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| 중성자별을 만들어내는 II형 초신성에 대한 설명 (0:28-2:46) 쿠르츠게작트의 영상. |
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1. 개요
초신성(超新星, supernova[1][2])은 신성보다 에너지가 큰 별의 폭발을 가리킨다.전통적으로 '신성'과 '초신성'은 모두 빛나는 현상이 마치 새로운 별이 태어나는 것처럼 보이기 때문에 신성(nova, 새로운)이라는 명칭이 붙었다. 이와 유사하게 한자문화권에서도 손님 객(客)자를 써 객성(客星)이라고 기록한 표현이 반고의 《한서》등에 남아 있다. 그러나 관측 기술의 발전으로 이 천문 현상은 별이 태어나는 것이 아니라, 수명이 다한 별이 폭발하며 엄청난 에너지를 내뿜는 것이라는 사실이 밝혀지게 되었다.
2. 에너지
초신성이 발생할 시 나오는 에너지는 은하를 구성하는 별 수천억 개를 모두 합친 것과 맞먹는 밝기를 자랑하는데 우리가 관측할 수 있는 이 밝기조차도 초신성이 내놓는 실제 에너지의 1%에 불과하다. 나머지 99%의 에너지는 물질과 거의 반응하지 않는 중성미자로 방출된다.초신성이 지구에서 태양거리 1억5천만km의 2배인 2AU 이내의 거리에서 폭발할 경우 중성미자 피폭만으로도 죽을 수 있을 정도의 에너지다. # 태양의 표면에선 매초 손톱만한(1제곱센티미터) 면적에 7백억 개씩 뿜어져 나오며 그 중 300만 개가 매초 인체를 지나가는데도 전혀 반응하지 않을 정도로 반응성이 떨어지는 게 중성미자이기 때문에 그 규모를 짐작케 한다. 물론 2AU가 아니라 몇 광년 더 멀리 떨어져있어도 감마선과 X선으로 지구는 폭삭 익어 버린다.[3]
초신성 폭발의 에너지 단위는 FOE[4]다. 스토니 브룩 대학의 제랄드 E 브라운과 한스 베테가 공동으로 연구를 하면서 만든 용어로 초신성 폭발시 발생하는 에너지 1044 줄 혹은 1051 에르그를 뜻한다.[5]
3. 분류
3.1. I형 초신성
I형 초신성의 스펙트럼에는 수소선이 나타나지 않는다. 처음에는 이러한 성질을 가지고 I형과 II형을 분류했으며 오늘날엔 기타 세부적인 특징과 생성 과정에 따라서 아래와 같이 3가지의 부수 유형이 알려져 있다.위에 있는 문자는 I(아이)가 아니라 로마 숫자 1이다. 그러니까 “1(일)형 초신성”이라고 읽으면 된다.
3.1.1. Ia형 초신성
Ia형 초신성은 백색왜성이 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. 이때 해당 백색왜성의 구성물질 전체가 동시에 열핵 반응을 하며 막대한 에너지를 터뜨려 초신성 폭발을 일으키게 되는 것. II형 초신성보다 더 강한 운동 에너지를 내보내나 전체적인 에너지는 II형의 60분의 1 수준이다.
폭발의 원리상 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. 다른 대표적인 표준 촉광은 거문고자리 RR형 변광성, 세페이드 변광성이 있는데 거문고자리 변광성과 세페이드 변광성은 밝아 봐야 항성에 불과하기 때문에 일정 거리 이상[6]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 등의 상황에서 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. 이때 칼슘, 규소 등을 많이 방출하고 철도 5% 정도 생성한다. 하지만 백색왜성의 주요 구성 원소가 비교적 가볍기 때문에 아주 무거운 원소는 생성하지 못하고 은이나 팔라듐을 생성하는 정도이다. 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 매우 흔하며, 우주로 범위를 넓혀도 97%의 항성이 맞게 될 최후다. 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.
천체의 거리를 측정할 때 이 Ia 형 초신성 폭발의 밝기에 의존도가 아주 큰데, 문제는 여기서 '구성 원소의 비율 차이에 따라 Ia형 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 백색왜성과는 다르다는 뜻이다. 여기서 저 원소 구성비에 따라 밝기가 다를 수 있는 것이 사실이라면 우리가 백억 광년 같은 먼 천체에서 발견된 Ia 형 초신성 폭발의 밝기를 지금의 원소 구성비 하에서의 폭발과 동일할 거라 가정하고 거리를 추측하는 것 자체가 틀린 계산이 되어버릴 수 있다.
