서론

별은 사람과 같이 태어나고, 살다가, 결국 죽는다.

별들은 인간의 수명으로는 도저히 가늠할 수 없는 긴 시간 동안 별은 핵융합 반응을 통해 빛을 내며 살아간다. 이 긴 삶의 끝에는, 어떤 별들에게는 조용한 죽음이 기다리고 있는 반면, 어떤 별들에게는 격렬한 폭발이 기다리고 있다. 바로 초신성(Supernova)이다.

초신성은 단순히 '별이 죽을 때 발생하는 큰 폭발' 정도로만 생각하기 쉽다. 그러나 초신성의 의미는 이보다 휠씬 크다. 초신성은 우주의 화학적 진화를 이끄며, 중성자별과 블랙홀을 만들고, 우주의 가속 팽창을 발견하는 데 쓰인 표준 촛불이기도 하다. 한마디로, 초신성은 현대 천문학에서 가장 중요한 여러 주제들이 교차하는 지점이다.

이 글에서는 두 Part에 걸쳐 초신성의 기본적인 원리부터 시작해 종류, 잔해, 그리고 천문학적 의의까지 순서대로 살펴볼 것이다. Part 1에서는 초신성의 형성과 종류에 대해 다루겠다.

별의 일생과 초신성

초신성을 이해하려면, 먼저 항성의 상태를 이해해야 한다.

별의 일생은 핵융합으로 인한 압력과 중력의 균형 속에서 이루어진다. 주계열성 단계의 별의 중심부에서는 수소가 헬륨으로 핵융합되며 에너지가 방출된다. 이 에너지로 생성된 압력이 별의 자체 중력과 균형을 이뤄 별을 지탱해준다. 이 상태를 정역학적 평형(hydrostatic equilibrium)이라고 한다.

그런데 연료가 떨어지면 어떻게 될까? 수소가 소진되면 중심부는 헬륨 핵으로 이루어지고, 별은 중심부를 수축시키며 온도를 높여 헬륨 연소를 시작한다. (자세한 내용은 Stellar Evolution 글을 참고하기 바란다.) 초신성 폭발을 할 만큼 충분히 무거운 별에서는 이 과정이 반복된다. 이러한 별은 온도가 충분히 높아 헬륨, 탄소/산소, 네온, 산소, 규소에 이어 철까지 형성된다.

그런데 철이 형성되며 단계별로 올라가던 핵융합은 끝이 난다. 철은 핵자당 결합 에너지가 가장 큰 원소이기 때문에, 철을 더 무거운 원소로 핵융합시키는 반응은 에너지를 내는 것이 아니라 오히려 에너지를 흡수한다. 이 때, 핵융합으로 인한 압력과-중력 사이의 평형이 깨지고 중력이 우위를 점한다. 철 핵은 더 이상 에너지를 공급할 수 없고, 별은 스스로의 무게를 버티지 못하게 된다.

이후의 사건은 매우 빠르게 진행된다. 철 핵의 붕괴와 초신성 폭발은 단 몇 초 안에 시작된다. 수십억 년을 살아온 별의 죽음치고는 너무나 순식간이다.

초신성의 종류

초신성은 크게 두 가지 물리적 기작으로 나뉜다. 천문학자들은 관측적으로는 스펙트럼에서 수소 흡수선의 유무를 기준으로 분류한다. 두 가지를 차례로 살펴보자.

분광학적 분류

초신성을 스펙트럼으로 분류하면 크게 I형(Type I)과 II형(Type II)으로 나뉜다.

I형 초신성은 스펙트럼에 수소 흡수선이 없는 것이 특징이다. 이는 후술하겠으나 별의 구조와 연결된다. 이는 세부적으로 아래와 같다.

Ia형: 규소(Si) 흡수선이 뚜렷하게 나타난다. 가장 중요한 초신성 유형 중 하나로, 뒤에서 따로 자세히 다루겠다.

Ib형: 규소 흡수선이 없고, 헬륨(He) 흡수선이 있다.

Ic형: 규소 흡수선도 없고, 헬륨 흡수선도 없다.

II형 초신성은 스펙트럼에 수소 흡수선이 존재한다. II형도 세부 분류가 있다.

IIP형: 광도 곡선(light curve)에 광도가 일정한 부근인 고원(plateau)이 나타나는 유형이다.

IIL형: 광도가 선형적으로(linearly) 감소하는 유형이다.

IIn형: 좁은(narrow) 수소 방출선이 보이는 유형이다.

IIb형: 처음에는 수소선이 있지만 시간이 지나면서 Ib형의 스펙트럼과 비슷해지는 유형이다.

이처럼 초신성의 분광학적 특징이 다른 것은 그 구조에서 기인한다.

