폭발하기 몇 분 또는 몇 시간 전에 초신성이 될 별의 관측 가능한 변화가 있습니까?

나는 우주선이 단일 별 시스템 (빨간 초거성)으로 좌초 된 공상 과학 소설을 쓰고 있습니다. 줄거리 포인트 중 하나는 몇 시간 만에 초신성이되는 별이므로 캐릭터가 발생하기 전에 우주선을 수정해야합니다.

작동 원리에 대한 기본 지식이 있습니다. 핵융합에서 생성 된 철은 철 핵융합이 시작될 때까지 핵에 축적됩니다. 철 융합은 흡열 반응이므로 코어는 더 이상 자체의 중력 및 외부 층 압력에 견딜 수있는 충분한 에너지를 생성 할 수 없어서 붕괴되고 폭발합니다.

철 핵융합이 코어 내부에서 시작되면 붕괴는 몇 분 안에 발생하고 붕괴 자체는 몇 초 (1 초 미만) 지속되며 충격파는 표면에 도달하는 데 몇 시간이 걸린다는 것을 읽었습니다. 그게 다 맞습니까?

문제는 단기적으로 폭발을 예측할 수있는 캐릭터가 필요하다는 것입니다. 몇 시간 또는 몇 분. 그들이 핵심 붕괴를 알고 카운트 다운을 시작할 수 있다면 좋을 것입니다.

따라서 광도 나 색의 변화와 같은 이러한 이벤트의 외부 신호가 있습니까? 철 융합이 시작되거나 코어가 붕괴되면 별 스펙트럼이 변합니까? 핵심 붕괴로 인해 많은 양의 중성미자가 생성된다는 것을 알고 있습니다. 이 양이 너무 강해서 쉽게 감지 할 수 있습니까? (즉, 지하 시설에 거대한 탐지기가없는 경우). 코어의 철의 양을 별의 스펙트럼과 크기로 추정 할 수있어 붕괴의 근접 시간을 예측할 수 있습니까?

나는 당신의 최선의 방법은 (우리 태양처럼) 별 내부의 핵 연소에 의해 생성 된 중성미자를 감지하는 것이라고 생각합니다. 별이 탄소 연소 단계에 도달하면 실제로는 광자보다 중성미자에 더 많은 에너지를 방출합니다. 며칠 동안 지속되고 퇴화 철 코어 (충분히 일단 무너지면 붕괴)를 생성하는 실리콘 연소 단계에서 중성미자 플럭스는 코어 붕괴 전 몇 초 동안 약 10 ⁴⁷ erg / sa로 증가합니다 . ( 코어 붕괴 동안 피크 플럭스 는 약 10 ⁵² 내지 10 ⁵³ erg / s이다). 이 논문은 Asakura et al. 일본 KamLAND 감지기가 수백 파섹의 거리에서 별에 대한 초신성 중성미자 플럭스를 감지 할 수 있다고 추정몇 시간 또는 며칠 전에 핵심 붕괴 초신성에 대한 사전 경고를 제공합니다. 캐릭터는 별 과 동일한 시스템에 있으므로 중성미자를 픽업하기 위해 대형 지하 탐지기가 거의 필요하지 않습니다.

이 플롯은 초 초신성 별 시간에 대한 중성미자 광도 (반도체 중성미자)의 예를 보여줍니다 (Oszywolek & Heger 2010 및 Nakazato et al. 2013을 기반으로 한 Asakura et al. 2016). 코어 붕괴는 t = 0에서 시작한다.

다른 유형의 중성미자에 대한 에너지 스펙트럼과 시간 진화를 측정함으로써, 아마도 우리는 아마도 당신의 캐릭터가 현재보다 더 나은 항성 진화 모델을 가지고 있다고 가정 할 수 있기 때문에 아마도 별의 거리가 얼마나되는지에 대한 좋은 아이디어를 얻을 수있을 것입니다 해야 할 것. (또한 별의 진화 모델을 미세 조정하기 위해 별의 질량, 회전 속도, 천문학을 통한 내부 구조 등을 정확하게 측정하고 싶었습니다. 이것은 매우 쉽게 할 수있는 모든 것입니다.)

코어 붕괴 자체는 중성미자 플럭스 가 엄청나게 증가한 것으로 나타 납니다 .

