극초신성과 GRB은(는) 여기로 연결됩니다.
유희왕의 카드에 대한 내용은
초극신성 문서, GRB를 약자로 사용하는 인터넷 방송인에 대한 내용은
군림보
문서
, 구 게임물등급위원회의 영문 약칭에 대한 내용은
게임물관리위원회
문서
참고하십시오.|
{{{#!wiki style="margin: 0 -10px -5px; min-height: calc(1.5em + 5px)" {{{#!folding [ 펼치기 · 접기 ] {{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; letter-spacing: -0.5px; font-size:0.88em" |
<colbgcolor=#EDEDED,#000>
주계열
단계 |
초기 태양 질량에 따른 구분* | |||||||||||
|
<rowcolor=#000><nopad> ≤
0.25 |
<nopad> ≤
0.4 |
<nopad> ≤ 2.25
≤ 7.5 |
<nopad> ≤
9.25 |
≤
20 |
<bgcolor=#97B8FF> ≤
45 |
≤
130 |
<nopad> ≤
250 |
≤
103 |
<nopad> 103
≤ |
||||
| 늙은 주계열성 |
초대질량 항성 (쿼시 별) |
||||||||||||
|
후주계열단계
|
청색왜성 | 준거성 |
볼프-레이에별WL LBV |
|||||||
| 거성色* | 초점근거성가지 |
(LBV) 초거성· 극대거성色* |
||||||||
| 적색거성 |
헬륨 섬광* (O·B형 준왜성) |
|||||||||
|
수평가지별 (적색덩어리거성) |
||||||||||
|
점근거성가지 (OH/IR 별) |
||||||||||
|
(OH/IR 초·극대거성) |
볼프-레이에별WL | |||||||||
| 행성상성운· PG 1159 별 | 초신성· 극초신성 |
쌍불안정성 초신성 |
극초신성 | |||||||
|
밀집성
단계와 그 후 |
헬륨 백색왜성* | 백색왜성 |
중성자별 (킬로노바·마그네타) |
블랙홀 | 잔해 없음 | 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 철 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 초대질량 블랙홀로 흡수 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 호킹 복사로 소멸 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
{{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)" {{{#!folding [ 각주 ] {{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px" |
* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
|
}}}}}}}}} | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| }}}}}}}}} | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|
| 감마선 폭발의 상상도 |
1. 개요
|
|
| 우주에서 오는 죽음 - 감마선 폭발 |
Gamma Ray Burst, GRB
감마선 폭발은 우주에서 발생하는 감마선 섬광으로, 관측 가능한 우주 현상 중에서는 가장 강력한 전자기파의 발산이다.
감마선 폭발이 발견되기 이전에도 천문학자들은 초신성 폭발, 중성자별 합병, 우주의 진화 및 우주 팽창 속도와 같은 현상들을 알고 있었고 연구해왔다. 그러나 감마선 폭발의 발견과 연구는 이러한 주제들에 대해 더 깊은 이해를 제공하고, 새로운 관점을 열어주었다. 아주 먼 거리에서 발생한 초신성 폭발의 일부를 감마선 폭발 현상으로 관측할 수 있게 되었고, 중성자별 합병 사건을 더 명확하게 관측할 수 있게 되었으며, 매우 먼 거리에서도 관측가능하다는 특성을 이용하여 초기 우주의 별 형성과 은하 형성에 대한 새로운 데이터를 얻어낼 수 있었다.
감마선 폭발의 발견은 우연히 소련의 핵실험을 감시하기 위해 쏘아 올려진 미국의 위성 벨라에 의해 처음 발견되었다. 발생 원인으로는 극초신성이나 중성자별의 충돌 등이 거론되고 있다.
지구에서는 대략 하루에 한 번꼴로 관측되고 있으며, 지속시간은 10밀리초에서 수 초-수 분-수 시간 정도로 다양하다.
