fbpx
维基百科

超新星

一月 27, 2023

  此條目介紹的是天文學中一種恆星現象。关于韓國流行音樂組合，请见「超新星 (韓國組合)」。

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]。这种激波会导致一个由膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构形成，这被称作超新星遗迹。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]。

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，這表示它在天球上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那兒累積到足夠的質量，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]。

观测历史

主条目：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 1572和SN 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·閔可夫斯基和弗里茨·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的回光事件[21]。人们從对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，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]。

著名的超新星

参见：明亮的超新星列表
  • 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：位于豺狼座的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，《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]。

发现

主条目：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。

 
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）

命名常規

 
X射線、紅外線和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 185、SN 1006、SN 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 1885A、SN 1907A等等） －最後一次是1947年的SN 1947A。SN，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。

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[52][51]
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奈米的中性氦（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/N
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 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]。

III、IV、和V型超新星

弗里茨·茲威基基於少數的超新星不能完全符合I和II型，還定義了附加的超新星類型。在NGC 4303的SN 1961i是III型超新星的原型，並且是唯一的一顆，有著寬鬆的最大光度和氫的巴耳末系譜線，在光譜中緩慢的發展。在NGC 3003的SN 1961f是IV型的原型，也是唯一的一顆，有著與II-P超新相似的光變曲線和氫的吸收線，但也有微弱的氫發射譜線。V型超新星是NGC 1058的SN 1961V，一顆不尋常黯淡的超新星，或是假超新星，光度緩慢的升起，最大光度持續了好幾個月，並且有這不尋常的發射光譜。海山二（船底座η）的大爆發被指出與SN 1961V相似[54]。M101的超新星（1909年）和M83的超新星（1923年和1957年）也被建議可以歸類為IV或V型超星[55]。

這些超新星現在都被視為II型超新星的特例，並且有更多的例子被發現，然而現在依然在爭辯SN 1961V是否是真的超新星，還是LBV爆發，或是冒名頂替者[53]。

各類型超新星的物理性質[56][57]
類型[i] 平均最
大亮度
絕對星等[ii]		 大約能量 (foe)[iii] 至最大光度
所需天數		 最大光度至10%光度
所需天數
Ia −19 1 約 19 約 60
Ib/c (faint) 約 −15 0.1 15–25 未知
Ib 約 −17 1 15–25 40–100
Ic 約 −16 1 15–25 40–100
Ic (bright) 可達 −22 超過 5 大約 25 大約 100
II-b 約 −17 1 約 20 約 100
II-L 約 −17 1 約 13 約 150
II-P (faint) 約 −14 0.1 大約 15 未知
II-P 約 −16 1 約 15 高原期後約50天
IIn[iv] 約 −17 1 12–30 或更多 50–150
IIn (bright) 可達 −22 超過 5 超過 50 超過 100

註解:

  1. ^ Faint types may be a distinct sub-class. Bright types may be a continuum from slightly over-luminous to hypernovae.
  2. ^ These magnitudes are measured in the R band. Measurements in V or B bands are common and will be around half a magnitude brighter for supernovae.
  3. ^ Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.
  4. ^ Probably a heterogeneous group, any of the other types embedded in nebulosity.

当前的模型

 
系列的影像顯示在星系NGC 1365的一顆超新星爆炸，光度快速的變亮和緩慢的變暗[58]。

前述天文學家給予超新星的分類代碼是很自然的分類：從超新星觀測到的光給予類型的數值，不一定是它的起因。例如，Ia超新星的祖恆星是蛻化的白矮星，因融合失控點火產生的；光譜類型相似的Ib/c超新星的祖恆星是大質量的沃夫–瑞葉星由核心坍縮點燃。下面總結了天文學家目前認為是對超新星最合理的解釋。

熱失控

主条目：Ia超新星
 
Ia超新星的形成。

白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量，使核心的溫度提高至足夠點燃碳融合，此時它會發生失控完全破壞了它。這種爆炸在理論上有三種途徑可以發生：從伴星穩定的吸積質量，兩顆白矮星的碰撞，或是在吸積的殼層點火，然後引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的機制[59]。儘管還不能確定Ia超新星是如何的產生，但Ia超新星有非常均勻的屬性，是星系間距離有用的標準燭光。但對性質上漸進的變化或高紅移在不同頻率的異常光度，光度曲線和光譜是別上的微小變化，一些校準上的補償是需要的[60][61]。

正常的Ia超新星

有幾種方式可以形成這種類型的超新星，但它們共用一個基礎的機制。如果一顆碳-氧[nb 2]白矮星吸積到足夠的質量，達到錢德拉塞卡極限的大約1.44 太陽質量（M☉）[62]（對不自轉的恆星），它將不再能以電子簡併壓力支撐其巨大的電漿體[63][64]，並且開始坍縮。然而，目前的看法是通常尚未達到這個極限，已經獲得足夠高的溫度和密度，可以在核心引燃碳融合[65]。通常在接近極限之前（大約接近至1%），就已經坍縮了[62]。

在幾秒鐘內，白矮星相當大一部份的物質會發生核融合，釋放出足夠的能量（1–2×1044 J）[66]，解除恆星的束縛，發生超新星爆炸[67]。產生向外膨脹的激波與物質達到5,000-20,000km/s，或大約3%光速的速度。同時亮度也大幅的增加，絕對星等可以達到 -19.3等（或比太陽亮5億倍），而且只有少量的變異[68]。

形成這類超新星的是密接的聯星。兩顆星中較大的一顆先演化離開主序帶，並膨脹成為一顆紅巨星。這兩顆恆星現在共享一個包層，造成它們相互間的軌道縮小。較大的這顆恆星然後傾卸掉它大部分的包層，失去質量直到它的核心不能再繼續進行核融合。在這個點上，它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星[69]。最後，它的伴星也演化離開主序帶成為紅巨星。來自巨星的物質被白矮星吸積，導致白矮星的質量持續的增加。儘管基本的模型被普遍接受，但精確的萌生和爆炸產生重元素細節還不清楚。

Ia新星遵循著一個特徵的光度曲線 －亮度作為時間函數的關係圖－ 爆炸後，這個亮度因為從鎳-56 經過鈷-56到鐵-56的放射性衰變而產生變化[68]。正常Ia超新星光度曲線的峰值是非常一致的，最大值是絕對星等 -19.3等。這使它能夠成為次要的[70]標準燭光，可以用來測量其宿主星系的距離[71]。

非標準的Ia超新星

另一種Ia超星的爆炸涉及兩顆白矮星的合併，加起來的質量可能超過錢德拉塞卡極限[72]。這一類型的爆炸還有許多的變化[73]，並且在許多情況下可能沒有超新星，但預期它們的光度曲線會比正常的Ia超新星爆炸寬闊與較低的光度。

當白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限，將會有光度異常的Ia超新星[74]，而由不對稱性可能會有進一步增強的類型[75]，但噴射物質的動能會少於正常的動能。

非標準的Ia超星沒有正式的子分類。曾經建議將氦吸積在白矮星上，光度較黯淡的超星分類為Iax[76][77]，而這種類型的超新星可能不會將祖白矮星完全摧毀，而能留下一顆殭屍恆星[78]。

一種特殊的非標準型Ia超新星發展出氫和其他的，發射的譜線給出了外觀正常的Ia和IIn超新星之間的混合物，例如SN 2002ic和SN 2005gj。這種超新星曾經被標記為Ia/IIn、Ian、IIa、IIan[79]。

核心坍縮

 
超新星的初始質量-金屬量。
 
大質量恆星發展至核心坍縮前的洋蔥狀結構（未依照比例）。

當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的重力，會經歷核心崩潰；這是除了Ia超新星之外，其它所有類型的超新星形成的原因。這種崩潰的結果會導致恆星的外層劇烈爆炸，成為超新星，或者釋放的重力位能不足而坍塌成為黑洞或中子星與少量的輻射能量。有幾種不同的機制可以造成核心坍縮：電子捕獲、超越錢德拉塞卡極限、成對不穩定、或是光致蛻變[80][81]。當恆星發展出鐵芯，因為電子簡併壓力不足以支撐超過錢德拉塞卡極限的質量，於是核心坍塌成為中子星或黑洞。跟著氧融合的爆炸，在氧/氖/鎂核心的電子捕獲是造成引力坍縮的原因，具有非常相似的結果。在大量的核心氦後燃燒產生電子-正子對移除熱力學的支援，導置初始的坍塌與後續的失控核融合，結果就是成對不穩定超新星。足夠大和熱的恆星核心可能產生γ射線，能量足夠直接引發光致蛻變，這將導致核心徹底的崩潰。

下表列出已知核心坍塌原因的大質量恆星、恆星的種類、關聯的超新星類型和產生的殘骸。金屬量是除了氫和氦之外，其他元素和太陽中含量的比值。初始質量是成為超新星之前的質量，是太陽質量的好幾倍，然而當時這顆超新星的質量可能已經低了許多。

在表中未列出IIn超新星。它們可能由不同類型的潛在祖恆星經由不同途徑形成，甚至可能由Ia的白矮星引燃。雖然看起來大部分都是在明亮的巨星或超巨星（包括LBVs），經由鐵芯崩潰形成的。窄光譜線是它們被如此命名的原因，因為這類超新星展開的拱星物質小而濃密[82]。看起來IIn超新星是貨真價實的假超新星，只是高光度藍變星的大規模噴發，類似於海山二。在這些事件中，新噴發的物質通過激波與之前噴發的物質交互作用，產生窄吸收譜線[83]。

核心坍塌質量和金屬量的情景[80]
坍塌的起因 估計的祖恆星初始質量 超新星類型 殘骸
在簡併O+Ne+Mg核心的電子捕獲 8–10 暗II-P 中子星
鐵核坍塌 10–25 暗II-P 中子星
25–40 與金屬量和太陽一樣或較低 普通的II-P 起初是中子星，物質落回後成為黑洞
25–40 與高金屬量 II-L 或 II-b 中子星
40–90 與低金屬量 無 黑洞
≥40 與金屬量和太陽相似 黯淡的Ib/c，或與GRB超新星 起初是中子星，物質落回後成為黑洞
≥40 與高金屬量 Ib/c 中子星
≥90 與低金屬量 無，可能是γ射線暴（GRB） 黑洞
不穩定對 140–250 與低金屬量 II-P，有時是超新星，可能是 GRB 沒有殘骸
光致蛻變 ≥250 與低金屬量 無（或亮超新星？），可能是GRB 大質量黑洞
 
單獨的大質量恆星殘骸。
 
在一顆大質量0恆星內的演化(a)洋蔥結構的殼層，形成鐵芯 (b)達到錢德拉塞卡極限開始坍塌。核心內部被壓縮形成中子 (c)造成崩落的物質反彈 (d)並形成向外傳播的衝擊波（紅色）。衝擊波停滯（因為能量消耗）(e)但可能是與微中子的交互作用，使它重獲活力。周圍的物質被驅散 (f)只留下簡併的殘骸。

當恆星的核心不再能對抗重力，它自身向內坍塌的速度可以達到70,000Km/s（0.23c）[84]，導致溫度和密度迅速增加。接下來的步驟取決於恆星的質量和結構，低質量的簡併核心形成中子星，大質量的簡併核心通常大多完全坍塌成為黑洞；未簡併的核心會經歷失控的核融合。

簡併的核心開始坍塌時是光致蛻變和電子捕獲的β衰變，暴發出電子微中子。當密度增加，因此困在核心的微中子輻射被截斷。最終，內核的直徑通常可以達到30公里 [85]，並且密度可以達到原子核的程度，中子簡併壓力試圖阻止坍塌。如果核心的質量大約超過15 M☉，然後中子簡併壓力就不足以抵擋坍塌，就沒有經過超新星爆炸的形式直接成為黑洞。

在低質量的核心，坍塌會被阻止，並形成有1,000億K，約為太陽核心溫度6,000倍，中子構成的核心[86]。熱微中子形成微中子-反微中子對的味，數倍於電子捕獲微中子的數量[87]。大約1046焦耳，相當於10%的恆星靜止質量，在10秒內爆裂出的微中子是事件中最主要的輸出[85][88]。突然停止的核心坍塌和反彈在毫秒內產生激波[89]，外核通過重元素的分離而失去能量。這個過程（不是很明確的瞭解）需要從微中子脈衝重新吸收大約1044（foe，1044）焦耳的能量[88]，產生可見的爆炸；雖然理論上也有其它的能量爆炸[85]。

一些外層封包的物質會落回到中子星上，使核心的質量超過8 M☉，就會形成黑洞。落回的質量會降低爆炸的動能和被逐出的放射性物質，但在某些情況下，它也可能產生相對論性噴流，導致γ射線暴或異常明亮的超新星。

大質量的非簡併核心坍塌將點燃核心進一步的核融合。當核心的坍塌由不穩定對開始時，氧開始融合，坍塌可能會停止。對核心質量在40–60 M☉，坍塌會暫停而恆星保持不變，但當更大的核心形成後，核心的坍塌會再度發生。對核心質量在60–130 M☉，氧融合和更重元素的核融合會釋放更多的能量，整顆恆星都會瓦解，成為一顆超新星。在大質量恆星的質量上限，由於許多太陽質量的鎳56，超新星會異常明亮的時間會延長。核心的質量越大，核心的溫度會高得足以進行光致蛻變，可以讓整個核心成為一個黑洞[90]。

II型超新星

主条目：II型超新星
 
非典型亮度的II型超新星SN 1997D。

初始質量小於8倍太陽質量的恆星從來沒有發展至核心大到足以坍塌，它們最終都是失去大氣層成為白矮星。恆星質量至少是9 M☉（可能需要多達 12 M☉[91]）以複雜的方式演化，在它的核心發展出較高的溫度，逐步燃燒更重的元素[85][92]。這顆恆星成為像洋蔥一樣的層狀結構，在越外面的殼層燃燒越輕的元素[80][93]。雖然不片描述洋蔥似的結構有鐵芯，但超新星前身的大質量恆星僅有氧-氖（-鎂）的內核。這些超AGB恆星可能是主要的核心坍塌超新星，但質量越大的祖恆星，發出的光越黯淡，被觀測到的也就越少[91]。

當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時，其結果是出現II型超新星。明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度。金屬量接近太陽，特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫，就不會形成II型超新星。所有低金屬量的恆星，在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層，但質量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞，而不會產生可以看見的超新星。

初始質量的上限大約在90倍太陽質量，或是金屬量只高一些，預期會產生II-p超新星，這是最常見的超新星類型。在中與高金屬量，且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫，其結果是II-L超新星。金屬量非常低，恆星質量在140–250 M☉在核心坍塌時將達到不穩定對，但仍然有氫的包層和氧的核心，其結果將是II型超新星，但會噴出大量的鎳56，成為高亮度的超新星。

Ib和Ic型

主条目：Ib和Ic超新星
 
Ib型超新星SN 2008D[94]的X射线（左）和可见光（右，位于星系上端远处）图像[95]

这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层[96]。Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫-拉叶星坍缩后的产物。另外还有一些证据认为少量的Ic型超新星是伽玛射线暴的产生原因，但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或Ic型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴[97]。

光度曲线

 
光度随时间变化的曲线在这里表示了II-L型超新星和II-P型超新星的特征光度曲线。

由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在，II型超新星的光度曲线特征明显：与I型超新星的光度曲线相比，II型超新星的光度曲线平均每天降低0.008等，较前者要低很多。按照光度曲线的特征，II型超新星可分为两个子类，一类在光度曲线上有一个平坦的高原区（II-P型），另一类的光度曲线则只存在线性衰减（II-L型）。如此II-L型超新星的总体衰减率为每天0.012等，高于II-P型超新星的每天0.0075等。对于II-L型超新星而言，产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了[98]。

II-P型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化。爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子，阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出，从而显著提高了外层的不透明度。当外层的氢离子冷却后重新组合成原子，外层区域的透明度又会回升[99]。

在II型超新星光谱的诸多反常特性中，IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用[100]，而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数（但不是全部）的氢元素外层。随着IIb型超新星喷射物的膨胀，余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构[101]。

不对称性

长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度[102]。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米/秒甚至以上的速度。现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性，但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。

 
这张由X射线和可见光的合成图描述了从蟹状星云核心区域发出的电磁辐射。从中心附近的脉冲星所释放的粒子速度可接近光速。[103]这颗中子星的速度约为375千米/秒[104]

具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸[105]。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素[106][107]。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。）

现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关，不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到[108]。

Ia型的核坍缩

由于Ib、Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型，它们被统称为核坍缩超新星。而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源。核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层，并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小。光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波[109]。

而与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。

在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56[110]，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右[111]。

能量輸出

 
56 鎳-56和鈷-56產生超新星可見光變曲線的放射性衰變。

儘管我們思考的超新星事件主要是可見光發光的部分，但是電磁輻射只是爆炸產生的輕微副作用。特別是核心崩潰的超新星，發出的電磁輻射事件只是總能量的一小部分。

在不同類型的超新星，能量產生的不同和平衡才是他們之間根本上的區別。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和噴發物的動能。核坍縮的超新星，絕大部分的能量經由微中子排放，在明顯地主要爆炸時，99%以上的微中子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了。

Ia型超星從核融合失控的碳氧白矮星獲得它們的能量。但還未能完全塑造能量的細節，而最終的結果是以高動能拋射出整顆恆星的原始質量。大約半個太陽質量的56Ni是從矽燃燒成。56Ni是放射性物質，半衰期為6天，會經由正電子發射輻射出γ射線蛻變成56Co。56Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的56Fe。這兩種過程負責提供來自Ia超新星的電磁輻射。在結合噴發物質透明度的變化，它們產生急劇下降的光變曲線[112]。

核心坍縮超新星的平均是亮度比Ia型超新星低，但總能量卻高得多。這來自於核心坍縮的重力位能，最初從崩潰的原子核產生電子微中子，緊接著所有的味（flavours）由過熱中子星的核心釋出。大約只要1%的這些微中子，就有足夠的能量可以造成恆星外層的超新星爆炸，但當前的模型還不足以提供細節。動能和鎳的量要比Ia超新星低一些，因此視亮度比較低，但來自數倍於太陽質量氫的電離能量可以貢獻下降得更緩慢，並使核心坍縮超新星的光度在高原階段。

超新星的能量
超新星 約計的總能量
(foe)[i]		 拋出的鎳
（太陽質量）		 微中子能量
(foe)		 動能
(foe)		 電磁輻射
(foe)
Ia型[112][113][114] 1.5 0.4 – 0.8 0.1 1.3 – 1.4 ~0.01
核心坍縮[115][116] 100 (0.01) – 1 100 1 0.001 – 0.01
極超新星 100 ~1 1–100 1–100 ~0.1
不穩定對[90] 5–100 0.5 – 50 low? 1–100 0.01 – 0.1
  1. ^ Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.

