초신성에 대한 이야기 (네 번째 이야기)

4-3. 일반적인 la형 초신성

초신성이 발생할 수 있는 여러 가지 방법이 있지만, 모두 한 가지 근본적인 메커니즘을 공유합니다. 탄소-산소 백색 왜성이 충분한 물질을 강착하여 약 1.44 태양 질량의 찬드라세카르 한계에 도달하면 별은 더 이상 전자 축퇴압을 통해 플라스마 대부분을 유지할 수 없게 되고, 결국 붕괴하기 시작한다고 합니다.

하지만 현재의 관점에 의하면 이 한계는 그냥 도달하는 것이 아닙니다. 항성이 한계까지 다다를 때 중심핵의 온도와 밀도 증가가 탄소 핵융합을 탄소 발화시켜야 붕괴가 시작됩니다,

 

이 유형의 초신성 형성의 모델은 닫힌 쌍성계입니다. 쌍성계를 이루는 두 별 중 더 큰 별이 먼저 주계열을 벗어나 적색 거성으로 팽창합니다. 이때 상호 공전 궤도가 쭈그러들기 때문에 두 별은 외피층을 공유하게 됩니다. 그리고 적색 거성은 외피층 대부분을 내뿜으며, 더 이상 핵융합이 불가능해질 때까지 질량을 상실합니다. 이 시점에서 적색 거성은 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색 왜성이 됩니다. 그리고 또 다른 별 역시 언젠가는 주 계열을 벗어나 적색 거성으로 진화하게 됩니다. 새로운 적색 거성의 물질이 백색 왜성으로 빨려 들어가 강착되고 그로 인해 백색 왜성의 질량이 증가합니다. 이 기본적인 이론 얼개는 광범위한 지지를 받고 있지만, 초신성이 시작되고 그 안에서 충원소가 생성되는 정확한 세부 사항은 아직까지 불확실합니다.

 

몇 초 이내로, 백색 왜성을 구성하는 물질의 상당량이 핵융합을 일으켜, 별의 속박을 풀고 초신성 폭발을 일으키기에 충분한 에너지를 방출합니다. 별 외부로 팽창하는 충격파가 생성되고 항성의 구성 물질은 대략 초손 5,000 ~ 20,000 킬로 미터의 속도 또는 광속의 약 3%에 도달하게 됩니다. 동시에 밝기 역시 상당히 증가하며, 이 빛은 니켈 56이 코발트 56으로 변한 뒤 다시 철 56이 되는 방사성 감쇠를 통해 발생하는 것입니다. 그 절대 등급이 -19.3에 이르는데, 이 수치에는 변화가 거의 없다고 합니다.

즉, 일반적인 la형 초신성의 광도 곡선에서 밝기의 최댓값은 매우 균일합니다. 때문에 la형 초신성은 이차적인 표준 촉광으로 사용되어 그 초신성이 발생한 은하까지의 거리를 잴 수 있습니다.

 

 

4-4. 비표준 la형 초신성

la형 초신성 폭발의 발생에 관한 또 다른 모형은 합질량이 금방 찬드라세카르 한계를 넘어서는 두 백색왜성의 병합을 수반합니다. 이 유형의 폭발에는 많은 변동이 있고 대부분의 경우 초신성 폭발 아닐 수 있지만 이들이 일반적인 la형 초신성보다 넓고 낮은 광도곡선을 가질 것이 예측되었습니다.

 

비정상적으로 밝은 la형 초신성들은 아마 비대칭에 의해 질량이 더 커졌을 백색왜성이 찬드라세카르의 한계보다 큰 질량을 가지고 있을 때로 예측되었습니다. 여기서 방출된 물질은 일반적인 운동에너지보다 더 적은 에너지를 가질 것입니다.

비표준 la형 초신성에 관한 공식적인 하위분류는 없습니다. 백색왜성으로 헬륨이 강착될 때 발생하는 저광도 초신성의 유형은 lax형으로써 분류되어야 할 것으로 발표되었습니다. 이 유형의 초신성은 항상 완전히 파괴되는 원형 백색왜성이 아닐 것이라고 합니다.

 

 

 

4-5. ll형 초신성

처음 질량이 태양의 8배 이하인 별들은 탄소를 융합하지 못하고 늙어서는 대기층을 상실하여 백색 왜성이 됩니다. 질량이 최소 11 태양 질량인 별은 복잡한 방법으로 진화하여 중심핵 속 온도가 더 뜨거운 곳에서 더 무거운 원소를 꾸준히 계속 태우게 됩니다. 별의 내부는 양파처럼 층을 이루게 되고 큰 껍질에서는 보다 융합하기 쉬운 원소들의 연소가 일어난다고 합니다. 흔히 이 상태를 철핵을 가진 양파 구조로 설명하지만 가장 질량이 작은 축의 초신성 원형 별은 산소-네온 핵을 가지고 있을 뿐입니다. 이 별들을 점근거성열성이라고 하며, 이 별들이 중심핵붕괴 초신성의 대부분을 형성할 것으로 생각됩니다. 하지만 이 초신성들은 보다 무거운 원형 별일 형성한 초신성에 비해 덜 밝고 관측도 덜 됩니다.

 

초거성이 중심핵붕괴를 일으킬 때, 아직 수소 외피층을 가지고 있으면 그 결과 ll형 초신성이 형성됩니다. 밝은 별의 질량 손실률은 금속성과 밝기에 의해 결정됩니다 태양 수준의 금속성에 극도로 밝은 별을 중심핵붕괴가 일어나기 전에 수고 외피층을 모두 소실하게 되고 ll형 초신성을 형성하지 않습니다.

금속성이 낮은 경우엔, 별이 수소 외피층을 가진 채로 중심핵붕괴에 다다르지만, 눈에 보이는 초신성을 만들어내지 않고 곧바로 블랙홀로 짜부라듭니다.

 

처음 질량이 태양의 약 90배 이상인 별 또는 그보다 약간 작고 금속성이 높은 별은 가장 흔하게 관측되는 유형인 ll-P형 초신성을 형성할 것으로 생각됩니다. 중간 정도 ~ 높은 금속성을 가졌을 경우 별이 항성의 질량 범위의 상항에 육박할 정도이면 중심핵붕괴가 일어날 때쯤이면, 수소 외피층의 대부분을 상실한 상태로 ll-L형 초신성이 됩니다. 금속성이 매우 낮고, 질량이 140 ~ 250 태양 질량인 별은 수소 외피층과 산소 중심핵을 가진 채로 쌍불안정에 의한 중심핵붕괴가 일어납니다. 그 결과 ll형의 특징을 나타내되 니켈 56이 대량으로 방출되고 매우 밝은 초신성이 형성됩니다.