2. 발견
미국은 1960-70년대 동서 냉전시대에 소련측이 핵실험금지조약을 잘 지키는가 감시하고자, 핵실험에서 발생하는 강력한 감마선과 더불어 전자기 펄스를 감지할 수 있는 핵실험 감시위성을 운용하였다. 벨라(VELA) 위성이 바로 이런 목적으로 발사된 위성이고 현재는 GPS 위성에서 이를 관찰한다.이 위성은 종종 지상에 아무런 핵실험의 징후가 없는데도 강력한 감마선을 탐지하곤 하였다. 처음에는 비밀리에 소련이 우주 핵실험 하는 것 아니냐고 추정하기도 했고 벨라 사건처럼 올바르게 탐지를 한 경우도 소수 있었고 대개는 오작동으로 판명되었다. 그런데 벨라 위성 다수가[1] 지구 쪽이 아닌 우주 방향에서 흘러들어오는 감마선 펄스를 감지했다. 이 섬광의 정체를 몰라 한동안 비밀로 유지하다 지구에서 발생한 것은 아님이 확실해지자, 몇 년 후 천문학계에 이 괴이한 현상을 발표하였지만 과학자들조차 원인을 알아내지 못했다.
우주에서 오는 감마선은 대기에 흡수되어버리므로 지상에서는 관측이 어렵고 대기권 바깥의 위성에서 관측해야 한다. 하지만 그 당시 기술로는 감마선의 방향을 잘 알기 어려워 아무도 이렇다 할 설명을 내놓지 못하였다. 그래서 한동안은 우리 은하계 내부에서 발생한 현상이라는 설이 우세했다. 멀고 먼 다른 은하에서 온다고 보기에는 에너지가 너무 강력했기 때문이었다.
관측기술이 발전해 은하수와는 무관하게 천구의 모든 방향에서 발생한다는 사실이 밝혀지자 다른 외부 은하에서 발생하는 현상임이 분명해졌고[2] 그 세기와 머나먼 외부은하의 거리를 감안하면 이 감마선 폭발은 우주에서 발생하는 가장 강력한 에너지 현상으로 밝혀졌다. 과학과 무관하게 발생한 아주 우연한 '사고'로 감마선 폭발을 발견한 것. 이처럼 과학과 전혀 무관한 다른 외적인 활동이 아주 우연하게 과학의 발전에 도움을 주는 사례를 세런디피티(serendipity)라고 부른다.
전에는 감마선 관측기술이 그리 높지 않아서 드물게 관측할 수 있었으나 감마선 관측기술이 발전한 요즘은 한 해에 약 300회, 즉 하루에 한 번 꼴로 관측된다. SWIFT 위성이나 페르미 감마선 우주 망원경으로 관측한다. 혹은 고에너지 감마선이 지구 대기에 입사할 때 나타나는 체렌코프 현상을 관측하는 체렌코프 망원경으로 관측하기도 한다. 에너지가 매우 높은 감마선은 복사 선속이 같더라도 광자의 개수밀도가 매우 낮아 감마선 관측 위성으로는 검출이 어려워 대기와 광자의 반응을 이용해 검출해야 한다.
또한 감마선 폭발이 관측된 직후에 같은 지점에서 더 파장이 긴 엑스선에서 가시광과 전파에 이르는 '잔광'(after glow)을 내는 것이 발견되어 이를 집중적으로 연구한다. 감마선 관측위성이 감마선 폭발을 탐지하면 즉시 세계의 천문대와 학자들에게 연락이 가고 지상의 광학/전파 망원경과 우주 망원경으로 그 지점 부근을 집중 관찰하는 식. 아예 이를 자동화해 이런 실시간 관측 전문의 자동화된 로봇 망원경이 쓰이기도 한다.
