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超新星
本詞條是多義詞，共7個(gè)義項(xiàng)
恒星演化過程中的一個(gè)階段
超新星爆發(fā)是某些恒星在演化接近末期時(shí)經(jīng)歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸度極其明亮，過程中所突發(fā)電磁輻射經(jīng)常能夠照亮其所在的整個(gè)星系，并可持續(xù)幾周至幾個(gè)月（一般最多是兩個(gè)月）才會(huì)逐漸衰減變?yōu)椴豢梢姟?/span>在這段期間內(nèi)一顆超新星所輻射的能量可以與太陽(yáng)在其一生中輻射能量的總和相媲美。恒星通過爆炸會(huì)將其大部分甚至幾乎所有物質(zhì)以可高至十分之一光速的速度向外拋散，并向周圍的星際物質(zhì)輻射激波。這種激波會(huì)導(dǎo)致形成一個(gè)膨脹的氣體和塵埃構(gòu)成的殼狀結(jié)構(gòu)，這被稱作超新星遺跡。
超新星是星系引力波潛在的強(qiáng)大來(lái)源。初級(jí)宇宙射線中來(lái)自超新星的占了很大的比例。超新星比新星活動(dòng)性更劇烈。超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語(yǔ)中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現(xiàn)的亮，super-是為了將超新星和一般的新星有所區(qū)分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個(gè)名詞是沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在1931年提出的。
2016年1月，中國(guó)科學(xué)家觀測(cè)到最強(qiáng)超新星，是太陽(yáng)亮度5700億倍。
基本信息
| 中文名 | 超新星 |
| 外文名 | Supernova |
| Ia爆發(fā)質(zhì)量 | 1.44M⊙ |
| Ⅱ爆發(fā)質(zhì)量 | ＞8M⊙ |
| 學(xué)科 | 天文學(xué)， 天體物理學(xué) |
| 拼音 | chāo xīn xīng |
收起
觀測(cè)歷史
依巴谷觀測(cè)恒星的興趣可能和觀測(cè)到一顆超新星有關(guān)。人類最早的觀測(cè)超新星紀(jì)錄是中國(guó)天文學(xué)家于公元185年看見的SN 185，有記載的最亮超新星是SN 1006。對(duì)此，中國(guó)和伊斯蘭天文學(xué)家都有詳細(xì)的記述。人們觀測(cè)次數(shù)最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星云。超新星SN 1572和SN 1604是目前為止以裸眼觀測(cè)到的最后兩顆銀河系內(nèi)的超新星，這些超新星的發(fā)現(xiàn)對(duì)歐洲天文學(xué)的發(fā)展有顯著的影響，因?yàn)檫@些發(fā)現(xiàn)被用來(lái)反駁在月球和行星之外是不變的亞里士多德宇宙觀點(diǎn)。約翰·開普勒在超新星SN 1604達(dá)到亮度峰值的1604年10月17日觀測(cè)到它，并且在此期間一直估計(jì)它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。它是那個(gè)時(shí)代人們所觀測(cè)到的第二顆超新星（繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之后）。
由于望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展，人們能觀測(cè)到超新星的區(qū)域不只在銀河系內(nèi)，已擴(kuò)大到其他的星系。在1885年觀察到仙女座星系的超新星仙女座S。美國(guó)天文學(xué)家魯?shù)婪颉らh可夫斯基和弗里茨·茲威基在1941年開啟了現(xiàn)代的超新星分類計(jì)劃。在1960年代，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)超新星爆炸期間的最大強(qiáng)度可以作為天文距離的標(biāo)準(zhǔn)燭光，從而測(cè)量出天體的距離。最近，觀測(cè)到一些遙遠(yuǎn)的超新星比預(yù)期的黯淡，這種現(xiàn)象支持了宇宙加速膨脹的觀點(diǎn)。為重建沒有書面紀(jì)錄的超新星觀測(cè)，人們開發(fā)了新技術(shù)以觀測(cè)超新星。從超新星仙后座A的爆發(fā)日期，人們偵測(cè)到來(lái)自星云的回光事件。人們從對(duì)其溫度的測(cè)量和來(lái)自鈦-44的γ射線衰變，估計(jì)出超新星遺跡RX J0852.0-4622的年齡。在2009年，通過匹配南極冰沉積物的硝酸含量，人們了解了過去超新星事件發(fā)生的時(shí)間。
歷史上的發(fā)現(xiàn)
- 1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆發(fā)，它可能是有史以來(lái)人們記錄到的視亮度最高的超新星，據(jù)推斷其亮度達(dá)到了-9等。據(jù)現(xiàn)代天文學(xué)家推測(cè)：“在1006年的春天，人們甚至有可能能夠借助它的光芒在半夜閱讀?！痹谥袊?guó)歷史上的宋朝時(shí)期，這顆超新星由司天監(jiān)周克明等人發(fā)現(xiàn)，因而將它稱作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中記載為：“景德三年四月戊寅，周伯星見，出氐南，騎官西一度，狀如半月，有芒角，煌煌然可以鑒物，歷庫(kù)樓東。八月，隨天輪入濁。十一月復(fù)見在氐。自是，常以十一月辰見東方，八月西南入濁。”
- 1054年7月4日：產(chǎn)生蟹狀星云的一次超新星爆發(fā)，這次客星的出現(xiàn)被中國(guó)歷史上宋朝的天文學(xué)家詳細(xì)記錄，《續(xù)資治通鑒長(zhǎng)編》卷一七六中載：“至和元年五月己酉，客星晨出天關(guān)之東南可數(shù)寸（嘉祐元年三月乃沒）?！比毡尽?/span>美洲原住民也有觀測(cè)的記錄。
- 1885年8月19日：位于仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被愛爾蘭業(yè)余天文學(xué)家艾薩克·瓦德（Issac Ward）在貝爾法斯特發(fā)現(xiàn)，這是人類首次發(fā)現(xiàn)河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中發(fā)現(xiàn)的唯一一顆超新星。
- 2006年9月18日：距地球2.38億光年的超新星SN 2006gy爆發(fā)（曾被假設(shè)是不穩(wěn)定對(duì)超新星，但沒有得到證實(shí)），是有史以來(lái)觀測(cè)到的最強(qiáng)烈的超新星爆發(fā)。
