0. 목차
- '초신성'이란?
- 역사에 기록된 초신성 (20세기까지)
- 현대의 초신성 관측
- 항성이 탄생하는 메커니즘
- 항성이 폭발하는 메커니즘
- '어두운 초신성'과 '극초신성'
- 항성의 한계 질량
- 극초신성(Hypernova)
- 중성미자 천문학
1. '초신성'이란?
1-1. '신성'이란?
밤 '초경(初更)'에 '객성(客星)'이 '미수(尾宿)'의 10°의 위치에 있었는데, 북극성과는 110°의 위치였다. 형체는 '세성(歲星)'보다 작고 황적색이었으며, 빛이 반짝이듯 보였다.
위의 내용은 '조선왕조실록'에 나오는 1604년 음력 9월 21의 '초신성(Supernova)' 관측 기록이다. 위에서 말한 '객성(客星)'은 '일정한 곳에 있는 것이 아니라, 일시적으로 나타나는 별'을 뜻하며, 요즘 말하는 초신성, 신성, 변광성, 혜성 등을 포함한다. 우리나라에 관측 기록이 나타나 있는 '객성'은, '혜성'이나 '유성우' 등에 관한 기록을 제외하면 26개이다. 그중에서 초신성에 관한 기록은 2개인데, 그 하나가 흔히 '케플러의 별'이라고도 불리는 1604년의 초신성이다. 우리나라에서 이 초신성은 약 200일 동안 관측되었으며, 폭발부터 밝기의 변화까지 상세한 내용이 기록되었다. 또 1572년에도 '튀코의 초신성'이라고 불리는 초신성을 관측한 기록이 남아 있는데, 이는 중국에서 관측이 시작된 날보다 이틀 앞서 이루어진 것이었다. 이처럼 초신성에 관한 인류의 관측은 오랜 옛날부터 이루어졌다. '별은 영원히 빛나는 것'이라고 생각했던 당시의 사람들에게, 갑자기 별이 나타나서 강하게 빛을 내다가 사라지는 일은 매우 이상한 사건이었을 것이다. 유럽에서는 이렇듯 '나타났다가 사라지는 별'을 16세기부터 '신성(Nova)'라고 불렀다.
1-2. '초신성'이란?
객성이나 신성을 관측해온 사람들은 관측된 별 중 근소하게나마 '특별한 별'이 섞여 있다는 사실을 오랫동안 눈치채지 못했다. '신성(Nova)'의 대부분은 나타나고 나서 며칠~몇 주일 후에 사라졌다. 하지만 2000년 사이에, 맨눈으로 봤을 때 몇 개월 이상 빛난 신성이 9회 관측되었다. 수백 년에 한 번 나타나는 이들 별은 1934년경부터 '신성(Nova)'과 구별해 '초신성(Supernova)'라고 부르게 되었다.
1934년에 다른 신성에 비해 놀랍게도 100만 배나 격렬한 빛을 내는 엄청난 에너지를 방출하는 별이 발견되었다. 그래서 이 별을 '신성을 넘어선 별'이라는 뜻의 '초신성(Supernova)'라고 명명되었다. 1934년에 미국의 천문학자 '프리츠 츠비키(Fritz Zwicky, 1898~1974)'는 19세기 말에서 1930년대에 걸쳐서 신성의 관측 기록들을 조사했다. 그 결과, 신성에는 성운의 '연무(연기와 안개를 아울러 이르는 말)' 속에서 발생하는 것과 그렇지 않은 것이 있다는 사실을 알게 되었다. 성운의 내부에서 발생한 예의 하나가 1885년 독일의 천문학자 '에른스트 하르트비(1851~1923)' 등이 안드로메다 성운의 중심부에서 발견된 신성이었다.
이 신성이 발견된 당시에 천문학자들은 '우리 은하(Milky Way Galaxy)'가 우주의 전부라고 생각하고 있었다. 그래서 '안드로메다 성운'은 '우리 은하' 내부에 있는 단순한 가스의 '연무(haze)'이고, 발견된 신성은 때마침 연무 안에서 탄생한 보통 '신성(nova)'으로 생각되었다. 하지만 신성 출현으로부터 44년 뒤, 우주에 대한 생각이 잘못되어 있다는 점이 판명되었다. 1929년 미국의 천문학자 '애드윈 허블(Edwin Hubble, 1889~1953)'은 우주는 우리 은하의 밖으로 퍼져 있으며, 그곳에는 우리 은하와 동등한 은하가 무수히 있다는 사실을 증명하였다. 그리고 이때 '안드로메다 성운'이 우리 은하 밖에 있는 은하라는 사실도 알게 되었다. 이런 사실로부터 1885년의 신성을 우리 은하 안의 신성보다 훨씬 먼 곳에서 일어나 대폭발이라고 생각하게 되었다. 그리고 이런 별들을 '초신성'이라고 불렀다.
현재에는 '초신성과 신성을 같은 거리만큼 떨어져서 보면, 초신성은 신성의 100만 배나 밝다'라는 사실이 알려져 있다. 하지만 폭발의 빛은 멀수록 약하게 보이기 때문에, 먼 곳에 있는 초신성과 가까운 곳에 있는 초신성을 밝기만으로 구별하기는 어렵다. 그래서 초신성과 신성이 규모가 다른 별개의 현상이라는 사실을 오랫동안 알아차리지 못했던 것이다.