1973년 우주의 감마선 폭발을 천문학계에 최초로 보고했을 때, 내셔널 인콰이어러 신문만이 기자를 학회에 파견해 단독 인터뷰하여 이를 전세계에서 유일하게 단독 특종으로 비중 있게 보도하였다. 제목은 "불가사의한 우주 폭발에 정상급 미국 과학자들이 당황하다". 참고로 내셔널 인콰이어러는 위클리 월드 뉴스와 함께 미국의 대표적인 수퍼마켓 타블로이드 신문이다! UFO에 납치된 사람들의 경험담이나 지구에 침투한 외계인의 고백, 숨어사는 엘비스 프레슬리와의 단독 인터뷰 같은 전혀 믿을 수 없는 흥미 위주 기사를 전문으로 싣는 찌라시 신문에 불과한 곳이 학회에까지 기자를 파견했다는 게 참 신기할 노릇이다. 5년 후 후속보도에서는 그 원인을 외계인들 간의 스타워즈 핵전쟁이라 보도하며 평소 상태로 돌아왔다.
3. 원인
감마선 폭발을 설명하는 핵심 키워드는 로렌츠 부스트에 의해 발생하는 현상 중 하나인 '빔 효과'이다. 아광속으로 방출되는 강력한 물질의 흐름인 제트가 존재할 경우 여기서 방출되는 복사는 제트의 운동 방향으로 정렬되는 한편 상대론적 도플러 효과에 의해 극단적인 파장 단축을 겪게 된다.즉 '폭발'이라는 명칭과는 상반되게 감마선 폭발의 에너지 대부분은 양극의 좁은 각도에 집중된 채로 빔을 쏘듯이 방출된다는 것이다. 이 과정에서 빔 효과에 의해 전체 폭발 에너지의 약 99%가 자전축 방향으로 '발사'되는데, 그 양은 우리 태양이 탄생해서 앞으로 적색거성을 거쳐 백색왜성으로 소멸될 때까지 태양이 일생동안 내는 총에너지의 합계보다 더 큰 에너지를 단 수 초 사이에 한꺼번에 방출하는 정도이다.[3]
사실은 이 좁은 각도에 우연히 지구가 위치해 있어야 비로소 관측자도 감마선 폭발의 존재를 알 수 있게 된다. 마치 레이저 포인터로 눈을 겨누는 격. 즉, 우주에는 관측되는 것보다 훨씬 많은 감마선 폭발이 일어나고 있을 것으로 추정된다. 그럼에도 불구하고 감마선 영역만 놓고 봤을 때, 감마선 폭발에 의해 지구에 도달하는 에너지 량은 나머지 관측 가능한 우주 전체에서 오는 감마선의 총량을 능가한다. [4]
즉, 감마선 폭발이 일어나기 위한 조건은 강력한 자기장 내에서의 순간적인 에너지 분출로 인한 상대론적 제트의 발생이라 할 수 있다. 이러한 조건이 가능한 다음 두 가지 현상이 대표적인 감마선 폭발의 원인으로 생각되고 있다.
3.1. 고질량별의 붕괴 (극초신성)
한 가지 유력한 설은 큰 질량을 가진 항성이 생을 마감할 때 발생하는 '극초신성'의 결과라는 것이다. 질량이 태양의 30배 이상에 달하는 항성들의 중심핵은 연료가 고갈될수록 수축을 거듭하게 되는데, 중심 밀도가 임계치에 도달한 순간 항성의 중심핵은 붕괴하여 블랙홀이 된다.이 붕괴는 매우 급작스럽게 이루어지지며 항성의 내부 물질은 블랙홀을 향해 낙하하여 강착 원반을 형성한다. 강착 원반에 정렬된 방향으로 강력한 자기장이 형성되고 강착 원반과의 상호작용을 통해 양극 방향으로 빛에 가까운 속도의 상대론적 제트가 방출된다. 이 때 별의 자전축이었던 방향이 정확히 지구를 향해 있을 경우 빔 효과에 의해 극도로 단축된 파장이 관측되며 감마선 폭발로 보이게 된다.
