4. 초신성
초신성은 육안으로도 보일 수 있기 때문에 아주 오래 전부터 그 관측에 대한 역사적 기록들이 있다. 그러나 당시에는 초신성의 과학적 원리를 알 수 없었기 때문에 태양이 2개가 되었다거나 혹은 새로운 별이 탄생했다는 뜻에서 신성으로 불리곤 했다. 갑자기 별이 은하계 전체 만큼이나 밝아지는 이 현상은 오랜 세월 수수께끼였으나 20세기에 와서 천문학과 물리학의 발전으로 그 메카니즘이 규명되고 있다.
(사진은 NGC 4526 은하와 1994년에 발견된 초신성 1994D 의 사진이다. 1994D 는 좌측 아래다. 본래 별의 밝기는 수십억개의 별이 모여 생긴 은하 자체에 밝기에 비하면 아무 것도 아니다. 그러나 초신성 폭발이 일어나는 순간 이 밝기는 은하와 비교해도 보일 만큼 밝아진다. Credit: NASA, ESA, The Hubble Key Project Team, and The High-Z Supernova Search Team )
일단 초신성의 종류는 아래와 같이 크게 나눌 수 있다. 각각의 타입은 발생 메카니즘과 특징이 차이가 나기 때문에 하나씩 설명드린다.
(Minkowski - Zwicky 분류 )
Type Ia 초신성
Type la 초신성은 백색왜성이 폭발하는 경우이다. 앞서 백색왜성에 대해서 설명했듯이 탄소 - 산소로 구성된 일반적인 백색왜성은 찬드라세카 한계에 해당하는 태양 질량의 1.4 배에 도달하면 전자의 축퇴압으로도 중력을 버틸 수 없어 중심으로 붕괴된다. 그런데 Type la 초신성의 경우 백색왜성이 질량을 흡수하여 이 단계 직전에 폭발한다. 그런데 어떻게 백색왜성이 질량을 흡수하게 되는 것일까 ?
가장 흔하게 제시되는 모델은 바로 두개 이상의 항성이 같이 공전하다 하나가 먼저 백색왜성이 되고 이 백색왜성이 죽어가는 동반성으로부터 물질을 얻어 찬드라세카 한계 직전 질량까지 질량이 늘어나는 경우이다. 백색왜성의 동반성이 말기 단계에서 거성이 되면 부풀어 오르면서 주변으로 많은 물질을 잃기 때문에 백색 왜성의 강한 중력에 이 물질들이 빨려가서 주변을 강착 원반(Accretion Disk) 의 형태로 공전하다가 백색왜성으로 흡수된다
(동반성으로부터 물질을 흡수하는 백색 왜성, 강착 원반을 지닌 것이 백색왜성이다. This file is in thepublic domain because it was created by NASA. )
이렇게 흡수된 물질로 인해 백색왜성이 찬드라세카 한계를 넘게 되면 그 순간 중력 붕괴가 일어나 중성자성이 되리라 생각할 수 있지만 다 그런 것은 아니다. 실제로 백색왜성의 대부분을 차지하고 있는 탄소-산소 로 구성된 백색 왜성에서는 좀 다른 일이 일어난다.
대략 찬드라세카 한계에 근접한 태양 질량의 1.38 배에 이르게 되면 중력이 축퇴압에 근접하면서 엄청난 압력과 열로 인해 다시 백색왜성에서 탄소와 산소가 연소되기 시작한다. 항성과는 달리 백색왜성에서는 이와 같은 연소가 오랜시간 지속되기 힘들다.
항성에서는 중심부의 핵융합 반응과 중력이 서로 균형을 맞추면서 연소가 조절되지만 백색왜성에서 중력은 이런 식으로 온도에 의해 조절되지 않기 때문이다. 백색왜성에서 중력에 대항하는 것은 온도가 아니라 축퇴압이기 때문이다. 또 부분적으로는 밀도가 다른 물질이 있을 때 생기는 Rayleigh–Taylor instability및 난류로 인해 이 연소는 매우 극적으로 빨리 이루어진다.
지금까지 연구에 의하면 이 연소가 초음속 폭발로 일어나는지 아음속 급속 연소로 일어나는지 디테일한 부분에 대해서는 동의가 이루어 지지 않고 있다. 아무튼 이와 같은 연소가 일어나면 백색왜성의 탄소와 수소는 수초내로 더 무거운 원소로 변환되면서 막대한 에너지를 방출하게 된다. 이 에너지는 1–2×1044 J 에 달하는데 이 에너지는 강한 중력으로 결합된 백색 왜성을 산산 조각 내기에 충분하다. 이 경우 폭발의 속도는 초속 5천에서 2만 km 정도로 광속의 최대 6% 정도라고 생각된다.
