超新星

超新星（英文名：Supernova，简称SN^[1][2]），中国古代称作“客星”或“变星”^[6]，是指质量较大的恒星演化至末期时经历的一种宇宙中最巨大的爆发现象^[8][9]。超新星属于不稳定类型的爆发天体，爆发时释放的总能量为，是大质量恒星在死亡之前都要经历的一次爆炸过程^[10][11]，超新星出现的时间长短不一，短的仅有几天，长的可持续数年^[6]。

早期宇宙从大爆炸发生后，原星系分裂成无数个恒星，恒星内部的核燃料耗尽后，进入它的老年期，质量为太阳质量8~50倍的恒星在核燃料耗尽后会发生极猛烈的爆发，产生超新星^[5]。超新星可按照不同的机理分类，按照光谱和光变曲线建议超新星主要有Ⅰ和Ⅱ两型^[7]，Ⅰ型超新星又可以分为Ⅰa、Ⅰb和Ⅰc类超新星^[12]，Ⅱ类超新星也可根据光变曲线的形状被分为ⅡL和ⅡP类超新星^[12][13]；从爆发机理上也可分为两大类：热核爆发超新星Ⅰa型，核心塌缩超新星II型，Ⅰb／c型^[14]。超新星的相关模型则有7种，分别为热失控^[15]、核心坍tān缩^[16]、失败的超新星^[17][18]、光变曲线^[19]、不对称性^[20][21][22]、能量输出^[23][24]、祖先^[25][26]。超新星在恒星演化末期，其核心坍缩为中子星或黑洞，形成超新星爆发^[16]，超新星爆发是宇宙中牵涉能量最多的事件之一，它们的光芒能一连持续数周乃至数月^[27]。经过超新星爆发后，此时的恒星有几种可能的状态，一种是黑洞、白矮星或者中子星^[28][29]，还有可能形成超新星遗迹^[30]。

早在185年，人类就已记录了半人马星座超新星爆发^[3][4]，之后，人类肉眼相继发现豺狼星座超新星（SN1006）^[3][31]、第谷超新星（SN1572）^[32][33]、开普勒超新星（SN1604）^[4]等超新星^[34]。1885年，人类观测范围扩展到河外星系，并首次发现银河系之外的仙女座大星云超新星SN1885A^[35][36]。直至1934年，弗里茨·兹维基和瓦尔特·巴德才发明了“超新星”这个词^[1][37]。超新星也对宇宙的研究起到重要意义，科学家可以更好的研究重元素来源^[38]、银河宇宙射线^[39]、对地球的影响^[40]、引力波^[41]、宇宙的年龄与成分、银河系的化学演化、触发太阳系形成的“扳机”和生命的起源之谜等宇宙之谜^[6]，通过对超新星的研究，小柴昌俊^[42]、佩尔穆特、里斯和施密特^[43]、里斯等的研究也相继获得诺贝尔奖^[44]。

早期宇宙从大爆炸发生后3min到约70万年，宇宙的温度降到3000K^[注1]，电子与原子核结合成稳定的原子，光子不再被自由电子散射，从此宇宙变成透明的。又过了几十亿年，氢、氦等中性原子在引力作用下逐渐凝聚为原星系，原星系聚在一起形成等级式结构的星系集团，与此同时，原星系本身又分裂成千千万万个恒星，恒星的光和热是靠燃烧自己的核燃料提供的，其后果是合成碳、氧、硅、铁这些早期宇宙条件下不能产生的重元素。在恒星生命即将结束时，它以爆发的形式抛出含有重元素的气体和尘粒，这些气体和尘粒是构成新一代恒星的原料，在一些恒星的周围，冷的气尘会坍缩成一个旋转的薄盘。这些物质通过相互吸引，碰撞黏合，最后形成从小行星到大行星的形形色色的天体^[5]。

恒星形成后的光和热的来源，是其中心由氢聚变为氦的热核反应。当这种反应产生的辐射压力与引力平衡时，恒星的体积和温度不再有明显的变化，而是进入一个相对稳定的演化阶段。因为氢是宇宙间最丰富的元素，也是构成恒星的最丰富的原材料，所以恒星在它发光的生命历程中停留在“氢燃烧”阶段的时间最长。恒星内部的核燃料耗尽后，原来由热核反应维持的辐射压消失，星体在引力的作用下收缩下去，直到出现一种新的斥力能与之抗衡为止，于是恒星进入它的老年期。恒星的归宿与其初质量有关，初始质量小于（太阳质量）的恒星最终将成为白矮星；质量为的恒星在核燃料耗尽后会发生极猛烈的爆发，在短短几天中亮度陡增千万倍甚至亿倍，即产生超新星，爆发后留下的星核的尺度只有同质量的一般恒星尺度的10-6，几乎全部由中子紧紧堆成，称为中子星；原始质量更大的恒星最终将变为黑洞（一种引力强大到连光线都无法射出的天体）^[5]。

185年，半人马星座超新星爆发^[3]，中国最早记载观测超新星的记录在《后汉书·卷十二·天文下》中：“中平二年十月亥，客星（SN185）出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”^[4]。

393年，东晋孝武帝太元十八年，出现在天蝎座中的一次超新星爆发，亮度为-1等，持续约有8个月左右^[46]。

902年，《新唐书》中记载，“唐天复二年正月，客星如桃在紫宫华盖星下；丁卯，客星不动；己巳，客星在杠，守之，明年犹不去”^[47][48]。

1006年，宋朝记录了豺狼星座超新星（SN1006）^[3][31]，《宋史·真宗二宋会要辑稿》记载，“景德三年三月乙已，客星出东南方。司天监言：先四月二日夜初更，见大星，色黄，出库楼东，骑官西，渐渐光明，测在氏三度。”《宋史·天文志》记载，“景德三年四月戊寅，周伯星见，出氏南，骑官西一度，状如半月，有芒角，煌煌然可以鉴物，历库楼东。”^[4][49]