이 과정은 별의 외피였던 부분이 반응하기 힘들 정도로 빠른 속도로 이루어지며, 만일 외부에서 누군가가 이 과정을 관찰하게 된다면 별의 중심부에서 태어난 블랙홀이 제트를 방출하여 별을 안쪽으로부터 말 그대로 찢어버리는 것처럼 보이게 될 것이다. 이 현상을 극초신성이라고도 한다,
최신 연구 결과에 따르면 이 과정에서 나오는 제트의 발사 속도는 빛의 속도를 초과하는 것으로 여겨지고 있다. 물론 진공에서의 빛의 속도를 뛰어넘는다는 얘기가 아니라 해당 매질을 통과하는 빛의 속도보다 유체의 속도가 빠르다는 이야기.[5] 때문에 체렌코프 현상과 유사한 광학적 소닉붐이 일어나며 마치 제트가 시간을 역행하여 반복되는 것 같은 모습을 보여준다고도 한다.[6]
3.2. 중성자별 관련
3.2.1. 중성자별의 충돌 ( 킬로노바)
또 다른 설로는 중성자별 간의 충돌에 의해 발생하는 '킬로노바'라는 현상이 감마선 폭발의 원인이라는 가설이 있다. 쌍성을 이루는 중성자별 두 개, 혹은 중성자별과 블랙홀이 병합을 일으키면 초신성과 비슷한 폭발이 일어나는데, 가시광선에서의 밝기는 초신성보다 어두운 수준이지만, 대부분의 에너지는 감마선과 중력파의 형태로 방출된다.최근 연구가 거듭될 수록 위 두 가지 설이 서로 대립되는 것이 아니라 사실은 공존하는 것으로 보이는 정황 증거들이 발견되고 있는데, 특히 감마선 폭발이 지속시간에 따라 두 가지의 서로 다른 분류로 구분되는 듯한 분포를 보이고 있기 때문이다.
지속시간이 수 초 정도로 짧은 감마선 폭발(Short GRB)의 경우 주로 늙은 항성이 분포하는 은하에서 발견되는데, 이들은 중성자별과 같이 진화한 항성의 잔해를 필요로 하는 킬로노바 현상의 결과로 추측되고 있고, 이러한 예측은 후술할 중력파와의 합동 관측으로 증명되었다. 지속시간이 수 분 정도로 긴 감마선 폭발(Long GRB)의 경우 은하의 항성탄생 구역과 밀접한 연관성을 지니는 것으로 보이며, 이들이 수명이 극도로 짧은 초질량항성에서 발생하기 때문인 것으로 추측된다.
LIGO와 페르미 감마선 우주 망원경에서 2017년 8월 17일 두 중성자별이 합쳐지면서 생겨난 중력파와 짧은 감마선 폭발이 일어나는 것을 거의 동시에 관측하였다. 두 데이터가 측정된지 몇시간 후 약 1억 4400만 광년 떨어진 은하인 NGC 4993에서 진원점이 발견되었으며, 해당 영역을 광학 망원경을 통해 관측한 결과 금과 같은 매우 무거운 물질들이 형성된 것을 확인 할 수 있었다. 이로서 감마선 폭발의 원인으로 지목된 가설 중 하나인 킬로노바 현상이 직접적으로 검증된 셈.
