II형 초신성

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
이동: 둘러보기, 검색

태양보다 훨씬 무거운 별의 경우 훨씬 복잡한 방식으로 변해간다. 태양 내부에서는 매초 589메가톤의 수소가 584메가톤의 헬륨으로 융합되며, 4.3메가톤의 질량 차이는 순수 에너지로 변해서 외부로 방출된다. 중심에서 만들어진 헬륨은 아직 융합이 가능할 만큼 핵의 온도가 높지 않아서 중심부에 그대로 쌓이게 된다. 마침내 중심부의 수소가 소진되고, 즉 모두 헬륨으로 융합되었든지, 혹은 쌓여가는 헬륨에 의해 융합되기에는 너무 희박해졌든지 하는 상황이 되면, 융합은 늦어지고, 중력은 핵을 수축시키기 시작한다. 이러한 수축 과정은 온도를 높여서 헬륨 융합 과정을 촉발한다. 이는 별의 전체 수명의 10%도 안 되는 기간 동안 일어나는 일이다. 태양보다 10배 이상 무겁지 않은 별에서는 헬륨 융합에 의해 생기는 탄소는 융합하지 않고, 별은 점차 식어서 백색왜성이 된다. 백색왜성은 위에서 언급하였듯이 I형 초신성이 될 수 있다.

하지만, 훨씬 더 큰 별은 수축 과정에 돌입하면 중앙부의 탄소를 융합시키기에 충분한 온도와 압력을 생성할 수 있다. 이러한 질량이 큰 별에서는, 가장 외부층은 수소 가스층이며, 이는 내부에서 수소 융합을 통해 헬륨층을 형성하고, 헬륨은 다시 내부에서 헬륨 융합을 통해 탄소층을 형성하며, 탄소 역시 내부에서 더욱 무거운 원소로 융합되게 된다. 즉 중앙으로 갈수록 점차 무거운 원소가 쌓이면서, 양파처럼 층을 형성하게 된다. 이러한 별에서는 우선 핵이 수축하고, 수축으로 인해 이전에는 융합할 수 없었던 원소들과 융합되며, 핵은 중력 평형에 이르기 위해 팽창한다. 이는 불규칙 변광(變光)을 유발한다. 즉 새로운 융합 폭발은 물질을 핵으로부터 항성외피층으로 물질들을 밀어내며, 별을 어둡게 한다. 이후, 강한 중력은 물질을 다시 핵으로 끌어당기며, 주기는 반복된다.

이 과정의 한계 요소는 융합을 통해 방출되는 에너지의 양이며, 이는 원자핵의 결합 에너지에 따라 정해진다. 매 과정은 보다 무거운 원자핵을 생성하며, 이는 강한 상호작용에 의해 더더욱 강하게 결합된다. 즉 핵융합시 가벼운 원소의 융합 때보다 보다 적은 에너지가 방출된다는 것을 의미한다.

모든 핵 가운데 가장 강하게 결합하는 것은 (Fe)이다. 이는 이른바 궁극적으로 수렴하게 되는 "언덕 아래"의 상태로 가벼운 원소들은 융합하고, 무거운 원소들은 분열한다. 즉 가벼운 원소는 핵융합을 하면서 에너지를 방출하고, 무거운 원소들은 핵분열을 하면서 에너지를 방출한다. 생산된 철이 별의 중심에 쌓임에 따라, 중력은 더욱 더 매질을 융합 장소로 끌어당기고, 모든 과정의 융합을 일어나게 한다. 즉 양성자 연쇄 반응을 통해 수소헬륨으로, 헬륨은 삼중 알파 반응을 통해 탄소로, 탄소와 헬륨은 산소로, 산소네온으로 융합하며, 네온은 마그네슘으로, 마그네슘은 실리콘으로, 그리고 마침내 실리콘은 로 융합된다.

