거대한 별의 폭발

태양보다 몇 배나 무거운 별이 무너져 내리며 스스로를 날려 버리는 과정

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단계별로

초거성

무거운 별은 빨리 삽니다. 이 별은 태양의 약 18배 질량으로 태어나 연료를 너무나 맹렬히 태워서 태양보다 약 9만 배 밝게 빛납니다. 한평생이 겨우 1000만 년 정도로, 태양의 1000분의 1입니다.

바깥층이 너무 부풀고 희박해서, 끓어오르는 가스의 거대한 대류 세포 몇 개가 표면 전체를 덮고 있습니다. 하나하나가 태양보다 몇 배나 넓습니다.

오리온자리의 베텔게우스가 이런 별로, 약 550광년 떨어져 있습니다. 앞으로 10만 년 안의 언젠가 폭발할 것입니다. 별에게는 한순간이지만, 우리가 살아 있는 동안일 가능성은 매우 낮습니다.

양파 같은 층

내부는 층으로 이루어져 있습니다. 철로 된 중심핵을 규소, 산소와 네온, 탄소, 헬륨 껍질이 차례로 둘러싸는데, 각 층은 그 바깥에서 타는 연료의 재입니다. 이 모두를 거대한 수소 외피가 감싸고 있습니다.

별은 가벼운 원소를 무거운 원소로 융합하며 빛납니다. 중심의 수소가 바닥나면 중심핵이 수축하며 뜨거워져, 타고 남은 헬륨을 태울 수 있게 되고 탄소와 산소를 만듭니다. 연료가 바닥날 때마다 중심핵은 수축하고 더 뜨거워져 이전 연료의 재를 태우기 시작합니다. 탄소, 그다음 네온, 산소, 규소 순입니다.

각 연료는 중심핵 바로 바깥의 얇은 껍질에서 계속 타므로, 결국 별은 양파처럼 층을 이룹니다. 층은 대략 실제 축척으로 그렸습니다. 별 폭의 거의 전부가 수소이고, 나머지는 모두 태양 정도 크기의 중심부에 빽빽이 들어차 있습니다.

확대해 보면 층이 얼마나 깊이 이어지는지 알 수 있습니다. 중심의 철은 별 전체보다 약 10만 배나 작습니다.

점점 더 빠르게

새 연료는 이전 연료보다 빨리 바닥납니다. 수소는 약 800만 년, 헬륨은 100만 년, 탄소는 1000년, 네온과 산소는 각각 약 1년, 규소는 겨우 열흘 정도 갑니다.

무거운 연료일수록 한 번 융합할 때 나오는 에너지가 적고, 애초에 융합하려면 중심핵이 더 뜨거워야 합니다. 그런 온도에서는 별 밖으로 곧장 날아가는 중성미자로도 에너지를 잃기 때문에, 스스로를 지탱하는 것만으로도 점점 더 빨리 태워야 합니다.

약 30억 도에서 규소를 태울 무렵이면 중심핵은 며칠 만에 연료를 다 씁니다. 밖에서는 아무도 알아채지 못합니다. 별의 표면은 너무 느리게 변해서, 중심핵이 종말을 향해 내달리고 있다는 것을 드러내지 못하니까요.

이 시간들은 우슬리, 헤거, 위버의 모형에서 태양 약 20개 질량의 별에 해당합니다. 더 무거운 별은 이 과정을 훨씬 더 빨리 지나갑니다.

철의 중심핵

철의 원자핵은 존재하는 것 가운데 가장 단단히 결합된 원자핵 중 하나입니다. 더 무거운 것으로 융합하든 더 가벼운 것으로 쪼개든 에너지를 넣어야 합니다. 그래서 철은 태울 것도 없이 죽은 재가 되어 가운데에 쌓여 갑니다.

중심핵을 떠받치는 것은 전자뿐입니다. 빽빽하게 눌린 전자가 되밀어 내는 압력으로, 백색왜성을 떠받치는 바로 그 압력입니다. 이 압력은 태양 질량의 약 1.4배까지만 견딜 수 있는데, 중심핵 주위에서 타는 규소가 계속 철을 보탭니다.

점선 원은 같은 축척의 지구입니다. 우리 행성보다 작은 공 안에 중심핵은 태양보다 많은 질량을 밀어 넣고 있습니다.

붕괴

중심핵이 짓눌리면 전자가 양성자 속으로 밀려 들어가 양성자를 중성자로 바꾸고 중성미자를 내보냅니다. 되밀어 낼 전자가 줄어드니 붕괴는 오히려 빨라집니다. 별의 나머지 부분은 알아챌 겨를도 없습니다. 거기서는 아직 아무 일도 일어나지 않았으니까요.

일을 하는 것은 중심핵 자신의 중력이고, 그것이 내놓는 에너지는 엄청납니다. 태양이 100억 년의 한평생 동안 내놓을 에너지의 수백 배를 1초도 안 되는 사이에 쏟아 냅니다.

눈 깜짝할 사이보다도 짧은 시간에, 중심핵은 거의 지구(점선 원)만 한 크기에서 폭 수십 km의 공으로 줄어듭니다. 앞으로 중성자별이 될 공입니다.

되튐

원자핵만큼 밀도가 높아지면 떨어지던 중심핵이 단단해지며 되튀어, 바깥으로 충격파를 내보냅니다. 중성자별이 태어나고, 그로부터 10⁵⁸개의 중성미자가 쏟아져 나와 에너지의 99%를 가져갑니다.

