극초신성

3. 극초신성의 원인

1990년대 말 이전까지 '극초신성'이라는 용어는 항성종족 III형과 같이 극도로 무거운 별의 이론적인 폭발이나 초대질량 블랙홀의 병합과 같은 극단적인 현상을 표현하는 데 사용되었다. 1998년, 감마선 폭발과 어린 별 사이의 관계에 관한 한 논문에서 감마선 폭발로 인한 가시적 잔광에 대해 '극초신성'이라는 용어를 공식적으로 제안하였다.

이후 매우 밝은 초신성들이 발견 및 조사되었는데, 이들은 극초신성으로 표현되었으며, 표준 Ia형 초신성보다 훨씬 밝았다. '극초신성' 용어는 S.E. 우슬리가 창안하였다. 이러한 밝은 유형의 초신성 조사 결과, 일부는 극도로 무거우면서 낮은 중원소 함량을 지닌 별의 쌍불안정성 기작에 의한 것임을 알 수 있었다.

표준 초신성보다 훨씬 강렬한 사건을 설명하는 모형으로 붕괴성 모형, 별 주위 물질(CSM) 모형, 마그네타 에너지 방출 모형 등이 발표되었고, 붕괴성 모형과 CSM 모형이 널리 받아들여지고 있다. 그 외 다른 모형들은 아직 후보로 거론되거나 이론적인 단계에 머물러 있다.

극초신성은 약 이상의 운동 에너지를 가진 물질을 방출하는 초신성으로 생각되며, 이는 전형적인 핵붕괴 초신성보다 한 자릿수 더 높다. 방출된 니켈의 질량은 크고, 방출 속도는 광속의 최대 99%에 달한다. 이러한 극초신성은 일반적으로 Ic형이며, 일부는 장기간의 감마선 폭발과 관련이 있다. 이러한 사건에서 방출되는 전자기 에너지는 다른 Ic형 초신성과 유사한 수준에서 SN 1999as와 같이 알려진 가장 밝은 초신성 중 일부까지 다양하다.

일반적인 핵붕괴 초신성에서 붕괴하는 핵에서 생성된 중성미자의 99%는 물질의 방출을 유도하지 않고 탈출한다. 극초신성 모델은 물질 방출에 에너지의 효율적인 전달에 초점을 맞추며, 초신성 전구체의 회전이 폭발에서 물질을 빛의 속도에 가깝게 가속하는 제트를 유발한다고 여겨진다. 별의 외피를 벗겨 탄소-산소 핵을 노출시키고 극초신성을 유발하는 데 필요한 회전 조건을 유도하는 최적의 방법으로 쌍성계가 점점 더 많이 연구되고 있다.

최초로 극초신성 모델로 검토된 것은 1998년 4월 25일 유럽 남방 천문대(ESO)가 감마선 폭발의 가시광선 관측을 통해 탐색하던 중 ESO184-G82 은하에서 발견한 SN 1998bw이다. 당시 관측에 따르면, 폭발 시 생성되는 다량의 방사성 원소가 에너지원이 되어 팽창을 가속화하므로, 폭발로 흩어지는 가스의 속도가 광속의 10%에 육박하며, 도플러 효과에 의한 것으로 여겨지는 특징적인 넓은 흡수선이 관측되었다. 또한, 일반적인 Ia형 초신성을 훨씬 뛰어넘는 광도를 가지고 있음이 밝혀졌다.

비정상적으로 밝은 전파 초신성이 극초신성의 대응 현상으로 관측되었으며, 이를 "전파 극초신성"이라고 한다.

3. 1. 붕괴성 모형

3. 2. CSM 모형

3. 3. 쌍불안정성 초신성

3. 4. 마그네타 에너지 방출

4. 감마선 폭발(GRB)과의 관계

1998년, 감마선 폭발과 어린 별 사이의 관계에 관한 한 논문에서 그러한 감마선 폭발로 인한 가시적 잔광에 대해 "극초신성"이라는 용어 사용을 공식적으로 제안하였다. 거의 동시에 매우 밝은 초신성이 다양하게 발견되고 조사되었다. 이들 중 일부는 극도로 무거우면서 낮은 중원소 함량을 지닌 별의 쌍불안정성 기작에 의한 것이었다.

