II형 초신성

3. 중심핵 붕괴

II형 초신성은 별의 진화 마지막 단계에서 발생하는 중심핵 붕괴 현상으로 인해 일어난다. 무거운 별은 핵에서 핵융합 반응을 통해 에너지를 생성하며, 이 과정에서 점차 무거운 원소들이 만들어진다. 핵융합 반응은 니켈-56이 생성될 때까지 계속되는데, 니켈-56은 코발트-56을 거쳐 최종적으로 철-56으로 붕괴한다. 철과 니켈은 모든 원소 중에서 핵자당 속박에너지가 가장 높기 때문에, 중심핵에서 이들의 핵융합을 통해 더 이상 에너지를 생성할 수 없다. 따라서 니켈-철 중심핵은 계속 성장하게 된다.

중심핵은 엄청난 중력에 의한 압력을 받고 있지만, 핵융합 반응이 일어나지 않아 온도를 높일 수 없다. 이 때문에 중심핵은 오로지 전자의 축퇴압으로만 중력을 견디며 유지된다. 이 상태에서 물질은 매우 높은 밀도를 가지게 되어, 더 압축되기 위해서는 전자들이 동일한 에너지 준위를 차지해야 한다. 그러나 이는 파울리의 배타 원리에 따라 페르미온 입자인 전자에게는 불가능한 일이다.

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중심핵의 질량이 찬드라세카르 한계(약 1.4 )를 넘어서면, 전자 축퇴압이 더 이상 중력을 지탱하지 못하고 급격한 붕괴가 시작된다. 중심핵의 바깥 부분은 별의 중심으로 빠르게 붕괴하며, 그 속도는 최대 (광속의 약 23%)에 달한다.

붕괴하는 중심핵은 매우 뜨거워져 고에너지 감마선을 방출하고, 이 감마선은 광붕괴를 일으켜 철 원자핵을 헬륨과 자유 중성자로 분해한다. 또한, 별의 밀도가 증가하면서 역베타 붕괴가 일어나 전자와 양성자가 결합하여 중성자와 중성미자를 생성한다. 중성미자는 다른 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 별의 에너지를 가지고 외부로 빠져나가 붕괴를 더욱 가속화시킨다. 이 모든 과정은 밀리초 단위의 매우 짧은 시간 동안 일어난다. 중심핵이 별의 외피층과 분리되면서, 일부 중성미자가 별의 외피층에 흡수되어 초신성 폭발을 일으키는 원동력이 된다.

3. 1. 중심핵 붕괴 이후

4. 이론 모형

II형 초신성의 이론 모형은 입자물리학의 표준모형과 유체역학을 기반으로 한다. 표준모형은 기본 입자 간의 상호작용을 설명하며, 초신성 내부의 고에너지, 고밀도 환경을 이해하는 데 중요하다. 유체역학은 별의 붕괴와 폭발 과정을 설명한다. 컴퓨터 시뮬레이션은 충격파 발생 이후 초신성의 진화와 광도 곡선, 원소 생성 등을 예측하는 데 사용된다.^[26][27][28]

태양보다 훨씬 무거운 별은 복잡한 진화 과정을 거친다. 태양핵에서는 수소가 헬륨으로 핵융합하여 열에너지를 발생시키고, 이 열에너지는 핵을 따뜻하게 함과 동시에 바깥쪽으로의 압력을 생성하여 정역학 평형을 유지한다. 핵에서 생성된 헬륨은 핵의 온도가 아직 헬륨의 핵융합을 일으킬 온도에 도달하지 못하므로 헬륨은 거기에 축적된다. 최종적으로 핵의 수소가 고갈되면 융합이 느려지기 시작하고, 중력에 의해 핵은 축퇴한다. 축퇴로 인해 온도가 상승하고, 별의 일생의 10% 미만을 차지하는 짧은 헬륨 융합 기간이 시작된다. 8 태양질량 미만의 별에서는 헬륨의 융합으로 생성된 탄소가 더 이상 융합하지 않고, 별은 점차^[50][51] 차가워져 백색 왜성이 된다. 백색 왜성이 근처에 동반성을 가지고 있다면 Ia형 초신성이 될 수 있다.

그러나 더 질량이 큰 별에서는 핵에서 탄소가 더 융합할 수 있는 온도와 압력에 도달한다. 이러한 대질량 항성의 핵은 더 무거운 원소가 중심에 가까운 부분에 위치하는 양파와 같은 층상 구조가 된다. 이러한 대질량 항성의 진화에서는 핵에서의 융합이 멈추고 안쪽으로 붕괴하여 온도와 압력이 상승하여 융합을 다시 시작할 수 있을 때까지 다음 단계의 융합이 시작되는 과정을 여러 번 반복한다.^[50][51]

