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초신성

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목차

1. 개요

초신성은 별의 일생 마지막 단계에서 일어나는 강력한 폭발 현상이다. 국제천문연맹(IAU)에서 명명하며, 스펙트럼과 광도곡선 특징에 따라 Ia형, Ib형, Ic형, II형 등으로 분류된다. 초신성은 탄소보다 무거운 원소 생성의 주요 원천이며, 우주의 팽창을 가속하는 데 기여한다. 또한, 지구 생명체에 영향을 미칠 수 있으며, 과거 초신성 폭발의 흔적이 지구 암석층에서 발견되기도 한다. 우리 은하에는 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있는 여러 별들이 존재하며, 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 통해 새로운 초신성들이 관측되고 있다.

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초신성

2. 초신성 명명 및 분류

국제천문연맹(IAU)의 중앙천문전보국(CBAT)은 초신성 발견 보고를 받아 회람을 통해 해당 초신성에 지정된 이름을 발송한다. 초신성 이름은 'SN' 표기 뒤에 발견 연도를 붙이고, 그 뒤에 일련번호를 붙여 만든다. 예를 들어, 'SN 2003C'는 2003년에 발견된 세 번째 초신성을 의미한다.[294] 2005년의 마지막 초신성은 SN 2005nc였는데,[295] 이는 2005년에 367개의 초신성이 발견되었음을 뜻한다. 2000년 이후, 전문가와 아마추어 천문가들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있다.[296][297]

NGC 4526 은하에서 발생한 Ia형 초신성 SN 1994D
(왼쪽 아래 밝은 점).


과거에 발견된 초신성은 발견 연도만으로 표기한다. 예를 들어 SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572(튀코 초신성), SN 1604(케플러 초신성) 등이 있다. 1885년부터는 발견된 초신성이 하나뿐이라도 연도 뒤에 문자를 붙이기 시작했다 (예: SN 1885A, SN 1907A 등).[61] 1987년까지는 두 글자 문자가 드물게 사용되었지만, 그 이후로는 매년 사용될 정도로 초신성이 많이 발견되고 있다.

천문학자들은 초신성을 광도곡선과 스펙트럼에 나타나는 다양한 화학 원소의 흡수선에 따라 분류한다. 초신성 스펙트럼에 수소의 흡수선(발머선)이 나타나면 II형 초신성, 그렇지 않으면 I형 초신성으로 분류한다.[298][301] 이 두 유형은 다시 다른 원소의 유무나 광도곡선의 형태에 따라 세분화된다.

초신성 분류 체계[301][299]
I형 초신성
수소선 없음		Ia형 초신성
615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재
Ib형 및 Ic형 초신성
규소 흡수선이 미약하거나 아예 없음		Ib형 초신성
587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재
Ic형 초신성
헬륨선 미약 또는 아예 없음
II형 초신성
수소선 존재		II-P/L/N형 초신성
폭발 내내 II형 스펙트럼		II-P/L형 초신성
좁은선 없음		II-P형 초신성
광도곡선에서 "안정기"(plateau)가 나타남.
II-L형 초신성
광도곡선에서 "선형" 감소가 나타남.[300]
IIn형 초신성
다소의 좁은선
IIb형 초신성
스펙트럼이 Ib형 초신성처럼 변화함



초신성의 유형 분류는 폭발 당시 원형 별의 상태와 밀접하게 관련되어 있다. Ia형 초신성은 쌍성계의 백색 왜성에서 일어나며, 모든 형태의 은하에서 발생한다. 중심핵 붕괴 초신성은 수명이 짧은 거대한 별에서 일어나기에, 항성 형성이 현재 일어나거나 최근에 일어난 은하에서 발생한다. Ib형, Ic형, II-L형 초신성, 그리고 아마도 IIn형 초신성의 대부분은 태양과 비슷한 수준의 금속성을 가진 별에서 일어나, 거대한 별에서 막대한 질량 손실을 일으킨다.

중심핵 붕괴 초신성 유형별 원형 별과 비율[299]
초신성 유형원형 별비율
IbWC 울프-레이에별10%
IcWO 울프-레이에별10%
II-P초거성70%
II-L수소 외피가 감손된 초거성10%
IIn분출된 물질로 이루어진 구름 속의 초거성(예: 밝은 청색변광성)드물다
IIb수소 외피가 심하게 감손된(동반성에 의해 벗겨진?) 초거성드물다


2. 1. I형 초신성

초신성은 그 스펙트럼에 수소의 흡수선(특히 발머선)이 나타나는지 여부에 따라 I형과 II형으로 분류된다. I형 초신성은 수소선이 나타나지 않으며, Ia형, Ib형, Ic형 등으로 세분화된다.[298][301]

초신성 분류 체계[301][299]
I형 초신성
수소선 없음		Ia형 초신성
615.0 나노미터 지점에 전리규소선(Si II) 하나 존재		열폭주
Ib형 및 Ic형 초신성
규소 흡수선이 미약하거나 아예 없음		Ib형 초신성
587.6 나노미터 지점에 중성헬륨선(He I) 하나 존재		중심핵 붕괴
Ic형 초신성
헬륨선 미약 또는 아예 없음


  • Ia형 초신성: 스펙트럼에 전리된 규소(Si II) 선이 뚜렷하게 나타난다. 백색왜성이 쌍성계에서 동반성으로부터 물질을 흡수하여 찬드라세카르 한계에 도달하면 폭발한다. 이들은 밝기가 거의 일정하여 표준촉광으로 사용되며, 우주의 가속 팽창을 밝히는 데 중요한 역할을 했다.
  • Ib형 초신성: 스펙트럼에 중성 헬륨(He I) 선이 나타난다.
  • Ic형 초신성: 헬륨선이 약하거나 아예 나타나지 않는다.


Ib형 및 Ic형 초신성은 II형 초신성과 마찬가지로 무거운 별이 중심핵 붕괴를 일으켜 형성되지만, 강한 항성풍이나 동반성과의 상호작용으로 인해 바깥 수소층을 대부분 잃어버린 울프-레이에별과 같은 별에서 발생한다.[343]

2. 1. 1. Ia형 초신성

Ia형 초신성의 형성 과정.


동반성에서 물질을 흡수하던 백색왜성에 충분한 물질이 쌓이면(강착 또는 합병을 통해), 탄소발화로 인해 탄소 핵융합이 일어날 수 있을 정도로 중심핵의 온도가 높아진다. 그러면 백색왜성의 핵융합은 열폭주를 일으켜 별을 완전히 파괴한다.[303] 이 유형의 초신성 폭발은 거의 같은 질량, 유사한 화학 조성을 가진 별들이 폭발하여 일어나므로, Ia형 초신성은 성질이 매우 균일하여 은하 간 거리를 측정하는 표준촉광으로 유용하다. 다만, 성질의 점진적 변화, (적색편이가 큰 초신성의 경우) 변칙적인 빛의 진동수, 광도곡선과 스펙트럼에서 나타나는 근소한 밝기 차이 등을 보정해야 한다.[304]

Ia형 초신성은 탄소-산소 백색왜성이 찬드라세카르 한계(약 1.44 태양질량)에 도달할 만큼 충분한 물질을 강착하면 발생한다.[306](별이 자전하지 않을 경우) 이 한계에 도달하면 별은 더 이상 전자 축퇴압으로 플라스마 대부분을 유지할 수 없어[307][308] 붕괴하기 시작한다. 하지만 현재 관점으로는 이 한계에 정확히 도달하는 것이 아니라, 항성이 한계에 가까워질 때(약 1% 이내)[309] 중심핵의 온도와 밀도 증가로 탄소 핵융합이 탄소발화되어야 붕괴가 시작된다.[306]

이 유형의 초신성 형성은 닫힌 쌍성계 모델을 따른다. 쌍성계에서 더 큰 별이 먼저 주계열을 벗어나 적색 거성으로 팽창한다.[310] 이때 두 별은 외피층을 공유하며 상호 공전 궤도가 좁아진다. 적색 거성은 외피층 대부분을 방출하며 핵융합이 불가능해질 때까지 질량을 잃고, 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색왜성이 된다.[311][312] 이후 다른 별도 주계열을 벗어나 적색 거성으로 진화하고, 이 별의 물질이 백색왜성으로 흡수(강착)되어 백색왜성의 질량이 증가한다.

몇 초 안에 백색왜성 물질 상당량이 핵융합을 일으켜 별의 속박을 풀고 초신성 폭발을 일으킬 만큼 충분한 에너지(1 ~ 2 × 1044 줄)를 방출한다.[314] 별 외부로 팽창하는 충격파가 생성되고, 항성 물질은 초속 5,000 ~ 20,000km(광속의 약 3%)에 도달한다. 밝기 역시 크게 증가하는데, 이는 니켈 56이 코발트 56을 거쳐 철 56으로 방사성 감쇠하며 발생하는 것이다.[315] 절대등급은 -19.3(태양 밝기의 5배)에 이르며 거의 변화가 없다.[315] 즉, 일반적인 Ia형 초신성의 광도곡선에서 최대 밝기는 매우 균일하여 이차적인[316] 표준촉광으로 사용되어 초신성이 발생한 은하까지의 거리를 측정할 수 있다.[317]

Ia형 초신성 폭발의 또 다른 모형은 질량 합이 찬드라세카르 한계를 넘는 두 백색왜성의 병합이다.[318] 이 유형은 변동이 많고,[319] 대부분 초신성 폭발이 아닐 수 있지만, 일반적인 Ia형 초신성보다 넓고 낮은 광도곡선을 가질 것으로 예측된다.