在一些核心坍縮的超新星，會回退到黑洞驅動著相對論性噴流，這能會產生短暫、高能且定向的伽瑪射線暴，也將能量進一步的傳輸給實質物質噴流。這是產生高光度超新星的一個方案，被認為是極超新星和持續時間較長的伽瑪射線爆發的成因。如相對論性噴流過於短暫，不能穿透恆星外的包層，然後就可能產生低光度的伽瑪射線爆發，這顆超新星就可能是低亮度的。

當一顆超新星發生在低密度的星周雲內時，它可能會產生激波，可以有效地將大量的動能轉換成電磁輻射。雖然最初的爆炸能量是完全正常產生的超新星，也會有高亮度和延長的持續時間，這是因為他不依賴指數型的放射性衰變。這種類型的事件可能造成IIn型超新星。

雖然不穩定對超星是核心坍縮超新星，光譜和光變曲線類似IIp超新星，追隨著核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星。質量最高事件的總能量釋放，媲美於其它核心坍縮超新星，但微中子的產生被認為很低，因此動能和電磁輻射能量是非常高。這些恆星的核心遠比任何的白矮星巨大，放射性鎳的數量和拋出的其它種元素也會更多，因此視覺光度會高出好幾個數量極。

前身

超新星的類型與爆炸前的恆星分類是緊密相連的。每種類型超新星的發生戲劇性的決定於其金屬量，也就是宿主星系的年齡。

Ia型超新星是由聯星系統中的白矮星形成的，發生在所有型態的星系。核心坍縮的超新星僅見於當前或最近形成的星系，因為它們都是生命短暫的大質量恆星造成的。它們最常在Sc型的螺旋星系內被發現，但也會出現在其它螺旋星系的螺旋臂和不規則星系，特別是星暴星系。

Ib/c型、II-L型和可能多數的IIn超新星，被認為只出現在金屬量與太陽相似ˇ準的恆星，而這些是大質量恆星損失大量質的結果，因此它們很少出現在老年或距離較遙遠的星系。下表顯示預期的主要是坍縮超新星的主要類型的前身恆星，和每種在地社群中的近似比例。

核心坍縮超新星類型的前身恆星比例[117]
類型 前身恆星 比例
Ib WC 沃夫–瑞葉星 9%
Ic WO 沃夫–瑞葉星 17%
II-P 超巨星 55%
II-L 超巨星與耗盡氫的殼層 3.0%
IIn 在濃密的拋出物質內的超巨星（像是高光度藍變星） 2.4%
IIb 超巨星與耗盡的氫（被伴星剝離？） 12%
IIpec 藍超巨星？ 1.0%

在調和模型和觀測恆星演化至核心坍縮的超新星有許多的困難。紅超巨星被認為是絕大多數核心坍縮超新星的前身恆星，但是被觀測到的只有相對較低質量和光度的，分別低於18 M☉和100,000 L☉。多數II型超新星的前身未能檢測到，並且多數被認為是太黯淡和質量不夠大。現在又提出高質量的紅超巨星不會發生超新星爆炸，但是會進化回到較高的溫度。有幾顆II型超新星的前身已經被確認，而這些是K型和G型的超巨星，還有一顆是A型的超巨星[118]。黃超巨星或LBVs被建議是IIb超新星的前身恆星，並且幾乎所有附近觀測到的IIb超新星都表明這就是前身恆星[119][120]。

直到數十年前，熱超巨星被認為不會爆炸，但顯示況並非如此。藍超巨星出乎意料高比例被確認是超新星的前身，而部分原因是因為它們的亮度高，易於被檢出，而單一的沃夫–瑞葉星一直沒有被清楚地確定是超新星的前身[118][121]。模型很難顯示藍超巨星如何失去足夠的質量來進化到超新星不同的階段。一項路徑研究顯示低亮度的後紅超巨星可能會成為高光度藍變星，而最有可能成為IIn型超新星[122]。

預期的Ib型超新星的前身恆星是亮Wc星，但從未觀察到；相反的發現是低光度的WC星，顯而易見的是後紅超巨星。WO星在視覺上相對微弱是極為罕見的，所以很難說不是前身恆星，或只是還未被觀測到。儘管對許多超新星的觀測仍顯得不足，但附近許多非常亮的前身恆星都曾有過清楚的影像[123]。有幾個熱且亮的IIn型超新星前身恆星已經被檢測到的例子：SN 2005gy和SN 2010jl都是高亮度，但距離很遠的恆星；SN 2009ip的前身是像高光度藍變星的高亮度恆星，但它是確切性質仍有爭議的奇特超新星[118]。

其它的衝擊

重元素的來源

主条目：恆星核合成和超新星核合成
 
顯示星際物質中每個元素來源的週期表。

星際物質中，從氧到銣等元素的主要來源是超新星[124][125][126]，然而理論上的元素豐度，在光譜的觀測中會因為不同類型的超新星而有很大的差異[126]。Ia型超新星主要產生矽和鐵峰元素，像鎳和鐵這種元素[127][128]。核心坍塌超新星噴發的鐵峰元素要比Ia型超新星少得多，但因氦核作用生成的輕元素如氧、氖等，和比鋅重的元素則有較大的量。後者在電子捕獲超新星方面尤其顯著[129]。從II型超新星噴搋來的物質大部分是氫和氦[130]。重元素的生成：核融合可以形成34S的原子核；在矽光分解和準靜態平衡的矽燃燒的過程中可以生成36Ar和56Ni之間的原子核；在超新星崩潰期間，經由快速捕獲中子（R-過程）生成比鐵重的元素R-過程產生富含中子但極度不穩定的原子核，會迅速的經由β衰變形成更穩定的形式。在超新星中，R-過程反應產生的同位素佔鐵元素以外元素所有同位素的一半[131]，然而中子星合併可能才是許多此類元素的主要天體物理來源[124][132]。

在現代宇宙中，老的漸近巨星支星是來自S-過程的元素、氧化物和碳等塵埃的主要來源[124][133]。不過，在早期的宇宙中，尚未生成漸近距星支星之前，超新星可能是塵埃的主要來源[134]

恒星演化中的作用

主条目：超新星遗迹

許多超新星的殘骸是由緻密的天體和快速膨脹的激波物質組成。這種物質雲自由膨脹的階段可以持續長達兩個世紀，並席捲了周圍的星際物質。然後，這種波經由絕熱膨脹逐漸冷卻，在大約10,000年的時間裡，它會慢慢冷卻並與周圍的星際物質混合[135]。

 
位於大麥哲倫星系中一團氣體和塵埃聚集區內的超新星殘骸N63A。

大爆炸產生氫、氦和微量但可檢測出的鋰，而所有更重的元素都是在恆星和超新星中合成。超新星往往用氫和氦以外的元素豐富周圍的星際物質。天文學家將比更重的元素都稱為金屬。

這些注入星際物質的元素最終豐富了分子雲，而這而是恆星形成的場所[136]。因此，每一代的恆星組成都略有不同，從幾乎純氫和氦的混合到富含更多金屬的成分。這些元素都是在核融合期間在恆星中形成的，超新星是分配這些較重元素的主要機制。構成恆星的元素中，不同元素的豐度對恆星生命有重要的影響，並可能決定性的影響圍繞恆星運轉的行星形成的可能性。

膨脹的超新星殘骸的動能可以經由壓縮附近太空中密集的分子雲來觸發恆星的形成[137]。如果分子雲不能移除多餘的能量，湍流的壓力也會阻止恆星的形成[10]。

來自短壽的放射性同位素次代元素的證據顯示，測定一顆鄰近超新星爆炸的成分，說明了太陽系的組成，也可能在45億年前觸發了太陽系的形成[138]。

宇宙射線

超新星殘骸被認為佔有銀河系原生宇宙射線很大的一部分，但只在少數的殘骸中發現產生宇宙射線的直接證據。從超新星殘骸IC 443和W44中檢測到來自π介子衰變產生的γ射線。這些是超新星殘骸中被加速的質子撞擊星際物質時產生的[5]。

引力波

超新星是星系中潛在的強引力波來源[139]，但到目前為止還沒有檢測到。迄今探測到的引力波事件來源都是黑洞和中子星的合併，而這些天體可能是超新星的殘餘物[140]。

對地球的影響

主条目：鄰近地球的超新星

鄰近地球的超新星是距離地球夠近，對地球生物圈有顯著影響的超新星。根據超新星的類型和能量，它的距離可以遠至3,000光年。

在1996，有理論指出探測地球岩層中金屬同位素特徵的形式，有可能找到過去的超新星痕跡。後來，有報告在太平洋深海的岩石中檢測到富集的鐵-60 [141][142][143]。2009年，在對應於1060年代的南極冰層中發現硝酸鹽離子含量升高，這與1006年和1054年的超新星吻合。來自這些超新星的γ射線可能提高地球大氣層中氮氧化物的水準，而這些氮氧化物被困在冰層中[144]。

如果Ia型超新星發生在離地球夠近的距離上，被認為是最危險的。由於這種超新星產生於聯星系統中黯淡的白矮星，因此在研究不夠充分的恆星系統中，很可能發生能夠影响地球，但未能預測的超新星。已知最接近的候選者是飛馬座IK（詳見下文）[145]。最近的估計，II型超新星必須接近地球至8秒差距（26光年）才能破壞地球一半的臭氧層，但距離最近的候選者大約在500光年的距離上[146]。

銀河系中的候選者

主条目：超新星候選列表
 
距離地球21,000光年，圍繞著沃夫–瑞葉星WR124的星雲[147]。

銀河系的下一顆超新星即使發生在銀河系的遠端，也很可能被檢測到。它很可能是由已經收錄在2微米全天巡天（2MASS）星表中的一顆不起眼紅超巨星坍塌產生。有可能由不同類型的大質量恆星（例如黃超巨星、高光度藍變星、或沃夫–瑞葉星）產生，但可能性比較小。下一顆超新星是由白矮星產生的Ia型超新星的機會，大約是核心坍塌超新星的三分之一。其次，無論它發生在何處，它都可以被觀測到，但是不太可能曾經觀測過它的祖恆星。如果是Ia型超新星，因為很難在幾秒差距之外檢測出這樣的系統，甚至會不知道祖系統是怎樣的組合。據估計，銀河系中超新星的生成率是每世紀2至12顆，但實際上已經好幾個世紀沒有觀測到[8]。

從統計上看，下一顆超新星最可能來自一顆不起眼的紅超巨星，但很難確定這些超巨星中，哪些是處於核心重元素融合的最後階段，也許還剩下數百萬年的歲月。質量最大的紅超巨星在核心坍塌之前，會先拋出它們外層的氣體，演化成為沃夫–瑞葉星。所有的沃夫–瑞葉星都會在一百萬年左右的時間內結束生命，但同樣很難確定哪些是最接近核心坍塌的恆星。預計在幾千年內就會爆炸的一類是已經知道耗盡其核心氧的WO沃夫–瑞葉星[148]。已知的這一類沃夫–瑞葉星只有8顆，而其中只有4顆在銀河系[149]。

一些眾所周知接近核心坍塌超新星的候選者是紅超巨星的心宿二和參宿四 [150]；黃特超巨星的螣蛇十二（仙后座ρ）[151]；曾經是假超新星的高光度藍變星海山二[152]，和在船帆座最明亮的天社一（船帆座γ1）系統的伴星：一顆沃夫–瑞葉星[153]。其它還有，雖然不太可能，但已經獲得名聲的還有γ射線爆後代的WR104[154]。

確定Ia型超新星的候選者更有投機性。儘管確切的機制和時間尺度都還有爭議，但任何帶有吸積白矮星的聯星系統都可能產生超新星。這些系統都是暗淡、難以識別的，但新星和復發的新星都是這樣的系統，很方便於自我宣傳。天蠍座U就是一個例子[155]。已知最靠近地球的一顆Ia型超新星的候選者是飛馬座IK（HR 8210），距離是150光年[156]，但觀測表明，白矮星需要數百萬年的時間才能吸積達到成為Ia型超新星所需要的臨界質量[157]。

相關條目

  • Book: 超新星
维基百科图书收录可供下载或打印的条目。

注釋

  1. ^ 數值是通過尾碼"nc"的對設基-26轉換，依據a=1、b=2、c=3、…、n=14、…、z=26。因此，nc=n X 26 + c = 14 X 26 + 3 = 367。
  2. ^ 對核心主要成分是氧、氖和鎂組成的白矮星，坍塌通常會形成中子星。在這種情況下，只有一小部分的恆星質量會在坍縮時期被彈出。

