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감마선 폭발

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목차

1. 개요

감마선 폭발은 1960년대 말 미국의 인공위성 벨라에 의해 처음 발견된, 우주에서 발생하는 강력한 에너지 분출 현상이다. 감마선 폭발은 핵무기 실험 감시를 위해 개발되었으나, 핵실험과는 다른 양상의 감마선 섬광을 감지하면서 처음으로 그 존재가 확인되었다. 초기에는 우리은하 내에서 발생하는 현상으로 추정되었으나, 콤프턴 감마선 관측선의 관측을 통해 우리은하 외부에서 등방적으로 분포한다는 사실이 밝혀지면서 외부 기원설이 정립되었다. 감마선 폭발은 지속 시간에 따라 단기지속과 장기지속으로 분류되며, 초신성과 중성자별 융합 등 다양한 천체 현상과 관련이 있다. 감마선 폭발은 지구 생명체에 위협이 될 수 있으며, 과거 대량 멸종의 원인으로 추정되기도 한다.

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감마선 폭발
감마선 폭발 정보
특징
추가 정보

2. 역사

감마선 폭발(GRB)은 1960년대 후반 미국의 벨라 위성에 의해 처음 관측되었다. 벨라 위성은 원래 소련의 비밀 핵실험을 감시하기 위해 만들어졌으나, 핵무기 실험과는 다른 형태의 감마선 섬광을 감지했다.[209] 로스앨러모스 국립 연구소의 레이 클레베사델 팀은 이 데이터를 분석하여 폭발체 16개의 대략적인 위치를 파악하고, 이 감마선이 지구 또는 태양에서 온 것이 아님을 확인했다. 이 발견은 1973년 《천체물리학 저널》에 〈우주기원 감마선 폭발의 관측〉이라는 제목의 논문으로 투고되었다.[210]

초기에는 GRB가 우리은하 내에서 발생한다는 가설이 많았으나, 1991년 콤프턴 감마선 관측선의 BATSE 관측 결과 GRB가 등방적으로 분포한다는 사실이 밝혀지면서 우리은하 외부 기원설이 힘을 얻게 되었다.[211] 우리은하는 납작한 형태이므로, 만약 GRB가 우리은하 내에서 발생한다면 은하 평면에 집중되어야 하지만, 실제로는 그렇지 않았기 때문이다.[212][213][214][215]

폭발의 관측
연대명칭
1999년GRB 990123
2006년GRB 060614
2013년GRB 130427A
2022년GRB 221009A


2. 1. 발견

BATSE가 감지한 전천의 모든 감마선 폭발 위치를 나타낸 그림. 그 분포는 등방적이며 우리은하 원반(그림 가운데를 수평하게 지나감)에 집중되는 경향이 없다.


감마선 폭발은 1960년대 말 미국의 인공위성 벨라에 의해 처음 발견되었다. 미국은 소련이 1963년 핵실험 금지 조약에 조인해 놓고 비밀리에 핵실험을 하고 있는 것이 아닌지 의심하여, 핵무기 실험 때 발생하는 감마선 펄스를 우주에서 감지하기 위한 군사위성 벨라를 발사하였다. 협정 세계시 기준 1967년 7월 2일 14시 19분, 벨라 4호와 벨라 3호가 감마선 섬광을 감지했으나, 이는 그전까지 알려진 모든 핵무기와 양상이 달랐다.[209] 로스앨러모스 연구소의 팀(팀장 레이 클레베사델)은 무슨 일이 벌어진 것인지 확실히 알 수 없었으나 그다지 시급한 일은 아니라고 판단하여 데이터를 기입만 해 두었다. 이후 보다 좋은 장비를 탑재한 새 벨라 위성이 발사되었고, 로스앨러모스 팀은 이번에도 설명이 불가능한 감마선 폭발들이 감지됨을 발견했다. 서로 다른 위성들에 폭발이 감지된 시각이 제각각 달랐기에 이를 통해 팀은 폭발체 16개의 대략적인 천구상 위치를 가늠할 수 있었고,[209] 이 감마선이 지구나 태양에서 나온 것이 아님을 확신했다. 이 발견은 1973년 기밀이 해제되어 《천체물리학 저널》에 〈우주기원 감마선 폭발의 관측〉이라는 제목의 논문으로 투고되었다.[210]

이 폭발체들이 무엇인지 설명하고자 하는 많은 가설들이 제기되었는데, 대부분의 가설들은 우리은하 안에서 폭발체를 찾으려 했었다. 1991년 콤프턴 감마선 관측선이 발사되기 전까지는 관련된 진척이 거의 없었다. 콤프턴 관측선에 탑재된 순간적폭발원탐색기(Burst and Transient Source Explorer; BATSE)는 매우 민감한 감마선 검출기로, GRB들이 우주의 어느 방향(은하평면이나 은하중심 등)으로도 편향되지 않고 등방적으로 분포한다는 결정적 자료를 제공했다.[211] 우리은하는 납작한 모양을 하고 있기에 만일 폭발원이 우리은하 안의 천체라면 그 분포가 은하평면 안 또는 근처에 매우 집중되어 있어야 한다. 그러나 그러한 패턴이 나타나지 않음은 GRB가 우리은하 외부에서 오는 감마선임을 뒷받침하는 강력한 증거를 제공했다.[212][213][214][215] 그러나 일부 우리은하 모형 역시 등방적 분포에 합치되기도 한다.[212][216]

2. 2. 우리은하 외부 기원 증명



1991년 콤프턴 감마선 관측선의 순간적폭발원탐색기(BATSE)는 감마선 폭발(GRB)이 우주의 특정 방향으로 편향되지 않고 등방적으로 분포한다는 결정적인 자료를 제공했다.[211] 우리은하는 납작한 모양이므로, 폭발원이 우리은하 안에 있다면 그 분포는 은하 평면 안이나 근처에 집중되어야 한다. 그러나 GRB는 그러한 패턴을 보이지 않았고, 이는 GRB가 우리은하 외부에서 발생한다는 강력한 증거였다.[212][213][214][215]

1996년 4월 발사된 이탈리아-네덜란드 인공위성 BeppoSAX는 최초로 감마선 폭발체의 정확한 위치를 측정했다.