비정상적으로 밝은 Ia형 초신성은 비대칭으로 인해 질량이 커져[320] 백색왜성이 찬드라세카르 한계보다 큰 질량을 가질 때 발생할 수 있다.[321] 이때 방출 물질은 일반적인 운동에너지보다 적은 에너지를 가진다.

비표준 Ia형 초신성에 대한 공식적인 하위 분류는 없다. 백색왜성에 헬륨이 강착될 때 발생하는 저광도 초신성은 Iax형으로 분류해야 한다는 발표가 있었다.[322][323] 이 유형의 초신성은 원형 백색왜성을 항상 완전히 파괴하지는 않을 수도 있다.[324]

2. 1. 2. Ib형 및 Ic형 초신성

Ib형 및 Ic형 초신성은 II형 초신성과 마찬가지로 거대한 별이 중심핵 붕괴를 일으켜 형성된다. 하지만 강력한 항성풍 또는 동반성과의 상호작용 등으로 인해 외피층(수소)의 대부분을 상실하였기 때문에 Ib형 또는 Ic형 초신성이 된다.[343] 이런 별들을 일컬어 울프-레이에별이라고 한다. 금속성이 보통 수준에서 높은 수준인 별이, 연속적인 항성풍에 의하여 매우 큰 손실률로 질량을 잃어갈 때 그것이 바로 울프-레이에별이다. 그런데 Ib형 또는 Ic형 초신성을 관측한 결과, 울프-레이에별의 관측 또는 예상 존재와 일치하지 않음이 밝혀졌고, 이 유형의 중심핵 붕괴 초신성에 대한 또다른 해석이 세워졌다. 쌍성계의 상호작용에 의해 초신성을 형성하는 별의 수소가 마멸되었다는 것이다. 이 해석은 관측된 초신성과 보다 잘 맞아떨어지지만, 적절한 쌍성계의 헬륨성이 발견된 바 없다는 단서를 달고 있다.[344] 초신성 폭발은 중심핵 붕괴의 순간에 별이 완전히 짜부라들어 블랙홀이 되지 않을 만큼 질량이 많지 않은 한 언제든지 일어날 수 있기 때문에, 모든 거대한 별은 중심핵 붕괴가 일어나기 전에 충분한 질량을 잃었다면 초신성을 일으킬 수 있다.

Ib형 초신성은 Ic형 초신성보다 흔하며, 대기중에 아직 헬륨이 존재하는 WC형 울프-레이에별에서 일어난다. 좁은 질량 범위 내에서, 중심핵이 붕괴하기 전에 별이 좀더 진화하여 헬륨이 거의 남아있지 않은 WO형 울프-레이에별이 된다. WC형 울프-레이에별은 Ic형 초신성의 원형 별이다.



I형 초신성은 스펙트럼에 근거하여 세분되며, 스펙트럼에 전리규소선이 두드러지게 나타나는 것을 Ia형 초신성이라 한다. 그렇지 않은 I형 초신성은 Ib형과 Ic형으로 분류된다. Ib형 초신성의 스펙트럼에서는 중성헬륨선이 두드러지게 나타나는 한편, Ic형 초신성은 그렇지 않다. 대체로 Ia형 초신성이 절정 때의 밝기가 더 밝지만, 광도곡선은 다 비슷하게 생겼다. I형 초신성의 분류에서 광도곡선은 크게 중요하지 않다.

소수의 Ia형 초신성이 비표준적인 광도 또는 퍼진 광도곡선 등의 이례적인 특징을 나타내기도 한다. 일반적으로, 이러한 특이한 초신성은 그러한 특징이 처음으로 관측된 초신성 사례의 이름을 따서 분류된다. 예컨대 광도가 낮은 SN 2008ha은 SN 2002cx형(SN 2002cx-like) 또는 Ia-2002cx형이라고 부른다.

소수의 Ic형 초신성은 매우 넓고 혼합된 방출선을 보이는데, 이는 매우 높은 속도로 물질이 방출되고 있음을 나타낸다. 이러한 초신성은 Ic-BL형 또는 Ic-bl형으로 분류되었다.[66]

Ic형 초신성 중 몇 퍼센트는 감마선 폭발(GRB)와 관련이 있는데, 수소가 손실된 모든 Ib형 또는 Ic형 초신성은 폭발의 기하학적 구조에 따라 GRB를 일으킬 수 있다고 생각된다.[345]

칼슘이 풍부한 초신성은 스펙트럼에서 특이하게 강한 칼슘 선을 가진 매우 빠른 초신성의 희귀한 유형이다.[67][68] 모델에 따르면, 이러한 초신성은 수소가 풍부한 별이 아니라 헬륨이 풍부한 동반성에서 물질이 강착될 때 발생한다. 스펙트럼에서 헬륨 선이 존재하기 때문에 Ib형 초신성과 유사할 수 있지만, 전구체는 매우 다를 것으로 생각된다.[69]

I형 초신성 중 헬륨 흡수선이 보이는 것을 Ib형, 보이지 않는 것을 Ic형이라고 한다. 이들에 대해서는 그 작동 원리가 잘 알려져 있지 않다. II형과 마찬가지로 항성의 일생의 마지막에 일어나는 대폭발이지만, 그 이전에 수소를 소모해 버려 수소 흡수선이 보이지 않는다고 생각된다.

수소가 없는 항성으로는 무거운 항성이 강한 항성풍으로 헬륨 코어가 드러난 울프-라이에 항성이 생각된다. 또한 헬륨이 없는 항성으로는 마찬가지로 울프-라이에 항성 중 헬륨층을 잃은 WO성이 알려져 있으며, 관련성이 지적되고 있다. 그 외에 근접 쌍성에서의 질량 이동도 후보로 생각된다.

2. 2. II형 초신성

II-P형과 II-L형 초신성을 분류하기 위해 광도곡선이 이용된다.


II형 초신성은 스펙트럼에 수소의 흡수선(발머선)이 나타나는 초신성으로, I형 초신성과 함께 초신성의 주요 분류 중 하나이다.[298] II형 초신성은 다시 스펙트럼의 특징과 광도곡선의 형태에 따라 II-P형, II-L형, IIn형, IIb형 등으로 세분화된다.

대부분의 II형 초신성은 매우 넓은 방출선을 나타내는데, 이는 초신성 폭발로 인해 방출되는 물질이 초속 수천 킬로미터의 속도로 팽창하고 있음을 의미한다. 하지만 SN 2005gl과 같이 스펙트럼이 상대적으로 좁은 방출선을 보이는 경우도 있는데, 이를 IIn형 초신성이라고 한다. 여기서 'n'은 'narrow'(좁다)를 의미한다.[71]

SN 1987K[70]와 SN 1993J처럼 시간이 지남에 따라 스펙트럼의 특징이 변하는 초신성도 있다. 이들은 처음에는 수소선이 나타나지만, 수 주에서 수 개월 후에는 헬륨선이 두드러지게 나타난다. 이러한 초신성을 IIb형 초신성이라고 하며, II형과 Ib형 초신성의 특징을 모두 가지고 있다.[301]

II형 초신성은 주로 질량이 큰 별(태양 질량의 8배 이상)의 중심핵 붕괴로 인해 발생한다.[325] 중심핵 붕괴는 찬드라세카르 한계 초과, 전자 포획, 쌍불안정, 광붕괴 등 다양한 원인으로 발생할 수 있다.[325][326] 중심핵이 붕괴하면 별의 외부층이 맹렬하게 방출되면서 초신성 폭발이 일어난다.

2. 2. 1. II-P형 초신성

II형 초신성은 스펙트럼에 수소의 흡수선(발머 계열)이 나타나는 초신성이다. 주로 나선은하나 막대나선은하의 나선팔 부분에서 발생한다. II형 초신성은 스펙트럼 자체보다는 광도 변화에 따라 세분화된다.

  • II-P형 초신성: 광도곡선에서 밝기가 절정에 달한 후 수개월 동안 밝기가 거의 일정하게 유지되는 '안정기(plateau)' 구간이 나타난다. P는 'plateau'(안정기)를 의미한다.
  • II-L형 초신성: 안정기 없이 밝기가 꾸준히 감소하는 유형이다. L은 'linear'(선형)을 의미하지만, 실제 광도곡선이 직선 형태는 아니다.[300]


SN 1987A는 II형 초신성이었지만, 특이한 진화 과정을 거쳐 최대 광도가 일반적인 II형 초신성보다 어두웠다. 이는 마젤란 은하의 낮은 중원소 함량과 관련이 있는 것으로 보인다.

