Ⅰa형 초신성

요약 스펙트럼에서 수소선이 보이지 않으며 615 nm 부근에서 강한 SiⅡ(1번 이온화된 규소)선이 발견되는 초신성.

초신성 중 스펙트럼에서 수소선이 보이지 않으며 615 nm 부근에서 강한 SiⅡ(1번 이온화된 규소)선이 발견되는 것을 'Ⅰa형(type one A) 초신성'이라고 한다. 초신성은 그 분류 과정에서 스펙트럼에 수소선이 없는 Ⅰ형(1형)과 수소선이 발견되는 Ⅱ형(2형)으로 구분한다. 여기서 'Ⅰ형 초신성'은 규소선이 있는 Ⅰa형과 규소선이 발견되지 않거나 약한 Ⅰb형, Ⅰc형으로 다시 나뉜다. 초신성의 유형에 따라 광도 곡선에도 차이가 나는데, Ⅰa형 초신성은 규칙적인 형태로 거의 지수적으로 광도가 줄어드는데 반해, Ⅱ형 초신성은 최대광도가 상대적으로 작고 광도의 감소가 규칙적이지 않다. 원소기호 뒤에 붙은 로마자 Ⅰ, Ⅱ, Ⅲ... 은 어떤 원자가 이온화된 정도를 표시하는 천문학의 관습적 표현이다. 예를 들어 HⅠ은 전자를 잃지 않은 중성 상태의 수소이며, HⅡ는 전자를 1개 잃은 수소를 말한다. 원자번호가 1번인 수소는 전자가 1개이므로 HⅢ가 없지만, 원자번호가 높아질수록 원소기호 뒤에 붙는 숫자도 커질 수 있다. Ⅰa형 초신성의 분류 기준인 SiⅡ선은 전자를 1개 잃은 규소 이온에 따른 스펙트럼선이다.

Ⅰ형 초신성에서 수소선이 없다는 것은 이 천체가 자신의 바깥 부분을 둘러싸고 있던 수소 외피층을 날려버린 상태라는 것을 의미한다. Ⅰa형 초신성은 백색왜성(白色矮星, white dwarf)이 태양 질량의 1.44배(찬드라세카르 한계 질량, Chandrasekhar limit)을 넘게 될 때 자체적인 중력을 더이상 버티지 못하고 붕괴하면서 태양 밝기의 약 100억배(절대등급 -20 정도)까지 빛나는 천체이다. 찬드라세카르(Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910~1995)는 상대성 이론을 통해 백색왜성이 가질 수 있는 질량의 한계를 제시한 인도 출신의 미국 천문학자 이름이다. 백색왜성은 별의 포피부가 행성상성운 등의 형태로 제거되는 별의 마지막 진화 단계에서, 포피부 아래 감춰져 있던 별의 중심부가 우주 공간으로 드러난 천체이다. 백색왜성은 탄소 또는 산소로 이루어져 있는데. 이것은 별의 중심부에서 에너지를 생산하던 수소나 헬륨이 핵융합한 결과물이다. 백색왜성은 높은 온도를 가지고 있지만 탄소나 산소의 핵융합 반응이 당장 일어날 정도는 아니다. 백색왜성은 핵융합에 의한 에너지 발생이 없으므로 강한 중력 수축을 감당해야 하는데, 그럼에도 불구하고 그 모양이 유지될 수 있는 이유는 강한 수축으로 밀도가 높아진 환경에서 이 별을 구성하는 전자들이 축퇴(degenerate)라는 상태에 놓이며 축퇴압을 발휘하기 때문이다. 결국 백색왜성은 중력과 축퇴압이 평형을 이룬 별이다. 

백색왜성은 작은 크기에 비해 질량이 커서 표면중력이 매우 강한 천체이다. 이러한 백색왜성이 동반성과 함께 존재하고, 동반성의 물질이 백색왜성과 가까워질 경우 동반성에 존재하던 물질이 백색왜성으로 끌려올 수 있다. 이 물질 중 일부는 핵융합 반응에 의해 헬륨∙탄소∙산소 등으로 변하고 별에 축적되며 백색왜성의 질량이 증가한다. 이때 백색왜성의 질량이 태양 질량의 1.44배가 넘게 되면 중력이 축퇴압을 능가하게 되어 붕괴 및 폭발하는 현상이 나타나고, 이것이 Ⅰa형 초신성이다. 최근 연구에 의하면 동반성으로부터 유입된 물질에 의해 백색왜성의 질량이 찬드라세카르 한계 질량에 가까워지면 탄소 핵융합 반응이 시작될 정도로 온도가 올라가게 되고, 폭발적인 핵융합이 진행되어 Ⅰa형 초신성이 나타난다는 견해도 있다. 

Ⅰa형 초신성은 폭발 당시의 질량이 일정하므로 모든Ⅰa형 초신성의 최대 밝기는 별이 실제로 내뿜는 밝기인 절대등급 측면에서 일정하다는 특징이 있다. 따라서 지구로부터 매우 멀리 떨어진 어떤 외부은하에서 Ⅰa형 초신성이 발견되었다면, 이 초신성의 겉보기 등급을 관측하여 지구로부터의 해당 은하까지의 거리를 알아낼 수 있다. 천문학에서는 Ⅰa형 초신성처럼 절대적인 밝기를 알아낼 수 있는 별을 표준 촉광(Standard Candle)이라고 부른다. 표준 촉광에는 Ⅰa형 초신성 외에도 세페이드변광성이 있는데, 세페이드변광성을 이용한 거리 측정은 대략 1억 광년 이내에 있는 은하에 대해서 가능하다. 반면 세페이드변광성보다 훨씬 밝은 Ⅰa형 초신성은 수십억 광년이 넘는 거리에도 적용될 수 있다. 2011년 노벨 물리학상을 수상하며 유명해진 우주의 가속 팽창 연구는 매우 먼 거리에 있는 은하에 포함된 Ⅰa형 초신성을 관측하여 얻은 결과이다.