I형 초신성은 폭발 전에 이미 수소가 풍부한 외피층이 대부분 제거된 상태이다. 그래서, 수소 선이 관측되지 않는다. (Ia형의 경우, 다른 초신성과는 완전히 다른 기작을 가지므로 일단 고려하지 말자. 밑에서 자세히 설명하겠다.) Ib형과 Ic형은 원래 질량이 큰 별이었으나, 폭발 전 강한 항성풍이나 동반성과의 상호작용으로 외피층을 잃어버린 경우이다. 이렇게 외피를 날리는 별의 예시로는 볼프-레이예 별(Wolf-Rayet Star. 자세히 알고 싶다면 Stellar Evolution 글을 참고하기 바란다.)을 생각할 수 있다. 이 중 Ib형은 헬륨층은 남아 있어 헬륨선이 보이지만, Ic형은 헬륨층마저 모두 날아간 상태라 헬륨선조차 관측되지 않게 된다.

반면 II형 초신성은 폭발 순간까지 수소가 풍부한 외피층을 유지하고 있는 일반적인 별이 죽을 때 발생한다. 따라서, 수소 선을 가지는 것이다. 폭발 시 중심부에서 튀어나온 에너지가 이 두터운 수소 층을 통과하며 방출되기 때문에 스펙트럼상에 뚜렷한 수소 흡수선이 나타난다. 여기서 IIP형은 외피층이 매우 두꺼워 에너지가 빠져나오는 데 시간이 걸리며 고원(plateau)이 형성되는 반면, IIL형은 외피층이 상대적으로 얇아 광도가 선형적으로 빠르게 감소한다. IIn형은 폭발 전 이미 별이 뿜어낸 물질들이 주변을 둘러싸고 있어, 이 물질들과 충격파가 충돌하며 좁은 수소 방출선을 만들어내는 독특한 경우이다. 마지막으로 IIb형은 수소 외피층이 아주 얇게 남아 있다가 폭발 초기에는 수소선이 보이지만, 시간이 지나면 내부의 헬륨 층이 드러나며 Ib형과 유사한 스펙트럼으로 변하는 특징을 보인다.

물리적 기작에 따른 분류

분광학적 분류와는 별개로, 초신성을 폭발의 원리에 따라 크게 두 종류로 나눌 수 있다.

핵붕괴 초신성

이름 그대로, 철 핵이 붕괴하면서 일어나는 초신성이다. 태양 질량의 약 8배 이상인 질량이 큰 별들이 이 방식으로 생을 마감한다. 분광학적으로는 II형과 Ib/Ic형 대부분이 핵붕괴 초신성에 해당한다.

핵붕괴의 과정을 조금 더 자세히 살펴보자. 질량이 찬드라세카르 한계($1.4M_\odot$)를 초과하는 철 핵은 전자 축퇴압으로 더 이상 중력을 버티지 못한다. 이 시점에서 두 가지 과정이 동시에 일어난다.

첫째, 전자 포획(electron capture) 반응이다. 양성자가 전자를 흡수해 중성자가 되는 반응($p + e^- \rightarrow n + \nu_e$)이 일어나면서 중성미자($\nu_e$)가 대량으로 방출된다. 이 과정에서 철 핵을 지탱하던 전자 축퇴압이 급격히 줄어들어 붕괴가 가속된다.

둘째, 광분열(photodisintegration)이다. 핵 온도가 극도로 높아지면서 에너지가 높은 광자들이 오히려 철 핵을 헬륨 핵과 자유 중성자로 쪼개버린다(${}^{56}\mathrm{Fe} + \gamma \rightarrow 13{}^{4}\mathrm{He} + 4n$). 이 반응은 에너지를 흡수하는 반응이기에 핵의 온도와 압력을 낮춰 붕괴를 더욱 부추긴다.

이 두 과정으로 인해 철 핵은 불과 수 밀리초(ms) 안에 붕괴하여 반지름이 수십 km에 불과한 고밀도의 핵, 즉 원시 중성자별(proto-neutron star)을 형성한다. 이 순간 핵의 밀도는 원자핵 포화 밀도($\rho_0 \approx 2.8 \times 10^{14}\mathrm{g\,cm^{-3}}$)에 도달한다.

핵이 원자핵 포화 밀도를 넘어서면, 이번에는 중성자 축퇴압과 강한 핵력에 의한 반발력(nuclear repulsion)이 갑자기 압축에 저항한다. 이 급격한 저항으로 핵은 마치 용수철처럼 '튀어 오르고(bounce)', 이 충격파(shock wave)가 밖을 향해 전파된다.