일반적인 분류 체계에 들어맞지 않는 초신성은 'pec'(특이)로 지정된다.[301]

대부분의 II형 초신성은 매우 넓은 방출선을 나타내지만, SN 2005gl과 같은 일부는 스펙트럼이 상대적으로 좁아 IIn형 초신성으로 분류된다. n은 'narrow'(좁다)는 것을 의미한다.[71]

SN 1987K[70]나 SN 1993J와 같이 시간이 지나면서 유형이 변하는 초신성도 있다. 이들은 처음에는 수소선이 나타나지만, 시간이 지나면서 헬륨선이 강해져 IIb형 초신성으로 분류된다. IIb형은 II형과 Ib형의 특징을 모두 가진다.[301]

태양 질량의 약 8배 이상인 별은 핵융합 반응을 반복하여 적색초거성으로 진화한다. 이후 중심핵의 중력 붕괴와 그 반동으로 인한 충격파로 외층이 폭발하며 II형 초신성이 된다. 하지만 이 폭발 메커니즘은 아직 완전히 밝혀지지 않았다.

2. 2. 2. II-L형 초신성

II형 초신성의 하위 유형 중 하나인 II-L형 초신성은 광도곡선에서 안정기(plateau) 없이 밝기가 비교적 선형적으로 감소하는 특징을 보인다.[300] L은 '''l'''inear, 즉 '선형'이라는 뜻이지만, 광도곡선이 실제로 직선 형태를 띠는 것은 아니다. II-L형 초신성은 II-P형 초신성에 비해 덜 흔한 유형이다.

초신성 분류[64][71]
I형
수소 없음		Ia형
최대 광도 근처에서 단일 이온화된 규소(Si II) 선을 615.0 nm(나노미터)에서 보임		열 폭주
Ib/c형
약하거나 규소 흡수 특징이 없음		Ib형
587.6 nm에서 비이온화된 헬륨(He I) 선을 보임		핵붕괴
Ic형
약하거나 헬륨 없음
II형
수소 보임		II-P/-L/n형
전체적으로 II형 스펙트럼		II-P/L형
좁은 선 없음		II-P형
광도곡선에서 "고원"에 도달함
II-L형
광도곡선에서 "선형" 감소를 보임 (시간에 따른 등급에서 선형)[74]
IIn형
일부 좁은 선
IIb형
스펙트럼이 Ib형이 되도록 변화함



2. 2. 3. IIn형 초신성

SN 2005gl 등 일부 II형 초신성은 스펙트럼에서 상대적으로 좁은 방출선을 보인다. 이러한 초신성을 IIn형 초신성이라고 하며, 여기서 'n'은 영어로 '좁다'는 뜻의 '''n'''arrow를 의미한다.[301] IIn형 초신성의 스펙트럼에 나타나는 좁은 수소 방출선은 별 주위 물질과의 상호작용으로 발생한다.

2. 2. 4. IIb형 초신성

SN 1987K나 SN 1993J와 같이 일부 초신성은 시간이 지남에 따라 유형이 변하는 것처럼 보인다. 처음에는 II형 초신성처럼 수소선이 나타나지만, 수 주에서 수 개월 후에는 Ib형 초신성처럼 헬륨선이 두드러지면서 수소선이 가려진다. 이러한 초신성을 IIb형 초신성이라고 부르며, II형과 Ib형 초신성의 특징을 모두 가지고 있다는 의미이다.[301]

2. 3. 기타 초신성 유형

.Ia형 초신성은 두 백색왜성 간의 상호작용으로 발생하며, 헬륨 폭발이 주요 특징이다. Ia형 초신성보다 어둡고 짧은 지속 시간을 가진다. Ia형 초신성의 폭발 발생에 관한 또 다른 모형은 합질량이 금방 찬드라세카르 한계를 넘어서는 두 백색왜성의 병합을 수반한다.[318] 이 유형의 폭발에는 많은 변동이 있고,[319] 대부분의 경우 초신성 폭발이 아닐 수 있지만, 이들이 일반적인 Ia형 초신성보다 넓고 낮은 광도곡선을 가질 것이 예측되었다. 비정상적으로 밝은 Ia형 초신성들은 아마 비대칭에 의해 질량이 더 커졌을, 백색왜성이 찬드라세카르의 한계보다 큰 질량을 가지고 있을 때로 예측되었다.[320] 여기서 방출된 물질은 일반적인 운동에너지보다 더 적은 에너지를 가질 것이다. 비표준 Ia형 초신성에 관한 공식적인 하위분류는 없다. 백색왜성으로 헬륨이 강착될 때 발생하는 저광도(sub-luminous) 초신성의 유형은 Iax형으로써 분류되어야 할 것으로 발표되었다.[322][323] 이 유형의 초신성은 항상 완전히 파괴되는 원형 백색왜성이 아닐 것이다.[324]

츠비키는 I형 또는 II형 초신성의 매개변수에 명확하게 맞지 않는 소수의 예를 바탕으로 추가적인 초신성 유형을 정의했다. NGC 4303의 SN 1961i는 폭넓은 광도 곡선 최대값과 스펙트럼에서 서서히 발달하는 폭넓은 수소 발머선으로 유명한 III형 초신성 종류의 원형이자 유일한 구성원이었다.[74] NGC 3003의 SN 1961f는 II-P형 초신성과 유사한 광도 곡선을 가지고 수소 흡수선은 있지만 수소 방출선은 약한 IV형 종류의 원형이자 유일한 구성원이었다.[74] V형 종류는 밝기가 서서히 증가하고, 최대 밝기가 여러 달 지속되며, 특이한 방출 스펙트럼을 가진 특이하고 어두운 초신성 또는 초신성 사칭자인 NGC 1058의 SN 1961V를 위해 만들어졌다. SN 1961V와 큰마젤란은하의 에타 카리나 대폭발의 유사성이 주목되었다.[72] M101(1909)과 M83(1923과 1957)의 초신성들도 가능한 IV형 또는 V형 초신성으로 제안되었다.[73]

이러한 유형들은 이제 모두 특이한 II형 초신성(IIpec)으로 취급되며, 훨씬 더 많은 예가 발견되었지만, SN 1961V가 LBV 폭발 후의 진정한 초신성이었는지 아니면 사칭자였는지에 대해서는 여전히 논쟁이 있다.[74][75]

극초신성(Hypernova)은 일반적인 초신성보다 훨씬 강력한 폭발로, 감마선 폭발(GRB)과 관련이 있을 수 있다. 초신성 중에서도 특히 폭발 에너지가 큰 것(일반적인 초신성의 10배 이상)을 극초신성이라고 부르며 구분한다. 스펙트럼에서 수소, 규소, 헬륨의 각 흡수선이 보이지 않고, 기존의 Ic형과도 유사성이 인정되지 않는다.

3. 초신성 폭발 메커니즘

초신성 폭발 메커니즘은 크게 두 가지로 나뉜다. 하나는 백색 왜성이 열폭주를 일으켜 폭발하는 Ia형 초신성이고, 다른 하나는 무거운 별이 자체 중력을 이기지 못하고 중심핵 붕괴를 일으켜 폭발하는 II형, Ib형, Ic형 초신성이다.

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Ia형 초신성: 동반성을 가진 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 흡수하거나, 또는 두 개의 백색 왜성이 충돌하여 발생한다. 백색왜성은 찬드라세카르 한계에 가까워지면 핵융합 반응이 폭주하여 별 전체가 폭발한다.
II형, Ib형, Ic형 초신성: 질량이 큰 별은 진화 과정에서 중심핵에 철이 쌓이게 된다. 철은 핵융합 반응으로 에너지를 생성할 수 없기 때문에, 중심핵은 자체 중력을 이기지 못하고 붕괴한다. 이 붕괴 과정에서 엄청난 에너지가 방출되어 초신성 폭발이 일어난다.

중심핵 붕괴는 다음과 같은 여러 기작을 통해 일어날 수 있다.[325][326]

  • 찬드라세카르 한계 초과: 거대한 별이 철질 핵을 형성하여 찬드라세카르 질량을 넘어서면, 전자 축퇴압으로 스스로를 유지하지 못하고 중성자별이나 블랙홀로 붕괴한다.
  • 전자 포획: 축퇴된 산소/네온/마그네슘 핵에서 마그네슘이 전자를 포획하여 중력 붕괴를 일으키고, 뒤이어 폭발적인 산소 핵융합이 일어난다.
  • 쌍불안정: 헬륨 이후 핵융합을 하는 거대한 핵에서 전자-양전자 쌍생성이 일어나면 별이 열역학적으로 불안정해지고, 붕괴 후 핵융합 폭주로 쌍불안정형 초신성이 발생한다.
  • 광붕괴: 충분히 크고 뜨거운 항성핵은 직접 광붕괴를 일으킬 수 있을 정도로 강력한 감마선을 발생시켜 핵의 완전한 붕괴를 초래한다.


각 유형별 초신성 발생 과정, 원형별의 특징, 잔해 등에 대한 자세한 내용은 아래 표와 같다.