1054年，中国古代文献里有详细的记载据记载了金牛座超新星爆发，这颗超新星在最亮时比金星还亮，甚至在白天都可以用肉眼看到，这颗超新星爆发后的遗迹就是著名的蟹状星云^[37]。《宋史·天文九》中记载，“宋至和元年五月己丑，客星出天关东南可数寸，岁余稍没”《宋史·仁宗四》记载，“宋嘉祐元年三月辛未，司天监言自至和元年五月客星出东南方守天关，至是没”《宋会要辑稿》中记载，“嘉裕元年三月司天监言客星没，客去之兆也。初至和元年五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，色赤白，凡见二十三日”^[50]。

1181年，仙后星座超新星也被中国古人记录^[3]，《宋史·天文九》中记载，“宋淳熙八年六月己已，客星出奎宿，犯传舍星，至明年正月癸酉，凡一百八十五日始灭”《金史·天文》中记载，“金大定二十一年六月甲戊，客星见于华盖，凡百五十有六日灭”《大日本史》中记载，“《吾妻镜》中记载，“（日）治承五年六月二十五日庚午，戊刻，客星见艮方，大如镇星，色青赤，有芒角，是宽弘三年出现之后无例”^[51]。

1572年，丹麦天文学家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）发现第谷超新星，又名“SN1572”“仙女座B”，是一颗位于仙后座的超新星，距离约8000光年，当时它比金星还要亮，随着亮度转暗，至两年后1574年消失^[32][33]。明朝详细记载了仙后星座超新星^[3]，《明史·天文志》中记载，“明隆庆六年十月初三日丙辰夜，客星见东北方，如弹丸，出阁道旁、壁宿度，渐微，芒有光。历十九日。壬申夜，其星赤黄色，大如盏，光芒四出，日未入时见。十二月，甲戌礼部题奏：十月以来客星当日而见，光映异常。按是星万历元年二月光始渐微，至二年四月乃没，策星旁有客星，万历元新出，先大今小”^[52]。

1604年，德国著名的天文学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler）从地球上观察到银河系一颗重要的超新星，即开普勒超新星，又名“SN1604”，这颗超新星距离地球2万光年，持续约3周时间^[4]。《明史·天文三》中记载蛇夫星座超新星，“明万历三十二年九月乙丑，尾分有星如弹丸，色赤黄，见西南方，至十月而隐。十二月辛酉，转出东南方，仍尾分。明年二月渐暗，八月丁卯始灭”^[53][3]。

1934年，弗里茨·兹威基（F．Zwicky，1898～1974年）和瓦尔特·巴德（W．Baade，1893～1960年）分析了近距星系的观测资料，发现M31（1885）、NGC5253（1895）、NGC2535（1901）、NGC4321（1901和l914）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象高几千倍，是规模更大的爆发活动，遂一起确认宇宙中有比新星更激烈、释放能量更多、光变幅更大的灾变天体，“创造”名为超新星（Super—novae）。此后，兹威基每当发现一个河外星系超新星，即和威尔逊山天文台的哈勃、巴德、R．闵可夫斯基周密观测爆发过程中的光度和光谱，积累了大量资料。他一生共发现超新星122颗，占当时超新星总数的30%^[54]。

1987年，加拿大多伦多大学的Shelton用25厘米天体照相仪拍摄大麦哲仑云，露光三小时，当冲洗底片时发现在蜘蛛星云西南区突然出现一颗五等的星，他上意识到这是奇异的天象，他立即与拉斯坎帕斯天文台1米望远镜的观测者们讨论了这个问题，大麦哲仑云的距离模数约为18.5，若是典型新星，那末视星等最多为8等星，因此得出该星应是超新星的结论。然后他们立即报告给IAU电报中心，IAU迅速地向全世界天文台发出电报和电传，命名该超新星为SN1987a^[34]。

2006年9月18日，美国宇航局钱德拉X射线天文台观测率先观测到超新星SN2006gy爆发，有关天文学者的测量把这颗超新星的具体位置定在距太阳系2.38亿光年外的NGC1260河外星系内，这颗超新星与一般观测到的超新星爆发规模不分上下，可是爆发散出的能量比以往观测到的更高，很可能是由一颗约150倍太阳质量的超巨星爆发产生的^[55]。

2010年，中国一位叫孙国佑的业余天文学家在河外星系NGC5430星系中发现了一颗新爆发的超新星，当然这颗超新星是肉眼不可见的，它通过望远镜才能观测到。2011年，中国的业余天文学家又发现了一颗超新星，这位发现者的名字跟AG有关，而且这颗超新星是在2011年发现的，于是就将其命名为2011AG。到了2015年9月，合肥市五年级学生廖家铭也发现了一颗新的超新星，成为国际上发现超新星年纪最小的人^[56]。

1885年，俄国的道帕特（Dorpat）天文台的哈特维革（Hartwig）在爱沙尼亚发现了M31（仙女座大星云）中一颗新星很亮，记为SN1885A。这是人类首次发现银河系之外的超新星^[35][36]。

1933年，弗里茨·兹维基首次开始了巡天计划，1934年，弗里茨·兹维基开始对超新星进行系统研究^[1][37][36]，最初他用架设在加州理工学院罗宾逊天体物理学实验室屋顶上的英寸沃伦萨克透镜照相机。后来，到1936年，他监制了18英寸广角施密特望远镜，这台望远镜设立在新建的帕洛玛天文台的实验室工作间内。1937年3月，他用它在NGC4157发现了第一颗超新星，1937年8月26，又用它在矮旋涡尾系IC4182发现了第二颗，这第二颗超新星的视星等达到8.4，要比矮星系的光度高出6个星等。后来，随着1949年帕洛玛天文台48英寸施密特望远镜的建设完成，人们得以搜寻光度更弱的超新星，通常一年可以发现20颗左右^[37]。

已知最早使用名词超新星是在20世纪30年代，关于超新星的最早证据来自1932年伦德马克（K.Lundmark）的著作^[57]。1934年，弗里茨·兹维基和瓦尔特·巴德开始对超新星进行系统研究，发明了“超新星”这个词^[1][37]，超新星的英文名称为：Supernova，简称SN^[1][2]。

