초신성 [supernova, 超新星]
)가 평상시에 비해 수십만에서 수억 배까지 순식간에 증가하는 별.
이 이름은 다른 종류의 폭발별인 신성 (新星)으로부터 유래했다. 초신성은 몇 가지 점에서 신성과 비슷하다. 둘 다 급격히 밝아져서 몇 주 동안 지속되다가 천천히 어두워진다는 점이 특징이다. 분광학적으로 청색이동된 방출선(放出線)이 나타나는데, 이는 고온의 가스가 밖으로 분출된다는 것을 암시한다. 그러나 초신성 폭발은 신성의 폭발과는 달리 에너지를 발생시키며 활동하는 별로서의 일생을 마감하며 격변하는 사건이다. 별이 '초신성으로 진화'할 때, 이러한 단 한번의 에너지 폭발에 의해 태양의 수배 정도 되는 상당히 많은 양의 물질이 우주 공간으로 방출되는데, 이러한 과정을 통해 폭발하는 별은 수억 개의 별로 이루어진 우리은하의 전체밝기 정도 되는 빛을 낼 수 있다.
역사적으로 초신성은 단지 7개만이 기록되어 있다. 가장 유명한 것은 1054년에 발견된 것으로, 황소자리의 뿔에 해당하는 위치에서 나타났다. 오늘날 이 폭발의 잔해는 게성운으로 보이는데, 이 성운은 불규칙한 형태로 밖으로 흩어지며 작열하는 가스 분출물과 중심영역에 펄서 라고 하는 빠르게 자전하면서 맥동(脈動)하는 중성자별로 이루어져 있다(→ 색인 : 펄서). 1054년의 초신성은 한국과 중국의 관측자들에 의해 기록되었으며, 애리조나와 뉴멕시코에서 발견된 암석벽화에 나타난 것처럼 남서부 아메리카 인디언들도 보았던 것 같다. 대낮에도 볼 수 있을 정도로 밝았으며, 이렇게 높은 광도는 몇 주 동안 지속되었다. 다른 유명한 초신성은 185, 393, 1006, 1181, 1572, 1604년에 지구에서 관측된 것으로 알려져 있다. 1604년의 초신성 이후 가장 가까우면서 가장 쉽게 관측된 초신성은 1987년 2월 24일 밤에 캐나다의 천문학자 아이언 K. 셴턴이 칠레에 있는 천문대에서 일하고 있는 동안 최초로 목격했다. SN 1987A로 명명된 이 초신성은 전에는 극히 어두운 천체였지만, 단지 몇 시간 만에 4.5등급이 되어 육안으로도 볼 수 있게 되었다. 새로 나타난 이 초신성은 약 16만 3,000광년 거리의 대마젤란운(Large Magellanic Cloud/LMC)에 있다. 이 천체는 즉시 남반구 전역의 천문학자들에 의해 집중적으로 관측되었다. SN 1987A의 밝기는 5월에 약 3등급으로 절정에 달했으며 그뒤로 천천히 어두워졌다.
초신성은 폭발하는 방법에 따라 크게 초신성Ⅰ(이하 Ⅰ형)과 초신성Ⅱ(이하 Ⅱ형)로 나눈다. Ⅱ형과 연관된 이른바 고전적인 과정에 의하면, 최소한 태양 질량의 8배 정도 되는 매우 무거운 별이 생애의 마지막 단계에서 초신성으로 진화한다는 것이다. 초신성단계에 이르기 전에, 별은 수소나 헬륨과 같은 가벼운 원소들을 압축하고 가열하여 연속적으로 무거운 원소로 바꾸는 과정(즉 핵융합 과정)에 의해 중심핵이나 그 근처에서 방출되는 핵 에너지로부터 빛을 낸다. 그러나 철보다 무거운 원소가 형성될 때는 에너지를 방출하기보다 오히려 흡수하며, 에너지를 더이상 이용할 수 없기 때문에 늙고 무거운 별의 중심에서 철 중심핵이 만들어진다. 철 중심핵의 질량이 너무 크면, 내부 핵융합 반응에 의한 바깥 방향의 폭발력이 자체중력에 의한 엄청나게 큰 인력(引力)을 이기지 못하게 되어 별 자체가 유지되지 못한다. 결과적으로 별의 중심핵을 구성하는 원자핵이 자유전자가 뭉쳐져 단단하고 빠르게 회전하는 핵이 될 때까지 별의 중심핵은 붕괴된다. 이 중심핵은 거의 전체가 중성자(中性子)로 이루어지는데, 지름이 10㎞밖에 안 되는 크기로 압축되지만 질량은 태양의 수배 정도 된다. 이 극히 높은 밀도의 물질은 찻숟가락 하나 정도의 양이라도 지구에서는 500억t이나 된다(→ 색인 : 중성자별).