参考文献

  1. ^ Giacobbe, F. W. . Electronic Journal of Theoretical Physics. 2005, 2 (6): 30–38 [2009-01-28]. （原始内容存档于2017-05-16）. 
  2. ^ . NASA Goddard Space Flight Center. 2006-07-27 [2009-01-28]. （原始内容存档于2020-05-28）. 
  3. ^ Schawinski, K. Justham, S.; Wolf, C.; Podsiadlowski, P.; Sullivan, M.; Steenbrugge, K. C.; Bell, T.; Röser, H.-J.; Walker, E. S.; Astier, P.; Balam, D.; Balland, C.; Carlberg, R.; Conley, A.; Fouchez, D.; Guy, J.; Hardin, D.; Hook, I.; Howell, D. A.; Pain, R.; Perrett, K.; Pritchet, C.; Regnault, N.; Yi, S. K. Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant. Science Express. 2008, 321: 223. PMID 18556514. doi:10.1126/science.1160456. 
  4. ^ Ott, C. D.; et al. Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves. Nuclear Physics B: Proceedings Supplement. 2012, 235: 381. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. arXiv:1212.4250  . doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. 
  5. ^ 5.0 5.1 Ackermann, M.; et al. Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants. Science. 2013, 339 (6121): 807–11. Bibcode:2013Sci...339..807A. PMID 23413352. arXiv:1302.3307  . doi:10.1126/science.1231160. 
  6. ^ 6.0 6.1 Osterbrock, D. E. Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?. Bulletin of the American Astronomical Society. 2001, 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O. 
  7. ^ 7.0 7.1 Reynolds, S. P.; et al. The Youngest Galactic Supernova Remnant: G1.9+0.3. The Astrophysical Journal Letters. 2008, 680 (1): L41–L44. Bibcode:2008ApJ...680L..41R. arXiv:0803.1487  . doi:10.1086/589570. 
  8. ^ 8.0 8.1 Adams, S. M.; Kochanek, C. S.; Beacom, J. F.; Vagins, M. R.; Stanek, K. Z. Observing the Next Galactic Supernova. The Astrophysical Journal. 2013, 778 (2): 164. Bibcode:2013ApJ...778..164A. arXiv:1306.0559  . doi:10.1088/0004-637X/778/2/164. 
  9. ^ Whittet, D. C. B. Dust in the Galactic Environment. CRC Press. 2003: 45–46. ISBN 0-7503-0624-6. 
  10. ^ 10.0 10.1 Krebs, J.; Hillebrandt, W. . Astronomy and Astrophysics. 1983, 128 (2): 411–419 [2007-02-01]. （原始内容存档于2017-06-25）. 
  11. ^ Allen, Jesse. . NASA. 1998-02-02 [2009-02-02]. （原始内容存档于2006-12-11）. 
  12. ^ Boss, Alan P.; Ipatov, Sergei I.; Keiser, Sandra A.; Myhill, Elizabeth A.; Vanhala, Harri A. T. Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave. The Astrophysical Journal: L119–122. Bibcode:2008ApJ...686L.119B. doi:10.1086/593057. 
  13. ^ Boss, A. P.; Ipatov, S. I.; Keiser, S. A.; Myhill, E. A.; Vanhala, H. A. T. Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave. The Astrophysical Journal Letters. 2008, 686 (2): L119–L122. Bibcode:2008ApJ...686L.119B. arXiv:0809.3045  . doi:10.1086/593057. 
  14. ^ 14.0 14.1 Motz, L.; Weaver, J. H. The Story of Astronomy. Basic Books. 2001: 76. ISBN 0-7382-0586-9. 
  15. ^ Winkler, P. F.; Gupta, G.; Long, K. S. The SN 1006 Remnant: Optical Proper Motions, Deep Imaging, Distance, and Brightness at Maximum. Astrophysical Journal. 2003, 585 (1): 324. Bibcode:2003ApJ...585..324W. arXiv:astro-ph/0208415  . doi:10.1086/345985. 
  16. ^ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. The Historical Supernovae. Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute, Cambridge, England, June 29-July 10, 1981. Dordrecht: D. Reidel: 355–370. 1982. Bibcode:1982sscr.conf..355C. 
  17. ^ Baade, W. No. 675. Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova. Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. 1943, 675: 1–9. Bibcode:1943CMWCI.675....1B. 
  18. ^ da Silva, L. A. L. The Classification of Supernovae. Astrophysics and Space Science. 1993, 202 (2): 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. doi:10.1007/BF00626878. 
  19. ^ Kowal, C. T. Absolute magnitudes of supernovae. Astronomical Journal. 1968, 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. doi:10.1086/110763. 
  20. ^ Leibundgut, B.; et al. A cosmological surprise: The universe accelerates. Europhysics News. 2003, 32 (4): 121. Bibcode:2001ENews..32..121L. doi:10.1086/378560. 
  21. ^ Fabian, A. C. A Blast from the Past. Science. 2008, 320 (5880): 1167–1168. PMID 18511676. doi:10.1126/science.1158538. 
  22. ^ Iyudin, A. F.; et al. Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova. Nature. 1998, 396 (6707): 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. doi:10.1038/24106. 
  23. ^ Aschenbach, B. Discovery of a young nearby supernova remnant. Nature. 1998, 396 (6707): 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. doi:10.1038/24103. 
  24. ^ Motizuki, Y.; et al. An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles. 2009. arXiv:0902.3446   [astro-ph.HE]. 
  25. ^ Fu-Yuan Zhao, R. G. Strom, Shi-Yang Jiang. The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 2006, 6 (5): 635–640. 
  26. ^ (新闻稿). National Optical Astronomy Observatory. 2003-03-05 [2009-02-05]. （原始内容存档于2020-05-12）. 
  27. ^ Miller, Williams C. Two possible astronomical pictographs found in northern Arizona. Plateau. 1955, 27 (4): 6–13. 
  28. ^ De nova stella. (2009).In Encyclopædia Britannica. Retrieved February 19, 2009, from Encyclopædia Britannica Online: http://www.britannica.com/EBchecked/topic/153867/De-nova-stella （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  29. ^ . [2009-02-19]. （原始内容存档于2009-06-02）. 
  30. ^ Beesley, D. E. Isaac Ward and S Andromedae. Irish Astronomical Journal. 1985, 17(2): 98. 
  31. ^ . Hubble Heritage Project. [2009-02-19]. （原始内容存档于2016-03-04）. 
  32. ^ NASA's Chandra Sees Brightest Supernova Ever （页面存档备份，存于互联网档案馆）, NASA Press Release on the Discovery, 2007-05-07
  33. ^ Baade, W.; Zwicky, F. On Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences. 1934, 20 (5): 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. PMC 1076395  . PMID 16587881. doi:10.1073/pnas.20.5.254. 
  34. ^ Murdin, P.; Murdin, Lesley. Supernovae 2nd. Cambridge University Press. 1985: 42. ISBN 0-521-30038-X. 
  35. ^ Colgate, S. A.; McKee, C. Early Supernova Luminosity. The Astrophysical Journal. 1969, 157: 623. Bibcode:1969ApJ...157..623C. doi:10.1086/150102. 
  36. ^ Zuckerman, B.; Malkan, M. A. . Jones & Bartlett Learning. 1996: 68 [2015-06-25]. ISBN 0-7637-0030-4. （原始内容存档于2021-04-28）. 
  37. ^ Filippenko, A. V.; Li, W. D.; Treffer, R. R.; Modjaz, M. The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope. Paczynski, B.; Chen, W.-P.; Lemme, C. (编). Small Telescope Astronomy on Global Scale. ASP Conference Series 246. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific: 121. 2001. Bibcode:2001ASPC..246..121F. ISBN 978-1-58381-084-2. 
  38. ^ Antonioli, P.; et al. SNEWS: The SuperNova Early Warning System. New Journal of Physics. 2004, 6: 114. Bibcode:2004NJPh....6..114A. arXiv:astro-ph/0406214  . doi:10.1088/1367-2630/6/1/114. 
  39. ^ Scholberg, Kate. SNEWS: The supernova early warning system. AIP Conference Proceedings. 2000, 523: 355. Bibcode:2000AIPC..523..355 请检查|bibcode=值 (帮助). arXiv:astro-ph/9911359  . doi:10.1063/1.1291879. 
  40. ^ Beacom, J. F. Supernova neutrinos and the neutrino masse. Revista Mexicana de Fisica. 1999, 45 (2): 36. Bibcode:1999RMxF...45...36B. arXiv:hep-ph/9901300  . 
  41. ^ . SpaceTelescope.org. [2014-01-07]. （原始内容存档于2020-11-12）. 
  42. ^ Frieman, J. A.; et al. The Sloan Digital Sky Survey-Ii Supernova Survey: Technical Summary. The Astronomical Journal. 2008, 135: 338. Bibcode:2008AJ....135..338F. arXiv:0708.2749  . doi:10.1088/0004-6256/135/1/338. 
  43. ^ Perlmutter, S. A.; et al. Scheduled discovery of 7+ high-redshift SNe: First cosmology results and bounds on q0. Ruiz-Lapuente, P.; Canal, R.; Isern, J. (编). Thermonuclear Supernovae, Proceedings of the NATO Advanced Study Institute. NATO Advanced Science Institutes Series C 486. Dordrecth: Kluwer Academic Publishers: 749. 1997. Bibcode:1997ASIC..486..749P. arXiv:astro-ph/9602122  . 
  44. ^ Linder, E. V.; Huterer, D. Importance of supernovae at z > 1.5 to probe dark energy. Physical Review D. 2003, 67 (8): 081303. Bibcode:2002astro.ph..8138L. arXiv:astro-ph/0208138  . doi:10.1103/PhysRevD.67.081303. 
  45. ^ Perlmutter, S.; et al. Measurements of the Cosmological Parameters Ω and Λ from the First Seven Supernovae at z ≥ 0.35. The Astrophysical Journal. 1997, 483 (2): 565. Bibcode:1997ApJ...483..565P. arXiv:astro-ph/9608192  . doi:10.1086/304265. 
  46. ^ Copin, Y.; et al. The Nearby Supernova Factory. New Astronomy Review. 2006, 50 (4–5): 436. Bibcode:2006NewAR..50..436C. doi:10.1016/j.newar.2006.02.035. 
  47. ^ Kirshner, R. P. Type I supernovae: An observer's view. AIP Conference Proceedings. 1980, 63: 33. Bibcode:1980AIPC...63...33K. doi:10.1063/1.32212. 
  48. ^ . IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. [2010-10-25]. （原始内容存档于2010-11-12）. 
  49. ^ . Osservatorio Astronomico di Padova. [2014-01-10]. （原始内容存档于2014-01-10）. 
  50. ^ . SpaceTelescope.org. [2014-09-12]. （原始内容存档于2014-09-13）. 
  51. ^ 51.0 51.1 Cappellaro, E.; Turatto, M. Supernova Types and Rates. Influence of Binaries on Stellar Population Studies 264. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers: 199. 2001. Bibcode:2001ASSL..264..199C. ISBN 978-0-7923-7104-5. arXiv:astro-ph/0012455  . doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. 
  52. ^ 52.0 52.1 52.2 52.3 Montes, M. . US Naval Research Laboratory. 2002-02-12 [2006-11-09]. （原始内容存档于2006-10-18）. 
  53. ^ 53.0 53.1 Doggett, J. B.; Branch, D. A comparative study of supernova light curves. The Astronomical Journal. 1985, 90: 2303. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934. 
  54. ^ Zwicky, F. NGC 1058 and its Supernova 1961. The Astrophysical Journal. 1964, 139: 514. Bibcode:1964ApJ...139..514Z. doi:10.1086/147779. 
  55. ^ Zwicky, F. New Observations of Importance to Cosmology. McVittie, G. C. (编). Problems of Extra-Galactic Research, Proceedings from IAU Symposium 15. New York: Macmillan Press: 347. 1962. Bibcode:1962IAUS...15..347Z. 
  56. ^ Li, W.; Leaman, J.; Chornock, R.; Filippenko, A. V.; Poznanski, D.; Ganeshalingam, M.; Wang, X.; Modjaz, M.; Jha, S.; Foley, R. J.; Smith, N. Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search – II. The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011, 412 (3): 1441. Bibcode:2011MNRAS.412.1441L. arXiv:1006.4612  . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18160.x. 
  57. ^ Richardson, D.; Branch, D.; Casebeer, D.; Millard, J.; Thomas, R. C.; Baron, E. A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae. The Astronomical Journal. 2002, 123 (2): 745. Bibcode:2002AJ....123..745R. arXiv:astro-ph/0112051  . doi:10.1086/338318. 
  58. ^ . ESO Picture of the Week. [2013-06-14]. （原始内容存档于2013-07-02）. 
  59. ^ Piro, A. L.; Thompson, T. A.; Kochanek, C. S. Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 438 (4): 3456. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. arXiv:1308.0334  . doi:10.1093/mnras/stt2451. 
  60. ^ Chen, W. C.; Li, X. D. On the Progenitors of Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae. The Astrophysical Journal. 2009, 702: 686. Bibcode:2009ApJ...702..686C. arXiv:0907.0057  . doi:10.1088/0004-637X/702/1/686. 
  61. ^ Howell, D. A.; Sullivan, M.; Conley, A.; Carlberg, R. Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift. Astrophysical Journal Letters. 2007, 667 (1): L37–L40. Bibcode:2007ApJ...667L..37H. arXiv:astro-ph/0701912  . doi:10.1086/522030. 
  62. ^ 62.0 62.1 Mazzali, P. A.; Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W. A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae. Science. 2007, 315 (5813): 825–828. Bibcode:2007Sci...315..825M. PMID 17289993. arXiv:astro-ph/0702351  . doi:10.1126/science.1136259. 
  63. ^ Lieb, E. H.; Yau, H.-T. A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse. The Astrophysical Journal. 1987, 323 (1): 140–144. Bibcode:1987ApJ...323..140L. doi:10.1086/165813. 
  64. ^ Canal, R.; Gutiérrez, J. L. The possible white dwarf-neutron star connection. Isern, J.; Hernanz, M.; Gracia-Berro, E. (编). Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs 214. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. 1997: 49. Bibcode:1997astro.ph..1225C. ISBN 978-0-7923-4585-5. 
  65. ^ Wheeler, J. C. . Cambridge University Press. 2000: 96 [2015-06-25]. ISBN 978-0-521-65195-0. （原始内容存档于2021-05-15）. 
  66. ^ Khokhlov, A.; Mueller, E.; Hoeflich, P. Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms. Astronomy and Astrophysics. 1993, 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K. 
  67. ^ Röpke, F. K.; Hillebrandt, W. The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae. Astronomy and Astrophysics Letters. 2004, 420 (1): L1–L4. Bibcode:2004A&A...420L...1R. arXiv:astro-ph/0403509  . doi:10.1051/0004-6361:20040135. 
  68. ^ 68.0 68.1 Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2000, 38 (1): 191–230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305  . doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. 
  69. ^ Paczynski, B. Common Envelope Binaries. Eggleton, P.; Mitton, S.; Whelan, J. (编). Structure and Evolution of Close Binary Systems. IAU Symposium No. 73. Dordrecht: D. Reidel: 75–80. 1976. Bibcode:1976IAUS...73...75P. 
  70. ^ Macri, L. M.; Stanek, K. Z.; Bersier, D.; Greenhill, L. J.; Reid, M. J. A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant. The Astrophysical Journal. 2006, 652 (2): 1133–1149. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. arXiv:astro-ph/0608211  . doi:10.1086/508530. 
  71. ^ Colgate, S. A. Supernovae as a standard candle for cosmology. The Astrophysical Journal. 1979, 232 (1): 404–408. Bibcode:1979ApJ...232..404C. doi:10.1086/157300. 
  72. ^ Ruiz-Lapuente, P.; et al. Type IA supernova progenitors. Memorie della Societa Astronomica Italiana. 2000, 71: 435. Bibcode:2000MmSAI..71..435R. 
  73. ^ Dan, M.; Rosswog, S.; Guillochon, J.; Ramirez-Ruiz, E. How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: Orbital stability and detonations at contact. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2012, 422 (3): 2417. Bibcode:2012MNRAS.422.2417D. arXiv:1201.2406  . doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20794.x. 
  74. ^ Andrew Howell, D.; et al. The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star. Nature. 2006, 443 (7109): 308–311. Bibcode:2006Natur.443..308H. PMID 16988705. arXiv:astro-ph/0609616  . doi:10.1038/nature05103. 
  75. ^ Tanaka, M.; et al. Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf. The Astrophysical Journal. 2010, 714 (2): 1209. Bibcode:2010ApJ...714.1209T. arXiv:0908.2057  . doi:10.1088/0004-637X/714/2/1209. 
  76. ^ Wang, B.; Liu, D.; Jia, S.; Han, Z. Helium double-detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae. Proceedings of the International Astronomical Union. 2014, 9 (S298): 442. Bibcode:2014IAUS..298..442W. arXiv:1301.1047  . doi:10.1017/S1743921313007072. 
  77. ^ Foley, R. J.; et al. Type Iax Supernovae: A New Class of Stellar Explosion. The Astrophysical Journal. 2013, 767: 57. Bibcode:2013ApJ...767...57F. arXiv:1212.2209  . doi:10.1088/0004-637X/767/1/57. 
  78. ^ McCully, C.; et al. A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z. Nature. 2014, 512 (7512): 54–56. Bibcode:2014Natur.512...54M. PMID 25100479. arXiv:1408.1089  . doi:10.1038/nature13615. 
  79. ^ Silverman, J. M.; et al. Type Ia Supernovae strongle interaction with their circumstellar medium. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2013, 207 (1): 3. Bibcode:2013ApJS..207....3S. arXiv:1304.0763  . doi:10.1088/0067-0049/207/1/3. 
  80. ^ 80.0 80.1 80.2 Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. How Massive Single Stars End Their Life. Astrophysical Journal. 2003, 591: 288. Bibcode:2003ApJ...591..288H. arXiv:astro-ph/0212469  . doi:10.1086/375341. 
  81. ^ Nomoto, K. I.; Tanaka, M.; Tominaga, N.; Maeda, K. Hypernovae, gamma-ray bursts, and first stars. New Astronomy Reviews. 2010, 54 (3–6): 191. Bibcode:2010NewAR..54..191N. doi:10.1016/j.newar.2010.09.022. 
  82. ^ Moriya. Progenitors of Recombining Supernova Remnants. The Astrophysical Journal. 2012, 750 (1): L13. Bibcode:2012ApJ...750L..13M. arXiv:1203.5799  . doi:10.1088/2041-8205/750/1/L13. 
  83. ^ Smith, N.; et al. Sn 2008S: A Cool Super-Eddington Wind in a Supernova Impostor. The Astrophysical Journal. 2009, 697: L49. Bibcode:2009ApJ...697L..49S. arXiv:0811.3929  . doi:10.1088/0004-637X/697/1/L49. 