3.2.2. 중성자별의 폭발 (마그네타)
마그네타(강력한 자기장을 가진 중성자별)가 폭발을 일으키는 경우에도 강한 감마선 방출이 동반되기에 이를 감마선 폭발로 칭하기도 한다. 위의 두 사례에 비해 그 위력은 비교적 떨어지지만 우주 기준에서는 훨씬 더 자주 발생하는 현상이기 때문에 그 위험성은 충분하다. 다행히도 마그네타는 우리 은하 내에서도 매우 희귀한 천체로 태양계에 해를 입힐 만한 거리에서는 발견되지 않는다.4. 천문학 연구의 진전
감마선 폭발(GRB)이 발견되기 이전에도 천문학자들은 초신성 폭발, 중성자별 합병, 우주의 진화 및 우주 팽창 속도와 같은 현상들을 알고 있었고, 연구해왔다. 그러나 감마선 폭발의 발견과 연구는 이러한 주제들에 대해 더 깊은 이해를 제공하고, 새로운 관점을 열어준 중요한 사건이었다.4.1. 초신성 폭발
감마선 폭발은 대형 초신성의 일종인 초신성 I형과 연결될 수 있으며, 이를 통해 초신성 폭발의 일부가 GRB로 관측될 수 있음을 보여주었다. 특히, 아주 먼 거리에서 발생한 초신성을 감마선 폭발을 통해 발견할 수 있게 되었다.4.2. 중성자별 합병
중성자별의 존재와 그들의 합병 과정에 대한 이론적 이해는 GRB가 발견되기 전에도 있었다. 중성자별이 서로 충돌하거나 합병할 때( 킬로노바) 중력파를 방출할 수 있다는 이론도 오래전부터 있었다. 그러나 이를 직접 관측하거나 증명할 수 있는 명확한 증거가 부족했다. 특히 중성자별 합병이 감마선 폭발과 연결된다는 확실한 증거를 찾지 못한 상황이었다. 또한 중성자별 합병이 어떤 형태의 방출을 유발하는지에 대한 명확한 관측 증거도 없었고, 중력파가 중성자별 합병에서 발생할 것이라는 이론은 존재했지만, 이를 검증할 수 있는 방법이 없었다. 감마선 폭발의 발견은 이 모든 의문점을 한번에 해소해주었다.-
긴 GRB와 짧은 GRB
감마선 폭발은 일반적으로 긴 GRB와 짧은 GRB 두 가지 유형으로 분류된다. 긴 GRB는 보통 2초 이상 지속되며, 대개 대형 별의 초신성 폭발과 관련이 있다. 짧은 GRB는 2초 미만의 시간 동안 지속되며, 이는 중성자별 합병 또는 중성자별과 블랙홀의 합병과 같은 사건에서 발생하는 것으로 여겨진다.
-
감마선 폭발로 인한 명확한 위치 추적
짧은 GRB는 매우 높은 에너지를 방출하는 현상으로, 전자기 스펙트럼의 감마선 영역에서 아주 강력하게 관측된다. GRB의 관측은 매우 정밀한 위치 결정을 가능하게 한다. 이 위치 결정 정보는 이후 광학 망원경, X선 망원경, 전파 망원경 등을 통해 후속 관측을 수행할 수 있게 한다. 이로 인해 GRB가 발생한 정확한 위치에서 어떤 천체가 합병했는지 추적할 수 있다.
-
멀티메신저 천문학의 등장
2017년, 역사상 처음으로 중성자별 합병 사건에서 발생한 중력파(GW170817)와 짧은 GRB(GRB 170817A)가 동시에 관측되었다. 이는 중성자별 합병과 GRB의 관계를 명확히 확인해준 사건이다. 이 사건에서는 중력파 관측과 감마선 폭발을 통한 전자기파 관측이 결합되어, 중성자별 합병의 발생 위치와 시간, 그리고 결과물에 대한 정확한 정보를 제공했다. 이를 통해 중성자별 합병이 짧은 GRB를 일으킨다는 것을 알게 되었다.
-
짧은 GRB와 중성자별 합병의 관계
과학자들은 이론적으로 중성자별 합병이 감마선 폭발을 일으킬 수 있다고 예측했다. 두 중성자별이 합병할 때, 엄청난 양의 에너지가 방출되며, 이 에너지가 제트 형태로 감마선을 방출할 수 있다는 모델이 제안되었다. 이러한 이론적 연구는 짧은 GRB가 중성자별 합병과 관련이 있을 수 있다는 가능성을 제기했다. 특히 짧은 GRB는 주로 별의 형성이 거의 없는 늙은 은하에서 발생하는 것으로 관찰된다. 이는 젊고 무거운 별들이 초신성 폭발로 긴 GRB를 일으키는 것과 대조적이다. 이러한 환경은 중성자별 합병이 오래된 별의 잔해에서 발생할 가능성이 있음을 시사한다.
-
잔광(afterglow)
GRB가 발생한 후, 다양한 파장에서 발생하는 잔광(afterglow)이 관측된다. 짧은 GRB의 잔광은 중성자별 합병으로 인해 발생하는 물리적 특성과 일치하는 것으로 밝혀졌다. 특히, 짧은 GRB 잔광에서 무거운 원소의 형성을 나타내는 키로노바(Kilonova) 방출이 관측되었는데, 이는 중성자별 합병에서 예상되는 결과와 같다.
