미국 윌슨山산 天文臺천문대의 바데가 이 差異차이를 밝히면서 外部銀河외부은하까지의 距離거리가 그 前전보다 두 倍배 가까이 늘어났습니다. 週期주기-光度광도 關係관계로 星團성단과 우리 銀河은하의 規模규모를 재는 方法방법은 「星團과 우리 銀河의 構造」에서 다룹니다.

爆發폭발 變光星변광성

爆發폭발 變光星변광성은 별의 表面표면이나 內部내부에서 에너지가 갑자기 解放해방되어 짧은 時間시간에 크게 밝아지는 별입니다. 週期주기가 없거나 不規則불규칙하며, 光度광도 曲線곡선은 가파르게 솟았다가 천천히 내려오는 模樣모양이 많습니다.

플레어별

質量질량이 작은 赤色적색 矮星왜성 가운데에는 몇 分분 사이에 밝기가 몇 倍배에서 수십 倍배로 치솟았다가 몇 十십 分분에서 몇 時間시간에 걸쳐 原來원래대로 돌아오는 별이 있습니다. 이를 플레어별이라 합니다. 太陽태양의 表面표면에서도 磁場자장에 쌓인 에너지가 한꺼번에 풀리며 빛과 粒子입자를 내뿜는 플레어가 일어나는데, 赤色적색 矮星왜성은 對流層대류층이 깊고 磁場자장 活動활동이 活潑활발해 이런 爆發폭발이 훨씬 자주, 그리고 별의 밝기에 비해 훨씬 크게 일어납니다. 太陽태양에서 가장 가까운 별인 프록시마 켄타우리도 플레어별입니다. 플레어가 내뿜는 紫外線자외선과 X선은 赤色적색 矮星왜성 周圍주위를 도는 行星행성에 生命體생명체가 살 수 있는지를 따질 때 重要중요한 變數변수가 됩니다.

新星신성

新星신성은 밝기가 갑자기 1萬만 倍배 안팎, 等級등급으로 10等級등급 程度정도 밝아졌다가 몇 週주에서 몇 달에 걸쳐 어두워지는 별입니다. 옛사람들은 아무것도 없던 자리에 별이 새로 나타난 것으로 여겨 新星신성이라 불렀지만, 實際실제로는 原來원래 너무 어두워 보이지 않던 별이 밝아진 것입니다.

新星신성의 正體정체는 아주 가까이에서 서로 도는 雙星쌍성입니다. 한쪽은 白色백색 矮星왜성이고 다른 쪽은 보통의 별인데, 白色백색 矮星왜성의 强강한 重力중력이 짝별의 바깥층에서 水素수소를 끌어와 自身자신의 表面표면에 쌓습니다. 쌓인 水素層수소층의 바닥이 壓縮압축되어 充分충분히 뜨거워지면 水素수소 核融合핵융합이 暴走폭주하듯 한꺼번에 일어나 表面層표면층을 날려 보냅니다. 이때 白色백색 矮星왜성 自體자체는 부서지지 않으므로, 水素수소가 다시 쌓이면 爆發폭발이 되풀이될 수 있습니다. 수十십 秊년 間隔간격으로 爆發폭발이 觀測관측된 新星신성을 回歸회귀 新星신성이라 합니다. 新星신성의 最大최대 밝기는 絶對절대 等級등급으로 −7~−9等級등급 程度정도로, 太陽태양보다 수萬만~수十萬십만 倍배 밝습니다.

超新星초신성

超新星초신성은 별 하나가 一生일생의 끝에 스스로를 거의 날려 버리는 爆發폭발입니다. 1930秊代년대 바데와 츠비키는 新星신성보다 수千천~수萬만 倍배 더 밝은 爆發폭발이 따로 있다는 것을 알아차리고 이를 超新星초신성이라 불렀습니다. 新星신성이 별의 表面표면에서 일어나는 爆發폭발이라면, 超新星초신성은 별 全體전체가 무너지거나 터지는 爆發폭발입니다.

