초신성

항성 및 갈색왜성
주계열성 이후 단계	극대거성 (0)	청색극대거성				황색극대거성		적색극대거성
	초거성 (I)	청색초거성				황색초거성		적색초거성
	밝은 거성 (II)
	거성 (III)	청색거성				황색거성		적색거성
	준거성 (IV)
주계열성 (V)		청색 (O)	청백색 (B)	백색 (A)	황백색 (F)	황색 (G)	주황색 (K)	적색 (M)
준왜성 (VI)
주계열성 이후 단계	적색왜성의 진화	청색왜성
항성의 탄생 과정		원시별	전주계열성
잔해	밀집성	블랙홀	중성자별 (펄서 / 마그네타)	백색왜성 (D)	흑색왜성
	초신성 및 성운	초신성	초신성 잔해	행성상 성운
갈색왜성 / 준갈색왜성*		(L)형	(T)형	(Y)형
기타		볼프-레이에 별(W)
	특이별	탄소별 (C)	지르코늄 별 (S)
괄호 안의 로마자 기호는 분광형*: 항성이 아님

• 동음이의어·다의어 문서 : 초신성(동음이의어)
• 천문학 관련 정보

1 개요

초신성(한자: 超新星, 영어: Supernova, 슈퍼노바)은 신성보다 더 많은 에너지를 내뿜는, 별의 폭발을 칭한다. 빛나는 현상이 마치 새로운 별이 태어나는 것처럼 보이기에 신성이라는 명칭이 붙었지만, 실제로는 수명이 다한 별이 폭발하며 엄청난 에너지를 내뿜는 것이다. 이때 나오는 에너지는 은하를 구성하는 별 수천억 개를 모두 합친 것과 맞먹는 밝기를 자랑하는데, 우리가 관측할 수 있는 이 밝기조차도 초신성이 내놓는 실제 에너지의 1%에 불과하다. 나머지 99%의 에너지는 물질과 거의 반응하지 않는 중성미자로 방출된다. 이 때문에 초신성이 폭발할 때 근처 2AU 이내의 거리에 있을 경우 중성미자 피폭만으로도 죽을 수 있다!#

2 생성

스펙트럼을 보면 아래의 초신성은 전부 패턴이 다르므로, 비교적 쉽게 구분할 수 있다. 폭발 원인이 되는 별을 구성하는 성분이 모두 다르기 때문이다.

2.1 I형 초신성

I형 초신성의 스펙트럼에는 수소선이 나타나지 않는다. 처음에는 이러한 성질을 가지고 I형과 II형을 분류했으며, 오늘날엔 기타 세부적인 특징과 생성 과정에 따라서 아래와 같이 3가지의 부수 유형이 알려져 있다.

2.2 Ia형 초신성

Ia형 초신성은 동반성을 가진 백색 왜성이 동반성의 물질을 털어먹다가 찬드라세카 한계(태양 질량의 1.44배)를 넘게 되면 전자축퇴압이 더 이상 버티질 못하고 붕괴하는데, 이때 엄청난 열이 발생하여 열핵 반응을 일으킨다. Ia 초신성은 II형 초신성보다 훨씬 강력한 폭발을 일으키며, 모든 Ia형 초신성의 밝기는 일정하므로 지구와의 거리가 어느 정도인지 쉽게 알 수 있다. 참고로 이렇게 밝기를 알아낼 수 있는 천체를 천문학에서는 표준 광원(Standard Candle)이라고 부르며 그 천체가 있는 곳까지 이르는 거리를 밝히는 결정적인 단서가 된다. 세페이드 변광성을 이용한 거리 측정이 대략 1억 광년 이내에 있는 은하에 대해서 가능한 반면, 초신성을 이용한 방법은 130억 광년이 넘는 우주론적 거리에도 적용될 수 있다. 현재 우주가 가속 팽창하고 있다는 사실도 la형 초신성을 이용한 연구로부터 얻은 관측 결과다.