감마선 제트와 주위 잔유휘광이 발생하는 모습의 상상도.


1997년 2월, BeppoSAX 위성은 GRB 970228[222]을 발견했고, 위성의 엑스선 카메라를 통해 엑스선 잔유휘광을 감지했다. 20시간 후, 윌리엄 허셜 망원경은 가시광선 대역에서 잔유휘광을 감지했다.[223]

이후 BeppoSAX가 발견한 GRB 970508은 또 다른 중요한 돌파구를 마련했다. 이 GRB는 발견 4시간 만에 위치가 특정되어, 연구진들이 매우 이른 관측을 할 수 있었다. 천체의 흡수선 분석 결과, 적색편이 z = 0.835로 확인되었으며, 이는 약 60억 광년 거리임을 의미했다.[226] 이는 GRB의 거리가 정확히 결정된 최초의 사례이며, GRB 970228의 모은하 발견과 함께 GRB가 극히 멀리 떨어진 은하에서 발생함을 입증했다.[224][227] 몇 달 후, GRB 거리 척도 논쟁은 종식되었고, GRB가 매우 먼 거리의 어두운 은하에서 발생하는 외부 은하 현상이라는 이해가 확립되었다. 이듬해 GRB 980425와 밝은 초신성 SN 1998bw가 같은 위치에서 발생하면서, GRB와 무거운 별의 죽음 사이에 분명한 연관성이 있음이 밝혀졌다.[228]

2. 3. 추가적인 연구 발전 (2000년 이후)

NASA의 스위프트 우주선, 2004년 11월 발사


HETE-2[37]는 2000년에 발사되어 2006년까지 작동했으며, 이 기간 동안 주요 발견 대부분을 제공했다. 2004년에 발사된 스위프트는 2024년 5월 현재까지도 작동 중이다.[38][39] 스위프트는 매우 민감한 감마선 검출기뿐만 아니라 탑재된 X선 및 광학 망원경을 갖추고 있으며, 폭발 후 잔광 방출을 관찰하기 위해 신속하고 자동으로 방향 전환할 수 있다. 페르미는 감마선 폭발 감시 장치를 탑재하여 연간 수백 건의 폭발을 감지하며, 그중 일부는 페르미의 대형 면적 망원경으로 초고에너지에서 관측될 만큼 밝다. 한편, 지상에서는 수많은 광학 망원경이 감마선 폭발 좌표 네트워크를 통해 전송된 신호에 즉시 반응하는 로봇 제어 소프트웨어를 통합하도록 제작 또는 수정되었다. 이를 통해 망원경은 신호를 수신한 직후, 종종 몇 초 이내에, 감마선 방출이 여전히 진행되는 동안에도 GRB를 향해 신속하게 방향을 전환할 수 있다.[40][41]

2000년대 이후 새롭게 발전된 내용은 다음과 같다.

  • 짧은 감마선 폭발이 별개의 종류(중성자별 병합에서 발생하며 초신성과 관련 없음)로 인식되었다.
  • 대부분의 GRB 이후 몇 분 동안 지속되는 X선 파장에서 확장되고 불규칙한 플레어 활동이 발견되었다.
  • 우주에서 가장 밝은 GRB 080319B와 이전에 가장 멀리 떨어진 GRB 090423 천체가 발견되었다.[44][45]


대한민국은 독자적인 관측 장비 개발은 없지만, 중국 국가 우주국(CNSA), 중국 과학원(CAS)과 프랑스 우주국(CNES)이 개발하여 2024년 6월 22일에 발사된 우주 변동 객체 감시 장치 개발에 참여하여 거대 별 폭발 연구에 기여하고 있다.[42]

3. 분류

감마선 폭발의 광도곡선들


감마선 폭발(GRB)의 광도곡선은 매우 다양하고 복잡하다.[239] 광도곡선이 동일한 두 GRB는 없으며,[240] 관측되는 거의 모든 성질에서 큰 차이를 보인다. 방출 지속 시간은 수 밀리초에서 수십 분까지 다양하며, 단일 봉우리를 갖거나 여러 번 맥동칠 수 있다. 맥동 시 각 극댓값은 밝아졌다 어두워지는 속도가 대칭적이거나, 빠르게 밝아졌다가 천천히 어두워질 수 있다. 어떤 GRB는 약한 폭발("전조")이 먼저 일어나고 수 초에서 수 분 동안 방출이 없다가 훨씬 격렬한 "진짜" 폭발이 일어나기도 한다.[241] 어떤 GRB의 광도곡선은 매우 혼란스러워 인식 가능한 패턴이 거의 없을 때도 있다.[242]