2. 역사에 기록된 초신성 (20세기까지)
20세기 까지 지상에서 맨눈으로 관측된 초신성은 9개였으며, 그 목록은 SN 185, SN 393, SN 1006, SN 1054, SN 1181, SN 1572, SN 1604, SN 1885A, SN 1987이다. 숫자는 발견 연도를 의미하며, 등급은 '겉보기 밝기(apparent brightness)'를 나타낸다. 숫자가 작을수록 밝고, 한 등급 변할 때마다 약 2.5배 밝아진다. 참고로 태양은 -26.75등급, 보름달은 -12.6등급, 금성은 -2.4등급이다.
| 역사에 기록된 초신성 | 통칭 | 등급 | 나타난 장소 |
| SN 185 | RCW86 | ? | 우리 은하 안 |
| SN 393 | ? | ? | 우리 은하 안 |
| SN 1006 | ? | -8 | 우리 은하 안 |
| SN 1054 | 게 성운(Crab Nebula) | -6 | 우리 은하 안 |
| SN 1181 | 3C58 | 0 | 우리 은하 안 |
| SN 1572 | 튀코의 별(Tycho's Star) | -4 | 우리 은하 안 |
| SN 1604 | 케플러의 별(Kepler's star) | -3 | 우리 은하 안 |
| SN 1885A | 안드로메다자리 S별 | 5.8 | 안드로메다 은하 |
| SN 1987A | ? | 2.9 | 대마젤란 은하 |
- SN185: SN185는 역사에 기록된 가장 오래된 초신성으로, 중국에서 관측되었다. 거대 항성의 폭발로 인해 생긴 '초신성 잔해'는 폭발 후에 시간이 지남에 따라 퍼져나간다. 따라서 그 퍼진 정도를 통해 폭발한 시기를 '역산(Inverse Operation)'할 수 있다. 이 초신성 잔해는 대략 2000년 전에 폭발한 것으로 2011년에 밝혀졌다. 이것은 서기 185년의 중국의 관측 기록에 남아 있는 가장 오래된 초신성의 발견 시기와 대략 일치한다. 따라서 RWC86은 중국에서 관측된 그 초신성의 잔해로 생각된다.
- SN393: 중국의 '후한서(後漢書)'에 이 '객성(客星)'이 관측된 기록이 있다. 또 로마의 문헌에도 유사한 기록이 있다.
- SN 1006: 중국, 일본, 스위스 등에서 관측되었다. 9개의 초신성 중 가장 밝게 보였다.
- SN 1054: '초신성 1054(SN 1054)'는 1054년 7월 4일에 폭발이 관측된 초신성으로, 지금의 황소자리 '게 성운(crab nebula)'을 만든 초신성이다. 1054년 7월 4일 오전 3시경, 중국 송나라에서는 밝은 별이 관측되었다. 이 별은 태양과 달에 이어 밝게 빛났고, 나타나고 나서 23동은 낮에도 보였다. 그리고 조금씩 빛이 희미해져서 2년 후에는 사라졌다. 송나라의 역사를 정리한 '송사(宋史)'에는 별이 나타난 시각이나 방향, 별이 사라진 시기 외에도, 당시의 황제 '인종(仁宗)'에게도 자세히 보고되었다는 내용이 쓰여있다. 또 송나라의 이웃인 '요 나라'에도 관측 기록이 남아있다. 1054년의 초신성은 일본에서도 관측되었다. 1230년경 '가라쿠라 시대'의 가인인 '후지와라노 데이카(藤原定家, 1162~1241)'는 과거에 나타났다가 사라진 별들을 '메이게쓰키(明月記)'에 기록했다. 그중 하나로, '1054년 6월 19~28일 한밤중의 2시경에, 오리온자리의 동쪽에 객성이 나타났다. 황소자리 세타별 부근으로, 목성 정도의 크기였다.'라는 내용이 있다.
- SN 1181: 중국, 일본 등에서 관측되었다.
- SN 1572: 한국, 중국 등에서 관측되었다. '튀코 브라헤(Tycho Brahe1546~1601)'가 관측하고 'nova'라는 말을 마드는 계기가 되었다.
- SN1 1604: 한국, 중국 등에서 관측되었으며, 독일의 천문학자 '요하네스 케플러(Johannes Kepler, 1572~1630)' 등에 의해서도 관측되었다.
- SN 1885A: 촬영을 시도하였으나 실패하였다.
2-9. SN 1987A
SN 1987A는 맨눈으로 관측한 초신성으로, 비교적 가까운 거리에 있다. SN 1987A는 폭발 초기부터 정확한 관측이 가능했기 때문에, 다른 초신성들의 경우보다 집중적으로 지속적인 연구가 이루어지고 있다. 폭발을 일으킨 것은 전에는 'Sanduleak-69°202'라는 이름을 가진, 태양 질량의 20배에 달하는 B3형의 청색 초거성이었다. 항성 진화 모형에 의하면, 적색 초거성이 초신성으로 폭발한다고 알려져왔기 때문에 이 별의 폭발은 많은 논란을 불러일으켰지만, 현재는 '대마젤란 은하(Large Magellanic Cloud)' 내에 있는 별들의 낮은 금속 함량에 원인이 있는 것으로 생각된다.
'허블 우주 망원경(Hubble Space Telescope)'의 관측 결과에 의하면, 폭발을 일으킨 중심별 주위에는 현재 3개의 아름다운 고리가 형성되어 있다. 이 가운데 가장 밝고 작은 고리는 중심별을 포함하는 평면에 놓여 있고, 나머지 2개의 큰 고리는 각각 우리의 시선방향 앞뒤 쪽으로 펼쳐져 있다고 추측된다. 그러나 이들의 성인에 대해서는 아직 자세히 밝혀져 있지 않다. 초신성 1987A의 잔해의 진화 양상에 대해서는 앞으로도 장기적인 연구가 예상된다.