依照国际天文联合会规则^[58]，超新星的名字是由发现的年份和1至2个拉丁字母组成的，一年中最先发现的26颗超新星会用从A到Z的大写字母命名^[59][60]。在1885年之前发现的超新星，统一用“SN+发现年份”为其命名。从1885年起，则以“SN+发现年份+英文字母序号”。每年新发现的第1-26颗用大写字母A一Z表示，第27颗开始用小写字母aa表示，之后是ab、ac^[61]。如超新星1987A就是在1987年发现的第一颗超新星^[59][60]。

其它命名方式如：附近超新星工厂（Nearby Supernova Factory^[62]）、卡特琳娜实时瞬态调查（Catalina Real-time Transient Survey^[63]）、ROTSE协作（ROTSE collaboration^[64]）、帕洛玛瞬变工厂（Palomar Transient Factory^[65]）。比如：卡特琳娜实时瞬态调查报告，2015年2月7日，由豪尔顿、德雷克（Howerton，Drake）等人发现的超新星命名为SN2015bh^[63]。

超新星是指质量较大的恒星演化至末期时经历的一种宇宙中最巨大的爆发现象^[8][9]。超新星属于不稳定类型的爆发天体，爆发时释放的总能量为，也是典型的灾变变星，是大质量恒星在死亡之前都要经历的一次爆炸过程^[10][11]，超新星爆发时恒星的光度会突然增大到原来光度的103万倍以上，能够照亮整个星系。在银河系附近出现的超新星能够被位于地球上的人们用肉眼看到。超新星出现的时间长短不一，短的仅有几天，长的可持续数年^[6]。

超新星诞生率不高，每个亮星系平均每290年出现一颗超新星，每个亮星系团的成员星系每240年出现一颗。Ⅰ型超新星主要出现在晚型旋涡星系，也偶然出现于椭圆星系、透镜型星系和不规则星系中，可能是老年的星族Ⅱ恒星。Ⅱ型超新星只见于Sb和Sc型旋涡星系，是年轻的星族Ⅰ的恒星^[66]。

截至2020年，在历史超新星中，根据亮度变化记载及其在银河系中的位置，推测SN185、SN1006、SN1572和SN1604属Ⅰ型，SN1054属Ⅱ型各型超新星的物理特性，如图所示^[7]。

数据来源：^[7]

1941年，德国天文学家R.闵可夫斯基（Rudolph Minkowski）和瑞士天文学家弗里茨·兹维基根据光谱和光变曲线建议超新星主要有Ⅰ和Ⅱ两型。光谱有氢谱线（巴耳末线系）的为Ⅱ型，缺乏氢谱线的则为Ⅰ型^[7]。Ⅰ型超新星又可以分为Ⅰa、Ⅰb和Ⅰc类超新星，Ⅰa类超新星有硅谱线，Ⅰb类超新星没有硅谱线而有氦谱线，Ⅰc类超新星的光谱中既没有硅谱线，也没有氦谱线^[12]。Ⅱ类超新星也可根据光变曲线的形状被分为ⅡL和ⅡP类超新星^[12][13]。按照其他元素谱线或光变曲线形状再细分型如图^[7]。

数据来源：^[7]

从爆发机理上也可分为两大类：热核爆发超新星SNⅠa；核心塌缩超新星SNII，SNⅠb／c^[14]。

Ⅰ型超新星即：质量在之间的恒星，最终形成碳氧白矮星，其中心密度可达，因而电子处于简并状态，如果白矮星吸积周围物质使其质量超过，就会引发剧烈而迅速的碳燃烧，同时伴随着强大的激波，整个反应像是失控的核爆炸，即碳爆发型超新星^[67]。其中：Ⅰa超新星又名：热核爆发超新^[14]。是密近双星演化到最后的终极结果。密近双星的初始质量都小于，质量较大的恒星演化较快，经过氢燃烧和氦燃烧过程，变成核心为碳和氧的白矮星。伴星因质量小，演化稍慢，处于红巨星或者主序星阶段。根据超新星的爆发模型，随着演化的进展白矮星会吸积其伴星的物质，并在周围形成一层氢、氦外壳。获得的能量将使白矮星的表面温度升高，发生氢聚变和氦聚变，使得白矮星的核心在接近钱德拉塞卡质量极限（）时，达到碳的点火温度并引发超新星爆炸^[12]。类似Ⅱ型超新星，Ⅰb和Ⅰc型超新星是经历星核坍缩的大质量恒星。它们是双星的子星，由于与伴星相互作用，失去大部分外（氧）层之后，发生星核坍缩^[68]。

初始质量小于的恒星不会演化到足以坍缩的星核，它们最终失去大气而成为白矮星。至少（可能到）以上的恒星以更复杂的方式演化，其星核逐步高温燃烧更重的元素，不同元素按轻重形成洋葱样的分层，在较大的星壳中发生元素燃烧过程。质量最小的超新星前身仅有（O-Ne-Mg）星核，这些超AGB恒星可以成为星核缩超新星，仍有氢包层的恒星如果在超巨星时期发生了星核坍缩，其结局就是Ⅱ型超新星^[68]。

恒星质量时，所形成的铁中心核能够由光致分解而变为氦核和中子。当核坍缩使密度超过，温度超过时生成的氦亦发生光致分解，同时，电子又可被质子俘获，导致恒星核心部分强烈地中子化，即