일부 광도곡선은 단순화된 모형으로 재현할 수 있지만,[243] 관측된 GRB 다양성을 모두 이해하기에는 아직 부족하다. 다양한 분류법이 제안되었으나, 주로 광도곡선 외형에만 기반하거나 폭발 이전 전구체(원인이 되는 천체)의 물리적 특성을 항상 반영하지 못할 수 있다. 그러나 관측된 GRB들의 지속시간[244] 분포를 보면, 뚜렷한 쌍봉분포를 나타내는 경우가 많다. 이를 바탕으로 GRB를 크게 두 가지로 나눌 수 있다. 하나는 지속 시간이 약 0.3초 정도인 "단기지속(short)" GRB이고, 다른 하나는 지속 시간이 약 30초 정도인 "장기지속(long)" GRB이다.[245] 두 종류 모두 분포가 넓고 겹치는 영역이 있어, 어떤 GRB는 단기지속인지 장기지속인지 구분하기 어렵다. 이러한 이원 분류 체계를 넘어서는 새로운 분류법들이 관측 및 이론적 측면에서 제안되고 있다.[246][247][248][249]

GRB는 매우 밝기 때문에 아주 멀리 떨어져 있어도 지구에서 관측할 수 있다. 장기지속 GRB의 평균적인 절대선속은 우리 은하에서 가장 밝은 항성들에 필적한다. 하지만 눈에 보이는 항성들은 멀어 봐야 수십 광년 거리에 있는 반면, GRB는 수십억 광년 떨어져 있다. 이 막대한 에너지의 대부분은 감마선으로 방출되지만, 일부 GRB는 가시광선에서도 매우 밝다. 예를 들어, GRB 080319B는 가시광선이 가장 밝을 때 실시등급이 5.8등급으로,[270] 75억 광년 거리에서도 육안으로 보이는 가장 어두운 별과 같은 밝기였다. 이 밝기와 거리를 고려하면 GRB는 엄청난 에너지원임을 알 수 있다. 감마선 폭발이 구형으로 균일하게 일어난다고 가정하면, GRB 080319B의 에너지 출력은 태양 질량 전체를 동시에 복사 에너지로 전환(질량–에너지 등가)했을 때 얻을 수 있는 에너지의 2배 이내이다.[234]

이렇게 짧은 시간에 많은 에너지를 생성하는 기작은 아직 밝혀지지 않았다. 따라서 감마선 폭발은 균일한 구형이 아니라 특정 방향으로 집중된 형태, 즉 광속의 99.995% 속력으로 움직이는 좁은 제트 형태의 폭발일 것으로 추정된다.[271][272] 제트의 각크기는 잔유휘광 광도곡선의 "제트 약화(jet break)"를 통해 추정할 수 있는데, 이는 잔유휘광이 서서히 어두워지기 시작한 시점부터 효율적인 분사출 복사가 더 이상 이루어지지 않아 밝기가 갑자기 크게 감소할 때까지의 시간을 의미한다.[273][274] 관측 결과 GRB들의 분사출 각크기는 2도에서 20도까지 다양하다.[275]

GRB 에너지가 제트에 집중되어 있기 때문에 대부분의 감마선은 지구에 도달하지 않아 감지되지 않는다. 제트가 지구를 향하면 폭발 에너지가 상대론적 분사출에 집중되어 더 밝게 보인다. 이 효과를 고려하면, 일반적인 GRB의 에너지 참값은 약 (1E)로, 태양질량의 1/2000이 복사에너지로 전환된 것과 같다.[275] 이는 지구질량 전체를 복사에너지로 전환한 것의 200배에 달하며, 밝은 Ib/c형 초신성의 에너지와 비슷하고 이론적 모형 범위 안에도 들어맞는다. 가장 가까운 GRB들 주위에서 매우 밝은 초신성들이 동반되는 것이 관측된 사례도 있다.[228] 에너지 집중 방출을 지지하는 또 다른 증거는 주위 Ic형 초신성 스펙트럼의 강한 비대칭성과[276] 폭발 후 오랜 시간이 지나 제트가 더 이상 상대론적이지 않을 때 전파 대역에서 관측한 결과가 있다.[277]

단기지속 GRB는 장기지속 GRB에 비해 적색편이가 작고 광도가 낮다.[278] 단기지속 GRB의 분사출은 아직 정확히 측정된 적 없지만, 장기지속 GRB보다 에너지 집중이 덜 하거나[279] 아예 집중되지 않을 가능성도 있다.[280]

3. 1. 단기지속 감마선 폭발 (Short GRB)

지속 시간이 약 2초 이하인 감마선 폭발(GRB)을 단기지속 감마선 폭발(short gamma-ray burst)로 분류한다. 전체 GRB 중 단기지속 유형은 약 30%를 차지하지만, 2005년 이전까지는 단기지속 GRB의 잔유휘광을 제대로 포착한 적이 없어 그 기원에 대해 알려진 것이 거의 없었다.[251] 2005년 이후 단기지속 GRB의 잔유휘광이 여러 번 감지되었고, 그중 일부는 대형 타원은하나 대형 은하단의 중심 지역처럼 항성 형성이 거의 또는 아예 일어나지 않는 곳에서 발생하기도 했다.[252][253][254][255] 이는 단기지속 GRB의 원인이 무거운 항성일 가능성을 배제하며, 단기지속 GRB와 장기지속 GRB가 물리적으로 서로 다른 현상임을 확실하게 보여준다. 또한 단기지속 GRB는 초신성과도 연관이 없다.[256]