4.3. 초창기 우주와 우주의 진화
허블의 법칙과 적색편이 관측을 통해, 우주가 팽창하고 있으며, 그 기원이 빅뱅에서 시작되었다는 이론은 GRB 발견 이전부터 잘 확립되어 있었다. 또한, 우주에서 초기 별 형성과 은하 진화에 대한 연구도 진행되고 있었다. 그러나 초창기 우주에서의 천체 사건, 즉 최초의 별과 은하가 어떻게 형성되었는지에 대한 정보는 간접적인 이론적 모델에 의존하고 있었다. GRB 발견은 초기 우주의 구조와 그 진화 과정에 대한 명확한 관측적 증거를 제공했다. GRB는 매우 먼 거리에서도 관측될 수 있으며, 이를 통해 초기 우주의 별 형성과 은하 형성에 대한 새로운 데이터를 제공했다. 이는 우주의 초기 역사를 이해하는 데 중요한 도구가 되었다.4.4. 우주 팽창 속도와 우주론적 매개변수
우주의 팽창 속도는 적색편이와 거리 사다리 방법을 통해 이미 측정되고 있었다. 우주론적 매개변수, 특히 허블 상수는 GRB 발견 전에도 측정되고 있었다. 그러나 GRB 발견 이전에 우주 팽창 속도, 허블 상수는 가까운 은하들을 대상으로만 측정되었다. 우주 팽창 속도와 관련된 데이터는 대부분 평균적인 값만 제공하며, 팽창 속도의 세밀한 변화를 측정하는 데 한계가 있었다. 또한 우주가 가속적으로 팽창하고 있다는 것을 알았지만 원거리 우주에서는 이를 측정할 방법이 없었다. GRB의 발견으로 GRB의 고해상도 감마선 신호와 후속 관측을 통해, 우주 팽창 속도의 세밀한 변화를 분석하고 이해할 수 있게 되었다. GRB는 다양한 거리에서의 관측 데이터를 제공하며, 이는 팽창 속도의 시간적 변화와 공간적 차이를 연구하는데 큰 도움을 주었다. 또한 GRB의 발견으로 매우 먼 거리에서도 감마선 신호를 관측할 수 있게 되었다. 이로 인해, 우주의 초기 시점에서의 팽창 속도를 직접적으로 측정할 수 있는 새로운 방법이 생겼다. 이는 더 먼 우주에서의 팽창 속도에 대한 데이터를 제공하고, 허블 상수의 값을 더 정확히 측정할 수 있게 한다. 또한 GRB의 잔광 분석과 같은 후속 관측을 통해, 우주의 가속 팽창과 관련된 새로운 정보를 얻어냈다. GRB의 발견으로 초기 우주에서의 물질 분포와 팽창 속도 변화에 대한 정보를 얻어내면서 우주론적 매개변수 개념도 GRB 발견 이후 많이 변화하고 발전했다.5. 지구에 미치는 영향
|
|
지구멸망 또는 전지구적 생명 대멸종의 시나리오 중의 하나. 지금까지 관측된 감마선 폭발은 모두 외부은하에서 발생한 것이라 지구에 영향을 줄 수 없지만 그 발생 빈도로 보아 우리 은하계에서도 10만-1백만년에 한번 정도는 발생할 것이다. 지구가 영향을 받을 만한 가까운 감마선 폭발은 500만 년에 한번 꼴. 즉, 지구 탄생 후 약 1천 번 정도는 지구에 영향을 미칠 기회가 있었다는 것. 매우 드물지만 지구의 과거에 파멸적 영향을 받았거나 미래에 받을 확률은 충분하다.