  84. ^ Fryer, C. L.; New, K. C. B. Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Living Reviews in Relativity. 2003, 6. doi:10.12942/lrr-2003-2. 
  85. ^ 85.0 85.1 85.2 85.3 Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae. Nature Physics. 2005, 1 (3): 147–154. Bibcode:2005NatPh...1..147W. arXiv:astro-ph/0601261  . doi:10.1038/nphys172. 
  86. ^ Janka, H.; Langanke, K.; Marek, A.; Martinezpinedo, G.; Muller, B. Theory of core-collapse supernovae. Physics Reports. 2007, 442: 38. Bibcode:2007PhR...442...38J. arXiv:astro-ph/0612072  . doi:10.1016/j.physrep.2007.02.002. 
  87. ^ Gribbin, J. R.; Gribbin, M. Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection. Yale University Press. 2000: 173. ISBN 978-0-300-09097-0. 
  88. ^ 88.0 88.1 Barwick, S. W.; et al. APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group. 2004. arXiv:astro-ph/0412544   |class=被忽略 (帮助). 
  89. ^ Myra, E. S.; Burrows, A. Neutrinos from type II supernovae- The first 100 milliseconds. Astrophysical Journal. 1990, 364: 222–231. Bibcode:1990ApJ...364..222M. doi:10.1086/169405. 
  90. ^ 90.0 90.1 Kasen, D.; Woosley, S. E.; Heger, A. (PDF). The Astrophysical Journal. 2011, 734 (2): 102 [2015-06-27]. Bibcode:2011ApJ...734..102K. arXiv:1101.3336  . doi:10.1088/0004-637X/734/2/102. （原始内容 (PDF)存档于2012-09-04）. 
  91. ^ 91.0 91.1 Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. The Supernova Channel of Super‐AGB Stars. The Astrophysical Journal. 2008, 675: 614. Bibcode:2008ApJ...675..614P. arXiv:0705.4643  . doi:10.1086/520872. 
  92. ^ Gilmore, G. ASTRONOMY: The Short Spectacular Life of a Superstar. Science. 2004, 304 (5679): 1915–1916. PMID 15218132. doi:10.1126/science.1100370. 
  93. ^ Faure, G.; Mensing, T. M. Life and Death of Stars. Introduction to Planetary Science. 2007: 35-48. ISBN 978-1-4020-5233-0. doi:10.1007/978-1-4020-5544-7_4. 
  94. ^ Malesani, D. et al. Early spectroscopic identification of SN 2008D. Cornell University. 2008 [2009-01-29]. 
  95. ^ Naeye, Robert; Gutro, Rob. . NASA/Goddard Space Flight Center. 2008-05-21 [2009-01-29]. （原始内容存档于2021-05-15）. 
  96. ^ Pols, Onno. . Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research. Chiang Mai, Thailand: 153–158. October 26 – November 1, 1995 [2009-01-29]. （原始内容存档于2008-02-27）. 
  97. ^ Ryder, S. D.; et al. . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2004, 349 (3): 1093–1100 [2009-01-29]. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07589.x. （原始内容存档于2019-04-03）. 
  98. ^ Doggett, J. B.; Branch, D. A Comparative Study of Supernova Light Curves. Astronomical Journal. 1985, 90: 2303–2311. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934. 
  99. ^ . Swinburne University of Technology. [2009-01-30]. （原始内容存档于2019-10-17）. 
  100. ^ Pastorello, A.; et al. . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2002, 333 (1): 27–38 [2009-01-30]. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05366.x. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  101. ^ Utrobin, V. P. . Astronomy and Astrophysics. 1996, 306: 219–231 [2009-01-30]. （原始内容存档于2007-10-11）. 
  102. ^ P. Hoflich, P. Kumar, J. C. Wheeler (编). Neutron star kicks and supernova asymmetry. . Cambridge: Cambridge University Press. 2004: 276 [2009-01-30]. （原始内容存档于2017-05-16）. 
  103. ^ Beasley, D.; Roy, S.; Watzke, M.; Villard, R. . NASA. 2002-09-19 [2009-01-30]. （原始内容存档于2016-07-06）. 
  104. ^ Frail, D. A.; Giacani, E. B.; Goss, W. M.; Dubner, G. . The Astrophysical Journal. 1996, 464 (2): L165–L168 [2009-01-30]. doi:10.1086/310103. （原始内容存档于2019-05-29）. 
  105. ^ Fryer, Chris L. . The Astrophysical Journal. 2004, 601 (2): L175–L178 [2009-01-30]. doi:10.1086/382044. （原始内容存档于2017-05-16）. 
  106. ^ . McDonald Observatory. 2002-03-02 [2006-12-11]. （原始内容存档于2021-05-15）. 
  107. ^ Foust, Jeff. . Spaceflight Now. 2000-01-09 [2009-01-30]. （原始内容存档于2006-12-31）. 
  108. ^ . European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere（ESO）. 2003-08-06 [2009-01-30]. （原始内容存档于2008-10-13）. 
  109. ^ Leibundgut, B. . Proceedings of the NATO Advanced Study Institute on the Lives of the Neutron Stars. Kemer, Turkey: Kluwer Academic: 3. August 29 – September 12, 1993 [2009-01-30]. ISBN 978-0-7923-3246-6. （原始内容存档于2008-02-27）. 
  110. ^ Matz, S. M.; Share, G. H. . Astrophysical Journal. 1990, 362: 235–24 [2009-01-30]. doi:10.1086/169259. （原始内容存档于2008-02-27）. 
  111. ^ Schlegel, E. M.; Kirshner, R. P. . Astrophysical Journal. 1989, 98: 577–589 [2009-01-30]. doi:10.1086/115158. （原始内容存档于2008-02-27）. 
  112. ^ 112.0 112.1 Mazzali, P. A.; Nomoto, K. I.; Cappellaro, E.; Nakamura, T.; Umeda, H.; Iwamoto, K. Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar‐Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae?. The Astrophysical Journal. 2001, 547 (2): 988. Bibcode:2001ApJ...547..988M. arXiv:astro-ph/0009490  . doi:10.1086/318428. 
  113. ^ Iwamoto, K. Neutrino Emission from Type Ia Supernovae. AIP Conference Proceedings 847. 2006: 406. doi:10.1063/1.2234440. 
  114. ^ Hayden, B. T.; Garnavich, P. M.; Kessler, R.; Frieman, J. A.; Jha, S. W.; Bassett, B.; Cinabro, D.; Dilday, B.; Kasen, D.; Marriner, J.; Nichol, R. C.; Riess, A. G.; Sako, M.; Schneider, D. P.; Smith, M.; Sollerman, J. The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS-II Supernova Survey. The Astrophysical Journal. 2010, 712: 350. Bibcode:2010ApJ...712..350H. arXiv:1001.3428  . doi:10.1088/0004-637X/712/1/350. 
  115. ^ Janka, Hans-Thomas. Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae. Annual Review of Nuclear and Particle Science. 2012, 62: 407. Bibcode:2012ARNPS..62..407J. arXiv:1206.2503  . doi:10.1146/annurev-nucl-102711-094901. 
  116. ^ Smartt. Progenitors of core-collapse supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2009, 47: 63–106. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. arXiv:0908.0700v2  . doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737. 
  117. ^ Eldridge, J. J.; Fraser, M.; Smartt, S. J.; Maund, J. R.; Crockett, R. Mark. The death of massive stars – II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2013, 436 (1): 774. Bibcode:2013MNRAS.436..774E. S2CID 118535155. arXiv:1301.1975  . doi:10.1093/mnras/stt1612. 
  118. ^ 118.0 118.1 118.2 Smartt, Stephen J. Progenitors of Core-Collapse Supernovae. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 2009, 47: 63. Bibcode:2009ARA&A..47...63S. arXiv:0908.0700  . doi:10.1146/annurev-astro-082708-101737. 
  119. ^ Walmswell, J. J.; Eldridge, J. J. Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2012, 419 (3): 2054. Bibcode:2012MNRAS.419.2054W. arXiv:1109.4637  . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19860.x. 
  120. ^ Georgy, C. Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?. Astronomy & Astrophysics. 2012, 538: L8–L2. Bibcode:2012A&A...538L...8G. arXiv:1111.7003  . doi:10.1051/0004-6361/201118372. 
  121. ^ Yoon, S. -C.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Kozyreva, A.; Izzard, R. G. On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors. Astronomy & Astrophysics. 2012, 544: L11. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. arXiv:1207.3683  . doi:10.1051/0004-6361/201219790. 
  122. ^ Groh, J. H.; Meynet, G.; Ekström, S. Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors. Astronomy & Astrophysics. 2013, 550: L7. Bibcode:2013A&A...550L...7G. arXiv:1301.1519  . doi:10.1051/0004-6361/201220741. 
  123. ^ Yoon, S.-C.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Kozyreva, A.; Izzard, R. G. On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors. Astronomy & Astrophysics. 2012, 544: L11. Bibcode:2012A&A...544L..11Y. arXiv:1207.3683  . doi:10.1051/0004-6361/201219790. 
  124. ^ 124.0 124.1 124.2 Johnson, Jennifer A. Populating the periodic table: Nucleosynthesis of the elements. Science. 2019, 363 (6426): 474–478. Bibcode:2019Sci...363..474J. PMID 30705182. doi:10.1126/science.aau9540. 
  125. ^ François, P.; Matteucci, F.; Cayrel, R.; Spite, M.; Spite, F.; Chiappini, C. The evolution of the Milky Way from its earliest phases: Constraints on stellar nucleosynthesis. Astronomy & Astrophysics. 2004, 421 (2): 613–621. Bibcode:2004A&A...421..613F. arXiv:astro-ph/0401499  . doi:10.1051/0004-6361:20034140. 
  126. ^ 126.0 126.1 Truran, J. W. Supernova Nucleosynthesis. Schramm, D. N. (编). Supernovae. Astrophysics and Space Science Library 66. Springer. 1977: 145–158. ISBN 978-94-010-1231-7. doi:10.1007/978-94-010-1229-4_14. 
  127. ^ Nomoto, Ken'Ichi; Leung, Shing-Chi. Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae: Progenitor's Evolution and Nucleosynthesis Yields. Space Science Reviews. 2018, 214 (4): 67. Bibcode:2018SSRv..214...67N. arXiv:1805.10811  . doi:10.1007/s11214-018-0499-0. 
  128. ^ Maeda, K.; Röpke, F.K.; Fink, M.; Hillebrandt, W.; Travaglio, C.; Thielemann, F.-K. NUCLEOSYNTHESIS IN TWO-DIMENSIONAL DELAYED DETONATION MODELS OF TYPE Ia SUPERNOVA EXPLOSIONS. The Astrophysical Journal. 2010, 712 (1): 624–638. Bibcode:2010ApJ...712..624M. arXiv:1002.2153  . doi:10.1088/0004-637X/712/1/624. 
  129. ^ . [2020-05-21]. （原始内容存档于2020-12-02）. 
  130. ^ Eichler, M.; Nakamura, K.; Takiwaki, T.; Kuroda, T.; Kotake, K.; Hempel, M.; Cabezón, R.; Liebendörfer, M.; Thielemann, F-K. Nucleosynthesis in 2D core-collapse supernovae of 11.2 and 17.0 M⊙ progenitors: Implications for Mo and Ru production. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 2018, 45 (1): 014001. Bibcode:2018JPhG...45a4001E. arXiv:1708.08393  . doi:10.1088/1361-6471/aa8891. 
  131. ^ Qian, Y.-Z.; Vogel, P.; Wasserburg, G. J. Diverse Supernova Sources for the r-Process. Astrophysical Journal. 1998, 494 (1): 285–296. Bibcode:1998ApJ...494..285Q. arXiv:astro-ph/9706120  . doi:10.1086/305198. 
  132. ^ Siegel, Daniel M.; Barnes, Jennifer; Metzger, Brian D. Collapsars as a major source of r-process elements. Nature. 2019, 569 (7755): 241–244. Bibcode:2019Natur.569..241S. PMID 31068724. arXiv:1810.00098  . doi:10.1038/s41586-019-1136-0. 
  133. ^ Gonzalez, G.; Brownlee, D.; Ward, P. The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution. Icarus. 2001, 152 (1): 185. Bibcode:2001Icar..152..185G. arXiv:astro-ph/0103165  . doi:10.1006/icar.2001.6617. 
  134. ^ Rho, Jeonghee; Milisavljevic, Danny; Sarangi, Arkaprabha; Margutti, Raffaella; Chornock, Ryan; Rest, Armin; Graham, Melissa; Craig Wheeler, J.; DePoy, Darren; Wang, Lifan; Marshall, Jennifer; Williams, Grant; Street, Rachel; Skidmore, Warren; Haojing, Yan; Bloom, Joshua; Starrfield, Sumner; Lee, Chien-Hsiu; Cowperthwaite, Philip S.; Stringfellow, Guy S.; Coppejans, Deanne; Terreran, Giacomo; Sravan, Niharika; Geballe, Thomas R.; Evans, Aneurin; Marion, Howie. Astro2020 Science White Paper: Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe?. Bulletin of the American Astronomical Society. 2019, 51 (3): 351. Bibcode:2019BAAS...51c.351R. arXiv:1904.08485  . 。
  135. ^ Cox, D. P. Cooling and Evolution of a Supernova Remnant. Astrophysical Journal. 1972, 178: 159. Bibcode:1972ApJ...178..159C. doi:10.1086/151775. 
  136. ^ Sandstrom, K. M.; Bolatto, A. D.; Stanimirović, S.; Van Loon, J. Th.; Smith, J. D. T. Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core-Collapse Supernova Remnant 1E 0102.2–7219. The Astrophysical Journal. 2009, 696 (2): 2138–2154. Bibcode:2009ApJ...696.2138S. arXiv:0810.2803  . doi:10.1088/0004-637X/696/2/2138. 
  137. ^ Preibisch, T.; Zinnecker, H. Triggered Star Formation in the Scorpius-Centaurus OB Association (Sco OB2). From Darkness to Light: Origin and Evolution of Young Stellar Clusters. 2001, 243: 791. Bibcode:2001ASPC..243..791P. arXiv:astro-ph/0008013  . 
  138. ^ Cameron, A.G.W.; Truran, J.W. The supernova trigger for formation of the solar system. Icarus. 1977, 30 (3): 447. Bibcode:1977Icar...30..447C. doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4. 
  139. ^ Ott, C. D.; et al. Core-Collapse Supernovae, Neutrinos, and Gravitational Waves. Nuclear Physics B: Proceedings Supplements. 2012, 235: 381–387. Bibcode:2013NuPhS.235..381O. arXiv:1212.4250  . doi:10.1016/j.nuclphysbps.2013.04.036. 
  140. ^ Morozova, Viktoriya; Radice, David; Burrows, Adam; Vartanyan, David. The Gravitational Wave Signal from Core-collapse Supernovae. The Astrophysical Journal. 2018, 861 (1): 10. Bibcode:2018ApJ...861...10M. arXiv:1801.01914  . doi:10.3847/1538-4357/aac5f1. 
  141. ^ Fields, B. D.; Hochmuth, K. A.; Ellis, J. Deep‐Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis. The Astrophysical Journal. 2005, 621 (2): 902–907. Bibcode:2005ApJ...621..902F. arXiv:astro-ph/0410525  . doi:10.1086/427797. 
  142. ^ Knie, K.; et al. . Physical Review Letters. 2004, 93 (17): 171103–171106 [2020-05-21]. Bibcode:2004PhRvL..93q1103K. PMID 15525065. doi:10.1103/PhysRevLett.93.171103. （原始内容存档于2021-05-15）. 
  143. ^ Fields, B. D.; Ellis, J. On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova. New Astronomy. 1999, 4 (6): 419–430. Bibcode:1999NewA....4..419F. arXiv:astro-ph/9811457  . doi:10.1016/S1384-1076(99)00034-2. 
  144. ^ In Brief. Scientific American. 2009, 300 (5): 28. Bibcode:2009SciAm.300e..28.. doi:10.1038/scientificamerican0509-28a. 
  145. ^ Gorelick, M. The Supernova Menace. Sky & Telescope. 2007, 113 (3): 26. Bibcode:2007S&T...113c..26G. 
  146. ^ Gehrels, N.; et al. Ozone Depletion from Nearby Supernovae. Astrophysical Journal. 2003, 585 (2): 1169–1176. Bibcode:2003ApJ...585.1169G. arXiv:astro-ph/0211361  . doi:10.1086/346127. 
  147. ^ Van Der Sluys, M. V.; Lamers, H. J. G. L. M. The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124. Astronomy and Astrophysics. 2003, 398: 181–194. Bibcode:2003A&A...398..181V. arXiv:astro-ph/0211326  . doi:10.1051/0004-6361:20021634. 
  148. ^ Tramper, F.; Straal, S. M.; Sanyal, D.; Sana, H.; De Koter, A.; Gräfener, G.; Langer, N.; Vink, J. S.; De Mink, S. E.; Kaper, L. Massive stars on the verge of exploding: The properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics. 2015, 581: A110. Bibcode:2015A&A...581A.110T. arXiv:1507.00839  . doi:10.1051/0004-6361/201425390. 
  149. ^ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, O. E.; Sana, H.; De Koter, A.; Vink, J. S.; Ellerbroek, L. E.; Langer, N.; Garcia, M.; Kaper, L.; De Mink, S. E. On the nature of WO stars: A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613. Astronomy & Astrophysics. 2013, 559: A72. Bibcode:2013A&A...559A..72T. arXiv:1310.2849  . doi:10.1051/0004-6361/201322155. 
  150. ^ Inglis, M. Star Death: Supernovae, Neutron Stars & Black Holes. Astrophysics is Easy!. The Patrick Moore Practical Astronomy Series. 2015: 203–223. ISBN 978-3-319-11643-3. doi:10.1007/978-3-319-11644-0_12. 
  151. ^ Lobel, A.; et al. Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae. Stars as Suns : Activity. 2004, 219: 903. Bibcode:2004IAUS..219..903L. arXiv:astro-ph/0312074  . 
  152. ^ Van Boekel, R.; et al. Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of eta Carinae. Astronomy and Astrophysics. 2003, 410 (3): L37. Bibcode:2003A&A...410L..37V. arXiv:astro-ph/0310399  . doi:10.1051/0004-6361:20031500. 
  153. ^ Thielemann, F.-K.; Hirschi, R.; Liebendörfer, M.; Diehl, R. Massive Stars and Their Supernovae. Astronomy with Radioactivities. Lecture Notes in Physics 812. 2011: 153. ISBN 978-3-642-12697-0. arXiv:1008.2144  . doi:10.1007/978-3-642-12698-7_4. 
  154. ^ Tuthill, P. G.; et al. The Prototype Colliding‐Wind Pinwheel WR 104. The Astrophysical Journal. 2008, 675 (1): 698–710. Bibcode:2008ApJ...675..698T. arXiv:0712.2111  . doi:10.1086/527286. 
  155. ^ Thoroughgood, T. D.; et al. The recurrent nova U Scorpii — A type Ia supernova progenitor. The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects 261. San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. 2002. Bibcode:2002ASPC..261...77T. arXiv:astro-ph/0109553  . 
  156. ^ Landsman, W.; Simon, T.; Bergeron, P. The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1999, 105 (690): 841–847. Bibcode:1993PASP..105..841L. doi:10.1086/133242. 
  157. ^ Vennes, S.; Kawka, A. On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008, 389 (3): 1367. Bibcode:2008MNRAS.389.1367V. arXiv:0806.4742  . doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x. 

