초신성의 종류와 특징
초신성은 별의 폭발이다. 폭발의 방법은 두 가지 있다. 그 중 하나는 탄소와 산소로 만들어진 백색왜성이 연성을 이루고 있고, 상대의 별에서 가스가 서서히 흘러들어온 결과 한계질량에 도달하여 중심 부근에서 시작되는 핵융합반응의 폭주에 의해 폭발하는 것이다. 이러한 백색왜성은 태양과 같거나 몇 배의 질량을 가진 별의 진화 끝에 남는 천체이다. 백색왜성의 한계질량은 태양질량의 약 1.4배(2.8×10^30kg)라는 것이 이론적으로 알려져 있다.
핵융합반응에 의해 방출되는 γ선으로 가열된 물질은 고온이 되고 반응이 진행되어 별 전체에 핵융합반응의 연소파가 전해진다. 반응 후에는 상당량(질량으로 약 1.2×10^30kg)의 물질은 방사성 원소 니켈56이 되지만 별의 표면 부근에서는 밀도가 낮고 반응의 진행이 느리기 때문에 규소나 황, 산소, 탄소가 존재한다. 폭발의 에너지는 탄소, 산소가 철 등으로 바뀌었을 때의 질량 결손분의 에너지로 공급되어 약 10^44J이다. 폭발의 결과 별은 평균 초속 10000km에 가까운 속도로 팽창한다. 단열냉각으로 인해 별이 갑자기 어두워지므로 먼 은하에서의 폭발은 처음부터 관찰되지 않는다. 그런데 폭발 시 합성된 방사성원소 니켈56이 반감기 6.1일에 방사성원소 코발트56으로 붕괴하고 반감기 77일에 철 56으로 붕괴할 때 방출되는 γ선이 별을 가열한다. 가열된 플라즈마 상태의 가스에서 방출되는 빛이 별의 표면에 도달하여 별이 밝아지기 시작하고 은하만큼 빛나는 초신성으로 관측된다. 한층 더 시간이 지나 팽창이 진행되어 가스의 밀도가 내려가면 방사성 원소로부터 나온 γ선은 물질을 가열하지 않고 별을 빠져나가게 되고, 가스의 온도는 내려가 초신성은 어둡고 빨갛게 된다. 밝기의 피크는 폭발로부터 20일 전후가 된다.
또 다른 폭발의 방법은 태양의 10배 이상의 질량을 가진 별의 최후에 일어나는 대폭발이다. 별의 중심부에서 핵융합반응이 진행되고 마지막으로 철로 만들어진 핵이 중심에 형성된다. 그 핵은 점점 커지고 질량이 태양의 1.3배에서 수배 정도가 되면 자신의 무게를 지지할 수 없게 되어 수축하기 시작한다. 중심핵은 원자핵끼리가 만날 정도로 가까워진 시점에서 수축을 멈춘다. 그때의 중심핵의 반경은 수 10km로 원시 중성자성이 탄생한다. 수축으로 가스가 얻은 운동에너지는 일단 열운동으로 전환되어 원시 중성자성 내에 머무른다. 원시 중성자성은 중성미자를 방사함으로써 차가워져 에너지의 대부분이 우주공간으로 운반된다. 에너지의 총량은 10^46J를 초과한다. 이때 원시 중성자성의 질량이 태양의 약 3배 이상이면 다시 수축을 시작해 블랙홀이 된다. KamiokandeII 등의 중성미자 망원경이 대마젤란 구름에 1987년 2월에 출현한 초신성 SN1987A에서 검출된 중성미자는 대질성 별의 중심핵이 중력수축하여 중성자성을 남긴 증거라고 생각된다. 이 에너지 중 몇%가 별의 외층을 날려버리는 데 사용된다는 설이 유력하지만 그 구체적인 메커니즘은 아직 알려지지 않았다.
그런데 초신성 폭발을 일으키는 순간 대질성 별의 모습은 그 질량과 자전의 속도, 환경에 따라 천차만별이다. 별의 초기 질량이 크면 방출되는 빛의 압력으로 외층을 잃는다. 수소의 외층을 모두 잃은 별의 폭발은 Ib형으로 분류되고 헬륨의 외층도 모두 잃은 별의 폭발은 Ic형으로 분류된다. 외층은 별주 물질로서 존재하고 폭발로 날아간 물질과 충돌했을 때 전파에서 X선에 이르는 전자파를 방사한다. 수소의 외층을 유지한 채 폭발하면 II형 초신성으로 분류된다. 이처럼 폭발 시 별의 모습이 다양하기 때문에 밝기 변화도 다양해진다. 별의 자전이 빠르면 초신성 폭발은 구대칭에서 벗어나고 보는 방향에 따라 초신성의 외관은 더욱 다양해진다. Ic형 초신성의 일부는 γ선 버스트 현상도 일어나는 것이 관측에 의해 밝혀져 왔다. 그러나 γ선 버스트에서는 초신성의 징후를 보이지 않는 것도 있다. 초신성 폭발과 γ선 버스트의 관계의 규명은 앞으로 현저하게 진전될 것으로 기대된다.
출처 참조 번역
- Wikipedia
- 天文部「超新星」をくわしく解説！
https://official.rikanenpyo.jp/posts/6136