초신성 1987A

1. 개요

초신성 1987A는 1987년 2월 23일에 발견된 초신성으로, 16만 8천 광년 떨어진 대마젤란 은하에서 발생했다. 최초 발견 당시에는 푸른 초거성이었던 샌덜릭 -69도 202a가 폭발한 것으로 밝혀졌으며, 이는 기존의 항성 진화 이론과 다른 결과였다. 핵붕괴 초신성으로, 중성미자 폭발이 가시광선보다 먼저 관측되었고, 중성자별 존재 가능성이 제기되었지만, 2019년에 중성자별로 추정되는 밝은 먼지구름이 발견되었다. 또한, 초신성 잔해 내 먼지 응축 현상이 관측되었으며, 허블 우주 망원경 관측을 통해 중심별 주위에 세 개의 고리가 존재함이 확인되었다.

2. 발견

SN 1987A는 1987년 2월 24일 칠레의 라스 캄파나스 천문대에서 이언 셸턴과 오스카르 두알데가 발견하였고, 같은 날 뉴질랜드의 앨버트 존스도 독립적으로 발견하였다.

1987년 2월 23일 초, 초신성이 급격히 밝아지는 것을 보여주는 사진이 발견되었다. 1987년 3월 4일부터 12일까지는 당시 가장 큰 자외선 우주 망원경인 아스트론 우주선을 통해 우주에서도 관측되었다.

3. 본체 별

초신성 폭발이 감지된 후 이 별의 본체를 찾는 작업이 진행되었다. 예전 독거미 성운 근처를 찍어 두었던 사진과 폭발 사진을 맞춘 결과, 1987A의 본체는 샌덜릭 -69도 202a라는 B3형 청색 초거성으로 밝혀졌다. 이는 초신성 관측 사상 처음으로 원래 별의 실체를 밝혀낸 사례였다.

하지만 본체가 청색 초거성이라는 점은 당시 항성진화 이론과는 맞지 않는 뜻밖의 결과였다. 당시 이론에 따르면 질량이 큰 별들은 마지막에 적색 초거성 상태에서 초신성 폭발을 일으키는 것으로 예측되었기 때문이다. 초신성이 희미해진 후, 샌덜릭 -69도 202a가 사라졌다는 사실이 확인되면서 이 별이 본체라는 것이 확실해졌다.

결국, 현재는 대마젤란 은하에 있는 별들의 낮은 금속 함량이 이러한 현상의 원인으로 추정된다. SN 1987A의 전구성에 대한 일부 모델은 낮은 중원소 함량 등 화학적 조성이 푸른색을 띠는 주된 이유라고 설명한다.

4. 중성미자 방출

SN 1987A에서 가시광선이 지구에 도착하기 약 2~3시간 전에, 대한민국의 카미오칸데 II를 포함하여 전 세계 세 곳의 중성미자 관측소에서 중성미자 폭발이 관측되었다. 이는 핵붕괴와 동시에 발생하지만 충격파가 항성 표면에 도달하기 전에 발생하는 초신성 중성미자 방출 때문일 가능성이 높다. 가시광선의 전파는 붕괴의 충격파가 별의 표면에 도달한 후에만 일어나는 느린 과정이다.

세계 표준시(UTC) 7시 35분에, 카미오칸데 II에서 12개의 반중성미자가, IMB에서 8개가, 박산에서 5개가 13초 미만의 짧은 시간 동안 검출되었다. 약 3시간 전, 몽블랑의 액체섬광체에서 5개의 중성미자 폭발이 감지되었지만, 이는 일반적으로 SN 1987A와 관련이 없다고 여겨진다.

카미오칸데 II 검출 결과는 중성미자가 두 개의 뚜렷한 펄스로 도착한 것을 보여주었다. 첫 번째 펄스는 7시 35분 35초에 1.915초 동안 9개의 중성미자로 구성되었다. 두 번째 펄스는 세 개의 중성미자로 구성되었으며, 첫 번째 펄스 시작 후 9.219초에서 12.439초 사이의 3.220초 간격으로 도착했다.

이 사건 동안 단 25개의 중성미자만 검출되었지만, 이전에 관측된 배경 수준보다 상당히 증가한 수치였다. 이는 초신성에서 방출된 것으로 알려진 중성미자가 직접 관측된 최초의 사례이며, 중성미자 천문학의 시작을 알렸다. 이 관측 결과는 붕괴 에너지의 99%가 중성미자 형태로 방출된다는 이론적 초신성 모델과 일치한다. 또한 관측 결과는 총 중성미자 수 10⁵⁸개, 총 에너지 10⁴⁶줄(즉, 중성미자당 수십 MeV의 평균값)에 대한 모델의 추정치와도 일치한다. 수십억 개의 중성미자가 지구의 1제곱센티미터를 통과했다.