除中子外还产生大量高能中微子。由于核的外层主要是铁原子核，它与中微子之间通过中性流相互作用使中微子发生强烈散射，因而中微子的平均自由程比星核半径小得多，中微子像被封闭在中心核外层，这就是所谓中微子俘获或中微子沉淀。这样的中心核极不稳定，一旦受到某种震动，会立即引起爆炸，强大的中微子束会将富含铁原子核的外层抛散，形成猛烈的超新星爆发，这称为Ⅱ第类超新星^[67]。Ⅱ类超新星是质量大于8M⊙的恒星演化到终点的必然结局。大质量的恒星经过氢燃烧、氦燃烧、碳燃烧、氖nǎi燃烧、氧燃烧和硅燃烧等一系列核燃烧阶段形成一个铁核心。随着核心收缩，引力增大，电子简并压力无法抵抗引力的收缩使得电子被压入铁原子核中，使电子和原子核里的质子结合为中子，形成以中子为主的恒星核心，此时，核心的体积将快速收缩，并释放巨量的引力势能^[12]。

Ⅰ型、Ⅱ-P（“平台”）和Ⅱ-L（“线性”）超新星的平均光变曲线以通用比例绘制并直接进行比较。兹威基III、IV和V型超新星主要实例的光变曲线直接与主要类型的平均光变曲线进行比较^[69]。SN2003Z，早期光谱显示相对较强的H、CaⅡ、NaⅠ和FeⅡ的PCygni谱线，而其他金属谱线，例如ScⅡ、BaⅡ、CrⅡ和TiⅡ在平台期变得突出，该超新星的光谱序列涵盖了从早期光谱到稳定期结束的过渡。此时光谱具有红色连续体和突出且非常窄的天鹅座P线，这种归类为III型；SN2004，有两种可用的光谱，一种在平台期结束时，一种在星云期，这种因高祖质量恒星（）在其核合成过程中产生的氧气比低质量恒星（）多出约2倍，这些谱线的弱化的较低质量的超新星归类为IV型^[70]；NGC1058中1961年超新星，光曲线似乎与-Carin的光曲线类似，显示出在几十年内增加了几个数量级。这类超新星的绝对照相星等与船底座一样被归类为V型，估计约为Mpg=-15.3^[71]。

白矮星可能会从恒星伴星中积累足够的物质，使其核心温度升高到足以点燃碳聚变，此时它会发生失控的核聚变，从而完全破坏它。理论上，这种爆炸的发生有三种途径：伴星物质的稳定吸积、两颗白矮星的碰撞、或吸积导致壳层着火，然后点燃核心。Ⅰa型超新星产生的主要机制仍不清楚^[15]。尽管Ⅰa型超新星如何产生存在不确定性，但Ⅰa型超新星具有非常一致的特性，并且是星系间距离上有用的标准烛光。需要进行一些校准来补偿高红移下异常光度超新星的特性逐渐变化或不同频率，以及通过光曲线形状或光谱识别的亮度的微小变化^[72][73]。

大于约的单颗恒星演化末期，其核心坍缩为中子星或黑洞，强大的反冲（中微子携带大量能量）将外部包层迅速驱散，形成超新星爆发，99%以上的能量由中微子释放出来，剩余能量部分转化为电磁辐射，这类超新星称为核心坍缩超新星^[16]。

Ⅱ型超新星是核坍缩型超新星中最常见的类型，占所有核坍缩型超新星的约70%~90%。依据恒星演化理论，质量高于的大质量恒星演化到晚期，从核球到外层逐步燃烧形成更重元素（Fe、SiO+Ne+Mg、C+O、He和H-rich壳层），恒星内部呈“洋葱”结构。氛壳层持续燃烧生成更多的铁，当铁核温度高达1010K时，中心铁核极易裂变产生离子和自由核子。伴随着密度和电子化学势的增加铁核电子俘获过程加快并加速内爆。此时恒星内部流体动力学平衡被打破，恒星壳层物质开始在重力作用下落向核球。当核密度达到2.7x1014gcm-3时，动力学核塌缩停止，此时核球相态转变为均质核物质，并且由于核子之间的短程排斥力导致核球有效绝热指数突然增加。当超射内核回弹并与下落的壳层物质超声速地碰撞形成激波，激波扫过恒星壳层导致恒星瓦解，形成超新星爆炸^[74]。

超新星爆发是宇宙中牵涉能量最多的事件之一，它们的光芒能一连持续数周乃至数月。在某些极为罕见的案例中，一颗超新星释放的光芒甚至超过一整个星系。超新星爆发的类型有很多，但最常见的发生在超大质量恒星（质量是太阳的8~140倍）的生命尾声阶段^[27]。首次记载的超新星爆发事件之一（公元1006年）据资料记载，公元1006年，发生了超新星爆炸事件。并且在一年多的时间里，从欧洲、中国、日本、埃及和伊拉克都可以直接观测得到这次耀眼的爆炸现象，直到1965年天文学家仍然可以观测到这颗超新星爆炸时所留下的残骸。至今，美国宇航局钱德拉X射线天文望远镜仍能通过一些观测照片，在当时爆炸残留物中发现了不同元素的分布，如硅（红色）、硫磺（黄色）、钙（绿色）、铁（紫色）分布^[75]。

数据来源：^[76]

一些大质量恒星的核心塌陷可能不会产生可见的超新星。如果最初的核心塌陷无法通过产生爆炸的机制来逆转，就会发生这种情况，通常是因为核心质量太大。这些事件很难被发现，但大型调查已经发现了可能的候选者。^[17][18]NGC6946中的红超巨星N6946-BH1在2009年3月经历了一次适度的爆发，然后从视野中消失。只有微弱的红外源留在恒星的位置。^[77]

不同类型超新星的可见光曲线的后期衰变阶段都依赖于放射性加热，但由于潜在机制、可见辐射产生的方式、观测时代和透明度，它们的形状和幅度有所不同喷射材料的。^[19]其他波长的光变曲线可能显着不同。例如，在紫外线波长处，存在一个早期的极其明亮的峰值，仅持续几个小时，对应于初始事件引发的冲击的爆发，但这种爆发很难用光学方法检测到。^[78][79]

Ⅱ型超新星剩余的致密天体在远离震中时会受到很大的速度；^[20]脉冲星以及中子星被观察到具有很高的速度，黑洞也可能具有同样的速度，它们能够以500km/s或更高的速度推动超过太阳质量的物体。这表明膨胀不对称，对这种反冲的拟议解释包括坍缩恒星中的对流、中子星形成过程中物质的不对称喷射以及中微子的不对称发射。^[20][21]

