크면 클수록 더 크게 빛나는 수퍼노바 (Super Nova)

앞선 포스팅에서 노바에 대해 알아보았기 때문에 자연스럽에 이어지는 이번글은 수퍼노바입니다. 사실 우리에게는 노바보다는 수퍼노바라는 단어가 조금 더 익숙한데요. 노바와 다른 수퍼노바는 무엇일까요?

수퍼노바란?

수퍼노바와 노바는 별이 폭발하는 현상입니다. 만약 당신이 밤하늘을 관찰하다가 갑자기 빛이 폭발하듯 커지는 현상을 보게 되었다면 그것이 바로 수퍼노바일 수 있습니다. 별의 폭발을 의미하는 수퍼노바는 수식어에 슈퍼라는 단어가 추가로 붙은 만큼 엄청난 규모로 진행되며, 이 과정에서 우리는 폭발로 인해 발생되는 에너지를 빛의 형태로 관찰할 수 있게 되는 것입니다.

 

수퍼노바는 우주에서 일어나는 대규모 이벤트의 하나에 속하기 때문에 우리가 실제로 관측의 기회를 잡을 수 있을만큼 자주 발생하는 것은 아니며, 보통은 100년에서 1000년 사이 한번 정도 나타나는 것으로 알려져 있습니다. 수퍼노바가 이렇게 드물게 발생하는 이유는 수퍼노바를 만들어내는 조건을 만들어내는 것 자체가 쉽지 않기 때문입니다. 왜냐, 많은 별들이 수퍼노바를 일으킬 만큼의 충분한 질량을 갖추지 않고 있는 경우가 많기 때문입니다. 수퍼노바를 일으키는 가장 기본 요소 중 하나는 폭발이 일어날 만큼의 압력과 온도인데, 대부분의 별들은 이를 충족하지 못하고 백색왜성으로 변화하는 경우가 많습니다.

 

다양한 형태로 나뉘는 수퍼노바

우주에는 수 없이 많은 종류와 형태의 별들이 존재하는 만큼 이 별들이 일으키는 수퍼노바도 모두 비슷한 듯 다른 형태를 가지게 됩니다. 이 수퍼노바들을 일정한 기준에 의해 구분한 하여 나누게 되는데, 그 결과 나타나게 되는 것이 타입1의 수퍼노바, 그리고 타입 2의 수퍼노바입니다. 타입 1과 2에서도 세분화한다면 더 많은 종류의 수퍼노바가 존재할 수 있지만 일단 가장 보편적으로 적용되는 타입 1과 타입 2의 수퍼노바에 대해 이야기해 보겠습니다.

 

1)타입 1 수퍼노바

이 형태의 수퍼노바가 발생하는 별들은 보통 태양의 10~100배 혹은 그 이상의 질량을 가진 큰 규모의 별들입니다. 이미 적색거성의 단계를 지난 상태의 별들이기 때문에 초기 원시성일 때보다는 가지고 있는 수소가 많이 소진된 상태이지만, 수소가 다 소진되지 않았더라도 적색거성의 단계에 진입할 수 있는 만큼의 에너지를 축적하게 됩니다. 그만큼 충분한 양의 수소를 태초부터 가지고 있었던 것이죠. 이 경우 이후 소진되지 않은 수소 헬륨등의 원소들을 그대로 가진 채로 다음 단계의 진화로 넘어가게 되고 이 과정이 지속되면서 별 내부의 중성자들이 충돌을 일으켜 균형을 무너트리게 됩니다 이것이 원인이 되어 별의 폭발로 이어지는 것이 타입 1 수퍼노바입니다.

 

2) 타입 2 수퍼노바

타입 2의 수퍼노바는 타입 1보다는 상대적으로 질량이 낮은 태양의 8배 정도의 별들에서 발생합니다. 타입 1과 비슷하게 내부에서 일어나는 균형이 무너 저 발생하는 현상이지만, 근본적인 원인은 약간 차이가 있습니다. 타입 1이 내부 중성자들의 충돌에 의해 균형이 무너지는 경우라면 타입 2는 중성자의 압축이 더 이상 유지되지 않아 균형이 무너집니다. 이것은 두 별들의 질량 차이가 가장 큰 원인이 됩니다.

그럼 누가 더 밝고 누가 더 큰 에너지를 가질까?
두 수퍼노바는 각각 에너지를 발산하는 방식이 다릅니다. 타입 1의 경우 빛과 가스 형태로 에너지를 분출하기 때문에 우리가 관측할 때에는 매우 밝은 빛을 볼 수 있습니다. 반면 타입2의 경우 질량이 더 큰 많은 에너지의 양은 더 많으나 빛이 아닌 중력의 형태로 에너지를 분출합니다. 때문에 우리가 관측할때 빛의 양은 상대적으로 많지 않습니다.

Image Credit & Copyright:  A. Maury  & J. Fabrega

 

거의 같은 거 같은데 뭐가 다르다는 거야?

자 여기까지 이해가 되었다면 또 한 가지 궁금증이 생깁니다. 타입 2의 수퍼노바는 노바와는 뭐가 다른 걸까요? 상당 부분 비슷한 것 같은데 말입니다. 가장 큰 차이는 어디에서 변화가 발생한 는 가입니다. 타입 2는 앞서 언급한 대로 단일한 별 내에서 중심부의 균형이 무너져 발생합니다. 하지만 노바는 이중성구조에서 발생하게 되며 하나의 별에서 방출하는 에너지를 다른 별, 그러니까 백색왜성이 더 이상 수용할 수 없을 때 발생하는 현상입니다.

결국, 이 둘의 차이는 별의 내부에서 원인을 찾는가 아니면 외부에서 찾는가로 나뉠 수 있으며 일반적으로 질량이 상대적으로 더 큰 별에서 일어나는 것이 수퍼노바이고 상대적으로 적은 질량의 별에서 일어나는 것이 노바이기 때문에 관측되는 빛과 에너지의 양 역시 수퍼노바 쪽이 훨씬 크고 거대합니다.

	타입1	타입2	노바
발생원인	백색왜성의 핵심 붕괴	대질량의 별의 핵심 붕괴	이중성계에서의 가스 유입
발생위치	단일 별의 내부	단일 별의 내부	이중 별계에서의 외부
에너지 방출 형태	빛, 가스	중력, 중성자별	빛, 가스

2023.05.07 - [분류 전체보기] - 알수 없는 연인사이, 이중백색왜성 (Binary White Dwarf)의 관계변화 '노바(NOVA)'

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