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超新星(英語:Supernova)是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮,过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系,并可能持续几周至几个月甚至幾年才会逐渐衰减。而在此期间,一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當[1]。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近十分之一光速的速度向外抛散[2],并向周围的星际物质辐射激波[3]。这种激波会导致其殘骸,稱作超新星遗迹,形成一个由膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构。超新星是星系引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]

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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supernovanova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:突然重新點燃核融合之能量的簡併恆星(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,之后點燃碳融合,並觸發失控的核融合,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引力坍縮,釋放引力势能,可以产生一次超新星爆炸。

最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的开普勒超新星(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]

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观测历史

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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]。人类最早的观测超新星紀錄是中國天文學家於公元185年看見的SN 185,有记载的最亮超新星是SN 1006。对此,中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述[15]。人们觀測次数最多的超新星是SN 1054,它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572SN 1604是目前为止以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系内的超新星,这些超新星的发现對歐洲天文學的發展有顯著的影響,因為这些发现被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里斯多德宇宙观点[16]約翰·克卜勒在超新星SN 1604达到亮度峰值的1604年10月17日觀測到它,并且在此期间一直估計它的亮度,直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止[17]。它是那個時代人们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,人们能观测到超新星的区域不只在银河系內,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·閔可夫斯基弗里茨·茲威基在1941年開啟了現代的超新星分類計畫[18]。在1960年代,天文學家發現超新星爆炸期间的最大強度可以作為天文距離的標準燭光,从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,這种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,人们開發了新技術以观测超新星。從超新星仙后座A的爆发日期,人们偵測到來自星雲回光事件[21]。人们從对其溫度的測量和來自-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,通过匹配南極冰沉積物的硝酸含量,人们了解了過去超新星事件发生的時間[24]

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著名的超新星

  • 185年12月7日,东汉中平二年乙丑,中国天文学家观测到超新星185,这是人类历史上发现的第一颗超新星[25]。该超新星在夜空中照耀了八个月。《后汉书·天文志》载:“中平二年(185年)十月癸亥,客星出南门中,大如半筵,五色喜怒,稍小,至后年六月消”。
  • 1006年4月30日:位于豺狼座SN 1006爆发,它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星,据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测:“在1006年的春天,人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。”[26]在中國歷史上的宋朝時期,这颗超新星由司天监周克明等人发现,因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为:“景德三年四月戊寅,周伯星见,出氐南,骑官西一度,状如半月,有芒角,煌煌然可以鉴物,历库楼东。八月,随天轮入浊。十一月复见在氐。自是,常以十一月辰见东方,八月西南入浊。”
  • 1054年7月4日:產生蟹狀星雲一次超新星爆發,這次客星的出現被中國歷史上宋朝的天文學家詳細記錄,《续资治通鉴长编》卷一七六中载:“至和元年五月己酉,客星晨出天关之东南可数寸(嘉祐元年三月乃没)。”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日之间):仙后座的超新星(第谷超新星)爆发,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]。据估计这颗超新星的绝对星等有-15.4等,距地球7500光年;它最高时的视亮度有-4等,可以与金星相比。
  • 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详细觀測的記錄[29],這是迄今为止銀河系裡最後一顆被發現的超新星,视星等为-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:位于仙女座星系的超新星SN 1885A(仙女座S)被爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德(Issac Ward)在贝尔法斯特发现[30],这是人类首次发现河外星系中的超新星,也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。
  • 1987年2月24日:位于大麦哲伦星云超新星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]。它距地球约为五万一千四百秒差距,最亮时视星等为3等。
  • 2006年9月18日:距地球2.38亿光年的超新星SN 2006gy爆发(曾被假設是不穩定對超新星,但没有得到证实),是有史以来观测到的最强烈的超新星爆发[32]
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发现

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超新星留下的殘骸

在1930年代,沃爾特·巴德弗里茨·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)已經開始使用網路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。

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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伯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伯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]。(參見哈伯定律

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命名規則

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X射線紅外線可見光影像合成的多波段克卜勒超新星殘骸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。名字是由前缀字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AZ的字母,之後始用小寫的字母:aaab,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颗、2006年551颗、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 185SN 1006SN 1054(天關客星)、SN 1572(第谷新星)、和SN 1604(克卜勒之星)。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 1885ASN 1907A等等) -最後一次是1947年的SN 1947ASN,是超新星的標準前缀字。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。

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分類

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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奈米電離(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奈米的中性(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

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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,有著相對狹窄的譜線,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 1987KSN 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]

当前的模型

其它的影響

銀河系中的候選者

相關條目

注釋

参考文献

延伸阅读

外部連結

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