延伸阅读

  • . NASA/GSFC. 2007-10-04 [2011-03-15]. （原始内容存档于2020-05-28）. 
  • Bethe, Hans A.; Bethe, H. A.; Brown, G. E.; Cooperstein, J; Kahana, S. Supernovae. Physics Today (ISSN 0031-9228). 1990, 43 (9): 736–739. Bibcode:1990PhT....43i..24B. PMID 10035857. doi:10.1063/1.881256. 
  • Croswell, K. The Alchemy of the Heavens: Searching for Meaning in the Milky Way. Anchor Books. 1996. ISBN 0-385-47214-5.  A popular-science account.
  • Filippenko, Alexei V. Optical Spectra of Supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1997, 35: 309. Bibcode:1997ARA&A..35..309F. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.309.  An article describing spectral classes of supernovae.
  • Takahashi, K.; Sato, K.; Burrows, A.; Thompson, T. A. Supernova Neutrinos, Neutrino Oscillations, and the Mass of the Progenitor Star. Physical Review D. 2003, 68 (11): 77–81. Bibcode:2003PhRvD..68k3009T. arXiv:hep-ph/0306056  . doi:10.1103/PhysRevD.68.113009.  A good review of supernova events.
  • Hillebrandt, W.; Janka, H.-T.; Müller, E. . Scientific American. 2006, 295 (4): 42–49 [2015-06-25]. doi:10.1038/scientificamerican1006-42. （原始内容存档于2013-04-21）. 
  • Woosley, S.; Janka, H.-T. The Physics of Core-Collapse Supernovae. Nature Physics. 2005, 1 (3): 147–154. Bibcode:2005NatPh...1..147W. arXiv:astro-ph/0601261  . doi:10.1038/nphys172. 

外部連結

维基新闻中的相关報導：英國自然期刊刊載人類首次觀測超新星誕生完整過程
维基共享资源中相关的多媒体资源：超新星
  • . The Astronomer's Telegram（英语：The Astronomer's Telegram）. [2006-11-28]. （原始内容 (RSS)存档于2021-05-15）. 
  • Tsvetkov, D. Yu.; Pavlyuk, N. N.; Bartunov, O. S.; Pskovskii, Yu. P. Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue. Sternberg Astronomical Institute（英语：Sternberg Astronomical Institute）, Moscow University. [2006-11-28]. （原始内容存档于2016-05-17）.  A searchable catalog.
  • . IAU: Central Bureau for Astronomical Telegrams. [2010-10-25]. （原始内容存档于2012-05-11）. 
  • Overbye, D. . The New York Times. 2008-05-21 [2008-05-21]. （原始内容存档于2013-05-23）. 


