목차
● 초신성(supernova)이란?
● 초신성 관측의 역사
● 초신성의 발견
초신성(supernova)이란?
초신성(supernova)은 신성(nova)보다 에너지가 큰 별의 폭발을 의미합니다. 초신성은 광도가 극도로 높고, 폭발적인 방사선을 일으키기에 어두워질 때까지 수 주일 또는 수개월에 걸쳐 한 개의 은하 전체에 필적하는 밝기로 빛이 납니다. 이 짧은 기간 동안 초신성은 태양이 평생에 걸쳐 발산하는 것으로 추측되는 에너지만큼의 방사선을 방출합니다. 폭발의 결과 항성은 구성물질의 부분 또는 전체를 토해냅니다. 이때 그 속도는 30,000Km/s까지 가속되고, 주위 성간 매질에 충격파를 일으킵니다. 충격파가 휩쓸고 간 자리는 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 가리켜 초신성 잔해라고 부릅니다.
신성(Nova)이란 "새로운"이라는 의미의 라틴어 낱말에서 유래되었는데, 천구상에 매우 밝은 별이 새로 나타난 것처럼 보이는 것을 칭한 것이고, 접두사 초(super)는 초신성이 광도가 훨씬 떨어지는 보통의 신성과는 구분되는 존재라는 것을 의미합니다. 초신성(sopernova)이라는 단어는 1931년 프리츠 츠비키와 발터 바데가 만들어낸 조어입니다.
초신성이 생성될 수 있는 방법은 죽은 별에 갑작스러운 핵융합의 재점화가 일어나거나, 거대한 별의 중심핵이 붕괴하거나 하는 이 두 가지가 있습니다. 별의 시체라고 할 수 있는 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 빼앗아 갈 때, 강착현상이 일어나거나 아니면 동반성과 하나로 합쳐지거나 하여, 빼앗은 물질이 충분히 누적되면 백색 왜성의 중심핵 온도가 상승하여 탄소발화가 일어납니다. 그리하여 탄소 핵융합에 불이 붙으면 열폭주가 시작되어 별을 완전히 파열시키게 됩니다. 또 질량이 거대한 별의 중심핵이 갑작스러운 중력 붕괴를 일으키고, 그로 인해 중력의 위치 에너지를 발산할 때 역시 초신성 폭발이 일어납니다.
우리 은하에서는 케플러 초신성(SN 1604) 이후 초신성이 한 번도 발견되지 못했지만, 초신성의 잔해들을 살펴보면 우리 은하에서도 한 세기당 평균 약 세 번의 초신성 폭발 사건이 일어나고 있음을 알 수 있습니다. 초신성은 성산 매질에 질량이 큰 원소의 양을 늘리는데 결정적 역할을 합니다. 뿐만 아니라 초신성 폭발로 인하여 생긴 충격파는 새로운 별이 형성되는 데 있어서 중요한 초석의 역할을 합니다.
초신성 관측의 역사
히파르코스의 붙박이별에 대한 관심이 초신성 관측에 영향을 끼쳤을 수 있습니다. 최초로 기록된 초신성인 SN 185는 서기력 185년에 중국의 천문학자들이 관측하였습니다. 기록된 초신성 중 가장 밝은 초신성이었던 SN1006은 이슬람과 중국의 천문학자들이 자세하게 묘사했습니다. 세계적으로 널리 관측된 초신성 SN1054는 게자리 성운을 만들어 냈습니다. 우리 은하에서 육안으로 관측된 가장 최근의 초신성인 SN1572와 SN1604는 달과 행성 너머의 우주는 불변하다는 아리스토텔레스적 우주관을 공박하는 증거로 사용됨으로써 유럽 천문학의 발전에 큰 영향을 끼쳤습니다. 카시오페아자리에서 발견된 SN1572는 튀코 브라헤가 관측하였고, 동 세대 두 번째 초신성이었던 SN 1604는 요하네스 케플러에 의하여 1604년 10월 17일부터 연구되었습니다.
망원경이 발달함에 따라 초신성 발견의 무대는 다른 은하로까지 확장되었고, 그 시작을 알린 것이 바로 1885년 안드로메다은하의 안드로메다자리 S(SN 1885A)였습니다. 초신성은 우주적 단위의 거리 결정에 있어서 중요한 정보를 제공합니다. 20세기에는 초신성의 여러 가지 형성 모형이 성공적으로 마련되었고, 항성 형성 과정에 있어서 초신성의 역할에 대한 과학자들의 이해 역시 계속해서 증대되고 있습니다. 미국의 천문학자 루돌프 민코프스키와 프리츠 츠비키는 1941년부터 근대적인 초신성 분류의 계획을 시작하였습니다.
