검파의 천문학 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.

▶초신성에 대한 이야기 (세 번째 이야기)

4. 초신성의 분류(I형, II형 초신성)

초신성을 이해하기 위한 시도의 일환으로, 천문학자들은 초신성의 광도곡선과 초신성의 천체분광학적 분석 결과 스펙트럼에 나타나는 서로 다른 화학 원소의 흡수선에 따라 초신성을 분류하였습니다.

분류를 위해 가장 먼저 사용되는 것은 수소로 인해 나타나는 선의 존재 유무입니다. 초신성의 스펙트럼에 수소선(스펙트럼의 가시광선 부분에서는 특히 발머선이라고 합니다.)이 나타나면 그 초신성은 II형 초신성으로 분류되고, 그렇지 않은 초신성은 I형 초신성으로 분류됩니다. 두 개의 대분류는 다른 원소의 유무 또는 광도곡선 (시간에 따른 초신성의 실시 등급의 그래프)의 모양에 따라 세분화된다고 합니다.

4-1. I형 초신성

I형 초신성은 스펙트럼에 근거하여 세분되며, 스펙트럼에 전리규소선이 두드러지게 나타나는 것을 Ia형 초신성이라고 합니다. 그렇지 않은 I형 초신성은 Ib형과 Ic형으로 분류됩니다. Ib형 초신성의 스펙트럼에서는 중성헬륨선이 두드러지게 나타나는 한편, Ic형 초신성은 그렇지 않습니다. 대체로 Ia형 초신성이 절정 때의 밝기가 더 밝지만 광도곡선은 다 비슷하게 생겼습니다. I형 초신성의 분류에서 광도 곡선은 크게 중요하지 않습니다.

소수의 Ia형 초신성이 비표준적인 광도 또는 퍼진 광도곡선 등의 이례적인 특징을 나타내기도 합니다. 일반적으로 이러한 특이성을 가진 초신성은 그러한 특징이 처음으로 관측된 초신성 사례의 이름을 따서 분류됩니다. 예컨대 광도가 낮은 SN2008 ha은 SN2002 cx형 또는 Ia-2002 cx형이라고 부릅니다.

4-2. II형 초신성

II형 초신성 역시 스펙트럼을 근거로 세분화 됩니다. 대부분의 II형 초신성은 매우 넓은 방출선을 나타내지만(이것은 팽창 속도가 초속 수천 킬로미터에 달한다는 것을 의미합니다.) SN 2005 gl 등 일부는 스펙트럼이 상대적으로 좁습니다. 이러한 일부를 IIn형 초신성이라고 합니다. n이란 narrow 즉 "좁다"는 것을 의미합니다.

SN 1987K나 SN1993J 등은 유형이 변하는 것처럼 보입니다. 이 초신성들은 처음에는 수소선이 나타나지만, 수 주에서 수개월이 지나면 헬륨선이 두드러져 수소선이 가려지게 됩니다. 이것들을 IIb형 초신성이라 하며, II형과 Ib형에서 일반적으로 나타나는 특징들의 조합이 나타난다는 것을 드러나는 명칭입니다.

넓은 수소선이 두드러지는 일반적인 스펙트럼의 II형 초신성은 광도곡선에 의거하여 다시 나뉩니다. 가장 흔한 유형은 밝기가 절정에 달하고 난 직후에 광도곡선상에 수개월 동안 실시 광도가 상대적으로 일정한 "안정기" 구간이 나타난 이후 밝기가 감소합니다. 이 유형의 초신성을 II-P형 초신성이라고 합니다. P란 Plateau를 가리키는 것입니다. 보다 덜 흔한 유형을 II-L형 초신성이라고 하며 이 초신성은 안정기가 없고 절정 이후 쭉 밝기가 감소합니다. L이란 linear 즉 "선형"이라는 뜻입니다. 단, 광도 곡선이 실제로 직선의 형태를 하고 있지는 않습니다.