一月 27, 2023
超新星, 此條目翻譯品質不佳, 2018年3月31日, 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言, 也可能使用了機器翻譯, 請協助翻譯本條目或重新編寫, 并注意避免翻译腔的问题, 明顯拙劣的翻譯請改掛, href, template, html, class, redirect, title, template, href, wikipedia, html, class, redirect, title, wikipedia, 提交刪除, 此條目介紹的是天文學中一種恆星現象, 关于韓國流行音樂組合, 请见, 韓國組合, 英語. 此條目翻譯品質不佳 2018年3月31日 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言 也可能使用了機器翻譯 請協助翻譯本條目或重新編寫 并注意避免翻译腔的问题 明顯拙劣的翻譯請改掛 a href Template D html class mw redirect title Template D d a a href Wikipedia CSD html G13 class mw redirect title Wikipedia CSD G13 a 提交刪除 此條目介紹的是天文學中一種恆星現象 关于韓國流行音樂組合 请见 超新星 韓國組合 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 这种激波会导致一个由膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构形成 这被称作超新星遗迹 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 SN 1994D 左下方的亮點 是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星 source source source source source source source source source source source source source source 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 這表示它在天球上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那兒累積到足夠的質量 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 目录 1 观测历史 1 1 著名的超新星 2 发现 3 命名常規 4 分類 4 1 I型超新星 4 2 II型超新星 4 3 III IV 和V型超新星 5 当前的模型 5 1 熱失控 5 1 1 正常的Ia超新星 5 1 2 非標準的Ia超新星 5 2 核心坍縮 5 2 1 II型超新星 5 2 2 Ib和Ic型 5 3 光度曲线 5 4 不对称性 5 5 Ia型的核坍缩 5 6 能量輸出 5 7 前身 6 其它的衝擊 6 1 重元素的來源 6 2 恒星演化中的作用 6 3 宇宙射線 6 4 引力波 6 5 對地球的影響 7 銀河系中的候選者 8 相關條目 9 注釋 10 参考文献 11 延伸阅读 12 外部連結观测历史 编辑主条目 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 1572和SN 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 閔可夫斯基和弗里茨 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的回光事件 21 人们從对其溫度的測量和來自鈦 44的g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 著名的超新星 编辑 参见 明亮的超新星列表 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 位于豺狼座的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 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 发现 编辑主条目 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 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 命名常規 编辑 X射線 紅外線和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 185 SN 1006 SN 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 1885A SN 1907A等等 最後一次是1947年的SN 1947A SN 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 分類 编辑 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 52 51 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奈米的中性氦 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 N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 编辑 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 编辑 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 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 III IV 和V型超新星 编辑 弗里茨 茲威基基於少數的超新星不能完全符合I和II型 還定義了附加的超新星類型 在NGC 4303的SN 1961i是III型超新星的原型 並且是唯一的一顆 有著寬鬆的最大光度和氫的巴耳末系譜線 在光譜中緩慢的發展 在NGC 3003的SN 1961f是IV型的原型 也是唯一的一顆 有著與II P超新相似的光變曲線和氫的吸收線 但也有微弱的氫發射譜線 V型超新星是NGC 1058的SN 1961V 一顆不尋常黯淡的超新星 或是假超新星 光度緩慢的升起 最大光度持續了好幾個月 並且有這不尋常的發射光譜 海山二 船底座h 的大爆發被指出與SN 1961V相似 54 M101的超新星 1909年 和M83的超新星 1923年和1957年 也被建議可以歸類為IV或V型超星 55 這些超新星現在都被視為II型超新星的特例 並且有更多的例子被發現 然而現在依然在爭辯SN 1961V是否是真的超新星 還是LBV爆發 或是冒名頂替者 53 各類型超新星的物理性質 56 57 類型 i 平均最大亮度 絕對星等 ii 大約能量 foe iii 至最大光度所需天數 最大光度至10 光度所需天數Ia 19 1 約 19 約 60Ib c faint 約 15 0 1 15 25 未知Ib 約 17 1 15 25 40 100Ic 約 16 1 15 25 40 100Ic bright 可達 22 超過 5 大約 25 大約 100II b 約 17 1 約 20 約 100II L 約 17 1 約 13 約 150II P faint 約 14 0 1 大約 15 未知II P 約 16 1 約 15 高原期後約50天IIn iv 約 17 1 12 30 或更多 50 150IIn bright 可達 22 超過 5 超過 50 超過 100註解 Faint types may be a distinct sub class Bright types may be a continuum from slightly over luminous to hypernovae These magnitudes are measured in the R band Measurements in V or B bands are common and will be around half a magnitude brighter for supernovae Order of magnitude kinetic energy Total electromagnetic radiated energy is usually lower theoretical neutrino energy much higher Probably a heterogeneous group any of the other types embedded in nebulosity 当前的模型 编辑 系列的影像顯示在星系NGC 1365的一顆超新星爆炸 光度快速的變亮和緩慢的變暗 58 前述天文學家給予超新星的分類代碼是很自然的分類 從超新星觀測到的光給予類型的數值 不一定是它的起因 例如 Ia超新星的祖恆星是蛻化的白矮星 因融合失控點火產生的 光譜類型相似的Ib c超新星的祖恆星是大質量的沃夫 瑞葉星由核心坍縮點燃 下面總結了天文學家目前認為是對超新星最合理的解釋 熱失控 编辑 主条目 Ia超新星 Ia超新星的形成 白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量 使核心的溫度提高至足夠點燃碳融合 此時它會發生失控完全破壞了它 這種爆炸在理論上有三種途徑可以發生 從伴星穩定的吸積質量 兩顆白矮星的碰撞 或是在吸積的殼層點火 然後引燃 但是仍不清楚其中何者是主要的機制 59 儘管還不能確定Ia超新星是如何的產生 但Ia超新星有非常均勻的屬性 是星系間距離有用的標準燭光 但對性質上漸進的變化或高紅移在不同頻率的異常光度 光度曲線和光譜是別上的微小變化 一些校準上的補償是需要的 60 61 正常的Ia超新星 编辑 有幾種方式可以形成這種類型的超新星 但它們共用一個基礎的機制 如果一顆碳 氧 nb 2 白矮星吸積到足夠的質量 達到錢德拉塞卡極限的大約1 44 太陽質量 M 62 對不自轉的恆星 它將不再能以電子簡併壓力支撐其巨大的電漿體 63 64 並且開始坍縮 然而 目前的看法是通常尚未達到這個極限 已經獲得足夠高的溫度和密度 可以在核心引燃碳融合 65 通常在接近極限之前 大約接近至1 就已經坍縮了 62 在幾秒鐘內 白矮星相當大一部份的物質會發生核融合 釋放出足夠的能量 1 7044200000000000000 2 1044 J 66 解除恆星的束縛 發生超新星爆炸 67 產生向外膨脹的激波與物質達到5 000 20 000km s 或大約3 光速的速度 同時亮度也大幅的增加 絕對星等可以達到 19 3等 或比太陽亮5億倍 而且只有少量的變異 68 形成這類超新星的是密接的聯星 兩顆星中較大的一顆先演化離開主序帶 並膨脹成為一顆紅巨星 這兩顆恆星現在共享一個包層 造成它們相互間的軌道縮小 較大的這顆恆星然後傾卸掉它大部分的包層 失去質量直到它的核心不能再繼續進行核融合 在這個點上 它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星 69 最後 它的伴星也演化離開主序帶成為紅巨星 來自巨星的物質被白矮星吸積 導致白矮星的質量持續的增加 儘管基本的模型被普遍接受 但精確的萌生和爆炸產生重元素細節還不清楚 Ia新星遵循著一個特徵的光度曲線 亮度作為時間函數的關係圖 爆炸後 這個亮度因為從鎳 56 經過鈷 56到鐵 56的放射性衰變而產生變化 68 正常Ia超新星光度曲線的峰值是非常一致的 最大值是絕對星等 19 3等 這使它能夠成為次要的 70 標準燭光 可以用來測量其宿主星系的距離 71 非標準的Ia超新星 编辑 另一種Ia超星的爆炸涉及兩顆白矮星的合併 加起來的質量可能超過錢德拉塞卡極限 72 這一類型的爆炸還有許多的變化 73 並且在許多情況下可能沒有超新星 但預期它們的光度曲線會比正常的Ia超新星爆炸寬闊與較低的光度 當白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限 將會有光度異常的Ia超新星 74 而由不對稱性可能會有進一步增強的類型 75 但噴射物質的動能會少於正常的動能 非標準的Ia超星沒有正式的子分類 曾經建議將氦吸積在白矮星上 光度較黯淡的超星分類為Iax 76 77 而這種類型的超新星可能不會將祖白矮星完全摧毀 而能留下一顆殭屍恆星 78 一種特殊的非標準型Ia超新星發展出氫和其他的 發射的譜線給出了外觀正常的Ia和IIn超新星之間的混合物 例如SN 2002ic和SN 2005gj 這種超新星曾經被標記為Ia IIn Ian IIa IIan 79 核心坍縮 编辑 超新星的初始質量 金屬量 大質量恆星發展至核心坍縮前的洋蔥狀結構 未依照比例 當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的重力 會經歷核心崩潰 這是除了Ia超新星之外 其它所有類型的超新星形成的原因 這種崩潰的結果會導致恆星的外層劇烈爆炸 成為超新星 或者釋放的重力位能不足而坍塌成為黑洞或中子星與少量的輻射能量 有幾種不同的機制可以造成核心坍縮 電子捕獲 超越錢德拉塞卡極限 成對不穩定 或是光致蛻變 80 81 當恆星發展出鐵芯 因為電子簡併壓力不足以支撐超過錢德拉塞卡極限的質量 於是核心坍塌成為中子星或黑洞 跟著氧融合的爆炸 在氧 氖 鎂核心的電子捕獲是造成引力坍縮的原因 具有非常相似的結果 在大量的核心氦後燃燒產生電子 正子對移除熱力學的支援 導置初始的坍塌與後續的失控核融合 結果就是成對不穩定超新星 足夠大和熱的恆星核心可能產生g射線 能量足夠直接引發光致蛻變 這將導致核心徹底的崩潰 下表列出已知核心坍塌原因的大質量恆星 恆星的種類 關聯的超新星類型和產生的殘骸 金屬量是除了氫和氦之外 其他元素和太陽中含量的比值 初始質量是成為超新星之前的質量 是太陽質量的好幾倍 然而當時這顆超新星的質量可能已經低了許多 在表中未列出IIn超新星 它們可能由不同類型的潛在祖恆星經由不同途徑形成 甚至可能由Ia的白矮星引燃 雖然看起來大部分都是在明亮的巨星或超巨星 包括LBVs 經由鐵芯崩潰形成的 窄光譜線是它們被如此命名的原因 因為這類超新星展開的拱星物質小而濃密 82 看起來IIn超新星是貨真價實的假超新星 只是高光度藍變星的大規模噴發 類似於海山二 在這些事件中 新噴發的物質通過激波與之前噴發的物質交互作用 產生窄吸收譜線 83 核心坍塌質量和金屬量的情景 80 坍塌的起因 估計的祖恆星初始質量 超新星類型 殘骸在簡併O Ne Mg核心的電子捕獲 8 10 暗II P 中子星鐵核坍塌 10 25 暗II P 中子星25 40 與金屬量和太陽一樣或較低 普通的II P 起初是中子星 物質落回後成為黑洞25 40 與高金屬量 II L 或 II b 中子星40 90 與低金屬量 無 黑洞 40 與金屬量和太陽相似 黯淡的Ib c 或與GRB超新星 起初是中子星 物質落回後成為黑洞 40 與高金屬量 Ib c 中子星 90 與低金屬量 無 可能是g射線暴 GRB 黑洞不穩定對 140 250 與低金屬量 II P 有時是超新星 可能是 GRB 沒有殘骸光致蛻變 250 與低金屬量 無 或亮超新星 可能是GRB 大質量黑洞 單獨的大質量恆星殘骸 在一顆大質量0恆星內的演化 a 洋蔥結構的殼層 形成鐵芯 b 達到錢德拉塞卡極限開始坍塌 核心內部被壓縮形成中子 c 造成崩落的物質反彈 d 並形成向外傳播的衝擊波 紅色 衝擊波停滯 因為能量消耗 e 但可能是與微中子的交互作用 使它重獲活力 周圍的物質被驅散 f 只留下簡併的殘骸 當恆星的核心不再能對抗重力 它自身向內坍塌的速度可以達到70 000Km s 0 23c 84 導致溫度和密度迅速增加 接下來的步驟取決於恆星的質量和結構 低質量的簡併核心形成中子星 大質量的簡併核心通常大多完全坍塌成為黑洞 未簡併的核心會經歷失控的核融合 簡併的核心開始坍塌時是光致蛻變和電子捕獲的b衰變 暴發出電子微中子 當密度增加 因此困在核心的微中子輻射被截斷 最終 內核的直徑通常可以達到30公里 85 並且密度可以達到原子核的程度 中子簡併壓力試圖阻止坍塌 如果核心的質量大約超過15 M 然後中子簡併壓力就不足以抵擋坍塌 就沒有經過超新星爆炸的形式直接成為黑洞 在低質量的核心 坍塌會被阻止 並形成有1 000億K 約為太陽核心溫度6 000倍 中子構成的核心 86 熱微中子形成微中子 反微中子對的味 數倍於電子捕獲微中子的數量 87 大約1046焦耳 相當於10 的恆星靜止質量 在10秒內爆裂出的微中子是事件中最主要的輸出 85 88 突然停止的核心坍塌和反彈在毫秒內產生激波 89 外核通過重元素的分離而失去能量 這個過程 不是很明確的瞭解 update 需要從微中子脈衝重新吸收大約1044 foe 1044 焦耳的能量 88 產生可見的爆炸 雖然理論上也有其它的能量爆炸 85 一些外層封包的物質會落回到中子星上 使核心的質量超過8 M 就會形成黑洞 落回的質量會降低爆炸的動能和被逐出的放射性物質 但在某些情況下 它也可能產生相對論性噴流 導致g射線暴或異常明亮的超新星 大質量的非簡併核心坍塌將點燃核心進一步的核融合 當核心的坍塌由不穩定對開始時 氧開始融合 坍塌可能會停止 對核心質量在40 60 M 坍塌會暫停而恆星保持不變 但當更大的核心形成後 核心的坍塌會再度發生 對核心質量在60 130 M 氧融合和更重元素的核融合會釋放更多的能量 整顆恆星都會瓦解 成為一顆超新星 在大質量恆星的質量上限 由於許多太陽質量的鎳56 超新星會異常明亮的時間會延長 核心的質量越大 核心的溫度會高得足以進行光致蛻變 可以讓整個核心成為一個黑洞 90 II型超新星 编辑 主条目 II型超新星 非典型亮度的II型超新星SN 1997D 初始質量小於8倍太陽質量的恆星從來沒有發展至核心大到足以坍塌 它們最終都是失去大氣層成為白矮星 恆星質量至少是9 M 可能需要多達 12 M 91 以複雜的方式演化 在它的核心發展出較高的溫度 逐步燃燒更重的元素 85 92 這顆恆星成為像洋蔥一樣的層狀結構 在越外面的殼層燃燒越輕的元素 80 93 雖然不片描述洋蔥似的結構有鐵芯 但超新星前身的大質量恆星僅有氧 氖 鎂 的內核 這些超AGB恆星可能是主要的核心坍塌超新星 但質量越大的祖恆星 發出的光越黯淡 被觀測到的也就越少 91 當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時 其結果是出現II型超新星 明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度 金屬量接近太陽 特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫 就不會形成II型超新星 所有低金屬量的恆星 在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層 但質量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞 而不會產生可以看見的超新星 初始質量的上限大約在90倍太陽質量 或是金屬量只高一些 預期會產生II p超新星 這是最常見的超新星類型 在中與高金屬量 且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫 其結果是II L超新星 金屬量非常低 恆星質量在140 250 M 在核心坍塌時將達到不穩定對 但仍然有氫的包層和氧的核心 其結果將是II型超新星 但會噴出大量的鎳56 成為高亮度的超新星 Ib和Ic型 编辑 主条目 Ib和Ic超新星 Ib型超新星SN 2008D 94 的X射线 左 和可见光 右 位于星系上端远处 图像 95 这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程 但有所不同的是 形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层 96 Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫 拉叶星坍缩后的产物 另外还有一些证据认为少量的Ic型超新星是伽玛射线暴的产生原因 但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或Ic型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴 97 光度曲线 编辑 光度随时间变化的曲线在这里表示了II L 型超新星和II P 型超新星的特征光度曲线 由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在 II型超新星的光度曲线特征明显 与I型超新星的光度曲线相比 II型超新星的光度曲线平均每天降低0 008等 较前者要低很多 按照光度曲线的特征 II型超新星可分为两个子类 一类在光度曲线上有一个平坦的高原区 II P 型 另一类的光度曲线则只存在线性衰减 II L 型 如此II L 型超新星的总体衰减率为每天0 012等 高于II P 型超新星的每天0 0075等 对于II L 型超新星而言 产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了 98 II P 型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化 爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子 阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出 从而显著提高了外层的不透明度 当外层的氢离子冷却后重新组合成原子 外层区域的透明度又会回升 99 在II型超新星光谱的诸多反常特性中 IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用 100 而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数 但不是全部 的氢元素外层 随着IIb型超新星喷射物的膨胀 余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构 101 不对称性 编辑 长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是 如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度 102 已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度 理论上黑洞也会有很高的速度 但当前还很难通过孤立的观测来证实 不管怎样 能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观 因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米 秒甚至以上的速度 现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性 但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知 有些解释认为 这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流 这张由X射线和可见光的合成图描述了从蟹状星云核心区域发出的电磁辐射 从中心附近的脉冲星所释放的粒子速度可接近光速 103 这颗中子星的速度约为375千米 秒 104 具体而言 这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化 从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应 经反弹后产生爆炸 105 而喷流解释则认为 中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘 并产生高度方向性的喷流 从而将物质以很高的速度喷射出去 同时产生横向的激波彻底摧毁星体 这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素 106 107 一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生 现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性 这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关 不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称 通过对初始状态的出射光的偏振进行测量 这种不对称性就可以被探测到 108 Ia型的核坍缩 编辑 由于Ib Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型 它们被统称为核坍缩超新星 而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源 核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层 并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小 光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波 109 而与之不同的是 Ia型超新星的原始恒星是致密的 并且要比太阳小得多 但质量仍然大得多 因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀 以及冷却 爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗 从而无法促使光子产生 事实上 Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变 这主要包括镍 56 半衰期6 1天 和它的衰变产物钴 56 半衰期77天 从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收 这些物质因此被加热到白炽状态 在核坍缩超新星中 随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却 放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源 一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0 5至1倍太阳质量的镍 56 110 但核坍缩超新星所释放的镍 56通常只有0 1倍太阳质量左右 111 能量輸出 编辑 56 鎳 56和鈷 56產生超新星可見光變曲線的放射性衰變 儘管我們思考的超新星事件主要是可見光發光的部分 但是電磁輻射只是爆炸產生的輕微副作用 特別是核心崩潰的超新星 發出的電磁輻射事件只是總能量的一小部分 在不同類型的超新星 能量產生的不同和平衡才是他們之間根本上的區別 在Ia型 白矮星的爆炸 大部分的能量流向重元素合成和噴發物的動能 核坍縮的超新星 絕大部分的能量經由微中子排放 在明顯地主要爆炸時 99 以上的微中子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了 Ia型超星從核融合失控的碳氧白矮星獲得它們的能量 但還未能完全塑造能量的細節 而最終的結果是以高動能拋射出整顆恆星的原始質量 大約半個太陽質量的56Ni是從矽燃燒成 56Ni是放射性物質 半衰期為6天 會經由正電子發射輻射出g射線蛻變成56Co 56Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的56Fe 這兩種過程負責提供來自Ia超新星的電磁輻射 在結合噴發物質透明度的變化 它們產生急劇下降的光變曲線 112 核心坍縮超新星的平均是亮度比Ia型超新星低 但總能量卻高得多 這來自於核心坍縮的重力位能 最初從崩潰的原子核產生電子微中子 緊接著所有的味 flavours 由過熱中子星的核心釋出 大約只要1 的這些微中子 就有足夠的能量可以造成恆星外層的超新星爆炸 但當前的模型還不足以提供細節 動能和鎳的量要比Ia超新星低一些 因此視亮度比較低 但來自數倍於太陽質量氫的電離能量可以貢獻下降得更緩慢 並使核心坍縮超新星的光度在高原階段 超新星的能量 超新星 約計的總能量 foe i 拋出的鎳 太陽質量 微中子能量 foe 動能 foe 電磁輻射 foe Ia型 112 113 114 1 5 0 4 0 8 0 1 1 3 1 4 0 01核心坍縮 115 116 100 0 01 1 100 1 0 001 0 01極超新星 100 1 1 100 1 100 0 1不穩定對 90 5 100 0 5 50 low 1 100 0 01 0 1 Order of magnitude kinetic energy Total electromagnetic radiated energy is usually lower theoretical neutrino energy much higher 在一些核心坍縮的超新星 會回退到黑洞驅動著相對論性噴流 這能會產生短暫 高能且定向的伽瑪射線暴 也將能量進一步的傳輸給實質物質噴流 這是產生高光度超新星的一個方案 被認為是極超新星和持續時間較長的伽瑪射線爆發的成因 如相對論性噴流過於短暫 不能穿透恆星外的包層 然後就可能產生低光度的伽瑪射線爆發 這顆超新星就可能是低亮度的 當一顆超新星發生在低密度的星周雲內時 它可能會產生激波 可以有效地將大量的動能轉換成電磁輻射 雖然最初的爆炸能量是完全正常產生的超新星 也會有高亮度和延長的持續時間 這是因為他不依賴指數型的放射性衰變 這種類型的事件可能造成IIn型超新星 雖然不穩定對超星是核心坍縮超新星 光譜和光變曲線類似IIp超新星 追隨著核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星 質量最高事件的總能量釋放 媲美於其它核心坍縮超新星 但微中子的產生被認為很低 因此動能和電磁輻射能量是非常高 這些恆星的核心遠比任何的白矮星巨大 放射性鎳的數量和拋出的其它種元素也會更多 因此視覺光度會高出好幾個數量極 前身 编辑 超新星的類型與爆炸前的恆星分類是緊密相連的 每種類型超新星的發生戲劇性的決定於其金屬量 也就是宿主星系的年齡 Ia型超新星是由聯星系統中的白矮星形成的 發生在所有型態的星系 核心坍縮的超新星僅見於當前或最近形成的星系 因為它們都是生命短暫的大質量恆星造成的 它們最常在Sc型的螺旋星系內被發現 但也會出現在其它螺旋星系的螺旋臂和不規則星系 特別是星暴星系 Ib c型 II L型和可能多數的IIn超新星 被認為只出現在金屬量與太陽相似ˇ準的恆星 而這些是大質量恆星損失大量質的結果 因此它們很少出現在老年或距離較遙遠的星系 下表顯示預期的主要是坍縮超新星的主要類型的前身恆星 和每種在地社群中的近似比例 核心坍縮超新星類型的前身恆星比例 117 類型 前身恆星 比例Ib WC 沃夫 瑞葉星 9 Ic WO 沃夫 瑞葉星 17 II P 超巨星 55 II L 超巨星與耗盡氫的殼層 3 0 IIn 在濃密的拋出物質內的超巨星 像是高光度藍變星 2 4 IIb 超巨星與耗盡的氫 被伴星剝離 12 IIpec 藍超巨星 1 0 在調和模型和觀測恆星演化至核心坍縮的超新星有許多的困難 紅超巨星被認為是絕大多數核心坍縮超新星的前身恆星 但是被觀測到的只有相對較低質量和光度的 分別低於18 M 和100 000 L 多數II型超新星的前身未能檢測到 並且多數被認為是太黯淡和質量不夠大 現在又提出高質量的紅超巨星不會發生超新星爆炸 但是會進化回到較高的溫度 有幾顆II型超新星的前身已經被確認 而這些是K型和G型的超巨星 還有一顆是A型的超巨星 118 黃超巨星或LBVs被建議是IIb超新星的前身恆星 並且幾乎所有附近觀測到的IIb超新星都表明這就是前身恆星 119 120 直到數十年前 熱超巨星被認為不會爆炸 但顯示況並非如此 藍超巨星出乎意料高比例被確認是超新星的前身 而部分原因是因為它們的亮度高 易於被檢出 而單一的沃夫 瑞葉星一直沒有被清楚地確定是超新星的前身 118 121 模型很難顯示藍超巨星如何失去足夠的質量來進化到超新星不同的階段 一項路徑研究顯示低亮度的後紅超巨星可能會成為高光度藍變星 而最有可能成為IIn型超新星 122 預期的Ib型超新星的前身恆星是亮Wc星 但從未觀察到 相反的發現是低光度的WC星 顯而易見的是後紅超巨星 WO星在視覺上相對微弱是極為罕見的 所以很難說不是前身恆星 或只是還未被觀測到 儘管對許多超新星的觀測仍顯得不足 但附近許多非常亮的前身恆星都曾有過清楚的影像 123 有幾個熱且亮的IIn型超新星前身恆星已經被檢測到的例子 SN 2005gy和SN 2010jl都是高亮度 但距離很遠的恆星 SN 2009ip的前身是像高光度藍變星的高亮度恆星 但它是確切性質仍有爭議的奇特超新星 118 其它的衝擊 编辑重元素的來源 编辑 主条目 恆星核合成和超新星核合成 顯示星際物質中每個元素來源的週期表 星際物質中 從氧到銣等元素的主要來源是超新星 124 125 126 然而理論上的元素豐度 在光譜的觀測中會因為不同類型的超新星而有很大的差異 126 Ia型超新星主要產生矽和鐵峰元素 像鎳和鐵這種元素 127 128 核心坍塌超新星噴發的鐵峰元素要比Ia型超新星少得多 但因氦核作用生成的輕元素如氧 氖等 和比鋅重的元素則有較大的量 後者在電子捕獲超新星方面尤其顯著 129 從II型超新星噴搋來的物質大部分是氫和氦 130 重元素的生成 核融合可以形成34S的原子核 在矽光分解和準靜態平衡的矽燃燒的過程中可以生成36Ar和56Ni之間的原子核 在超新星崩潰期間 經由快速捕獲中子 R 過程 生成比鐵重的元素R 過程產生富含中子但極度不穩定的原子核 會迅速的經由b衰變形成更穩定的形式 在超新星中 R 過程反應產生的同位素佔鐵元素以外元素所有同位素的一半 131 然而中子星合併可能才是許多此類元素的主要天體物理來源 124 132 在現代宇宙中 老的漸近巨星支星是來自S 過程的元素 氧化物和碳等塵埃的主要來源 124 133 不過 在早期的宇宙中 尚未生成漸近距星支星之前 超新星可能是塵埃的主要來源 134 恒星演化中的作用 编辑 主条目 超新星遗迹 許多超新星的殘骸是由緻密的天體和快速膨脹的激波物質組成 這種物質雲自由膨脹的階段可以持續長達兩個世紀 並席捲了周圍的星際物質 然後 這種波經由絕熱膨脹逐漸冷卻 在大約10 000年的時間裡 它會慢慢冷卻並與周圍的星際物質混合 135 位於大麥哲倫星系中一團氣體和塵埃聚集區內的超新星殘骸N63A 大爆炸產生氫 氦和微量但可檢測出的鋰 而所有更重的元素都是在恆星和超新星中合成 超新星往往用氫和氦以外的元素豐富周圍的星際物質 天文學家將比更重的元素都稱為金屬 這些注入星際物質的元素最終豐富了分子雲 而這而是恆星形成的場所 136 因此 每一代的恆星組成都略有不同 從幾乎純氫和氦的混合到富含更多金屬的成分 這些元素都是在核融合期間在恆星中形成的 超新星是分配這些較重元素的主要機制 構成恆星的元素中 不同元素的豐度對恆星生命有重要的影響 並可能決定性的影響圍繞恆星運轉的行星形成的可能性 膨脹的超新星殘骸的動能可以經由壓縮附近太空中密集的分子雲來觸發恆星的形成 137 如果分子雲不能移除多餘的能量 湍流的壓力也會阻止恆星的形成 10 來自短壽的放射性同位素次代元素的證據顯示 測定一顆鄰近超新星爆炸的成分 說明了太陽系的組成 也可能在45億年前觸發了太陽系的形成 138 宇宙射線 编辑 超新星殘骸被認為佔有銀河系原生宇宙射線很大的一部分 但只在少數的殘骸中發現產生宇宙射線的直接證據 從超新星殘骸IC 443和W44中檢測到來自p介子衰變產生的g射線 這些是超新星殘骸中被加速的質子撞擊星際物質時產生的 5 引力波 编辑 超新星是星系中潛在的強引力波來源 139 但到目前為止還沒有檢測到 迄今探測到的引力波事件來源都是黑洞和中子星的合併 而這些天體可能是超新星的殘餘物 140 對地球的影響 编辑 主条目 鄰近地球的超新星 鄰近地球的超新星是距離地球夠近 對地球生物圈有顯著影響的超新星 根據超新星的類型和能量 它的距離可以遠至3 000光年 在1996 有理論指出探測地球岩層中金屬同位素特徵的形式 有可能找到過去的超新星痕跡 後來 有報告在太平洋深海的岩石中檢測到富集的鐵 60 141 142 143 2009年 在對應於1060年代的南極冰層中發現硝酸鹽離子含量升高 這與1006年和1054年的超新星吻合 來自這些超新星的g射線可能提高地球大氣層中氮氧化物的水準 而這些氮氧化物被困在冰層中 144 如果Ia型超新星發生在離地球夠近的距離上 被認為是最危險的 由於這種超新星產生於聯星系統中黯淡的白矮星 因此在研究不夠充分的恆星系統中 很可能發生能夠影响地球 但未能預測的超新星 已知最接近的候選者是飛馬座IK 詳見下文 145 最近的估計 II型超新星必須接近地球至8秒差距 26光年 才能破壞地球一半的臭氧層 但距離最近的候選者大約在500光年的距離上 146 銀河系中的候選者 编辑主条目 超新星候選列表 距離地球21 000光年 圍繞著沃夫 瑞葉星WR124的星雲 147 銀河系的下一顆超新星即使發生在銀河系的遠端 也很可能被檢測到 