3.1.1.1. Iax형 초신성
헬륨 때문에 백색 왜성이 증가하다 찬드라세카르 한계를 넘겨 폭발하는 경우 Iax형 초신성 폭발이 발생한다. Iax는 Ia형 초신성의 5~30% 비율로 발생할 수 있으며, 폭발의 위력이 부족해 백색왜성이 완전히 파괴되지 않고 좀비별이 탄생한다.3.1.2. Ib/Ic형 초신성
Ib형 초신성 및 Ic형 초신성은 볼프–레이에별 또는 근접 쌍성계의 적색 초거성이 일으키는 초신성 폭발이다. 수소 흡수선이 관측되지 않는 초신성이다.Ib형은 la형에서 관측되는 규소선이 관측되지 않으나 헬륨선을 관측할 수 있으며, lc형은 규소선과 헬륨선이 모두 관측되지 않는다.
볼프–레이에별은 태양 질량의 40배 이상이며 높은 금속을 포함한 별들의 주계열성 이후 진화 단계로, 자신의 빠른 항성풍에 의해 껍질층을 모두 날려버린 별이다. 따라서 뜨거운 내부가 그대로 노출된 별이라고 볼 수 있다. 볼프-레이에별은 시간이 지날수록 점점 더 많은 물질을 방출하는데, 초신성 폭발 직전의 볼프-레이에별의 외포층의 구성 원소에 따라 Ib형 및 Ic형 초신성이 결정된다. Ib 초신성은 헬륨 대기를 가진 볼프-레이에별이 일으키는 초신성이며, Ic형 초신성은 탄소 껍질을 가진 볼프-레이에별의 초신성이라고 생각된다. 볼프-레이에별에 대한 더욱 자세한 설명은 해당 볼프-레이에별 문서 참조.
학계 일부에서는 서로의 외부 대기를 주고받을 수 있는 근접 쌍성계에서 한쪽 별에 수소 껍질을 빼앗긴 별들이 Ib형 초신성을 일으킬 수 있다는 의견이 제기되었으나 아직까지 동반성에게 수소 껍질을 뺏긴 헬륨성이 관측되지 않았기 때문에 이 모델의 입증에 어려움이 있다.
3.2. II형 초신성
태양 질량의 12배[7]이상의 매우 무거운 항성이 일으키는 초신성 현상으로, 니켈과 철로 구성된 중심핵의 중력붕괴로 일어난다. 중원소 함량[8]에 따라서 최종적인 결과가 정해진다. 태양 질량의 25배 이하라면 중성자별을 남기게 되며 태양 질량의 25~40배 사이이고 금속 함량이 태양보다 적거나 비슷하다면 처음에는 중성자별이 생성되지만, 그 즉시 주변 물질이 낙하하여 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 초과하게 되어 블랙홀로 붕괴한다.태양 질량의 40~90배 사이이면서 금속 함량이 낮거나 태양 질량의 90배를 초과하는 경우에는 항성의 중심핵이 초신성 폭발 없이 즉시 블랙홀로 직접 붕괴하며 극초신성과 감마선 폭발을 동반한다.
광도곡선상에서 광도의 감소가 시작된 후 평면부가 나타나는 것을 II-P형, 평면부 없이 등급이 선형적으로 감소하는[9] 것을 II-L형으로 구분한다. 둘의 차이를 만드는 것은 초신성 폭발 당시 남아있는 수소 외피의 양이다. 초거성의 수소 외피는 폭발이 일어날 때 완전히 전리되었다가 폭발에서 나온 분출물(ejecta)이 팽창하여 온도가 감소하면 바깥쪽부터 점차 재결합되어 수소 원자가 된다. 이때 재결합 과정에서 에너지를 방출하고, 또한 재결합 과정에서 불투명도가 감소하여 재결합이 진행됨에 따라 점차 분출물 안쪽의 아직 온도가 높은 층에서 나오는 복사가 관측자에게 도달하기 때문에 수소 외피의 양이 많을 경우 초신성의 광도가 한동안 일정하게 유지되는 것처럼 보인다.
또한 스펙트럼에서 나타나는 특성을 기준으로 한 2가지 추가 분류인 IIn형과 IIb형이 있다. 보통의 초신성은 폭발에 따른 분출물이 고속(수천 km/s 가량)으로 확산되기 때문에 매우 넓은 방출선이 관찰되지만, IIn형은 보통의 초신성과 달리 좁은 수소선이 관찰된다. 이것은 초신성 폭발 이전에 겪은 질량손실이 매우 커 폭발 당시 별 주위에 다량의 가스구름이 있을 때 나타나는 특성으로, 밝은 청색 변광성과 같은 형태의 별에 의해 일어나는 것으로 추정된다. IIb형은 보통의 II형 초신성과 Ib형의 특성을 함께 갖는 초신성으로, 초기에 수소선이 나타나다가 곧 사라져 lb형과 유사한 스펙트럼을 갖게 되며 광도곡선에서 두 개의 피크가 나타난다. 이것은 초거성으로 진화하는 과정에서 동반성과의 상호작용에 의해 외피를 상당 부분 잃은 항성에 의해 나타나는 것으로 추정된다.