对这种不对称性的一种可能解释是核心上方的大规模对流。对流会造成局部元素丰度的变化，导致塌缩、弹跳和由此产生的膨胀过程中不均匀的核燃烧。[164]另一种可能的解释是，中央中子星上的气体吸积可以形成一个驱动高度定向射流的圆盘，将物质高速推出恒星，并驱动横向冲击，从而完全破坏恒星。这些喷流可能在产生的超新星中发挥至关重要的作用。^[80][81]通过观测也证实了Ia型超新星的初始不对称性。这一结果可能意味着此类超新星的初始光度取决于视角。然而，随着时间的推移，扩张变得更加对称。通过测量发射光的偏振可以检测早期的不对称性。^[22]

超新星主要被称为发光事件，但它们释放的电磁辐射很小。在核心塌陷超新星的情况下，发射的电磁辐射仅占事件期间释放的总能量的一小部分。^[23]不同类型超新星的能量产生平衡之间存在根本差异。在Ⅰa型白矮星爆炸中，大部分能量被引导至重元素合成和喷射物的动能。^[24]标准Ⅰa型超新星的能量来自碳氧白矮星的失控核聚变。能量学的细节仍然不完全清楚，但结果是原始恒星的整个质量以高动能喷射。^[82]

超新星分类类型与坍缩时恒星的类型密切相关。每种类型超新星的发生取决于母星的金属丰度，因为这会影响恒星风的强度，从而影响恒星失去质量的速度。^[25]

Ⅰa型超新星是由双星系统中的白矮星产生的，出现在所有星系类型中。^[83]核心塌缩超新星只存在于当前或最近恒星形成的星系中，因为它们是由短命的大质量恒星产生的。它们最常见于Sc型螺旋星系，但也存在于其他螺旋星系的旋臂和不规则星系中，尤其是星爆星系。^[84]​​^[85][86]

据推测，Ⅰb型和Ⅰc型超新星是由大质量恒星的核心塌缩产生的，这些恒星失去了外层的氢和氦，要么通过强烈的恒星风，要么通过质量转移到伴星。^[87]它们通常出现在新恒星形成的区域，并且在椭圆星系中极为罕见。^[88]Ⅱn型超新星的前身在爆炸前的时期也有很高的质量损失率。^[89]据观察，Ⅰc型超新星发生在金属含量更高且恒星形成率高于其宿主星系平均水平的区域。^[26]该表显示了核心塌陷超新星主要类型的前身，以及在当地附近观察到的大致比例。^[90]

按前身划分的核心塌缩超新星类型的分数类型（Type）祖星（Progenitor star）分数（Fraction）ⅠbWC沃尔夫-拉叶或氦星（WC Wolf–Rayet or helium star）9.0%ⅠcWO沃尔夫-拉叶（WO Wolf–Rayet）17.0%Ⅱ-P超巨星（Supergiant）55.5%Ⅱ-L具有贫氢壳层的超巨星（Supergiant with a depleted hydrogen shell）3.0%Ⅱn位于稠密的排出物质云中的超巨星（Supergiant in a dense cloud of expelled material (such as LBV)）2.4%Ⅱb氢高度贫化的超巨星（Supergiant with highly depleted hydrogen）12.1%Ⅱpec蓝超巨星（Blue supergiant）1.0%

数据来源：^[90]

超新星爆发会向外喷射大量物质，是星际间氧到铷rú元素的重要源头^[91]，这些重元素成为形成新一代恒星和行星的星际物质，这些星际物质在适当的情况下可以形成新的恒星、行星，或被其他恒星俘获，聚集成行星。这就是行星中重无素的来源。太阳包含大约2%这样的重元素，因为它是第二代或第三代恒星，是由50亿年前由包含有更早的超新星的碎片的旋转气体云形成的，云里的大部分气体形成了太阳，少部分喷到外面去，与少量的重元素集聚在一起，形成了像地球这样的、绕太阳公转的行星、彗星和小行星等^[38]。

超新星遗迹是银河宇宙射线的来源，但仍然缺乏这些物体中质子加速的明确证据。当加速的质子遇到星际物质时，它们会产生中性介子，进而衰变成伽马射线^[92]。银河宇宙射线是来自太阳系以外的高能带电粒子，一般认为是银河系以内的超新星爆发产生的高能粒子，是空间中很重要的辐射源。银河宇宙射线进入地球大气之前称为初级宇宙射线，初级宇宙射线的强度变化很小，其成分包括元素周期表中的所有元素，主要成分是质子，约占总数的84.3%，其次是粒子，约占总数的14.4%，其他为重核成分，约占总数的1.3%。进入太阳系后，银河宇宙射线中的高能带电离子受到行星星际磁场的影响，因此银河宇宙射线的通量和能谱随着太阳活动水平的变化呈周期性变化。

银河宇宙射线受地球磁场的屏藏作用，地球的磁场线在地球周围平行于地球表面指向南北两极。在35800千米高度的地球同步轨道上地球磁场比较弱其对银河宇宙射线的影响一般可以忽略^[39]。

超新星爆炸释放出的射线和射线辐射，会破坏保护地球免受太阳紫外线伤害的臭氧层。到达地面的紫外线哪怕仅增加10%，都会危及某些生物的性命，比如海面附近的浮游植物。又因为这种生物对距球产氧量至关重要，并且是海洋食物链的基础，所以它们的大幅减少将会对整个地球造成严重影响^[40]。