Ia형 초신성이 폭발하려면 백색 왜성이 물질을 공급받아야 하는데, 아주 높은 수소 성간 구름이 있는 곳을 지날 때나 동반성이 옆에 바로 있어 동반성으로 물질을 공급받을 때, 백색 왜성과 다른 백색 왜성의 거리가 가까워져서 서로 합쳐졌는데 이게 태양 질량의 1.44배를 넘었을 때 같은 상황에서 발생한다.
전자축퇴압이 더 이상 버티질 못하고 붕괴하는데, 극도의 압착으로 인해 발생하는 엄청난 열이 탄소와 산소의 폭발적인 핵 반응을 야기한다. 별은 이 핵 반응의 파워에 버티질 못하고 사방으로 흩어진다. 이때 칼슘, 규소 등을 많이 방출하고 내부에서는 철도 대량으로 뿌린다. 극 내부의 일부는 철보다 더 무거운 원소들도 생산된다.
백색 왜성이 우주에 매우 흔하고, 태양보다 더 작은 별은 물론이고 중원소 함량에 따라 최대 태양 질량의 14배에 달하는 별도 백색 왜성이 될 수 있으므로 la형 초신성 폭발은 매우 흔하다. 백색 왜성은 우리 은하에만 240억 개로 다량 존재한다. 이 백색 왜성들이 주위의 동반성이나 기타 밀도 높은 성간 구름으로부터 물질을 공급받아 태양 질량의 1.44배를 넘기만 하면 Ia형 초신성 폭발이 일어나므로 우주에서는 Ia 초신성 폭발이 상당히 자주 일어난다.
이렇게 별 전체가 열핵 반응으로 폭발하므로 방사선도 엄청나게 방출하는데, Ia 초신성 폭발로부터 20광년 이내에 지구가 있다면 오존층의 85%가 망가지고, 결국 생명체의 대부분이 전멸하게 된다.

Ia형 초신성 폭발은 자주 일어나므로 우주의 중원소 비율에 상당 부분 기여한다. 자신의 질량을 몽땅 중원소로 바꾸어 날려버리는 것은 물론 우주에서 흔하게 일어나며, 철을 상당량 내뿜어 우주에 철이 매우 풍부하게 한다.
Ia형 초신성 폭발로 인해 내뿜는 원소들의 비율은 그 전의 백색 왜성이 탄소-산소 백색 왜성이었다면 탄소~질소를 26%, 산소를 50%이상(50.3%) 내뿜어내며, 네온 6.54%, 소듐부터 칼슘을 거쳐 티타늄에 이르기까지 11.8%를 내뿜고 철을 5.1%, 기타 철족 원소(바나듐, 크로뮴, 망간, 코발트, 니켈) 0.25%이며 구리 이상 무거운 원소들의 비율은 0.01%이다.

Ia형 초신성 폭발은 폭발하면서 최대 광도가 나타날 때는 산소와 칼슘 등이 방출되면서 나타나는 산소와 칼슘 선등을 주로 보이며 이후에는 점차 무거운 원소선이 나타나는데 특히 후반에는 56Ni이 56Co를 거쳐 56Fe로 붕괴되는 방사성 붕괴의 선이 주력으로 나타나게 된다.

2.3 Ib 초신성

Ib형 초신성은 울프-레이예 별의 초신성 폭발이다.
울프레이예 별은 자신의 뜨거운 핵반응으로 인한 열에 의한 자신의 항성풍으로 자신의 외포층을 다 날려버려 내부가 드러난 별이다. 따라서 수소층은 극소량만 남았기 때문에 수소선이 나타나지 않는다.
이 별 내부에 철이 쌓이게 되면 초신성 폭발이 일어난다.

Ib 초신성 폭발은 내부가 덜 드러나서 헬륨도 약간 포함되고 있는 상태에서 일어나는 초신성 폭발이다.

2.4 Ic 초신성

Ic 초신성 폭발은 울프레이에 별의 초신성 폭발로 항성풍으로 자신의 외포층을 극도로 많이 날려 내부가 아주 많이 드러나서 탄소핵까지 드러난 상황이다. 따라서 헬륨선마저도 나타나지 않는다.

2.5 Ib, Ic 초신성의 감마선 폭발

Ib 초신성과 Ic 초신성 중 일부는 감마선 폭발을 일으키는데 내부가 많이 드러나거나, Ib의 경우 질량이 어느 정도 많이 남아 열핵 반응이 엄청나게 일어나는 경우이며, Ic의 경우는 내부의 산소까지 드러나 엄청난 열핵반응으로 인해 감마선이 대량 방출되는 현상이다.