首次發(fā)現(xiàn)
在20世紀(jì)30年代，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在威爾遜山天文臺(tái)時(shí)，起初的工作相信這只是一種新類型的新星?！俺滦牵╯uper-novae）”這個(gè)名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學(xué)院的一場(chǎng)演講中首度被使用，然后在1933年在美國(guó)物理學(xué)會(huì)的會(huì)議中被大眾使用。1938年，連字號(hào)被取消，成為現(xiàn)代出現(xiàn)和使用的形式。因?yàn)槌滦鞘且环N在星系中相對(duì)罕見的事件，在銀河系大約每世紀(jì)只發(fā)生三次，要獲得好的研究樣本，就需要定期監(jiān)視許多星系。
星系中的超新星在通常情況下，它們被發(fā)現(xiàn)時(shí)，都已經(jīng)發(fā)生了?？茖W(xué)上對(duì)超新星最感興趣的是距離測(cè)量——例如，作為標(biāo)準(zhǔn)燭光——需要觀察其峰值亮度。因此，至關(guān)重要的是及早發(fā)現(xiàn)它們，最好能在達(dá)到最大亮度之前。業(yè)余天文學(xué)家的人數(shù)遠(yuǎn)遠(yuǎn)的多于專業(yè)天文學(xué)家，在尋找超新星上發(fā)揮了很大的作用。通常，通過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)一些鄰近的星系，比較早些時(shí)候的照片來(lái)發(fā)現(xiàn)。
在20世紀(jì)結(jié)束的時(shí)候，越來(lái)越多的天文學(xué)家改用電腦控制的望遠(yuǎn)鏡和CCD發(fā)現(xiàn)超新星。業(yè)余天文愛好者也喜歡這種裝置，也有專業(yè)的設(shè)置，例如卡茨曼自動(dòng)成像望遠(yuǎn)鏡。最近，超新星早期預(yù)警系統(tǒng)專案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已經(jīng)開始使用網(wǎng)絡(luò)的中微子探測(cè)器來(lái)對(duì)超新星提出早期預(yù)警。中微子是一種微粒，在超新星爆炸時(shí)會(huì)大量產(chǎn)生，并且它們不會(huì)被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。
歷史起源
根據(jù)認(rèn)識(shí)，超新星爆發(fā)事件就是一顆大質(zhì)量恒星的“暴死”。對(duì)于大質(zhì)量的恒星，如質(zhì)量大于8倍太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，由于質(zhì)量巨大，在它們演化到后期時(shí)，當(dāng)核心區(qū)硅聚變產(chǎn)物-鐵-56積攢到一定程度時(shí)，往往會(huì)發(fā)生大規(guī)模的爆發(fā)。這種爆炸就是超新星爆發(fā)。現(xiàn)已證明，1572年和1604年的新星都屬于超新星。在銀河系和許多河外星系中都已經(jīng)觀測(cè)到了超新星，總數(shù)達(dá)到數(shù)百顆?？墒窃跉v史上，人們用肉眼直接觀測(cè)到并記錄下來(lái)的超新星，卻只有6顆。
超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語(yǔ)中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現(xiàn)的亮星（其實(shí)原本即已存在，因亮度增加而被認(rèn)為是新出現(xiàn)的）；前綴super-是為了將超新星和一般的新星相區(qū)分，也表示了超新星具有更高的亮度，以及更稀少的分布和不同的形成機(jī)制。根據(jù)韋氏詞典，supernova一詞最早在1926年見于出版物中。
已知存在的超新星有幾種不同類型，但其形成機(jī)制都來(lái)自兩種情形之一：通過核聚變產(chǎn)生能量的過程終止或突然啟動(dòng)。當(dāng)一個(gè)衰老的大質(zhì)量恒星核無(wú)法再通過熱核反應(yīng)產(chǎn)生能量時(shí)，它有可能會(huì)通過引力坍縮的過程坍縮為一個(gè)中子星或黑洞。引力坍縮所釋放的引力勢(shì)能會(huì)加熱并驅(qū)散恒星的外層物質(zhì)。另一種形成機(jī)制為一顆白矮星可能會(huì)從其伴星那里獲取并積累物質(zhì)（通常是通過吸積，少數(shù)通過合并）從而提升內(nèi)核的溫度，以至能夠?qū)⑻荚攸c(diǎn)燃并由此導(dǎo)致熱失控下的核聚變，最終將恒星完全摧毀。當(dāng)質(zhì)量超過錢德拉塞卡極限（約為1.44倍太陽(yáng)質(zhì)量）的恒星內(nèi)部的核聚變爐無(wú)法提供足夠的能量時(shí)，恒星將走向坍縮；而當(dāng)吸積過程中的白矮星質(zhì)量達(dá)到這一極限時(shí)它們將會(huì)質(zhì)量過高而燒毀。需要注意的是，白矮星還會(huì)通過碳氮氧循環(huán)在其表面形成一種與上述有所不同的并且規(guī)模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認(rèn)為質(zhì)量小于9倍太陽(yáng)質(zhì)量左右的恒星在經(jīng)歷引力坍縮的過程后是無(wú)法形成超新星的。
發(fā)現(xiàn)過程
由于在一個(gè)星系中超新星是很少見的事件，銀河系大約每隔50年發(fā)生一次，為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測(cè)許多星系。
在其他星系的超新星無(wú)法準(zhǔn)確地預(yù)測(cè)。通常情況下，當(dāng)它們被發(fā)現(xiàn)時(shí)，過程已經(jīng)開始。對(duì)超新星最有科學(xué)意義的研究（如作為標(biāo)準(zhǔn)燭光來(lái)測(cè)量距離）需要觀察其峰值亮度。因此，在它們達(dá)到
峰值之前發(fā)現(xiàn)他們非常重要。業(yè)余天文學(xué)家的數(shù)量大大超過了專業(yè)天文學(xué)家，他們通常通過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀察一些較近的星系，并和以前的圖片相比較，在尋找超新星方面發(fā)揮了重要的作用。
超新星
到20世紀(jì)末期，天文學(xué)家越來(lái)越多轉(zhuǎn)向用計(jì)算機(jī)控制的天文望遠(yuǎn)鏡和CCD來(lái)尋找超新星。這種系統(tǒng)在業(yè)余天文學(xué)家中很流行，同時(shí)也有較大的設(shè)施，如卡茨曼自動(dòng)成像望遠(yuǎn)鏡（KAIT）。中微子是超新星爆炸時(shí)產(chǎn)生的大量的次原子粒子，并且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。
