우주

#전자포획 초신성

3건의 기사

A breathtaking view of the Milky Way galaxy showcasing stars and celestial wonders in the night sky.
천문·천체물리

"먼지로도 설명 안 된다" — 전자포획 초신성으로 중간광도 적색 천체(ILRT) 설명하기 어려워

신성과 초신성 사이의 광도 공백을 메우는 중간광도 적색 천체(ILRT)의 기원으로 전자포획 초신성(ECSNe)이 유력 후보로 제안돼 왔으나, 초점근거성지분지(super-AGB) 별에서 일어나는 ECSNe는 이론상 ILRT보다 훨씬 밝다는 문제가 있었다. 연구진은 최신 ECSN 광도곡선 예측과 먼지 물리 모형을 결합해 먼지에 의한 감광·재방출을 반영한 준해석적 계산 틀을 구축하고, 항성풍 질량손실률과 ECSN 모형 변수를 모두 변화시켜 가며 검증했다. 그 결과 ILRT의 광도곡선과 색 진화를 동시에 맞추기는 어려운 것으로 나타나, 기존 ECSNe 표준 모형에 의한 ILRT 설명에 의문이 제기됐다. 연구진은 대안으로 폭발 에너지가 훨씬 낮고(약 10^48~10^49 erg) 플래토가 어두운 ECSNe 집단이 존재하거나, 그만큼 낮은 폭발 에너지를 구현하는 ECSNe 외의 다른 모형이 필요하다고 제안했다.

arXiv astro-ph.HE (고에너지)

천문·천체물리

전자포획 초신성의 쌍성 전구체 연구: 전체 중심핵붕괴 초신성의 1~4% 차지

POSYDON 쌍성 종족 합성 프레임워크를 이용해 금속함량 Z/Z⊙=2부터 10⁻⁴까지 범위에서 전자포획 초신성(ECSNe)의 쌍성 전구체를 모형화한 연구다. 쌍성 ECSN의 초기 주성 질량 하한은 약 7 M⊙ 부근이며, 상한은 금속함량이 높을수록 증가하는데 이는 강한 선구동 항성풍 때문에 탄소-산소 중심핵을 ECSN 범위로 키우려면 더 큰 초기 질량이 필요하기 때문이다. 결합된 쌍성계에서 발생하는 ECSNe는 잔류 수소·헬륨 외피에 따라 수소가 풍부한 II형(약 30%), IIb형(약 10%), Ib형(약 60%)으로 나뉘며, 폭발 시점에 동반성이 결합 상태로 남아 있는 경우는 약 3분의 1, 그중 약 90%는 주계열성이었다. 우주 별형성률·금속함량 진화 모형과 결합한 결과 ECSN 발생률은 적색이동 z~2-3에서 최대가 되고 그보다 먼 우주에서는 감소하며, 우주 역사 전체에 걸쳐 ECSNe는 전체 중심핵붕괴 초신성의 약 1~4%를 차지한다.

arXiv astro-ph.HE (고에너지)

Stunning image of the Veil Nebula in deep space with vivid star field.
천문·천체물리

항성풍 강착 중성자별을 포함한 저질량 쌍성계 개체군 합성 모형 연구

연구진은 로슈로브를 채우지 못한 저질량 주계열성을 동반성으로 갖는 중성자별 쌍성계에 대한 개체군 합성 모형을 계산해, 은하수에 약 10^5개의 이러한 계가 존재할 것으로 예측했다. 대부분의 계에서 중성자별은 수십억 년(Gyr) 이내에 항성풍 물질을 강착하기 시작해 어두운 X선원으로 나타나며, 그 비율은 프로펠러 스핀다운 효율, 항성풍 특성, 공통 외피 효율에 주로 좌우된다. 이들 중성자별은 대부분 전자포획 초신성에서 형성돼 낮은 탄생 킥을 받으며, 그 결과 쌍성계의 질량중심 속도도 낮다. 공통 외피 효율이 높은 경우(α_CE ≳ 3)에 한해 중심핵 붕괴 초신성에서 수십 개의 장수명 고속 쌍성계가 만들어질 수 있다.

arXiv astro-ph.HE (고에너지)