超新星发出的宇宙射线很可能会穿透地球的大气层，对所有生态系统造成消极影响。天空会发出深蓝色的光芒，危害到许多动物，而这些带电粒子的大量增加会使大气层电离，产生远比平时多的闪电。闪电造成的明显后果就包括毁灭性的火灾。比如，通过分析非洲的一些化石一一那片大陆完好地保存着250万年前超新星爆炸留下的地质遗迹^[40]。DTUSpace（丹麦最大的太空研究所）的一组科学家认为，过去5亿年来海洋生物多样性的变化与附近超新星爆炸的发生之间存在很强的相关性。一篇描述该团队研究的论文的作者亨利克·史文斯马克博士（Henrik Svensmark）表示，超新星的影响之一可能是地球气候的变化。“大量的超新星导致赤道和极地地区气候寒冷，温差很大，”他说。“这会导致更强的风、海洋混合以及将生命必需的营养物质输送到大陆架沿线的表层水域。”^[93]

超新星爆发也是引力波的重要源头^[91]。根据爱因斯坦的广义相对论，引力实际是时空几何的弯曲，这种弯曲随时间的变化可以用波的形式传播，称为引力波。引力波以光速传播，充满整个宇宙，其所到之处，都会导致时空本身的伸缩。爱因斯坦认为任何有质量的物体加速运动都会对周围的时空产生作用，这个作用就是以引力波的形式发生的。引力波对时空产生的影响是人感知不到的。原因是，以光速传播的引力波在空间上的尺度相对人能够认知的空间尺度太大了。作为相对论中的核心预言，引力波的探测被认为是一项意义重大的物理学研究。但是要探测到引力波缺非常困难，它虽然在宇宙中无处不在，却非常微弱，信号强烈的引力波只发生于超新星爆发，中子星与黑洞等天体相撞等极端暴烈的事件中^[41]。

通过对超新星的观测，我们可以获得星系的红移与距离关系，如图1所示。为了定量地解释得到的距离-红移关系，需要建立宇宙演化模型，并用这个模型来说明宇宙的形状、尺寸、组成、特点和演化规律等等。根据弗里德曼宇宙学方程，宇宙膨胀率与物质密度之间的关系可以表示为：

（1）

定义为宇宙的临界密度，为物质的宇宙学参数，由此可以得到光度距离与宇宙学参数之间的关系：

（2）

通过调节宇宙学参数，可以拟合出与天文观测结果相符的距离-红移关系。并进一步获得宇宙的年龄和尺度信息。根据最新的天文观测数据，可以拟合出当前宇宙中暗能量的组分为68.3%，暗物质的量为26.8%，原子物质所占的比例约为4.9%。也可以推导出宇宙的年龄为138亿年，宇宙的半径约为465亿光年^[6]。

超新星的爆炸不仅释放巨大的能量，也会向星际空间喷射物质，从而成为驱动星系化学演化的主要动力。大质量恒星的一生中，会经历各个阶段的核燃烧过程，致使重元素的丰度逐渐增加，恒星的平均金属性越来越大。超新星的爆炸将使恒星在演化期间产生的化学元素被喷射到星际空间，导致星际介质的金属性也会越来越大。星际介质也可以进一步形成星云，凝聚成下一代恒星，并进一步演化、循环下去。因此，可以从星际介质或恒星表面物质的金属性追踪星系化学演化的历史过程。放射性元素具有计时功能，可以用来研究超新星爆炸的频率和银河系化学演化的规律。超新星爆炸时会产生一些纯过程的核素，这些核素的数目随时间的变化规律如下：

（3）

式中：为时刻放射性核素的数目；为单位时间吸收的超新星抛射物质的量或物质的产生速率；为过程产生的核素的丰度，可以通过过程的模型计算获得。假设银河系中第一次超新星爆发的时间是零时刻，太阳系刚形成时为时刻。则有时，时，为太阳系原初核素数目，可以因而获得太阳系形成时银河系的年龄为78亿年，此数值加上太阳系的年龄46亿年，表明银河系中首个超新星爆发至今的时间，近似于的银河系的年龄为124亿年^[6]。

超新星爆炸也可能是太阳系结构形成的触发“扳机”。有一种假说认为，积蓄了数十亿年的太阳系原始星云突然遭遇一次超新星爆炸。超新星抛射的物质被太阳系原始星云吸收，从而导致星云的凝聚和收缩。由于动量守恒的约束，随着星云的收缩，其旋转速度越来越快，形状越来越薄，呈现一个中心略鼓的圆盘形状。星云的中心在引力的收缩下逐渐形成太阳，周围较薄的地方形成太阳系的八大行星。根据动力学模拟，这一形成过程大概持续约200万年。因此，半衰期为几十万年到几百万年的核素可以用来追踪太阳系形成的历史^[6]。

与生命相关的物质，包括碳、氮、氧等元素，都是在恒星中合成，并通过超新星爆发被抛射出来，最终出现在地球上，成为构成人类身体的重要材料。Boyd等提出的超新星中微子氨基酸处理模型认为：超新星爆发后，新产生的中子星或黑洞因坍缩而形成极其强大的磁场，当中微子流和尘埃颗粒在磁场中穿行时，与中微子反向的有机分子会被破坏，而同向的有机分子因动量守恒约束被保留下来，从而导致氨基酸的左手性选择。生命很有可能就是这样产生，并传播到银河系和整个地球的。超新星不仅与氨基酸的手性形成有关系，对生命的演化也有重要影响。比如，近地超新星的爆发，将会消灭地球上的一些物种，同时也会为新物种的产生提供助力。美国科学家研究发现，4.4亿年前的奥陶纪生物大灭绝与超新星爆炸有关，并且也找到了爆炸的遗迹。人们也可以通过超新星爆发时产生的放射性核素来研究近地超新星爆炸的历史^[6]。

超新星是恒星演化的关键阶段，而超新星爆发的关键是大质量星核心的坍缩。理论计算表明，超新星爆发时，大部分引力坍缩能以中微子方式释放，来自星核的中微子，它携带着星核的极其丰富的信息，检测和分析这些中微子对天体物理、超新星物理和粒子物理来说是极重要的机会。SN1987A事件发生时，是人类第一次探测到来自太阳系之外的中微子^[27]。观测情况如下：2月23日，勃朗峰中微子“天文台”首先测到中微子信号；随后日本的神冈，美国的IMB（IrvineMichiganBrookhaven），苏联的巴克衫几乎同时测到中微子暴。中微子的发现具有划时代的意义，它标志着人类首次接收到直接来自河外星系中爆发的超新星的中微子，太阳系外的中微子天文学从此诞生了^[94]。

