초신성

초신성은 신성보다 에너지가 큰 별이 폭발하는 것을 뜻한다. 초신성은 그 광도가 엄청나게 높으며, 폭발적인 방사선을 일으키기 때문에, 어두워질 때까지 많은 시간에 걸쳐 한 개의 은하 전체와 비교할 만큼의 밝기로 빛을 낸다. 이 기간에 초신성은 태양이 평생에 걸쳐 내뿜을 것으로 추측되는 에너지만큼의 방사선을 발한다. 폭발의 결과로 항성은 구성물 질의 대부분 또는 전체를 내뿜으며, 이때의 속도는 광속의 10%까지 가속화되고, 주위 성간 매질에 충격파를 만들어낸다. 이러한 충격파가 휩쓸고 지나간 자리에는 초신성의 잔해 즉, 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 된다. 초신성이 만들어질 수 있는 방법은 죽은 별에 갑작스러운 핵 융화 반응이 일어나거나 혹은 거대한 별의 중심핵이 붕괴하는 두 가지 방법이 있다. 일반적으로 별의 시체라고 하는 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 앗아갈 때, 당착 현상이 일어나거나 혹은 동반성과 하나가 되거나 하여 앗아간 물질이 충분하게 쌓이게 되면, 백색 왜성의 중심핵의 온도가 상승하여 탄소 발화가 시작된다. 탄소 핵융합에 불이 붙으면 열 폭주가 일어나, 별을 완전하게 폭발시키게 된다. 그리고, 질량이 큰 별의 중심핵이 갑작스러운 중력의 붕괴를 일으키고, 이를 통해 중력 위치 에너지를 내뿜을 때에도 초신성 폭발이 발생한다. 우리은하에서는 한 세기당 평균적으로 약 3번 정도의 초신성 폭발사건이 나타나고 있음을 알 수 있으며, 이러한 초신성은 성간 매질에 질량이 큰 원소의 양을 늘리는 데 중요한 역할을 하고, 새로운 별의 형성의 시작점의 역할을 한다. 최초로 기록된 초신성은 중국 천문학자들에 의해 관측되었으며, 가장 밝은 초신성은 중국과 이슬람의 천문학자들에 의해 상세하게 묘사 및 기록되었다. 망원경이 발달하면서, 초신성 발견은 우리은하에 국한되지 않고, 다른 은하로까지 확장되었으며, 1885년 안드로메다은하의 안드로메다자리가 시작이었다. 초신성은 우주적인 단위의 거리 결정에 있어서 중요한 정보를 제공하는 것으로 알려져 있다. 20세기에는 초신성의 여러 가지 형성 모형이 마련되었으며, 항성 형성 과정에 있어 이러한 초신성의 역할에 대해 천문학자들의 이해 역시 지속해서 커지고 있다. 또한, 1960년대 천문학자들은 초신성의 최대 밝기가 표준 촉광으로 이용될 수 있으며, 이는 천문학적 단위의 기준이 될 수 있음을 밝혀냈다. 가장 거리가 멀리 떨어진 초신성 중에 일부를 관찰 및 연구한 결과 예상보다 밝지 않음을 확인하였으며, 이것은 우주가 지속해서 팽창하고 있다는 관점을 뒷받침하는 근거 자료가 되었다. 초신성의 탐색은 두 가지 형태로 나뉜다. 가까이서 일어나는 사건에 집중하는 것과 멀리서 발생하는 폭발을 관찰하고 추적하는 것이다. 우주의 지속적인 팽창으로 인하여 멀리 떨어진 천체의 방출 스펙트럼이 밝혀져 있을 때, 천체까지의 거리는 도플러 편이 혹은 적색편이를 측정함으로써 추측하여 계산해볼 수 있다. 초신성의 발견은 중앙 천문전보 국으로 보고되며, 중앙 천문 전 보국은 그 초신성의 이름을 발송한다. 초신성에 이름에는 초신성을 의미하는 영문 코드가 붙게 되고 그 뒤에는 발견 연도를 붙이며, 꼬리에는 한 글자 내지 두 글자 정도의 지정번호가 붙는다. 현재의 초신성 유형의 코드는 분류학적인 의미를 가진다. 유형 번호는 초신성이 내뿜는 빛에 의해 결정되는 것이며, 그의 발생 원인을 설명해 주지는 않는다. 초신성의 중심핵 붕괴는 다음과 같다. 엄청난 질량의 항성이 어느 지점에 다다르게 되면 핵융합이 불가능해져, 자체적으로 중력을 감당할 수가 없게 되는 순간 그 중심핵이 붕괴가 시작된다. 이 중심핵의 붕괴는 특정 초신성을 제외한 다른 모든 초신성의 발생 원인이 된다. 이러한 붕괴 현상으로 인해 항성의 외부 층이 강렬하게 에너지를 방출하게 되고, 그 결과가 초신성이다. 혹은 중력 위치 에너지의 방출이 충분하지 아니하여, 그에 대한 결과로 블랙홀이나 혹은 중성자별이 되기도 한다. 중심핵 붕괴는 여러 가지 이유로 인해 발생할 수 있으며, 이러한 이유로는 광 붕괴, 쌍불 안정, 찬드라세카르 한계 초과 등이 알려져 있다. 항성 중심핵이 더 이상 본인의 중력을 극복하지 못할 수준이 되면, 스스로 내부를 향해 붕괴하는데, 이때의 속도는 초속 70000킬로미터에 이르게 된다. 이 때문에 온도와 밀도가 급속도로 높아지게 되며, 그다음은 별의 질량과 붕괴하는 중심핵의 구조에 의해서 결정이 된다. 즉, 질량이 작은 축 퉤 핵은 중성자별을 만들고, 질량이 큰 축 퉤 핵은 대부분 완전하게 붕괴하여 블랙홀을 형성하게 된다. 축 퉤 핵이 아닐 경우에는 핵융합이 급격하게 일어난다. 질량이 작은 중심핵에서는 붕괴가 중단되고, 초기온도가 태양 중심핵 온도의 6000배에 맞먹는 중성자 핵이 만들어진다. 그리고 이러한 뜨거운 중성미자는 일련의 과정을 통해, 중성미자의 폭발로 진행이 되고, 이때 중단되었던 중심핵의 붕괴가 다시 시작되며, 엄청나게 짧은 시간 내에 충격파를 발생시킨다. 이러한 충격파는 중심핵 바깥쪽 부분에서 에너지를 잃음 어로서 끝나게 된다. 또한, 현재까지는 명확하게 알려지지 않은 일련의 과정이 반드시 작용하여, 중심핵의 바깥층이 중성미자의 진동으로부터 어떠한 에너지를 다시 흡수하고, 눈에 보이는 폭발을 만들어낸다. 이렇게 만들어진 중성자별 위로 외피 층의 물질의 일부분이 들어갈 수 있는데, 일정 질량 이상의 물질이 쌓이게 되면, 다시 붕괴하여 블랙홀을 만들 수 있다.