光度광도 曲線곡선

超新星초신성의 光度광도 曲線곡선은 며칠에서 3週주에 걸쳐 最大최대 밝기에 이른 뒤 몇 달에서 몇 秊년에 걸쳐 어두워집니다. 最大최대 밝기는 絶對절대 等級등급으로 −17~−19.5等級등급에 이르러, 太陽태양의 수億억~수十億십억 倍배, 銀河은하 하나에 있는 별 全體전체의 밝기에 맞먹습니다. 그래서 수億억 光年광년 떨어진 銀河은하에서 일어난 超新星초신성도 望遠鏡망원경으로 觀測관측할 수 있습니다.

超新星초신성은 스펙트럼에 水素수소 線선이 나타나는지에 따라 크게 I型형과 II型형으로 나뉩니다. 敎育課程교육과정은 超新星초신성의 種類종류와 爆發폭발 過程과정을 따로 다루지 않지만, 觀測관측 資料자료를 解釋해석하려면 두 가지 爆發폭발이 있다는 것만은 알아 둘 必要필요가 있습니다. 하나는 質量질량이 太陽태양의 8倍배 以上이상인 별의 中心核중심핵이 무너지며 일어나는 爆發폭발로, 그 過程과정은 「별의 進化」에서 다루었습니다. 바깥에 水素層수소층이 남아 있어 大部分대부분 II型형으로 觀測관측되며, 最大최대 밝기 뒤 100日일 안팎 동안 밝기가 거의 一定일정하게 유지되는 平坦部평탄부가 나타나는 境遇경우가 많습니다. 다른 하나는 雙星쌍성 속 白色백색 矮星왜성이 찬드라세카르 限界한계 가까이까지 質量질량을 얻어 炭素탄소 核融合핵융합이 暴走폭주하며 별 全體전체가 터지는 爆發폭발로, Ia型형이라 합니다. 白色백색 矮星왜성에는 水素수소가 없으므로 스펙트럼에 水素수소가 보이지 않습니다.

光度광도 曲線곡선이 알려 주는 元素원소 合成합성

超新星초신성의 밝기가 最大최대를 지난 뒤 어떻게 줄어드는지는 무엇이 超新星초신성을 빛나게 하는지를 알려 줍니다. 爆發폭발 直後직후의 熱열은 금세 식어 버리므로, 몇 달 넘게 이어지는 빛에는 다른 에너지원이 있어야 합니다. 그 正體정체는 爆發폭발 때 만들어진 放射性방사성 니켈입니다. 니켈-56은 半減期반감기 約약 6日일로 코발트-56이 되고, 코발트-56은 半減期반감기 約약 77日일로 鐵철-56이 되면서 감마선을 내놓습니다. 이 감마선이 噴出物분출물을 데워 超新星초신성을 빛나게 하므로, 超新星초신성의 밝기는 放射性방사성 崩壞붕괴의 法則법칙에 따라 一定일정한 比率비율로 줄어듭니다. 實際실제로 많은 超新星초신성의 光度광도 曲線곡선 後半部후반부는 코발트-56의 半減期반감기에 맞춰 大略대략 100日일에 1等級등급씩 規則的규칙적으로 어두워집니다.

1987秊년 大대마젤란 雲운에서 나타난 超新星초신성 1987A에서는 이 그림이 直接직접 確認확인되었습니다. 光度광도 曲線곡선이 코발트-56의 崩壞붕괴 速度속도를 그대로 따라 내려갔고, 人工衛星인공위성과 氣球기구에 실린 檢出器검출기가 코발트-56이 내는 감마선을 捕捉포착했습니다. 光度광도 曲線곡선으로부터 이 超新星초신성이 太陽태양 質量질량의 0.07倍배 程度정도의 니켈-56을 만들었다는 것이 計算계산되었습니다. 超新星초신성의 光度광도 曲線곡선은 별 속에서, 그리고 爆發폭발의 瞬間순간에 鐵철 附近부근의 元素원소가 만들어진다는 것을 보여 주는 證據증거입니다.

