1. 고에너지 천체물리학 기초 이론

1. Thermal vs Non-Thermal

1.1. Thermal radiation

• $1.$ 전자, 이온, 원자 등의 물질 성분과 광자와의 상호작용을 기술한다.
• $2.$ 물질이 열적 평형(thermal equilibrium) 상태(온도가 급격히 증가하거나 감소하지 않는 기체, 두 개의 물체가 충분히 오랫동안 접촉한 상태)에서 방출되는 전자기 복사로, 복사 스펙트럼은 보통 Planck 함수 또는 Maxwell-Boltzmann 분포를 따른다.
• $3.$ 예: 항성의 복사, 흑체 복사

  1.1.1. The mechanisms of thermal radiation

• $1.$ 흡수(Absorption): 광자의 소멸로 인해 발생하는 기작이며, 광자의 방향, 에너지 변화가 모두 일어난다.
  • $1.$ Photoionization (Bound-free): 광자가 전자의 결합 에너지를 넘어설 경우 → 이온화
  • $2.$ Photoexcitation (Bound-bound): 광자가 흡수되어 전자가 높은 에너지 준위로 이동
  • $3.$ Free-free absorption (Bremsstrahlung absorption): 자유 전자가 양이온 근처에서 광자를 흡수
• $2.$ 방출(Emission): 광자가 생성되는 기작이며, 광자의 방향, 에너지 변화가 모두 일어난다. 흡수 과정의 역과정이 방출 과정이다.
  • $1.$ Radiative recombination: 이온화된 전자가 양이온과 재결합하며 광자 방출
  • $2.$ Radiative de-excitation: 들뜬 전자가 낮은 에너지 준위로 떨어지며 광자 방출
  • $3.$ Bremsstrahlung radiation (자유-자유): 전자가 이온 근처를 지나며 감속 → 연속 광자 방출
• $3.$ 산란(Scattering): 광자의 방향 변화는 있지만 에너지의 변화는 없다. 또한, 반응이 즉시 일어난다.
  • $1.$ Thomson scattering: $h\nu \ll kT$일 때 발생. 에너지 변화 없이 방향만 바뀐다. (전자에 의한 선형 반응)
  • $2.$ Rayleigh scattering: 광자가 분자나 중성 원자와 상호작용하며 전자 분포를 일시적으로 왜곡시키는 현상이다. 하지만 이때 전자가 실제 들뜬 에너지 준위(real excited state) 로 가는 것이 아니라, “가상 상태 (virtual state)” 를 잠시 거쳐 즉시 복원된다.
  • $3.$ Compton scattering: 광자의 에너지가 충분히 클 때, 전자와 충돌하며 에너지 및 방향이 변한다. 즉, 고에너지 광자가 저속의 전자와 충돌하여 전자는 고속으로 가속되고 광자는 그 에너지를 잃게 되는 산란 형태이다.

    1.2 Non-Thermal

• $1.$ 복사원이 열적 평형에 있지 않으며, 전자나 입자 분포가 비-맥스웰 분포(non-Maxwellian) 를 따르는 경우 발생하는 복사이다. 즉, 스펙트럼이 Planck 분포를 따르지 않는다.
• $2.$ 예: 상대론적 입자, 유도 방출, 입자 가속 과정

  1.2.1. The mechanisms of non-thermal radiation

• $1.$ Synchrotron radiation (싱크로트론 복사): 고에너지 전자가 자기장 내에서 나선 운동하면서 방출되는 복사. - Radio, X-ray emission
• $2.$ Inverse Compton scattering: 상대론적 전자(고에너지 전자)가 저에너지 광자(예: CMB)를 산란시켜 고에너지(감마선)를 방출하는 산란 형태.
• $3.$ Masers (microwave amplification by stimulated emission): 들뜬 상태의 분자(예: H₂O, OH, SiO 등)가 유도방출을 일으켜 전파를 증폭하는 현상.
  • $1.$ 유도 방출(Stimulated Emission): 외부에서 들어온 광자가 들뜬 상태(excited state)에 있는 입자(보통 원자나 분자)를 자극하여, 동일한 에너지, 위상, 방향을 가진 또 다른 광자를 방출하게 만드는 양자역학적 현상
• $4.$ Non-thermal Bremsstrahlung: 열적 분포가 아닌 고에너지 전자가 이온 또는 원자핵과 상호작용해 고에너지(Gamma-ray) 광자를 방출하는 복사.

