천문학 공부 초신성의 폭발 알아보기

1. 서론

이번에 공부할 천문학 내용은 초신성이 무엇이고 초신성은 왜, 어떻게 폭발하는지 초신성의 폭발로 인하여 어떠한 일이 발생하는지 또한 초신성 폭발이 일어나는 과정을 알아보겠습니다.

2. 초신성의 폭발

초신성 폭발의 잔해인 게성운입니다. 출처: 나사

초신성은 태양 질량의 10배 이상의 질량을 갖는 별이 진화의 마지막 단계에서 대폭발을 일으켜 엄청난 에너지를 맹렬하게 방출하면서 빛나는 현상입니다. 초신성 폭발이 일어나면 이전까지 어둡게 보이던 별이 수일 내에 그 밝기가 15등급 약 100만 배 이상 증가합니다. 이 불빛은 1주일 이상에 걸쳐 한 은하와 맞먹는 밝기로 빛납니다. 별의 밝기는 최대치에 이른 후 수년에 걸쳐 서서히 감소합니다. 초신성은 1930년대에 츠비키가 초신성이라는 용어를 처음으로 정의한 이후 체계적인 연구가 진행되었습니다.

초신성 폭발이 일어날 때 10000km/s 정도의 속도를 갖는 팽창하는 가스 껍질이 방출됩니다. 이 가스 껍질은 10만 년 이상 그 모습을 유지하게 됩니다. 이것을 초신성 잔해라고 부릅니다. 한편 초신성 폭발을 일으킨 별의 중심부는 순간적으로 안쪽을 향해 수축하여 중심부에는 중성자로 이루어진 반지름 10km 정도의 단단한 심이 생깁니다. 바로 이것이 중성자별입니다.

이 별은 상상을 초월하는 고밀도 천체입니다. 중성자별은 부피 1cm3 당 무게가 1000만 톤이나 됩니다. 또 이별은 고속으로 회전하면서 전자기파를 방출합니다. 이것이 펄사입니다. 질량이 더욱 큰 별은 중심에 블랙홀이 형성됩니다. 초신성 폭발은 폭발 전 별 내부에서 만들어진 중원소들과 폭발 시 중성자의 포획과정으로부터 만들어지는 중원소들을 성간 가스의 형태로 우주공간에 분산시킵니다. 이러한 성간 가스들은 우주 공간 속에서 새로운 별의 형성원이 됩니다.

3. 초신성 폭발이 일어나는 과정

초신성 폭발이 일어나는 과정은 다음과 같습니다. 핵융합 반응이 일어나고 있는 별의 중심에 철이 형성될 때가 되면 50억 도의 고온이 됩니다. 이런 고온에서는 감마선의 광도가 높아져 철의 핵이 광분해 되어 다량의 에너지를 흡수하여 압력이 저하합니다. 이 때문에 별의 중심은 불안정하게 되고 물질들이 중심부를 향하여 한꺼번에 떨어져 가는 중력 붕괴가 일어납니다. 중심은 매우 고밀도 상태가 되고 중성자만으로 된 심이 생깁니다.

심은 10초 정도 사이에 중성미자를 방출하고 식어갑니다. 중성자의 심이 형성될 때 충격파가 발생합니다. 이것이 초속 4000km나 되는 맹렬한 속도로 지진처럼 별의 표면에 전해집니다. 이때의 충격으로 별이 폭발하게 되며 충격파가 표면에 도달하면 별의 표면은 1만 k정도이던 것이 갑자기 50만 k의 고온으로 변하여 강력한 자외선을 방출하면서 팽창하기 시작합니다. 별 바깥층의 가스는 빛의 압력에 의해 바깥쪽으로 심하게 분출됩니다. 이 폭발은 초속 1~2만 km의 엄청난 가스 분출을 일으킵니다.

4. 초신성 폭발 후 별의 밝기

초신성 폭발을 일으킨 별의 밝기는 처음 몇 주동 안은 절대 등급으로 -18 ~ -19등급에 이르고 태양의 100억 배의 밝기로 빛납니다. 이는 한 은하가 내는 빛과 맞먹는 정도입니다. 그러나 실제로 우리가 가시영역에서 보는 초신성 에너지는 전체 에너지의 1%에 불과합니다. 초신성 에너지의 대부분은 중성미자와 초속 1만 km 이상의 속도로 우주공간 속으로 흩어지는 폭발 잔해물의 운동에너지로 나옵니다.
초신성 폭발로 분출되는 총에너지는 태양이 일생동안 방출하는 에너지 양과 같습니다. 초신성의 공식 명칭은 발견된 해와 발견된 순서에 따라 알파벳순으로 붙여집니다. 예를 들면 SN1987A는 1987년에 첫 번째로 발견된 초신성을 의미합니다.