標準표준 光源광원이 된 Ia型형 超新星초신성

Ia型형 超新星초신성은 거의 같은 質量질량의 白色백색 矮星왜성이 터지는 것이어서 最大최대 밝기가 比較的비교적 고릅니다. 1990秊代년대 初초 美國미국의 필립스는 Ia型형 超新星초신성 가운데 最大최대 밝기가 큰 것일수록 光度광도 曲線곡선이 천천히 어두워진다는 關係관계를 밝혔습니다. 光度광도 曲線곡선의 模樣모양으로 最大최대 밝기를 補正보정할 수 있게 되자 Ia型형 超新星초신성은 수十億십억 光年광년 떨어진 銀河은하까지 距離거리를 잴 수 있는 標準표준 光源광원이 되었습니다. 세페이드 變光星변광성이 1億억 光年광년 안팎까지의 距離거리를 잰다면, Ia型형 超新星초신성은 그보다 수十십 倍배 먼 곳까지 距離거리의 사다리를 이어 줍니다.

1998秊년 두 硏究陣연구진은 먼 Ia型형 超新星초신성이 豫想예상보다 어둡다는 것, 곧 豫想예상보다 멀리 있다는 것을 發見발견했습니다. 이는 宇宙우주의 膨脹팽창이 점점 빨라지고 있다는 뜻이었고, 이 發見발견으로 펄머터, 슈밋, 리스는 2011秊년 노벨 物理學賞물리학상을 받았습니다. 加速가속 膨脹팽창이 現代현대 宇宙論우주론에서 갖는 意味의미는 「宇宙의 膨脹과 現代 宇宙論」에서 다룹니다.

殘骸잔해와 中性子중성자별

超新星초신성이 날려 보낸 物質물질은 秒速초속 수千천~수萬만 km로 퍼져 나가며 周圍주위의 星間성간 氣體기체와 부딪혀 超新星초신성 殘骸잔해를 이룹니다. 殘骸잔해의 크기와 膨脹팽창 速度속도를 재면 爆發폭발이 언제 일어났는지 거꾸로 計算계산할 수 있습니다. 1054秊년 中國중국에서 記錄기록된 超新星초신성의 殘骸잔해인 게 星雲성운은 只今지금도 秒速초속 1,500 km 程度정도로 膨脹팽창하고 있습니다. 只今지금의 크기와 速度속도로 거슬러 올라가면 12世紀세기 무렵 한 點점에서 퍼져 나왔다는 計算계산이 나오는데, 中心중심의 펄서가 내는 에너지에 밀려 膨脹팽창이 조금씩 빨라져 왔다는 點점을 考慮고려하면 1054秊년의 記錄기록과 大體대체로 들어맞습니다.

게 星雲성운의 中心중심에는 1秒초에 約약 30번 回轉회전하며 電波전파와 X선 펄스를 내는 펄서가 있습니다. 이렇게 빠르게 돌면서도 부서지지 않으려면 天體천체가 매우 작고 密度밀도가 높아야 합니다. 白色백색 矮星왜성만 해도 이 速度속도로 돌면 遠心力원심력에 찢겨 나가므로, 이 펄서는 白色백색 矮星왜성보다 훨씬 작은 中性子중성자별일 수밖에 없습니다. 超新星초신성 觀測관측이 中心核중심핵 崩壞붕괴 뒤에 中性子중성자별이 남는다는 豫測예측을 確認확인해 준 것입니다.

中性微子중성미자

超新星초신성 1987A가 光學광학 望遠鏡망원경에 처음 잡히기 約약 3時間시간 前전, 日本일본의 가미오칸데와 美國미국의 IMB, 舊蘇聯구소련의 박산에 있던 地下지하 檢出器검출기들은 10여 秒초 사이에 모두 20여 개의 中性微子중성미자를 檢出검출했습니다. 中心核중심핵이 무너질 때 나오는 에너지의 거의 大部分대부분은 빛이 아니라 中性微子중성미자가 가지고 나가며, 中性微子중성미자는 별의 바깥층을 곧바로 뚫고 나오지만 빛은 衝擊波충격파가 表面표면에 이른 뒤에야 나오기 때문에 中性微子중성미자가 먼저 到着도착한 것입니다. 檢出검출된 中性微子중성미자의 數수와 에너지는 中心核중심핵 崩壞붕괴 理論이론이 豫測예측한 값과 잘 맞았고, 이 業績업적으로 日本일본의 고시바 마사토시는 2002秊년 노벨 物理學賞물리학상을 받았습니다.

