超新星爆發

最早的超新星紀錄是中國天文學家於AD185年看見的SN 185。紀錄中最亮的超新星是SN 1006，中國和伊斯蘭天文學家都有詳細的記述。 ^[7]  觀測最廣泛的超新星是SN 1054，它形成了蟹狀星雲。超新星SN 1572和SN 1604是以裸眼觀測到的最後兩顆銀河系超新星，對歐洲天文學的發展有顯著的影響，因為它們被用來反駁在月球和行星之外是不變的亞里斯多德宇宙。約翰·開普勒於SN 1604在峯值的1604年10月17日觀測到它，並且持續的估計它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不見才停止。 ^[8]  它是那個時代的人觀測到的第二顆超新星（繼第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之後）。

由於望遠鏡的發展，發現超新星的領域已近擴大到其他的星系。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·閔可夫斯基和弗裏茨·茲威基在1941年開啓了現代的超新星分類計劃。在1960年代，天文學家發現超新星爆炸的最大強度可以作為天文距離的標準燭光，因而測量出天體的距離。最近，觀測到一些最遙遠的超新星比預期的黯淡，這個現象支持了宇宙加速膨脹的觀點。 ^[9]  為重建沒有書面紀錄的超新星觀測，開發了新技術，從超新星仙后座A的日期，偵測到來自星雲的回光事件。 ^[10]  從温度的測量和來自鈦-44的γ射線衰變，估計出超新星遺蹟RX J0852.0-4622的年齡。在2009年，從南極冰沉積物的硝酸含量的匹配，發現過去超新星事件的時間。 ^[11] 

185年12月7日，東漢中平二年乙丑，中國天文學家觀測到超新星185，這是人類歷史上發現的第一顆超新星。 ^[12]  該超新星在夜空中照耀了八個月。《後漢書·天文志》載：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南門中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至後年六月消”。

1006年4月30日：位於豺狼座的SN 1006爆發，它可能是有史以來人們記錄到的視亮度最高的超新星，據推斷其亮度達到了-9等。據現代天文學家推測：“在1006年的春天，人們甚至有可能能夠藉助它的光芒在半夜閲讀。” ^[13]  在中國宋朝，這顆超新星由司天監周克明等人發現，因而將它稱作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中記載為：“景德三年四月戊寅，周伯星見，出氐南，騎官西一度，狀如半月，有芒角，煌煌然可以鑑物，歷庫樓東。八月，隨天輪入濁。十一月復見在氐。自是，常以十一月辰見東方，八月西南入濁。”

1054年7月4日：產生蟹狀星雲的一次超新星爆發，這次客星的出現被中國宋朝的天文學家詳細記錄，《續資治通鑑長編》卷一七六中載：“至和元年五月己酉，客星晨出天關之東南可數寸（嘉祐元年三月乃沒）。”日本、美洲原住民也有觀測的記錄。

1572年11月初（可能在2日到6日之間）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆發，丹麥天文學家第谷有觀測的記錄，並因此出版了《De Nova Stella》一書，是新星的拉丁名nova的來源。據估計這顆超新星的絕對星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高時的視亮度有-4等，可以與金星相比。

1604年10月9日：蛇夫座的超新星（開普勒超新星），德國天文學家開普勒有詳細觀測的記錄，這是迄今為止銀河系裏最後一顆被發現的超新星，視星等為-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反駁當時亞里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。

1885年8月19日：位於仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被愛爾蘭業餘天文學家艾薩克·瓦德（Issac Ward）在貝爾法斯特發現，這是人類首次發現河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中發現的唯一一顆超新星。

1987年2月24日：位於大麥哲倫星雲的超新星1987A在爆發後的數小時內就被發現，是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會。它距地球約為五萬一千四百秒差距，最亮時視星等為3等。 ^[14] 

2006年9月18日：距地球2.38億光年的超新星SN 2006gy爆發（曾被假設是不穩定對超新星，但沒有得到證實），是有史以來觀測到的最強烈的超新星爆發。 ^[15] 

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超新星的祖恆星是蜕化的白矮星，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認為是對超新星最合理的解釋。、