중원소 함량이 태양의 80% 이하로 낮고 초기 질량이 태양의 40배를 초과하는 별이었을 경우에는 중심핵이 블랙홀로 붕괴되어 물질을 빨아들이면서 엄청난 자기장과 열핵폭발로 별의 대부분의 물질이 폭발로 대량으로 방출되면서 감마선이 방출되는 경우도 있다.

2.6 감마선 폭발

우주에서 가장 강력한 폭발로 알려져 있다.물론 빅뱅 다음으로 영어로는 감마 레이 버스트(Gamma ray burst)라고 하며 100초 이상 지속되는 긴 폭발과 2초 이내에 끝나는 짧은 폭발이 있다. 발생원인에 대해서는 여러 설이 있다.

• 중성자별 두 개가 충돌하는 경우.

• 중성자별과 블랙홀이 충돌하는 경우.

• 마그네타에서 성진이 일어나는 경우. 자세한 건 중성자별의 마그네타 문단 참조.

• 극초신성(Hypernova)의 폭발. 이것은 태양 질량의 40배 이상인 별의 최후이며, 별이 너무 무거워서 그 핵이 곧바로 블랙홀로 변하는 경우이다. 블랙홀이 회전하는 경우는 어마어마하게 밝은 초신성으로 발전하며 통상적인 초신성의 100배 이상의 폭발을 일으킨다고 알려져 있지만, 회전을 세게 하지 않을 경우 내용물을 도로 먹어버려서 별로 밝게 빛나지 못한다고 한다. 대신 블랙홀이 물질을 먹으면서 압축으로 인한 핵반응과 자기 폭발로 물질을 방출하여 다 토해내지만 아쉽게 한번에 폭발하는 건 아니므로 별로 밝게 빛나지 못한다. 울프-레이예별의 경우 이렇게 폭발할 가능성이 있다고 한다. 현존하는 극초신성 후보는 용골자리 에타.

정체는 아직 모르지만, 어마어마한 감마선을 방출하므로 1차 대멸종의 용의자로 의심받고 있다. 특히 극초신성의 경우 별의 자전축방향, 즉 지구로 치면 남극과 북극 방향으로 강력한 감마선을 집중 방출할 것으로 예상되는데 이 것이 대멸종을 유발했다고 추측하는 가설이 있다.

서기 774년이나 775년에 감마선 폭발이 지구를 덮쳤다는 주장이 나왔다. 일본 학자들이 고대 백향목과 남극의 얼음을 조사한 결과 탄소 14와 베릴륨 10의 농도가 비정상적으로 높았고, 독일 과학자들이 그 원인으로 2개의 중성자별이 충돌해서 일어나는 감마선 폭발을 지목한 것이다.

2.7 II형 초신성

적색초거성과 황색초거성 또는 질량이 태양과 중원소 함량이 비슷한 경우 태양의 13~40배 사이의 청색 초거성 등을 비롯한 큰 별은 내부에 철로 된 핵을 가지며, 철은 핵융합반응에 의해 생성되는 최종단계의 원소이다. 이것은 가장 낮은 에너지 단계의 원소이므로 핵융합반응을 일으켜도 에너지를 생성하지 못하며, 철핵의 질량이 태양의 1.44배 이상 커지면 철의 핵이 중력과 엄청난 열을 견디지 못하고 중성자로 쪼개지는데 이 때 어마어마한 양의 에너지를 흡수하여 중심부의 압력이 떨어지게 된다. 중력에 대항하여 별을 지탱해주던 내부압이 줄어들게 되면서 중력과 내부압의 균형이 깨지게 되고 별은 급격하게 수축하게 된다.