물질이 별의 바깥층으로부터 안으로 떨어진 뒤 붕괴가 멈추면, 갑자기 표면이 단단해지는 중심핵으로부터 유입 가스가 다시 튀어나가고, 이때 초신성 폭발이 발생된다. 이 충돌로부터 발생하는 충격파가 밖으로 전달되면서 별의 외부 가스층을 날려버린다. 폭발에 의해 밖으로 날아간 물질의 양은 폭발하는 별의 질량에 좌우된다. 어떤 경우에는 중심핵의 붕괴가 너무 커서 내파(內破)되는 별이 중성자별보다 더 작고 밀도가 더 높은 천체(즉 검은구멍 )로 압축된다. 떨어지는 물질은 심지어 빛조차 빠져나올 수 없을 정도로 강한 중력장을 가진 검은구멍 안으로 사라지지만, 별 전체가 검은구멍 안으로 빨려들어 가지는 않는다. 왜냐하면 떨어지는 별의 포피의 대부분은 일시적으로 형성된 회전하는 중성자 중심핵에 의해 다시 튀겨나가거나 중심핵의 중심을 지나면서 흩어지기 때문이다.
Ⅰ형의 폭발과정에는 몇 가지 불확실한 것이 있지만 관측 자료를 바탕으로 최근에야 설명할 수 있게 되었다. Ⅰ형이 폭발하는 순간의 과정은 Ⅱ형에서 일어나는 과정과 비슷한 것 같다. 즉 붕괴하는 중심핵이 갑자기 단단해져서 낙하물질을 되튀긴다는 것이다. 그러나 Ⅰ형에서 다른 점은 태양 질량의 4~8배밖에 안 되는 더 가벼운 별에서 진화한다는 것이다. 이러한 종류의 초신성은 쌍성계(雙星系)에서 극히 무거운 백색왜성(白色矮星)이 동반성인 적색거성(赤色巨星)으로부터 많은 물질을 끌어들여 붕괴되어 중성자 중심핵으로 될 때 일어난다. Ⅰ형의 경우 낙하물질이 적다. 결론적으로 중심핵 표면 근처에서 낙하물질이 되튀는 동안 형성되는 니켈-56과 같은 방사성 원소는 상층 물질을 통하여 밖으로 방출될 수 있다. 더욱이 니켈-56이 코발트-56으로 붕괴된 뒤 계속해서 철-56으로 붕괴할 때, 상당량의 에너지가 방출된다. 이 에너지는 폭발 후 몇 주 동안 방출되는 대부분의 빛의 발생원이다. 초신성 폭발은 엄청난 양의 전자기복사뿐만 아니라 우주선(宇宙線)과 태양계의 일부를 구성하는 많은 중원소를 방출한다. 최근의 관측에 의하면, 이러한 분출물질과 근처에 있는 성운(가스 및 티끌 구름)이 충돌할 때, 특정 영역의 성운이 중력에 의해 충분히 압축되면 별과 행성이 형성된다는 것이 알려졌다. 이렇게 새로 탄생한 항성체와 행성체에는 성운물질과 초신성에서 분출된 중원소 모두가 포함된다. 더욱이 화성·목성 궤도 사이에 있는 소행성대(小行星帶)에 있는 운석의 동위원소는 약 46억 년 전에 발생된 하나 또는 그 이상의 초신성에 의해 태양계가 형성되기 시작했다는 것을 암시한다.