  1.3. Summary of the thermal and non-thermal radiation

항목	Thermal Radiation	Non-thermal Radiation
정의	열적 평형 상태의 입자 분포에서 기인한 복사	열적 평형이 아닌 상태에서 발생하는 복사
스펙트럼 형태	Planck 함수 또는 Maxwell-Boltzmann 분포	파워 법칙(power-law) 스펙트럼이 흔함
에너지 분포	맥스웰 분포	비-맥스웰, power-law 등
주요 기작	흑체복사, free-free, bound-bound, recombination	싱크로트론, 역컴프턴, 메이저, 비열적 브렘스슈트랄룽
주요 발생 조건	고밀도, 열적 평형, 충분한 상호작용	고에너지 입자 존재, 상대론적 운동, 희박한 환경
밝기 온도 $T_B$	$T_B \lesssim 10^5$ K	$T_B \gtrsim 10^7$ K 가능
예시	항성 복사, 은하 내 HII 영역, 흑체	AGN 제트, 펄서, 감마선 폭발, 분자 메이저

---

2. Brightness temperature

• $1.$ “이 정도 복사 강도를 가지려면 흑체는 몇 K여야 하는가”를 계산하는 식이다.
• $2.$ 실제 온도 ≠ 밝기 온도, $T_B$는 천체의 복사 세기(intensity) 를 흑체 복사와 비교하기 위한 편의적 온도이다.
• $3.$ 활동은하핵(AGN) 제트에서는 $T_B \sim 10^{10} \sim 10^{12} \, \text{K}$까지 나타날 수 있다. 이는 상대론적 비열적 방출(non-thermal emission) 때문이다.
• $4.$ 너무 높은 $T_B$는 도플러 비밍(Doppler beaming) 효과를 나타내어 상대론적 제트의 속도와 방향성을 추정할 수 있다. 식은 다음과 같다:

\[T_B = \frac{S_\nu c^2}{2 k_B \nu^2 \Omega}\]

• $S_\nu$: 관측된 플럭스 밀도 (Jy 단위) ($1\text{Jy} = 10^{-26}W * m^{-2} * \text{Hz}^{-1}$)
• $\nu$: 주파수 (Hz)
• $\Omega$: 광원(소스)의 고유 각크기(steradian, 혹은 θ² 등으로 근사 가능)
• c: 빛의 속도
• $k_B$: 볼츠만 상수

---

3. Soft X-ray vs Hard X-ray

특성	Soft X-ray	Hard X-ray
에너지 범위	0.1 ~ 2 keV	10 ~ 100 keV (2 ~ 10 keV 포함 가능)
투과성	낮음: 밀도 낮은 물질에서 흡수	높음: 밀도 높은 물질도 관통 가능
방출 과정	열적 방출 (Thermal emission)	비열적 방출 (Non-thermal emission)
관측 원천	X-선 이중성, 초신성 잔해 등	블랙홀 제트, 역컴프턴 산란 등
관측 방법	위성 기반 망원경 필요	위성 또는 지상 기반 가능

3.1. Super-soft X-ray sources (SSSs)

$1.$ 방출되는 복사는 낮은 에너지를 가진다.(일반적으로 0.1–0.4 keV 범위)

$2.$ 온도: SSS의 표면 온도는 보통 수십만 켈빈 수준(100,000–1,000,000 K)으로, soft X-ray 영역에서 방출이 일어날 만큼 충분히 높다.

$3.$ 광도: 이들은 X선에서 매우 높은 광도를 보이며, 종종 $10^{36}–10^{38} \, \text{erg/s}$ 수준으로, 백색왜성의 에딩턴 광도에 근접한다.

$4.$ 스펙트럼: X선 스펙트럼은 흑체에 가까운 방출 형태를 보이며, 고에너지(hard) X선 성분은 거의 나타나지 않는다.