랜달 먼로 (Randall Munroe) 의이 "What If"기사 는 코어-붕괴 초신성으로부터의 중성미자 플럭스 가 약 2AU의 거리에있는 인간에게 치명적일 것으로 추정한다 . 그가 지적한 바와 같이, 실제로 초거성 별 안에있을 수 있으므로 캐릭터가 아마도 그보다 약간 멀어 질 것입니다. 그러나 중성미자 플럭스를 쉽게 감지 할 수 있으며 10AU보다 가까우면 캐릭터가 방사선 중독을 일으킬 수 있음을 보여줍니다. (물론, 충격파가 별 표면에 도달하는 데 걸리는 시간보다 오래 걸릴 수 있기 때문에 몸이 아플 때까지 기다리는 것보다 직접 감지하는 것이 좋습니다.) 중성미자를 감지하는 데 아무런 문제가 없을 것입니다 ...

다른 답변은 정확합니다. 코어 붕괴 초신성의 결과로 중성미자 펄스가 확실하게 예상되며 충격파가 표면에 도달하기 몇 시간 전에 발생해야합니다.

$\sim (G \rho)^{-1/2}$$\rho$$10M_{\odot}$

지금까지 언급되지 않은 또 다른 가능성은 중력파입니다. 상대적으로 휴대 가능한 중력파 검출기를 사용할 수 있다고 가정하면 (!) 코어 붕괴 타임 스케일 (1 초 이하)에서 몇 시간 후 초신성 폭발 파를 압박 할 수있는 날카로운 중력파 펄스를 기대할 수 있습니다.

마찬가지로 딘 특징 , 초신 전구 세포는 일반적으로 전체 코어 붕괴 잔여 형성과 별의 바깥 층의 토출을 중성미자 이전 릴리스. 중성미자에 중점을 둔 프로세스는 다음과 같습니다.

1. $\rho\sim10^9\text{ g/cm}^3$ $$e^-+p\to n+\nu_e$$ $$n\to p+e^-+\bar{\nu}_e$$
2. 전자 포획은 코어의 전자 퇴행 압력을 감소시켜 코어 붕괴를 가속화시킨다. 퇴행성 압력은 ​​많은 별의 핵심에서 중요하지만 붉은 초거성 물질이 포함 된 매우 거대한 별에서는 붕괴를 막기에 충분하지 않습니다.
3. $\sim10^{11}\text{ g/cm}^3$$\rho\sim4\times10^{11}\text{ g/cm}^3$
4. $\rho\sim2.5\times10^{14}\text{ g/cm}^3$
5. 별의 잔재물에 여전히 갇힌 뉴트리노 스는 약 10 초 후에 풀려납니다. 뉴트리노 페어 생산 역시 빠른 냉각으로 이어집니다. 이러한 중성미자 중 일부는 충격파의 재생에 기여할 수 있습니다.

뉴트리노 스는 초신성의 빛보다 몇 시간 또는 어떤 상황에서는 가능할 수도 있습니다. 전자는 중성미자가 발견 된 최초의 초신성 인 SN 1987A 의 경우 였다.

참고 문헌

• Balasi et al. (2015)
• Mirizzi et al. (2015)
• 숄 버그 (2012)

초 발광 초신성 (일명 초신성)은 밝기의 이중 피크를 나타낼 수 있으며 일부는 이것이 초 발광 초신성의 표준이 될 수 있다고 이론화하고 있습니다.

어쨌든, (적어도)이 경우 초기에 실질적으로 밝기가 증가했습니다. 그런 다음 며칠 동안 밝기가 떨어지고 (2 배) 초기 "범프"보다 상당히 밝아졌습니다.

아마도 관련된 거리에 대해 조심해야 할 것입니다. 빛의 초기 버스트는 이미 사람들이하지 않는 것을 큰 충분하다 꽤 멀리 방법을, 이미 선명에 튀김 충분히있을 것입니다.

그래도 소설에는 흥미로운 점이 하나 더 있습니다. 폭발 후, 아마도 당신이 얻을 수있는 것은 이름에서 알 수 있듯이 자기장 이 매우 강한 별입니다. 사실은 모든 종류의 혼란을 일으킬 가능성이 높습니다. 전자 활동뿐만 아니라 아마도 사람들의 신경과 같은 전기 활동과 관련된 모든 것에 의존하는 모든 것이 있습니다.

여기에는 명백한 문제가있다 : 적색 초거성 (red supergiant)은 "정상적인"초신성의 조상으로서 올바른 유형의 별이다. 그것은 아마 하지 superluminous 초신성의 조상으로 적당한 유형. 초신성의 선구자는 일반적으로 6 또는 8 태양 질량과 같습니다. 초 발광 초신성은 아마도 수백 개의 태양 덩어리와 같은 것입니다 ( 아마도 소수만이 알려져 있으므로 일반화하기가 어렵습니다). 방출 에너지의 양을 감안할 때, 그것은 이 어쨌든 상당히 클 수 있습니다.

참고 문헌 : Smith 등 (2015)