태양 질량의 12배 이상의 별들은 질량이 충분히 무거우므로 항성 핵융합 반응을 계속 진행해서 마지막인 규소 핵융합에 도달한다. 그런데 여기서 문제가 생긴다. 규소 핵융합의 지속시간은 길어야 1일에 불과할 정도로 극히 짧고 규소 핵융합이 일어나는 중심핵의 온도는 27~35억 켈빈에 달하는 극고온 상태라서 핵자가 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되어 아원자 입자(양성자, 중성자 등)를 방출하는 광붕괴 현상이 일어나 니켈-56에서 핵융합이 사실상 종료된다. 그리고 니켈-56은 불안정하므로 6일의 반감기를 거쳐 코발트-56으로 붕괴하며, 코발트-56은 다시 약 77일의 반감기를 거쳐 안정한 철-56으로 붕괴한다.[10]
더 이상 핵융합 반응을 일으킬 수 없는 니켈과 철이 중심핵에 자리를 잡으면, 중심핵을 쥐어짜는 항성 자체 질량의 중력은 그대로이지만 이에 대항할 복사압이 형성되지 못하므로 결국 중심핵은 더 이상 자신의 중력을 감당하지 못하고 급격한 수축을 일으킨다. 그 결과, 중심핵 바깥쪽에 있던 해당 초거성을 구성하던 모든 물질은 갑자기 바닥이 사라진 꼴이 되었으므로 항성의 중심부로 '쏟아지게' 된다.
이 중력붕괴로 인해 중심핵은 내파 현상이 일어나 막대한 압력이 가해져 철을 구성하던 양성자가 전자를 흡수하는 전자 포획이 일어나[11] 모든 핵자가 중성자로 변하며 중심핵은 붕괴가 멈추고 그대로 중성자 덩어리(=중성자별)가 되어 안정된다. 그러나 중심핵만 이렇게 붕괴를 멈추고 안정화된 것일 뿐, 중심핵으로 쏟아져 내리던 외부 층은 멈추지 않고 광속의 약 4분의 1까지 극도로 가속하여 중성자별이 된 중심핵에 차례대로 충돌, 막강한 충격파가 발생한다.[12]
이렇게 발생한 천문학적인 강도의 충격파는 매우 빠른 속도로 별의 바깥쪽을 향해 나아가며 쏟아지던 모든 물질을 초고온으로 가열시킨다. 이때 온도는 별의 질량에 따라 다르지만 최소 1천억 K에서 1조 K에 달하며, 이 극단적인 온도와 압력 속에서 별의 외부 구조를 이루던 철 이하 모든 원소들이 일시에 핵반응을 일으키게 된다. 또한 이 때 고속 중성자 포획 현상이 발생하여 일반적인 핵융합 과정에선 형성되지 않는 철보다 훨씬 무거운 중원소들이 마구잡이로 생성되며, 이렇게 생성된 원소들 중에서 반감기가 극히 짧은 불안정한 동위원소들이 자발적 핵분열을 일으키며 에너지를 추가로 방출한다. 그리고 별을 관통하는 충격파가 표면에 도달하는 순간 별은 완전히 산산조각나며, 내부에 쌓여있던 막대한 에너지가 한꺼번에 우주로 방출되며 엄청난 폭발을 일으킨다. 어느 정도로 엄청나냐 하면 초신성 한 개의 밝기가 그 초신성이 속한 은하 나머지 전체의 밝기와 비슷해질 지경에 이른다. 참고로 우리 은하의 밝기는 약 태양의 천억 배 정도이다.[13]
3.3. 전자 포획 초신성
1980년 도쿄대학의 노모토 켄이치 교수가 예측한 종류의 초신성이다. 백색왜성을 형성하기엔 무겁지만 핵이 축퇴되어 초신성이 되기에는 가벼운, 태양질량의 8~10배의 질량을 가지고 축퇴된 산소, 네온, 마그네슘 핵을 가진 항성에서 발생한다. 연료를 다 소모한 항성의 중심핵이 중력에 의해 축퇴를 거쳐 고온, 고밀도 환경이 되며, 그 질량이 태양질량의 1.37배에 도달하면 중심핵을 구성하는 원자가 전자를 포획하게 된다. 그 결과로 중심핵의 전자 축퇴압이 감소하면서 찬드라세카르 한계에 도달한 철핵과 같은 형태의[14] 중력붕괴를 일으켜, 규소를 핵융합해 철핵을 만들기에는 가벼운 질량임에도 중성자별을 남기는 초신성 폭발이다.2018년에 외부은하 NGC 2146(지구로부터 3100만 광년 떨어져 있다)에서 관측된 초신성인 SN2017zd가 전자포획 초신성이었으며, 1054년에 초신성 폭발을 일으킨 게 성운도 2021년의 논문에 의하면 전자 포획 초신성으로 밝혀졌다.