문제는 이 충격파가 바깥쪽의 물질 속을 뚫고 나가는 과정에서 에너지를 잃는다는 것이다. 광분열 반응에 에너지를 소모하고, 중성미자도 에너지를 갖고 나가다 보면, 충격파는 별의 외피층 어딘가에서 수백 밀리초 정도 정체되고 만다. 여기서부터가 핵붕괴 초신성 이론에서 아직 완전히 해결되지 않은 문제다.

충격파가 어떻게 다시 활성화되어 별 전체를 날려버리는가? 현재 가장 유력한 설명은 중성미자 가열 메커니즘(neutrino heating mechanism)이다. 핵붕괴 시 방출되는 어마어마한 양의 중성미자 에너지($\sim 3 \times 10^{53}\mathrm{erg}$, 이는 태양이 약 100억 년간 방출하는 총 에너지에 맞먹는다)의 일부가 충격파 뒤쪽 물질을 가열하여 충격파를 다시 활성화시킨다는 것이다. 그런데 중성미자는 물질과의 반응 단면적이 극히 작아서 대부분은 그냥 빠져나가버린다. 중성미자의 극히 일부만이 에너지를 전달하는 것이다. 이 비효율적인 가열 과정이 어떻게 폭발을 이끌어내는지에 대해서는 고해상도 3차원 시뮬레이션을 통해 아직도 활발히 연구 중이다.

전자 포획 초신성

핵붕괴 초신성은 주로 철 핵이 붕괴하며 일어난다. 하지만, 일부 별들은 철 핵에 도달하기도 전에 특수한 기작을 통하여 초신성 폭발하기도 하는데, 이를 전자 포획 초신성 (Electron-Capture Supernova, ECSN) 이라고 한다. 이 초신성은 태양 질량의 약 8~10배 정도 되는, 초신성 폭발을 하는 항성 치고는 질량이 비교적 작은 별들에서 발생한다.

이 별들의 중심부에는 탄소와 산소로 이루어진 핵 위에 네온과 마그네슘이 풍부한 층이 존재한다. 별이 진화함에 따라 네온과 마그네슘이 전자 포획 반응을 통해 중성자로 변하게 된다. 대표적인 반응은 아래와 같다.

$${}^{24}\mathrm{Mg} + e^- \rightarrow {}^{24}\mathrm{Na} + \nu_e$$

이러한 반응의 결과로 중심핵을 지탱하던 전자축퇴압이 감소하며, (전자들이 사라지기 때문이다.) 이로 인해 O-Ne-Mg 핵은 철이 채 만들어지기도 전에 자체 중력을 이기지 못하고 붕괴한다.

철 핵 붕괴보다 훨씬 낮은 질량과 압력 상태에서 일어나기 때문에, 폭발 에너지는 일반적인 핵붕괴 초신성보다 약하며, 방출되는 방사성 원소의 양도 적다. 천문학자들은 이 폭발이 우리가 관측하는 특이한 유형의 초신성과 저질량 중성자별의 탄생 과정을 설명하는 중요한 현상으로 보고 있다.

열핵 초신성

열핵 초신성은 Ia형 초신성의 메커니즘이다. 이는 핵붕괴 초신성과는 전혀 다른 방식으로 발생한다. 그 주인공은 일반적인 별이 아닌 백색왜성(White Dwarf)이다.

백색왜성은 중 • 저질량 별이 죽을 때 생기는 축퇴된 천체이다. 우리가 관측하는 백색왜성들은 주로 탄소와 산소로 이루어져 있으며, 전자 축퇴압이 중력을 지탱하고 있다. 홀로 있다면 그저 천천히 식어가며 서서히 어두워질 뿐이지만, 백색왜성이 쌍성계(binary system)에 속해 있다면 이야기가 달라진다.

백색왜성은 동반성으로부터 물질을 빼앗아 질량을 강착(accretion)한다. 질량이 늘어나면서 백색왜성의 중심부 온도와 압력이 높아지고, 결국 찬드라세카르 한계($\approx 1.4M_\odot$)에 가까워지면 탄소 핵융합이 통제를 벗어나 폭발적으로 일어난다. 폭발적 반응은 축퇴된 물질의 성질로 설명할 수 있다. 일반적인 별은 핵융합으로 온도가 올라가면 부피가 팽창하여 온도를 다시 낮추는 작용인 Pressure-Temperature Thermostat이 작동한다. 그러나 축퇴된 물질은 잘 압축되지 않으며 전자 축퇴압은 온도와 무관하므로, 백색왜성은 온도가 증가해도 팽창하지 않는다. 결국 핵융합 에너지가 온도를 높이고, 높아진 온도가 핵융합을 더욱 촉진하여 열폭주(thermal runaway)한다.