5. 역사적으로 기록된 세 번의 초신성

역사적으로 기록된 초신성 폭발은 세 번 있었습니다. 첫 번째는 1054년에 황소자리에서 나타난 초신성으로 중국 송나라와 아나사지 인디언에 의해 기록되었습니다. 그 잔해가 게성운으로 관측되고 있습니다.
두 번째는 1572년에 카시오페이아 자리에 나타난 초신성으로 티코 브라헤가 기록하고 있습니다.
세 번째는 1604년 뱀주인 자리에 나타난 것으로 케플러가 기록하고 있습니다. 외부은하 관측에 의하면 한 은하 내에서 초신성 폭발은 약 50년마다 일어날 것으로 기대되지만 은하계 내에서는 1604년 이후 400년이 되도록 초신성이 나타나지 않고 있어 기이하게 생각되고 있습니다.

하지만 은하계 바깥에서는 많은 초신성이 발견되고 있습니다. 최근에는 1년에 20여 개 이상의 초신성이 발견되고 있습니다. 지난 1987년에는 바로 이웃에 있는 대마젤란 은하 내에서 초신성 폭발이 일어나 은하 계내 초신성 폭발을 기다리는 천문학자들의 갈증을 풀어주기도 했습니다.

6. 초신성의 분류

민코프스키는 초신성의 밝기가 최대로 되었을 때의 스펙트럼을 분석하여 제1형과 제2형으로 분류하였습니다. 제1형은 수소에 의한 흡수선 도는 방출선이 전혀 관측되지 않았습니다. 그리고 제2형은 수소선이 관측됩니다. 또한 폭발 후 시간에 따르는 광도의 변화도 서로 다르게 나타납니다. 이 차이는 폭발하는 별들이 서로 다른 특성을 갖기 때문입니다. 제1형은 늙고 질량이 작은 별에 의해서 생겨납니다. 제2형은 젊고 질량이 큰 별에 의해서 생겨납니다. 티코나 케플러가 관측한 초신성은 제1형으로 생각됩니다.

최근의 연구에 따르면 제2형 초신성은 스펙트럼에 수소선이 나타나므로 수소 표피를 갖고 있는 큰 질량을 갖는 별들의 자연적 종점인 폭발의 결과라고 합니다. 반면에 제1형은 태양 정도의 질량을 갖는 작은 별의 종점인 백색왜성이 쌍성을 이룰 경우 그 동반성으로부터 물질을 끌어와 반복해서 신성 폭발을 일으키다가 끌려들어 온 물질의 일부가 헬륨이나 탄소 또는 산소로 변하여 이 물질들이 별에 축적되어 찬드라 세카의 질량 한계인 태양 질량을 넘음으로써 정역학적으로 불안정해져 생기는 폭발 현상으로 설명되고 있습니다.

7. 결론 초신성은 별과 은하와 우주 형성 과정의 중요한 실마리를 제공하는 탄생과 진화의 비밀을 지니고 있습니다.

초신성은 절대 등급이 아주 밝기 때문에 은하들의 우주론적 거리측정의 기준으로서 사용됩니다. 초신성 관측은 천문학에서 가장 문제가 되고 있는 중원소의 형성과 별의 탄생과 진화에 대한 검증 그리고 외부은하들의 우주론적 거리 결정 문제 등 여러 분야에 걸쳐 공헌하는 바가 큽니다. 초신성 분류의 정밀도가 높아질수록 그것을 기준 삼아 결정되는 거리의 신뢰성이 높아지게 됩니다. 그리고 중원소들의 형성에 관한 기원을 더욱 정확하게 이해할 수 있기 때문입니다.

초신성은 그 자신의 죽음으로 모든 의미가 소멸되는 것이 아니고 새로운 별 생성의 중요한 의미를 담당하고 있습니다. 초신성의 생성 비율이 각 은하 형성 초기에 어느 정도 인지에 따라 그 은하의 중원소 형성의 비율을 유추해 낼 수도 있습니다. 우주의 생성 초기로부터 현재에 이르기까지 우주의 중원 소량을 증가시킨 역할을 한 것이 초신성의 폭발이었다고 할 수 있습니다. 따라서 초신성은 별의 형성과 은하의 형성 더 나아가 우주 형성 과정의 실마리를 제공하는 탄생과 진화의 비밀을 간직하고 있습니다.