질량과 금속성에 따른 중심핵 붕괴 시나리오[325]
붕괴의 원인원형 별의 대략적 초기 질량초신성 유형잔해
산소+네온+마그네슘 축퇴핵의 전자 포획9 ~ 10 태양질량어두운 II-P중성자별
철핵 붕괴10 ~ 25 태양질량어두운 II-P중성자별
25 ~ 45 태양질량, 태양 이하의 금속성일반적 II-P우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
25 ~ 45 태양질량, 매우 높은 금속성II-L 또는 II-b중성자별
45 ~ 90 태양질량, 낮은 금속성초신성 없음블랙홀
≥45 태양질량, 태양 수준의 금속성어두운 Ib/c, 또는 감마선 폭발 극초신성우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
≥45 태양질량, 매우 높은 금속성Ib/c중성자별
≥90 태양질량, 낮은 금속성초신성 없음, 감마선 폭발 가능성블랙홀
쌍불안정140 ~ 250 태양질량, 낮은 금속성II-P, 가끔 극초신성, 감마선 폭발 가능성잔해 없음
광붕괴>250 태양질량, 낮은 금속성초신성 없음(또는 밝은 초신성?), 감마선 폭발 가능성태양질량 10배 이상의 블랙홀


3. 1. 열폭주 (Thermonuclear Runaway)

동반성의 물질을 흡수하던 백색 왜성에 충분한 물질이 쌓이면(강착 또는 합병을 통해), 중심핵의 온도가 높아져 탄소발화로 인해 탄소 핵융합이 일어날 수 있다. 이렇게 되면 백색 왜성의 핵융합은 열폭주를 일으켜 별을 완전히 파괴한다. 이 유형의 초신성 폭발은 항상 거의 같은 질량에 유사한 화학조성의 별들이 폭발하여 일어나므로, Ia형 초신성의 성질은 매우 균일하며 은하간 거리를 측정하는 표준촉광으로 유용하다. 성질의 점진적 변화, (적색편이가 큰 초신성의 경우) 변칙적인 빛의 진동수, 그리고 광도곡선과 스펙트럼에서 드러나는 근소한 밝기 차이 등을 보정하기 위해 약간의 교정이 필요하다.[303][304]

이 유형의 초신성이 발생할 수 있는 여러 가지 방법이 있지만, 모두 한 가지 근본적인 메커니즘을 공유한다. 탄소-산소 백색 왜성이 충분한 물질을 강착하여 약 1.44 태양질량의 찬드라세카르 한계에 도달하면[306](별이 자전하지 않을 경우), 별은 더 이상 전자 축퇴압을 통해 플라스마 대부분을 유지할 수 없게 되고,[307][308] 결국 붕괴하기 시작한다. 하지만 현재의 관점에 의하면 이 한계는 그냥 도달하는 것이 아니다. 항성이 한계까지 다다를 때(약 1% 이내까지[309]), 중심핵의 온도와 밀도 증가가 탄소 핵융합을 탄소발화시켜야 붕괴가 시작된다.[306]

이 유형의 초신성 형성 모델은 닫힌 쌍성계이다. 쌍성계를 이루는 두 별 중 더 큰 별이 먼저 주계열을 벗어나 적색 거성으로 팽창한다.[310] 이때 상호 공전 궤도가 쭈그러들기 때문에 두 별은 외피층을 공유하게 된다. 그리고 적색 거성은 외피층 대부분을 내뿜으며, 더 이상 핵융합이 불가능해질 때까지 질량을 상실한다. 이 시점에서 적색 거성은 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색 왜성이 된다.[311][312] 그리고 또다른 별 역시 언젠가는 주계열을 벗어나 적색 거성으로 진화하게 된다. 새로운 적색 거성의 물질이 백색 왜성으로 빨려들어가 강착되고, 그로 인해 백색 왜성의 질량이 증가한다.

몇 초 이내로, 백색 왜성을 구성하는 물질의 상당량이 핵융합을 일으켜, 별의 속박을 풀고 초신성 폭발을 일으키기에[313] 충분한 에너지(1 ~ 2 × 1044 줄)를 방출한다.[314] 별 외부로 팽창하는 충격파가 생성되고, 항성의 구성 물질은 대략 초속 5,000 ~ 20,000 킬로미터의 속도, 또는 광속의 약 3%에 도달하게 된다. 동시에 밝기 역시 상당히 증가하며, 이 빛은 니켈 56이 코발트 56으로 변한 뒤 다시 철 56이 되는 방사성 감쇠를 통해 발생하는 것이다.[315] 그 절대등급이 -19.3(태양 밝기의 50억 배)에 이르는데, 이 수치에는 변화가 거의 없다.[315] 즉, 일반적인 Ia형 초신성의 광도곡선에서 밝기의 최댓값은 매우 균일하다. 때문에 Ia형 초신성은 이차적인[316] 표준촉광으로 사용되어, 그 초신성이 발생한 은하까지의 거리를 잴 수 있다.[317]

Ia형 초신성 폭발의 발생에 관한 또다른 모형은 합질량이 금방 찬드라세카르 한계를 넘어서는 두 백색왜성의 병합을 수반한다.[318]

3. 2. 중심핵 붕괴 (Core Collapse)



매우 질량이 큰 별은 핵융합으로 생성된 에너지가 자체 중력에 의한 붕괴를 막을 수 없게 되면 중심핵 붕괴를 일으킨다. 이는 Ia형 초신성을 제외한 모든 유형의 초신성(II형, Ib형, Ic형)의 원인이다. 붕괴는 별의 외층을 격렬하게 방출시켜 초신성을 만들거나, 중력 위치 에너지 방출이 충분하지 않을 경우 블랙홀이나 중성자별을 형성한다.[325][326]

중심핵 붕괴는 다음과 같은 여러 기작을 통해 일어날 수 있다.

  • 찬드라세카르 한계 초과: 거대한 별이 철질 핵을 형성하여 찬드라세카르 질량을 넘어서면, 전자 축퇴압으로 스스로를 유지하지 못하고 중성자별이나 블랙홀로 붕괴한다.
  • 전자 포획: 축퇴된 산소/네온/마그네슘 핵에서 마그네슘이 전자를 포획하여 중력 붕괴를 일으키고, 뒤이어 폭발적인 산소 핵융합이 일어난다.
  • 쌍불안정: 헬륨 이후 핵융합을 하는 거대한 핵에서 전자-양전자 쌍생성이 일어나면 별이 열역학적으로 불안정해지고, 붕괴 후 핵융합 폭주로 쌍불안정형 초신성이 발생한다.
  • 광붕괴: 충분히 크고 뜨거운 항성핵은 직접 광붕괴를 일으킬 수 있을 정도로 강력한 감마선을 발생시켜 핵의 완전한 붕괴를 초래한다.


이러한 중심핵 붕괴 과정에 대한 더 자세한 내용은 "==== 중심핵 붕괴 과정 ====" 하위 섹션에 이미 자세히 설명되어 있으므로, 여기서는 간략하게 요약만 제시한다.

3. 2. 1. 중심핵 붕괴 과정

중심핵 붕괴 직전인 거대한 늙은 별의 양파 껍질 같은 층상구조 (축척 정확치 않음).


질량이 막대한 항성은 어느 순간 핵융합이 불가능해져 자체 중력을 감당할 수 없게 되면, 그 중심핵이 붕괴하게 된다. 이 중심핵 붕괴는 Ia형 초신성을 제외한 다른 모든 초신성의 발생 원인이다. 붕괴로 인해 항성의 외부층이 맹렬하게 방출되고, 그 결과 초신성이 형성된다. 또는 중력 위치 에너지의 방출이 불충분하여, 에너지를 덜 복사하는 대신 붕괴의 결과 블랙홀이나 중성자별이 되기도 한다.[325][326]

중심핵 붕괴는 여러 가지 서로 다른 기작을 통하여 일어날 수 있으며, 그러한 기작으로는 찬드라세카르 한계 초과, 전자 포획, 쌍불안정, 광붕괴 등이 있다.[325][326]

  • 거대한 별이 철질 핵을 형성하여 찬드라세카르 질량을 넘어서면, 더 이상 전자 축퇴압으로 스스로를 유지하지 못하고 중성자별 또는 블랙홀로 붕괴한다.
  • 축퇴된 산소/네온/마그네슘 핵에서 마그네슘이 전자를 포획하여 중력 붕괴를 일으키고 뒤이어 폭발적인 산소 핵융합이 일어남으로써 유사한 결과가 발생한다.
  • 헬륨 이후 핵융합을 하는 거대한 핵에서 전자-양전자 쌍생성이 일어나면 별이 열역학적으로 유지될 수 없게 되고, 우선 붕괴가 일어난 뒤 핵융합 폭주가 일어나 쌍불안정형 초신성을 형성한다.
  • 충분히 크고 뜨거운 항성핵은 직접 광붕괴를 일으킬 수 있을 정도로 강력한 감마선을 발생시킬 수 있으며, 이러한 감마선은 핵의 완벽한 붕괴를 초래한다.


