초신성 (Supernova)
쉽게 풀면
별이 생을 마치며 일으키는 거대한 폭발로, 아주 짧은 시간 동안 은하 하나만큼 밝게 빛날 수 있습니다. 폭발 순간의 밝기는 그 별이 속한 은하 전체의 밝기와 맞먹을 정도로 강렬해서, 맨눈으로도 관측된 역사 기록이 여럿 남아 있어요. 1054년 게성운 을 남긴 폭발이나 1987년 대마젤란은하에서 관측된 초신성처럼, 역사 기록과 현대 관측 모두에서 그 흔적을 확인할 수 있어요. 초신성이라는 이름과 달리 실제로는 새로운 별이 태어나는 것이 아니라, 오히려 별의 일생이 격렬하게 끝나는 순간을 가리켜요. 한 은하에서 초신성이 폭발하는 빈도는 대략 100년에 한두 번 정도로 드문 편이어서, 가까운 은하에서 일어나면 천문학계 전체가 주목하는 사건이 돼요.
왜 중요한가
초신성은 철까지의 원소를 성간공간으로 되돌리고 그보다 무거운 원소를 합성하는 주된 경로여서, 은하 화학 진화와 별 생성 되먹임 연구의 핵심 입력값입니다. Ia형은 표준광원으로 우주 가속 팽창을 밝혔고, 잔해는 우주선 가속 현장으로 연구됩니다. 대규모 탐사로 해마다 수천 개가 발견되면서 통계적 연구가 가능해졌습니다. 초신성은 원소 주기율표에서 철보다 무거운 원소 상당수가 우주에 공급되는 통로이며, 폭발 잔해가 성간물질을 휘저어 다음 세대 별과 행성 형성에 필요한 중원소를 뿌립니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
은하 한 개당 초신성이 관측되는 평균적인 발생 빈도를 통계적으로 추정한 결과를 나타낸다.
시간에 따라 밝기가 어떻게 변하는지를 관측해서 초신성의 종류를 구분했다는 뜻이다.
조금 더 깊게 보면
초신성 분류(I/II형)는 스펙트럼에 수소선이 있는지로 나뉘는 역사적 관측 분류이지, 폭발 기구를 반영하는 물리 분류가 아닙니다. 따라서 Ib/Ic형은 수소선이 없지만 중심핵붕괴로 터지고, Ia형만이 열핵 폭발이라는 점을 혼동하기 쉽습니다. 최대 밝기 도달 시각과 절대등급은 광도곡선 전체를 맞춰야 정해지며, 모은하의 성간소광 보정이 부정확하면 거리 오차가 크게 생깁니다.
주의할 점
초신성은 발생 기작에 따라 Ia형처럼 백색왜성의 열폭주로 일어나는 경우와, II형처럼 무거운 별의 중심핵붕괴로 일어나는 경우로 크게 나뉘므로 하나의 현상으로 뭉뚱그려서는 안 된다.