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틀:다른 뜻 설명

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케플러 초신성 SN 1604잔해

파일:Eta Carinae Nebula 1.jpg

에타 카리나

초신성(超新星)은 플라스마로 이루어진 극도로 밝은 여러 종류의 항성 폭발을 지칭하며, 폭발 뒤 수 주, 혹은 수개월에 거쳐 보이지 않게 된다. 초신성이 생겨나는 과정에는 크게 두 가지가 있는데, 하나는 질량이 큰 중심핵에서 더 이상의 핵융합 에너지 생성을 중단하고, 자체 중력에 의해 중앙으로 붕괴하는 것이며, 다른 하나는, 백색왜성동반성으로부터 찬드라세카 한계에 이를 때까지 물질을 흡수하고는 마침내 열핵 폭발을 하는 것이다. 어느 경우로 생기는 초신성 폭발이라도 엄청난 양의 항성 물질을 강력한 힘으로 분출한다.

폭발은 초신성 잔해를 형성하며 폭발파를 주변의 우주로 내보낸다. 이 과정의 한 유명한 예를 들면, 그림에서 보는 SN 1604의 잔해이다. 초신성 폭발은 산소보다 무거운 화학 원소의 주요 공급원이며, 많은 중요한 원소들의 유일한 공급원이다. 예를 들어, 우리 에 있는 모든 칼슘이나, 우리 속의 헤모글로빈은 수십억 년 전의 초신성 폭발에서 만들어진 것이다. 초신성은 이러한 무거운 원소들을 성간 매질(星間媒質)에 주입하며, 별형성의 근간이 되는 분자 구름을 농축한다. 이러한 농축 과정이 바로 45억 년 전에 태양계를 형성하고 궁극적으로는 지구의 모든 생명을 가능한 것이다.

초신성은 어마어마한 온도를 생성하며, 적당한 조건하에서 초신성의 최대 시점의 융합반응은 캘리포늄과 같은 가장 무거운 원소마저도 생산할 수 있다.

신성(新星)을 가리키는 "Nova"는 라틴어로 "새로운"이라는 의미이며, 이는 천구(天球)에 새로이 밝게 빛나는 별이 나타났음을 가리킨다. 접두어인 "초(超)"는 일반적인 신성과 두드러지는 차이가 나며, 즉 더욱 밝아지는 것을 나타낸다. 하지만, 초신성이 새별이라는 것은 잘못된 의미며, 오히려 별의 죽음을 나타낸다고 할 수 있다(적어도 다른 것으로의 변형이다).

분류[]

초신성 폭발을 이해하기 위한 방법으로, 천문학자들은 초신성을 스펙트럼에 나타나는 화학 원소의 선(線)의 차이에 따라 분류하였다.

보다 자세한 분류를 알고 싶다면, Filippenko가 쓴 "초신성의 광학(光學) 스펙트럼"(Optical Spectra of Supernovae)을 참조하기 바란다(천문학 및 천문물리 연간 리뷰, 35권, 1997년, pp. 309-355).

첫 번째로 초신성을 분류하는 원소는 수소의 존재 유무이다. 스펙트럼에 수소의 선(線)이 포함되어 있다면 이는 II형으로 분류되며, 없다면 I형으로 분류된다.

이 그룹에 대해, 다른 선(線)의 존재 유무, 그리고 빛 곡선의 모양에 따라 세부 분류를 나눈다.