3. 현대의 초신성 관측
전에는 '초신성(Supernova)'을 맨눈으로는 수백 년에 한 번 밖에 볼 수 없었지만, 현재는 '기계 관측 장치'에 의해 많은 초신성을 발견하기에 이르렀다. 지금은 관측 위성이나 전 세계 아마추어 천문가의 망원경에 의해 1년에 500개 이상이 발견된다고 한다. 현재도 초신성을 찾는 작업은 계속되고 있다.
3-1. SN 1054
1054년에 나타난 초신성은 2년 정도 만에 빛이 약해져, 결국 맨눈으로 보이지 않게 되었다. 하지만 관측 기술이 진보한 지금은 맨눈으로는 볼 수 없는 초신성의 현재 모습을 볼 수 있다. 1054년에 초신성이 나타난 장소를 망원경으로 보면 아래의 사진처럼 보인다. 대량의 물질이 흩뿌려져 마치 구름처럼 퍼져 있다. 그리고 현재 그 모습을 바탕으로 '게 성운(Crab Nebula)'이라고 부르고 있다. '게 성운(Crab Nebula)'이 1054년 초신성의 그 후 모습이라는 사실은 1928년에 확인되었다. 즉, 현재의 게 성운은 1054년에 생긴 초신성의 충격파가 현재까지 계속해서 퍼진 모습이었던 것이다.
게 성운은 프랑스의 혜성 탐색가인 '샤를 메시아(Charles Messier, 1730~1817)'가 관측하고 있었다. 그런데 어떻게 이 천체가 1054년의 초신성이 변한 것이라는 사실을 알 수 있었을까? 1921년에 천문학자 '존 찰스 던컨(John Charles Duncan, 1882~1962)'은 1909년의 사진과 비교한 결과, 성운이 약 900년 전에 폭발해 계속 확대되고 있는 것으로 생각했다. 그리고 1928년에 이르러 '에드윈 허블(Edwin Hubble, 1889~1953)'은 성운이 초속 1000km로 퍼지고 있다는 사실을 확인했다. 그래서 별이 폭발하고 나서 현재의 게 성운의 크기가 될 때까지 얼마나 시간이 걸릴지를 계산해 본 결과, 1054년 전후에 폭발해서 퍼지기 시작했음을 알게 되었다.
3-2. SN 1987A
이번에는 'SN 1987A'를 살펴보자. 관측 기술이 진보되었다고는 하지만, 멀리 있는 초신성을 자세히 조사하는 일은 지금도 어렵다. 하지만 1987A는 약 400년 만에 맨눈으로 보일 정도로 가까이 나타난 초신성이어서 자세히 관측할 수 있다. 초신성 'SN 1987A'가 출현하기 전후의 사진을 조사한 결과, 초신성의 '바탕'이 된 별이 발견되었다. 그리고 이 별은 초신성이 출현한 다음에 없어졌음이 확인되었다. 초신성은 그 이름이 나타내는 바와 같이 '새로 탄생한 별'이 아니라, '원래 있었던 별이 크게 변화한 모습'이다.
아래의 사진은 맨눈으로 똑똑히 보이는 것으로 400년 만에 나타난 초신성 'SN 1987A'의 출현 전과 출현 후의 영상이다. 2장 가운데 오른쪽의 화살표로 나타낸 별이 초신성이 된 원래의 별이다. 2장의 사진 중 오른쪽 사진은 초신성이 나타나고 10일 후의 것이다. 'SNS 1987A'는 1987년 2월 23일, 남반구에서 나타났다. 당시 그 상세한 모습을 추적하기 위해, 1987A를 관측할 수 있는 남반구 쪽의 천문대가 일제히 추적했다고 한다.
3-2-1. SN 1987A의 주위에 퍼지는 충격파가 관측되었다.
그리고 그 후 'SN 1987'는 '허블 우주 망원경(Hubble Space Telescope)'에 의해 자세한 모습이 관측되었다. 영상에서는 고리 모양의 물질이 떠돌고 있는 곳에, 초신성이 탄생시킨 충격파가 충돌해 가열되어 하얗게 빛나는 모습이 포착되었다. 아래의 영상들은 초신성 'SN 1987A'가 나타나고 나서 7년 후인 1994년 이후 시간이 지남에 따라, 고리 모양의 물질 위에 밝게 빛나는 점이 늘어나고 있다. 이것은 초신성에서 나온 충격파가 고리 모양으로 떠도는 물질에 서서히 도달했음을 나타낸다.
3-3. 아마추어 천문가가 초신성 발견에 공헌하고 있다.
초신성은 맑은 날에 밤하늘의 여러 장소를 촬영하고, 그 이전에 촬영한 같은 장소의 사진과 비교함으로써 찾아내게 된다. 따라서 만일 과거에 없던 사진에 없던 광경이 보인다면, 초신성일 가능성이 있다. 예컨대, 일본의 아마추어 천문가 '이타가키 고이치'씨는 초신성을 60개 이상 발견한 것으로 유명하다. 초신성은 언제 어디에서 나타날지 모르기 때문에, 초신성을 발견하기 위해서는 '많은 눈'들이 밤하늘을 관찰해야 한다. 그래서 천문대나 관측 위성뿐만 아니라, 전 세계의 아마추어 천문가가 초신성의 발견에 공헌을 하는 것이다.