3.4. 의사 초신성
Supernova imposter라고 부르는 현상이며 '의사 초신성' 또는 '초신성 위장 현상' 또는 'V형 초신성'이라고도 부른다.일반적인 신성보다는 훨씬 밝은 폭발이기에 초신성으로 여겨지나, 실제로는 별이 파괴되진 않은 경우를 의미한다. 머지 않은 시간[15]이 경과하면 진짜 별이 폭발하는 초신성이 발생할 것으로 예상한다.
밝은 청색 변광성으로 분류하기도 하며, 용골자리 에타가 이에 속한다.[16]
3.5. 쌍불안정형 초신성
쌍불안정형 초신성(Pair-instability supernova)은 별 내부에서 원자핵과 감마선이 충돌하여 형성된 양전자와 전자의 쌍소멸로 인해 핵 내부의 열적 압력이 감소함으로써 발생하는 초신성 현상이다.이러한 현상이 발생하려면 별이 충분히 무거우면서 중원소 함량이 태양의 8만 7천분의 1 이하로 매우 낮아야 한다. 태양질량의 100배 이상으로 큰 질량을 가지면서 태양 정도 수준의 중원소 함량을 가진 별은 볼프-레이에별을 거쳐 Ib형이나 Ic형 초신성 폭발을 일으킨다.
- 먼저 별의 질량이 태양의 100배 미만이면 내부에서 발생하는 쌍생성이 충분하지 않아서 쌍불안정형 초신성 현상이 일어나지 않는다. 중원소 함량에 따라 그 최후가 갈리는데, 금속 함유량이 적으면 초신성 폭발 없이 바로 블랙홀로 붕괴하고, 태양 정도의 금속 함유량이라면 중성자별을 남기지만 주변 물질이 바로 중성자별에 낙하하여 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 넘어 최종적으로 블랙홀로 붕괴한다. 금속 함유량이 매우 높다면 질량에 상관없이 무조건 중성자별을 남긴다.
- 100~130배일 경우 쌍생성이 일어나기에 충분하지만, 문제는 쌍생성이 충분히 일어나도 그것이 핵 내부의 열적 압력을 감소시키기에는 충분하지가 않게 된다. 대신, 수축을 이겨내고 다시 별을 평형상태로 돌려놓는 맥동 현상이 일어나며, 이 과정에서 질량이 상당히 방출되어 오랫동안 겪게 되면 결국 질량이 태양의 100배 미만으로 감소하여 안정되며 중원소 함량에 따라 다른 최후를 맞게 된다.
- 130~250배일 경우, 드디어 쌍불안정형 초신성이 발생할 수 있다. 이 질량 범위의 항성 내부에는 핵융합 반응을 하지 않는, 크지만 밀도가 낮은 산소로 구성된 중심핵이 존재하는데 극도로 높은 온도에서 생성되는 감마선의 복사압으로 중력에 대항한다. 이런 상황에서 중심핵의 온도가 더욱 상승하면, 감마선이 쌍생성 반응을 일으키는 데 필요한 에너지 한계를 넘어서게 되어 고에너지 감마선이 원자핵과 충돌하여 전자와 양전자의 쌍생성-쌍소멸 반응을 일으킨다. 그러면 중심핵의 복사압을 유지시켜주던 감마선이 줄어들어 중력이 중심핵을 더욱 쥐어짜며 이로 인해 중심 핵의 온도가 상승하여 더 많은 쌍생성-쌍소멸 반응을 유도하고, 이게 다시 복사압을 더욱 감소시키는 양성 피드백 반응인 열폭주(thermal runaway)현상을 일으킨다. 결국 항성의 중심핵은 중력붕괴를 일으키고 이때까지 핵융합 반응을 하지 않던 산소가 드디어 폭발적인 핵융합 반응을 하면서 항성 전체로 열 에너지가 전달되어 별 전체에서 핵융합 반응이 일어나는 아수라장이 된다. 이로 인해 별 전체를 날려버리는 대폭발이 일어나며 폭발후에는 중성자별이나 블랙홀 같은 잔해를 전혀 남기지 않으며 거대한 성운만을 남긴다.
- 250배 이상일 경우 처음에는 쌍불안정형 초신성의 양상으로 가다가 원자핵이 고에너지 감마선을 흡수해 들뜬 상태가 되면서 양성자나 중성자를 배출하는 광붕괴 현상이 발생하여 별이 더 빨리 수축해 항성질량 블랙홀을 잔해로서 남기게 된다.
4. 감마선 폭발
감마선 폭발 문서도 참조.우주에서 가장 강력한 폭발로 알려져 있다. 영어로는 감마 레이 버스트(Gamma ray burst)라고 하며 100초 이상 지속되는 긴 폭발과 2초 이내에 끝나는 짧은 폭발이 있다. 발생원인에 대해서는 여러 설이 있다.
