우주를 다시 만드는 ‘죽음의 폭발’

지구위협 시나리오 (10) 큰 별의 최후 ‘초신성’

초신성은 별의 일생이 거대한 폭발로 끝나는 과정에서 나타나는 현상이다. 매우 파괴적인 사건이지만, 동시에 새로운 별과 행성을 이루는 물질을 우주 공간에 공급하는 역할도 한다. 사진은 Ia형 초신성으로 추정되는 케플러 초신성(SN 1604)의 잔해를 찬드라 엑스선 천문대로 찍은 사진. 출처: NASA, WikimediaCommons

시간에 따라 변하는 태양의 궤적과 별자리의 위치는 계절 변화를 예측하는 중요한 기준이었다. 특히 농경사회에서는 이러한 천문관측이 매우 중요했다. 관측 기술은 점차 정교해졌고 달력의 정확성도 높아졌으며, 이는 농업 생산성 향상으로 이어졌다.

이러한 상황에서 예측할 수 없는 새로운 별의 출현은 특별한 사건으로 여겨졌고 역사 기록에도 남게 되었다. 인류의 역사에는 갑자기 밝게 나타났다가 일정 시간이 지나 사라지는 ‘새로운 별’에 대한 기록이 여러 차례 등장한다. 혜성처럼 하늘에서 위치를 옮기는 천체와 달리, 이 별들은 하늘의 특정한 위치에서 밝게 빛나다가 사라졌다. 이는 모두 천체망원경 없이 맨눈으로 관측된 기록들이다. 현재는 혜성으로 알려진 객성과는 달리 이 새로운 별은 하늘의 고정된 특정 위치에 나타났다 사라지는 특별한 별이었다. 천체망원경 없이 맨눈으로 관측한 기록들이다. 당시 사람들은 이것을 새롭게 생겨난 별로 여겼지만, 현대 천체물리학에서는 별이 생을 마감하는 과정에서 일어나는 초신성이라는 거대한 폭발 현상임이 밝혀졌다.

1604년에 관측된 기록이 있는 케플러 초신성(SN 1604) 이후 약 400년 동안 초신성 관측 기록이 없었다. 그러다가 1987년 2월 지구 남반구에서 초신성 SN 1987A가 관측되었다. 지구에서 약 17만광년 떨어진 곳에 있는 우리 은하의 위성 은하인 대마젤란은하(Large Magellanic Cloud)에서 발생한 초신성이었다. 겉보기 등급(Apparent magnitude: 지구에서 보이는 밝기를 나타내는 수치)은 +2.9로 어두운 밤하늘에서는 맨눈으로도 관측할 수 있는 밝기였다.

초신성은 별의 일생이 거대한 폭발로 끝나는 과정에서 나타나는 현상이다. 이는 매우 파괴적인 사건이지만, 동시에 새로운 별과 행성을 이루는 물질을 우주 공간에 공급하는 역할도 한다. 초신성은 우주의 거리와 진화를 연구하는 데 중요한 기준이 되는 천문현상이기도 하다. 이러한 초신성 폭발이 어떻게 일어나는지 좀 더 구체적으로 살펴보자.

1987년에 폭발한 초신성 SN 1987A의 잔해 사진(2005년 발표). 왼쪽은 우주망원경인 찬드라엑스선 천문대 사진. 오른쪽은 허블 우주망원경 관측 사진. NASA, WikimediaCommons

백색왜성으로 생을 마치는 별

초기 질량이 태양 질량의 0.8~8배인 별은 적색거성 단계를 거친 후, 초신성 폭발 없이 백색왜성으로 진화한다. 이 과정에서 별의 중심부 일부만 백색왜성으로 남고, 나머지 물질은 우주로 퍼져나가 행성상 성운을 이룬다. 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색왜성의 질량은 태양 질량의 0.5~1.1배이며, 지름은 1만~2만km 정도이다. 거의 태양과 맞먹는 질량이 지구 정도 크기에 집중된 셈이다. 이로 인해 백색왜성의 평균 질량 밀도는 태양보다 약 100만배 높다.