중성미자 측정을 통해 중성미자 질량과 전하의 상한선, 렙톤의 종류 수 및 기타 특성을 알 수 있었다. 예를 들어, 데이터는 전자 중성미자의 정지 질량이 95%의 신뢰도로 16 eV/c² 미만임을 보여주는데, 이는 전자 질량의 30,000배 작다. 데이터는 중성미자 종류의 총 수가 최대 8개임을 시사하지만, 다른 관측과 실험에서는 더욱 정확한 추정치를 제공한다.

중성미자와 반중성미자는 16만 8천 광년의 거리를 각각 12초 간격으로 달려와서 지구에 도착했다. 여기서 기존의 이론에서 주장했던 물질, 반물질, 광자는 중력의 영향을 동일하게 받는다는 이론이 사실임이 입증되었다.

폭발로 인해 발생한 에너지량은 태양이 45억 년 동안 방출해 온 총에너지의 1000배에 달하는 양을 단 10초 만에 방출한 것으로 추정된다.

5. 중성자별

SN 1987A는 핵붕괴 초신성으로, 이론에 따르면 중심부에 중성자별이 남아 있어야 한다. 초신성 폭발 관측 직후에는 중성자별이 발견되지 않아, 천문학자들은 중성자별이 두꺼운 성간 가스에 가려져 있거나, 펄서가 형성되었지만 비정상적인 자기장을 가지고 있거나, 블랙홀로 진화했을 가능성, 또는 붕괴된 중심핵이 쿼크별이 되었다는 가설 등을 제시했다.

2019년, 아타카마 대형 밀리미터 집합체(ALMA)의 고해상도 이미지를 통해 초신성 잔해 내에서 중성자별로 추정되는 밝은 먼지구름이 발견되었다. 연구팀은 이 먼지구름이 중성자별을 가리고 있었으며, "초신성 잔해 안의 먼지구름 속에 중성자별이 있다고 처음으로 확실하게 말할 수 있게 됐다"고 밝혔다.

2021년에는 펄서풍 성운에서 기원한 경질 X선 방출에 대한 추가 증거가 제시되었으며, 이는 3차원 자기유체역학 모델로 뒷받침된다.

2024년에는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 통해 중성자별에서 기원한 이온화된 아르곤의 방출선이 확인되었다.

6. 광도곡선

II형 초신성인 초신성 1987A의 폭발 후 시간에 따른 광도 변화를 나타내는 광도곡선은 대부분 방사성 붕괴 에너지에 의해 결정된다. 초기에는 ⁵⁶Ni의 붕괴가, 그 딸핵종인 ⁵⁶Co를 거쳐 ⁵⁶Fe로 이어지는 과정에서 방출되는 감마선 광자가 흡수되어 수 주에서 수 개월 동안 방출물을 가열하고 광도를 유지한다. 초신성 1987A 광도곡선의 최고점 에너지는 ⁵⁶Ni이 ⁵⁶Co로 붕괴(반감기 6일)하면서 제공되었고, 이후 광도곡선은 ⁵⁶Co가 ⁵⁶Fe로 붕괴하는 77.3일의 반감기와 매우 일치하는 양상을 보였다. 우주 감마선 망원경 관측 결과, ⁵⁶Co와 ⁵⁷Co 감마선 일부가 잔해에서 탈출하는 것이 확인되어 이 두 방사성 핵종이 에너지원이라는 예측이 입증되었다.

⁵⁶Co가 완전히 붕괴된 후에는 반감기 약 60년의 ⁴⁴Ti 붕괴가 에너지 공급을 주도한다. 이와 함께 방출물과 주변 고리의 상호작용으로 생성되는 X선이 광도곡선에 큰 영향을 미치기 시작했다. 허블 우주 망원경은 사건 발생 후 10,000일 만에 청색 및 적색 스펙트럼 대역에서 광도가 꾸준히 증가하는 것을 관측했다. INTEGRAL 우주 X선 망원경은 ⁴⁴Ti X선 선을 관측하여 폭발 중 합성된 ⁴⁴Ti 총 질량이 3.1×10^-4 M_☉임을 밝혀냈다.

