113일마다 초신성 흉내 내는 거대 항성, 블랙홀이나 중성자별이 가스를 빼앗는다

약 113일마다, 가까운 나선은하에 있는 거대 항성이 초신성으로 오인될 정도로 밝게 폭발한다. 이 별은 이미 최소 27번 그런 폭발을 일으켰지만, 여전히 존재한다. NASA의 찬드라 관측소의 X선 관측 결과, 이 폭발을 일으키는 원인은 길게 늘어진 궤도를 도는 블랙홀이나 중성자별인 것으로 밝혀졌다. 두 천체가 가까워질 때마다 이 블랙홀(또는 중성자별)이 거대 항성에서 떨어져 나온 가스를 삼킨다.

이로 인해 AT 2016blu로 등록된 이 별은, 불안정한 등급의 별 중에서 붕괴한 항성 잔해를 동반자로 가진 최초의 사례가 되었다. 또한 천문학자들이 주로 별도로 연구해 온 두 가지 미스터리, 즉 초신성처럼 폭발하지만 죽지 않는 ‘초신성 사칭범(supernova impostors)’과 다른 은하에서 발견되는 가장 밝은 X선원(그 원동력은 여전히 논쟁 중)을 연결해 준다.

이 별은 엄청나게 크다. 조용할 때 찍힌 Hubble 이미지에 따르면, 이 별의 질량은 태양의 최소 33배, 밝기는 태양의 50만 배 이상이다. 약 2900만 광년 떨어진 NGC 4559 은하에 위치하며, 에타 카리나에(Eta Carinae)와 같은 불안정한 항성군에 속한다. 규칙적인 주기는 이미 연구팀에게 이 별이 무언가를 공전하고 있음을 암시했다.

폭발이 절정에 달할 때, 이 별은 붉은 빛으로 태양 약 1000만 개에 해당하는 밝기를 낸다. 진짜 초신성보다는 훨씬 어둡지만, 초신성 탐사에서 발견될 만큼 충분히 밝다. “이 별의 행동은 처음에는 혼란스러웠습니다. 계속해서 초신성처럼 행동했지만, 분명히 초신성이 아니었기 때문입니다. 이 별은 1년에 약 세 번씩 폭발을 견뎌내고 있습니다.”라고 버지니아 대학교의 공동 저자 누리아 토레스-알바(Núria Torres-Albà)가 말했다.

찬드라가 폭발 중인 별을 포착한 방법

충돌하는 항성풍을 가진 두 개의 거대 항성은 적당한 양의 X선을 방출한다. 반면 블랙홀이나 중성자별로 떨어지는 가스는 수천 배 더 밝게 빛날 수 있다. 이 둘을 구별하기 위해 찬드라는 폭발이 일어나는 동안 관측해야 했고, 이는 폭발이 언제 올지 알아야 한다는 뜻이었다.

그래서 연구팀은 관측을 시작했다. 릭 천문대와 라스 쿰브레스 천문대 네트워크의 망원경이 거의 매일 밤 이 별을 확인했고, 미국변광성관측자협회(AAVSO)의 경보로 30명 이상의 관측자(대부분 아마추어)가 합류했다. 별의 밝기가 1등급 이상 증가하자 연구팀은 긴급 찬드라 관측을 요청했다. 찬드라는 4일 동안 5번, 총 약 10만 초 동안 이 별을 관측했으며, 매번 감지에 성공했다.

“우리는 가시광선 영역에서 주기적으로 반복되는 밝은 섬광이 실제로 고에너지 X선의 주기적인 폭발에 의해 발생한다고 의심했습니다.”라고 애리조나 대학교의 공동 저자 네이선 스미스(Nathan Smith)가 말했다. “계를 둘러싼 고밀도 가스가 X선에 의해 가열된 후 가시광선으로 빛납니다.”