요약[]

I형
수소 발머선이 없음
Ia형
615.0 nm에 Si II 선
Ib형
587.6 nm에 He I선
Ic형
He선이 약하거나 없음
II형
수소 발머선이 있음
II-P형
평탄형(Plateau)
II-L형
선형(Linear)

I형 초신성[]

Ia형[]

Ia형 초신성은 헬륨이 부족하며, 최대광 근처에 실리콘 흡수선을 보인다. 이러한 종류의 초신성의 가장 널리 알려진 이론은 탄소-산소로 이루어진 백색 왜성이 근처의 동반성 혹은 적색거성으로부터 물질을 흡수하여 찬드라세카 한계에 도달한 결과라는 것이다. 압력의 증가는 중앙 부분의 온도를 증가시키고, 최대 100년을 지속하는 대류가 시작된다. 이 폭발 직전의 과정 어느 순간에, 핵융합으로 말미암은 연소 불꽃이 생겨난다. 구체적인 점화 과정은, 즉 불꽃이 생겨나는 장소나 수와 같은 것들은 여전히 미지로 남아있다. 이 불꽃은 레일리-테일러 불안정난류와의 상호작용을 통해 급속도로 증가하게 된다. 하지만, 이러한 불꽃이 아음속 점화로부터 초신성 폭발을 유도하는 지는 아직 많은 논쟁을 더 거쳐야 할 문제이다. 열핵 연소로부터 일어나는 ~1044 줄의 에너지는 별을 격렬하게 폭발하도록 하며, 물질을 대개 10,000 km/s의 속도로 방출하는 진동파를 일으킨다. 이 폭발에서 방출된 에너지는 광도(光度)를 극도로 증가시킨다.

이러한 형태의 초신성 이론은 신성(新星)이론과 유사하다. 대신 신성의 경우는 백색왜성이 훨씬 천천히 물질을 흡수하며, 찬드라세카 한계에 도달하지 않을 뿐이다. 신성에서는 이렇게 유입되는 물질이 표면에서 핵융합을 일으키게 되며, 별을 붕괴하게는 하지 않는다.

Ia형 초신성은 특징적인 빛곡선(폭발 후 시간에 따른 광도의 변화 그래프)을 가진다. 최대 광도를 나타내는 순간 근처로 해서, 스펙트럼은 산소칼슘의 중간 질량을 가지는 원소 선을 보여준다. 이 원소들은 별의 외곽을 이루는 주요 조성물이다. 폭발 후 수개월이 지나 외곽층이 팽창해버린 시점이 되면, 별의 중심부에 있었던 물질이 방출하는 빛이 스펙트럼을 차지하게 된다. 즉 폭발 동안에 만들어진 무거운 원소, 대개 철그룹 원소들이 그러하다. 니켈-56이 코발트-56을 거쳐 -56으로 방사성 붕괴되는 과정에서 고에너지 광자를 생성하며, 이는 마지막까지 방출되는 에너지의 대부분을 차지한다.

다른 초신성 형태와는 달리, Ia형의 초신성은 타원 은하를 포함하여 일반적으로 모든 은하에서 발견된다. 즉 현재 별의 위치나 상태에 대한 특별한 조건 등이 존재하지 않는다.

모든 알려진 Ia형 초신성의 광도에 있어서의 이러한 유사성은 외부은하 천문학에 있어서 표준 촉광(標準觸光)으로 초신성을 이용하게 한다. 이러한 광도 곡선의 유사성을 일으키는 원인은 여전히 풀려지지 않은 과제이다. 1998년 Ia형 초신성 관측은 우주가속 팽창을 하고 있는 것 같다는 예측하지 못한 결과를 내놓았다.

Ia형 초신성은 모든 알려진 초신성 분류 가운데 가장 많은 에너지를 방출한다. 은하, 구상 성단을 제외하고 우주에서 발견된 가장 멀리 있는 단일 물체는, 수십억광년 떨어진 곳에 위치한 Ia형 초신성이다.

Ib형과 Ic형[]

Ib형과 Ic형의 초기 스펙트럼은 수소 선(線)을 보이지도, 혹은 615nm근처의 강한 실리콘 흡수 특성을 보이지도 않는다. 이러한 특성은, II형의 초신성과 같이, 중앙부에서 연료가 떨어져가는 질량이 큰 별일 것이다. 하지만, Ib형과 Ic형의 원형은 이미 항성풍이나 동반성과의 작용으로 말미암아 외피층을 대부분 잃어버렸다. Ib형 초신성은 울프-레이에별 붕괴의 결과로 생각된다. 비록 어느 초신성이라도 폭발 상황에 따라 감마선 폭발을 유발할 수 있지만 Ic형 초신성의 경우가 감마선 폭발의 원형이라고 생각된다.