이 폭발로 인해 Type Ia 초신성이 생겨난다. 그 밝기는 거의 일정하기 때문에 천문학에서 Type Ia 초신성은 매우 중요한 의미를 지닌다. Type Ia 초신성의 밝기는 Mv = −19.3 이다. (태양 밝기의 50억배) 따라서 아무리 멀리 떨어져 있어도 밝기를 안다면 거리를 측정할 수 있다. 먼거리의 은하들의 거리 측정은 Type Ia 초신성 관측에 큰 도움을 받고 있다. 특히 1998년 발견된 초신성은 우주가 가속 팽창한다는 중요한 증거 가운데 하나다.
(Type Ia 초신성의 탄생 메카니즘 CCL 에 따라 복사 허용 저자 표시 출처 : NASA, ESA and A. Feild (STScI); vectorisation by chris)
(1572 년 티코 가 발견한 티코의 초신성, Type Ia 초신성으로 육안으로도 관측이 가능했다. 지금은 거대한 가스 덩어리만 남아있다. 이 가스에는 산소와 탄소는 물론 그 보다 무거운 원소들이 담겨있어 지구 같은 행성이 생기는데 결정적인 역활을 한다. This file is in the public domain because it was created byNASA )
Type Ia 초신성 폭발에서 특히 많이 생성되는 원소는 바로 철이다. 앞서 이야기 했듯이 철은 별에게는 맹독성 물질로 생성됨과 거의 동시에 별은 폭발하고 만다. 이렇게 생성된 철과 그와 비슷하거나 가벼운 원소들은 은하계 전체로 퍼진다. 위에서 예로든 티코의 초신성 (SN 1572) 의 잔재물 (supernova remnant) 은 6500 에서 13500 광년에 이른다고 생각된다. 아마도 지구의 핵을 이루는 철이나 우리 몸에 존해하는 헤모글로빈의 철 역시 이런 방식으로 생겨났을 것이다.
물론 모든 백색왜성이 이런 과정을 거치지는 않는다. 앞서 설명한 산소 - 네온 - 마그네슘 (Oxygen - neon - magnesium) 백색 왜성의 경우 찬드라세카 한계에 이르면 Type Ia 초신성 같은 격렬한 폭발을 일으키는 대신 중성자성으로 붕괴될 것으로 예상된다. 이들은 이미 탄소보다 무거운 원소로 되어 있기 때문이다. 그러나 현재까지 우주에는 산소- 탄소 백색왜성이 가장 많다.
Type Ib 및 Type Ic 초신성
1940년대에 한스 베테와 더불어 초신성을 연구했던 Rudolph Minkowski 는 초신성을 스펙트럼 상 수소선의 존재 유무에 따라 Type I 과 II 로 나누었다. Type I 이 수소선이 없는 것인데 그 의미는 Type I 의 경우 수소가 존재하지 않는 다는 것이다. Minkowski - Zwicky 분류에서는 더 세분해서 특히 철이 풍부한 Type Ia 와 이온화 실리콘의 흡수선이 없는 Type Ib,c 로 나누었으며 여기서 헬륨 흡수선이 없는 것을 c 로 다시 세분했다. (위의 도표 참조) 이 초신성들의 탄생 메카니즘은 아마도 외각층을 잃어버린 거대 별의 초신성 폭발로 생각된다.
(거대 항성의 말기에는 위와 같이 원소별로 층이 생기게 된다. 각층은 실제 크기는 아니다. 물론 철이 생기는 순간 폭발하게 되므로 위의 그림은 개념도이다. CCL. 에 따라 복사 허용 저자 표시 저자 R. J. Hall)
앞서 설명한 울프 레이예 별이나 혹은 말기에 이른 별들 가운데는 강력한 항성풍으로 외각의 수소 층이나 헬륨층을 잃어버린 경우가 있을 수 있는데 이것이 바로 Type Ib, Type Ic 초신성의 원리라고 생각된다. 그래서 수소 및 헬륨 선이 존재하지 않는 것으로 보인다. 이들은 stripped core-collapse supernovae 라고 불리며 Type II 보다 드물게 발생된다고 생각된다.
(다음에 계속)
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