이 폭발적인 연소 과정은 불과 몇 초 만에 백색왜성 전체로 퍼져나간다. 현재 가장 유력한 지연 폭발 모형(delayed detonation model)에 따르면, 초기에는 핵융합의 불길이 소리보다 느린 아음속의 폭연(deflagration) 상태로 타들어가다가, 어느 순간 초음속의 충격파를 동반한 폭발(detonation)로 전환된다. 이 엄청난 에너지는 백색왜성 전체를 산산조각 내어 우주 공간으로 날려버린다. 이것이 Ia형 초신성이다. (실제로는 이보다 조금 더 복잡하며 후술할 예외들이 존재하기에 두 백색왜성이 합쳐지는 경우 등 다양한 생성 경로가 제안되어 있다. 그러나 기본적인 아이디어는 백색왜성이 찬드라세카르 한계 근방의 질량에 도달한다는 것이다.)

Ia형 초신성의 가장 중요한 특징은 폭발 당시의 최대 광도가 항상 비슷하다는 것이다. 이는 Ia형 초신성이 전부 비슷한 백색왜성 질량, 즉 찬드라세카르 한계에서 터지기 때문이다. 이처럼 밝기가 거의 비슷한 성질을 천문학에서는 표준 촛불(standard candle)이라고 한다. 밝기를 알고 있는 천체라면 겉보기 밝기(apparent brightness)로부터 거리를 구할 수 있기에, 표준 촛불은 천문학에서 무척이나 귀중한 존재이다. 1998년, Ia형 초신성을 이용한 거리 측정 결과는 우주가 단순히 팽창하는 것이 아니라 가속 팽창하고 있다는 사실을 발견했으며 이는 2011년 노벨 물리학상으로 이어졌다.

하지만, 최근 관측 결과들은 기존의 표준 촛불 개념과는 약간 다른 것들을 제시하고 있다. 바로 초-찬드라세카르((Super-Chandrasekhar) 초신성의 발견이다. SN 2003fg를 비롯한 일부 Ia형 초신성들은 일반적인 Ia형이 내야 할 최대 광도보다 훨씬 밝았다. 광도를 바탕으로 역산해 보면, 이 폭발을 일으킨 천체의 질량은 $1.4M_\odot$을 훌쩍 뛰어넘어 심지어 $2.1M_\odot \sim 2.8M_\odot$에 달했던 것으로 추정된다. 어떻게 찬드라세카르 한계를 넘어서까지 스스로 붕괴하지 않고 거대한 질량을 모을 수 있었을까?

백색왜성의 초고속 자전이 강력한 원심력을 발생시켜 중력 붕괴를 막아주었을 것이라는 가설이 제시되기도 한다. 하지만 자전 효과만으로 지탱할 수 있는 백색왜성의 질량은 이론상 대략 $1.6M_\odot$ 정도에 불과하다. 백색왜성의 자기장 때문에 추가적으로 지지된다고 생각하면 $2M_\odot$을 넘는 질량도 설명 가능하긴 하나, 자전이 너무 빠르거나 자기장이 너무 강하면 백색왜성은 구형을 유지하지 못하고 타원체로 찌그러지거나, 오히려 내부 밀도 분포가 불안정해져서 쉽게 파괴될 수 있다. 그리고 자기장을 고려하더라도 $2.5M_\odot$을 넘는 질량의 백색왜성을 설명하지는 못한다. 따라서 자전, 자기장만으로는 관측된 $2.8M_\odot$에 달하는 엄청난 질량을 온전히 설명할 수 없다.

이 한계를 극복하기 위해 현재 천문학계에서 가장 유력하게 지지하는 시나리오는 이중 축퇴(double degenerate) 모델이다. 질량이 큰 두 개의 백색왜성이 쌍성계를 이루어 서로를 공전하다가, 결국 병합되면 폭발이 일어났다는 것이다. 두 백색왜성이 충돌하여 합쳐지는 순간, 일시적으로 찬드라세카르 한계를 초과한 거대한 질량 덩어리가 형성되며 격렬한 열폭주가 발생한다. 여기에 강력한 자기장이나 앞서 언급된 자전 효과가 복합적으로 결합하여 폭발 전까지 붕괴를 지연시켰을 가능성도 함께 연구되고 있다.

이러한 초-찬드라세카르 초신성의 존재는 Ia형 초신성이 같은 메커니즘으로 폭발하는 완벽한 표준 촛불로 작동하지 않을 수도 있음을 시사한다. 이는 우주를 역사를 알기 위해 Ia 초신성의 발생 원인을 더 연구할 필요성이 있다는 새로운 과제를 현대 천문학에 던져준다.

Part 2...

Part 2에서는 초신성의 에너지, 초신성 폭발 후 남는 것에 대해 알아보고 초신성의 실제 예시를 통해 이 특별한 현상에 대해 좀 더 이야기 해보겠다.