朝鮮조선의 記錄기록과 케플러 超新星초신성

우리 銀河은하 안에서 맨눈으로 보인 마지막 超新星초신성은 1604秊년의 이른바 케플러 超新星초신성입니다. 이 超新星초신성은 유럽뿐 아니라 朝鮮조선의 觀象監관상감에서도 客星객성으로 觀測관측되어 「朝鮮王朝實錄조선왕조실록」에 남았는데, 朝鮮조선의 記錄기록은 1604秊년 10月월부터 이듬해 4月월까지 이어지며 그 사이 거의 날마다, 100次例차례 가까이 별의 位置위치와 밝기를 적고 있습니다.

1970秊代년대 天文學者천문학자들은 유럽과 朝鮮조선의 記錄기록을 等級등급으로 換算환산해 400秊년 前전의 光度광도 曲線곡선을 再構成재구성했고, 2010秊代년대의 再分析재분석에서는 이 光度광도 曲線곡선을 오늘날의 超新星초신성 觀測관측 資料자료와 견주었습니다. 그 結果결과 이 超新星초신성은 最大최대 밝기가 −3等級등급 안팎으로 밤하늘의 어떤 별보다도 밝았고, 光度광도 曲線곡선의 模樣모양이 보통의 Ia型형 超新星초신성과 잘 맞는 것으로 分析분석되었습니다. 光度광도 曲線곡선으로 最大최대 絶對절대 等級등급을 알면 겉보기 밝기와 比較비교해 距離거리를 구할 수 있는데, 이 方法방법으로 얻은 距離거리는 約약 5 킬로파섹(約약 1萬만 6千천 光年광년)입니다. 오늘날 그 자리에서 觀測관측되는 超新星초신성 殘骸잔해의 X선 스펙트럼에서도 Ia型형 爆發폭발의 特徵특징이 確認확인됩니다. 朝鮮조선의 天文學者천문학자들이 날마다 하늘을 살피며 남긴 記錄기록이 400秊년 뒤 超新星초신성의 種類종류와 距離거리를 밝히는 觀測관측 資料자료가 된 것입니다.

우리 銀河은하에서는 超新星초신성이 100秊년에 한두 번 꼴로 일어날 것으로 推定추정되지만, 1604秊년 以後이후로는 맨눈으로 보인 것이 없습니다. 銀河은하 圓盤원반에 깔린 星間성간 티끌이 먼 곳의 超新星초신성을 가리기 때문입니다. 實際실제로 1900秊년 무렵에 터진 것으로 推定추정되는 우리 銀河은하의 가장 젊은 超新星초신성 殘骸잔해는 可視光線가시광선으로는 보이지 않고 X선과 電波전파로만 發見발견되었습니다.

整理정리

脈動맥동 變光星변광성과 爆發폭발 變光星변광성은 光度광도 曲線곡선의 週期性주기성으로 가장 먼저 갈립니다. 脈動맥동 變光星변광성은 별이 一定일정한 리듬으로 숨을 쉬는 것이어서 그 리듬, 곧 週期주기가 별의 光度광도를 알려 주는 尺度척도가 됩니다. 爆發폭발 變光星변광성 가운데 超新星초신성은 光度광도 曲線곡선의 높이와 기울기, 그리고 함께 날아오는 감마선과 中性微子중성미자를 통해 별의 最後최후와 무거운 元素원소의 誕生탄생을 보여 줍니다. 두 種類종류의 變光星변광성은 모두 宇宙우주의 距離거리를 재는 標準표준 光源광원이 되었다는 點점에서도 이어집니다. 세페이드가 가까운 銀河은하까지의 距離거리를, Ia型형 超新星초신성이 먼 宇宙우주까지의 距離거리를 맡아 宇宙우주의 크기와 膨脹팽창을 재는 사다리를 이룹니다.