신성 (천체)

3. 발생 원리

백색왜성이 로시로브을 넘어서는 동반성을 가지고 있다면, 백색왜성은 동반성의 외부 대기로부터 지속적으로 기체를 흡수한다. 동반성은 주계열성일 수도 있고 적색거성일 수도 있다. 흡수된 기체는 주로 수소나 헬륨이며, 백색왜성의 강한 중력으로 인해 압축되고 가열된다. 가열된 수소는 백색왜성의 표면에서 CNO 순환을 통해 안정적으로 핵융합을 일으킨다. 그러나 헬륨이 핵융합하여 무거운 원소를 생성하기 위해서는 더 높은 온도와 압력이 필요하며, 2000만 켈빈 이상이 되어야 헬륨 핵융합을 통해 헬륨을 소모할 수 있다.^[34]

핵융합 과정에서 발생하는 엄청난 에너지는 백색왜성 표면의 기체를 날려보내며, 별을 극도로 밝게 빛나게 한다. 최대 밝기에 도달하는 시간은 다양하지만, 이후에는 서서히 어두워진다.^[34]

신성에서 방출되는 물질의 양은 태양 질량의 1/10,000 정도에 불과하며, 이는 백색왜성의 질량에 비해 매우 적다. 흡수된 질량의 약 5%만이 핵융합을 통해 에너지를 공급하지만, 이 정도의 핵융합만으로도 분출물을 초당 수천 킬로미터의 속도로 가속시키고, 신성의 광도를 태양의 수 배에서 최대 50,000-100,000배까지 높이기에 충분하다.^[35]

백색왜성은 수소만 유입된다면, 몇 번이고 신성이 될 수 있다. 이렇게 반복적으로 신성이 되는 별을 반복신성이라고 하며, 대표적인 예로는 뱀주인자리 RS가 있다. 뱀주인자리 RS는 1898년, 1933년, 1958년, 1967년, 1985년, 2006년에 신성 현상을 나타냈다. 그러나 백색왜성의 물질이 고갈되거나, 중성자별로 붕괴하거나, Ia형 초신성으로 폭발하면 이 과정은 끝난다.

신성 폭발은 백색왜성과 일반적인 항성(주계열성)의 쌍성, 특히 가까운 거리에 있는 근접 쌍성계에서 발생한다. 주계열성 표면의 수소 가스가 백색왜성의 강한 조석 작용으로 유출되어 백색왜성 주위에 강착원반을 형성하고 쌓인다. 수소는 장기간에 걸쳐 공급되므로 백색왜성 표면에는 점차 수소가 퇴적된다. 백색왜성의 강한 중력 때문에 낙하하는 수소는 큰 운동 에너지를 가지며, 백색왜성 표면 충돌 시 큰 열이 발생하고, 중력에 의해 압축되어 밀도가 높아진다. 이는 핵융합 반응을 일으키는 조건이다.

일반적인 항성의 중심부에서는 강한 중력에 의한 고온, 고압으로 수소 원자핵이 핵융합 반응을 일으켜 큰 에너지를 발생시킨다. 반응 속도가 올라가 에너지가 과다하게 발생하면 온도와 압력이 상승하여 밀도가 낮아져 반응 속도가 낮아진다. 반대로 반응 속도가 너무 낮아져 에너지가 부족하면 항성의 중력에 의해 중심부가 압축되어 밀도가 높아지고 핵융합 반응이 활발해진다.

항성 중심부의 핵융합 반응은 음의 피드백으로 조절되어 안정적으로 에너지를 방출하지만, 백색왜성은 축퇴된 물질로 이루어져 있어 이러한 조절이 불가능하다. 주계열성에서 쏟아진 수소가 표면에서 핵융합을 시작해도 백색왜성은 그 에너지를 흡수하여 팽창하거나 밀도를 낮추지 못하기 때문에 핵융합 반응은 급격히 진행, 즉 폭주하여 백색왜성 표면 전체가 폭발하여 신성으로 관측된다. 폭발 후에는 수소와 핵반응에서 생성된 헬륨, 탄소, 산소 등의 가스를 우주 공간으로 방출하고 핵반응은 종식되며, 광도는 낮아져 원래의 어두운 쌍성계로 돌아간다.

신성 폭발 후에도 쌍성계에 큰 변화는 없고, 상대 항성에서 백색왜성으로의 수소 유입이 계속되기 때문에 언젠가 다시 신성 폭발을 일으킨다. 하지만 폭발 간격은 1000년에서 10만 년으로 추정되며, 대부분 1회의 폭발만 관측된다.