감마선 폭발도 일종의 광원이기 때문에 같은 각도라면 그 위력이 대체로 거리의 제곱에 반비례한다. 따라서 은하계 기준으로 꽤 가까운 거리인 수천 광년 이내에서 감마선 폭발이 발생하고 재수없게 제트가 태양계를 직격할 경우 지구는 방사선 대량 피폭과 오존층 소멸로 대멸종과 같은 사태를 일으킬 수 있다. 4억 5천만년 전 오르도비스기– 실루리아기 대멸종의 원인이 이런 류의 감마선 폭발이라는 설도 있다.
만일 수천 광년 떨어진 곳에서 일어난 감마선 폭발이 당장 지구를 직격할 경우, 일단 감마선을 관측할 수 있는 페르미 감마선 망원경 뿐만 아니라 지구 궤도상에 떠 있는 위성 전부가 영향을 받을 것이다. 규격 외의 감마선 노출로 인해 일부의 연산회로들이 망가져 일부의 매우 단순한 위성을 제외하면 대부분의 위성들이 먹통이 되는 것으로 재앙의 서막이 올라가게 된다. 다만 수 초에서 수 분간 지속되는 감마선 폭발이 지구를 휩쓸고 지나간 이후에도 지상에 있는 일반인들은 당장 무슨 일이 벌어졌는지 알지 못할 가능성이 높은데, 감마선 자체는 지구 대기를 통과하면서 대부분이 흡수될 것이기 때문이다. 따라서 지상에서는 일시적으로 약한 자외선 증가가 관측될 뿐 아무 이상이 없는 것처럼 보일 것이다.
하지만 가장 큰 문제는 지구 대기 상층부에서 발생한다. 지구 대기를 이루는 대표적인 원소인 질소와 산소 분자들은 감마선을 흡수하면서 원자로 쪼개지게 되는데, 이들이 재결합하면서 일산화질소, 이산화질소가 다량 생성된다. 이 새로 생겨난 분자들은 성층권에 위치한 오존층을 파괴시키는 촉매 역할을 한다. 대략 50% 이상의 오존층이 감마선의 영향으로 파괴될 것이며, 이는 지상에서 최소 수 배 이상 강해진 자외선의 결과로 나타난다. 이로 인해 지상에 사는 생명체들은 태양 자외선에 직접적으로 노출될 것이다. 또한 대기 상층부에서 만들어진 이산화질소의 일부분이 지상으로 내려와 산성비와 광화학 스모그를 만들 수도 있다. 그 규모는 예상하기 어려우나, 전 지구적인 영향을 끼칠 가능성이 높다. 이 경우 생존은 가능하겠지만 강력해진 자외선이 주요 산업과 보건에 부정적인 영향을 끼쳐 인류 사회가 장기간 어려움을 겪을 수 있다.
실제로 지구가 서기 774년, 또는 775년[8]에 3천~1만 2천 광년 거리에서 일어난 감마선 폭발에서 유래된 것으로 추정되는 강력한 방사선에 피폭된 적이 있다고 한다. 다만 유의미한 파괴력을 가지진 못해서 당시 사람들에게에는 별다른 이상 현상이 보이지 않았을 것이고, 실제로 당시의 역사 기록에는 별다른 이야기가 없다. 만약 이런 상황이 현대에 발생했다면 인공위성들이 손상되었을 것이라고 한다. 2013년 보도
태양과 수십 광년 정도로 매우 근접한 이웃 항성에서 감마선 폭발이 날아올 경우엔 순수 복사 에너지만으로 지구 전체가 불덩어리가 될 수도 있다. 다행히 일단 현재 태양 주변에는 이러한 폭발을 일으킬 만한 별이 없다.
감마선 폭발이 페르미 역설의 답이 될 수 있다는 주장도 있다. 우주의 과거에는 별이나 은하의 밀도가 높고 활동이 활발했으므로 감마선 폭발이나 그 피폭 빈도가 높았을 것이다. 그러니 생명이 발생하더라도 지적문명이 발생하기 이전에 감마선 폭발에 직격을 맞아 멸종하거나 괴멸적 타격을 입을 빈도가 높아서 지적문명이 발생하지 못했거나 드물었다는 것. 130억년 우주의 역사의 후기에 들어와서야 비로소 활동이 줄어들며 감마선 폭발의 빈도가 낮아져 지구처럼 수십억년 이상 생명이 안정적으로 발전하고 마침내 지적문명을 만들만큼 안전한 기간이 길어졌다는 것이다. 그래서 지구보다 일찍 문명이 발전해서 성간 여행을 할만한 외계 행성 문명이 아직은 그리 흔하지 않다는 주장이다.