이하 표는 현재까지 밝혀진 거대 항성의 중심핵 붕괴 원인과, 그것이 발생하는 항성 유형, 그로 인해 형성되는 초신성 유형, 그리고 초신성 이후 남게 되는 잔해를 정리한 것이다. 여기서 금속성이란 태양과 비교한, 수소와 헬륨을 제외한 원소들의 비율이다. 초기 질량은 초신성이 일어나기 전의 항성의 질량이며, 태양질량의 배수로 나타내었다. 다만 초신성 폭발 당시의 질량은 이것보다 훨씬 낮아질 수 있다. 표에 IIn형 초신성은 나타내지 않았다. IIn형 초신성은 다양한 원형 별이 다양한 유형의 붕괴를 일으켜 생성될 가능성이 있으며, 어쩌면 Ia형 백색 왜성 재점화에 의해서도 생성될 수 있는 것 같다. 다만 대부분의 IIn형 초신성은 매우 밝은 초거성 또는 극대거성(밝은청색변광성 포함)의 철핵 붕괴로 인해 생성되는 것으로 보인다. IIn형의 명칭의 유래가 된 스펙트럼 좁은선은, 이 초신성이 별주위의 작고 자욱한 물질구름 속으로 팽창하기 때문에 발생한다.[327]

질량과 금속성에 따른 중심핵 붕괴 시나리오[325]
붕괴의 원인원형 별의 대략적 초기 질량초신성 유형잔해
산소+네온+마그네슘 축퇴핵의 전자 포획9 ~ 10어두운 II-P중성자별
철핵 붕괴10 ~ 25어두운 II-P중성자별
25 ~ 45, 태양 이하의 금속성일반적 II-P우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
25 ~ 45, 매우 높은 금속성II-L 또는 II-b중성자별
45 ~ 90, 낮은 금속성초신성 없음블랙홀
≥45, 태양 수준의 금속성어두운 Ib/c, 또는 감마선 폭발 극초신성우선 중성자별, 그 뒤 물질이 중성자별에 누적되어 블랙홀이 됨
≥45, 매우 높은 금속성Ib/c중성자별
≥90, 낮은 금속성초신성 없음, 감마선 폭발 가능성블랙홀
쌍불안정140 ~ 250, 낮은 금속성II-P, 가끔 극초신성, 감마선 폭발 가능성잔해 없음
광붕괴>250, 낮은 금속성초신성 없음(또는 밝은 초신성?), 감마선 폭발 가능성태양질량 10배 이상의 블랙홀



거대한 늙은 별에서, ⓐ 양파 같은 원소의 층상구조가 핵융합하여 철핵을 형성하고 ⓑ 그 질량이 찬드라세카르 한계에 도달하여 붕괴하기 시작한다. 중심핵의 안쪽 부분은 압축되어 중성자가 밀집되고 ⓒ 내부로 유입되던 물질은 되튕겨 ⓓ 바깥으로 전파되는 충격파 전면(빨간색)을 형성한다. 충격파는 멎기 시작하다가 ⓔ 중성미자 상호작용 등의 과정에 의해 도로 되살아난다. ⓕ 주위 물질이 뿜어져 나가고 축퇴된 잔해만 남는다.


항성 중심핵이 더 이상 스스로의 중력을 이겨내지 못할 지경이 되면, 스스로 내부를 향해 붕괴하는데 이때 속도는 초속 70,000 킬로미터(광속의 23%)에 이르며,[328] 그로 인해 온도와 밀도가 급속도로 상승한다. 그 다음 일어날 일은 별의 질량과 붕괴하는 중심핵의 구조에 의해 결정된다. 질량이 작은 축퇴핵은 중성자별을 형성하고, 질량이 큰 축퇴핵은 대부분 완전히 붕괴하여 블랙홀이 된다. 그리고 축퇴핵이 아닌 경우에는 핵융합 폭주가 일어난다.

축퇴핵의 최초 붕괴는 베타 붕괴나 광붕괴, 전자 포획으로 인해 가속된다. 이러한 기작은 전자 중성미자의 폭발적 생성을 초래한다. 밀도가 상승하면서 중성미자가 중심핵 속에 붙잡히기 때문에 중성미자 방출은 중단된다. 중심핵의 안쪽 부분의 직경은 약 30 킬로미터 정도가 되고,[336] 그 밀도는 원자핵의 그것과 비견될 정도가 된다. 중성자 축퇴압이 붕괴를 막으려고 하는데, 중심핵 질량이 15 태양질량을 초과하면 중성자 축퇴압이 붕괴를 견뎌내지 못하고, 초신성 폭발 없이 바로 블랙홀을 형성한다.

질량이 작은 중심핵에서는 붕괴가 중단되고, 초기온도 약 1천억 켈빈(태양 중심핵 온도의 6000배)의 중성자 핵이 형성된다.[329] '뜨거운'(Thermal) 중성미자는 모든 플레이버에서 중성미자-반중성미자 쌍을 이루어, 총 수가 전자포획 중성미자 수의 몇 배가 된다.[330] 약 1046 줄, 항성의 잔여 질량의 대략 10%가 10초간 중성미자의 폭발(본 사건의 주요 생산물인)로 전환된다.[336][331] 중단되었던 중심핵 붕괴가 갑자기 되살아나고, 수 밀리초 이내로 멎을 충격파를 발생시킨다.[332] 충격파는 중심핵 바깥쪽 부분에서 중원소가 전리되어 에너지를 잃음으로써 멎게 된다. 그리고 현재로서는 명확하게 밝혀지지 않은 어떤 과정이 필수적으로 작용하여 중심핵의 바깥 층이 중성미자 진동으로부터 약 1044 줄(1 포에)의 에너지를 재흡수하고, 그리하여 눈에 보이는 폭발을 일으킨다.[333][334] 단, 이것 외에도 폭발의 원동력을 설명하는 다른 이론은 존재한다.[336]

이렇게 형성된 중성자별 위로 외피층의 물질 일부가 떨어질 수 있는데, 중성자별에 8 태양질량 이상의 물질이 누적되면 다시금 붕괴하여 블랙홀을 형성할 수 있다. 이렇게 누적된 물질은 폭발의 운동에너지 또는 방출되는 방사능 물질의 양을 줄일 수 있지만, 어떤 상황에서는 감마선 폭발이나 이례적으로 밝은 초신성의 결과로 상대론적 제트를 형성할 수도 있다.

축퇴핵이 아닌 중심핵이 붕괴를 일으키면 추가적인 핵융합이 일어난다. 쌍불안정에 의해 중심핵 붕괴가 일어났을 때, 산소 핵융합이 시작되고 붕괴가 중단될 수 있다. 핵질량이 40 ~ 60 태양질량 이상일 경우, 붕괴가 중단되고 별은 말짱히 남지만, 더 큰 핵이 형성될 경우 핵붕괴는 다시 일어난다. 핵질량이 약 60 ~ 130 태양질량일 경우, 산소와 그보다 무거운 원소들의 핵융합이 너무 격렬하여 별 전체가 갈갈이 찢어져 초신성이 폭발한다. 질량범위의 상한 정도에서는, 태양질량의 수 배 상당의 니켈 56이 방출되어 초신성이 이례적으로 밝고 또 극도로 오래 지속된다. 핵질량이 그보다도 큰 경우에는 광붕괴가 일어날 정도로 핵온도가 높아지고, 핵은 완전히 붕괴하여 블랙홀이 된다.[335]

4. 초신성 관측의 역사

히파르코스가 붙박이별에 대해 관심을 가졌던 것이 초신성 관측에 영향을 주었을 수 있다.[265] 최초로 기록된 초신성은 SN 185로, 185년에 중국 천문학자들이 관측했다. 기록된 초신성 중 가장 밝았던 SN 1006은 중국과 이슬람 천문학자들이 상세하게 묘사했다.[266] 세계적으로 널리 관측된 SN 1054는 게 성운을 만들어냈다.[267]

게 성운은 SN 1054와 관련이 있는 펄사 성운이다.


《역대명신주의(歴代名臣奏議)》에 기록된 객성. 강조된 부분이 SN 1054의 밝기에 관한 언급이다.


SN 1572(튀코 초신성)는 튀코 브라헤가 관측하였으며, 이는 우주가 불변하다는 아리스토텔레스의 우주관을 반박하는 증거가 되었다.[267][265] SN 1604(케플러 초신성)는 요하네스 케플러가 1604년 10월 17일부터 연구하였으며, 우리 은하에서 육안으로 관측된 마지막 초신성이다.[268][267]

국부 은하군의 역사적 초신성[16]
연도관측 위치최대 겉보기 등급초신성 확인의 확실성
185켄타우루스자리-6등급혜성일 가능성이 있으나 초신성일 수도 있음[17][18]
386궁수자리+1.5등급[19]초신성인지 고전 신성인지 불확실[20]
393전갈자리-3등급초신성일 가능성이 있음[20]
1006Lupus 별자리-7.5등급[21]확실함: 초신성 잔해 확인됨
1054황소자리-6등급확실함: 초신성 잔해와 펄서 확인됨
1181카시오페이아자리-2등급잔해 Pa30과 관련된 Iax형 초신성일 가능성이 높음[22]
1572카시오페이아자리-4등급확실함: 초신성 잔해 확인됨
1604뱀주인자리-2등급확실함: 초신성 잔해 확인됨
1680?카시오페이아자리+6등급초신성 잔해 확인됨, 초신성이 관측되었는지 불확실
1800–1900궁수자리?등급초신성 잔해 확인됨, 관측되지 않음
1885안드로메다 은하+6등급확실함
1987대마젤란 은하+3등급확실함



망원경의 발달로 더 어둡고 먼 초신성을 관측하고 발견하는 것이 가능해졌다. 최초로 관측된 다른 은하의 초신성은 안드로메다 은하의 SN 1885A였다.[23] 10년 후 NGC 5253에서 두 번째 초신성인 SN 1895B가 발견되었다.[23]

미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년부터 현대적인 초신성 분류 체계를 개발했다.[28] 1960년대에는 천문학자들이 초신성의 최대 광도를 표준 촉광으로, 즉 천문 거리의 지표로 사용할 수 있다는 것을 알아냈다.[29] 2003년 관측된 가장 먼 초신성 중 일부는 예상보다 어둡게 나타났는데, 이는 우주의 팽창이 가속되고 있다는 견해를 뒷받침한다.[30] 관측 기록이 없는 초신성 사건을 재구성하는 기술이 개발되었다. 카시오페이아자리 A 초신성 사건의 날짜는 성운에서의 빛 메아리로부터 결정되었고,[31] 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 나이는 온도 측정[32]과 티타늄-44의 방사성 붕괴에서 나오는 감마선 방출을 통해 추정되었다.[33]

초신성 잔해 SNR E0519-69.0는 대마젤란 은하에 있다.