이처럼 질량 밀도가 매우 높은 천체에서는 자체 중력이 중심부를 강하게 압축한다. 백색왜성의 중심부 압력은 태양의 수억배에 이를 정도로 크다. 그럼에도 백색왜성은 계속 붕괴하지 않는다. 그 이유는 양자역학의 기본 원리의 하나인 파울리 배타 원리(Pauli exclusion principle)와 관련된다.

입자는 스핀(spin)이라고 불리는 고유한 양자역학적 성질을 지닌다. 이 스핀값이 1/2과 같은 반정수 값을 가지는 입자를 페르미온(fermion)이라고 하며, 이들은 동시에 같은 양자 상태에 있을 수 없다. 전자 역시 페르미온에 속한다. 따라서 물질이 극도로 압축되더라도 전자들은 서로 다른 양자 상태를 유지해야 한다. 이로 인해 전자들은 압축에 저항하는 방향의 압력을 만드는데, 이를 전자 축퇴압(electron degeneracy pressure)이라고 한다. 파울리 배타 원리가 적용되는 전자의 특성으로 인해 생기는 압력이다. 백색왜성은 자체 중력이 안쪽으로 누르는 압력과 전자축퇴압이 바깥으로 밀어내는 압력이 균형을 이루면서 안정된 크기를 유지한다.

그러나 백색왜성의 질량이 일정 한계를 넘어서면, 자체 중력이 중심부를 누르는 압력이 전자축퇴압보다 커지는 상황이 만들어진다. 그러면 중심부는 더는 버티지 못하고 붕괴한다.

초신성 폭발은 어떻게 일어날까?

초신성 폭발은 별의 중심부가 급격히 붕괴하면서 시작된다. 무거운 별의 중심에는 철(iron) 중심핵이 만들어지는데, 이 중심핵의 질량이 약 태양 질량의 1.4배를 넘어서면 전자 축퇴압이 더는 중력을 견디지 못하게 된다. 이 한계를 찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit)라고 부른다.[1] 중심부 질량이 이 한계를 넘어서면 중심핵에서는 전자 포획(electron capture)이 급격히 일어나기 시작한다. 양성자가 전자를 흡수해 중성자로 변하고, 이 과정에서 엄청난 양의 뉴트리노(neutrino)가 방출된다. 전자가 사라지면서 전자 축퇴압도 급격히 약해지고, 결국 중심핵은 순식간에 붕괴한다. 이것이 중심핵 붕괴형 초신성(core-collapse supernova)의 시작이다.

붕괴가 계속되면 중심핵은 중성자 물질로 변하면서 극도로 압축된다. 그러나 중성자 물질은 더 이상 압축되지 않는 상태에까지 도달한다. 그 결과 안쪽으로 무너지던 중심핵은 마치 단단한 바닥에 부딪힌 것처럼 강하게 반동하며 튕겨 나오며 반동한다. 이 과정에서 바깥 방향으로 향하는 강력한 충격파(shock wave)가 만들어진다.

초기 충격파는 주변 물질과 충돌하면서 점차 약해진다. 이때 중심부에서 방출된 막대한 양의 뉴트리노(neutrino)가 에너지의 일부를 주변 물질에 전달해 다시 가열하고 바깥쪽으로 밀어낸다. 그 결과 약해졌던 충격파는 다시 강해지고, 별의 바깥층을 초고속으로 우주 공간으로 날려 보낸다. 이렇게 해서 우주에서 가장 거대한 폭발 현상 가운데 하나인 초신성 폭발이 일어난다.