항성 중심핵은 급속히 수축하다가 중성자 축퇴압이라는 반발력에 의해 급작스럽게 멈추며 이로 인해 중심핵과 핵으로 쏟아져내리던 외부 층이 차례대로 충돌하면서 강력한 충격파가 발생된다. 강력한 충격파는 매우 빠른 속도로 별의 바깥쪽을 향해 나아가며 중간에 있는 물질을 초고온의 상태로 가열시킨다. 이때 온도는 별의 질량에 따라 다르지만 최소 1천억K에서 1조K이나 된다. 외부 구조를 이루던 철 이하의 원소들의 급격한 핵반응이 시작되어 별 전체가 동시에 핵반응을 일으키게 되며 그 결과로 엄청난 에너지가 발생한다. 그와 동시에 별을 관통하는 충격파가 표면에 도달하여 별을 산산조각내버리고 내부에 쌓여있던 막대한 에너지가 한꺼번에 우주로 방출되어 엄청난 폭발을 일으킨다. 어느 정도로 엄청나냐 하면 초신성 한개의 밝기가 그 초신성이 속한 은하 전체의 밝기와 비슷해질 지경에 이른다. 참고로 우리 은하의 밝기는 약 태양의 천억 배 정도이다. 1:100,000,000,000. 진정한 일기당천(一騎當天)이다.

2.8 폭발 이후

초신성의 잔해는 거대한 가스구름이 되는 것이 일반적이다.

초신성이 폭발하고 나면 뒤에 남는 핵은 일반적으로 그 질량에 따라 작으면 중성자별, 크면 블랙홀로 변하게 된다. 하지만 질량도 중요하지만 질량보다 더 중요한 것은 별이 처음 탄생했을 당시 별이 가지고 있었던 중원소의 양에 따라 다르다. 항성이 처음 태어났을 때 자신이 가지고 있던 내부의 중원소의 양은 별이 초신성 폭발을 했을 시 어떻게 되느냐에 절대적이기 때문이다.(자세한 것은 항성 문서를 참고하자.)

초신성이 폭발하면 당연히 그 일대는 쑥대밭이 된다. 가장 큰 피해를 일으키는 것은 고에너지 감마선. 초신성의 폭발로 인해 피해를 보는 범위(생명체 괴멸)가 어느 정도이냐에 따라서는 천문학자들에 따라 의견이 분분하나, 약한 보통의 II형 초신성의 경우 7광년 정도, 강력한 I형의 경우 20-300광년에 이른다고 한다. 다행인 것은 지구 주변에는 이런 초신성 후보가 없다.

별이 너무 무거울 경우, 별의 핵조차 남기지 않고 모조리 파괴되는 경우도 있다. 백색왜성이 폭발하는 Ia 형 초신성의 경우 이렇게 폭발한다.

3 관측된 초신성

우리 은하에서 폭발한 초신성 중에 최초로 기록된 것은 1054년에 관측되었다. 지금의 황소자리 게 성운이 남아있는 1054년 7월 4일의 초신성이다. 최대 밝기 -6등성으로, 퍼진 자취를 거슬러 보면, 지금으로부터 약 900년 전에 폭발했고, 중국 송나라, 일본의 기록에서 보이며, 아랍의 기록에서는 23일간 낮에도 보일 정도로 밝았으며, 653일간 밤하늘에 보인다고 기록되었다.

우리 은하에서 폭발한 마지막 초신성은 1604년에 관측되었다.

육안 관측 가능한 초신성은 1987년에 대마젤란 성운에서 관측된 초신성 1987A로 안시등급은 2.9인 별 정도로 보였다. 지구 근처에서 터지는게 아니라면, 우리은하의 초신성 폭발을 육안으로 보는 건 꽤 행운이라 할 수 있겠다. 한편, 외부은하에서도 초신성이 폭발하는데, 한달에도 몇건씩 관측 된다.

지구와 근접한 초신성 후보로는 페가수스자리 IK, 베텔게우스와 안타레스가 있으나, 충분히 멀리 떨어져 있으니 큰 영향은 없을 것이다. 조만간 폭발할 후보로 용골자리 에타가 있으나, 거리가 더 멀고 자전축이 지구와 어긋나 있어 직접적 피해는 없을 가능성이 높다. 참고로 용골자리 에타는 극초신성 후보이다.