이렇게 밀도가 높은 물질은 물질이 채워질 수 있는 한계까지 꽉 차 있습니다. 한 찻숟가락이 약 10억 톤이나 됩니다. 안쪽 중심핵이 이 밀도에 이르면 더는 눌리지 않고, 그 위로 계속 떨어지던 가스는 벽에 던진 공처럼 되튀어 나옵니다.

중성미자는 거의 아무것과도 반응하지 않습니다. 태양에서 온 수조 개의 중성미자가 매초 여러분의 몸을 지나갑니다. 이렇게 짓눌린 곳에서는 중성미자조차 발이 묶이지만, 약 10초 안에 모두 빠져나가 붕괴 에너지의 거의 전부를 가져갑니다.

무너지는 중심핵에서 곧바로 날아와 붙잡힌 것은 지금까지 중성미자뿐입니다. 1987년 일본, 미국, 러시아의 검출기가 SN 1987A에서 온 중성미자 약 스무 개를 붙잡았습니다. 그 빛이 도착하기 몇 시간 전이었습니다.

충격파가 멈췄다가 뚫고 나간다

수백 분의 1초 만에 충격파는 힘을 잃고 중심에서 약 150km 되는 곳에 멈춰 섭니다. 그 뒤의 가스를 중성미자가 데워 끓어오르게 하고, 수십 분의 1초 뒤 충격파는 뚫고 나갑니다.

충격파는 쏟아지는 철 원자핵을 부수는 데 에너지를 다 써 버리고 멈춰 섭니다. 수십 년 동안 초신성의 컴퓨터 모형은 바로 여기서 실패했습니다. 단순한 모형에서는 별이 아예 폭발하지 않습니다.

답은 중성미자에 있습니다. 충격파 뒤의 가스가 그 에너지의 몇 퍼센트를 받아 거대한 거품이 되어 끓고 출렁이며, 충격파가 뚫고 나갈 때까지 바깥으로 밀어냅니다. 이것을 담아낼 수 있는 것은 가장 큰 슈퍼컴퓨터들로 돌리는 3차원 시뮬레이션뿐이며, 그 안에서 이제 별은 폭발합니다.

일단 풀려나면 충격파는 초속 수천 km로 별의 층들을 휩쓸고 지나갑니다.

분출

약 하루 뒤 충격파는 별의 표면에 이르러, 30분쯤 이어지는 자외선 섬광과 함께 표면을 뚫고 나옵니다. 별 전체가 산산이 흩어집니다.

이런 섬광을 시작하는 순간에 잡아낸 것은 단 한 번뿐입니다. 2008년 스위프트 위성이 우연히 한 은하를 지켜보던 중 초신성 SN 2008D의 충격파가 뚫고 나왔고, 약 5분 동안 엑스선으로 빛났습니다.

이렇게 큰 별에서는 충격파가 빠져나오는 데 약 하루가 걸립니다. SN 1987A의 별은 더 작은 청색 초거성이었고, 그 빛은 중성미자보다 약 세 시간 늦게 시작되었습니다.

별의 바깥층, 곧 태양 열 개가 넘는 양의 가스가 초속 약 1만 km로 날아갑니다.

초신성

몇 달 동안 이 별 하나가 태양 수억 개처럼 빛나, 우주의 상당 부분에서 보일 만큼 밝아집니다.

길고 고른 빛은 별이 내던진 수소에서 나옵니다. 폭발로 달궈진 가스는 퍼지면서 식고, 그 빛은 바깥쪽부터 안쪽으로 빠져나옵니다. 그것이 끝나면 빛은 폭발에서 만들어진 니켈-56에서 나옵니다. 니켈-56은 코발트로, 다시 철로 붕괴하면서 잔해를 데웁니다.

대마젤란운에서 16만 8000광년 떨어진 SN 1987A는 망원경이 발명된 이후 가장 가까운 초신성이었고, 맨눈으로 볼 수 있을 만큼 밝았습니다.

별의 물질

수백 년 뒤 잔해는 폭이 몇 광년에 이르는 껍질이 됩니다. 별 속에서 만들어진 산소, 규소, 칼슘, 철이 풍부합니다. 그 한가운데서 중성자별이 돌고 있습니다.

잔해는 주위의 가스를 헤치고 나아가며 계속 커지고, 충격파가 그 가스를 수백만 도로 달구는 곳에서 엑스선으로 빛납니다. 1만 1000광년 떨어진 카시오페이아자리 A가 그런 잔해로, 나이는 약 340년, 폭은 10광년입니다. 여기의 색은 찬드라가 그 안에서 지도로 그린 원소들을 따랐습니다.

시간이 지나면 잔해는 은하의 가스와 섞이고, 그 가스에서 새로운 별과 행성이 태어납니다. 우리가 숨 쉬는 산소의 상당 부분과 우리 피 속 철의 일부는 이런 별에서 만들어져 이런 폭발로 흩뿌려진 것입니다.

남겨진 중성자별은 펄서로 빛날 수 있습니다. 1054년에 관측된 초신성의 잔해인 게 성운 속 펄서처럼요. 더 무거운 별의 중심핵은 더욱 무너져 블랙홀이 될 수도 있습니다.