이 작업은 오직 찬드라만이 할 수 있었다. 훨씬 더 밝은 X선원인 NGC 4559 X7이 약 10초각(arcseconds) 떨어져 있어, 유럽의 XMM-Newton 망원경은 두 천체를 하나의 점으로 흐릿하게 본다. 찬드라는 또한 20여 년 전, AT 2016blu가 조용할 때 우연히 이 영역을 촬영한 적이 있으며, 그 위치에서 아무것도 보지 못했다. 이번 새로운 탐지는 그 한계치보다 최소 100배 더 밝다. 이 작은 탐색 원 안에 배경 퀘이사가 우연히 위치할 확률은 10만 분의 6에 불과하다.

블랙홀 또는 중성자별만이 가능한 이유

논문은 이와 같은 별이 X선을 생성할 수 있는 네 가지 방법을 검토했다. 단일 항성풍 내부의 충격은 찬드라가 측정한 값보다 1000만 배 이상 약하다. 두 거대 항성의 충돌하는 항성풍도 약 1만 배 부족하다. 연속적인 공전 궤도에서 방출된 가스 껍질이 서로 충돌할 수 있지만, 별빛에서 관측된 속도로는 부드럽고 낮은 에너지의 X선이 생성되며, 찬드라는 단단하고 높은 에너지의 스펙트럼을 기록했다.

남은 것은 강착(accretion), 즉 물질이 작은 천체로 떨어지는 것이다. X선 출력은 약 3.5 태양질량의 천체에 대한 이론적 상한선인 에딩턴 한계(Eddington limit)와 일치하며, 이는 이미 중성자별의 상한선을 넘는다. 이는 다른 은하에서 발견되는 극단적인 방출체의 한 종류인 초광도 X선원(ultraluminous X-ray source)의 기준에 약간 못 미치며, 찬드라가 실제 최고점을 놓쳤을 수도 있다. 연구팀은 AT 2016blu를 후보 구성원으로 간주한다.

가시광선 폭발은 X선보다 약 100배 더 많은 에너지를 운반한다. 만약 둘 다 동일한 먹이 공급에서 비롯된다면, 에너지의 약 99%가 주변 가스에 흡수되어 가시광선으로 재방출된다고 스미스는 설명한다.

에타 카리나에 및 다른 사칭범과의 비교

X선 최대치에서, 항성풍 충돌로 X선이 발생하는 에타 카리나에는 AT 2016blu가 생성하는 양의 약 2000분의 1에 도달한다. 우리 은하에 있는 대부분의 밝은 청색 변광성(luminous blue variables)은 전혀 X선을 보이지 않는다.

가장 가까운 사례는 SN 2010da로, NGC 300 은하에 있는 X선이 밝은 사칭범이며, 규칙적인 펄스가 중성자별을 드러냈다. 그러나 그 큰 별은 밝은 청색 변광성이 아니라 적색 초거성(red supergiant)이다.

이는 SN 2009ip 때문에 중요하다. SN 2009ip는 수년간 폭발하다가 실제로 폭발한 것으로 보이는 밝은 청색 변광성으로, 단일 항성 모델로는 예상되지 않는다. 점점 더 많은 모델이 이러한 죽음 전 폭발의 원인으로 작은 동반자를 지목하고 있으며, AT 2016blu는 이에 부합하는 최초로 관측된 밝은 청색 변광성이다.

X선이 아직 알려주지 못하는 것

가장 큰 미해결 질문은 동반자가 무엇인지이다. 중성자별은 규칙적인 X선 펄스로 식별할 수 있지만, 찬드라는 펄스를 찾기에 충분한 X선 광자를 수집하지 못했고, XMM-Newton의 시야는 X7에 의해 방해받는다. 동반자의 질량을 측정하려면 궤도 해가 필요하지만, 별의 수소광에서 측정된 속도는 궤도를 추적하지 않아 질량이 나오지 않는다.