백색왜성의 질량이 크고, 쌍성계의 다른 쪽이 적색거성인 경우에는 폭발 간격이 10년에서 수십 년으로 짧아지고, 반복 폭발이 관측된다. 이러한 신성은 반복 신성 또는 회귀 신성이라고 불리며, 약 10가지 정도가 발견되었다.

강착원반의 붕괴인 왜신성과는 다른 현상이지만, 왜신성 폭발에 의해 백색왜성에 수소가 공급되기 때문에, 왜신성은 더 긴 주기로 신성 폭발을 일으키고 있을 가능성이 있다. 2007년에는 왜신성 기린자리 Z별에 신성 폭발의 흔적인 성운이 발견되었다.

신성 폭발로 인해 백색왜성 표면에 쌓인 수소 가스와 핵융합으로 생성된 대부분의 원소는 우주 공간으로 날아가 희미한 성운을 형성한 후, 짧은 시간 안에 우주 공간으로 사라지지만, 일부 수소와 다른 원소는 표면에 남는다. 따라서 백색왜성의 질량은 약간 증가하고, 찬드라세카르 한계를 넘는 단계에 도달하면 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있다. 2011년 1월 16일에 발견된 Ia형 초신성 PTF11kx는 초신성 폭발을 일으키기 전에 여러 차례 신성 폭발을 일으켰을 가능성이 있는 최초의 천체이다.

3. 1. 헬륨 신성

4. 종류

신성은 밝기 변화 곡선의 감소 속도에 따라 다음과 같이 분류된다.^[17]

• '''NA형''': 빠른 신성으로, 밝기가 급격히 증가한 후 100일 이내에 3등급(약 1/16 밝기) 감소한다.^[18]
• '''NB형''': 느린 신성으로, 밝기가 150일 이상에 걸쳐 3등급 감소한다.
• '''NC형''': 매우 느린 신성으로, 공생 신성으로도 알려져 있으며, 최대 밝기를 10년 이상 유지한 후 매우 느리게 밝기가 감소한다.
• '''NR형/RN형''': 되풀이 신성으로, 80년 이내에 두 번 이상의 폭발이 관측된다.^[19] 일반적으로 빠른 신성에 속한다.

5. 발생 빈도 및 중요성

천문학자들은 우리 은하에서 연간 20~60개의 신성이 발생할 것으로 추정하지만,^[36] 실제 관측되는 수는 이보다 훨씬 적다.^[36] 이는 먼 거리, 관측 위치, 성간 물질에 의한 흡수 등의 요인 때문이다.^[36] 이웃한 안드로메다 은하에서 발견되는 신성은 우리 은하에서 발견되는 신성의 대략 1/2 내지는 1/3 수준이다.^[37]

신성 폭발로 방출된 물질은 헬륨, 탄소, 질소, 산소, 네온, 마그네슘 등 무거운 원소를 포함하고 있어 성간매질을 풍부하게 만드는 데 기여한다.^[3] 하지만 그 정도는 초신성이나 적색거성, 초거성에 비해 미미하다.^[3] 신성이 성간 물질에 기여하는 정도는 초신성의 1/50, 적색거성이나 초거성의 1/200 정도이다.

신성은 은하까지의 거리를 측정하는 표준광원으로 사용될 수 있다. 신성의 절대등급 분포는 이봉분포를 보이며, 주봉우리는 -8.8등급, 작은 봉우리는 -7.5등급이다. 또한 신성은 최대 광도 후 15일이 지나면 절대 등급이 거의 -5.5등급으로 일정해지는 특성을 보인다.^[21]

6. 주요 신성

1890년 이후 밝게 관측된 신성은 다음과 같다.^[1]

국제천문연맹(IAU)과 슈테른베르크 천문연구소에서 편찬한 변광성 종합 목록(GCVS)에서는 신성을 감광 속도에 따라 급신성(NA), 완신성(NB), 초완신성(NC)으로 분류하며, 여러 번 폭발이 관측된 신성은 반복신성(NR)으로 별도 분류한다.

초신성, 왜신성, X선 신성, 고광도 적색 신성은 "신성"이라는 이름을 포함하지만, 고전 신성이나 반복 신성과는 발생 원인 및 과정이 완전히 다르다.

6. 1. 반복 신성 목록

7. 신성 잔해

8. 외부 은하의 신성

안드로메다 은하와 같은 외부 은하에서도 신성이 관측된다. 안드로메다 은하에서는 매년 수십 개의 신성이 발견된다.^[33]

참조

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