일반적인 분류 체계에 들어맞지 않는 초신성은 특이 또는 줄여서 "pec"로 지정됩니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다. 

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 정말 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에 유익한 내용으로 찾아뵙도록 하겠습니다.

▶ 초신성에 대한 이야기 (두 번째 이야기)

2. 초신성의 발견

처음에는 단순히 신성의 새로운 범주에 대한 것이라고 생각된 초기 작업은 1930년대에 월슨 산 천문대의 발터 바데와 프리츠 츠비키가 수행하였다고 합니다. 초신성이라는 이름이 1931년에 캘리포니아 공과대학교에서 바데와 츠비키가 진행한 강의에서 처음 사용되었으며, 1933년 미국 천문학회 회합 때 공개적으로 사용되었습니다. 1938년쯤에는 super와 vovae 사이의 하이픈 (-) 이 사라지고, 현재의 초신성(supernova)이라는 단어가 사용되게 되었습니다. 초신성은 우리 은하에서는 약 50년에 한 번꼴로 발생하는 은하계에서 상대적으로 드문 사건이기 때문에 연구를 위한 초신성 표본의 획득은 다수의 은하에 대한 정기적 감시를 필요로 합니다.

다른 은하에서 발생하는 초신성을 미리 예측할 수 있는 유의미한 방법은 없습니다. 보통 초신성이 발견되었을 때는 이미 진행 중인 상태입니다. 초신성에 대한 과학적 관심의 대부분은 그 밝기가 절정에 달했을 때의 관측값을 필요로 합니다. 고로 초신성이 최대 밝기에 이르기 전에 찾아내는 것이 중요합니다. 천문학 전문가들을 수적으로 훨씬 뛰어넘는 아마추어 천문학자들 역시 광한 망원경을 이용해 가까운 은하를 살피고 이전의 사진과 대조하는 방식으로 초신성 탐색에 중요한 역할을 하고 있습니다.

20세기 말이 되면 천문학자들은 컴퓨터로 조종되는 망원경과 전하결합소자를 이용하여 초신성을 탐색하게 됩니다. 이런 시스템은 아마추어들 사이에도 인기가 있으며, 카츠먼 자동화상 망원경과 같은 전문가용 설비도 설치되어 있습니다. 최근에는 초신성 조기 경보 시스템 프로젝트에서 우리 은하의 초신성에 대한 조기 경보를 제공하기 위해 중성미자 검출기 네트워크를 사용하기 시작했습니다. 중성미자는 초신성이 폭발할 때 대량 생산되는 아원자 입자이며 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 많이 흡수되지 않습니다.

초신성 탐색은 두 가지 유형으로 나뉩니다. 비교적 가까이서 일어나는 사건에 집중하는 유형과 보다 멀리서 발생한 폭발을 추적하는 유형이 그것입니다. 우주의 팽창으로 인하여 멀리 떨어진 천체의 방출 스펙트럼이 밝혀져 있을때 그 천체까지의 거리는 그 도플러 편이를 측정함으로써 추산할 수 있습니다. 평균적으로 멀리 떨어진 천체가 가까이 있는 천체보다 훨씬 큰 속도로 멀어지며, 더 큰 적색편이를 보입니다. 고로 초신성 탐색은 큰 적색편이와 작은 적색편이로 나뉘며, 그 경계가 되는 수치는 적색 편이 범위 Z = 0.1 ~ 0.3 정도입니다. 여기서 Z는 스펙트럼의 진동수 편이를 무차원 측정한 것입니다.

큰 적색 편이 초신성 탐색에서는 대개 초신성 광도 곡선의 관찰이 동원됩니다. 이런 초신성들은 이런 초신성들은 허블 도표를 작성하기 위한 표준 촉광 또는 보정 촉광으로서 유용하며 우주적 단위의 예측을 할 수 있게 해 줍니다. 한편 초신성의 물리적 성질과 환경을 연구할 대 사용되는 초신성 분광 분석은 적색편이가 큰 초신성보다는 적색편이가 작은 초신성에서 보다 타당한 연구방법입니다. 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블 곡선의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 준다고 합니다.