- 중성자별 두 개가 충돌하는 경우.
- 중성자별과 블랙홀이 충돌하는 경우. 킬로노바 참고.
- 마그네타에서 성진이 일어나는 경우. 자세한 건 중성자별의 마그네타 문단 참조.
- 붕괴성(collapsar) 형성. 빠르게 회전하는 항성 중에서 태양 질량의 15배를 넘는 항성은 수명을 다해 중심핵이 축퇴되어도 별을 날려버릴 정도의 에너지를 내지 못해 초신성 폭발이 일어나지 않고 중심핵이 즉시 블랙홀로 붕괴되며 이를 붕괴성이라 한다. 이 과정으로 생성된 블랙홀은 각운동량 보존의 법칙에 따라 항성이던 시절에 가진 빠른 회전 속도를 유지하여 자기 주변의 물질을 빨아들이는 강착원반을 생성하게 되고, 상대론적 제트를 형성하여 X선과 감마선 폭발을 일으켜서 극초신성(hypernova) 현상이 일어난다.
정체는 아직 모르지만, 어마어마한 감마선을 방출하므로 1차 대멸종의 용의자로 의심받고 있다. 특히 극초신성의 경우 별의 자전축방향, 즉 지구로 치면 남극과 북극 방향으로 강력한 감마선을 집중 방출할 것으로 예상되는데 이것이 대멸종을 유발했다고 추측하는 가설이 있다.
서기 774년이나 775년에 감마선 폭발이 지구를 덮쳤다는 주장이 나왔다. 일본 학자들이 고대 백향목과 남극의 얼음을 조사한 결과 탄소 14와 베릴륨 10의 농도가 비정상적으로 높았고, 독일 과학자들이 그 원인으로 2개의 중성자별이 충돌해서 일어나는 감마선 폭발을 지목한 것이다.
5. 폭발 이후
초신성의 잔해는 거대한 가스 구름, 즉 성운이 되는 것이 일반적이다.초신성이 폭발하고 나면 뒤에 남는 핵은 일반적으로 그 질량에 따라 작으면 중성자별, 크면 블랙홀로 변하게 된다.[17] 하지만 질량도 중요하지만 질량보다 더 중요한 것은 별이 처음 탄생했을 당시 별이 가지고 있었던 중원소의 양에 따라 다르다. 항성이 처음 태어났을 때 자신이 가지고 있던 내부의 중원소의 양은 별이 초신성 폭발을 했을 시 어떻게 되느냐에 절대적이기 때문이다.(자세한 것은 항성 문서를 참고하자.)
초신성이 폭발하면 당연히 그 일대는 쑥대밭이 된다. 가장 큰 피해를 일으키는 것은 고에너지 감마선. 초신성의 폭발로 인해 피해를 보는 범위(생명체 괴멸)가 어느 정도이냐에 따라서는 천문학자들에 따라 의견이 분분하나, 약한 보통의 II형 초신성의 경우 7광년 정도, 강력한 I형의 경우 20-300광년에 이른다고 한다. 다행인 것은 지구 주변에는 이런 초신성 후보가 없다.[18]
6. 초신성 명명법
초신성의 명칭은 Supernova의 머릿글자인 SN과 관측 연도, 한 연도 안에서의 로마자로 나타낸 관측 순서의 조합으로 명명된다. 이때 관측 순서는 26번째까지는 A~Z까지의 로마자 대문자로, 그 이후 순서부터는 aa, ab, ac와 같은 형식으로 두 자리 이상의 로마자 소문자로 나타내며, 한 해에 1개의 초신성만이 관측되었다고 해도 반드시 A를 표시해준다.[19] 가령 SN 2014J는 2014년에 관측된 10번째 초신성을, SN 2011ge는 2011년에 관측된 187번째 초신성을 의미한다.1885년 이전에 관측된 초신성은 적용되는 규칙이 조금 달라서, 관측 순서를 나타내는 A와 같은 부호는 사용하지 않고 그냥 SN+연도 형식으로 명명한다. 사서의 기록이나 기타 문헌을 통해 1885년 이전에 관측된 사실이 확인되는 초신성은 총 8개로, 이 규칙은 이 8개의 초신성에만 적용된다. 가령 게 성운을 만든 1054년의 초신성은 이 규칙을 적용해 SN 1054로 부른다.