II형 초신성[]

태양보다 훨씬 무거운 별의 경우 훨씬 복잡한 방식으로 변해간다. 태양 내부에서는 매초 589톤의 수소가 584톤의 헬륨으로 융합되며, 4.3톤의 질량 차이는 순수 에너지로 변해서 외부로 방출된다. 중심에서 만들어진 헬륨은 아직 융합이 가능할 만큼 핵의 온도가 높지 않아서 중심부에 그대로 쌓이게 된다. 마침내 중심부의 수소가 소진되고, 즉 모두 헬륨으로 융합되었든지, 혹은 쌓여가는 헬륨에 의해 융합되기에는 너무 희박해졌든지 하는 상황이 되면, 융합은 늦어지고, 중력은 핵을 수축시키기 시작한다. 이러한 수축 과정은 온도를 높여서 헬륨 융합 과정을 촉발한다. 이는 별의 전체 수명의 10%도 안 되는 기간 동안 일어나는 일이다. 태양보다 10배 이상 무겁지 않은 별에서는 헬륨 융합에 의해 생기는 탄소는 융합하지 않고, 별은 점차 식어서 백색 왜성이 된다. 백색 왜성은 위에서 언급하였듯이 I형 초신성이 될 수 있다.

하지만, 훨씬 더 큰 별은 수축 과정에 돌입하면 중앙부의 탄소를 융합시키기에 충분한 온도와 압력을 생성할 수 있다. 이러한 질량이 큰 별에서는, 가장 외부층은 수소 가스층이며, 이는 내부에서 수소 융합을 통해 헬륨층을 형성하고, 헬륨은 다시 내부에서 헬륨 융합을 통해 탄소층을 형성하며, 탄소 역시 내부에서 더욱 무거운 원소로 융합되게 된다. 즉 중앙으로 갈수록 점차 무거운 원소가 쌓이면서, 양파처럼 층을 형성하게 된다. 이러한 별에서는 우선 핵이 수축하고, 수축으로 인해 이전에는 융합할 수 없었던 원소들과 융합되며, 핵은 중력 평형에 이르기 위해 팽창한다. 이는 불규칙 변광(變光)을 유발한다. 즉 새로운 융합 폭발은 물질을 핵으로부터 항성외피층으로 물질들을 밀어내며, 별을 어둡게 한다. 이후, 강한 중력은 물질을 다시 핵으로 끌어당기며, 주기는 반복된다.

이 과정의 한계 요소는 융합을 통해 방출되는 에너지의 양이며, 이는 원자핵의 결합 에너지에 따라 정해진다. 매 과정은 보다 무거운 원자핵을 생성하며, 이는 강한 상호작용에 의해 더더욱 강하게 결합된다. 즉 핵융합시 가벼운 원소의 융합 때보다 보다 적은 에너지가 방출된다는 것을 의미한다.

모든 핵 가운데 가장 강하게 결합하는 것은 (Fe)이다. 이는 이른바 궁극적으로 수렴하게 되는 "언덕 아래"의 상태로 가벼운 원소들은 융합하고, 무거운 원소들은 분열한다. 즉 가벼운 원소는 핵융합을 하면서 에너지를 방출하고, 무거운 원소들은 핵분열을 하면서 에너지를 방출한다. 생산된 철이 별의 중심에 쌓임에 따라, 중력은 더욱 더 매질을 융합 장소로 끌어당기고, 모든 과정의 융합을 일어나게 한다. 즉 양성자 연쇄 반응을 통해 수소헬륨으로, 헬륨은 삼중 알파 반응을 통해 탄소로, 탄소와 헬륨은 산소로, 산소네온으로 융합하며, 네온은 마그네슘으로, 마그네슘은 실리콘으로, 그리고 마침내 실리콘은 로 융합된다.