폭발과 함께 막대한 양의 물질과 에너지가 우주로 방출되며, 최대 밝기는 은하 전체가 방출하는 빛과 맞먹을 정도로 강렬하다. 초신성 폭발로 바깥으로 퍼져나간 물질은 초신성 잔해(supernova remnant)를 형성하고, 이후 새로운 별과 행성을 만드는 재료가 된다. 일반적으로 중심핵 붕괴형 초신성으로 생을 마감하는 별은 초기 질량은 태양 질량의 약 8배 이상인 무거운 별이다.

초신성 폭발 후 중심부에는 중성자별(neutron star)이 남기도 한다. 중성자별의 질량은 태양과 비슷하거나 그 이상이지만, 평균 밀도는 원자핵 수준에 이를 정도로 매우 높다. 예를 들어 각설탕 한 개 정도 크기의 중성자별 물질의 질량은 수억톤에 달한다. 질량이 태양의 약 2배인 중성자별의 지름은 약 20km에 불과하다. 이런 중성자별 중심부의 압력은 태양 중심부 압력보다 10 19~10 20배 크다. 태양질량의 백색왜성 중심부 압력보다는 1조배 정도 더 크다. 이런 압력에도 중성자별이 추가 붕괴 없이 안정적으로 존재할 수 있는 중요한 이유 가운데 하나는 중성자 축퇴압(neutron degeneracy pressure)이다.

그림 2. 질량이 태양 질량의 8배 이상인 별의 수명과 최후. 태양 질량의 8~25배인 별은 초신성 폭발로 생을 마치고 중성자별을 남긴다. 태양 질량의 25~40배인 별은 초신성 폭발 후에 블랙홀을 남긴다. 태양 질량의 40배 이상인 별은 회전하는 정도에 따라 실패한 초신성이 되기도 하고 극초신성이 되기도 하면서 블랙홀을 남긴다.

별이 마지막에 블랙홀이 되는 경우

중성자 역시 전자와 마찬가지로 스핀이 1/2인 페르미온이므로, 파울리 배타 원리에 따라 동일한 양자 상태를 가질 수 없다. 이 때문에 중성자별 내부의 중성자들도 강한 압축에 저항하는 바깥쪽 압력을 만들어내는데, 이를 중성자 축퇴압이라고 한다. 그러나 이 압력에도 한계가 존재한다. 중성자별의 질량이 태양 질량의 약 2~3배를 초과하면, 중성자 축퇴압만으로는 중력을 더는 버티지 못하게 되고, 별은 계속 수축하여 결국 블랙홀로 붕괴한다. 이 한계를 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit)라고 한다.

태양 질량의 약 25~40배에 이르는 별이 생을 마치고 초신성 폭발을 일으키면, 바깥으로 방출된 물질 중 일부가 충분한 속도를 얻지 못해 다시 중심부로 떨어지는 재낙하(fallback) 현상이 발생할 수 있다. 이렇게 되돌아온 물질이 중성자별에 더해지면서 그 질량은 점차 증가한다. 결국 질량이 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit)를 넘어서게 되면, 중력이 안쪽으로 물질을 계속 압측하는 압력이 중성자 축퇴압을 넘어선다. 그 결과 중성자별 역시 더는 버티지 못한 채 붕괴하여 블랙홀이 된다.

태양 질량의 약 40배가 넘는 매우 큰 별에서는 붕괴 이후 일반적인 초신성과 다른 현상이 나타날 수 있다. 중심부가 붕괴하면서 형성된 충격파는 별의 외곽층으로 퍼져 나가지만, 강한 중력과 낙하하는 물질의 영향으로 점차 약화하거나 정체된다. 이 경우 충격파는 별의 외곽층을 충분히 밀어내지 못하고, 별은 강력한 폭발 없이 중심부로 계속 붕괴한다. 결국 대부분의 물질이 중력에 의해 중심으로 흡수되면서 블랙홀이 형성된다. 이처럼 초신성 폭발이 제대로 일어나지 못하고 곧바로 블랙홀이 형성되는 경우를 ‘실패한 초신성(Failed Supernova)’이라고 한다.[2]