7. 관측된 초신성
기원전 10,300년~9,000년 무렵에 돛자리에 있는 815광년 거리의 별에서 초신성이 폭발하였으며, 당시의 겉보기 등급은 -13등급으로 추정되는데 이는 달보다 약간 밝은 것이다. 선사시대의 인류도 이 초신성을 보았을 것이지만, 문자가 없었던 시절이라 기록으로 남지 못했다. 이 초신성의 잔해는 돛자리 초신성 잔해로 남아 있다.우리 은하에서 폭발한 초신성 중에 최초로 역사에 기록된 것은 185년에 관측된 것으로, 중국인들에 의해 관측되고 기록되었다.[20] 후한서 천문지에는 "중평(中平) 2년 10월 계해일(율리우스력 12월 7일)에 객성이 남문[21] 가운데에 나타났는데, 크기가 대자리(筵)의 절반만 했다. 오색으로 밝게 빛났다 희미해졌다 하다가 서서히 줄어들어서 이듬해 6월이 되자 사라졌다"고 한다.# 이 초신성은 후세에 "SN 185"로 이름지어졌으며, 대략 금성과 비슷한 -4등급 정도의 밝기였을 것이라고 한다.
1054년 7월 4일의 초신성은 지금의 황소자리 게 성운을 형성한 것으로 유명하다. 최대 밝기 -6등성으로, 퍼진 자취를 거슬러 보면, 지금으로부터 약 900년 전에 관측되었고, 중국 송나라, 일본의 기록에서 보이며, 아랍의 기록에서는 23일간 낮에도 보일 정도로 밝았으며, 653일간 밤하늘에 보인다고 기록되었다.
우리 은하에서 폭발한 마지막 초신성은 1604년에 관측되었다.[22] 유럽, 중국, 한국, 아랍 등의 기록에서 찾아볼 수 있으며, 케플러가 자세히 연구했으므로 '케플러의 초신성'이라고 부르기도 한다. 선조실록에도 이 초신성을 관측한 기록이 130회가량 남아 있으며 이 기록은 이 초신성이 Ia형 초신성임을 알아내는 데 상당한 공헌을 했다.[23][24]
육안 관측 가능한 초신성은 1987년에 대마젤란 은하에서 관측된 초신성 1987A로 안시등급은 2.9인 별 정도로 보였다. 지구 근처에서 터지는 게 아니라면, 우리은하의 초신성 폭발을 육안으로 보는 건 꽤 행운이라 할 수 있겠다. 한편, 외부은하에서도 초신성이 폭발하는데, 한 달에도 몇 건씩 관측된다.
지구와 근접한 초신성 후보로는 페가수스자리 IK, 베텔게우스와 안타레스가 있으나,[25] 충분히 멀리 떨어져 있으니 큰 영향은 없을 것이다. 조만간 폭발할 후보로 용골자리 에타가 있으나, 거리가 더 멀고 자전축이 지구와 어긋나 있어 직접적 피해는 없을 가능성이 높다. 참고로 용골자리 에타는 극초신성 후보이다.
다만 백조자리에 위치한 알비레오[26]가 다소 불안한데 이 별은 400만 년 정도가 지나면 태양계에 80광년 정도까지 접근할 것으로 예상된다. 그리고 만약 이 정도 거리에서 알비레오가 II형 초신성 폭발을 일으킨다면 지구에 충분히 영향을 줄 수 있기 때문이다.
그리고 진짜로 해가 없는지 검증할 기회가 생겼는지도 모른다. 2012년에 베텔게우스가 폭발한다는 주장이 제기되었다! 다만 이는 기사에서 약간의 오해가 있었던 것으로, 원래의 설명은 2012년에라도 폭발할 수 있다는 것뿐이었다. 현재의 과학기술로는 1년 이내에 초신성이 될 별을 가려낼 수 있는 특별한 방법이 없다.[27] 이는 초신성 연구에서 하나의 제약 요인이기도 한데, 초신성이 발견되었을 때는 대개 이미 폭발 후 어느 정도 시간이 지난 이후이기 때문이다.[28] 이 때문에 초신성의 극초기 광도곡선은 많은 경우 얻을 수 없고, 얻는 것 자체가 매우 어렵다. 물론 현대에는 각종 서베이 관측이 활발하고 또한 활발해지는 추세이기 때문에, 앞으로 초기 광도곡선이 관측되는 초신성이 보다 늘어날 여지는 있다.
초신성의 후보가 되려면 매우 무거운 별이어야만 하고, 이런 무거운 별은 우주에서도 드문 편이기 때문에 초신성의 폭발에 직접 노출된다는 것도 확률이 그리 높은 것은 아니다.[29] 우리 은하에서 초신성 폭발의 후보가 될 만한 별의 개수는 대략 1만 3천개 정도로 추정되지만, 우리 은하의 별이 4천억 개이므로 단순 확률로는 3천만분의 1이다. 즉 매우 희귀하다. 안타레스 A 또한 B형 주계열성 출신에 질량 또한 태양의 11 ~ 14배 정도로 초신성이 될 수 있는 마지노선에 있는 별이라 상황에 따라 백색왜성으로 남을 여지가 있는 별이다.