철로 된 중앙핵은 엄청난 중력 하에 있으며, 철은 더 이상의 융합을 하지 않기 때문에 수축을 저지할만한 가스압을 발생시키는 폭발을 계속할 수 없다. 대신, 전자 축퇴압(縮退壓), 즉 전자가 다른 전자를 밀어내는 힘을 이용하여 수축을 저지할 뿐이다. 만약 전자 축퇴압이 더 이상 버틸 수 없는 찬드라세카 한계에 도달하게 되면, 철로 된 중앙핵은 붕괴하기 시작한다. 붕괴하는 핵은 고에너지 감마선을 방출하며, 철은 광해리(光解離)라는 과정을 통해 13개의 헬륨과 4개의 중성자로 분해 된다. 하지만 이 과정에서 에너지는 발생하지 않는다. 오히려 에너지를 흡수한다. 그러므로, 수백 년간 에너지를 분출하며, 중력을 이겨내며 별을 유지했던 중심핵은, 갑자기 에너지를 흡수하기 시작하며, 중력과 함께 순식간에 핵을 붕괴시키기 시작한다.

붕괴하는 핵의 밀도가 기하급수로 증가함에 따라, 전자양성자는 전기 인력이 핵간의 척력을 이겨낼 만큼 가까이 모아지게 된다. 전자 포획이라고 불리는 이러한 합체 과정은 중성자를 생성하며, 중성미자를 방출한다. 중성미자는 에너지를 가지고 핵으로부터 빠져나오며, 이는 붕괴를 더욱 가속시킨다. 이로 인해, 수 밀리초 정도에 핵은 외피층으로부터 떨어져 나오게 되며, 전체 핵의 밀도는 원자 밀도에 도달하게 된다. 즉, 중성자는 서로 밀접해있으며, 전체 중심핵의 밀도는 단일 원자핵의 밀도와 맞먹게 된다. 이것이 핵수축이다. 이 때, 중성자 축퇴압은 중력과 평형을 이루기에 충분하다. 하지만, 핵은 실제로는 핵은 평형점을 넘긴 상태이며, 약간의 진동을 하는 중이다. 진동은 충격파를 생성하며, 이는 붕괴하는 외피층과 충돌한다. 핵에서는 원시중성자별이 형성되기 시작하며, 이미 충분히 질량이 많지만, 이는 블랙홀을 형성할 때까지 붕괴를 계속한다.

핵붕괴는 너무나 고밀도에 고에너지라서 붕괴하는 별로부터는 중성미자만이 빠져나올 수 있다. 대부분의 붕괴로부터 발생하는 중력 위치 에너지의 차이는, 10초간의 중성미자 폭발을 발생시키는대 이때 대략 1046의 에너지를 방출한다. 이 에너지중, 1044줄의 에너지는 폭발하는 별에 재 흡수된다. 입자당 에너지는 일반적으로 1에서 150 피코줄(수십-수백 MeV)이다. 초신성으로부터 발생하는 중성미자는 초신성 1987A에서 실제로 관측되었다. 현재 작동 중인 몇몇 중성미자 관측 장비는 초신성 조기 경보 시스템을 구성하고 잇는데, 이는 우리 은하의 초신성 사건을 발견하여 천문학계에게 알려주기 위함이다.