이 천체들의 정체가 무엇인지, 그리고 현재의 장기-단기 이원 분류가 옳은 것인지조차 알 수 없다. 현재 가장 유력한 가설은 쌍성계의 중성자별 두 개가 융합[257]하거나, 중성자별과 블랙홀이 융합하여 발생한다는 것이다. 이러한 융합은 킬로노바를 발생시킨다.[258] GRB 130603B에서 킬로노바와 관련된 증거가 발견되기도 했다.[259][260][261] 단기지속 GRB의 평균 지속 시간은 0.2초이다. 이는 발생원의 물리적 직경이 우주적 수준에서 매우 작음(0.2 광초, 지구 직경의 약 4배)을 의미하며, 발생원이 매우 밀도가 높은 천체임을 시사한다. 단기지속 GRB 이후 엑스선 섬광이 분 단위에서 시간 단위로 관측되는 현상은, 중성자별과 같은 천체가 2초 이내에 블랙홀에 흡수된 후 중성자별을 구성하던 물질(더 이상 뉴트로니움이 아님)의 파편들이 조석력에 의해 교란되어 블랙홀 주위를 와선 형태로 오랫동안 공전하며 수 시간에 걸쳐 저에너지 현상을 발생시키는 것으로 설명할 수 있다.[251] 단기지속 GRB 중 일부는 가까운 은하의 연감마선 연속 방출원에서 방출된 거대 섬광에 의한 것으로 추측되기도 한다.[262][263]

3. 2. 장기지속 감마선 폭발 (Long GRB)

관측된 감마선 폭발체 중 대부분(70%)은 지속 시간이 2초 이상이며 장기지속 감마선 폭발(long gamma-ray bursts)로 분류된다.[264] [77] 이들은 수적으로 다수를 차지하고 잔유휘광이 매우 밝은 경향이 있어 단기지속 GRB에 비해 더 많은 연구가 이루어졌다. 연구가 잘 된 거의 모든 장기지속 GRB는 항성 형성이 빠르게 진행 중인 은하와 관련되어 있으며, 많은 경우 중심핵 붕괴형 초신성과도 관련되어, 장기지속 GRB가 거대한 항성의 죽음과 명확하게 관련됨을 보여준다.[264] [78] 장기지속 GRB의 잔유휘광 관측은 높은 적색편이를 나타내며, 항성 형성 영역에서 발생한 GRB와 일치한다.[265] [79]

항성 형성 영역에서 발생한 밝은 GRB를 묘사한 천체예술가의 그림. 폭발 에너지는 서로 반대 방향으로 뻗어나가는 두 개의 좁은 제트 빔에 집중된다.


2022년 12월, 천문학자들은 51초 동안 관측된 GRB 211211A가 중성자별 합병에 의해 생성된 장주기 감마선 폭발의 첫 번째 증거라고 보고했다.[80][81][82] 이어서 GRB 191019A(2019년, 64초)[83]와 GRB 230307A(2023년, 35초)[84][85]는 중성자별 합병에서 기원하는 새로운 종류의 장주기 감마선 폭발을 의미한다고 주장되었다.[86]

1999년 1월 23일, 미국 뉴멕시코주 로스앨러모스의 로보틱 광학 과도 현상 탐색 실험 1(Robotic Optical Transient Search Experiment 1, ROTSE-1)이라는 장치를 통해 처음으로 GRB 본체의 가시광선 영상을 얻는 데 성공했다.

1999년 1월 23일 이른 새벽, 콤프턴 위성이 1분 30초에 걸쳐 지속되는 감마선 폭발을 기록했다. 폭발이 처음 감지된 지 25초 후에 감마선과 X선의 첫 번째 피크가 있었고, 이어서 폭발 발생 40초 후에 약간 작은 피크가 있었다. 그 후 50초 동안 몇 개의 작은 피크를 남기면서 방출이 사라져갔다. 발생 8분 후에는 최대 광도의 1/100까지 광도가 내려갔다. 이 폭발은 과거의 감마선 폭발 중 상위 2%에 랭크될 정도로 강했다.

콤프턴 위성은 폭발 발생 보고를 NASA 고다드 우주 비행 센터의 지상 제어 시설로 보냈고, 센터는 즉시 데이터를 감마선 폭발 좌표 네트워크(Gamma Ray Burst Coordinates Network, GCN)로 전달했다. 이 폭발은 '''GRB 990123'''으로 명명되었다.

BeppoSAX도 이를 관측했으며, 발생 위치를 1분각 이내의 정밀도로 특정했다. 이 데이터도 네트워크로 전달되었고, 폭발 4시간 후에 발생 위치가 팔로마 천문대의 1.52m(60인치) 슈미트식 망원경으로 촬영되었다. 이 영상에는 과거의 아카이브 영상에는 없는 18등급의 가시광선 천체가 찍혀 있었다.

다음 날 밤에는 하와이의 10m 케크 망원경과 카나리아 제도의 로케 데 로스 무차초스 천문대의 2.6m 북유럽 광학 망원경으로 20등급까지 감광된 천체가 촬영되었다. 이 관측으로 흡수선의 적색 편이가 1.6으로 밝혀졌다. 이는 거리에 환산하면 약 90억 광년이 된다.