약 150만 년 전과 230만 년 전후 태양계 근처에서 폭발한 1개 또는 그 이상의 초신성들이 최근 해양지각의 철60 동위원소 분석을 통해 관측되었다. 원본 한글 250만년 전 지구 근처에서 폭발한 초신성 폭발도 있다.#
2013년에 관측한 신호 중 하나가 폭발한 지 3시간 만에 발견된 초신성이었다고 한다. #
7.1. 초신성 1987A
초신성 SN 1987A는 청색초거성이 초신성 폭발을 일으킨 것이다. II형 초신성이므로 처음으로 청색초거성이 초신성을 일으킨 관측상 최초의 기록이기도 했다. 즉 청색초거성은 초신성 폭발을 일으키는 게 불가능하다는 편견이 깨진 것이다.1604년 발견된 초신성 이래 폭발 당시에 육안으로 볼 수 있었던 두 번째 초신성으로 기록되었다.
7.2. ASASSN-15lh
8. 기타
- 주로 스포츠 분야에서 큰 두각을 나타내는 신인 선수를 초신성이라고 많이 부르는데 한자어 그대로만 해석하면 맞을 수도 있으나 앞서 서술했듯이 과학적인 정의로서의 초신성은 별의 탄생이 아닌 소멸 단계에서 엄청난 빛 형태의 에너지를 폭발 형태로 방출하는 현상이므로 해당 정의를 따르면 신인에게 쓰기엔 부적합한 별칭이며 오히려 리오넬 메시나 데프트처럼 은퇴를 앞둔 베테랑 선수가 눈부신 업적으로 노익장을 과시할 때 쓰는 게 적절하다고 할 수 있겠다.
- 폭발 과정에서 생겨나는 엄청나게 높은 온도는 안정된 별에서는 일어날 수 없는 다양한 핵반응을 일으키며, 이 과정에서 우리가 아는 대부분의 원소가 만들어지게 된다. 즉 철보다 무거운 원소[30]는 모두 초신성이 만들어낸 원소이고, 따라서 인간을 포함한 생명체는 초신성이 없었다면 탄생할 수 없었을 것이다.
- 초신성 폭발은 우라늄 뿐 아니라 플루토늄이나 캘리포늄 등 무거운 원소까지도 빠르게 합성한다. 그러나 우라늄보다 무거운 원소들은 반감기가 지구 나이에 비해 월등히 짧기에 거의 남아있지 않다. 초신성을 통한 핵합성의 한계는 원자량 270 정도일 것으로 예상되며, 시뮬레이션에 따르면 다름슈타튬(110번 원소)보다 무거운 원소들은 거의 생기지 않는다고 한다. 출처 이 이후로는 자발적 핵분열을 하는 동위원소가 흔하기 때문이다. 그러나 이와는 별개로 안정성의 섬까지 도달할 가능성이 있을 것으로 보는 예측도 있다.[31] 참고로 페르뮴 동위원소는 초신성 폭발 핵합성을 방해하지 못한다. 급격한 중성자 흡수로 인해 자발적 핵분열을 하는 페르뮴 동위원소를 건너뛸 수 있기 때문이다.
- 초신성의 최고 절대등급은 유형에 따라 일정하고 그 굉장한 밝기로 인해, 외부은하까지 거리를 측정할 수 있는 기회가 되기도 한다. #
- 서울대 윤성철 교수의 초신성 오디오강의 PLAY
- 바운스볼의 21번째 월드이다. 이하는 해당 항목 참조.
- R136a1은 중원소 함량이 태양의 35%이며, 태어날 때 이미 에딩턴 한계의 40% 이상이었다.(325 태양질량) 항성이 태어날 때 별을 만드는 재료인 성간물질의 밀도가 높고 별은 더 커질 수 있다. 이 별은 [math({10}^{24})] 테라톤급의 초신성을 맞이할 것으로 보인다.