超新星的搜尋分為兩大類：一些側(cè)重于相對(duì)較近發(fā)生的事件，另一些則尋找更早期的爆炸。由于宇宙的膨脹，一個(gè)已知發(fā)射光譜的遠(yuǎn)程對(duì)象的距離可以通過測(cè)量其多普勒頻移（或紅移）來(lái)估計(jì)。平均而言，較遠(yuǎn)的物體比較近的物體以更大速度減弱，因此具有更高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其邊界約為z = 0.1–0.3之間——其中z是頻譜頻移的無(wú)量綱量度。
高紅移的搜尋通常涉及到對(duì)超新星光度曲線的觀測(cè)，這對(duì)于生成哈勃圖以及進(jìn)行宇宙學(xué)預(yù)測(cè)所用的標(biāo)準(zhǔn)或校準(zhǔn)燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實(shí)用價(jià)值，并可用于研究超新星周圍的物理與環(huán)境。低紅移也可用于測(cè)定近距端的哈勃曲線，這是用來(lái)描述可見的星系距離與紅移之間的關(guān)系曲線，參見哈勃定律。
2011年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)公布：美國(guó)教授佩爾馬特、美澳雙國(guó)籍教授布萊恩·施密特和美國(guó)教授黎斯3人獲獎(jiǎng)，他們通過研究超新星發(fā)現(xiàn)宇宙正加速膨脹、變冷，稱整個(gè)宇宙最終可能變成冰。醫(yī)學(xué)獎(jiǎng)首次頒給已故學(xué)者?；瘜W(xué)獎(jiǎng)、和平獎(jiǎng)、文學(xué)獎(jiǎng)、經(jīng)濟(jì)學(xué)獎(jiǎng)等獎(jiǎng)項(xiàng)將陸續(xù)公布。2011年的諾貝爾獎(jiǎng)獎(jiǎng)金仍為1000萬(wàn)瑞典克朗(約合146萬(wàn)美元)。
2011年11月，美國(guó)美國(guó)國(guó)家航空暨太空總署（NASA）利用望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行新的紅外線觀測(cè)，已經(jīng)證實(shí)中國(guó)東漢時(shí)期記載的天有異象，客星侵主，是第一次有記載的超新星爆炸。
2016年3月，由美國(guó)圣母大學(xué)天文學(xué)家彼得·加爾納維切領(lǐng)導(dǎo)的科研小組用了3年時(shí)間分析開普勒所觀測(cè)的50萬(wàn)億顆恒星的光譜，結(jié)果找到兩顆超新星，其中一顆名為KSN 2011a，大小相當(dāng)于近300個(gè)太陽(yáng)，距地球約7億光年；另一顆名為KSN 2011d，大小相當(dāng)于約500個(gè)太陽(yáng)，距地球約12億光年。
加爾納維切在一份聲明中說：“激波暴的閃光可持續(xù)約1小時(shí)，因此要捕捉到一次這種閃光，要么是運(yùn)氣特別好，要么得持續(xù)不斷地觀測(cè)數(shù)以百萬(wàn)計(jì)的恒星?！泵绹?guó)航天局的聲明則將這一發(fā)現(xiàn)稱為天文觀測(cè)上的一個(gè)“里程碑”。
中國(guó)發(fā)現(xiàn)
2010年，星明天文臺(tái)業(yè)余天文學(xué)家孫國(guó)佑與高興在NGC5430星系發(fā)現(xiàn)了一顆新爆發(fā)的超新星，后經(jīng)著名的帕洛瑪山天文臺(tái)確認(rèn)為Ic型超新星，編號(hào)PTFacbu，這也是大陸天文愛好者發(fā)現(xiàn)的首顆超新星。
2011年4月26日，星明天文臺(tái)業(yè)余天文學(xué)家金彰偉與高興發(fā)現(xiàn)超亮超新星，2011by，其極大值達(dá)到12.5星等，是2011年最亮的超新星，比較罕見。
2015年9月12日10時(shí)，合肥市五年級(jí)學(xué)生廖家銘通過新疆南山縣星明天文臺(tái)的望遠(yuǎn)鏡，發(fā)現(xiàn)一顆疑似超新星，如果經(jīng)光譜證實(shí)其確系超新星，10歲的廖家銘，將成為全球發(fā)現(xiàn)超新星年紀(jì)最小的人之一。
2016年1月，一支由中國(guó)科學(xué)家?guī)ьI(lǐng)的國(guó)際團(tuán)隊(duì)或發(fā)現(xiàn)了有史以來(lái)最強(qiáng)大的超新星爆發(fā)。1月14日，該團(tuán)隊(duì)在美國(guó)俄亥俄州立大學(xué)發(fā)布聲明說，最新發(fā)現(xiàn)的這個(gè)超新星亮度是太陽(yáng)的5700億倍，比銀河系中所有恒星加起來(lái)還要亮20倍。
形成原因
超新星
出現(xiàn)超新星爆發(fā)這樣的宇宙級(jí)“暴力事件”概率有多大呢？雖然在每個(gè)星系中這一概率是很小的，但由于能觀測(cè)到很多河外星系，所以在每年中都能觀測(cè)到相當(dāng)多的河外超新星事件。可是，從1604年以來(lái)，在我們銀河系中還沒有再次觀測(cè)到超新星。這可能是因?yàn)橛钪鎵m埃的存在遮擋住了出現(xiàn)在銀河系的某個(gè)角落中的超新星的光芒。
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命名慣例
當(dāng)國(guó)際天文聯(lián)合會(huì)收到發(fā)現(xiàn)超新星的報(bào)告后，他們都會(huì)為它命名。名字是由發(fā)現(xiàn)的年份和一至兩個(gè)拉丁字母所組成：一年中首先發(fā)現(xiàn)的26顆超新星會(huì)用從A到Z的大寫字母命名，如超新星1987A就是在1987年發(fā)現(xiàn)的第一顆超新星；而第二十六以后的則用兩個(gè)小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業(yè)和業(yè)余天文學(xué)家每年能發(fā)現(xiàn)幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發(fā)現(xiàn)的最后一顆超新星為SN 2005nc，表示它是2005年發(fā)現(xiàn)的第367顆超新星。
歷史上的超新星則只需要按所發(fā)現(xiàn)的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（開普勒超新星）。自1885年起開始使用字母命名，即使在那一年只有一顆超新星被發(fā)現(xiàn)（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時(shí)也可以省略。
上面說的都是常見得命名，還有些大家不熟悉的，有4個(gè)大型天文臺(tái)的發(fā)現(xiàn)不用上報(bào)國(guó)際天文聯(lián)合，他們分別是Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。這4大天文臺(tái)都有獨(dú)立的超新星命名規(guī)則，有時(shí)候一些發(fā)現(xiàn)也會(huì)有得到常規(guī)命名，或者用個(gè)超新星的坐標(biāo)來(lái)表示，再或者有些超新星都不會(huì)有命名。如世界著名的帕洛瑪山天文臺(tái)的Palomar Transient Factory發(fā)現(xiàn)的超新星，都以PTF為開頭，我國(guó)天文愛好者孫國(guó)佑和高興發(fā)現(xiàn)的大陸首顆業(yè)余超新星，就獲得了帕洛瑪山天文臺(tái)給予的編號(hào)PTF10acbu。