它很可能是由已經收錄在2微米全天巡天 2MASS 星表中的一顆不起眼紅超巨星坍塌產生 有可能由不同類型的大質量恆星 例如黃超巨星 高光度藍變星 或沃夫 瑞葉星 產生 但可能性比較小 下一顆超新星是由白矮星產生的Ia型超新星的機會 大約是核心坍塌超新星的三分之一 其次 無論它發生在何處 它都可以被觀測到 但是不太可能曾經觀測過它的祖恆星 如果是Ia型超新星 因為很難在幾秒差距之外檢測出這樣的系統 甚至會不知道祖系統是怎樣的組合 據估計 銀河系中超新星的生成率是每世紀2至12顆 但實際上已經好幾個世紀沒有觀測到 8 從統計上看 下一顆超新星最可能來自一顆不起眼的紅超巨星 但很難確定這些超巨星中 哪些是處於核心重元素融合的最後階段 也許還剩下數百萬年的歲月 質量最大的紅超巨星在核心坍塌之前 會先拋出它們外層的氣體 演化成為沃夫 瑞葉星 所有的沃夫 瑞葉星都會在一百萬年左右的時間內結束生命 但同樣很難確定哪些是最接近核心坍塌的恆星 預計在幾千年內就會爆炸的一類是已經知道耗盡其核心氧的WO沃夫 瑞葉星 148 已知的這一類沃夫 瑞葉星只有8顆 而其中只有4顆在銀河系 149 一些眾所周知接近核心坍塌超新星的候選者是紅超巨星的心宿二和參宿四 150 黃特超巨星的螣蛇十二 仙后座r 151 曾經是假超新星的高光度藍變星海山二 152 和在船帆座最明亮的天社一 船帆座g1 系統的伴星 一顆沃夫 瑞葉星 153 其它還有 雖然不太可能 但已經獲得名聲的還有g射線爆後代的WR104 154 確定Ia型超新星的候選者更有投機性 儘管確切的機制和時間尺度都還有爭議 但任何帶有吸積白矮星的聯星系統都可能產生超新星 這些系統都是暗淡 難以識別的 但新星和復發的新星都是這樣的系統 很方便於自我宣傳 天蠍座U就是一個例子 155 已知最靠近地球的一顆Ia型超新星的候選者是飛馬座IK HR 8210 距離是150光年 156 但觀測表明 白矮星需要數百萬年的時間才能吸積達到成為Ia型超新星所需要的臨界質量 157 相關條目 编辑Book 超新星维基百科图书收录可供下载或打印的条目 天文学主题 太空主题 恒星主题 超新星列表 超新星殘骸列表 超新星殘骸 夸克新星 假超新星 新星 超巨星 科幻中的超新星 白矮星 中子星和超新星年表注釋 编辑 數值是通過尾碼 nc 的對設基 26轉換 依據a 1 b 2 c 3 n 14 z 26 因此 nc n X 26 c 14 X 26 3 367 對核心主要成分是氧 氖和鎂組成的白矮星 坍塌通常會形成中子星 在這種情況下 只有一小部分的恆星質量會在坍縮時期被彈出 参考文献 编辑 Giacobbe F W How a Type II Supernova Explodes Electronic Journal of Theoretical Physics 2005 2 6 30 38 2009 01 28 原始内容存档于2017 05 16 Introduction to Supernova Remnants NASA Goddard Space Flight Center 2006 07 27 2009 01 28 原始内容存档于2020 05 28 Schawinski K Justham S Wolf C Podsiadlowski P Sullivan M Steenbrugge K C Bell T Roser H J Walker E S Astier P Balam D Balland C Carlberg R Conley A Fouchez D Guy J Hardin D Hook I Howell D A Pain R Perrett K Pritchet C Regnault N Yi S K Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant Science Express 2008 321 223 PMID 18556514 doi 10 1126 science 1160456 Ott C D et al Core Collapse Supernovae Neutrinos and Gravitational Waves Nuclear Physics B Proceedings Supplement 2012 235 381 Bibcode 2013NuPhS 235 381O arXiv 1212 4250 doi 10 1016 j nuclphysbps 2013 04 036 5 0 5 1 Ackermann M et al Detection of the Characteristic Pion Decay Signature in Supernova Remnants Science 2013 339 6121 807 11 Bibcode 2013Sci 339 807A PMID 23413352 arXiv 1302 3307 doi 10 1126 science 1231160 6 0 6 1 Osterbrock D E Who Really Coined the Word Supernova Who First Predicted Neutron Stars Bulletin of the American Astronomical Society 2001 33 1330 Bibcode 2001AAS 199 1501O 7 0 7 1 Reynolds S P et al The Youngest Galactic Supernova Remnant G1 9 0 3 The Astrophysical Journal Letters 2008 680 1 L41 L44 Bibcode 2008ApJ 680L 41R arXiv 0803 1487 doi 10 1086 589570 8 0 8 1 Adams S M Kochanek C S Beacom J F Vagins M R Stanek K Z Observing the Next Galactic Supernova The Astrophysical Journal 2013 778 2 164 Bibcode 2013ApJ 778 164A arXiv 1306 0559 doi 10 1088 0004 637X 778 2 164 Whittet D C B Dust in the Galactic Environment CRC Press 2003 45 46 ISBN 0 7503 0624 6 10 0 10 1 Krebs J Hillebrandt W The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds Astronomy and Astrophysics 1983 128 2 411 419 2007 02 01 原始内容存档于2017 06 25 Allen Jesse Supernova Effects NASA 1998 02 02 2009 02 02 原始内容存档于2006 12 11 Boss Alan P Ipatov Sergei I Keiser Sandra A Myhill Elizabeth A Vanhala Harri A T Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave The Astrophysical Journal L119 122 Bibcode 2008ApJ 686L 119B doi 10 1086 593057 Boss A P Ipatov S I Keiser S A Myhill E A Vanhala H A T Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave The Astrophysical Journal Letters 2008 686 2 L119 L122 Bibcode 2008ApJ 686L 119B arXiv 0809 3045 doi 10 1086 593057 14 0 14 1 Motz L Weaver J H The Story of Astronomy Basic Books 2001 76 ISBN 0 7382 0586 9 Winkler P F Gupta G Long K S The SN 1006 Remnant Optical Proper Motions Deep Imaging Distance and Brightness at Maximum Astrophysical Journal 2003 585 1 324 Bibcode 2003ApJ 585 324W arXiv astro ph 0208415 doi 10 1086 345985 Clark D H Stephenson F R The Historical Supernovae Supernovae A survey of current research Proceedings of the Advanced Study Institute Cambridge England June 29 July 10 1981 Dordrecht D Reidel 355 370 1982 Bibcode 1982sscr conf 355C Baade W No 675 Nova Ophiuchi of 1604 as a supernova Contributions from the Mount Wilson Observatory Carnegie Institution of Washington 1943 675 1 9 Bibcode 1943CMWCI 675 1B da Silva L A L The Classification of Supernovae Astrophysics and Space Science 1993 202 2 215 236 Bibcode 1993Ap amp SS 202 215D doi 10 1007 BF00626878 Kowal C T Absolute magnitudes of supernovae Astronomical Journal 1968 73 1021 1024 Bibcode 1968AJ 73 1021K doi 10 1086 110763 Leibundgut B et al A cosmological surprise The universe accelerates Europhysics News 2003 32 4 121 Bibcode 2001ENews 32 121L doi 10 1086 378560 Fabian A C A Blast from the Past Science 2008 320 5880 1167 1168 PMID 18511676 doi 10 1126 science 1158538 Iyudin A F et al Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova Nature 1998 396 6707 142 144 Bibcode 1998Natur 396 142I doi 10 1038 24106 Aschenbach B Discovery of a young nearby supernova remnant Nature 1998 396 6707 141 142 Bibcode 1998Natur 396 141A doi 10 1038 24103 Motizuki Y et al An Antarctic ice core recording both supernovae and solar cycles 2009 arXiv 0902 3446 astro ph HE Fu Yuan Zhao R G Strom Shi Yang Jiang The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 2006 6 5 635 640 Astronomers Peg Brightness of History s Brightest Star 新闻稿 National Optical Astronomy Observatory 2003 03 05 2009 02 05 原始内容存档于2020 05 12 Miller Williams C Two possible astronomical pictographs found in northern Arizona Plateau 1955 27 4 6 13 De nova stella 2009 In Encyclopaedia Britannica Retrieved February 19 2009 from Encyclopaedia Britannica Online http www britannica com EBchecked topic 153867 De nova stella 页面存档备份 存于互联网档案馆 W P Watson Antiquarian Books 2009 02 19 原始内容存档于2009 06 02 Beesley D E Isaac Ward and S Andromedae Irish Astronomical Journal 1985 17 2 98 SN1987A in the Large Magellanic Cloud Hubble Heritage Project 2009 02 19 原始内容存档于2016 03 04 NASA s Chandra Sees Brightest Supernova Ever 页面存档备份 存于互联网档案馆 NASA Press Release on the Discovery 2007 05 07 Baade W Zwicky F On Super novae Proceedings of the National Academy of Sciences 1934 20 5 254 259 Bibcode 1934PNAS 20 254B PMC 1076395 PMID 16587881 doi 10 1073 pnas 20 5 254 Murdin P Murdin Lesley Supernovae 2nd Cambridge University Press 1985 42 ISBN 0 521 30038 X Colgate S A McKee C Early Supernova Luminosity The Astrophysical Journal 1969 157 623 Bibcode 1969ApJ 157 623C doi 10 1086 150102 Zuckerman B Malkan M A The Origin and Evolution of the Universe Jones amp Bartlett Learning 1996 68 2015 06 25 ISBN 0 7637 0030 4 原始内容存档于2021 04 28 Filippenko A V Li W D Treffer R R Modjaz M The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope Paczynski B Chen W P Lemme C 编 Small Telescope Astronomy on Global Scale ASP Conference Series 246 San Francisco Astronomical Society of the Pacific 121 2001 Bibcode 2001ASPC 246 121F ISBN 978 1 58381 084 2 Antonioli P et al SNEWS The SuperNova Early Warning System New Journal of Physics 2004 6 114 Bibcode 2004NJPh 6 114A arXiv astro ph 0406214 doi 10 1088 1367 2630 6 1 114 Scholberg Kate SNEWS The supernova early warning system AIP Conference Proceedings 2000 523 355 Bibcode 2000AIPC 523 355 请检查 bibcode 值 帮助 arXiv astro ph 9911359 doi 10 1063 1 1291879 Beacom J F Supernova neutrinos and the neutrino masse Revista Mexicana de Fisica 1999 45 2 36 Bibcode 1999RMxF 45 36B arXiv hep ph 9901300 A star set to explode SpaceTelescope org 2014 01 07 原始内容存档于2020 11 12 Frieman J A et al The Sloan Digital Sky Survey Ii Supernova Survey Technical Summary The Astronomical Journal 2008 135 338 Bibcode 2008AJ 135 338F arXiv 0708 2749 doi 10 1088 0004 6256 135 1 338 Perlmutter S A et al Scheduled discovery of 7 high redshift SNe First cosmology results and bounds on q0 Ruiz Lapuente P Canal R Isern J 编 Thermonuclear Supernovae Proceedings of the NATO Advanced Study Institute NATO Advanced Science Institutes Series C 486 Dordrecth Kluwer Academic Publishers 749 1997 Bibcode 1997ASIC 486 749P arXiv astro ph 9602122 Linder E V Huterer D Importance of supernovae at z gt 1 5 to probe dark energy Physical Review D 2003 67 8 081303 Bibcode 2002astro ph 8138L arXiv astro ph 0208138 doi 10 1103 PhysRevD 67 081303 Perlmutter S et al Measurements of the Cosmological Parameters W and L from the First Seven Supernovae at z 0 35 The Astrophysical Journal 1997 483 2 565 Bibcode 1997ApJ 483 565P arXiv astro ph 9608192 doi 10 1086 304265 Copin Y et al The Nearby Supernova Factory New Astronomy Review 2006 50 4 5 436 Bibcode 2006NewAR 50 436C doi 10 1016 j newar 2006 02 035 Kirshner R P Type I supernovae An observer s view AIP Conference Proceedings 1980 63 33 Bibcode 1980AIPC 63 33K doi 10 1063 1 32212 List of Supernovae IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams 2010 10 25 原始内容存档于2010 11 12 The Padova Asiago supernova catalogue Osservatorio Astronomico di Padova 2014 01 10 原始内容存档于2014 01 10 Artist s impression of supernova 1993J SpaceTelescope org 2014 09 12 原始内容存档于2014 09 13 51 0 51 1 Cappellaro E Turatto M Supernova Types and Rates Influence of Binaries on Stellar Population Studies 264 Dordrecht Kluwer Academic Publishers 199 2001 Bibcode 2001ASSL 264 199C ISBN 978 0 7923 7104 5 arXiv astro ph 0012455 doi 10 1007 978 94 015 9723 4 16 52 0 52 1 52 2 52 3 Montes M Supernova Taxonomy US Naval Research Laboratory 2002 02 12 2006 11 09 原始内容存档于2006 10 18 53 0 53 1 Doggett J B Branch D A comparative study of supernova light curves The Astronomical Journal 1985 90 2303 Bibcode 1985AJ 90 2303D doi 10 1086 113934 Zwicky F NGC 1058 and its Supernova 1961 The Astrophysical Journal 1964 139 514 Bibcode 1964ApJ 139 514Z doi 10 1086 147779 Zwicky F New Observations of Importance to Cosmology McVittie G C 编 Problems of Extra Galactic Research Proceedings from IAU Symposium 15 New York Macmillan Press 347 1962 Bibcode 1962IAUS 15 347Z Li W Leaman J Chornock R Filippenko A V Poznanski D Ganeshalingam M Wang X Modjaz M Jha S Foley R J Smith N Nearby supernova rates from the Lick Observatory Supernova Search II The observed luminosity functions and fractions of supernovae in a complete sample Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2011 412 3 1441 Bibcode 2011MNRAS 412 1441L arXiv 1006 4612 doi 10 1111 j 1365 2966 2011 18160 x Richardson D Branch D Casebeer D Millard J Thomas R C Baron E A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae The Astronomical Journal 2002 123 2 745 Bibcode 2002AJ 123 745R arXiv astro ph 0112051 doi 10 1086 338318 The Rise and Fall of a Supernova ESO Picture of the Week 2013 06 14 原始内容存档于2013 07 02 Piro A L Thompson T A Kochanek C S Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2014 438 4 3456 Bibcode 2014MNRAS 438 3456P arXiv 1308 0334 doi 10 1093 mnras stt2451 Chen W C Li X D On the Progenitors of Super Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae The Astrophysical Journal 2009 702 686 Bibcode 2009ApJ 702 686C arXiv 0907 0057 doi 10 1088 0004 637X 702 1 686 Howell D A Sullivan M Conley A Carlberg R Predicted and Observed Evolution in the Mean Properties of Type Ia Supernovae with Redshift Astrophysical Journal Letters 2007 667 1 L37 L40 Bibcode 2007ApJ 667L 37H arXiv astro ph 0701912 doi 10 1086 522030 62 0 62 1 Mazzali P A Ropke F K Benetti S Hillebrandt W A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae Science 2007 315 5813 825 828 Bibcode 2007Sci 315 825M PMID 17289993 arXiv astro ph 0702351 doi 10 1126 science 1136259 Lieb E H Yau H T A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse The Astrophysical Journal 1987 323 1 140 144 Bibcode 1987ApJ 323 140L doi 10 1086 165813 Canal R Gutierrez J L The possible white dwarf neutron star connection Isern J Hernanz M Gracia Berro E 编 Proceedings of the 10th European Workshop on White Dwarfs 214 Dordrecht Kluwer Academic Publishers 1997 49 Bibcode 1997astro ph 1225C ISBN 978 0 7923 4585 5 Wheeler J C Cosmic Catastrophes Supernovae Gamma Ray Bursts and Adventures in Hyperspace Cambridge University Press 2000 96 2015 06 25 ISBN 978 0 521 65195 0 原始内容存档于2021 05 15 Khokhlov A Mueller E Hoeflich P Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms Astronomy and Astrophysics 1993 270 1 2 223 248 Bibcode 1993A amp A 270 223K Ropke F K Hillebrandt W The case against the progenitor s carbon to oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in Type Ia supernovae Astronomy and Astrophysics Letters 2004 420 1 L1 L4 Bibcode 2004A amp A 420L 1R arXiv astro ph 0403509 doi 10 1051 0004 6361 20040135 68 0 68 1 Hillebrandt W Niemeyer J C Type IA Supernova Explosion Models Annual Review of Astronomy and Astrophysics 2000 38 1 191 230 Bibcode 2000ARA amp A 38 191H arXiv astro ph 0006305 doi 10 1146 annurev astro 38 1 191 Paczynski B Common Envelope Binaries Eggleton P Mitton S Whelan J 编 Structure and Evolution of Close Binary Systems IAU Symposium No 73 Dordrecht D Reidel 75 80 1976 Bibcode 1976IAUS 73 75P Macri L M Stanek K Z Bersier D Greenhill L J Reid M J A New Cepheid Distance to the Maser Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant The Astrophysical Journal 2006 652 2 1133 1149 Bibcode 2006ApJ 652 1133M arXiv astro ph 0608211 doi 10 1086 508530 Colgate S A Supernovae as a standard candle for cosmology The Astrophysical Journal 1979 232 1 404 408 Bibcode 1979ApJ 232 404C doi 10 1086 157300 Ruiz Lapuente P et al Type IA supernova progenitors Memorie della Societa Astronomica Italiana 2000 71 435 Bibcode 2000MmSAI 71 435R Dan M Rosswog S Guillochon J Ramirez Ruiz E How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio Orbital stability and detonations at contact Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2012 422 3 2417 Bibcode 2012MNRAS 422 2417D arXiv 1201 2406 doi 10 1111 j 1365 2966 2012 20794 x Andrew Howell D et al The type Ia supernova SNLS 03D3bb from a super Chandrasekhar mass white dwarf star Nature 2006 443 7109 308 311 Bibcode 2006Natur 443 308H PMID 16988705 arXiv astro ph 0609616 doi 10 1038 nature05103 Tanaka M et al Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc Nearly Spherical Explosion of Super Chandrasekhar Mass White Dwarf The Astrophysical Journal 2010 714 2 1209 Bibcode 2010ApJ 714 1209T arXiv 0908 2057 doi 10 1088 0004 637X 714 2 1209 Wang B Liu D Jia S Han Z Helium double detonation explosions for the progenitors of type Ia supernovae Proceedings of the International Astronomical Union 2014 9 S298 442 Bibcode 2014IAUS 298 442W arXiv 1301 1047 doi 10 1017 S1743921313007072 Foley R J et al Type Iax Supernovae A New Class of Stellar Explosion The Astrophysical Journal 2013 767 57 Bibcode 2013ApJ 767 57F arXiv 1212 2209 doi 10 1088 0004 637X 767 1 57 McCully C et al A luminous blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z Nature 2014 512 7512 54 56 Bibcode 2014Natur 512 54M PMID 25100479 arXiv 1408 1089 doi 10 1038 nature13615 Silverman J M et al Type Ia Supernovae strongle interaction with their circumstellar medium The Astrophysical Journal Supplement Series 2013 207 1 3 Bibcode 2013ApJS 207 3S arXiv 1304 0763 doi 10 1088 0067 0049 207 1 3 80 0 80 1 80 2 Heger A Fryer C L Woosley S E Langer N Hartmann D H How Massive Single Stars End Their Life Astrophysical Journal 2003 591 288 Bibcode 2003ApJ 591 288H arXiv astro ph 0212469 doi 10 1086 375341 Nomoto K I Tanaka M Tominaga N Maeda K Hypernovae gamma ray bursts and first stars New Astronomy Reviews 2010 54 3 6 191 Bibcode 2010NewAR 54 191N doi 10 1016 j newar 2010 09 022 Moriya Progenitors of Recombining Supernova Remnants The Astrophysical Journal 2012 750 1 L13 Bibcode 2012ApJ 750L 13M arXiv 1203 5799 doi 10 1088 2041 8205 750 1 L13 Smith N et al Sn 2008S A Cool Super Eddington Wind in a Supernova Impostor The Astrophysical Journal 2009 697 L49 Bibcode 2009ApJ 697L 49S arXiv 0811 3929 doi 10 1088 0004 637X 697 1 L49 Fryer C L New K C B Gravitational Waves from Gravitational Collapse Living Reviews in Relativity 2003 6 doi 10 12942 lrr 2003 2 85 0 85 1 85 2 85 3 Woosley S Janka H T The Physics of Core Collapse Supernovae Nature Physics 2005 1 3 147 154 Bibcode 2005NatPh 1 147W arXiv astro ph 0601261 doi 10 1038 nphys172 Janka H Langanke K Marek A Martinezpinedo G Muller B Theory of core collapse supernovae Physics Reports 2007 442 38 Bibcode 2007PhR 442 38J arXiv astro ph 0612072 doi 10 1016 j physrep 2007 02 002 Gribbin J R Gribbin M Stardust Supernovae and Life The Cosmic Connection Yale University Press 2000 173 ISBN 978 0 300 09097 0 88 0 88 1 Barwick S W et al APS Neutrino Study Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group 2004 arXiv