[1] Superstar라고도 불리지만 학술용어는 아니다.[2] 복수형은 Supernovae이고, 단수형과 복수형은 각각 약칭으로 SN과 SNe라고 적는다. 학술논문을 찾아보면 이 두 약칭을 흔히 찾아볼 수 있다.[3] 초신성을 일으킬만한 초거성이 2AU밖에 안 되는 거리에 있다면 폭발이전에 복사열만으로도 생명체는 살 수 없을 것이다.[4] (ten to the power of) fifty-one ergs[5] 천문학계에서는 현재도 SI 단위계보다는 CGS 단위계를 좀 더 보편적으로 사용한다. 현대에는 천문학에서도 SI 단위계의 사용을 늘리려는 시도가 있고, 그 때문에 교재에서는 SI 단위를 사용하기도 하지만 논문 등에서는 여전히 CGS 단위계를 사용하는 경우가 더 많다.[6] 거문고자리 변광성은 우리 은하 내, 세페이드 변광성은 약 1억 광년[7] 9배 혹은 그 이하로 보는 견해도 있다.[8] 문서 여기저기서 쓰이는 금속 함량과 같은 말이다.[9] 실제 광도는 로그스케일로 감소하지만, 등급은 광도의 영점에 대한 비에 상용로그를 취하여 2.5를 곱한 값에 상응하기 때문에 등급은 선형적으로 감소하는 것으로 나타난다.[10] 또한 56Ni와 56Co의 방사성 붕괴에 따른 에너지 방출은 초신성 폭발 이후 단계에서 분출물의 추가 에너지원으로 작용하여 폭발 이후의 광도 변화에 영향을 주는데, 특히 Ib형과 Ic형 초신성에서 그 역할이 중요하다.[11] 전자포획은 전자를 흡수함과 동시에 전자 중성미자를 방출하는 반응이므로 초신성 폭발 직전에 대량의 전자 중성미자가 별을 빠져나간다. 또한 이 반응을 통해 전자 축퇴압이 감소하면서 그 결과로 중력붕괴가 빠르게 일어난다.[12] 비슷한 원리를 집에서도 실험해 볼 수 있다. 농구공, 축구공, 야구공, 탁구공 등 큰 공 위에 작은 공들을 크기 순으로 포갠 후 떨어뜨리면 맨 아래에 있는 농구공이 되튀는 탄성이 연쇄적으로 전달되어 맨 위의 탁구공은 어마어마한 속도로 튕겨져 나간다.[13] 하지만 폭발 자체의 위력은 백색왜성이 폭발하는 Ia형보다는 약하다.[14] 철핵의 중력붕괴가 시작될 때 철핵에서도 같은 현상이 일어난다.[15] 단, 천문학에서는 몇만년도 '짧은 시간'이다.[16] 다만, 청색초거성 및 청색극대거성인 항성들에게만 부여되는 명칭이다.[17] 중성자의 축퇴압은 태양 질량의 3배 정도이다. 즉 핵의 질량이 태양 질량의 3배가 넘어가면 블랙홀로 붕괴한다.[18] 아이러니하게도 복잡한 생물체가 진화하려면 철보다 무거운 원소가 필요하기 때문에 모성의 항성계가 초신성의 잔해가 있던 곳에서 생겨야만 한다.[19] 한 해에 1개의 초신성이 관측된 마지막 해는 1947년이다. 현대에는 초신성 탐색 및 각종 서베이 관측이 활발해 한 해에 하나의 초신성만이 관측될 가능성은 없다시피 하다.[20] 바로 전 해에 황건적의 난이 일어나 그 유명한 삼국지의 시작을 알리며 중국 대륙이 대혼란기에 빠져들기 시작한 무렵이다.[21] 남쪽 문이 아니라 센타우루스자리 알파성[22] 사실 1604년 이후로도 최소 두 차례의 초신성 폭발이 더 있었지만(잔해로 증명되었다) 그리 밝지 않아서 눈에 잘 띄지 않아 기록되지 않았다.[23] 당시 조선에서는 이 초신성 폭발을 하늘의 경고라고 여겨 몹시 불길하게 여겼다.[24] 최초 관측 기록은 10월 9일 이탈리아에서의 관측이며, 이튿날인 10월 10일에는 명나라에서 관측되었고, 그로부터 사흘 후인 10월 13일에는 조선에서 관측되었으며, 10월 17일에는 프라하에서 케플러에 의해 관측이 이루어졌다.[25] 사실 모든 적색초거성이 초신성 후보라고 보면 된다.[26] 쌍성으로 유명한데 유독 두 별의 색 차이가 뚜렷하기 때문이다.[27] 엄밀히 말하자면 초신성의 폭발이 그 즈음에 관측된다는 얘기다. 즉, 100광년 떨어진 곳에 있는 초신성이 폭발한 게 지구에서 관측되면 관측시점에서 그 초신성은 이미 100년 전에 폭발했고 100년 만에 폭발하는 모습이 지구까지 도달한 것이다.[28] 초신성 관측은 우연히 이루어지는 경우가 적지 않기 때문에 아마추어 천문학자들이 종종 기여하는 분야이기도 하다. 지금도 간혹 아마추어 천문학자들이 사진 촬영 중 우연히 어떤 초신성을 최초로 발견하는 일이 있다.[29] 태양은 초신성 폭발을 일으키기에는 질량이 터무니없이 작은 별이지만 사실 태양만 해도 제법 큰 별에 속한다. 우리 은하의 있는 별의 대다수는 적색왜성이기 때문이다. 태양이 어두운 별이라는 이야기는 관측 기술이 부족했던 시절에 생겨난 오해이다.[30] 적색거성에서는 중성자포획으로 인한 비스무트까지 형성된다.[31] 일부 광물에서 초중원소의 붕괴 흔적으로 추정되는 흔적을 발견했기 때문이다.