1960년대 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준촉광으로 사용될 수 있으며 천문학적 단위의 지표가 될 수 있다는 것을 발견하였습니다. 가장 멀리 떨어진 초신성들 중 일부를 최근 관찰한 결과 예상보다 어두운 것이 확인되었습니다. 이것은 우주의 팽창이 가속되고 있다는 관점을 뒷받침합니다. 관측된 적 없는 초신성 폭발을 재구성하기 위한 기술이 개발되었습니다. 카시오페아자리 A의 초신성 폭발시기는 성운에 반사된 빛 메아리를 통하여 초신성 잔해 RX J0852.0-4622의 시기는 온도 측정과 티타늄 44의 방사능 붕괴로 인하여 발생하는 감마선을 통하여 추산할 수 있었습니다. 2009년에는 과거 초신성 폭발과 일치하는 시기의 남극의 얼음 침전물 속에서 질산염이 발견되었습니다.
초신성의 발견
처음에는 단순히 신성의 새로운 범주에 대한 것이라고 생각된 초기의 작업은 1930년대에 윌슨 산 천문대의 프리츠 츠비키와 발터 바데가 수행했습니다. 초 신성(super-novae, novae는 nova의 복수형)이라는 이름은 1931년에 캘리포니아 공과대학교에서 츠비키와 바데가 진행한 강의에서 처음 사용 되었습니다. 1938년쯤 super와 novae 사이의 하이픈(-)이 사라지고, 현재의 초신성(supernova)이라는 단어가 사용되게 되었습니다. 초신성은 우리 은하에서는 약 50년에 한 번 꼴로 발생하는 은하계에서는 상대적으로 드문 사건이기에 연구를 위한 초신성 표본의 획득은 다수의 은하에 대한 정기적인 감시를 필요로 합니다.
다른 은하에서 발생하는 초신성을 미리 예측할 수 있는 방법은 없습니다. 보통 초신성이 발견되었을 때는 이미 진행 중인 상태이기 때문입니다. 초신성에 대한 과학적 관심의 대부분은 그 밝기가 절정에 달했을 때의 관측값을 필요로 합니다. 그러므로 초신성이 최대 밝기에 이르기 전에 찾아내는 것이 매우 중요합니다. 천문학 전문가들을 수적으로 훨씬 뛰어넘는 아마추어 천문학자들 역시 광학 망원경을 이용하여 가까운 은하를 살펴보고 이전의 사진과 비교하고 대조하는 방식으로 초신성 탐색에 중요한 역할을 하고 있습니다.
20세기말이 되면서 천문학자들은 컴퓨터로 조종되는 망원경과 전하결합소자를 이용해 초신성을 탐색하게 됩니다. 이러한 시스템은 아마추어들 사이에서도 인기가 있으며, 카츠먼 자동화상 망원경과 같은 전문가용 설비도 설치되어 있습니다. 최근에는 초신성 조기 경보 시스템 프로젝트에서 우리 은하의 초신성에 대한 조기 경보를 제공하기 위하여 중성미자 검출기 네트워크를 사용하기 시작했습니다. 중성미자는 초신성이 폭발할 때 대량으로 생산되는 아원자 입자이며 은하 원반의 성간 가스와 먼지에 많이 흡수되지 않습니다.
초신성 탐색은 두 가지 유형으로 나뉩니다. 비교적 가까이서 일어나는 사건에 집중하는 유형과 보다 더 멀리서 발생한 폭발을 추적하는 유형이 그것입니다. 우주의 팽창으로 인해, 멀리 떨어진 천체의 방출 스펙트럼이 밝혀졌을 때, 그 천체까지의 거리는 그 도플러편이 또는 적색편이를 측정함으로써 추산할 수 있습니다. 평균적으로 멀리 떨어진 천체가 가까이 있는 천체보다 훨씬 큰 속도로 멀어지며, 더 큰 적색편이를 보입니다. 초신성 탐색은 큰 적색편이와 작은 적색편이로 나뉘며, 그 경계가 되는 수치는 적색편이 범위 Z=0.1~0.3정도입니다, 여기서 Z는 스펙트럼의 진동수 편이를 무차원 측정한 것입니다.
큰 적색편이 초신성 탐색에서는 대개는 초신성 광도곡선의 관찰이 동원됩니다. 이러한 초신성들은 허블 도표를 작성하기 위한 표준촉광 또는 보정촉광으로서 유용하며 우주적 단위의 예측을 할 수 있게 해 줍니다. 초신성의 물리적 성질과 환경을 연구할 때 사용되는 초신성 분광분석은 적색편이가 큰 초신성보다는 적색편이가 작은 초신성에서 보다 더 타당한 연구방법입니다. 또한 적색편이가 작은 초신성 관측은 허블곡선의 가까운 쪽 끝을 정할 수 있게 해 줍니다.