폭발 발생 16일 후 허블 우주 망원경이 GRB 990123을 관측했다. 이 무렵에는 최초의 300만 분의 1까지 어두워져 있었다. 허블은 폭발원 위치에 어두운 은하를 촬영했다. 이 은하는 푸른색을 띠고 있어 새로운 별이 대량으로 태어나고 있음을 시사했다.

3. 3. 초장기지속 감마선 폭발 (Ultra-long GRB)

장기지속 감마선 폭발의 마지막 단계인 분포상 "꼬리"가 10,000초 이상 오래 지속될 경우 초장기지속 감마선 폭발(ultra-long gamma-ray burst)이라 한다. 초장기지속 GRB는 다른 GRB와 구분되어 청색초거성의 붕괴 결과일 가능성이 제기된다.[266] 현재까지 발견된 초장기지속 GRB는 매우 적으며, 이것들을 다른 GRB와 구분시켜주는 가장 주된 특징은 감마선 방출 시간이다. 현재까지 연구가 이루어져 그 성질이 잘 이해된 초장기지속 GRB로는 GRB 091024A, GRB 101225A, GRB 111209A가 있다.[267][268] 다만 최근의 연구 결과에서는 초장기지속 GRB가 별개의 분류로 존재할 수 있는 증거가 있는지 여부가 불확실하다.[269] 이를 보다 명확히 결론내기 위해서는 여러 파장 대역에 걸친 관찰이 이루어져야 할 것이다.

초장기지속 감마선 폭발(ulGRB)은 10,000초 이상 지속되는 감마선 폭발(GRB)로 정의되며, GRB 지속 시간 분포의 상한선을 포함한다. 이들은 청색 초거성의 붕괴,[87] 조석 파괴 현상[88][89] 또는 새로 태어난 마그네타에 의해 발생하는 별개의 부류로 제안되어 왔다.[88][90] 지금까지 소수만이 확인되었으며, 그들의 주요 특징은 감마선 방출 지속 시간이다. 가장 연구가 많이 된 초장 사건으로는 GRB 101225A와 GRB 111209A가 있다.[89][91][92] 낮은 탐지율은 실제 빈도를 반영하기보다는, 장기간 지속되는 사건에 대한 현재 탐지기의 낮은 감도에 기인할 수 있다.[89] 2013년 연구[93]에 따르면, 새로운 유형의 전구체를 가진 별개의 초장 GRB 집단에 대한 기존 증거는 결정적이지 않으며, 더 확고한 결론을 도출하기 위해서는 추가적인 다파장 관측이 필요하다.

4. 에너지

GRB는 매우 밝기 때문에 엄청 멀리 떨어져 있음에도 지구에서 관측이 가능하다. 장기지속 GRB의 평균적인 절대 선속은 우리 은하의 가장 밝은 항성들에 필적한다. 그러나 눈에 보이는 항성들이 멀어 봤자 수십 광년 거리에 있음에 비해 GRB들은 수십억 광년씩 떨어져 있다. 이 거대한 에너지의 대부분은 감마선 대역으로 방출되지만, 일부 GRB는 가시광선 대역에서도 극도로 밝은 광도를 나타낸다. 예컨대 GRB 080319B는 가시광 대역이 가장 밝을 때 실시등급이 5.8등급이었고,[270] 지구에서 75억 광년 떨어져 있음에도 육안으로 볼 수 있는 가장 어두운 항성과 같은 밝기로 보였다.

이렇게 짧은 시간 동안 이렇게 많은 에너지를 생산할 수 있는 기작은 현재까지 밝혀진 바가 없다. 하여 감마선 폭발이 균일한 구형이 아니라 특정 방향으로 집중된 형태, 즉 광속의 99.995% 속력으로 운동하는 좁은 제트 형태의 폭발일 것으로 생각된다.[271][272] 제트의 각크기 추정치는 잔유휘광 광도곡선의 "제트 약화(jet break)"를 살펴보아 추산할 수 있다. 제트 약화란 잔유휘광이 서서히 어두워지기 시작한 시점부터, 효율적인 분사출 복사가 더 이상 이루어지지 않아 밝기가 갑자기 크게 감소할 때까지의 시간을 말한다.[273][274] 관측 결과 GRB들의 분사출 각크기는 작으면 2도에서 크면 20도까지 매우 다양하게 나타났다.[275]

GRB의 에너지가 제트 줄기에만 거의 집중되어 있기 때문에 GRB가 내뿜는 감마선의 대부분은 지구에 도달하지 않고 아예 감지조차 되지 않는다. GRB의 제트가 지구를 가리키는 방향을 향하면 폭발의 에너지가 상대론적 분사출에 집중됨으로 인해 폭발이 구형으로 균일하게 일어날 경우보다 더 밝게 보인다. 이 효과를 고려할 때, 전형적인 GRB의 에너지 참값은 약 1044 J로 관측된다. 이는 태양질량의 2000분의 1이 복사에너지로 등가전환된 것과 같다.[275]

단기지속 GRB는 장기지속 GRB에 비해 적색편이가 작고(i.e. 거리가 가깝고) 광도가 작다.[278] 단기지속 GRB의 분사출이 정확히 측정된 적은 아직 없으나, 장기지속 GRB보다 에너지 집중이 헐겁거나[279] 또는 일부 경우 아예 집중되지 않을 가능성이 제기되어 있다.[280]

5. 감마선 폭발의 전구체

볼프-레이에별 WR 124와 그 주위의 성운을 촬영한 허블우주망원경 사진. 볼프-레이에별은 장기지속 GRB의 전구체 후보들 중 하나이다.