主要分類
天文學(xué)家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來(lái)分成數(shù)個(gè)類型：
超新星
●I型超新星：沒有氫吸收線A
●Ib型超新星：沒有氫吸收線，有氦吸收線
●Ic型超新星：沒有氫、氦、硅吸收線
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II型超新星
II-P超新星在光度曲線上有一個(gè)“高原區(qū)”。
II-L超新星 光度曲線（星等對(duì)時(shí)間的改變，或光度對(duì)時(shí)間呈指數(shù)變化）呈“線性”的衰減。
如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會(huì)被歸入I型，不然就是II型。一個(gè)類型可根據(jù)其他元素的吸收線再細(xì)分。天文家認(rèn)為這些觀測(cè)差別代表這些超新星不同的來(lái)源。他們對(duì)II型的來(lái)源理論滿肯定，但是雖然天文有一些意見解釋I型超新星發(fā)生的方法，這些意見比較不肯定。
Ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源于到達(dá)或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發(fā)。一個(gè)可能性是那白矮星是處于一個(gè)密近雙星系統(tǒng)中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質(zhì)，直至它的質(zhì)量到達(dá)錢德拉塞卡極限。那時(shí)候電子簡(jiǎn)并壓力再不足以抵銷星體本身的引力，塌縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最后核融合反應(yīng)所產(chǎn)生沖擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產(chǎn)生的機(jī)制很相似，只是新星所對(duì)應(yīng)的白矮星未達(dá)錢德拉塞卡極限，不會(huì)發(fā)生碳氧核反應(yīng)，爆發(fā)所產(chǎn)生的能量是來(lái)自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應(yīng)。
亮度的突然增加是由爆發(fā)中釋放的能量所提供的，爆發(fā)以后亮度不會(huì)即時(shí)消失，而是會(huì)在一段長(zhǎng)時(shí)間中慢慢地下降，那是因?yàn)榉派湫遭捤プ兂设F而放出能量。
Ib超新星有氦的吸收線，而Ic超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學(xué)家對(duì)它們產(chǎn)生的機(jī)制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結(jié)束它們的生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經(jīng)失去了氫（Ic則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib超新星可能是沃爾夫－拉葉型恒星塌縮的結(jié)果。
如果一顆恒星的質(zhì)量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因?yàn)殍F原子的比結(jié)合能已經(jīng)是所有元素中最高的，把鐵融合是不會(huì)釋放能量，相反的能量反而會(huì)被消耗。當(dāng)鐵核心的質(zhì)量到達(dá)錢德拉塞卡極限，它就會(huì)即時(shí)衰變成中子并塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子將爆發(fā)的一部份能量傳到恒星的外層。當(dāng)鐵核心塌縮時(shí)候所產(chǎn)生的沖擊波在數(shù)個(gè)小時(shí)后抵達(dá)恒星的表面時(shí)，亮度就會(huì)增加，這就是II型超新星爆發(fā)。而視乎核心的質(zhì)量，它會(huì)成為中子星或黑洞。
II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時(shí)性的平坦地區(qū)，II-L則無(wú)），爆發(fā)的基本原理沒有太大差別。
還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發(fā)現(xiàn)象。超超新星指一些質(zhì)量極大恒星的核心直接塌縮成黑洞并產(chǎn)生了兩股能量極大、近光速的噴流，發(fā)出強(qiáng)烈的伽傌射線。這有可能是導(dǎo)致伽瑪射線暴的原因。
I型超新星一般都比II型超新星亮。
超新星
（下圖）在一個(gè)大質(zhì)量、演變的恒星（a）元素成洋蔥的殼層狀進(jìn)行融合，形成鐵芯（b）并且達(dá)到錢德拉塞卡質(zhì)量和開始塌縮。核心的內(nèi)部被壓縮形成中子（c），造成崩落的物質(zhì)反彈（d）和形成向外傳播的沖擊波（紅色）。沖積波開始失去作用（e），但是中微子的加入使交互作用恢復(fù)活力。周圍的物質(zhì)被驅(qū)散（f），留下的只有被簡(jiǎn)并的殘骸。
當(dāng)前模型
Ia型
這一類的超新星的形成途徑有多種，但這些途徑都共有一個(gè)相同的內(nèi)在機(jī)制：如果一個(gè)以碳-氧[nb 2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質(zhì)并達(dá)到了約為1.38倍太陽(yáng)質(zhì)量的錢德拉塞卡極限（對(duì)于一個(gè)不發(fā)生自轉(zhuǎn)的恒星而言），它將無(wú)法再通過電子簡(jiǎn)并壓力來(lái)平衡自身的引力從而會(huì)發(fā)生坍縮。不過，當(dāng)今天體物理學(xué)界普遍認(rèn)為在一般情形下這個(gè)極限是無(wú)法達(dá)到的：在坍縮發(fā)生之前隨著白矮星內(nèi)核溫度和密度的不斷上升，在白矮星質(zhì)量達(dá)到極限的1%時(shí)就會(huì)引爆碳燃燒過程。在幾秒鐘之內(nèi)白矮星的相當(dāng)一部分物質(zhì)會(huì)發(fā)生核聚變，從中釋放足夠的能量（1-2×1044焦耳）而引起超新星爆發(fā)。一束向外擴(kuò)散的激波會(huì)由此產(chǎn)生并可達(dá)到5000-20000千米/秒的速度，其大約相當(dāng)于光速的3%。同時(shí)恒星的光度會(huì)有非常顯著的增加，絕對(duì)星等可達(dá)-19.3等（相當(dāng)于比太陽(yáng)亮五十億倍），并且這一光度幾乎不會(huì)變化。