이러한 낮은 에너지는 입자물리학표준 모형이 저에너지에서 기본적으로 정확하다고 검증해준다. 하지만, 고밀도의 경우 기본 모델에 수정이 가해져야 할지도 모른다. 특히, 지구에 있는 입자 가속기는 초신성에서 발견되는 것보다 훨씬 높은 에너지를 가지는 입자 상호 작용을 유발할 수 있다. 하지만, 이러한 실험은 개개의 입자가 다른 개개의 입자와 상호 작용하는 것으로, 초신성에서와 같이 고밀도의 경우는 새로운 효과를 유발할지도 모른다. 초신성에서의 중성미자(中性微子)와 다른 입자와의 상호작용은 약한 상호작용을 통해 일어나며, 약한 상호작용은 현재 잘 알려져 있다. 하지만, 양성자와 중성자가 관여하는 강한 상호작용은 아직 완전히 알려져 있지 않다.

II형 초신성에서 풀리지 않은 중요한 문제는 중성미자의 폭발이 어떻게 그 에너지를 별의 나머지 부분으로 전달되어 폭발을 유도하는 하는 것이다. 위에서 언급하였듯이, 1%의 에너지만이 재흡수되어 폭발을 유도하는데, 이러한 과정을 입증하는 것은 매우 어렵다. 1990년대, 대류 전복이라는 모델이 제안되었는데, 이는 아래에 있는 중성미자나 혹은 위에서부터 유입되는 물질로 야기되는 대류(對流)가 별을 파괴한다는 것이다. 철보다 무거운 원소는 이러한 폭발 과정에서 중성자 포획을 통해 형성되며, 중성미자가 외피를 압박하는 압력을 통해서 주변의 우주에 이 원소들을 포함한 가스와 먼지 구름을 내보내게 된다. 그러므로 이 구름은 원래 별을 구성하고 있었던 원소보다 훨씬 무거운 원소가 가득하다.

기본 모델이 나타내는 중성미자(中性微子) 물리(物理)는 이러한 과정을 이해하는데 필수적이다. 또 다른 연구의 중요한 분야는 죽어가는 별을 구성하는 플라스마유체역학이다. 즉 핵 붕괴시 어떤 식으로 플라스마가 움직이는지, 또 어떻게 충격파가 형성되는지, 또 언제 어떤 식으로 플라스마가 멈추었다 다시 움직이는지 하는 것들이다. 컴퓨터 모델은 II형 초신성에서 충격파가 형성된 이후의 과정은 성공적으로 나타내고 있다. 폭발이 시작되는 순간은 무시하고, 폭발이 시작되었다는 가정이면, 천체물리학자들은 초신성에 의해 생성되는 원소나, 초신성이 나타내는 빛곡선에 대한 자세한 예측을 할 수 있다.

남아있는 별의 핵은 질량에 따라 중성자별이나 블랙홀이 된다. 초신성 붕괴의 과정이 아직 완전히 알려지지 않은 이유로, 어느 질량을 기준으로 나뉘는지는 아직 미지이다.

2형 초신성은 빛곡선의 모양에 따라 II-P형과 II-L형으로 세분화 될 수 있다. II-P형은 빛곡선이 더 이상 변하지 않은 채 평탄하게 되고, II-L은 빛곡선이 선형(線形) 감소를 하게 된다. 이는 별의 외피층의 차이에 인한 것으로 알려져 있다. II-P는 거대한 수소층이 둘러싸고 있어, 감마선의 형태로 에너지가 단번에 방출되는 것을 막고 천천히 방출하는 반면, II-L형의 경우는 훨씬 적은 외피층이 감마선을 막지 못하기 때문이다.

또한 II형의 초신성은 스펙트럼에 따라 하위분류를 가진다. 대부분의 II형 초신성이 수천 km/s의 팽창 속도를 나타내는 매우 넓은 범위의 방사선을 가지는 반면, 어떤 초신성은 상대적으로 좁은 범위를 가지는데, 이는 분출 물질과 별 주위 물질 사이의 상호작용으로 말미암아 생기는 것으로 생각된다. 이러한 형태는 IIn형으로 불리고, 여기서 n은 "좁다(narrow)"는 의미이다.