그리고 진짜로 해가 없는지 검증할 기회가 생겼는지도 모른다. 2012년에 베텔게우스가 폭발한다는 주장이 제기되었다! 다만 이는 기사에서 약간의 오해가 있었던 것으로, 원래의 설명은 2012년에라도 폭발할 수 있다는 것 뿐이었다. 현재의 과학기술로는 1년 이내에 초신성이 될 별을 가려낼 수 있는 특별한 방법이 없다. 베텔게우스 폭발 시뮬레이션

초신성의 후보가 되려면 매우 무거운 별이어야만 하고, 이런 무거운 별은 우주에서도 드문 편이기 때문에 초신성의 폭발에 직접 노출된다는 것도 확률이 그리 높은 것은 아니다. 우리 은하에서 초신성 폭발의 후보가 될만한 별의 갯수는 3천만분의 1, 즉 우리 은하의 별이 4천억개이므로 불과 1만 3천개만이 초신성 폭발을 일으킬 수 있을만큼의 질량을 가진 별이다. 즉 매우 희귀하다.

약 150만년 전과 230만년 전후 태양계 근처에서 폭발한 1개 또는 그 이상의 초신성들이 최근 해양지각의 철60 동위원소 분석을 통해 관측되었다. 원본 한글

3.1 초신성 1987A

폭발 당시
400px 2011년 허블 우주 망원경 촬영

대마젤란 은하에서 터진 초신성으로 2.9등급까지 올라갔다. 초신성 폭발을 일으키기 전의 별은 삼중성계 샌덜릭 -69도 202 중에서 a에 해당하는 별로 청색 초거성이었으며 b와 c는 청색 주계열성이다.

NASA와 허블 우주 망원경은 이 초신성에 안좋은 추억이 있다. 우주덕 위키니트 여러분은 잘 아시다시피, 1987년은 1986년 1월의 STS-51-L 참극으로 NASA의 우주왕복선 프로젝트가 싹 중단되고 사고 재발 방지 연구를 하던 참인데, 반면 철의 장막 건너편에서는 신개념 조립식 우주정거장이 가동되기 시작하던 참이었다. 1986년부터 소련은 미르에 우주인들을 보내기 시작했고, 1987년도 예외는 아니었다. 그런데 1987년 2월 24일에 초신성이 발견되었다. 미르에 있던 우주인들은 소식을 전해듣고 일제히 매의 눈으로 우주공간을 치켜보았고, 미르와 별개로 소련은 프로톤으로 아스트론(Астрон) 자외선 우주망원경을 발사한 바 있었는데 이것을 통해 NASA가 앞서 챌린저 폭발로 놓쳤던 핼리 혜성 꼬리의 우주공간상 관측에 이어 초신성까지 독차지하며 미국의 혈압을 올렸다. 챌린저 사고가 없었더라면 허블은 1986년 중반에 발사되었을테고, 1987년에 그걸 봤으면... 지못미

3.2 ASASSN-15lh

문서 참고.

4 기타

폭발 과정에서 생겨나는 엄청나게 높은 온도는 안정된 별에서는 일어날 수 없는 다양한 핵반응을 일으키며, 이 과정에서 우리가 아는 대부분의 원소가 만들어지게 된다. 즉 철보다 무거운 원소는 거의 초신성이 만들어낸 원소이고...그렇게 따지면 인간을 포함한 생명체는 초신성이 없었다면 생길 수 없었다는 논리로도 이야기 되곤 한다.
초신성 폭발은 우라늄과 캘리포늄 등의 무거운 원소까지도 빠르게 합성한다.

초신성의 최고 절대등급은 유형에 따라 일정하고 그 굉장한 밝기로 인해, 외부은하까지 거리를 측정할 수 있는 기회가 되기도 한다.(#)

서울대 윤성철 교수의 초신성 오디오강의 PLAY

R136A1은 중원소 함량이 태양의 35%이며, 태어날 때 이미 에딩턴 한계의 40% 이상이였다.(325 태양질량) 항성이 태어날 때 별을 만드는 재료인 성간물질의 밀도가 높고 별은 더 커질 수 있다. 이 별은 10^^24 테라톤급의 초신성을 맞이할 것으로 보인다.

대한민국의 모 야구팀 선수의 응원가에 이 말이 있다. 선수 생활이 귀신같이 응원가 가사를 닮은 건 안자랑