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이 과정을 제한하는 요인은 원자핵을 유지하는 결합 에너지에 의존하는 융합에 의해 방출되는 에너지의 양이다. 각각의 단계에서는 서서히 무거운 원자핵이 만들어지고, 융합 시의 에너지는 서서히 작아진다. 또한 탄소 연소 과정부터는 중성미자의 생성에 의한 에너지 손실이 상당히 커져, 반응 속도는 그전보다 빨라진다.^[53] 이 과정은 니켈-56이 생성될 때까지 계속되며, 니켈-56은 수개월 내에 코발트-56, 이어서 철-56으로 방사성 붕괴한다. 철과 니켈은 모든 원소 중에서 원자핵당 결합 에너지가 가장 높기 때문에^[54] 핵융합에 의해 원자핵에서 에너지가 생산되지 않고, 니켈-철 핵이 커진다.^[51][55] 이 핵은 거대한 중력 압력에 노출되고, 온도를 상승시키는 융합도 일어나지 않으므로 전자 축퇴압만으로 지탱되는 상태가 된다. 이 상태에서는 물질의 밀도가 매우 높아지기 때문에, 이 이상의 압축에는 전자가 같은 에너지 준위를 취하는 것이 필요하게 된다. 그러나 이것은 파울리의 배타 원리에 의해 전자와 같은 페르미 입자에게는 금지되어 있다.

핵의 질량이 약 1.4 태양질량(

|''M''_☉

|''M''_☉

}})의 찬드라세카르 한계를 초과하면, 축퇴압만으로는 지탱할 수 없게 되어 격렬한 붕괴가 생긴다.^[56] 핵의 바깥 부분은 광속의 23%로 중심을 향해 떨어진다.^[57] 급속히 축소되는 핵은 가열되고, 고에너지의 감마선을 방출하여 광붕괴에 의해 철 원자핵을 헬륨 원자핵과 자유 중성자로 분해한다. 핵의 밀도가 상승하면, 역베타 붕괴에 의해 전자와 양성자가 융합하여 중성자와 중성미자가 생기기 쉬운 에너지 환경이 된다. 중성미자는 다른 물질과는 거의 상호 작용하지 않으므로, 에너지를 가지고 핵에서 벗어날 수 있으며, 수 밀리초 사이에 붕괴는 더욱 가속된다. 핵은 항성의 외층에서 벗어나고, 중성미자의 일부는 항성의 외층에 흡수되어 초신성 폭발이 시작된다.^[58]

II형 초신성에서는 원자핵 정도의 밀도에 도달한 곳에서 중성자 축퇴압 및 근거리에서 반발하는 중성자-중성자 상호 작용에 의해 붕괴가 멈춘다. 붕괴가 멈추면, 떨어지던 물질이 바운드되어, 바깥쪽으로의 충격파를 형성한다. 이 충격파의 에너지에 의해, 무거운 원소는 핵으로부터 분리된다. 이로 인해 충격파의 에너지는 감소하고, 외핵에서의 폭발은 실속한다.^[59]

핵 붕괴 단계는 밀도와 에너지가 매우 높기 때문에, 중성미자만이 도망갈 수 있다. 양자와 전자가 전자 포획에 의해 중성자를 형성하면, 전자 중성미자가 생성된다. 전형적인 II형 초신성에서는 새로 형성된 중성자 핵의 초기 온도는 약 1000억 K로, 태양 핵의 1만 배나 높다. 이 열에너지의 대부분은, 더 많은 중성미자를 방출함으로써 안정한 중성자별을 형성하기 위해 사용된다.^[60] 이러한 열 중성자는 모든 맛깔의 중성미자-반중성미자 쌍으로 생겨, 합계에서는 전자 포획 중성미자의 수의 몇 배나 많다.^[61] 두 중성미자 생성 기구는 붕괴에 의한 중력 위치 에너지를 10초간의 중성미자 버스트로 변환하여 약 10⁴⁶J (100 포에)의 에너지를 방출한다.^[62]

상세한 과정은 불분명하지만, 약 10⁴⁴J (1 포에)의 에너지가 실속한 충격파에 재흡수되어 폭발이 일어난다.^[59] 초신성에 의해 생성된 중성미자는 SN 1987A에서 실제로 관측되어, 핵 붕괴 모델이 기본적으로 옳다는 결론에 도달했다. 가미오칸데와 IMB는 열 기원의 반중성미자를 검출했고,^[60] 벅산 중성미자 관측소의 갈륨-71 검출기는 열 및 전자 포획 기원의 중성미자를 검출했다.

기원이 되는 항성의 질량이 약 20 태양질량 이하의 경우, 폭발의 강도와 방출된 물질의 양에 따라, 핵의 축퇴 물질의 잔해가 중성자별이 된다.^[57] 이 질량을 초과하면, 잔해는 붕괴하여 블랙홀을 형성한다.^[51][63] 이러한 붕괴의 이론적인 경계 질량은 태양질량의 40배에서 50배이며, 이 질량을 초과하면, 초신성을 거치지 않고 직접 블랙홀로 붕괴한다고 생각되고 있다.^[64] 다만, 초신성 붕괴 모델의 불확실성 때문에, 이 경계의 계산도 불확실하다.