4. 항성이 탄생하는 메커니즘
'프리츠 츠비키(Fritz Zwicky, 1898~1974)'는 '초신성 폭발은 태양이 일생 동안 방출하는 에너지의 5배의 에너지를 방출한다.'라고 생각했다. 그리고 츠비키는 거의 직감에 의해 '초신성은 별이 다 타고난 다음에 일어나는 대폭발인데, 그 뒤에는 '중성자'의 '심(core)'이 남는다.'라고 예언했다. 그리고 이 예언은 그 후의 연구를 통해, 항성이 탄생해서 다 타고난 다음 폭발할 때까지의 메커니즘이 밝혀짐으로써 멋지게 적중하였다. 항성이 태어나는 메커니즘은 다음과 같다.
- 분자운의 모임: 별은 우주 공간의 일부에 퍼져 있는 '분자운(Molecular Cloud)'이 모여서 탄생한다. 그리고 분자운은 주로 수소 분자 등의 가스로 되어 있다.
- 가스가 수축하기 시작: 분자운은 만유인력에 의해 한 덩어리가 된다, 물질끼리 접근할수록 만유인력이 강해지기 때문에, 분자운의 덩어리는 조금씩 진해지고 작아져, 마침내 '별의 근원'이 된다.
- 빛을 방출하는 항성이 탄생함: 중력에 의해 좁은 공간에 많은 원자가 가두어지면, 중심부의 압력이 상승되고 결국 가열된다. 원자의 운동이 심해질수록 가스의 덩어리가 팽창하려는 힘은 강해진다. '팽창하는 힘'과 중력에 의한 '눌러찌부러뜨리는 힘'이 균형을 이루면 수축이 멈추고 '별'이 탄생한다. 마침내 별 중심부의 열이 표면에 전달되면 별은 빛을 방출하기 시작한다.
- 핵융합이 시작됨: 별의 내부가 고온이 될수록 '팽창하는 힘'은 커진다. 하지만 중심부의 열은 빛으로 우주 공간에 방출되기 때문에, '팽창하는 힘'은 조금씩 약해진다. 다만 별은 수축함으로써 온도가 올라가므로 '팽창하는 힘'은 유지된다. 마침내 중심의 온도가 1000만℃~수천만℃가 되면, 별 내부의 원자핵이 '핵융합 반응'을 일으키고 막대한 열이 생기게 된다. 이리하여 '팽창하는 힘'은 핵융합 반응에 의해 지탱되고, 별은 수백만 년에서 수백억 년이나 되는 긴 세월 동안 형태를 유지하면서 계속 빛나게 된다.
- 태양 정도의 질량을 가진 별은: 태양 정도의 질량을 가진 별에서는 주로 3종의 원소를 만든다. 수소에서 헬륨을 만드는 핵융합 반응이 진행되면, 별의 중심에 헬륨이 고인다. 별의 중심부에서 수소가 바닥나면 수소의 핵융합은 끝난다. 그러면 일단 별이 수축하고 중심부는 더욱 고온이 된다. 그러면 별의 중심에서 헬륨으로부터 탄소를 만드는 반응이 시작된다. 핵융합 반응은 다음에 산소가 만들어질 때까지 계속된다. 태양의 8배 이하의 질량을 가진 별의 경우, 여기에서 반응이 멈춘다.
- 태양의 8배 이상의 질량을 가진 무거운 별은: 반면, 태양의 8배 이상의 질량을 가진 무거운 별은 수소 다음으로 9종의 원소를 차례로 만든다. 그 원소는 헬륨, 탄소, 산소, 네온, 마그네슘, 규소, 황, 칼슘, 철이다. 마지막에 철이 생기면, 핵융합 반응은 멈추고, '팽창하는 힘'을 지탱하는 열이 생기지 않게 된다.
5. 항성이 폭발하는 메커니즘
태양 질량의 8배 이상인 무거운 항성은, 마지막에 폭발을 일으킨다. 여기에서는 태양의 8~25배의 질량이 가진 별이 폭발할 때까지의 메커니즘을 살펴보자.
- 핵융합이 끝나면, 별이 찌부러지기 시작한다: 별의 중심에서 철의 핵융합 반응이 끝나면 '팽창하는 힘'이 약해지고, 별이 수축하기 시작한다. 수축함으로써 별의 중심부가 고온이 되고 철의 원자핵이 분해되기 시작한다. 그러면 '팽창하는 힘'이 약해지고 철의 층이 중심을 향해 급격히 수축하기 시작한다. 이 현상을 '중력 붕괴(gravitational collapse)'라고 하며, 이때 철이 중심을 향해 떨어지는 속도는 광속의 20%나 된다고 한다. 그리고 별이 수축하기 시작하면, 중심 가까운 곳의 철 원자가 분해된다.
- 별의 중심에 중성자의 '심(Core)'이 생긴다: 동시에 철 원자를 내부에서 '양성자(proton)'가 '전자(electron)'를 거두어들여 '중성자(neutron)'와, '전자 중성미자(electron nutrino)'라고 불리는 입자로 변하는 반응도 일어난다. '전자 중성미자'는 별을 뚫고 나가 우주 공간으로 날아간다. 그러면 남은 중성자가 꽉 채워지므로, 중심부에는 수축이 멈추고 중성자의 심이 생긴다. 중성자의 심은 매우 밀도가 높고, 1cm3당 1억~10억 t이나 된다. 또 1000억 ℃나 되는 고온 상태가 된다.
- 중성자의 심의 표면에서 충격파가 발생한다: 중성자의 심은 주위의 철에 비해 매우 밀도가 높고 단단하다. 별의 중력 붕괴는 아직 계속되고 있기 때문에, 주위의 철의 층이 낙하해 중성자의 심에 충돌하면, 지면에 공을 떨어뜨릴 때처럼 튕겨 나온다. 이때 중성자의 심의 표면에서 '충격파(shock wave)'가 발생하고, 별의 표면을 향해 나아가기 시작한다. 한편, 중성자의 심은 중성미자를 방출하면서 식어서 작아지기 시작한다.