감마선 폭발(GRB)은 매우 먼 거리에서 발생하기 때문에, 그 전구체가 무엇인지, 폭발을 일으키는 시스템이 무엇인지 파악하기는 매우 어렵다.

장기지속 GRB는 초신성과 연관되어 있고, 그 숙주 은하들이 항성 형성이 매우 빠르게 일어나는 은하라는 점은 장기지속 GRB가 질량이 큰 항성과 관계된 현상임을 뒷받침하는 강력한 증거이다. 장기지속 GRB의 기작으로는 중력붕괴성 모형이 가장 널리 받아들여지고 있다.[281]

반면, 일부 단기지속 GRB는 항성 형성이 일어나지 않고, 무거운 별도 없는 곳, 예컨대 타원은하나 은하헤일로에서 발생한다는 강력한 증거가 있다.[278] 이는 거대질량 항성 모형이 모든 유형의 GRB를 설명하지 못할 수 있음을 시사한다. 단기지속 GRB의 기원으로는 두 개의 중성자별로 이루어진 쌍성계의 융합 가설이 유력하게 제시되고 있다.[286][287]

한편, 독일계 미국 학자 프리트바르트 빈터베르크는 중력 붕괴가 일어나 블랙홀의 사건의 지평선에 다다르면 모든 물질이 감마선 폭발로 분해된다는 가설을 제기하였다.[292]

5. 1. 장기지속 감마선 폭발

대부분의 장기지속 감마선 폭발(GRB)의 기원으로 가장 널리 받아들여지는 것은 중력붕괴성 모형이다.[281] 이 모형에서는 질량이 매우 크면서 금속성은 낮고 빠르게 자전하는 항성이 항성진화의 마지막 단계에서 블랙홀로 붕괴한다. 항성의 핵 근처에 있던 물질들은 중심을 향해 쏟아져 내리면서 고밀도로 소용돌이치는 강착원반을 형성한다. 강착원반의 물질이 블랙홀로 낙하하면 자전축을 따라 한 쌍의 상대론적 제트가 방출되고, 그 결과 제트가 항성의 외피층을 헤치고 표면을 뚫고 나오면서 감마선으로 방출된다. 다른 모형에서는 블랙홀을 마그네타로 대체하기도 하지만,[282][283] 무거운 항성의 중심 붕괴와 뒤이은 상대론적 제트 형성이라는 골자는 거의 대동소이하다.

우리은하에서 감마선 폭발체의 가장 강력한 후보는 볼프-레이에별이다. 볼프-레이에별은 매우 뜨겁고 질량이 큰 항성으로 복사압에 의해 수소를 대부분 또는 모두 바깥으로 날려버린 항성이다. 용골자리 에타, WR 104가 근시일 내에 감마선 폭발을 일으킬 수 있는 후보 천체로 꼽히고 있다.[284] 우리은하의 항성들 중 감마선 폭발을 일으킬 수 있는 적절한 특징을 갖춘 항성이 확실히 존재하는지는 불분명하다.[285]

5. 2. 단기지속 감마선 폭발



두 개의 중성자별로 이루어진 쌍성계에서 두 중성자별이 융합하는 것이 단기지속 감마선 폭발(short gamma-ray burst)의 기원을 설명하는 유력한 가설이다. 이 모형에 따르면, 쌍성계의 두 별은 중력복사를 통해 에너지를 방출하기 때문에 서서히 와선을 그리며 서로에게 가까워진다.[286][287] 그러다 어느 순간 조석력으로 인해 서로를 파괴하고 단일한 블랙홀로 융합 및 붕괴한다. 새로 생성된 블랙홀로 낙하한 물질은 강착원반을 형성하고 에너지를 방출한다. 이 외에도 중성자별-블랙홀 융합, 단일 중성자별의 강착유도 붕괴, 원시 블랙홀의 증발 등 많은 모형들이 단기지속 GRB의 기원을 설명하기 위해 제기되었다.[288][289][290][291]

지속시간이 약 2초 이하인 GRB를 단기지속 감마선 폭발로 분류한다. 전체 GRB 중 단기지속 유형은 약 30%를 차지하지만, 2005년 이전까지는 잔유휘광을 제대로 포착하지 못해 그 기원에 대해 밝혀진 것이 거의 없었다.[251] 2005년 이후로는 잔유휘광이 여러 번 감지되었고, 그 중 일부는 대형 타원은하나 대형 은하단의 중심지역처럼 항성형성이 거의 또는 아예 일어나지 않는 곳에서 발생한 것도 있었다.[252][253][254][255] 이는 단기지속 GRB의 원인이 무거운 항성일 가능성을 배제시키며, 이로써 단기지속 GRB와 장기지속 GRB가 물리적으로 서로 다른 현상임이 확실해졌다. 또한 단기지속 GRB는 초신성과도 연관이 없다.[256]