研究此類超新星形成的模型之一是一個(gè)密近雙星系統(tǒng)。雙星中質(zhì)量較大的一顆恒星在演化過程中會(huì)更早地離開主星序并膨脹為一顆紅巨星。隨著雙星的共同軌道的逐漸收縮，紅巨星最終將其絕大多數(shù)外層物質(zhì)向外噴射，直到它內(nèi)部不能繼續(xù)進(jìn)行核聚變。此時(shí)它演化為一顆主要由碳和氧構(gòu)成的白矮星。其后系統(tǒng)中的另一顆恒星也將演化為紅巨星，并且這顆紅巨星的質(zhì)量會(huì)被臨近的白矮星吸積，使后者質(zhì)量不斷增長(zhǎng)。在軌道足夠接近的情形下，白矮星也有可能從包括主序星在內(nèi)的其他類型的伴星吸積質(zhì)量。
Ia型超新星爆發(fā)形成的另一種模型是兩顆白矮星的合并，屆時(shí)合并后的質(zhì)量將有可能超過錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發(fā)生幾率較低。
Ia型超新星具有特征性的光度曲線，在爆炸發(fā)生后它的光度是時(shí)間的函數(shù)。它所發(fā)出的光輻射來(lái)自內(nèi)部從鎳-56經(jīng)鈷-56到鐵-56的放射性衰變所釋放的能量。，從而用于測(cè)量距它們宿主星系的距離。不過，最近的觀測(cè)表明它們的光度曲線的平均寬度也會(huì)發(fā)生一定的演化，這意味著Ia型超新星的固有光度也會(huì)發(fā)生變化，盡管這種變化在一個(gè)較大的紅移尺度上才表現(xiàn)得較為顯著。
II型
質(zhì)量不小于九倍太陽(yáng)質(zhì)量的大質(zhì)量恒星具有相當(dāng)復(fù)雜的演化風(fēng)格。在恒星內(nèi)核中的氫元素不斷地通過核聚變產(chǎn)生氦元素，其中釋放的能量會(huì)產(chǎn)生向外的輻射壓，從而保證了內(nèi)核的流體靜力學(xué)平衡而避免恒星自身巨大的引力導(dǎo)致的坍縮。
而當(dāng)恒星內(nèi)核的氫元素消耗殆盡而無(wú)法再產(chǎn)生足夠的輻射壓來(lái)平衡引力時(shí)，內(nèi)核的坍縮開始，這期間會(huì)使內(nèi)核的溫度和壓力急劇升高并能夠?qū)⒑ぴ攸c(diǎn)燃。由此恒星內(nèi)核的氦元素開始聚變?yōu)樘荚?，并能夠產(chǎn)生相當(dāng)?shù)妮椛鋲簛?lái)中止坍縮。這使得內(nèi)核膨脹并稍微冷卻，此時(shí)的內(nèi)核具有一個(gè)氫聚變的外層和一個(gè)更高溫高壓的氦聚變的中心。（其他元素如鎂、硫、鈣也會(huì)產(chǎn)生并在某些情形下在后續(xù)反應(yīng)中燃燒。）
上述的過程會(huì)反復(fù)幾次，每一次的內(nèi)核坍縮都會(huì)由下一個(gè)更重的元素的聚變過程而中止，并不斷地產(chǎn)生更高的溫度和壓力。星體由此變成了像洋蔥一樣的層狀結(jié)構(gòu)，越靠近外層的元素越容易發(fā)生聚變反應(yīng)。每一層都依靠著其內(nèi)部下一層的聚變反應(yīng)所產(chǎn)生的熱能和輻射壓力來(lái)中止坍縮，直到這一層的聚變?nèi)剂舷拇M；并且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快——從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時(shí)間。
在這樣過程的后期，不斷增加的重元素參與了核聚變，而生成的相關(guān)元素原子的結(jié)合能也在不斷增加，從而導(dǎo)致聚變反應(yīng)釋放的能量不斷減少。并且在更高的能量下內(nèi)核會(huì)發(fā)生光致蛻變以及電子俘獲過程，這都會(huì)導(dǎo)致內(nèi)核的能量降低并一般會(huì)加速核聚變反應(yīng)以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止，這一聚變反應(yīng)中不再有能量釋放（但能夠通過放射性衰變產(chǎn)生鐵-56）這樣的結(jié)果導(dǎo)致了這個(gè)鎳-鐵成分的內(nèi)核無(wú)法再產(chǎn)生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓，而唯一能夠起到一定平衡作用的是內(nèi)核的電子簡(jiǎn)并壓力。如果恒星的質(zhì)量足夠大，則這個(gè)內(nèi)核的質(zhì)量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限，這樣電子簡(jiǎn)并壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強(qiáng)大的引力作用下，內(nèi)核最內(nèi)層的原本將原子核彼此分開的力也無(wú)法支撐，星體由此開始毀滅性的坍縮，并且此時(shí)已沒有任何聚變反應(yīng)能夠阻止坍縮的發(fā)生。
內(nèi)核坍縮
超新星內(nèi)核的坍縮速度可以達(dá)到每秒七萬(wàn)千米（約合0.23倍光速），這個(gè)當(dāng)原始恒星的質(zhì)量低于大約20倍太陽(yáng)質(zhì)量（取決于爆炸的強(qiáng)度以及爆炸后回落的物質(zhì)總量），坍縮后的剩余產(chǎn)物是一顆中子星；對(duì)于高于這個(gè)質(zhì)量的恒星，剩余質(zhì)量由于超過奧本海默-沃爾科夫極限會(huì)繼續(xù)坍縮為一個(gè)黑洞（這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產(chǎn)生原因之一，并且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產(chǎn)生再一次的超新星爆發(fā)），理論上出現(xiàn)這種情形的上限大約為40-50倍太陽(yáng)質(zhì)量。
對(duì)于超過50倍太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，一般認(rèn)為它們會(huì)跳過超新星爆發(fā)的過程而直接坍縮為黑洞，不過這個(gè)極限由于模型的復(fù)雜性計(jì)算起來(lái)相當(dāng)困難。但據(jù)最近的觀測(cè)顯示，質(zhì)量極高（140-250倍太陽(yáng)質(zhì)量）并且所含重元素（相對(duì)氦元素而言）比例較低的恒星有可能形成不穩(wěn)定對(duì)超新星而不會(huì)留下黑洞遺跡。這類相當(dāng)罕見的超新星的形成機(jī)制可能并不相同（而可能部分類似于Ia型超新星爆發(fā)），從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星SN 2006gy，據(jù)估計(jì)它具有150倍太陽(yáng)質(zhì)量，對(duì)它的觀測(cè)表明如此巨大質(zhì)量恒星的爆炸與先前的理論預(yù)測(cè)有著基礎(chǔ)性的差異。