태양 질량의 약 40배 이상의 매우 큰 별이라 하더라도 빠르게 자전하는 경우에는 최후의 모습이 달라질 수 있다. 별이 붕괴하면서 중심에는 블랙홀이 형성되고, 주변에는 고속으로 회전하는 물질이 원반 형태로 모여 강착원반(accretion disk)을 이룬다. 이 과정에서 강력한 자기장과 회전에 의해 생성된 에너지가 집중되며, 상대론적 속도로 뻗어 나가는 제트(jet)가 형성된다. 이 제트는 별의 외곽층을 뚫고 나오며 일반적인 초신성보다 훨씬 강력한 극초신성(hypernova)을 유도한다. 만약 이 제트의 방향이 지구를 향하고 있다면, 우리는 이를 감마선 폭발(GRB, Gamma-Ray Burst)로 관측하게 된다.[3]

초신성 폭발이 방출하는 에너지

초신성은 폭발 직후 빠르게 밝아지고, 수주에서 수개월 동안 매우 밝게 빛난 뒤 이후 다시 수개월에 걸쳐 점차 어두워진다. 이 과정에서 일시적으로 은하 전체보다 훨씬 더 밝게 보이기도 한다. 초신성 폭발에서 방출되는 전체 에너지는 약 약 10 46줄(J: Joule)에 달한다. 이는 태양이 1년 동안 방출하는 에너지의 1조배에 해당한다. 이 에너지의 약 99%는 중성미자 형태로 방출되고, 나머지 1%는 충격파의 운동 에너지로 별의 외곽층을 밀어내는 데 사용된다.

초신성의 엄청난 에너지 방출은 밝기에서 뚜렷하게 나타난다. 별을 10파섹(32.6광년) 거리에서 본다고 가정했을 때의 밝기인 절대등급(absolute magnitude)을 비교해 보면 초신성의 밝기가 얼마나 밝은지를 알 수 있다. 예를 들어 SN 1987A가 가장 밝았을 때의 절대 등급은 -15.5에서 -16로 정도로 알려져 있다. 태양의 절대 등급이 4.83이므로, 그 차이는 20.3에서 20.8 사이이다. 절대등급 5의 차이가 100배에 해당하므로, SN 1987A의 최대 밝기는 태양보다 약 1.4억배에서 2.1억배 밝다.

초신성 폭발로 방출된 가스와 충격파는 주변 공간의 가스와 충돌하며 이를 밀어낸다. 이 과정에서 가스는 가열되어 다양한 파장의 전자기파를 방출한다. 그 결과 초신성 잔해(supernova remnant)는 전파, 가시광선, 엑스선 등 여러 파장에서 관측된다.

1987년에 관측된 초신성 SN 1987A는 폭발 이전에 촬영된 사진을 통해 어떤 별이 초신성이 되었는지가 확인된 대표적인 사례다. 그 결과 샌덜릭 -69 202(Sanduleak -69 202)라는 청색초거성이 초신성 폭발을 일으킨 것으로 밝혀졌다.[4] 이전에는 적색초거성만 초신성이 되는 것으로 알려졌으나, 이 발견을 계기로 일부 초신성은 청색초거성에서도 발생할 수 있음을 보여주었다.

그림 3. 초신성의 종류. 질량이 태양의 8배 이상인 별이 최후에 만드는 II형 초신성은 중심부에 중성자별이나 블랙홀을 남기지만, 백색왜성이 가까이에 있는 동반별의 물질을 흡수해 만드는 Ia형 초신성은 중성자별이나 블랙홀을 남기지 않는다.