SN 1987K와 1993J와 같은 몇 개의 초신성은 형(形)을 바꾼다. 초기에는 수소선(線)을 보이다가, 수주 혹은 수개월이 지난 후에는 헬륨선(線)이 압도하게 된다. IIb형은 이러한 II형과 Ib형의 조합을 나타낸다. 이는 수소외피층을 거의, 하지만 전부는 잃어버리지 않은 거대한 별인 것으로 보인다. 분출물이 팽창하면서, 수소층은 매우 얇아지며, 안쪽 층이 드러나게 되는 것이다.

어떤 극단적으로 큰 별은 죽을 때 초신성 대신 하이퍼노바를 생성한다는 이론이 있다. 제안된 이론에 따르면, 극단적으로 질량이 큰 별의 핵은 바로 블랙홀로 변하며, 그 회전축으로부터 거의 광속(光線)에 가까운 속도로 두개의 매우 강렬한 플라스마가 분사(噴射)된다는 것이다. 이러한 분사는 고밀도의 감마선을 분출하며, 감마선 폭발의 많은 해석 중에 하나이다.

초신성의 작명[]

초신성 발견은 국제 천문 연맹Central Bureau for Astronomical Telegrams에 보고 되며, 여기서 알파벳 순서로 돌아가며 이름을 결정하게 된다. 이름은 발견 년도와 하나 혹은 두 문자로 구성된다. 그 해의 첫 26개의 초신성은 A에서 Z까지의 문자로 정해지며, Z다음에는 aa, ab, 이와 같이 계속된다.

유명한 초신성[]

여기에 적힌 연도는 초신성이 지구에서 처음으로 관측된 연도임을 인지하기 바란다. 초신성은 지구에서 수백, 수천 광년 떨어져 있다.

  • 1006년SN 1006 – 매우 밝은 초신성; 이집트, 이라크, 이탈리아, 스위스, 중국, 일본에서 관측되었으며, 프랑스시리아에서도 관측된 것으로 보인다.
  • 1054년SN 1054게 성운의 생성. 중국 천문학자에 의해 기록되었으며, 미국 원주민에 의해서도 관측되었던 것으로 보인다.
  • 1181년SN 1181카시오페아자리의 초신성. 중국 및 일본 천문학자에 의해 기록되었음.
  • 1572년SN 1572 – 카시오페이아자리의 초신성. 튀코 브라헤가 발견하여 De Nova Stella에서 신성이라는 말을 언급함.
  • 1604년SN 1604뱀주인자리의 초신성. 요하네스 케플러가 발견. 은하수에서 발견된 최근의 초신성.
  • 1885년안드로메다 은하안드로메다 초신성. 에른스트 하르트비히가 발견.
  • 1987년대마젤란 은하초신성 1987A. 시작 후 수시간 이내에 관측됨. 최근의 초신성 관측 기술을 시험할 수 있는 최초의 기회.
  • 1993년 - SN 1993J - 보데 은하의 초신성.
  • 카시오페이아 A카시오페이아자리의 초신성. 지구에서는 관측되지 않음. 하지만 300년 이내에 생긴 것으로 추정. 라디오 주파수에서 가장 강력한 잔해를 보임.
  • G1.9+0.3 - 140년 전 폭발한 가장 최근의 초신성.
  • 2006년 - SN 2006gy - 가장 밝은 초신성. 초신성형은 고리 붕괴형. 현재 밝기 +15.

초신성 SN 1604는 갈릴레오에 의해, 그 당시에 받아들여지고 있던 아리스토텔레스 정설인 「하늘은 절대 변하지 않는다」는 주장에 대한 반박으로 사용되었다.

초신성은 대개 초신성 잔해를 남긴다. 이 잔해에 대한 연구는 초신성에 대한 연구를 진전시키는데 도움을 준다.