철로 된 중앙핵은 엄청난 중력 하에 있으며, 철은 더 이상의 융합을 하지 않기 때문에 수축을 저지할만한 가스압을 발생시키는 폭발을 계속할 수 없다. 대신, 전자 축퇴압(縮退壓), 즉 전자가 다른 전자를 밀어내는 힘을 이용하여 수축을 저지할 뿐이다. 만약 전자 축퇴압이 더 이상 버틸 수 없는 찬드라세카 한계에 도달하게 되면, 철로 된 중앙핵은 붕괴하기 시작한다. 붕괴하는 핵은 고에너지 감마선을 방출하며, 철은 광해리(光解離)라는 과정을 통해 13개의 헬륨과 4개의 중성자로 분해 된다. 하지만 이 과정에서 에너지는 발생하지 않는다. 오히려 에너지를 흡수한다. 그러므로 수백 년 간 에너지를 분출하며, 중력을 이겨내며 별을 유지했던 중심핵은, 갑자기 에너지를 흡수하기 시작하며, 중력과 함께 순식간에 핵을 붕괴시키기 시작한다.

붕괴하는 핵의 밀도가 기하급수로 증가함에 따라, 전자양성자는 전기 인력이 핵간의 척력을 이겨낼 만큼 가까이 모아지게 된다. 전자 포획이라고 불리는 이러한 합체 과정은 중성자를 생성하며, 중성미자를 방출한다. 중성미자는 에너지를 가지고 핵으로부터 빠져나오며, 이는 붕괴를 더욱 가속시킨다. 이로 인해, 수 밀리초 정도에 핵은 외피층으로부터 떨어져 나오게 되며, 전체 핵의 밀도는 원자 밀도에 도달하게 된다. 즉, 중성자는 서로 밀접해있으며, 전체 중심핵의 밀도는 단일 원자핵의 밀도와 맞먹게 된다. 이것이 핵수축이다. 이때, 중성자 축퇴압은 중력과 평형을 이루기에 충분하다. 하지만, 핵은 실제로는 핵은 평형점을 넘긴 상태이며, 약간의 진동을 하는 중이다. 진동은 충격파를 생성하며, 이는 붕괴하는 외피층과 충돌한다. 핵에서는 원시중성자별이 형성되기 시작하며, 이미 충분히 질량이 많지만, 이는 블랙홀을 형성할 때까지 붕괴를 계속한다.

핵붕괴는 너무나 고밀도에 고에너지라서 붕괴하는 별로부터는 중성미자만이 빠져나올 수 있다. 대부분의 붕괴로부터 발생하는 중력 위치 에너지의 차이는, 10초간의 중성미자 폭발을 발생시키는데 이때 대략 1046의 에너지를 방출한다. 이 에너지 중, 1044줄의 에너지는 폭발하는 별에 재흡수된다. 입자당 에너지는 일반적으로 1에서 150 피코줄(수십-수백 MeV)이다. 초신성으로부터 발생하는 중성미자는 초신성 1987A에서 실제로 관측되었다. 현재 작동 중인 몇몇 중성미자 관측 장비는 초신성 조기 경보 시스템을 구성하고 있는데, 이는 우리 은하의 초신성 사건을 발견하여 천문학계에게 알려주기 위함이다.

이러한 낮은 에너지는 입자물리학표준 모형이 저에너지에서 기본적으로 정확하다고 검증해준다. 하지만, 고밀도의 경우 기본 모델에 수정이 가해져야 할지도 모른다. 특히 지구에 있는 입자 가속기는 초신성에서 발견되는 것보다 훨씬 높은 에너지를 가지는 입자 상호 작용을 유발할 수 있다. 하지만 이러한 실험은 개개의 입자가 다른 개개의 입자와 상호 작용하는 것으로, 초신성에서와 같이 고밀도의 경우는 새로운 효과를 유발할지도 모른다. 초신성에서의 중성미자(中性微子)와 다른 입자와의 상호작용은 약한 상호작용을 통해 일어나며, 약한 상호작용은 현재 잘 알려져 있다. 하지만 양성자와 중성자가 관여하는 강한 상호작용은 아직 완전히 알려져 있지 않다.