6. 여담
인류가 관측한 감마선 폭발 중에서 GRB 080319B는 무려 75억 광년 거리에서 5.7등급[9]의 밝기를 30초간 지속시켜 인류가 육안으로 관찰 가능했던 가장 먼 천체의 기록을 세웠다. 현재 인류가 반영구적으로 육안 관측이 가능한 가장 먼 천체는 삼각형자리 은하인데[10]약 300만 광년 거리에서 비슷한 밝기를 보이므로 그야말로 아득한 차이다.현재 관측된 가장 먼 거리에서 온 감마선 폭발의 빛은 GRB 090423으로, 무려 132억 년 전에 발생하여 131억 년의 시간 끝에 우리 은하에 도달하여 관측 되었다. 현재 이 감마선 폭발이 발생한 위치는 우리 은하에서 약 300.66억 광년이라는 아득한 먼 거리에 있다.
2022년에는 지구에서 24억 광년 정도 떨어진 GRB 221009A의 감마선 폭발[11]을 관측했다고 밝혔다. # 100년만에 가장 밝은 감마선 폭발이라고 밝혔으며, 이로 인하여 지구의 오존층이 파괴 되었으나 몇분 후 다시 복구되었다. 일각에서는 블랙홀의 탄생을 의심하고 있다.
7. 관련 문서
[1]
정확성을 높이기 위해 센서를 여러 개 붙이고 위성도 몇 개씩 쏘아본 것이다.
[2]
사실 태양에 매우 근접한 천체가 일으키는 현상이라는 다른 선택지가 있었다. 태양 주변의 극히 가까운 곳에서
마이크로 블랙홀이 증발하면
감마선 폭발과 비슷한 현상이 나타날 수 있는 것. 다만 실제 외부은하가 위치한 곳에서 발생한다고 확인되었기 때문에 현재는 기각된 설이다.
[3]
태양이 일생 동안 방출하는 총 에너지는 약 10^44J이다. 감마선 폭발 1초간 방출하는 에너지는 약 10^44 ~ 10^47J이다.
[4]
애초에 감마선 폭발 말고는 감마선을 볼 수 있는 경우가 워낙 제한적이다. 대부분의 감마선은 별의 중심에서
핵융합으로 생성되지만 별의 대기를 거치면서 더 에너지가 낮은 빛으로 전환돼서 직접 볼 일이 없다. 당장 지구와 가장 가까운 항성인
태양부터 그렇고.
[5]
정확히 얘기하자면 모든 물질의 속력은 진공에서의 빛의 속력을 넘을 수 없다. 다만, 빛의 위상속도는 무슨 매질을 통과하냐에 따라 가변적인데, 진공에서의 빛의 속력이 초속 30만 km라면, 물 속에서는 빛의 위상속도가 초속 22만 4천 km이다. 그래서 물 속에서 빛의 위상속도보다 빠르게 통과하는 물질이 전기장의 작용으로 입자의 궤적에 따라 유전분극이 일어나게 되고, 이 유전분극이 원래 상태로 되돌아갈 때 이 에너지를 전자파로 복사하는데 이게 체렌코프 현상이다.
[6]
#,
#
[7]
대놓고 중성자별 둘이서 돌면서 접근하며 충돌한다. 이때 가까워질수록 공전속도가 더 빨라지는 건 덤. 위의 영상 40초 부분 참고.
[8]
신라
혜공왕 10 - 11 년
[9]
절대등급이 무려 -38.61이다(!)
[10]
이 폭발이
삼각형자리 은하에서 일어났다면 겉보기 등급이 -11.6 정도 될 것이다. 달보다 약간 낮은 정도.
[11]
#