小柴昌俊团队在1978年提出，并于1983年实施神冈探测器实验。直到1987年2月，科学界测到银河系发生于17万年前的一次超新星大爆炸，他们的神冈探测器，也成功捕捉到了11个中微子，2002年，小柴昌俊因在探测宇宙中微子方面做出的开拓性贡献，被授予诺贝尔奖^[42]。

20世纪80年代末，劳伦斯伯克利国家实验室天文学家索尔·佩尔穆特（Saul Perlutter）创立一个称为“超新星宇宙学”的研究项目，利用这些超新星爆炸来跟踪宇宙的膨胀。1994年，澳大利亚国立大学的天文学家布赖恩·施密特（Brian Schmidt）发起了另一个称为“高红移超新星搜索队”的小组。1998年，这两个团队同时宣布了相同的结论：宇宙在大爆炸后的70亿年内，它的膨胀速度确实是渐渐慢下来，但是自此后宇宙扩张开始加速，并不停的加速。佩尔穆特、里斯、施密特及他们的合作者测量了大量遥远的Ⅰa型超新星的距离，以及从它们的红移推断它们与我们之间的速度，即宇宙膨胀的速度。2011年，佩尔穆特、里斯和施密特同时成为诺贝尔物理学奖的获奖者^[43]。

2016年，天文学家们使用了Ⅰa型超新星探测更远的距离，Ⅰa型超新星最亮时的亮度虽然不一样但通过修正，可以将其统一到几乎一样的亮度。于是，人们只要知道近距离的la型超新星的精确距离，就可以判断出远距离Ⅰa型超新星的距离，它们所在的星系的距离也就因此可以测定了。测出距离后就可以得出哈勃常数。因此，里斯领导的小组获得2016诺贝尔奖^[44]。

在望远镜发明前，仅有肉眼观测的9颗超新星记载，1572年和1604年出现的超新星（SN1572、SN1604）分别由第谷和开普勒做过大量观测而称为第谷超新星和开普勒超新星超新星爆发时光度极大，甚至可以与整个星系争辉，因而大望远镜可以发现河外星系的超新星^[95]，现代望远镜每年可发现几百颗河外星系的超新星^[95]。

除了在可见光区观测到的超新星遗迹外，通过专门用来观测来自太空的射线的人造卫星“爱因斯坦天文台”，人类发现了不少天上的射线源，其中有30个以上是射线超新星遗迹。1572年出现的隆庆彗星，即第古新星，就留下了射线遗迹。超新星冲击波使得星际介质温度高达几百万开，并辐射出强烈的射线。这是一颗典型的Ⅰ型超新星^[96]。

20世纪30年代，射电望远镜开始出现^[97]，射电望远镜是由一个有方向性的天线和一台灵敏度很高的接收机组成的。天线所起的作用好象光学天文望远镜的透镜或反射镜，它把天体发出的无线电波会聚起来。接收机的作用就象我们的眼睛或照相底片，它把天线所收集起来的无线电波经过变换、放大后记录下来^[98]。如埃菲尔斯伯格射电望远镜，它建成于1972年8月，通过它在天鹅座区域内，发现多个超新星遗迹^[99]。

超新星编号位置与地球的距离/光年持续时间亮度类型SN185南门二附近AlphaCentauri820020个月-8ⅠaSN393天蝎座Scorpio30008个月-1ⅡSN1006豺狼星座Lupus7200数年-10ⅠaSN1054金牛座Taurus650022个月-5ECSN1181仙后座Cassiopeia80006个月-1ⅡSN1572仙后座Cassiopeia850018个月-4ⅠaSN1604蛇夫座Ophiuchus200001年-3ⅠaSN1987a大麦哲伦星云LargeMagellanicCloud170000几个月3Ⅱ

数据来源：^[6]

恒星已被确定为可能的核心塌陷超新星候选者：红超巨星心宿二和参宿四；[235]黄超巨星Rho Cassiopeiae；^[100]发光的蓝色变星船底座埃塔已经产生了一个超新星冒名顶替者；^[101]以及Regor或Gamma Velorum系统中最亮的部分，沃尔夫—拉叶星。^[102]已知最近的Ⅰa型超新星候选者是IKPegasi（HR8210），距离地球150光年。^[103]

当大量的氨在引力作用下开始自身坍缩时，恒星就诞生了。随着凝聚加剧，恒星变热，产生光，形成了氮。最终，这颗恒星耗尽了氢燃料，开始冷却，并且迈进了“死亡的墓地”，经过超新星爆发后，此时有几种可能的状态，一种是黑洞，或者在恒星相对较小的情况下形成压缩得很紧密的同类，如白矮星或者中子星^[28][29]，还有可能形成超新星遗迹^[30]。

质量超过的冷天体由于引力坍缩将成为黑洞。黑洞的严格定义应当用广义相对论来描述。但是，对于一个球对称、无转动的黑洞，广义相对论得到的引力半径，以为半径的球面称为黑洞的视界。经典的黑洞理论认为，任何粒子或信息（包括光）都不能由视界内传播到视界外，而只允许从视界外到视界内的单向传输过程^[104]。黑洞不一定都像白矮星、中子星那样是高密度天体，例如，质量为的施瓦氏黑洞的平均物质密度是

因而，质量越大的黑洞，其密度越低，一个质量为g的黑洞密度是g·cm-3，而一个g的黑洞密度是g·cm-3。黑洞的另一个特点是，其温度与质量成反比，经典的黑洞热力学给出，质量为的黑洞的温度是