II형 초신성에서 풀리지 않은 중요한 문제는 중성미자의 폭발이 어떻게 그 에너지를 별의 나머지 부분으로 전달되어 폭발을 유도하는가 하는 것이다. 위에서 언급하였듯이, 1%의 에너지만이 재흡수되어 폭발을 유도하는데, 이러한 과정을 입증하는 것은 매우 어렵다. 1990년대에 대류 전복이라는 모델이 제안되었는데, 이는 아래에 있는 중성미자나 혹은 위에서부터 유입되는 물질로 야기되는 대류(對流)가 별을 파괴한다는 것이다. 철보다 무거운 원소는 이러한 폭발 과정에서 중성자 포획을 통해 형성되며, 중성미자가 외피를 압박하는 압력을 통해서 주변의 우주에 이 원소들을 포함한 가스와 먼지 구름을 내보내게 된다. 그러므로 이 구름은 원래 별을 구성하고 있었던 원소보다 훨씬 무거운 원소가 가득하다.

기본 모델이 나타내는 중성미자(中性微子) 물리(物理)는 이러한 과정을 이해하는 데 필수적이다. 또 다른 연구의 중요한 분야는 죽어가는 별을 구성하는 플라스마유체역학이다. 즉 핵 붕괴시 어떤 식으로 플라스마가 움직이는지, 또 어떻게 충격파가 형성되는지, 또 언제 어떤 식으로 플라스마가 멈추었다 다시 움직이는지 하는 것들이다. 컴퓨터 모델은 II형 초신성에서 충격파가 형성된 이후의 과정은 성공적으로 나타내고 있다. 폭발이 시작되는 순간은 무시하고, 폭발이 시작되었다는 가정이면, 천체물리학자들은 초신성에 의해 생성되는 원소나, 초신성이 나타내는 빛곡선에 대한 자세한 예측을 할 수 있다.

남아있는 별의 핵은 질량에 따라 중성자별이나 블랙홀이 된다. 초신성 붕괴의 과정이 아직 완전히 알려지지 않은 이유로, 어느 질량을 기준으로 나뉘는지는 아직 알려져 있지 않다.

2형 초신성은 빛곡선의 모양에 따라 II-P형과 II-L형으로 세분화 될 수 있다. II-P형은 빛곡선이 더 이상 변하지 않은 채 평탄하게 되고, II-L은 빛곡선이 선형(線形) 감소를 하게 된다. 이는 별의 외피층의 차이에 인한 것으로 알려져 있다. II-P는 거대한 수소층이 둘러싸고 있어, 감마선의 형태로 에너지가 단번에 방출되는 것을 막고 천천히 방출하는 반면, II-L형의 경우는 훨씬 적은 외피층이 감마선을 막지 못하기 때문이다.

또한 II형의 초신성은 스펙트럼에 따라 하위분류를 가진다. 대부분의 II형 초신성이 수천 km/s의 팽창 속도를 나타내는 매우 넓은 범위의 방사선을 가지는 반면, 어떤 초신성은 상대적으로 좁은 범위를 가지는데, 이는 분출 물질과 별 주위 물질 사이의 상호작용으로 말미암아 생기는 것으로 생각된다. 이러한 형태는 IIn형으로 불리고, 여기서 n은 "좁다(narrow)"는 의미이다.

SN 1987K와 1993J와 같은 몇 개의 초신성은 형(形)을 바꾼다. 초기에는 수소선(線)을 보이다가, 수주 혹은 수개월이 지난 후에는 헬륨선(線)이 압도하게 된다. IIb형은 이러한 II형과 Ib형의 조합을 나타낸다. 이는 수소외피층을 거의, 하지만 전부는 잃어버리지 않은 거대한 별인 것으로 보인다. 분출물이 팽창하면서, 수소층은 매우 얇아지며, 안쪽 층이 드러나게 되는 것이다.

어떤 극단적으로 큰 별은 죽을 때 초신성 대신 하이퍼노바를 생성한다는 이론이 있다. 제안된 이론에 따르면, 극단적으로 질량이 큰 별의 핵은 바로 블랙홀로 변하며, 그 회전축으로부터 거의 광속(光線)에 가까운 속도로 두개의 매우 강렬한 플라스마가 분사(噴射)된다는 것이다. 이러한 분사는 고밀도의 감마선을 분출하며, 감마선 폭발의 많은 해석 중의 하나이다.