- 충격파가 약해진다: 충격파는 철의 층을 빠져나갈 때 철의 원자를 심하게 흔들어, 중성자나 양성자로 분해된다. 이 과정에 의해 충격파는 약해진다.
- 충격파가 부활하고 퍼져 나가기 시작한다: 한편 3~4의 과정에서 중성자의 심은 점점 작아진다. 이때 대량의 '중성미자(neutrino)'가 방출되고, 그 99%가 별의 표면으로 날아간다. 한편 남은 1%가량의 중성미자는 충격파에 흡수되는 것으로 생각된다. 이로 인해 충격파는 강해지고, 다시 별의 표면을 향해 나아간다.
- 충격파가 별의 표면에 도달하면 별이 폭발한다: ;다시 세력이 증가한 충격파는 몇 시간에서 며칠이 걸려 별의 표면으로 나아간다. 이윽고 충격파가 별의 표면에 도달하면 강렬한 빛을 내고 대폭발을 일으킨다. 과거에 사람들이 본 초신성의 빛은 이 마지막 폭발의 빛이었던 것이다. 그리고 그 뒤에는 중성자의 심이 남고, '중성자별'이 된다.
5-1. 충격파가 원소를 바꾸어 만든다.
위의 충격파는 철의 층을 넘어 별의 표면을 향해 퍼져 나갈 때, 규소, 산소, 탄소 등을 태우고, 다시 한번 원자핵을 바꾸어 만든다. 만들어지는 원소의 종류는 내부의 압력이나 온도에 따라 다르다. 별의 중심 가까이에서는 철, 코발트, 니켈 등의 무거운 층이 생기고, 그 주위에서는 칼슘, 규소, 황이 생기고, 별의 바깥층에는 마그네슘이나 산소, 네온이 생긴다. 아래의 그림을 보면, 무거운 원소일수록 별의 중심부에서 생긴다는 사실을 알 수 있다.
충격파가 별의 표면에 도달하면 별 전체가 폭발하며, 이때 별의 표면 온도는 100만 ℃로 상승한다. 참고로 보통의 항성 표면 온도는 높아야 수만 ℃ 정도이다.
5-2. 철의 원자핵이 파괴되는 메커니즘
'철(Fe)'의 원자핵은 핵융합이 끝나 별이 수축하여 고온으로 되었을 때나, 충격파가 퍼져나갈 때 충돌했을 때 심하게 진동하고, '헬륨(He)'을 거쳐 중성자나 양성자로 분해된다. 이때 핵융합 반응의 '역반응'이 일어나고 있다고 생각된다. 별의 일생을 통해 수소에서 헬륨, 헬륨에서 탄소로, 가벼운 원자핵을 무거운 원자핵으로 바꾸어 만들어 열을 얻어 왔다. 하지만 여기에서는 철의 원자핵을 헬륨이나 중성자, 양성자 등으로 분해하고 열을 잃는다. 그래서 이 반응에 의해 충격파가 표면으로 퍼져나갈 때, 충격파의 에너지가 거의 전부 사용된다.
5-3. 중성자가 늘어나는 메커니즘
별 중심부의 철은 30개의 중성자, 26개의 양성자, 26개의 전자로 되어 있다. 높은 압력이 걸리면 철 원자의 내부에서 양성자가 전자를 거두어들여서, '전자 중성미자(electron neutrino)'라는 입자로 변하는 반응이 일어난다. 이것을 '전자 포획(electron capture)'이라고 한다.
6. '어두운 초신성'과 '극초신성'
태양의 8~25배의 질량을 가진 별에는 '중력 붕괴(Gravitational Collapse)'가 일어나고, '초신성 폭발(supernova explosion)'을 일으킨 다음 중성자별이 남는다. 하지만 태양의 25배 이상의 질량을 가진 별이 붕괴되는 경우에는 '블랙홀(Black hole)'이 생긴다. 태양의 25배 이상의 질량을 가진 별이 일으키는 두 종류의 초신성 폭발에는 두 종류가 있다. 하나는 블랙홀이 고속으로 회전하는 경우 생기는 '극초신성(hypernova)', 다른 하나는 블랙홀이 그다지 회전하지 않는 경우 생기는 '어두운 초신성(faint supernova)'이다.
그리고 이 블랙홀이 일으키는 우주 최대급의 초신성 폭발인 '극초신성(Hypernova)'에 대해서는 규명이 이루어지고 있다. '극초신성 폭발(hypernova explosion)'은 일반적인 초신성보다 훨씬 많은 에너지를 방출하는 별의 폭발로 우주에서 가장 격렬한 현상 중 하나로, 태양의 8~25배의 질량을 가진 별이 일으키는 '초신성 폭발'에 비해 10배나 밝게 빛난다고 한다.
6-1. 극초신성(Hypernova)
극초신성 폭발은 별의 내부에서 생긴 블랙홀이 심하게 회전하고 있는 경우에 일어난다고 생각된다. 회전하는 블랙홀은 별의 물질을 감아서 빼내, 주위에 원반을 만든다. 그러면 회전으로 휘둘린 물질이 별의 '자기장(자기마당)'의 작용으로 강렬한 제트가 되어 내뿜어진다. 이 제트가 별을 뚫고 파괴해 대폭발을 일으키는 것이다. 극초신성의 빛은 일반적인 초신성보다 10배나 밝다. 극단적인 경우에는 강렬한 감마선을 방출하는 '감마선 폭발(GRB: Gamma Ray Burst)'을 일으킨다고 생각된다. 강력한 '제트(Jet)'를 수반하는 '감마선 폭발'을 블랙홀 이외의 천체가 만들었다고 생각하기는 어렵다.