過程會(huì)導(dǎo)致內(nèi)核的溫度和密度發(fā)生急劇增長(zhǎng)。內(nèi)核的這一能量損失過程終止于向外簡(jiǎn)并壓力與向內(nèi)引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核并釋放中子，同時(shí)吸收能量；而質(zhì)子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產(chǎn)生中子和逃逸的中微子。
在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始溫度可達(dá)一千億開爾文，這是太陽(yáng)核心溫度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩(wěn)定的中子星，而這一過程能夠通過進(jìn)一步的中微子釋放來(lái)完成。這些“熱”中微子構(gòu)成了涵蓋所有味的中微子-反中微子對(duì)，并且在數(shù)量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。大約1046焦耳的引力能量——約占星體剩余質(zhì)量的10%——會(huì)轉(zhuǎn)化成持續(xù)時(shí)間約10秒的中微子暴，這是這場(chǎng)事件的主要產(chǎn)物。中微子暴會(huì)帶走內(nèi)核的能量并加速坍縮過程，而某些中微子則還有可能被恒星的外層物質(zhì)吸收，為其后的超新星爆發(fā)提供能量。
內(nèi)核最終會(huì)坍縮為一個(gè)直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個(gè)原子核的密度相當(dāng)，其后坍縮會(huì)因核子間的強(qiáng)相互作用以及中子簡(jiǎn)并壓力突然終止。向內(nèi)坍縮的物質(zhì)的運(yùn)動(dòng)由于突然被停止，物質(zhì)會(huì)發(fā)生一定程度的反彈，由此會(huì)激發(fā)出向外傳播的激波。計(jì)算機(jī)模擬的結(jié)果指出這種向外擴(kuò)散的激波并不是導(dǎo)致超新星爆發(fā)的直接原因；實(shí)際上在內(nèi)核的外層區(qū)域由于重元素的解體導(dǎo)致的能量消耗，激波存在的時(shí)間只有毫秒量級(jí)。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使內(nèi)核的外層區(qū)域重新獲得大約1044焦耳的能量，從而形成可見的爆發(fā)。當(dāng)前的相關(guān)研究主要集中在對(duì)于作為這一過程基礎(chǔ)的中微子重新升溫、自旋和磁場(chǎng)效應(yīng)的組合研究。
反常光譜
在II型超新星光譜的諸多反常特性中，IIn型超新星有可能誕生于噴射物與恒星周圍物質(zhì)的相互作用，而IIb型超新星則有可能是大質(zhì)量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多數(shù)（但不是全部）的氫元素外層。隨著IIb型超新星噴射物的膨脹，余下的氫元素外層很快會(huì)變得透光從而能夠展露出里面的內(nèi)層結(jié)構(gòu)。
不對(duì)稱性
長(zhǎng)久以來(lái)一個(gè)圍繞著超新星研究的謎團(tuán)是，如何解釋爆炸后產(chǎn)生的剩余致密物質(zhì)相對(duì)內(nèi)核會(huì)有一個(gè)如此高的速度。（已經(jīng)觀測(cè)到作為中子星的脈沖星具有很高的速度，理論上黑洞也會(huì)有很高的速度，但當(dāng)前還很難通過孤立的觀測(cè)來(lái)證實(shí)。）不管怎樣，能夠推動(dòng)物質(zhì)產(chǎn)生如此速度的作用力應(yīng)該相當(dāng)可觀，因?yàn)樗軌蚴挂粋€(gè)質(zhì)量大于太陽(yáng)的物體產(chǎn)生500千米/秒甚至以上的速度。有些解釋認(rèn)為，這種推動(dòng)力包含了星體坍縮時(shí)的對(duì)流和中子星形成時(shí)產(chǎn)生的噴流。
這張由X射線和可見光的合成圖描述了從蟹狀星云核心區(qū)域發(fā)出的電磁輻射。從中心附近的脈沖星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒[78]具體而言，這種內(nèi)核上方產(chǎn)生的大尺度對(duì)流能夠造成局部的元素豐度變化，從而在坍縮期間導(dǎo)致不均衡分布的核反應(yīng)，經(jīng)反彈后產(chǎn)生爆炸。而噴流解釋則認(rèn)為，中心的中子星對(duì)氣體的吸積作用會(huì)形成吸積盤，并產(chǎn)生高度方向性的噴流，從而將物質(zhì)以很高的速度噴射出去，同時(shí)產(chǎn)生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導(dǎo)致超新星爆發(fā)的重要因素。（一個(gè)類似的模型也被用來(lái)解釋長(zhǎng)伽瑪射線暴的產(chǎn)生。）
不過隨著時(shí)間的推移這種爆炸會(huì)變得更為對(duì)稱。通過對(duì)初始狀態(tài)的出射光的偏振進(jìn)行測(cè)量，這種不對(duì)稱性就可以被探測(cè)到。
Ia型核坍縮
由于Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機(jī)制模型，它們被統(tǒng)稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區(qū)別在于在光度曲線峰值附近所釋放的輻射的能量來(lái)源。核坍縮超新星的原始恒星都具有延伸的外層，并且這種外層達(dá)到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峰值處的光輻射所需的大部分能量都來(lái)自于加熱并噴射外層物質(zhì)的激波。
而與之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太陽(yáng)小得多（但質(zhì)量仍然大得多），因此這種致密星體如要變得透明需要進(jìn)行大幅的膨脹（以及冷卻）。爆炸產(chǎn)生的熱在星體膨脹的過程中被消耗，從而無(wú)法促使光子產(chǎn)生。事實(shí)上，Ia型超新星所輻射的能量完全來(lái)自爆炸中產(chǎn)生的放射性同位素的衰變，這主要包括鎳-56（半衰期6.1天）和它的衰變產(chǎn)物鈷-56（半衰期77天）。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會(huì)被噴射出的物質(zhì)吸收，這些物質(zhì)因此被加熱到白熾狀態(tài)。
在核坍縮超新星中，隨著噴射出的物質(zhì)逐漸膨脹并冷卻，放射性衰變最終也會(huì)成為光輻射的主要能量來(lái)源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽(yáng)質(zhì)量的鎳-56，但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽(yáng)質(zhì)量左右。