아무것도 남기지 않는 초신성 폭발

백색왜성이 폭발하여 초신성으로 이어지는 경우도 있다. 이는 주로 두 별이 서로 도는 쌍성계(binary system)에서 발생하는데, 백색왜성이 동반별로부터 물질을 흡수하여 질량이 챈드라세카르 한계를 초과할 때 일어난다. 질량이 증가한 백색왜성의 중심에서는 탄소와 산소가 폭발적인 핵융합(thermonuclear runaway)을 일으키며, 이 과정에서 별 전체가 급격히 팽창하면서 완전히 파괴된다. 이러한 방식으로 발생하는 초신성을 Ia형 초신성(‘1a형 초신성’으로 읽는다)이라고 한다. 이와 달리, 훨씬 질량이 큰 단일 별이 생애의 마지막에 중심핵 붕괴를 겪으면서 폭발하는 경우는 II형 초신성(2형 초신성)으로 구분된다.

역사적으로 가장 밝게 관측된 초신성 중 하나는 1006년에 관측된 초신성 SN 1006으로, 낮에도 맨눈으로 관측될 만큼 매우 밝았다. 이 초신성은 지구에서 약 7000광년 떨어진 거리에서 발생한 것으로 추정되며, Ia형 초신성으로 분류된다. Ia형 초신성이 특히 밝게 보이는 이유는 폭발 과정에서 생성된 니켈-56(⁵⁶Ni)의 방사성 붕괴가 에너지를 지속해서 공급하기 때문이다.

반면 II형 초신성에서는 폭발 에너지의 대부분이 중성미자 형태로 방출된다. 1604년에 관측된 케플러 초신성 또한 잔해 분석을 통해 Ia형 초신성일 가능성이 큰 것으로 알려져 있다. 1987년에 관측된 SN 1987A는 중심핵 붕괴 때문에 발생한 II형 초신성으로, 중성자별을 형성했을 가능성이 매우 큰 사례다.

백색왜성이 동반별로부터 물질을 흡수해 폭발하는 Ia형 초신성은 중심에 조밀한 천체 잔해를 남기지 않는다. 백색왜성이 일정한 질량에 이르렀을 때 폭발이 일어나므로, Ia형 초신성의 고유 밝기는 거의 일정하다. 이를 이용하면 관측된 밝기가 거리의 제곱에 반비례한다는 법칙을 통해 초신성까지의 거리를 계산할 수 있다.[5] 이러한 이유로, 천문학에서는 Ia형 초신성을 ‘표준촛불(standard candle)’이라고 부른다. 전체 초신성의 약 70%는 II형 초신성이고, 나머지 30% 정도는 Ia형 초신성이다.

초신성 폭발은 매우 큰 에너지를 방출하기 때문에, 주변 천체에도 강한 영향을 미칠 수 있다. 다음 글에서는 초신성 폭발의 무엇이 지구의 생명체에 어떤 영향을 줄 수 있는지, 그리고 어떤 조건에서 위험 요인이 되는지 구체적으로 살펴본다.

주)

[1] “The maximum mass of ideal white dwarfs”, S. Chandrasekhar, The Astrophysical Journal 74, 81.(1931).

[2] “How Massive Single Stars and Their Life”, A. Heger, C.L. Fryer, S.E. Woosley, N. Langer, and D.H. Hartmann, The Astrophysical Journal 591, 288 (2003)

[3] “Gamma-Ray Bursts from Stellar Mass Accretion Disks around Black Holes”, S.E. Woosley, The Astrophysical Journal 405, 273 (1993)

[4] “ Supernova 1987a in the Large Magellanic Cloud: Proceedings of the Fourth George Mason Astrophysics Workshop” edited by M. Kafatos and A. Michalitsianos, Cambridge University Press (1988).

[5] “Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant”, A. G. Riess, et al., The Astronomical Journal 116, 1009 (1998).

“Measurements of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae”, S. Perlmutter, et al., The Astrophysical Journal 517, 565 (1999).

윤복원 | 미국 조지아공대 연구원(전산재료과학센터·물리학)

bwyoon@gmail.com