6-2. 어두운 초신성(Faint Supernova)
한편 블랙홀이 그다지 회전하지 않는 경우, 별의 물질을 감아 원반을 만들고 원반으로부터 제트를 분출한다. 별의 내부에서 제트가 나오기는 하지만 약한 제트여서, 별의 물질 대부분이 블랙홀에 흡수된다. 그러면 폭발의 세력이 억제되어 일반적인 초신성 폭발보다 약한 초신성 폭발, '어두운 초신성(Faint Supernova)'가 되는 것으로 생각된다. 어두운 초신성의 빛은 일반적인 초신성보다 약해서, 극초신성의 1% 이하이다.
7. 항성의 한계 질량
항성은 마지막에, 태양 질량의 8배 이하인 경우 '백색왜성(White Dwarf)', 태양 질량의 8~25배인 경우 '중성자별(Neutron Star)', 태양 질량의 25배 이상인 경우 '블랙홀(Black Hole)'이 된다. 하지만 이들 가운데 1916년에 일반 상대성 이론으로부터 유도된 블랙홀은 그 후 15년간은 이론상의 존재에 머물고, 실제로는 존재하지 않는다고 알려졌다. 하지만 1930년대가 되자, 물리학을 공부하는 20세의 인도인 학생인 '수브라마니안 찬드라세카르(Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910~1995)'의 생각을 계기로 블랙홀이 실재할지도 모른다고 생각하게 되었다.
당시에는 매우 작고 고밀도의 별인 '백색 왜성'이 발견되어 있었는데, 이 별은 '전자(electron)'의 운동에 의해 지탱되고 있었다. '찬드라세카르'는 이 백색 왜성이 견디어 낼 수 있는 중력에 한계가 있다는 사실을, 당시 갓 탄생한 학문인 양자 역학을 통해 유도해냈다. 그러면 매우 무거운 '백색 왜성'은 어떻게 될까? 거기에서 찬드라세카르는 '백색 왜성의 질량이 태양 질량의 1.4배가 되면, 반지름이 0인 별이 된다'라고 주장했다. 당시에 블랙홀이라는 말은 없었지만, 이것은 블랙홀을 예언한 것이었다.
하지만 당시 권위 있는 천문학자들이 이 설에 강한 반론을 제기했고, 이 때문에 '찬드라세카르'는 연구 분야를 바꾸고 말았다. 하지만 그 후 30년 이상이나 걸려, 백색 왜성의 질량에 한계가 있다고 인정되었다. 백색왜성을 관측해 보아도, 태양의 1.4배 이상의 질량을 가진 백색왜성이 발견되지 않았기 때문이다.
찬드라세카르의 가설로부터 2년 후, 주로 중성자로 이루어진 '중성자별'이 러시아의 물리학자 '레프 란다우(1908~1968)'에 의해 제안되었다. 그리고 1939년에는 미국의 물리학자 '로버트 오펜하이머(1904~1967)'가 중성자별의 질량에 한계가 있다는 것을 이론적으로 증명하였다. 그리고 중성자별은 태양 질량의 3배를 넘으면, 중력 붕괴가 무한히 계속되고 계속 찌부러진다.'라고 주장했다. 그 후, 중성자별보다 강한 중력에 견디는 별은 생각되지 않았다. 그래서 일부 천문학자들은 아주 무거운 별이 다 타고 나서 '중력 붕괴(Gravitational collapse)'가 일어나면, 블랙홀이 될지도 모른다고 조금씩 생각하게 되었다.
8. 극초신성(Hypernova)
'초신성(Supernova)'은 수천억 개의 항성으로 이루어진 은하의 밝기에 필적하는 항성의 대폭발이다. 하지만 초신성보다 에너지의 규모가 한 자릿수나 더 큰 거대 폭발인 '극초신성(Hypernova)'이 1998년에 처음으로 발견되어 천문학계에 충격을 불러일으켰다. 극초신성은 '감마선 폭발'과도 밀접한 관계가 있는 것 같다. 또 그 후에 극초신성 연구를 통해 흥미로운 사실이 알려졌다. 극초신성이 우리의 몸을 이루고 있는 여러 가지 원소의 합성에 깊이 관련되어 있다는 내용이다.
초신성은 지금까지도 활발하게 연구되고 있으며, 현재는 초신성이 노년기의 무거운 항성이 일으키는 거대한 폭발 현상이라고 알려져 있다. 밤하늘에 갑자기 생긴 것처럼 보여서 '새로운 별'이라는 뜻의 이름이 붙었지만, 사실은 무거운 항성이 일생의 마지막을 맞이하는 현상이다. 초신성 폭발은 여러가 지 원소로 이루어진 원소를 우주 공간에 뿌려 놓는 역할도 한다. 그리고 이 원소들이 다시 모여서 별이 된다. 지구 뿐만 아니라 우리의 몸을 이루는 원소들도 원래는 초신성에서 생긴 것이다.
8-1. 극초신성의 발견
1998년, '유럽남천천문대(ESO: European Southern Obs)'에서는 일반적인 초신성보다 10배 내지 수십 배나 되는 거대한 에너지로 폭발하는 초신성을 발견했다. 'SN1998bw'라는 초신성의 경우, 폭발에 휘날리는 가스가 초속 약 4만 km에 이르러, 광속의 13%에 해당했다. 또 일반적인 초신성에 의해 방출되는 가스의 몇 배나 됐다. 이처럼 일반적인 '초신성(supernova)'보다 훨씬 많은 에너지를 방출하는 별의 폭발을 '극초신성(Hypernova)'라고 한다. 무거운 항성이 최후에 폭발하는 것은 일반적인 초신성과 같지만, 폭발에 메커니즘을 서로 다르다고 한다.