星際影響
重元素來(lái)源
主條目：超新星核合成
超新星是生成比氧重的元素的關(guān)鍵來(lái)源。這些元素中，鐵-56以及比它輕的元素的生成來(lái)自核聚變，而比鐵重的元素都來(lái)自超新星爆炸時(shí)進(jìn)行的核合成。盡管存在爭(zhēng)議，超新星確實(shí)是最有可能的進(jìn)行r-過程的候選場(chǎng)所，r-過程是核合成在高溫以及高中子密度時(shí)進(jìn)行的一種快速形式。反應(yīng)中有大量高度不穩(wěn)定的原子核產(chǎn)生，這些原子核都含有過剩數(shù)量的中子。這些狀態(tài)不穩(wěn)定，經(jīng)過快速的β衰變而達(dá)到更穩(wěn)定的狀態(tài)。
r-過程有可能發(fā)生在II型超新星的爆發(fā)中，有半數(shù)左右豐度的比鐵重的元素都會(huì)在其中產(chǎn)生，其中包括钚、鈾、锎等元素。與之能相提并論的其他產(chǎn)生重元素的過程只有在衰老的紅巨星內(nèi)發(fā)生的s-過程，但這一過程進(jìn)行起來(lái)要慢得多，而且不能產(chǎn)生比鉛更重的元素。
恒星演化
主條目：超新星遺跡
大麥哲倫星云內(nèi)位于成群的氣體和塵埃中的超新星遺跡N 63A超新星爆發(fā)后的遺跡包括一個(gè)中央的致密星體和因激波而快速向外擴(kuò)散的物質(zhì)。這些物質(zhì)在快速膨脹的狀態(tài)下掃過周圍的星際物質(zhì)，這種狀態(tài)能夠持續(xù)長(zhǎng)達(dá)兩個(gè)世紀(jì)。其后它們將經(jīng)歷一個(gè)絕熱膨脹的過程，進(jìn)而再用一萬(wàn)年左右的時(shí)間逐漸冷卻并與周圍的星際物質(zhì)混合。
超新星
根據(jù)天文學(xué)中的標(biāo)準(zhǔn)理論，大爆炸產(chǎn)生了氫和氦，可能還有少量鋰；而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆發(fā)令它周圍的星際物質(zhì)充滿了金屬（對(duì)于天文學(xué)家來(lái)說，金屬就是比氦重的所有元素，與化學(xué)中的概念不同）。這些合成的金屬豐富了形成恒星的分子云的元素構(gòu)成，所以每一代的恒星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。超新星是宇宙間將恒星核聚變中生成的較重元素重新分布的主要機(jī)制，不同元素的所有的分量對(duì)于一顆恒星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。
在太陽(yáng)系附近的一顆超新星爆發(fā)中，借助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產(chǎn)物所提供的證據(jù)能夠了解四十五億年前太陽(yáng)系的元素組成，這些證據(jù)甚至顯示太陽(yáng)系的形成也有可能是由這顆超新星爆發(fā)而啟動(dòng)的。由超新星產(chǎn)生的重元素經(jīng)過了和天文數(shù)字一樣長(zhǎng)的時(shí)間后，這些化學(xué)成分最終使地球上生命的誕生成為可能。
影響地球
如果一顆超新星爆發(fā)的位置非常接近地球以至于它能夠?qū)Φ厍虻纳锶Ξa(chǎn)生明顯的影響，這樣的超新星被稱為近地超新星，它們到地球的距離粗略為一百光年以內(nèi)。超新星對(duì)類地行星所產(chǎn)生的負(fù)面影響的主要原因是伽瑪射線：對(duì)地球而言，伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學(xué)反應(yīng)，將氮分子轉(zhuǎn)化為氮氧化物，并破壞臭氧層使地球表面暴露于對(duì)生物有害的太陽(yáng)輻射與宇宙射線之下。據(jù)認(rèn)為一顆近地超新星引起的伽瑪射線暴有可能是造成奧陶紀(jì)-志留紀(jì)滅絕事件的原因，這造成了當(dāng)時(shí)地球近60%的海洋生物的消失。
有關(guān)近地超新星爆發(fā)的預(yù)測(cè)通常集中在有可能形成II型超新星的大質(zhì)量恒星上，而在距太陽(yáng)幾百光年的范圍內(nèi)確實(shí)有幾顆主要恒星有可能在短至一千年的時(shí)間內(nèi)成為超新星；一個(gè)典型的例子是參宿四，它是一顆距地球427光年的紅超巨星。不過值得注意的是，一般認(rèn)為這些預(yù)測(cè)中的超新星對(duì)地球幾乎不會(huì)產(chǎn)生任何影響。它距地球的距離需要小于8秒差距（合26光年）。這類預(yù)測(cè)的結(jié)果主要與對(duì)大氣層建立的模型有關(guān)，而它所用到的輻射通量來(lái)自對(duì)大麥哲倫星云內(nèi)II型超新星SN 1987A的測(cè)量值。當(dāng)前對(duì)在地球周圍10秒差距范圍內(nèi)超新星爆發(fā)的幾率的預(yù)測(cè)所得的的結(jié)果差別很大，從每一億年一次到每一百億年一次不等。
如果Ia型超新星的爆發(fā)距地球足夠近，它們被認(rèn)為是潛在的極大危險(xiǎn)，這是由于它們都形成于普通的黯淡的白矮星，從而一顆Ia型超新星有可能在人們始料未及的情形下在一個(gè)未被認(rèn)真研究過的恒星系統(tǒng)中爆發(fā)。有理論認(rèn)為Ia型超新星影響地球的范圍是1000秒差距以內(nèi)（合3300光年）。
1996年伊利諾伊大學(xué)香檳分校的天文學(xué)家在理論上推測(cè)，有可能能夠從地層中的金屬同位素來(lái)探測(cè)地球過去受到超新星影響的痕跡。隨即經(jīng)慕尼黑工業(yè)大學(xué)的研究人員報(bào)告，在太平洋的深海巖層中探測(cè)到了因近地超新星造成的鐵-60的富集。
觀測(cè)意義
超新星
使用射電望遠(yuǎn)鏡可以發(fā)現(xiàn)僅由最稀薄氣體構(gòu)成的超新星遺跡。比如，是射電天文學(xué)家最先發(fā)現(xiàn)了仙后座A這一超新星遺跡，后來(lái)在光學(xué)波段也發(fā)現(xiàn)了它的極暗弱的對(duì)應(yīng)體。
超新星爆發(fā)和宇宙線的產(chǎn)生也有一定的關(guān)系。星際介質(zhì)中的粒子運(yùn)動(dòng)速度一般都在每秒幾十千米范圍內(nèi)，但是也有某些特殊情況——有的粒子運(yùn)動(dòng)速度可以接近光速，這就是宇宙線。宇宙線是由一些物質(zhì)粒子如電子、質(zhì)子等組成的，在本質(zhì)上完全不同于電磁波。一般說來(lái)，由于地球大氣對(duì)宇宙線的吸收作用，有探測(cè)宇宙線必須到大氣層之外。如果搭乘氣球上升到50千米的高空，就可以用底片拍攝宇宙線的蹤跡。只有極少數(shù)能量極高的宇宙線可以到達(dá)地球表面。但是，當(dāng)高能宇宙線與地球大氣發(fā)生作用時(shí)，會(huì)引發(fā)一種閃光效應(yīng)，同時(shí)產(chǎn)生二級(jí)宇宙線，在地球表面探測(cè)二級(jí)宇宙線是相對(duì)容易的。
實(shí)驗(yàn)表明，一些能量較低的宇宙線受到太陽(yáng)活動(dòng)的影響。比如，太陽(yáng)活動(dòng)有一個(gè)11年左右的周期，而觀測(cè)到的低能宇宙線也隨著這個(gè)周期而有所變化。另外，當(dāng)太陽(yáng)活動(dòng)增強(qiáng)時(shí)，會(huì)使得地球周圍的磁場(chǎng)增強(qiáng)，從而使在地球上觀測(cè)到的宇宙線活動(dòng)減弱。相反地，宇宙線流量的最大值往往出現(xiàn)在太陽(yáng)耀斑等活動(dòng)最小的時(shí)刻。觀測(cè)也表明，絕大部分宇宙線是來(lái)自遙遠(yuǎn)的宇宙深處的超新星爆發(fā)。
因?yàn)橛钪婢€常常會(huì)因?yàn)樾请H磁場(chǎng)的作用而改變運(yùn)動(dòng)方向，我們很難判斷它的輻射源在哪里。但宇宙線在與星際介質(zhì)發(fā)生作用時(shí)，會(huì)輻射出г射線；而г射線是電磁波，運(yùn)動(dòng)方向不再受磁場(chǎng)的影響。美國(guó)宇航局曾發(fā)射了專門觀測(cè)宇宙г射線的人造衛(wèi)星。觀測(cè)結(jié)果表明，宇宙г射線的分布與發(fā)現(xiàn)的超新星的分布有很好的相關(guān)性。這就在很大程度上支持了宇宙線來(lái)自超新星爆發(fā)的觀點(diǎn)。
超新星事件和新星事件還有一個(gè)本質(zhì)性的區(qū)別，即新星的爆發(fā)只發(fā)生在恒星的表面，而超新星爆發(fā)發(fā)生在恒星的深層，因此超新星爆發(fā)的規(guī)模要大的多。超新星爆發(fā)時(shí)散落到空間的物質(zhì)，對(duì)新的星際介質(zhì)乃至新的恒星的形成有著重要的貢獻(xiàn)，但這些物質(zhì)來(lái)自死亡恒星的外殼。
研究用途
超新星處于許多不同天文學(xué)研究分支的交匯處。超新星作為許多種恒星生命的最后歸宿，可用于檢驗(yàn)當(dāng)前的恒星演化理論。在爆炸瞬間以及在爆炸后觀測(cè)到的現(xiàn)象涉及各種物理機(jī)制，例如中微子和引力波發(fā)射、燃燒傳播及爆炸核合成、放射性衰變及激波同星周物質(zhì)的作用等。而爆炸的遺跡如中子星或黑洞、膨脹氣體云起到加熱星際介質(zhì)的作用。
超新星在產(chǎn)生宇宙中的重元素方面扮演著重要角色。大爆炸只產(chǎn)生了氫、氦以及少量的鋰。紅巨星階段的核聚變產(chǎn)生了各種中等質(zhì)量元素（重于碳但輕于鐵）。而重于鐵的元素幾乎都是在超新星爆炸時(shí)合成的，它們以很高的速度被拋向星際空間。此外，超新星還是星系化學(xué)演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反饋?zhàn)饔?。星系物質(zhì)丟失以及恒星形成等可能與超新星密切相關(guān)。
由于非常亮，超新星也被用來(lái)確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結(jié)合起來(lái)就可以確定哈勃常數(shù)以及宇宙的年齡。在這方面，Ia型超新星已被證明是強(qiáng)有力的距離指示器。最初是通過標(biāo)準(zhǔn)燭光的假定，后來(lái)是利用光變曲線形狀等參數(shù)來(lái)標(biāo)定化峰值光度。作為室女團(tuán)以外最好的距離指示器，其校準(zhǔn)后的峰值光度彌散僅為8%，并且能延伸到V> 30000km s-1的距離處。Ia超新星的哈勃圖（更確切地說是星等-紅移關(guān)系）現(xiàn)在成為研究宇宙膨脹歷史的最強(qiáng)有力的工具：其線性部分用于確定哈勃常數(shù)；彎曲部分可以研究膨脹的演化，如加速，甚至構(gòu)成宇宙的不同物質(zhì)及能量組分。利用Ia超新星可用作“標(biāo)準(zhǔn)燭光”的性質(zhì)還可研究其母星系的本動(dòng)。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用于檢驗(yàn)宇宙膨脹理論?？梢灶A(yù)計(jì)由于宇宙膨脹而引起的時(shí)間膨脹效應(yīng)將會(huì)表現(xiàn)在高紅移超新星光變曲線上。觀測(cè)數(shù)據(jù)表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的（1+z）倍。這為膨脹宇宙理論提供了又一個(gè)有力的支持。某些II型超新星也可用于確定距離。II-P型超新星在平臺(tái)階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關(guān)，這也用來(lái)進(jìn)行距離測(cè)定。經(jīng)上述相關(guān)改正后，原來(lái)II-P型超新星V波段的－1星等的彌散可降到－0.3 星等的水平，這提供了另一種測(cè)獨(dú)立于SN Ia的測(cè)定距離的手段。此外，II型超新星的射電發(fā)射也似乎具有可定量的性質(zhì)，如6cm的光變曲線峰與爆炸后6cm峰出現(xiàn)的時(shí)間存在相關(guān)，這也可用來(lái)進(jìn)行距離估計(jì)。
候選新星
圍繞著沃爾夫-拉葉星WR124的星云，距地球約21000光年。在未來(lái)的幾千年至幾億年中，銀河系中的多個(gè)大恒星都被認(rèn)為有可能成為超新星，它們包括螣蛇十二、海山二、蛇夫座RS、天蝎座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、大犬座VY、參宿四、心宿二和角宿一。
距離地球最近的超新星候選者是飛馬座IK（HR 8210），它距地球只有150光年。它是一個(gè)由一顆主序星和一顆白矮星組成的密近雙星系統(tǒng)，兩者相距僅為三千一百萬(wàn)千米。據(jù)估計(jì)其中白矮星的質(zhì)量約為太陽(yáng)的1.15倍，大約在幾百萬(wàn)年后白矮星將通過吸積增長(zhǎng)到足夠的質(zhì)量，從而演化為一顆Ia型超新星。
參考資料
[1]
“不走尋常路”，一顆質(zhì)量比太陽(yáng)大的恒星悄然消失2020-07-06T19:42:03+08:00[引用日期2022-06-01 10:15:33]
[2]
宇宙深處的 神秘信號(hào)從何而來(lái)2022-03-25T09:30:17+08:00[引用日期2022-06-01 10:15:52]
[3]
史上最大單星爆發(fā)暗示第一代恒星死亡細(xì)節(jié)2019-09-10T08:29:42+08:00[引用日期2022-06-01 10:16:16]
[4]
藏文科普 | 夜空中最亮的星——超新星2020-10-11T23:48:59+08:00[引用日期2022-06-01 10:20:00]
[5]
超新星爆炸距離測(cè)量精度提高一倍2021-05-12T08:32:13+08:00[引用日期2022-06-01 10:24:26]
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這家伙太懶了，什么都沒寫！
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