这样，太阳质量的黑洞温度，而g的小黑洞温度却高达。黑洞是一个负热熔体系，当它吸收周围物质增加质量（能量）时，其温度反而降低^[104]。

白矮星属于高密度恒星，它是恒星演化的后期阶段，当主星序中恒星的中心区域的核燃料——氢已消耗殆dài尽时，星体将先膨胀为红巨星（或超红巨星），然后经坍缩形成高密度的中子星或白矮星．当星质量超过时，星体在坍缩中形成白矮星^[105]。Ⅰa超新星是由接近钱德拉寒卡极限的白矮星失控的热核爆炸产生的^[106]。白矮星是一颗死星，不再发生核聚变反应。但它绕着红巨星转时可能会从红巨星的外层积聚物质。这些物质被吸引到白矮星上，在强引力下被压缩成白矮星表面的球壳。最终，球壳的密度达到临界点，在巨大的核聚变爆炸中喷发，可能在星系的另一端都能看见，这种事件为新星。因为白矮星会一直持续从伴星处吸取物质，新星在银河系中每年大约会出现十次，如蛇夫座RS就分别在1898、1933、1958、1967和2006年喷发^[107]。

当自矮星的质量接近钱德拉寒卡极限时，表面吸积物质的壳层被引爆，可能会触发其核心内的碳聚变。自矮星的强引力挤压着核心，而核心是高度简并的，由电子简并压支撑，这基本上不依赖于温度，所以碳聚变释放的任何能量都会导致温度的急剧上升，这又反过来大幅增加聚变率。这样所致的失控热核爆炸会摧毁白矮星，点亮成为Ⅰa型超新星^[107]。

当物质密度达到或超过原子核密度时，物质主要由简并中子组成。由这种物质状态形成的恒星称为中子星。这是由于大于太阳质量的恒星演化到后期，能源接近枯竭，发生猛烈爆发所残存的遗骸。由于恒星激烈爆发后的急剧收（缩）使恒星内部产生了极大的挤压力，把原子外层的电子挤到原子核里去，电子所带负电荷和核内质子的正电荷中和，因而形成了中子，并形成高密度的中子结构的物质，成为中子星^[108]。和黑洞一样，中子星也是由超新星爆发后残留的星核形成的。一般而言，残留的核质量如果超过太阳的3倍，形成的是黑洞；在太阳的1.5到3倍之间，就坍缩成中子星^[28]。当超新星爆发后形成的致密核质量大于1.4倍太阳质量时，简并电子压无法抗衡向内的引力，星体将进一步坍缩，电子被压进原子核，与质子结合形成中子，即

随着中子的数量增加到一定程度，系统成为简并中子气。中子是费米子，也要产生相应的简并压，即中子简并压。当中子密度超过时，中子简并压产生的向外压力足以抵抗向内的坍缩引力，从而形成稳定的中子星^[109]。

脉冲星指周期性地以脉冲形式辐射电磁波（主要是射电波）的一种天体，是1967年底被大型射电干涉仪首次发现的新天体。其主要特征为：周期性地发射出短促的脉冲辐射；周期很短（约0.03一4秒）并有非常缓慢的增长现象、脉冲呈单峰或双峰形状，脉冲持续时间约为周期的几十分之一到十分之几；脉冲辐射是高度偏振的。绝大多数脉冲星只是在射电波段观测到脉冲辐射。对于个别的脉冲星还观测到光学、射线和射线的脉冲辐射。蟹状星云的中心星是最著名的一颗脉冲星，周期0.033秒，目视星等16.5等，距离约6000光年。若以单个脉冲来计算，周期只变长10-13秒，达到了现代氢原子钟的精度。脉冲宽度很窄，数量级只有几个至百十个毫米，但频谱却很宽，无线电频率从40到10000兆赫都有。脉冲星大都分布在银道面两旁。一般认为，脉冲星是具有很强磁场的快速自转着的中子星，可能是在超新星爆发中产生的^[110]。

超新星遗迹是指恒星发生超新星爆发后形成的天体。超新星爆发时气体以很高的速度喷射出去，与星际介质相撞并产生高温，进而进发出美丽的光芒，这就是所谓的超新星遗迹^[111]。最早被观测到的超新星遗迹是梅西耶星表里的蟹状星云（M1），超新星遗迹的结构通常很复杂，但可以根据是否有壳层和中心致密天体近似地把它们分为三类：壳层型、实心型、复合型。它们的射电辐射都呈现出非热辐射特性，其中壳层型在x射线波段大多还呈现热辐射性质，因为其射线发射主要通过与周围物质相互作用，发生区域密度较高，容易满足热平衡条件；而对于实心型，观测到的x射线辐射主要来自相对论性电子的同步加速辐射因而辐射呈现非热特性^[112]。

超新星遗迹的演化通常分为四个阶段：第一阶段是自由膨胀阶段，超新星爆发时喷出的物质高速膨胀，观测到的初始膨胀速度为2X104km·s-1，平均速度不到1X104km·s-1，持续时间不到2000a，遗迹半径小于1秒差距（pc），扫过的周围物质的质量小于。壳层的密度比周围物质密度大很多，所以近似于自由膨胀，在此阶段，被膨胀壳层扫过的周围物质的质量还远远小于壳层质量；第二阶段是绝热阶段，这时的膨胀速度已经有所下降，平均约200km·s-1，持续时间约4X104a，遗迹的半径约10pc，被膨胀壳层扫过的周围物质质量可达到几十倍太阳质量，与壳层质量同量级，因速度仍然很快，所以近似认为它是绝热膨胀；第三阶段是辐射阶段，膨胀速度慢下来，平均为20km·s-1，此时遗迹年龄达1X105a，遗迹的半径约30pc，扫过质量可达，壳层物质开始与周围物质进行热交换，形成激波并向外辐射能量，温度降低，激波后面的物质快速冷却，不再有任何压力驱动，壳层持有稳定的径向动量向外运动，把扫过的星际物质堆积起来；第四阶段是消散阶段，遗迹几乎不再辐射特征能量，直至速度与周围物质接近，此时遗迹年龄大约有几十万年^[112]。