'SN1998bw'의 발견 이후, 극초신성 후보들이 더 발견되었다. 그중에는 과거에 일반적인 초신성으로 분류되었던 'SN1997ef'같은 것들도 있다. 'SN1997ef'는 'SN1998bw'의 발견 뒤에 재조사되었고 그 결과 '극초신성'이되었다. 'SN1997ef는 일본의 아마추어 천문가가 1997년에 발견하였다.
8-2. 중심이 블랙홀이라도 폭발은 일어난다.
초신성은 태양의 8~25배 정도되는 질량을 가진 항성이 생애의 마지막에, 중성자별을 중심에 남긴 채 그 밖에 껍데기를 산산이 흩어뿌려놓는 현상이다. 한편, 그보다 더 무거운 항성은 중심에 중성자별보다 더 무거운 블랙홀을 만든다. 이 때문에 아주 무거운 항성은 초신성 폭발을 일으키지 않는다고 알려져 있었다. 중심에 형성된 블랙홀의 강한 중력에 의해, 핵의 바깥쪽에 있는 껍데기도 중심을 향해 힘차게 빨려 들어가 폭발할 수 없다고 생각한 것이다. 실제로 이러한 별의 최후가 관측되어 있으며, 일반적인 초신성과 비교해 매우 어두워서 '어두운 초신성(faint supernova)'이라고 부른다.
하지만 근년의 연구에 따르면, 중심에 블랙홀이 만들어지는 무거운 항성에서도 초신성 폭발보다 더욱 격렬한 폭발이 일어난다고 한다. 바로 극초신성의 대푹발이다.
8-3. 극초신성의 정체는 제트가 유도하는 대폭발
그러면 '극초신성'은 '어두운 초신성'과 무엇이 다르고, 어떻게 해서 초신성보다 한 자릿수나 큰 규모의 에너지로 폭발할 수 있는 것일까? 그 비밀은 블랙홀의 회전에 있는 것 같다.
원래의 항성이 고속으로 자전하고 있을 경우, 자전을 방해하는 자기장 등의 요인이 없으면, 중력 붕괴에 의해 중심에 형성된 블랙홀도 회전하게 된다. 그리고 블랙홀이 된 핵 바깥쪽의 물질도 회전하면서 블랙홀로 떨어진다. 하지만 회전하는 물질에는 바깥쪽으로 원심력으로 작용하므로 곧장 중심쪽으로 떨어지는 것은 아니다. 그 결과, 떨어지는 물질은 블랙홀 주위에 원반을 형성하는데, 이것을 '강착 원반(contracting disk)'이라고 한다. '강착 원반'이 형성되면, 블랙홀로 떨어지는 물질 가운데 일부는 강착 원반의 중심에서 상하 방향의 고속의 '제트(jet)'가 뿜어 나온다. 이 제트 형성에 관한 자세한 메커니즘은 규명되지 않았지만, 회전하는 블랙홀에서 엄청난 에너지를 끌어내고 있는 것으로 보인다.
이러한 '강착 원반과 제트'의 조합은 크기의 규모에 따라 차이가 있지만, '퀘이사(quasar)' 등에서도 나타나는 현상이다. 퀘이사는 수십억~백수십억 광년 거리에 있는 매우 밝은 천체로, 블랙홀이 주변 물질을 집어삼키는 에너지에 의해 형성되는 거대 발광체로 생각된다. 극초신성의 폭발은 항성 내부에서 뿜어 나오는 이 제트의 압력에 의해 일어난다고 생각된다. 제트가 항성의 가스를 흩뜨리고, 그 충격이 항성 전체로 퍼져 폭발에 이른다는 것이다.
게다가 제트는 상하 방향으로 나오기 때문에, 가로 방향의 압력이 약해져 폭발은 비대칭이 된다. 따라서 관측 방향에 따라 극초신성의 모양이 바뀌는 것으로 생각된다. 제트의 방향에서 바라보면 커다란 폭발로 보이고, 바로 옆 방향에서 관측하면 작은 폭발로 보일 것이다. 현재 극초신성은 초신성에 비해 압도적으로 관측 사례가 적은데, 비대칭 폭발이기 때문에 상당수가 누락되었을 가능성도 있다.
8-4. 아마추어가 발견한 극초신성이 정설을 뒤집었다.
1998년에 발견된 극초신성 'SN1998bw'은 원래 질량의 약 40배에 이르렀다. 항성은 무거운 것일수록 존재하는 숫자가 적다. 그래서 발견되고 나서 여러 해 동안 극초신성은 수가 적고 매우 무거운 항성에 의해 일어나며, 우주에서도 드문 현상이라고 여겨졌다.
그러다가 일본 가나가와 현의 '히로세 요지' 씨는 물고기자리의 은하 M74에서 'SN 2002ap'를 발견하였다. 2002년 1월에 아마추어 천문가가 발견한 극초신성 'SN 2002ap'은, 그때까지의 정설을 바꾸어 놓았다. 'SN 2002ap'는 태양의 20~25배 정도밖에 되지 않는다는 사실이 알려졌기 때문이다. 태양 질량의 20배 정도 되는 항성에서도 극초신성이 생긴다면, 극초신성은 당초의 예상 이상으로 우주에서 흔한 현상일지도 모른다. 극초신성도 초신성과 마찬가지로 여러 원소를 합성해 우주 공간에 흩부린다. 만약 극초신성이 우주에 흔한 존재라면, 우리 주변에 있는 원소도 상당 부분이 극초신성에서 왔을 가능성이 있다. 극초신성은 제2의 어머니와 같은 천체일지도 모른다.