※ 허블 곡선 : 눈에 보이는 은하의 적색편이에 대한 거리를 나타낸 그래프

3. 초신성 명명의 관례

초신성 발견은 국제 천문연 맹의 중앙 천문 전보국으로 보고 됩니다. 그러면 CBAT는 그 초신성에 지정된 이름을 회람을 통해 발송합니다. 이름에는 우선 초신성을 의미하는 SN 표시 뒤에 발견 연도를 붙이며, 꼬리에 한 글자 또는 두 글자의 지정 번호가 붙습니다. 그 해 먼저 발견된 초신성 26개에는 대문자 A에서 Z까지가 지정되며, 그 이후로는 소문자 두 개를 붙인 aa, ab 등이 사용됩니다. 예컨대 SN 2003C는 2003년에 발견된 세 번째 초신성에 부여되는 이름입니다. 2005년 마지막 초신성은 SN 2005nc 이며, 여기서 2005년에 초신성이 367개 발견되었음을 알 수 있습니다. 2000년 이후 전문자 천문학자들과 아마추어 천문가들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있습니다. 

(2007년 572개, 2008년에 261개, 2009년에 390개)

옛날에 발견된 초신성에는 그냥 단순히 연도만 붙입니다. 연도에 문자를 덧붙이는 명명법은 1885년부터 사용되기 시작했으며, 그 해 발견된 초신성이 하나 뿐이라도 문자를 덧붙입니다. 그 해 발견된 초신성이 하나뿐이었던 가장 최근의 사례는 SN 1947A입니다. 1987년까지를 두 글자짜리 문자가 드물게 사용되었지만 그 이후로는 매년 사용될 초신성이 많이 발경 되고 있습니다. 최근에 발견된 초신성은 SN 2018 ivc입니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다.

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 감사합니다.

내일도 이어서 초신성 세 번째 이야기를 포스팅할 예정입니다.

많은 기대 부탁드립니다. 감사합니다.

▶초신성에 대한 이야기

여러분들 초신성이라고 들어보셨나요? 낯선 단어라고 생각되시는 분들을 위해 간단히 말씀드리면 아래와 같습니다.

"초신성" 이란 신성보다 에너지가 큰 별의 폭발을 의미합니다.

초신성은 그 광도가 극도로 높으며, 폭발적인 방사선을 일으키기에, 어두워질 때까지 몇 주 또는 수개월에 걸쳐 한 개 은하 전체에 필적하는 밝기로 빛납니다. 이 짧은 기간 동안 초신성은 태양이 평생에 걸쳐 발산할 것으로 추측되는 에너지만큼의 방사선 복사를 발합니다. 폭발의 결과 항성은 구성 물지의 대부분 또는 전체를 토해냅니다. 이때 그 속도는 30,000 km/s 까지 가속되며 그 주위 성간 매질에 충격파를 일으킵니다.

충격파가 휩쓸고 간 자리에는 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 초신성 잔해라고 부릅니다.

"신성"이란 "새로운"이라는 의미의 라틴어 낱말에서 유래된 것으로, 천구상에 매우 밝은 별이 새로 나타난 것처럼 보이는 것을 칭한 것이며, 접두사 "초"는 초신성이 광도가 훨씬 떨어지는 보통의 신성과는 구분되는 존재라는 것을 의미합니다. "초신성"이라는 단어는 1931년에 발터 바데와 프리츠 츠비키가 만들어낸 조어입니다.