이 천체들의 정체가 무엇인지, 그리고 현재의 장기-단기 이원분류가 옳은 것인지조차 알 수 없다. 현재 선도적인 가설은 쌍성계의 중성자별 두 개의 융합[257] 또는 중성자별과 블랙홀의 융합이 원인이라는 설이다. 이러한 융합이 일어나면 킬로노바가 발생한다.[258] GRB 130603B에서 킬로노바가 관계된 증거가 발견되기도 했다.[259][260][261] 단기지속 GRB의 평균 지속시간은 0.2초이다. 이는 발생원의 물리적 직경이 우주적 수준에서 매우 작음(0.2 광초; 지구 직경의 약 4배)을 시사한다. 또한 여기서 시사되는 점은 발생원이 매우 밀도가 높은 천체라는 것이다. 단기지속 GRB에 뒤이어 엑스선 섬광이 분 단위에서 시간 단위로 관측되는 결과는 중성자별 따위 천체가 2초 이내에 블랙홀에 집어삼켜지면 뒤 중성자별을 구성하던 물질(더이상 뉴트로니움이 아님)의 파편들이 조석력에 의해 교란되어 블랙홀 주위를 와선을 그리며 오랫동안 공전하게 되고 수 시간에 걸쳐 저에너지 현상이 발생하는 점과 일치한다.[251] 단기지속 GRB 중 소수는 가까운 은하의 연감마선 연속 방출원에서 방출된 거대 섬광에 의한 것이라고 추측되기도 한다.[262][263]

단기지속 GRB는 장기지속 GRB에 비해 적색편이가 작고(i.e. 거리가 가깝고) 광도가 작다.[278] 단기지속 GRB의 분사출이 정확히 측정된 적은 아직 없으나, 장기지속 GRB보다 에너지 집중이 헐겁거나[279] 또는 일부 경우 아예 집중되지 않을 가능성이 제기되어 있다.[280]

6. 방출 기작

감마선 폭발체가 에너지를 복사로 바꾸는 과정은 아직 명확하게 밝혀지지 않았다. 2010년까지도 이 과정을 설명하는 널리 받아들여지는 모형은 없었다.[133] GRB 방출 모형이 성공하려면 감마선 방출을 일으키는 물리적 과정을 설명하고, 관측된 다양한 광도곡선, 스펙트럼 등 다른 특징들과도 일치해야 한다.[134] 특히 어려운 점은 일부 폭발에서 나타나는 매우 높은 에너지 효율이다. 일부 GRB는 폭발 에너지의 절반 이상을 감마선으로 전환하기도 한다.[135]

GRB 990123과 GRB 080319B의 가시광선 대역 광도곡선을 감마선 스펙트럼에서 외삽하여 얻은 관측 결과는,[94][136] 일부 GRB에서 역콤프턴 효과가 주요 과정일 가능성을 보여준다. 이 모형에서는 원래 존재하던 저에너지 광자가 폭발 시 상대론적 전자에 의해 산란되면서 에너지가 크게 증가하여 감마선이 된다.[137]

감마선 폭발 후 나타나는, 감마선보다 파장이 긴 잔유휘광(엑스선-전파)의 특성은 감마선 폭발 자체보다 잘 이해되고 있다. 폭발로 방출되는 에너지 중 폭발 자체의 형태로 방출되지 않은 에너지는 아광속으로 움직이는 물질이나 에너지 형태로 별 바깥으로 향한다. 이 물질이 주위의 성간매질과 충돌하면 상대론적 충격파가 발생하여 성간 공간으로 퍼져 나간다. 2차 충격파인 역충격파는 분출된 물질 속으로 다시 진행할 수 있다. 충격파에 포함된 매우 큰 에너지의 전자는 강력한 국소 자기장에 의해 가속되어 거의 모든 전자기 스펙트럼 대역에서 싱크로트론 복사를 일으킨다.[138][139] 이 모형은 최근 관측된 GRB 발생 후 수 시간에서 수 일 사이에 나타나는 잔유휘광의 양상을 일반적으로 잘 설명하지만, GRB 발생 직후 나타나는 잔유휘광의 특징을 모두 설명하는 데는 어려움이 있다.[140]

7. 발생 빈도와 지구에 대한 위협

감마선 폭발(GRB)은 생명체에게 해롭거나 파괴적인 영향을 미칠 수 있다. 우주 전체를 보았을 때 지구와 유사한 생명체가 존재하기에 가장 안전한 환경은 대형 은하의 외곽 지역에서 밀도가 가장 낮은 영역이다. 은하의 유형과 분포에 대한 지식에 따르면, 생명체는 전체 은하의 약 10%에서만 존재할 수 있다. 또한 적색편이 z ≥ 5인 은하들은 GRB 발생률이 높고 항성 밀도가 높아 생명체에게 부적합하다.[306][307]

현재까지 관측된 모든 GRB는 우리은하 외부에서 발생했으며, 지구에 무해했다. 그러나 GRB가 우리은하 내부에서 일어나고, 그 방출 줄기가 지구를 똑바로 향한다면, 그 영향은 파멸적일 수 있다. 현재 지구를 공전하는 인공위성들은 평균적으로 하루에 한 개의 GRB를 감지하고 있다. 2014년 3월 현재 가장 최근에 관측된 GRB는 1998년 관측된 GRB 980425로, 지구로부터 40Mpc 떨어진(z=0.0085) SBc형 왜소은하에서 발생했다.[309] GRB 980425는 평균적인 GRB보다 에너지가 훨씬 적었으며, Ib형 초신성 SN 1998bw가 그 폭발 원인이다.[310]