8-5. 지금보다 옛날에 극초신성이 더 많았던 것 같다.
우주에는 가벼운 항성의 수가 많지만, 가벼운 항성은 초신성 폭발 등으로 우주 공간에 방출하는 물질의 양도 적다. 그 점을 고려하면 우주에 있는 물질의 방출량에 가장 많은 기여를 하는 것은 태양 질량의 20~25배 정도 되는 항성이라고 말할 수 있다. 'SN2002ap'는 이 범위에 들어간다.
극초신성이 우주에 있는 원소의 합성에 많은 공헌을 한다고 생각되는 이유는 또 있다. 은하의 초기에 생긴 항성의 대기에 상대적으로 많이 함유된 '아연(Zn)'이나 '티타늄(Ti)', '코발트(Co)' 등 일부 금속 원소의 양이 초신성만으로 만들어졌다고는 설명할 수 없을 정도로 많기 때문이다. 이들 원소는 초고온이 아니면 합성되지 않는다. 하지만 극초신성 폭발에 의한 엄청난 에너지라면, 이들 원소를 초신성보다 많이 만들어낼 수 있다. 그렇다면 어쩌면 은하의 초기에는 극초신성의 발생 빈도가 지금보다 더 많았을지도 모른다. 즉, 옛날에는 무거운 항성이 지금보다 더 많았을지도 모른다.
8-6. 극초신성은 '감마선 폭발'의 발생 원천인가?
극초신성이 매우 에너지가 높은 폭발로 주목받는 이유는 또 있다. 극초신성 SN1998bw의 발견이, 천문학 최대의 수수께끼 가운데 하나였던 '감마선 폭발(gamma-ray burst)'과 밀접하게 관계되어 있었던 것이다.
'감마선 폭발'은 0.001초 정도부터 몇 분 동안의 짧은 시간에 폭발적인 고에너지의 감마선이 지구에 쏟아지는 현상이다. 1960년대 후반에 원자 폭탄의 실험을 탐지할 목절으로 발사된 미국의 군사 위성 '벨라(Vela)'에 의해 우연히 발견되었다. 그 후에도 많은 감마선 폭발 현상이 관측되었지만, 감마선은 어느 정도 넓은 범위에서만 발생원을 가질 수밖에 없다. 이러한 이유 때문에 발생원이 되는 천체가 무엇인지, 어떤 메커니즘으로 고에너지의 감마선이 발생하는지는 거의 알려져 있지 않았다. 그러다 감마선 폭발 GRB980425가 발생한 직후, 그 방향을 가시광선으로 관측하자, 광도가 높아지고 있는 극초신성 SN1998bw가 있었다. 이러한 사실들은 극초신성이 감마선 폭발의 발생원이라는 점을 강하게 시사하는 관측결과라고 말할 수 있다.
9. 중성미자 천문학
9-1. 중성미자는 대부분의 물질을 통과한다.
1987년 2월, 우리은하의 이웃에 있는 대마젤란은하에서 초신성 폭발이 일어났다. SN 1987A이었다. 근대적인 천문 관측 기술이 확립된 이후, 이렇게까지 가까이에서 초신성이 출현한 적은 없었다.
이론적으로는 초신성 폭발 때, '중성미자(Neutrino)'라는 소립자가 대량 방출된다는 사실이 예상되고 있었다. 만약 이 중성미자를 관측할 수 있다면, 초신성 폭발의 이론이 옳다는 것을 뒷받침하게 된다. 하지만 중성미자는 전기를 띠고 있지 않은 데다가, 관측 장치 대부분을 빠져나가므로 검출하기가 매우 어렵다. 중성미자는 거의 대부분의 물질을 관통하기 때문에, 우주의 아주 먼 곳에서도 도달한다고 생각된다. 예컨대 우주 탄생 1초 후에 태어난 중성미자 등도 관측될지도 모른다. 만약 이러한 관측에 성공한다면 우주에 대한 많은 정보를 얻게 될 것이다.
'중성미자(neutrino)'는 '전기적으로 중성인 작은 입자'를 뜻한다. 원자핵의 β붕괴로 발생한 소립자로서, 스위스의 물리학자 '파울리'가 1930년에 그 존재를 예언했다. 파울리는 이것을 '중성자(neutron)'라고 이름 붙였지만, 그 후에 원자핵 안에서 발견된 중성의 입자가 '중성자(neutron)'이라고 명명되었다. 그래서 나중에 이탈리아의 물리학자 '페르미'가 '중성미자(neutrino)'라고 이름을 바꾸었다. 중성미자는 물질을 구성하는 입자가 아니라, 소립자끼리 여러 가지 반응으로 발생하는 소립자이다. 정확한 질량은 밝혀지지 않았지만, 다른 입자에 비해서 극단적으로 가볍다는 사실이 알려져 있다. '중성미자'의 질량은 '전자(electron)'의 1000만 분의 1 이하이다.
9-2. SN1987에서 방출된 중성미자를 검출하는 데 성공하였다.
일본 도쿄대학의 특별 영예 교수인 '고시바 마사토시' 박사는, 중성미자 검출 장치인 '가미오칸데'로 SN 1987A에서 방출된 중성미자를 검출하는 데 성공하였다. 이로써 중성미자로 우주를 살펴보는 천문학의 길이 열리게 되었다. 중성미자를 사용하는 새로운 천문학은 앞으로의 발전이 많이 기대되는 분야이다.