신성

신성은 보이지 않을 정도로 어두웠던 별이 갑자기 밝아졌다가 수주 혹은 수개월에 걸쳐 본래 밝기로 돌아가는 별 또는 그런 현상이다(그림 1 참조). 새로운 별이 나타난 것으로 오해해 서양에서는 '새 별(new star)'이라고 불렀고 동양에서는 객성(客星), 즉 손님별(guest star)로 불렀다. 신성은 전통적신성(classical nova), 반복신성(recurrent nova)), 왜소신성(dwarf nova)으로 세분된다. 신성은 백색왜성(white dwarf)과 주계열성(main sequence star) 혹은 적색거성(red giant star)인 동반성으로 구성된 근접쌍성계(close binary)를 포함하는 격변변광성(cataclysmic variable stars, CV)의 일종이다.

1572년 타이코(Tycho Brahe)가 카시오페이아자리에서 발견한 현상을 '신성에 관하여'라는 책으로 발표하면서 처음으로 '신성'이라는 단어를 사용했다. 비록 이것이 초신성이기는 하지만, 당시에는 두 용어 사이에 차이가 없었고 실제로 1930년까지는 초신성과 신성을 엄격하게 구분하지 않았다. 현재는 초신성과 구분하기 위해 '전통적신성'이라는 용어를 사용한다.

그림 1. 백조자리 V1500의 광도곡선. 1975년에 백조자리에서 발견된 이 신성은 20세기들어 관측된 신성 가운데 두 번째로 밝고, 겉보기등급이 1.7 등급까지 밝아졌다. 일주일가량 맨눈으로도 관측이 가능했다.(출처: )

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주기가 일주일 미만인 근접쌍성계에서는 동반성에서 로시엽넘침(Rochelobe overflow)으로 수소가 백색왜성의 표면으로 이동하게 된다(그림 2 참조). 뜨거운 백색왜성의 표면에서 압축되고 가열된 수소는 임계온도가 넘어서면 열폭주(thermal runaway) 핵융합반응을 일으킨다. 일반적으로는 물질의 질량이 늘어나면 부피도 늘어나는데, 축퇴된 상태인 백색왜성의 경우에는 물질이 팽창하지 않고 온도를 계속 증가시키며 쌓일 수 있어 이런 현상이 가능하다. 핵융합 과정에서 발생하는 에너지는 백색왜성의 표면에 있던 물질을 수천 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1의 속도로 가속시키며 백색왜성을 극도로 밝게 빛나게 한다. 비교적 짧은 시간동안 최대 밝기가 되지만 최대 밝기를 지나서는 서서히 어두워지게 된다. 백색왜성은 찬드라세카한계(Chandrasekhar limit)를 넘지 않는 한 수소만 유입된다면 몇 번씩 반복적으로 신성이 될 수 있다. 찬드라세카한계를 넘으면 백색왜성은 제Ia형초신성(type Ia supernova)이 되고 초신성 폭발 후 중성자별이 된다. 이런 반복신성의 주기는 백색왜성의 질량 유입율보다 백색왜성의 질량에 의존한다. 질량이 큰 백색왜성의 경우, 적은 물질로도 핵융합을 일으킬 수 있어서 질량이 작은 백색왜성보다 자주 신성 현상을 일으킬 수 있다.

그림 2. 로시엽넘침으로 동반성(좌측별)에서 백색왜성(우측별)으로 물질이 이동하는 모습.(출처: )

신성은 거리를 측정하는데 표준촉광(standard candle)으로 사용된다. 신성의 절대등급이 일정해 관측된 겉보기등급으로부터 둘의 차를 알 수 있다면 거리지수(distance modulus)를 이용해 거리를 알 수 있기 때문이다.

절대등급이 -8.8인 신성이 가장 많고, 나머지는 -7.5 주변에 분포한다. 신성의 최대 밝기는 쌍봉분포(bimodal distribution)를 갖기 때문에 최대 밝기가 일정하다고 추정할 수 있다. 게다가 대부분 신성은 최대밝기를 지난 후 15일정도 지나면 절대등급이 -5.5로 수렴하는 특징이 있다. 주기로부터 절대등급을 추정한 후 겉보기등급의 차로 거리지수를 결정하는 세페이드변광성을 이용한 거리 측정 방법과 비교하여 확인해 보면 그 정확도가 신뢰할만하다.