약한 상호작용과 관련된 중성미자 물리학은 이 과정을 이해하는데 필수적이며^[66], 죽어가는 별을 구성하는 플라스마의 유체역학또한 중요한 연구 분야이다. 핵의 붕괴시 그 거동이 언제, 또는 어떻게 충격파가 발생, 정지, 재개되는지를 결정한다.^[69]

실제로, 몇몇 이론 모델은 정체된 충격파에 유체역학적 불안정성을 도입한 모델로, "Standing Accretion Shock Instability"(SASI)로 알려져 있다. 이 불안정성은 비구형 섭동으로 나타난다.

5. 초신성 II형의 분류

II형 초신성은 스펙트럼에 발머 계열의 흡수선이 나타나는 특징을 가지며, 이는 I형 초신성과 구별되는 중요한 차이점이다. Ia형 초신성에 비해 II형 초신성은 광도 곡선의 감소율이 더 낮다.

5. 1. II-L형 및 II-P형 초신성

5. 2. IIn형 초신성

5. 3. IIb형 초신성

6. 극초신성 (붕괴성)

극초신성은 일반적인 초신성보다 훨씬 더 밝고 강렬한 희귀한 유형의 초신성이다. 초신성 1997ef(Ic형)와 초신성 1997cy(IIn형)이 그 예시이다. 극초신성은 한 가지 원인보다는 여러 원인에 의해 발생하는데, 중성자별이 된 중심핵에 물질이 낙하하여 블랙홀이 형성되는 동안 발생하는 상대론적 제트가 초신성의 원인이 되는 붕괴성(''collapsar'') 모형과 별 주위 물질(''circumstellar material'')로 이루어진 고밀도 껍질과의 상호작용이 원인인 CSM 모형, 매우 무거운 별이 일으키는 쌍불안정성 초신성, 그리고 이론적이지만 쌍성이나 쿼크별 모형이 있다.

초기 질량이 태양의 25 배에서 90 배 사이인 별들은 일부 물질이 중성자별로 된 중심핵으로 되떨어지면서 블랙홀을 형성하여 초신성 폭발을 일으킬 수 있을 만큼 충분히 큰 중심핵을 발달시킨다. 많은 경우에서 이것은 초신성의 광도를 감소시키며, 90 ''M''_☉ 이상인 경우 별은 초신성 폭발 없이 블랙홀로 곧장 붕괴한다. 하지만 원형별이 충분히 빠르게 회전한다면 낙하하는 물질들이 상대론적 제트를 일으켜 원래 폭발보다 훨씬 많은 에너지를 방출할 수 있다.^[83] 빔이 조준하는 방향에서 보면 훨씬 더 밝은 천체처럼 보이기도 한다. 모든 초신성이 그런 것은 아니지만 일부 경우에서 이것은 감마선 폭발을 일으키기도 한다.^[84]

II형 초신성이 발광청색변광성에 의해 방출된 것으로 추정되는 고밀도 물질로 이루어진 구름에 별이 둘러싸여 있을 때 발생할 수 있다. 이 물질은 폭발에 의해 충격을 받게 되며 일반적인 초신성보다 더욱 밝아지게 된다. 가장 밝은 것은 극초신성이 될 만큼 IIn형 초신성에 대해 광도 범위는 다양할 것으로 추정된다.

쌍불안정성 초신성은 극단적으로 무거운 별의 산소로 이루어진 중심핵에서 감마선이 자발적으로 전자-양전자 쌍을 형성할 수 있을 만큼 뜨거울 때 발생한다.^[85] 이 쌍생성은 중심핵을 붕괴하도록 만드는데, 철의 중심핵의 붕괴가 더 무거운 원소로의 흡열 핵융합을 야기하는 데 비해 산소 중심핵의 붕괴는 폭주적 발열 핵융합을 일으켜 별을 완전히 날려버린다. 방출되는 총 에너지는 초기 질량에 따라 달라지며, 중심핵의 대부분이 ⁵⁶Ni로 변환되어 방출되어 수 개월 동안 초신성의 동력원이 된다. 쌍불안정성 초신성을 일으키기 위한 하한질량은 140 ''M''_☉으로 초신성의 수명은 일반적인 초신성에 비해 길다. 상한질량은 250 ''M''_☉으로 이 초신성은 극도로 밝고 수명이 매우 긴 극초신성이다. 더욱 무거운 별은 광붕괴에 의해 끝을 맞이한다. 매우 낮은 중원소함량을 가진 항성종족 III형 별들만이 이 단계에 이르게 된다. 더 무거운 원소를 가진 별은 더욱 불투명해지면서 충분히 작아질 때까지 외피층을 방출하여 일반적인 Ib/c형 초신성 폭발을 맞이한다. 은하에도 오래된 낮은 중원소함량 별들이 병합하여 쌍불안정성 초신성을 일으킬 수 있는 무거운 별을 형성할 수 있을 것으로 추정된다.

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