초신성이 생성될 수 있는 방법은 죽은 별에 갑작스러운 핵융합 재점화가 일어나거나, 또는 거대한 별의 중심핵이 붕괴하거나 두 가지가 있습니다. 별의 시체라고 할 수 있는 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 갈 때, 강착 현상이 일어나거나 아예 동반성과 하나가 되거나 하여, 빼앗은 물질이 충분히 누적되면 백색 왜성의 중심핵 온도가 상승하여 탄소 발화가 일어납니다. 그리하여 탄소 핵융합에 불이 붙으면 열폭주가 일어나 별을 완전히 파멸시키게 됩니다. 또는 질량이 거대한 별의 중심핵이 갑작스러운 중력 붕괴를 일으키고, 그로 인하여 중력 위치 에너지를 발산할 때 역시 초신성 폭발이 일어납니다.

우리 은하에서는 케플러 초신성 이후 초신성이 한 개도 발견되지는 못했지만, 초신성 잔해들을 살펴보면 우리 은하에서도 한 세기당 평균 약 세 번의 초신성 폭발 사건이 일어나고 있음을 알 수 있습니다. 초신성은 성간 매질에 질량이 큰 원소의 양을 늘리는 데 결정적인 역할을 합니다. 그뿐 아니라 초신성 폭발로 인해 충격파는 새로운 별의 형성의 방아쇠 역할을 합니다.

1. 초신성 관측의 역사

히파르코스의 붙박이별에 대한 관심이 초신성 관측에 영향을 끼쳤을 수 있습니다. 최초로 기록된 초신성인 SN 185는 서기력 195년에 중국의 천문학자들이 관측하였습니다. 기록된 초신성 중 가장 밝은 초신성이었던 SN 1006은 중국과 이슬람 천문학자들이 상세하게 묘사하였습니다. 세계적으로 널리 관측된 초신성 SN 1054는 성운을 만들어냈습니다. 우리 은하에서 육안으로 관측된 가장 최근의 초신성인 SN 1572와 SN 1604는 달과 행성 너머의 우주의 불변하다는 아리스토텔레스적 우주관을 공박하는 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 엄청난 영향을 끼쳤습니다. 카시오페아 자리에서 발견된 SN 1572는 튀코 브라헤가 관측하였으며, 동 세대 두 번째 초신성이었던 SN 1604는 요하네스 케플러에의 해 1604년 10월 17일부터 연구되었습니다.

망원경의 발달에 따라 초신성 발견의 무대는 다른 은하로까지 확장되었으며, 그 시작을 알린 것이 1885년 안드로메다 은하의 안드로메다 자리였습니다. 초신성은 우주적 단위의 거리 결정에 있어 중요한 정보를 제공합니다. 20세기 초신성의 각 형태의 형성 모형이 성곡적으로 마련되었으며, 항성 형성 과정에 있어 초신성의 역할에 대한 과학자들의 이해 역시 계속해서 증대되고 있습니다. 미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년부터 근대적인 초신성 분류의 계획을 시작하였습니다.

1960년대, 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준 촉광으로 사용될 수 있으며, 고로 천문학적 단위의 지표가 될 수 있다는 것을 발견했습니다. 가장 멀리 떨어진 초신성들 중 일부를 최근 관찰한 결과 예상보다 어두운 것이 확인되었습니다. 이것은 우주의 팽창이 가속되고 있다는 관점을 뒷받침합니다. 

관측된 바 없는 초신성 폭발을 재구성하기 위한 기술이 개발되었습니다. 카시오페아 자리 A의 초신성 폭발시기 성운에 반사된 빛 메아리를 통해, 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 시기는 온도 측정과 티타늄 44의 방사능 붕괴로 인해 발생하는 감마선을 통해 추산할 수 있었습니다. 2009년에는 과거 초신성 폭발과 일치하는 시기의 남극의 얼음 침전물 속에서 질산염이 발견되었다고 합니다.

오늘의 포스팅은 여기까지입니다. 

오늘도 장문의 글 정독해주셔서 감사합니다.

그럼 다음 포스팅에서 뵙겠습니다.