초신성이란?

1900년대의 신성은 티코 브라에나 케플러 혹은 그 이전의 중국 천문학자들이 연구했던 신성만큼 밝지는 않았다.

1934년에 스위스의 천문학자 프리츠 츠비키는 이처럼 매우 밝은 별에 '초신성'이라는 이름을 붙였다.

프랑스의 천문학자 샤를 메시에는 혜성을 추적하고 있었는데 가끔씩 구름 모양의 얼룩을 혜성으로 착각하기도 했다.

그래서 그는 혜성을 추적하는 다른 관측자를 위하여 이러한 얼룩의 위치를 목록으로 만들었다.

그의 목록 맨 처음에 올라 있는 M1은 황소자리에 있는 희미한 점이었다.

1844년에 영국의 천문학자인 윌리엄 파슨스 로스 경이 M1을 자세히 연구했다.

M1은 구부러진 빛줄기가 있는 거친 가스 구름처럼 보였다.

그래서 그는 M1을 '게성운'이라고 불렀고 그후로 이 이름이 M1의 이름으로 정착되었다.

1921년에 미국의 천문학자 존 찰스 던컨이 게성운을 다시 연구하다가. 게성운이 로스 경의 기록보다도 약간 더 크다는 사실을 발견했다.

그 구름은 팽창하고 있었던 것이었다.

그리고 미국의 천문학자 에드윈 포웰 허블은 이것이 1054년의 초신성을 낳은 대폭발의 잔해일지도 모른다는 설을 제시했다.

게성운의 팽창 속도가 계산되었고 이를 토대로 약 900년 전에 최초의 폭발이 있었을 것이라는 결과가 나왔다.

 

초신성 역시 신성과 마찬가지로 폭발의 결과이며 단지 폭발의 규모가 큰 것일 뿐이다.

 

그럼 폭발의 원인은 무엇일까?

인도의 천문학자 수브라마니안 찬드라세카르가 백색 왜성의 질량이 어느 정도까지 나갈 수 있는지 계산해 냈다.

즉, 백색 왜성은 질량이 크면 클수록 자신의 중력 때문에 더 많이 수축하게 되는데, 그는 별이 백색 왜성으로 수축될 수 있는 한계 질량을 계산해 냈던 것이다.

이 한계를 지나면 별은 파괴돼 버린다.

그 한계 질량을 '찬드라세카르의 한계'라고 하는데 그것은 별의 질량이 태양의 1.44배일 때이다.

따라서 그 이상의 질량을 가진 백색 왜성은 존재하지 않는다.

찬드라세카르의 한계는 처음에는 별로 중요해 보이지 않았다.

우주에 존재하는 별의 95%이상이 태양보다 1.44배 작은 질량을 가지고 있었기 때문이다.

이들은 모두 팽창하여 적색 거성이 되었다가 별 문제 없이 수축하여 백색 왜성이 된다.

그러나 질량이 아주 큰 별도 백색 왜성이 될 수는 있을 것 같다.

질량이 큰 별이 팽창하여 적색 거성이 된 다음 압축될 때에는 안쪽 부분만 수축하기 때문이다.

바깥층은 그대로 남아 있거나 외부로 불려 나가서 행성상 성운을 형성한다.

그리하여 자연스럽게, 적색 거성의 질량이 얼마이든 태양 질량의 1.44배 이하가 되는 핵 부분만이 수축하여 아무 문제 없이 백색 왜성을 형성할 수 있다.

그러나 질량이 태양의 1.44배에 약간 못 미치는 백색 왜성이 있는데, 이 별은 서로 아주 가까이 붙어 있는 쌍성계의 하나로 나머지 다른 별은 보통 별이다.

백색 왜성은 정상적인 별로부터 그 구성 물질을 계속 끌어와 자기 것으로 만들 것이다.

흡수한 물질이 수소로서 융합을 거친다고 해도 이것은 헬륨이 되어 백색 왜성에 남을 것이다.

결국 백색 왜성은 점점 더 무거워지고 드디어는 찬드라세카르의 한계를 넘어서게 된다.

이런 일이 발생하면 백색 왜성은 자신의 구조를 유지하지 못하고 폭발해 버린다.

이 폭발의 규모는 일반 신성의 폭발 중 두드러진 것보다도 수백만 배나 크다.

이 초신성은 한동안 보통 별의 수십억 배 밝기로 빛나다가 서서히 희미해져 간다.

그리고 그 백색 왜성은 파괴된 뒤에 아무것도 남기지 않는다.

이러한 폭발의 결과로 생긴 것을 제 1형 초신성이라고 한다.

제 2형 초신성도 있는데 제 1형 초신성보다 약간 덜 밝다.

우리 태양은 초신성이 될 수 없다.

태양으로부터 형성될 백색 왜성은 찬드라세카르의 한계 아래에 있으며, 질량을 얻을 수 있는 동반성도 없기 때문이다.

제1형 초신성의 스펙트럼을 보면 그들에게는 수소가 없음을 알 수 있다.

따라서 그들이 백색 왜성의 폭발로 생긴 것이라는 기대 를 갖게 한다.

적색 거성에서 백색 왜성으로 수축하는 동안 대부 분의 수소를 소모해 버리고 수축된 가운데 부분에는 수소가 전혀 없기 때문이다.
그러나 제 2형 초신성의 스펙트럼에서는 다량의 수소가 포함된 것으로 나타나는데, 이것은 별이 완전히 백색 왜성의 단계에 도달 하기 전에 폭발이 있었음을 의미한다.

즉, 적색 거성 자세가 폭발 한 것처럼 보인다.

별의 질량이 클수록 이것으로부터 형성되는 적색 거성은 더 커지며 이 적색 거성의 수축은 엄청나다.

만약 별의 질량이 상당히 크다면 수축이 매우 갑작스럽게 진행되는 사이에 수축되는 부분에 남아 있던 수소가 모두 압축되고 융합되어 마침내 대폭발을 일으켜 초신성을 생성하게 된다.

 

또 다른 면에서 제 1형 초신성과 제 2형 초신성은 다르다. 제 1형 초신성으로 폭발하는 백색 왜성은 뒤에 아무런 흔적도 남기지 않는 데 비해 제2형 초신성으로 폭발하는 적색 거성은 수축 잔유물을 남긴다.

그러나 이 잔유물은 백색 왜성이 되지는 않는다.

첫 째로 어떤 별의 질량이 굉장히 커서 태양 질량의 20배 이상 된다면 수축 잔유물은 찬드라세카르의 한계를 넘어서기 때문에 너무 무거워서 백색 왜성이 될 수 없다.

또한 수축이 엄청나게 폭발적이어서 수축된 부분의 질량이 태양 질량의 1.44배보다 작다고 하더라도 백색 왜성의 단계를 넘어설 정도로 압축되어 버린다.

 

그러면 수축된 별 조각들이 백색 왜성의 단계를 넘어서면 어떤 일이 발생할까?

 

백색 왜성은 '자유 원자핵'과 '자유 전자'로 구성되어 있으며 자유 전자가 더 이상의 수축을 막는 브레이크 역할을 하게 된다.

그러나 질량이 너무 크거나 수축의 힘이 너무 크면 전자가 자유 핵 속의 양성자와 결합하여 중성자를 형성한다.

그러면 완전히 중성자로만 이루어지는 별이 만들어진다.

중성자는 전하를 띠지 않으며 서로 반발하지 않고 맞닿을 때까지 모인다.

중성자로 구성된 별은 태양 정도의 질량을 가진 별을 지름이 14km도 안되는 공 속으로 집어 넣을 수 있다.

 

이런 별을 '중성 자별'이라고 한다.