지금까지 알려진 생명체 중 자외선에 대한 저항력이 가장 뛰어난 세균 데이노코쿠스 라디오두란스는 인간보다 자외선을 2,000배 더 잘 견디지만, GRB의 자외선 복사는 지구에서의 거리에 따라 이마저 파괴시킬 수 있다. 최초 폭발이 지구를 휩쓸고 지나가면 감마선 폭발로 인한 자외선 폭격으로 대기 중의 오존층이 고갈될 것이기 때문에, 폭발에 직격한 면 뿐 아니라 직격을 피한 지구의 반대쪽 면도 생명유지에 치명적인 후유증을 겪게 될 공산이 크다.[314]

7. 1. 발생 빈도

우리은하와 같은 크기의 은하에서 장기지속 감마선 폭발(GRB)은 대략 10만 년에서 100만 년에 한 번 발생한다.[178] 이 중 극히 소수만이 지구를 향해 빔을 쏠 것이다.[148] 단기지속 GRB의 발생 빈도는 불확실하지만, 장기지속 GRB와 비슷한 수준으로 추정된다.[149] GRB는 서로 반대 방향으로 두 개의 제트를 따라 빔을 방출하는 것으로 생각되기 때문에, 이 제트의 경로에 있는 행성만이 고에너지 감마선에 노출될 것이다.[179]

7. 2. 지구에 미칠 영향

감마선 폭발(GRB)은 우주에서 가장 강력한 폭발 현상 중 하나로, 우리 은하 내에서 발생하여 그 방출 줄기가 지구를 향할 경우 심각한 영향을 미칠 수 있다.

GRB가 지구 근처에서 발생할 경우, 가장 즉각적인 위협은 강력한 자외선 방출이다.[154][155] 수 파섹 이내에서 발생한 GRB는 지구 대기를 통과하며 짧은 시간 동안 엄청난 양의 자외선을 방출하는데, 이는 DNA를 정상 수준의 최대 16배까지 손상시킬 수 있다고 예측된다.[154][155]

GRB는 또한 지구 대기의 화학적 조성을 변화시켜 장기적인 영향을 초래할 수 있다.[154][155] 감마선은 산소 및 질소 분자와 반응하여 산화 질소와 이산화 질소를 생성한다.[154][155] 이 물질들은 다음과 같은 세 가지 주요한 영향을 미친다.

  • 오존층 파괴: 질소 산화물은 오존층을 파괴하여, 전 세계적으로 25~35%, 특정 지역에서는 최대 75%까지 오존층이 감소할 수 있다.[154][155] 이는 지표면에 도달하는 유해한 자외선의 양을 증가시킨다.
  • 광화학 스모그 발생: 질소 산화물은 광화학 스모그를 생성하여 햇빛을 일부 차단하고, 광합성에 영향을 미칠 수 있다.[154][155]
  • 산성비 생성: 이산화 질소는 산성비의 원인이 되지만, 그 영향은 제한적일 것으로 예상된다.[154][155]


우리 은하와 같은 크기의 은하에서 GRB는 10만 년에서 100만 년에 한 번 꼴로 발생할 것으로 추정되지만,[148] 이 중 지구를 향하는 경우는 극히 드물다.

7. 3. 과거 지구에 영향을 미쳤을 가능성

4억 5천만 년 전 오르도비스기-실루리아기 대량절멸의 원인이 감마선 폭발(GRB)이라는 가설이 있다.[207][12][158][187][188] 오르도비스기 말기의 삼엽충 중 해수면 근처 플랑크톤 층 아래에 살던 종들이 깊은 곳에 사는 종들보다 더 큰 피해를 입었는데, 이는 GRB로 인해 해수면 가까이 살던 생물들이 특히 파멸적인 영향을 받았기 때문으로 설명할 수 있다.[207][11][190] 심해 생물들은 상대적으로 무해했다.[207] 오르도비스기 바다 전체 플랑크톤 생물량의 약 20~60%가 GRB로 인해 소멸되었을 것으로 추정된다.[159][189]

774년–775년 탄소-14 급증의 원인이 단기지속 GRB라는 주장이 제기되었으나,[318][319][160][161][191][192] 그보다는 매우 강한 태양플레어였을 가능성이 더 높다.[320][162][193]

7. 4. 미래 지구에 영향을 미칠 가능성





감마선 폭발(GRB)은 생명체에게 해롭거나 파괴적인 영향을 미칠 수 있다. 지금까지 관측된 모든 GRB는 우리은하 외부에서 발생하여 지구에 무해했지만, 우리은하 내부에서 발생하고 그 방출 줄기가 지구를 향한다면 파멸적인 결과를 초래할 수 있다.[306][307]

천문학자들은 WR 104와 같은 볼프-레이에별들을 GRB 후보로 지목한다.[207] WR별이 초신성 폭발을 일으키면 강렬한 감마선 빛줄기를 방출하는데, 이 빛줄기가 지구를 향하면 성층권에 화학적 파괴를 일으켜 심각한 결과를 초래할 수 있다.[207]

예를 들어, 지구로부터 8천 광년 떨어진 WR 104가 감마선 폭발을 일으켜 10초 동안 지구가 감마선에 노출된다면, 전 세계 오존층의 25%가 벗겨진다.[207] 이는 대량절멸, 먹이사슬 붕괴, 기아로 이어질 수 있다. 또한, GRB를 직접 마주 보는 지구의 반구는 치명적인 전리방사선에 노출되어 단기적으로는 방사능병, 장기적으로는 오존층 감소로 인한 심각한 영향을 겪을 수 있다.[207] WR 104는 향후 50만 년 이내에 장기지속 GRB를 동반한 초신성으로 폭발할 것으로 예상된다.[321]

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