"폭발할 준비가 된 별", SBW1 성운은 카리나 성운에 있는 거대한 청색 초거성을 둘러싸고 있다.


제임스 웹 우주 망원경(JWST)은 JWST 고급 심우주 탐사(JADES) 프로그램을 통해 약 80개의 새로운 초신성을 확인하여 초신성에 대한 이해를 크게 발전시켰다.[41] 여기에는 적색편이 3.6에서 분광학적으로 확인된 가장 먼 초신성이 포함되어 있으며, 이는 우주의 나이가 불과 18억 년이었을 때 폭발이 발생했음을 나타낸다.

초신성은 은하 내에서 비교적 드문 사건으로, 우리 은하에서는 한 세기에 약 세 번 발생한다.[43] 따라서 연구를 위한 충분한 초신성 표본을 얻으려면 많은 은하들을 정기적으로 관측해야 한다. 오늘날 아마추어 및 전문 천문학자들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있다.[45]

20세기 말에 접어들면서 천문학자들은 초신성 탐색에 컴퓨터 제어 망원경과 CCD를 점점 더 많이 사용하게 되었다. 초신성 조기 경보 시스템(SNEWS) 프로젝트는 중성미자 검출기 네트워크를 사용하여 우리 은하에서 초신성이 발생했을 때 조기 경보를 제공한다.[47][48] 중성미자는 초신성에 의해 대량으로 생성되는 소립자이며, 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 의해 유의미하게 흡수되지 않는다.[49]

4. 1. 초기 관측

히파르코스가 붙박이별에 대해 관심을 가졌던 것이 초신성 관측에 영향을 주었을 수 있다.[265] 최초로 기록된 초신성은 SN 185로, 서기 185년에 중국 천문학자들이 관측했다. 기록된 초신성 중 가장 밝았던 SN 1006은 중국과 이슬람 천문학자들이 상세하게 묘사했다.[266] 세계적으로 널리 관측된 SN 1054는 게 성운을 만들어냈다.[267]

우리 은하에서 육안으로 관측된 가장 최근의 초신성인 SN 1572와 SN 1604는 달과 행성 너머의 우주는 불변하다는 아리스토텔레스적 우주관을 반박하는 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 큰 영향을 끼쳤다.[267] 카시오페아자리에서 발견된 SN 1572는 튀코 브라헤가 관측했으며,[265] SN 1604는 요하네스 케플러에 의해 1604년 10월 17일부터 연구되었다.[268]

국부 은하군의 역사적 초신성
연도관측 위치최대 겉보기 등급초신성 확인의 확실성[16]
185켄타우루스자리-6등급혜성일 가능성이 있으나 초신성일 수도 있음[17][18]
386궁수자리+1.5등급[19]초신성인지 고전 신성인지 불확실[20]
393전갈자리-3등급초신성일 가능성이 있음[20]
1006Lupus 별자리-7.5등급[21]확실함: 초신성 잔해 확인됨
1054황소자리-6등급확실함: 초신성 잔해와 펄서 확인됨
1181카시오페이아자리-2등급잔해 Pa30과 관련된 Iax형 초신성일 가능성이 높음[22]
1572카시오페이아자리-4등급확실함: 초신성 잔해 확인됨
1604뱀주인자리-2등급확실함: 초신성 잔해 확인됨
1680?카시오페이아자리+6등급초신성 잔해 확인됨, 초신성이 관측되었는지 불확실
1800–1900궁수자리?등급초신성 잔해 확인됨, 관측되지 않음
1885안드로메다 은하+6등급확실함
1987대마젤란 은하+3등급확실함


4. 2. 근대 관측

SN 1572(튀코 초신성)는 튀코 브라헤가 관측하였으며, 이는 우주가 불변하다는 아리스토텔레스의 우주관을 반박하는 증거가 되었다.[267][265] SN 1604(케플러 초신성)는 요하네스 케플러가 1604년 10월 17일부터 연구하였으며,[268] 우리 은하에서 육안으로 관측된 마지막 초신성이다.[267]

망원경의 발달에 따라, 다른 은하에서도 초신성 관측이 가능해졌다. 1885년 안드로메다 은하의 안드로메다자리 S(SN 1885A)가 그 시작이었다.[269] 10년 후 NGC 5253에서 SN 1895B가 발견되었다.[23]

초신성연도별자리은하거리최대 광도형잔해·별칭비고
SN 15721572년카시오페이아자리은하수8,000~9,800광년-4I튀코의 별
SN 16041604년뱀주인자리은하수20,000광년 이내-2.5I케플러의 별은하수에서 마지막
SN 1885A1885년안드로메다자리안드로메다 은하254만 광년5.8Ia안드로메다자리 S별다른 은하에서 최초로 발견


4. 3. 현대 관측



망원경의 발달로 더 어둡고 먼 초신성을 관측하고 발견하는 것이 가능해졌다. 최초의 관측은 안드로메다 은하의 SN 1885A였다.[23] 10년 후 NGC 5253에서 두 번째 초신성인 SN 1895B가 발견되었다.[23]

미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년부터 현대적인 초신성 분류 체계를 개발했다.[28] 1960년대에는 천문학자들이 초신성의 최대 광도를 표준 촉광으로, 즉 천문 거리의 지표로 사용할 수 있다는 것을 알아냈다.[29] 2003년 관측된 가장 먼 초신성 중 일부는 예상보다 어둡게 나타났다. 이는 우주의 팽창이 가속되고 있다는 견해를 뒷받침한다.[30] 관측 기록이 없는 초신성 사건을 재구성하는 기술이 개발되었다. 카시오페이아자리 A 초신성 사건의 날짜는 성운에서의 빛 메아리로부터 결정되었고,[31] 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 나이는 온도 측정[32]과 티타늄-44의 방사성 붕괴에서 나오는 감마선 방출을 통해 추정되었다.[33]

지금까지 기록된 가장 밝은 초신성은 ASASSN-15lh로, 3.82 기가광년 떨어져 있다. 2015년 6월에 처음 발견되었으며, 최대 광도는 에 달했는데, 이는 다른 모든 알려진 초신성의 볼로미터 광도의 두 배에 해당한다.[35]

SN 2013fs는 2013년 10월 6일 초신성 사건 3시간 후에 팔로마 천이 공장에 의해 기록되었다. 이는 폭발 후 가장 빨리 포착된 초신성 중 하나이며, 실제 폭발 6시간 후부터 스펙트럼이 얻어진 가장 빠른 초신성이다. 이 별은 페가수스자리에 있는 나선 은하 NGC 7610에 위치하며, 1억 6천만 광년 떨어져 있다.[37][38]

초신성 SN 2016gkg는 2016년 9월 20일 아르헨티나 로사리오의 아마추어 천문학자 빅터 부소에 의해 발견되었다.[39][40] 이는 광학 초신성에서 초기 "충격 돌파(shock breakout)"가 관측된 최초의 사례였다.[39] 천문학자 알렉스 필리펜코는 "별이 폭발하기 시작하는 최초의 순간에 대한 관측은 다른 어떤 방법으로도 직접 얻을 수 없는 정보를 제공한다"고 언급했다.[39]

제임스 웹 우주 망원경(JWST)은 JWST 고급 심우주 탐사(JADES) 프로그램을 통해 약 80개의 새로운 초신성을 확인하여 초신성에 대한 이해를 크게 발전시켰다.[41] 여기에는 적색편이 3.6에서 분광학적으로 확인된 가장 먼 초신성이 포함되어 있으며, 이는 우주의 나이가 불과 18억 년이었을 때 폭발이 발생했음을 나타낸다. 이러한 발견[42]은 초기 우주의 항성 진화와 초기 형성기에 초신성의 빈도에 대한 중요한 통찰력을 제공한다.