감마선 폭발은 우주에서 관측되는 가장 격렬한 사건 중 일부이다. 그러나 이들의 기원에 관해서는 대략 2000년까지 전적으로 추측만 이루어졌다. 감마선 폭발이 초신성과는 매우 다른 현상에 의해 설명될 수 있기도 하며, 모든 초신성이 감마선 폭발과 상관 있는 것은 아니지만, 지금은 적어도 초신성 폭발이 일부 감마선 폭발의 원인인 것으로 알려져 있다.

스바루 망원경 등에 의한 연구를 통해, 극초신성이 감마선 폭발과 동시에 발견되는 사례가 주목받으면서, 폭발과 극초신성의 관계가 점차 밝혀지기 시작했다(GRB980425와 SN1998bw, GRB030329와 SN2003dh 등). 감마선 폭발을 고속 제트류를 동반하는 비대칭의 중력 붕괴형 극초신성으로 보고, 철을 주성분으로 하는 극 방향(세로)에서 분출하는 제트와, 산소를 주성분으로 하는 적도 방향(가로)으로 산개하는 디스크를 갖는 모델로 가정하면, 극 방향의 제트가 지구를 향하고 있을 때에만 감마선 폭발로 관측된다는 것을 알게 되었다. 이 결과는 가로 방향에서 관측된 극초신성(SN2003jd 등)이 감마선 폭발을 동반하지 않는 사례와 모순되지 않는다.^[3] 그러나 극초신성이 감마선 폭발과 연관되는 한편, 감마선 폭발에도 종류가 있으며, 예를 들어 중성자별끼리의 충돌을 시사하는 경우도 있어, 반드시 명확한 답이 나온 것은 아니다.

근방에서 발생하는 감마선 폭발은 지상의 생태계를 파괴할 수 있다. 그러나 그럴 위험이 있는 후보 천체는 가까이 있지 않다. 일부 천체물리학자들은 감마선 폭발이 4억 4천만 년 전에 일어난 오르도비스기-실루리아기의 대멸종의 원인으로 주장하고 있지만, 이 가설을 뒷받침하는 증거는 없다.

5. 대표적인 극초신성

SN 1998bw는 GRB 980425와 관련이 있는 전형적인 극초신성이다. 스펙트럼에서 수소는 나타나지 않았고, 뚜렷한 헬륨 특징도 없었지만, 강한 규소 선을 통해 Ic형 초신성으로 확인되었다. 주요 흡수선은 극도로 넓어졌고, 광도 곡선은 매우 빠른 밝기 증가 단계를 보였으며, 16일째에 Ia형 초신성의 밝기에 도달했다. 총 방출 질량과 방출된 니켈의 질량은 각각 약 , 였다. GRB와 관련된 모든 초신성은 극초신성의 특징인 고에너지 물질 방출을 보였다.

1998년 4월 25일 유럽 남방 천문대(ESO)가 감마선 폭발의 가시광선 관측을 통해 탐색하던 중 ESO184-G82라는 은하에서 발견한 SN 1998bw가 최초의 극초신성 모델로 검토되었다. 관측에 따르면, 폭발 시 생성되는 다량의 방사성 원소가 에너지원이 되어 팽창을 가속화하므로, 폭발로 흩어지는 가스의 속도가 광속의 10%에 육박하며, 수소, 규소, 헬륨의 흡수선은 보이지 않지만, 도플러 효과에 의한 것으로 여겨지는 특징적인 넓은 흡수선이 관측되었다. 또한 일반적인 Ia형 초신성을 훨씬 뛰어넘는 광도를 가지고 있다는 점이 특징적이다.

SN 2006gy는 수소 흡수선이 관측되어 II형 초신성으로 분류되지만, 폭발 시 통상적인 초신성보다 10배의 쌍생성을 동반하는 폭발이었으며, 블랙홀조차 남기지 않고 완전히 날아갔다는 관측 결과로 인해 극초신성일 가능성이 있다는 견해가 있다. 유사한 폭발을 일으킬 가능성이 있는 항성으로 선원자리 η별이 주목받고 있다.

6. 같이 보기

• 감마선 폭발 원형
• 쿼크별

참조

_[1] 논문 "Multiwavelength observations of the extraordinary accretion event AT2021lwx"
_[2] 웹사이트 Hypernova ! COSMOS https://astronomy.sw[...] 2024-07-05
_[3] 웹사이트 すばる望遠鏡による観測 http://www.naoj.org/[...]
_[4] 문서 Hypernova는 한국천문학회에서 아직 용어가 정립되지 않았다. 극초신성(極超新星)으로 표기하는 경우도 있으나 정확한 표기법은 아니다.