1987A 광도곡선에서 방사성 동위원소 붕괴 에너지 관측을 통해 폭발에서 생성된 ⁵⁶Ni, ⁵⁷Ni, ⁴⁴Ti의 정확한 총 질량을 측정할 수 있었으며, 이는 감마선 선 우주 망원경 측정 결과와 일치하고 초신성 모델의 핵합성 제약 조건으로 활용된다.

7. 항성풍과의 상호작용

허블 우주망원경 관측에 따르면, 초신성 1987A(SN 1987A) 주위에는 세 개의 밝은 고리가 존재한다. 이 고리들은 본체 별이었던 샌덜릭 -69도 202a에서 항성풍 형태로 방출된 물질로, 초신성 폭발에서 나온 자외선 섬광에 의해 이온화되어 빛을 내고 있다. 이 고리들이 밝아지는데 걸린 시간과 빛의 속도를 이용하여 삼각법으로 1987A까지의 거리를 계산한 결과, 약 16만 8천 광년으로 측정되었다.

2001년경부터 팽창하는 초신성 분출물이 안쪽 고리와 충돌하면서 고리가 가열되고 X선을 방출하기 시작했다. 2001년에서 2009년 사이 고리에서 나오는 X선 방출량은 3배 증가했다.

1994년부터 2014년까지 허블 우주 망원경과 초거대 망원경으로 촬영한 이미지를 분석한 2015년 연구에서는, 고리를 구성하는 물질 덩어리들이 충격파에 의해 파괴되면서 방출이 약해지고 있음을 확인했다. 이 연구에서는 2020년에서 2030년 사이에 고리가 사라질 것으로 예측했다.

충격파와 항성 주변 물질의 상호작용은 초신성 원시별의 질량 손실 역사를 추적하고, 원시별 모델을 구분하는 데 유용한 정보를 제공한다. 2018년 전파 관측 결과, 충격파는 항성 주변 물질을 벗어났으며, 속도는 2300km에서 3600km로 다시 빨라졌다.

8. 방출물 내 먼지 응축

SN 1987A 폭발 직후, 남아프리카 천문대(SAAO), 세로 토롤로 미국 천문대(CTIO), 유럽 남방 천문대(ESO)의 세 연구팀은 초신성의 밝기 변화를 관측했다. 특히 ESO팀은 폭발 후 한 달도 되지 않아 적외선 영역에서 빛이 과도하게 방출되는 현상(적외선 과잉)을 보고했다. 이를 설명하기 위해 여러 가설이 제시되었는데, 그중 방출물 내에서 먼지가 응축되어 열을 방출한다는 가설이 유력하게 제시되었다. 이 경우 먼지의 온도는 약 1250K, 질량은 태양 질량의 약 로 추정되었다.

그러나 이들 연구팀은 적외선 과잉 현상만으로는 먼지 응축을 확신할 수 없었다. 호주 연구팀은 적외선 메아리 가설을 지지하기도 했으나, ESO 연구팀이 이에 이의를 제기하고, 방출물 내 먼지 존재에 대한 광학적 증거를 제시하면서 논쟁이 일단락되었다.

이후 연구를 통해 먼지 구름의 광학적 메아리가 관측되지 않으면서 먼지 응축 가설이 더욱 힘을 얻었다. ESO팀은 방출물 내 먼지 응축에 대한 정교한 모델을 제시했다.

핵붕괴 초신성 방출물에서 먼지가 형성될 수 있다는 사실은 오래전부터 알려져 있었지만, 실제로 관측된 것은 SN 1987A가 처음이었다. 초기 관측에서는 먼지 질량이 많지 않아 초기 우주의 먼지 생성량을 설명하기에는 부족했다. 그러나 2011년 허셜 우주 망원경 관측과 2014년 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체(ALMA) 관측을 통해 SN 1987A 방출물 내에 약 0.25 태양 질량의 차가운 먼지(약 26K)가 존재한다는 사실이 밝혀졌다.

9. ALMA 관측

ALMA는 초신성 1987A (SN 1987A)에 대한 관측을 계속하여, 적도 고리에서 충격 상호 작용으로 인한 싱크로트론 복사를 측정했다. 또한 차가운(20–100K) 일산화탄소(CO)와 규산염 분자(SiO)를 관측했다. 데이터에 따르면 CO와 SiO의 분포는 덩어리져 있으며, 이는 폭발 당시 항성 내부의 핵합성 생성물(C, O 및 Si) 분포를 반영한다.