astro ph 0412544 class 被忽略 帮助 Myra E S Burrows A Neutrinos from type II supernovae The first 100 milliseconds Astrophysical Journal 1990 364 222 231 Bibcode 1990ApJ 364 222M doi 10 1086 169405 90 0 90 1 Kasen D Woosley S E Heger A Pair Instability Supernovae Light Curves Spectra and Shock Breakout PDF The Astrophysical Journal 2011 734 2 102 2015 06 27 Bibcode 2011ApJ 734 102K arXiv 1101 3336 doi 10 1088 0004 637X 734 2 102 原始内容 PDF 存档于2012 09 04 91 0 91 1 Poelarends A J T Herwig F Langer N Heger A The Supernova Channel of Super AGB Stars The Astrophysical Journal 2008 675 614 Bibcode 2008ApJ 675 614P arXiv 0705 4643 doi 10 1086 520872 Gilmore G ASTRONOMY The Short Spectacular Life of a Superstar Science 2004 304 5679 1915 1916 PMID 15218132 doi 10 1126 science 1100370 Faure G Mensing T M Life and Death of Stars Introduction to Planetary Science 2007 35 48 ISBN 978 1 4020 5233 0 doi 10 1007 978 1 4020 5544 7 4 Malesani D et al Early spectroscopic identification of SN 2008D Cornell University 2008 2009 01 29 引文格式1维护 显式使用等标签 link Naeye Robert Gutro Rob NASA s Swift Satellite Catches First Supernova in the Act of Exploding NASA Goddard Space Flight Center 2008 05 21 2009 01 29 原始内容存档于2021 05 15 引文使用过时参数coauthors 帮助 Pols Onno Close Binary Progenitors of Type Ib Ic and IIb II L Supernovae Proceedings of The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research Chiang Mai Thailand 153 158 October 26 November 1 1995 2009 01 29 原始内容存档于2008 02 27 Ryder S D et al Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig evidence for a Wolf Rayet binary progenitor Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2004 349 3 1093 1100 2009 01 29 doi 10 1111 j 1365 2966 2004 07589 x 原始内容存档于2019 04 03 引文格式1维护 显式使用等标签 link Doggett J B Branch D A Comparative Study of Supernova Light Curves Astronomical Journal 1985 90 2303 2311 Bibcode 1985AJ 90 2303D doi 10 1086 113934 Type II Supernova Light Curves Swinburne University of Technology 2009 01 30 原始内容存档于2019 10 17 Pastorello A et al The type IIn supernova 1995G interaction with the circumstellar medium Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2002 333 1 27 38 2009 01 30 doi 10 1046 j 1365 8711 2002 05366 x 原始内容存档于2007 10 11 引文格式1维护 显式使用等标签 link Utrobin V P Nonthermal ionization and excitation in Type IIb supernova 1993J Astronomy and Astrophysics 1996 306 219 231 2009 01 30 原始内容存档于2007 10 11 P Hoflich P Kumar J C Wheeler 编 Neutron star kicks and supernova asymmetry Cosmic explosions in three dimensions asymmetries in supernovae and gamma ray bursts Cambridge Cambridge University Press 2004 276 2009 01 30 原始内容存档于2017 05 16 Beasley D Roy S Watzke M Villard R Space Movie Reveals Shocking Secrets of the Crab Pulsar NASA 2002 09 19 2009 01 30 原始内容存档于2016 07 06 Frail D A Giacani E B Goss W M Dubner G The Pulsar Wind Nebula Around PSR B1853 01 in the Supernova Remnant W44 The Astrophysical Journal 1996 464 2 L165 L168 2009 01 30 doi 10 1086 310103 原始内容存档于2019 05 29 Fryer Chris L Neutron Star Kicks from Asymmetric Collapse The Astrophysical Journal 2004 601 2 L175 L178 2009 01 30 doi 10 1086 382044 原始内容存档于2017 05 16 Jets Not Neutrinos May Cause Supernova Explosions Scientists Say McDonald Observatory 2002 03 02 2006 12 11 原始内容存档于2021 05 15 Foust Jeff Evidence presented for new supernova explosion model Spaceflight Now 2000 01 09 2009 01 30 原始内容存档于2006 12 31 The VLT Measures the Shape of a Type Ia Supernova European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere ESO 2003 08 06 2009 01 30 原始内容存档于2008 10 13 Leibundgut B Observations of Supernovae Proceedings of the NATO Advanced Study Institute on the Lives of the Neutron Stars Kemer Turkey Kluwer Academic 3 August 29 September 12 1993 2009 01 30 ISBN 978 0 7923 3246 6 原始内容存档于2008 02 27 Matz S M Share G H A limit on the production of Ni 56 in a type I supernova Astrophysical Journal 1990 362 235 24 2009 01 30 doi 10 1086 169259 原始内容存档于2008 02 27 Schlegel E M Kirshner R P The type Ib supernova 1984L in NGC 991 Astrophysical Journal 1989 98 577 589 2009 01 30 doi 10 1086 115158 原始内容存档于2008 02 27 112 0 112 1 Mazzali P A Nomoto K I Cappellaro E Nakamura T Umeda H Iwamoto K Can Differences in the Nickel Abundance in Chandrasekhar Mass Models Explain the Relation between the Brightness and Decline Rate of Normal Type Ia Supernovae The Astrophysical Journal 2001 547 2 988 Bibcode 2001ApJ 547 988M arXiv astro ph 0009490 doi 10 1086 318428 Iwamoto K Neutrino Emission from Type Ia Supernovae AIP Conference Proceedings 847 2006 406 doi 10 1063 1 2234440 Hayden B T Garnavich P M Kessler R Frieman J A Jha S W Bassett B Cinabro D Dilday B Kasen D Marriner J Nichol R C Riess A G Sako M Schneider D P Smith M Sollerman J The Rise and Fall of Type Ia Supernova Light Curves in the SDSS II Supernova Survey The Astrophysical Journal 2010 712 350 Bibcode 2010ApJ 712 350H arXiv 1001 3428 doi 10 1088 0004 637X 712 1 350 Janka Hans Thomas Explosion Mechanisms of Core Collapse Supernovae Annual Review of Nuclear and Particle Science 2012 62 407 Bibcode 2012ARNPS 62 407J arXiv 1206 2503 doi 10 1146 annurev nucl 102711 094901 Smartt Progenitors of core collapse supernovae Annual Review of Astronomy and Astrophysics 2009 47 63 106 Bibcode 2009ARA amp A 47 63S arXiv 0908 0700v2 doi 10 1146 annurev astro 082708 101737 Eldridge J J Fraser M Smartt S J Maund J R Crockett R Mark The death of massive stars II Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2013 436 1 774 Bibcode 2013MNRAS 436 774E S2CID 118535155 arXiv 1301 1975 doi 10 1093 mnras stt1612 118 0 118 1 118 2 Smartt Stephen J Progenitors of Core Collapse Supernovae Annual Review of Astronomy amp Astrophysics 2009 47 63 Bibcode 2009ARA amp A 47 63S arXiv 0908 0700 doi 10 1146 annurev astro 082708 101737 Walmswell J J Eldridge J J Circumstellar dust as a solution to the red supergiant supernova progenitor problem Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2012 419 3 2054 Bibcode 2012MNRAS 419 2054W arXiv 1109 4637 doi 10 1111 j 1365 2966 2011 19860 x Georgy C Yellow supergiants as supernova progenitors An indication of strong mass loss for red supergiants Astronomy amp Astrophysics 2012 538 L8 L2 Bibcode 2012A amp A 538L 8G arXiv 1111 7003 doi 10 1051 0004 6361 201118372 Yoon S C Grafener G Vink J S Kozyreva A Izzard R G On the nature and detectability of Type Ib c supernova progenitors Astronomy amp Astrophysics 2012 544 L11 Bibcode 2012A amp A 544L 11Y arXiv 1207 3683 doi 10 1051 0004 6361 201219790 Groh J H Meynet G Ekstrom S Massive star evolution Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors Astronomy amp Astrophysics 2013 550 L7 Bibcode 2013A amp A 550L 7G arXiv 1301 1519 doi 10 1051 0004 6361 201220741 Yoon S C Grafener G Vink J S Kozyreva A Izzard R G On the nature and detectability of Type Ib c supernova progenitors Astronomy amp Astrophysics 2012 544 L11 Bibcode 2012A amp A 544L 11Y arXiv 1207 3683 doi 10 1051 0004 6361 201219790 124 0 124 1 124 2 Johnson Jennifer A Populating the periodic table Nucleosynthesis of the elements Science 2019 363 6426 474 478 Bibcode 2019Sci 363 474J PMID 30705182 doi 10 1126 science aau9540 Francois P Matteucci F Cayrel R Spite M Spite F Chiappini C The evolution of the Milky Way from its earliest phases Constraints on stellar nucleosynthesis Astronomy amp Astrophysics 2004 421 2 613 621 Bibcode 2004A amp A 421 613F arXiv astro ph 0401499 doi 10 1051 0004 6361 20034140 126 0 126 1 Truran J W Supernova Nucleosynthesis Schramm D N 编 Supernovae Astrophysics and Space Science Library 66 Springer 1977 145 158 ISBN 978 94 010 1231 7 doi 10 1007 978 94 010 1229 4 14 Nomoto Ken Ichi Leung Shing Chi Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae Progenitor s Evolution and Nucleosynthesis Yields Space Science Reviews 2018 214 4 67 Bibcode 2018SSRv 214 67N arXiv 1805 10811 doi 10 1007 s11214 018 0499 0 Maeda K Ropke F K Fink M Hillebrandt W Travaglio C Thielemann F K NUCLEOSYNTHESIS IN TWO DIMENSIONAL DELAYED DETONATION MODELS OF TYPE Ia SUPERNOVA EXPLOSIONS The Astrophysical Journal 2010 712 1 624 638 Bibcode 2010ApJ 712 624M arXiv 1002 2153 doi 10 1088 0004 637X 712 1 624 存档副本 2020 05 21 原始内容存档于2020 12 02 Eichler M Nakamura K Takiwaki T Kuroda T Kotake K Hempel M Cabezon R Liebendorfer M Thielemann F K Nucleosynthesis in 2D core collapse supernovae of 11 2 and 17 0 M progenitors Implications for Mo and Ru production Journal of Physics G Nuclear and Particle Physics 2018 45 1 014001 Bibcode 2018JPhG 45a4001E arXiv 1708 08393 doi 10 1088 1361 6471 aa8891 Qian Y Z Vogel P Wasserburg G J Diverse Supernova Sources for the r Process Astrophysical Journal 1998 494 1 285 296 Bibcode 1998ApJ 494 285Q arXiv astro ph 9706120 doi 10 1086 305198 Siegel Daniel M Barnes Jennifer Metzger Brian D Collapsars as a major source of r process elements Nature 2019 569 7755 241 244 Bibcode 2019Natur 569 241S PMID 31068724 arXiv 1810 00098 doi 10 1038 s41586 019 1136 0 Gonzalez G Brownlee D Ward P The Galactic Habitable Zone Galactic Chemical Evolution Icarus 2001 152 1 185 Bibcode 2001Icar 152 185G arXiv astro ph 0103165 doi 10 1006 icar 2001 6617 Rho Jeonghee Milisavljevic Danny Sarangi Arkaprabha Margutti Raffaella Chornock Ryan Rest Armin Graham Melissa Craig Wheeler J DePoy Darren Wang Lifan Marshall Jennifer Williams Grant Street Rachel Skidmore Warren Haojing Yan Bloom Joshua Starrfield Sumner Lee Chien Hsiu Cowperthwaite Philip S Stringfellow Guy S Coppejans Deanne Terreran Giacomo Sravan Niharika Geballe Thomas R Evans Aneurin Marion Howie Astro2020 Science White Paper Are Supernovae the Dust Producer in the Early Universe Bulletin of the American Astronomical Society 2019 51 3 351 Bibcode 2019BAAS 51c 351R arXiv 1904 08485 Cox D P Cooling and Evolution of a Supernova Remnant Astrophysical Journal 1972 178 159 Bibcode 1972ApJ 178 159C doi 10 1086 151775 Sandstrom K M Bolatto A D Stanimirovic S Van Loon J Th Smith J D T Measuring Dust Production in the Small Magellanic Cloud Core Collapse Supernova Remnant 1E 0102 2 7219 The Astrophysical Journal 2009 696 2 2138 2154 Bibcode 2009ApJ 696 2138S arXiv 0810 2803 doi 10 1088 0004 637X 696 2 2138 Preibisch T Zinnecker H Triggered Star Formation in the Scorpius Centaurus OB Association Sco OB2 From Darkness to Light Origin and Evolution of Young Stellar Clusters 2001 243 791 Bibcode 2001ASPC 243 791P arXiv astro ph 0008013 Cameron A G W Truran J W The supernova trigger for formation of the solar system Icarus 1977 30 3 447 Bibcode 1977Icar 30 447C doi 10 1016 0019 1035 77 90101 4 Ott C D et al Core Collapse Supernovae Neutrinos and Gravitational Waves Nuclear Physics B Proceedings Supplements 2012 235 381 387 Bibcode 2013NuPhS 235 381O arXiv 1212 4250 doi 10 1016 j nuclphysbps 2013 04 036 Morozova Viktoriya Radice David Burrows Adam Vartanyan David The Gravitational Wave Signal from Core collapse Supernovae The Astrophysical Journal 2018 861 1 10 Bibcode 2018ApJ 861 10M arXiv 1801 01914 doi 10 3847 1538 4357 aac5f1 Fields B D Hochmuth K A Ellis J Deep Ocean Crusts as Telescopes Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis The Astrophysical Journal 2005 621 2 902 907 Bibcode 2005ApJ 621 902F arXiv astro ph 0410525 doi 10 1086 427797 Knie K et al 60Fe Anomaly in a Deep Sea Manganese Crust and Implications for a Nearby Supernova Source Physical Review Letters 2004 93 17 171103 171106 2020 05 21 Bibcode 2004PhRvL 93q1103K PMID 15525065 doi 10 1103 PhysRevLett 93 171103 原始内容存档于2021 05 15 Fields B D Ellis J On Deep Ocean Fe 60 as a Fossil of a Near Earth Supernova New Astronomy 1999 4 6 419 430 Bibcode 1999NewA 4 419F arXiv astro ph 9811457 doi 10 1016 S1384 1076 99 00034 2 In Brief Scientific American 2009 300 5 28 Bibcode 2009SciAm 300e 28 doi 10 1038 scientificamerican0509 28a Gorelick M The Supernova Menace Sky amp Telescope 2007 113 3 26 Bibcode 2007S amp T 113c 26G Gehrels N et al Ozone Depletion from Nearby Supernovae Astrophysical Journal 2003 585 2 1169 1176 Bibcode 2003ApJ 585 1169G arXiv astro ph 0211361 doi 10 1086 346127 Van Der Sluys M V Lamers H J G L M The dynamics of the nebula M1 67 around the run away Wolf Rayet star WR 124 Astronomy and Astrophysics 2003 398 181 194 Bibcode 2003A amp A 398 181V arXiv astro ph 0211326 doi 10 1051 0004 6361 20021634 Tramper F Straal S M Sanyal D Sana H De Koter A Grafener G Langer N Vink J S De Mink S E Kaper L Massive stars on the verge of exploding The properties of oxygen sequence Wolf Rayet stars Astronomy amp Astrophysics 2015 581 A110 Bibcode 2015A amp A 581A 110T arXiv 1507 00839 doi 10 1051 0004 6361 201425390 Tramper F Grafener G Hartoog O E Sana H De Koter A Vink J S Ellerbroek L E Langer N Garcia M Kaper L De Mink S E On the nature of WO stars A quantitative analysis of the WO3 star DR1 in IC 1613 Astronomy amp Astrophysics 2013 559 A72 Bibcode 2013A amp A 559A 72T arXiv 1310 2849 doi 10 1051 0004 6361 201322155 Inglis M Star Death Supernovae Neutron Stars amp Black Holes Astrophysics is Easy The Patrick Moore Practical Astronomy Series 2015 203 223 ISBN 978 3 319 11643 3 doi 10 1007 978 3 319 11644 0 12 Lobel A et al Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae Stars as Suns Activity 2004 219 903 Bibcode 2004IAUS 219 903L arXiv astro ph 0312074 Van Boekel R et al Direct measurement of the size and shape of the present day stellar wind of eta Carinae Astronomy and Astrophysics 2003 410 3 L37 Bibcode 2003A amp A 410L 37V arXiv astro ph 0310399 doi 10 1051 0004 6361 20031500 Thielemann F K Hirschi R Liebendorfer M Diehl R Massive Stars and Their Supernovae Astronomy with Radioactivities Lecture Notes in Physics 812 2011 153 ISBN 978 3 642 12697 0 arXiv 1008 2144 doi 10 1007 978 3 642 12698 7 4 Tuthill P G et al The Prototype Colliding Wind Pinwheel WR 104 The Astrophysical Journal 2008 675 1 698 710 Bibcode 2008ApJ 675 698T arXiv 0712 2111 doi 10 1086 527286 Thoroughgood T D et al The recurrent nova U Scorpii A type Ia supernova progenitor The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects 261 San Francisco CA Astronomical Society of the Pacific 2002 Bibcode 2002ASPC 261 77T arXiv astro ph 0109553 Landsman W Simon T Bergeron P The hot white dwarf companions of HR 1608 HR 8210 and HD 15638 Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1999 105 690 841 847 Bibcode 1993PASP 105 841L doi 10 1086 133242 Vennes S Kawka A On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2008 389 3 1367 Bibcode 2008MNRAS 389 1367V arXiv 0806 4742 doi 10 1111 j 1365 2966 2008 13652 x 延伸阅读 编辑Introduction to Supernova Remnants NASA GSFC 2007 10 04 2011 03 15 原始内容存档于2020 05 28 Bethe Hans A Bethe H A Brown G E Cooperstein J Kahana S Supernovae Physics Today ISSN 0031 9228 1990 43 9 736 739 Bibcode 1990PhT 43i 24B PMID 10035857 doi 10 1063 1 881256 Croswell K The Alchemy of the Heavens Searching for Meaning in the Milky Way Anchor Books 1996 ISBN 0 385 47214 5 A popular science account Filippenko Alexei V Optical Spectra of Supernovae Annual Review of Astronomy and Astrophysics 1997 35 309 Bibcode 1997ARA amp A 35 309F doi 10 1146 annurev astro 35 1 309 An article describing spectral classes of supernovae Takahashi K Sato K Burrows A Thompson T A Supernova Neutrinos Neutrino Oscillations and the Mass of the Progenitor Star Physical Review D 2003 68 11 77 81 Bibcode 2003PhRvD 68k3009T arXiv hep ph 0306056 doi 10 1103 PhysRevD 68 113009 A good review of supernova events Hillebrandt W Janka H T Muller E How to Blow Up a Star Scientific American 2006 295 4 42 49 2015 06 25 doi 10 1038 scientificamerican1006 42 原始内容存档于2013 04 21 Woosley S Janka H T The Physics of Core Collapse Supernovae Nature Physics 2005 1 3 147 154 Bibcode 2005NatPh 1 147W arXiv astro ph 0601261 doi 10 1038 nphys172 外部連結 编辑维基新闻中的相关報導 英國自然期刊刊載人類首次觀測超新星誕生完整過程维基共享资源中相关的多媒体资源 超新星RSS news feed The Astronomer s Telegram 英语 The Astronomer s Telegram 2006 11 28 原始内容 RSS 存档于2021 05 15 Tsvetkov D Yu Pavlyuk N N Bartunov O S Pskovskii Yu P Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue Sternberg Astronomical Institute 英语 Sternberg Astronomical Institute Moscow University 2006 11 28 原始内容存档于2016 05 17 A searchable catalog List of Supernovae with IAU Designations IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams 2010 10 25 原始内容存档于2012 05 11 Overbye D Scientists See Supernova in Action The New York Times 2008 05 21 2008 05 21 原始内容存档于2013 05 23 取自 https zh wikipedia org w index php title 超新星 amp oldid 75508557, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

文章

，阅读，下载，免费，免费下载，mp3，视频，mp4，3gp， jpg，jpeg，gif，png，图片，音乐，歌曲，电影，书籍，游戏，游戏。