항성 진화에 있어서의 초신성의 역할[]

초신성은 주변의 성간매질(星間媒質)을 금속류(천문학자들에게 금속이란 헬륨이후의 모든 원소를 지칭한다)로 채워주는 역할을 한다. 즉, 매번 생성되는 항성은 각각 다른 구성을 가지는데, 수소와 헬륨만으로 구성될 수도, 보다 금속류가 많이 포함될 수도 있다. 이러한 화학 조성(造成)의 차이는 별의 수명에 아주 영향이 깊으며, 주변을 도는 행성의 여부에 결정적인 역할을 한다.

주위 별에 끼치는 영향[]

초신성 폭발이 일어나면 강력한 감마선(線)이 주변으로 일제히 발산된다. 감마선의 위력은 엄청나서 초신성 주위 5광년 이내의 생명체는 전멸하고, 25광년 이내의 생명체는 반수(半數)가 죽으며, 50광년 이내의 생명체에 파멸적 타격이 가해진다. 극초신성(極超新星)의 경우에는 감마선의 위력은 10배가 되어, 500광년 떨어진 행성의 생물까지도 전멸된다고 한다.

지구와 근접한 초신성은 600광년 떨어진 안타레스, 430광년 떨어진 베텔게우스가 있다. 여기에서 초신성이 폭발하면 지구에도 약간의 영향이 있겠지만, 오존층에 약간의 손상이 있을 뿐 생명체에게 끼치는 영향은 거의 없을 것이다.

지구에 미칠 영향[]

근지구 초신성은 폭발로 인하여 지구의 생태계에 영향을 끼칠 정도로 가까이 있는 초신성을 일컫는 말이다.(천문학계는 대략 100광년 이내를 이 범위로 잡고 있다.) 생명체가 있는 천체에 가장 큰 피해를 주는 것은 감마선이다. 이 감마선은 지구 대기 상층의 질소 분자질소 화합물로 바꾸며, 오존층을 감소시켜서 지상의 생물들이 태양 광선 및 우주선에 노출되게 한다. 4억 4천만 년 전 오르도비스기-실루리아기 대량 멸종을 지구 근처 초신성 폭발의 결과로 보는 견해가 있다. 이 대량 멸종 사태 때 해양 생물의 약 60%가 죽음을 당했다.

지구 근처에 있는 큰 질량의 초신성 후보들 중 유력한 몇 개의 별이 있는데, 대표적인 존재가 427광년 떨어진 적색 초거성 베텔게우스이다. 베텔게우스는 II형 초신성으로 최후를 맞을 것으로 보인다.

최근 연구에 따르면 II형 초신성 폭발이 지구 오존층을 절반 이상 감소시키기 위해서는 지구에서 26광년 이내에는 있어야 한다는 결론이 나왔다. 이는 초신성 1987A의 경우를 대입시켜서 나온 것이다. 이 정도 거리 내에서 초신성이 폭발할 확률은 1억 년에서 100억 년에 한 번 꼴이다.

반면, Ia형 초신성의 경우 II형보다 더 위험한 존재가 될 것이다. Ia형 초신성은 백색 왜성의 폭발로 생기는 현상인데, 백색 왜성은 초거성에 비해 상대적으로 개체수가 많고 지구에서 관측하기가 어렵다. 따라서 이들의 폭발은 예측하기가 곤란하며, 예기치 않은 항성계에서도 폭발이 일어날 수 있다. 일설에 따르면 3,300광년 내에 있는 Ia형 초신성은 지구에 피해를 줄 수 있다고 한다. 이 경우 가장 가까운 후보는 페가수스자리 IK이다.

1996년 일리노이 대학교 어바나-샴페인의 천문학자들은 과거 초신성 폭발 흔적을 지층금속 동위원소의 흔적을 통해 알 수 있다고 밝혔다. 뮌헨 공과대학의 연구팀은 태평양 심해 바닥층에 이의 증거가 될 철60이 풍부함을 밝혀내었다.

같이 보기[]

  • 가속하는 우주
  • 하이퍼노바
  • 근지구 초신성
  • 초신성 핵합성
  • 백색왜성, 중성자별, 초신성의 관측 역사

외부 고리[]

틀:항성