초신성은 은하 내에서 비교적 드문 사건으로, 우리 은하에서는 한 세기에 약 세 번 발생한다.[43] 따라서 연구를 위한 충분한 초신성 표본을 얻으려면 많은 은하들을 정기적으로 관측해야 한다. 오늘날 아마추어 및 전문 천문학자들은 매년 수백 개의 초신성을 발견하고 있다.[45] 다른 은하의 초신성은 의미 있는 정확도로 예측할 수 없다. 일반적으로 초신성이 발견될 때는 이미 진행 중인 상태이다.[44]

20세기 말에 접어들면서 천문학자들은 초신성 탐색에 컴퓨터 제어 망원경과 CCD를 점점 더 많이 사용하게 되었다. 초신성 조기 경보 시스템(SNEWS) 프로젝트는 중성미자 검출기 네트워크를 사용하여 우리 은하에서 초신성이 발생했을 때 조기 경보를 제공한다.[47][48] 중성미자는 초신성에 의해 대량으로 생성되는 소립자이며, 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 의해 유의미하게 흡수되지 않는다.[49]

초신성 탐색은 두 가지 종류로 나눌 수 있다. 상대적으로 가까운 곳의 사건에 초점을 맞춘 것과 더 멀리 있는 것을 찾는 것이다. 우주의 팽창 때문에 알려진 방출 스펙트럼을 가진 먼 천체의 거리는 도플러 편이(또는 적색 편이)를 측정하여 추정할 수 있다. 평균적으로 더 먼 천체는 가까운 천체보다 더 빠른 속도로 후퇴하므로 더 높은 적색 편이를 갖는다. 따라서 탐색은 고적색편이와 저적색편이로 나뉘며, 경계는 z=0.1~0.3의 적색편이 범위에 해당한다(여기서 z는 스펙트럼 주파수 편이의 무차원 척도이다).[50]

5. 초신성의 중요성 및 영향

초신성은 매우 밝게 빛나는 현상으로 알려져 있지만, 실제로 방출되는 전자기 복사는 전체 에너지의 극히 일부에 불과하다. 특히 중심핵 붕괴 초신성의 경우, 전자기 복사는 부산물에 가깝다.[171]

초신성 폭발 후 분출되는 가스는 빠르게 어두워지는데, 수개월 동안 초신성의 광채를 유지하는 에너지는 처음에는 수수께끼였다. 초기에는 중심 펄서의 회전 에너지가 원인으로 고려되기도 했다.[146] 그러나 SN 1987A와 같은 II형 초신성의 경우, 광도곡선(시간에 따른 밝기 변화 그래프)이 방사성 붕괴로 설명된다는 것이 관측을 통해 밝혀졌다.[9] 방사성 물질인 56Ni이 56Co를 거쳐 56Fe로 붕괴하면서 감마선 광자를 방출하는데, 이 감마선이 분출물을 가열하여 빛을 내는 것이다.[149] 특히 SN 1987A의 경우, 감마선 관측을 통해 방사성 핵종이 에너지원임을 확인했다.[148]

2020년 아마추어 천문학자가 촬영한 초신성 SN2020jfo가 있는 메시에 61


Ia형 초신성의 광도곡선은 매우 균일하며, 일정한 최대 밝기와 급격한 밝기 감소를 보인다. 이들의 에너지원은 방출된 니켈-56의 방사성 붕괴이며, 이는 코발트-56으로 붕괴한다.[86] 이 방사성 동위원소들은 주변 물질을 가열하여 빛을 내게 한다. Ia형 초신성은 우주 거리 측정의 "표준 촉광"으로 사용되지만, 2014년에야 감마선이 처음 검출되었다.[153] 시간이 지나면서 분출물이 팽창하고 투명해짐에 따라 광도는 감소한다.[154]

Ib형 초신성과 Ic형 초신성의 광도곡선은 Ia형과 유사하지만, 평균 최대 밝기가 더 낮다. 이들의 광출력 역시 방사성 붕괴에 의한 것이지만, 생성되는 니켈-56의 양이 적다. 가장 밝은 Ic형 초신성은 초신성으로 불리며, 회전하는 블랙홀의 형성에 의해 구동되는 상대론적 제트가 추가 에너지원으로 작용하는 것으로 추정된다.[155][156]

II형 초신성은 I형보다 훨씬 느리게 밝기가 감소하며, 광도곡선에 고원(plateau)이 나타나는 것이 특징이다.[157] 초기에는 전구별 대기의 수소가 이온화되었다가 재결합하면서 빛을 방출하고, 이후에는 방사성 붕괴가 광도를 유지한다.[74] II-L형 초신성은 전구별에 수소가 적어 고원이 나타나지 않으며, IIb형 초신성은 수소 대기가 매우 적어 광도곡선이 I형에 가깝다.[74] IIn형 초신성은 밀도가 높은 항성풍 물질 껍질과의 상호작용으로 인해 매우 넓고 확장된 광도곡선을 가지며, 때로는 매우 밝아 초밝은 초신성으로 불린다.[158][159]

수많은 초신성이 목록화되어 거리 측정과 모델 검증에 사용되고 있다.[160][161] 아래 표는 각 초신성 유형별 물리적 특성을 나타낸다.

유형별 초신성의 물리적 특성[162][163]
유형평균 피크 절대 등급대략적인 에너지(foe)피크 광도까지의 일수피크에서 10% 광도까지의 일수
Ia−191약 19약 60
Ib/c (어두운)약 −150.115–25알 수 없음
Ib약 −17115–2540–100
Ic약 −16115–2540–100
Ic (밝은)−22까지5 이상약 25약 100
II-b약 −171약 20약 100
II-L약 −171약 13약 150
II-P (어두운)약 −140.1약 15알 수 없음
II-P약 −161약 15고원 후 약 50
IIn약 −17112–30 이상50–150
IIn (밝은)−22까지5 이상50 이상100 이상





II형 초신성에서 남은 밀집성이 폭발 중심에서 빠른 속도로 멀어지는 현상은 오랜 수수께끼였다.[165] 펄서(중성자별)는 높은 고유 속도를 가지는 것으로 관측되며, 블랙홀도 그럴 것으로 추정된다. 초기 추진력은 매우 커서 태양 질량보다 큰 천체를 초속 500km 이상으로 가속할 수 있다. 이는 팽창의 비대칭성을 의미하지만, 운동량이 밀집성으로 전달되는 메커니즘은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.[165][166]

초신성은 다양한 유형에 따라 에너지 생성 방식에 차이가 있다. Ia형 초신성은 핵융합과 운동 에너지로 에너지를 방출하는 반면, 중심 붕괴 초신성은 대부분의 에너지를 중성미자 방출로 내보낸다.[47]

초신성의 에너지학
초신성대략적인 총 에너지
x1044 줄 (foe)		방출된 Ni
(태양 질량)		중성미자 에너지
(foe)		운동 에너지
(foe)		전자기 복사
(foe)
Ia형[173][174][175]1.50.4 – 0.80.11.3 – 1.4~0.01
중심 붕괴[176][177]100(0.01) – 110010.001 – 0.01
초신성[115]100~11–1001–100~0.1
쌍 불안정[115]5–1000.5 – 50낮음?1–1000.01 – 0.1



초신성 폭발은 항성에서의 핵합성으로는 불가능했던 무거운 원소들을 생성하여 주변 성간 물질에 흩뿌린다. 초신성에서 나오는 팽창하는 충격파는 별 생성을 촉발할 수 있으며, 은하 우주선도 초신성 폭발에 의해 생성된다.

성간물질 내 각 원소의 기원을 보여주는 주기율표


초신성 잔해는 주변 성간 물질을 쓸어 담으며 최대 2세기까지 자유 팽창 단계를 거친 후, 약 1만 년에 걸쳐 서서히 냉각되며 주변 성간 물질과 섞인다.[208]

초신성 잔해 N 63A는 대마젤란 은하의 덩어리진 가스와 먼지 지역 내에 있다.


초신성은 빅뱅 이후 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 우주 공간에 공급하는 주요 메커니즘이다. 이러한 원소들은 별과 행성 형성에 중요한 역할을 하며, 별의 수명과 행성 존재 가능성에 영향을 미친다.[209][211]

빠른 전파 폭발(FRB)은 핵붕괴 초신성에 의해 생성된 마그네타가 주요 원인 후보로 꼽힌다.[217][218][219][220] 초신성은 잠재적인 중력파의 원천이지만, 아직 검출된 적은 없다.[222]

근지구 초신성은 지구 생물권에 큰 영향을 미칠 수 있다. 초신성의 감마선은 오존층을 파괴하고, 지구 기후 변화와 생물 다양성에 영향을 줄 수 있다.[229][230] 과거 지구에서 발견된 특정 금속 동위원소와 질산염 이온 수치 증가는 근지구 초신성의 영향으로 추정된다.[225][226][227]

5. 1. 중원소의 기원

초신성은 산소보다 무거운 화학 원소의 주요한 원천이다.[356] 이러한 무거운 원소들은 핵융합(철 56과 그보다 가벼운 원소들) 및 초신성 폭발 시의 핵합성(철보다 무거운 원소)을 통하여 생성된다.[357] 초신성은 R-과정이 일어나는 유력한 후보로 여겨진다. R-과정이란 온도와 중성자 밀도가 극도로 높은 상황 하에서 일어나는 신속한 핵합성 과정이다. 이 반응의 결과, 중성자가 많은, 매우 불안정한 원자핵이 생산된다. 이 원자핵은 매우 불안정하기 때문에 빠르게 베타 붕괴를 일으켜 보다 안정적인 형태로 변하게 된다.