먹이 공급 속도는 증명하지는 못하지만 블랙홀 쪽으로 기운다. 가시광선 폭발을 고려하면, 동반자는 일반적인 중성자별이 처리할 수 있는 속도의 100배 이상으로 가스를 삼키고 있을 수 있다. 일부 중성자별이 그 한계를 약 1000배 초과하는 것이 관측된 바 있으므로, 저자들은 결론을 내리지 않는다.

별의 스펙트럼은 또한 궤도와 일치하지 않고 나타났다 사라지는 특징을 보여주는데, 이는 제트, 원반 또는 덩어리진 가스가 관련되었음을 의미할 수 있다.

그리고 수년간 안정적이었던 별에서 폭발이 왜 시작되었는지에 대한 문제가 있다. 연구팀은 나이가 들면서 천천히 부풀어 오른 거대 항성이 동반자에 닿기 시작했을 것이라는 설명을 선호한다. 다른 가능성은 이 별들에서 알려진 일시적인 부풀음 단계로, 이 경우 폭발은 결국 멈춰야 한다. 그러나 지금까지는 멈추지 않았다.

초신성 사칭범에 대한 자주 묻는 질문

초신성 사칭범이란 무엇인가?

초신성으로 오인될 정도로 밝아지지만 살아남는 거대 항성으로, 종종 에타 카리나에와 같은 밝은 청색 변광성이다. 진짜 초신성은 별을 파괴하며 일반적으로 훨씬 더 밝다. 사칭범은 종종 초신성 탐사에 기록되었다가 별이 다시 나타나면 재분류된다.

X선이 어떻게 블랙홀이나 중성자별을 드러낼 수 있는가?

매우 작은 천체로 떨어지는 가스는 수백만 도로 가열되어 일반 항성이 도달할 수 없는 수준의 단단한 X선으로 빛난다. AT 2016blu는 X선만으로 태양 전체 출력의 약 10만 배에 달하는 밝기를 내며, 이는 충돌하는 항성풍이 생성할 수 있는 수준을 훨씬 넘는다. 블랙홀과 중성자별을 구별하려면 펄스나 측정된 질량과 같은 추가 증거가 필요하다.

AT 2016blu는 진짜 초신성으로 폭발할 것인가?

아무도 모른다. 이 별은 결국 초신성으로 끝날 만큼 충분히 무겁고, 사칭범 SN 2009ip는 비슷한 역사를 가진 별이 실제로 폭발할 수 있음을 보여준다. 새로운 데이터는 언제 그런 일이 일어날지에 대해 아무것도 말하지 않는다.

다음 근접 통과

찬드라는 2026년 3월 24일부터 27일까지 이 별을 관측했다. 이전에는 2001년과 2002년에 기록 자료가 있었고, 첫 번째 기록된 폭발은 2012년이었다. 연구 결과는 11월 9일 《천체물리학 저널(The Astrophysical Journal)》에 게재되었다. “15년 동안 천문학자들은 이 별이 규칙적으로 매우 밝아졌다가 다시 어두워지는 것을 지켜봐 왔습니다.”라고 버지니아 대학교의 제1 저자 모즈간 아가칸루(Mojgan Aghakhanloo)가 말했다. “적절한 시기에 찬드라 데이터를 얻기 전까지는 무엇이 이런 현상을 일으키는지 알아낼 수 없었습니다.”

저자들은 이와 같은 계를 더 많이 발견하는 것이 사칭범, 밝은 청색 변광성, 진짜 초신성이 어떻게 연결되는지 이해하는 데 필수적이라고 주장한다. AT 2016blu는 일정을 유지하고 있으므로, 각 근접 통과는 또 다른 기회이다. 사건을 해결할 결정적 증거는 중성자별만이 만들 수 있는 X선 펄스, 또는 마침내 동반자의 질량을 측정할 궤도일 것이다.

참고문헌: Aghakhanloo et al., “AT 2016blu: Accretion-powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary,” The Astrophysical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-4357/ae9a86

태그: 천문학, 블랙홀, 초신성, 중성자별, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory