超新星

超新星（英語：Supernova）是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可能持續幾周至幾個月甚至幾年才會逐漸衰減。而在此期間，一顆超新星所釋放的輻射能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相當^[1]。恆星透過爆炸可以將其大部分甚至幾乎所有物質以接近十分之一光速的速度向外拋散^[2]，並向周圍的星際物質輻射激波^[3]。這種激波會導致其殘骸，稱作超新星殘骸，形成一個由膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構。超新星是星系重力波潛在的強大來源^[4]。初級宇宙射線中很大一部分是來自於超新星^[5]。

此條目介紹的是天文學中一種恆星現象。關於其他用途，請見「Supernova」。

SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。

在這段由藝術家製作的縮時影片中集合了許多遙遠的星系，偶爾可以看見超新星。每顆爆炸的超新星，其亮度都短暫的超越了其所在星系的亮度。

超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語中是「新」的意思，這表示它在天空看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因其亮度增加而被誤認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在1931年創造的^[6]。

超新星可以由兩種方式觸發：突然重新點燃核聚變之能量的簡併恆星（I型超新星），或是大質量恆星核心的重力塌陷（II型超新星）。在第一種情況下，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，之後點燃碳融合，並觸發失控的核聚變，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的重力坍縮，釋放重力位能，可以產生一次超新星爆炸。

最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的開普勒超新星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸^[7]。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到^[8]。超新星爆炸後所遺留的星際物質與高質量的化學元素使宇宙充滿各種不同的物質^[9]。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成^{[10][11][12][13]}。

觀測歷史

主條目：超新星觀測史

蟹狀星雲是與1054超新星相關聯的一個脈衝星風星雲

亮彩突顯的段落標示出中國對SN 1054的觀測。

喜帕恰斯觀測恆星的興趣可能受到觀測一顆超新星的鼓舞（依據普林尼）^[14]。人類最早的觀測超新星紀錄是中國天文學家於公元185年看見的SN 185，有記載的最亮超新星是SN 1006。對此，中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述^[15]。人們觀測次數最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572和SN 1604是目前為止以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系內的超新星，這些超新星的發現對歐洲天文學的發展有顯著的影響，因為這些發現被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里士多德宇宙觀點^[16]。約翰·開普勒在超新星SN 1604達到亮度峰值的1604年10月17日觀測到它，並且在此期間一直估計它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止^[17]。它是那個時代人們所觀測到的第二顆超新星（繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之後）^[14]。

由於望遠鏡的發展，人們能觀測到超新星的區域不只在銀河系內，已擴大到其他的星系。在1885年觀察到仙女座星系的超新星仙女座S。美國天文學家魯道夫·閔可夫斯基和弗里茨·茲威基在1941年開啟了現代的超新星分類計劃^[18]。在1960年代，天文學家發現超新星爆炸期間的最大強度可以作為天文距離的標準燭光，從而測量出天體的距離^[19]。最近，觀測到一些遙遠的超新星比預期的黯淡，這種現象支持了宇宙加速膨脹的觀點^[20]。為重建沒有書面紀錄的超新星觀測，人們開發了新技術以觀測超新星。從超新星仙后座A的爆發日期，人們偵測到來自星雲的回光事件^[21]。人們從對其溫度的測量和來自鈦-44的γ射線衰變^[22]，估計出超新星殘骸RX J0852.0-4622的年齡^[23]。在2009年，透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生的時間^[24]。

著名的超新星

參見：明亮的超新星列表

• 185年12月7日，東漢中平二年乙丑，中國天文學家觀測到超新星185，這是人類歷史上發現的第一顆超新星^[25]。該超新星在夜空中照耀了八個月。《後漢書·天文志》載：「中平二年（185年）十月癸亥，客星出南門中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至後年六月消」。
• 1006年4月30日：位於豺狼座的SN 1006爆發，它可能是有史以來人們記錄到的視亮度最高的超新星，據推斷其亮度達到了-9等。據現代天文學家推測：「在1006年的春天，人們甚至有可能能夠藉助它的光芒在半夜閱讀。」^[26]在中國歷史上的宋朝時期，這顆超新星由司天監周克明等人發現，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，歷庫樓東。八月，隨天輪入濁。十一月復見在氐。自是，常以十一月辰見東方，八月西南入濁。」
• 1054年7月4日：產生蟹狀星雲的一次超新星爆發，這次客星的出現被中國歷史上宋朝的天文學家詳細記錄，《續資治通鑑長編》卷一七六中載：「至和元年五月己酉，客星晨出天關之東南可數寸（嘉祐元年三月乃沒）。」日本、美洲原住民^[27]也有觀測的記錄。
• 1572年11月初（可能在2日到6日之間）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆發，丹麥天文學家第谷有觀測的記錄，並因此出版了《De Nova Stella》一書，是新星的拉丁名nova的來源^[28]。據估計這顆超新星的絕對星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高時的視亮度有-4等，可以與金星相比。
• 1604年10月9日：蛇夫座的超新星（開普勒超新星），德國天文學家開普勒有詳細觀測的記錄^[29]，這是迄今為止銀河系裏最後一顆被發現的超新星，視星等為-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反駁當時亞里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。
• 1885年8月19日：位於仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被愛爾蘭業餘天文學家艾薩克·瓦德（Issac Ward）在貝爾法斯特發現^[30]，這是人類首次發現河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中發現的唯一一顆超新星。
• 1987年2月24日：位於大麥哲倫星雲的超新星1987A在爆發後的數小時內就被發現，是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會^[31]。它距地球約為五萬一千四百秒差距，最亮時視星等為3等。
• 2006年9月18日：距地球2.38億光年的超新星SN 2006gy爆發（曾被假設是不穩定對超新星，但沒有得到證實），是有史以來觀測到的最強烈的超新星爆發^[32]。

發現

主條目：超新星觀測史 § 望遠鏡觀測

超新星留下的殘骸。

在1930年代，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在威爾遜山天文台時，起初的工作相信這只是一種新類型的新星^[33]。「超新星（super-novae）」這個名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學院的一場演講中首度被使用，然後在1933年在美國物理學會的會議中被大眾使用^[6]。1938年，連字號被取消，成為現代出現和使用的形式^[34]。因為超新星是一種在星系中相對罕見的事件，在銀河系大約每世紀只發生三次^[7]，要獲得好的研究樣本，就需要定期監視許多星系。

在星系中的超新星，沒有任何有意義、準確的方式來預測它們的出現。通常情況下，它們被發現時，都是在已經出現後了^[35]。科學上對超新星最感興趣的是距離測量——例如，做為標準燭光——需要觀察其峰值亮度。因此，至關重要的是及早發現它們，最好能在達到最大亮度之前。業餘天文學家的人數遠遠的多於專業天文學家，在尋找超新星上發揮了很大的作用。通常，通過光學望遠鏡觀測一些鄰近的星系，比較早些時候的照片來發現^[36]。

在20世紀結束的時候，越來越多的天文學家改用電腦控制的望遠鏡和CCD獵取超新星。業餘天文愛好者也喜歡這種裝置，也有專業的設置，例如卡茨曼自動成像望遠鏡^[37]。最近，超新星早期預警系統專案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已經開始使用網絡的微中子探測器來對超新星提出早期預警^[38][39]。微中子是一種微粒，在超新星爆炸時會大量產生^[40]，並且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。

一顆爆炸的恆星^[41]。

超新星的搜索分為兩類：那些聚焦於相對較近的事件，和那些尋找較遠的爆炸。因為在膨脹的宇宙可以通過測量其都卜勒頻移估計在遠方已知發射頻譜的距離（或紅移）；越遙遠的天體有越大的退移速度，所以比附近的天體有較高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其間的分界約為紅移 z = 0.1–0.3的範圍^[42]，在此，z 對於頻率的移動是無單位量。

高紅移超新星的搜尋，通常涉及超星光變曲線的觀察。這些都是用標準或校準燭光的哈勃圖並使用宇宙論的預測。超新星的光譜，用在研究超新星的物理和環境時，在低紅移的會比高紅移的更為實用^[43][44]。低紅移的觀測也依靠哈勃曲線的低距離結束端，這是用來描述距離相對於可見星系紅移的曲線^[45][46]。（參見哈勃定律）

命名規則

X射線、紅外線和可見光影像合成的多波段開普勒超新星殘骸，SN 1604。

當發現超新星的報告送交給國際天文學聯合會的天文電報中心之後，它就會分配這顆超新星的名字，並且發出通告。名字是由前綴字SN接續發現的年份和一或二個英文字母組成。每年最初的26顆依序使用從A到Z的字母，之後始用小寫的字母：aa、ab，依序排列。例如，SN 2003C，是2003年發現的第三顆超新星^[47]。2005年發現的最後一顆超新星SN 2005nc，是2005年的第367顆^{[nb 1]}。從2000年開始，專業和業餘天文學家每年都發現數百顆超新星（2005年367顆、2006年551顆、2007年572顆、2008年261顆、2009年390顆、2013年231顆）^[48][49]。

歷史上已知的超新星只簡單的依照發現的年份命名，它們有：SN 185、SN 1006、SN 1054（天關客星）、SN 1572（第谷新星）、和SN 1604（開普勒之星）。從1885年開始採用字母命名，即使那一年只發現一顆超新星（如SN 1885A、SN 1907A等等） －最後一次是1947年的SN 1947A。SN，是超新星的標準前綴字。直到1987年，兩個字母的代號都是備而不用，但從1988年開始，每年都需要用到雙字母。

分類

藝術家印象中的超新星1993J^[50]。

天文學家使用它們的光度曲線和不同的化學元素在光譜中造成的吸收線，以這一部分進行分類和試圖了解超新星。分類的第一個依據是是否存在由氫造成的吸收線。如果一顆超新星的光譜中包含氫的譜線（在可見光部分的譜線是巴耳末系），它就屬於II型超新星；否則就是I型超新星。在這兩種類型中，每種都會依據存在於譜線中的其它元素或光度曲線的形狀再細分（依據這顆超新星的視星等相對於時間的函數關係圖）^[51][52]。

超新星分類法^[51][52]

I型超新星 沒有氫譜線	Ia型 在亮度接近峰值時只呈現單一的、615納米電離的矽（Si II）譜線				熱失控
	Ib/c型 矽的吸收特徵譜線微弱或是沒有	Ib型 顯示587.6納米的中性氦（He I）線			核坍縮
		Ic型 氦線微弱或沒有
II型 顯示氫線	II-P/L/N 完整的II型超新星光譜	II-P/L 沒有窄線		II-P 在光度曲線上有"高原區"
				II-L 光度曲線呈現"線性"的衰減（光度相對於時間是直線。）[53]
		IIn 有一些窄線
	IIb 頻譜的變化類似Ib超新星

I型超新星

I型超新星依據譜線為基礎再細分，典型的Ia型超新星有強烈的矽離子吸收線。這條譜線不明顯或不強烈的I型超新星被歸類為Ib或Ic型超新星，Ib型超新星顯示出強烈的中性氦譜線，Ic型超新星則缺乏這種譜線。所有I型超新星的光度曲線都與Ia型超新星相似，在峰值都會比較明亮，所以光度曲線不是I型超新星分類的主要依據。

少數的Ia型超新星顯現出不尋常的特徵，如非標準的光度或寬廣的光度曲線，但檢視它們在最早期的樣本中都會顯示出與分類典型相似的特徵。例如，低光度的SN 2008ha通常分類為類SN 2002cx或是Ia-2002cx。

II型超新星

光度曲線的差異是用來區分II-P和II-L型超新星的依據。

II型超新星也可以依據光譜來細分。大部分的II型超新星都顯現非常寬的發射線，這表示它是以每秒數千公里（Km/Sec.）的速度在膨脹。有些，像是SN 2005gl，有着相對狹窄的譜線，它們被分類為IIn型超新星，其中的'n'代表'狹窄'。

少數的超新星，像是SN 1987K和SN 1993J，顯示出類型的改變：初期，它們顯示出氫的譜線，但是經過幾週或幾個月的衰減期之後，光譜中主要是氦的譜線。IIb型超新星的功能就是用來描述II型超新星和Ib相關聯的組合^[52]。

II型超新星在光度下降的過程中，依然廣泛的呈現由氫主導的光譜，因此分類主要是依據其光度曲線。最常見的類型是在最大亮度之後不久，光度的下降曲線中會出現"高原區"，視星等會維持幾個月的穩定不變，然後才繼續下降。這一形稱為II-P型超新星，P代表高原。較罕見的缺乏高原區特徵的II-L型超新星，"L"代表是線性的，因為光度曲線實際上是一條直線。

並不是所有的超新星都能正常的分類，不能吻合上述特徵的分類為特異型超新星，或標示為'pec'^[52]。