R-과정 반응은 II형 초신성에서 일어나는 것 같으며, 이로 인해 철보다 무거운 모든 원소 중 절반가량을 생산하는데, 그중 플루토늄, 우라늄 등도 포함되어 있다.[358] R-과정을 제외하고 철보다 무거운 원소를 생산해낼 만한 주요한 과정은 S-과정이 있다. S-과정은 거대한 늙은 별인 적색 거성에서 주로 일어나며, R-과정보다 천천히 일어난다. 또한 납보다 무거운 원소는 생산하지 못한다.[359]

초신성은 산소부터 루비듐까지의 성간물질 내 원소들의 주요 공급원이다.[204][197][198] Ia형 초신성은 주로 규소와 철 피크 원소, 니켈과 철과 같은 금속을 생성한다.[199][200] 핵붕괴 초신성은 Ia형 초신성보다 철 피크 원소를 훨씬 적게 방출하지만, 산소와 네온과 같은 가벼운 알파 원소와 아연보다 무거운 원소를 더 많이 방출한다. II형 초신성에서 방출되는 물질의 대부분은 수소와 헬륨이다.[202] 무거운 원소는 핵융합(34S까지의 원자핵), 규소 연소 과정에서의 규소 광붕괴 재배열 및 준평형 상태(36Ar에서 56Ni 사이의 원자핵), 초신성 붕괴 과정에서의 중성자의 빠른 포획(r-과정)(철보다 무거운 원소)을 통해 생성된다. r-과정은 중성자가 풍부하고 빠르게 베타 붕괴하여 더 안정적인 형태로 변하는 매우 불안정한 원자핵을 생성한다. 초신성에서 r-과정 반응은 철보다 무거운 원소의 모든 동위원소 중 약 절반을 생성한다.[203]

초기 우주에서는 원소가 대부분 수소와 헬륨의 동위원소였으며, 리튬과 베릴륨의 동위원소가 약간 존재하는 정도였다. 이보다 무거운 붕소, 탄소, 질소, 산소, 규소, 철 등의 원소는 항성 내부의 핵융합 반응에서 생성되고(s과정), 초신성 폭발에 의해 항성 간 공간으로 흩어졌다. 그리고 철보다 무거운 원소는 초신성 폭발 시 생성되었다고 생각된다(r과정).

초신성은 폭발 시의 극고온으로 인해, 항성에서의 핵합성에서는 불가능했던 무거운 원소의 핵합성을 가능하게 한다. 철보다 무거운 원소는 대부분 이 과정을 거쳐 생성된 것이다. 초신성 폭발은 중성자선을 다량으로 발생시키고, 극고온과 입자의 밀도가 높기 때문에, r-과정 등을 거쳐 무거운 원소가 합성되어 간다. 초신성 폭발에 의해 이론적으로 생성 가능한 원소는 대략 캘리포늄까지에 이른다.

5. 2. 항성 진화에 미치는 영향

초신성은 주위 성간 매질에 수소와 헬륨보다 무거운 금속성 원소의 함량을 높이는 경향이 있다.[361] 초신성에서 성간 매질로 공급된 원소들은 항성 형성의 현장인 분자 구름을 풍부하게 만든다.[361] 항성들은 각 세대에 따라 거의 순수한 수소와 헬륨 혼합물에서 점차 금속이 늘어나는 조성으로 변화한다. 초신성은 항성 내부에서 핵융합을 통해 생성된 중원소를 분배하는 주요 메커니즘이다. 항성을 형성하는 물질 속의 원소 존재비 차이는 항성의 일생에 중요한 영향을 미치며, 주위를 공전하는 행성 존재 가능성에도 결정적인 영향을 준다.

팽창하는 초신성 잔해의 운동 에너지는 근처 우주 공간의 짙은 분자 구름을 압축시켜 항성 형성을 촉발하기도 한다.[362] 하지만 분자 구름이 초신성 잔해의 과도한 에너지를 상쇄하지 못하면, 난류 압력 증가로 인해 오히려 항성 형성이 방해받을 수도 있다.[363]

수명이 짧은 방사성 동위원소에서 생산된 딸핵종의 흔적은 약 45억 년 전, 가까운 초신성이 태양계의 물질 구성을 결정하는 데 영향을 미쳤음을 보여준다. 어쩌면 그 초신성이 태양계 형성 자체를 시작하게 한 방아쇠 역할을 했을 수도 있다.[364] 천문학적 시간을 거치며 초신성이 생성한 중원소가 지구 생명체의 화학적 성질을 궁극적으로 결정지었을 가능성도 존재한다.

5. 3. 지구에 미치는 영향

근지구 초신성(Near-Earth supernova)이란 생물권에 뚜렷한 영향을 줄 수 있을 만큼 지구에 가까운 초신성을 말한다. 초신성의 유형과 에너지에 따라, 약 3000 광년 거리까지도 근지구 초신성으로 판단할 수 있다. 초신성의 감마선은 지구 대기 상층에서 화학 반응을 유발하여 질소 분자를 산화질소로 변형시킨다. 그리하여 오존층이 파괴되고 해로운 태양 방사선과 우주 방사선이 지구 표면까지 도달하게 된다. 근지구 초신성 폭발로 인한 오존층 파괴는 지구 해양 생물의 약 60%를 멸종시킨 오르도비스기-실루리아기 대멸종의 원인으로 추정되고 있다.[365]

1996년에는 지층 속에 남은 금속 동위원소의 형태로 지구에서 과거 초신성의 흔적을 찾을 수 있다는 이론이 제시되었다. 이후 태평양의 심해저 암석에서 철 60이 풍부하다는 것이 보고되었다.[366][367][368] 2009년에는 남극의 얼음층 속에서 높은 수준의 질산 이온이 발견되었으며, 이것은 1006년과 1054년의 초신성과 시기가 매우 비슷하다. 초신성의 감마선이 산화질소의 양을 늘렸고, 그것이 얼음 속에 갇히게 된 것일 가능성이 있다.[369]

실제로 근지구 초신성이 폭발한다면, Ia형 초신성이 가장 위험할 가능성이 있다. Ia형 초신성은 어둡지만 흔한 백색 왜성에서 형성되며, 이는 Ia형 근지구 초신성은 충분히 연구되지 못한 항성계에서 예측할 수 없게 발생할 수 있다는 것을 의미한다. Ia형 초신성이 지구에 영향을 끼치기 위해서는 1천 파섹(3300 광년)보다 가까워야 한다는 이론이 제기되어 있다.[370] 최근에는 II형 초신성이 8 파섹(26 광년)보다 가까우면 지구 오존층의 절반이 파괴된다고 추산된 바 있다.[372]

역사적으로 가까운 곳에서 발생한 초신성은 지구 생명체의 생물 다양성에 영향을 미쳤을 수 있다. 지질 기록에 따르면 근처에서 발생한 초신성 사건은 우주선을 증가시켰고, 그 결과 기후가 더 서늘해졌다. 극과 적도 사이의 온도 차이가 커짐에 따라 강한 바람이 불고 해양 혼합이 증가하여 영양소가 대륙붕을 따라 얕은 물로 이동하게 되었다. 이로 인해 생물 다양성이 증가했다.[229][230]

초신성 폭발이 발생하면 강력한 감마선이 주위로 동시에 방출된다. 이 감마선의 위력은 엄청나서, 초신성 폭발을 일으킨 항성으로부터 반경 5광년 이내의 행성 표면에 사는 생명체는 멸종하고, 25광년 이내의 행성에 사는 생명체는 절반이 죽고, 50광년 이내의 행성에 사는 생명체는 궤멸적인 타격을 받을 것으로 여겨진다.[255]

6. 초신성 후보

우리 은하 내에서는 여러 거대한 별들이 앞으로 1백만 년 안에 초신성 폭발을 일으킬 후보로 추정된다. 대표적인 예로는 카시오페이아자리 로,[374] 용골자리 에타,[375][376] 뱀주인자리 RS,[377][378] 전갈자리 U,[379] 큰개자리 VY,[380] 베텔게우스, 안타레스, 스피카 등이 있다.[381] 돛자리 감마,[382] WR 104,[383] 다섯쌍둥이 성단의 별들과 같은[384] 울프-레이에별 또한 가까운 미래에 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있는 것으로 보인다.



지구에서 가장 가까운 초신성 후보는 페가수스자리 IK(HR 8210)로, 약 150광년 거리에 있다. 이 별은 백색 왜성과 주계열성이 약 3천 1백만 킬로미터의 가까운 거리를 두고 서로 공전하는 쌍성계이다. 백색 왜성의 질량은 태양의 약 1.15배로 추정된다.[385] 이 쌍성계의 백색 왜성이 Ia형 초신성이 될 만큼 충분한 질량을 모으는 데는 수백만 년이 걸릴 것으로 예상된다.[386][387]

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