白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量，使核心的温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。 ^[16]  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。 ^[17-18] 

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_☉）（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等離子體體，並且開始坍縮。然而，看法是通常尚未達到這個極限，已經獲得足夠高的温度和密度，可以在核心引燃碳融合。通常在接近極限之前（大約接近至1%），就已經坍縮了。

在幾秒鐘內，白矮星相當大一部分的物質會發生核聚變，釋放出足夠的能量（1–2×10⁴⁴J），解除恆星的束縛，發生超新星爆炸。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。

形成這類超新星的是密接的聯星。兩顆星中教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聚變。在這個點上，它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。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新星遵循着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。正常Ia超新星光度曲線的峯值是非常一致的，最大值是絕對星等-19.3等。這使它能夠成為次要的標準燭光，可以用來測量其宿主星系的距離。 ^[19] 

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。 ^[20]  這一類型的爆炸還有許多的變化，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，而由不對稱性可能會有進一步增強的類型，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，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。

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。 ^[21] 

當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的引力，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，或者釋放的引力勢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、或是光致蜕變。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。跟着氧融合的爆炸，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聚變，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蜕變，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。 ^[22]  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相互作用，產生窄吸收譜線。 ^[23] 

^[24] 

長久以來一個圍繞着超新星研究的謎團是，如何解釋爆炸後產生的剩餘緻密物質相對內核會有一個如此高的速度。 ^[25]  （已經觀測到作為中子星的脈衝星具有很高的速度，理論上黑洞也會有很高的速度，但當前還很難通過孤立的觀測來證實。）不管怎樣，能夠推動物質產生如此速度的作用力應該相當可觀，因為它能夠使一個質量大於太陽的物體產生500千米/秒甚至以上的速度。一般認為這個速度產生於超新星爆炸時的空間不對稱性，但具體這個動量是通過何種機制傳遞的仍然不得而知。有些解釋認為，這種推動力包含了星體坍縮時的對流和中子星形成時產生的噴流。

這張由X射線和可見光的合成圖描述了從蟹狀星雲核心區域發出的電磁輻射。從中心附近的脈衝星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒

具體而言，這種內核上方產生的大尺度對流能夠造成局部的元素丰度變化，從而在坍縮期間導致不均衡分佈的核反應，經反彈後產生爆炸。而噴流解釋則認為，中心的中子星對氣體的吸積作用會形成吸積盤，併產生高度方向性的噴流，從而將物質以很高的速度噴射出去，同時產生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導致超新星爆發的重要因素。（一個類似的模型也被用來解釋長伽瑪射線暴的產生。）

已經通過觀測證實了在Ia型超新星的爆發初始存在有空間上的不對稱性。這一結果可能意味着這類超新星的初始光度與觀測角度有關，不過隨着時間的推移這種爆炸會變得更為對稱。通過對初始狀態的出射光的偏振進行測量，這種不對稱性就可以被探測到。 ^[26] 

由於Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機制模型，它們被統稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區別在於在光度曲線峯值附近所釋放的輻射的能量來源。核坍縮超新星的原始恆星都具有延伸的外層，並且這種外層達到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峯值處的光輻射所需的大部分能量都來自於加熱並噴射外層物質的激波。

而與之不同的是，Ia型超新星的原始恆星是緻密的，並且要比太陽小得多（但質量仍然大得多），因此這種緻密星體如要變得透明需要進行大幅的膨脹（以及冷卻）。爆炸產生的熱在星體膨脹的過程中被消耗，從而無法促使光子產生。事實上，Ia型超新星所輻射的能量完全來自爆炸中產生的放射性同位素的衰變，這主要包括鎳-56（半衰期6.1天）和它的衰變產物鈷-56（半衰期77天）。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會被噴射出的物質吸收，這些物質因此被加熱到白熾狀態。

在核坍縮超新星中，隨着噴射出的物質逐漸膨脹並冷卻，放射性衰變最終也會成為光輻射的主要能量來源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽質量的鎳-56， ^[27]  但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽質量左右。 ^[28] 

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中微子排放，在明顯地主要爆炸時，99%以上的中微子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了。

Ia型超星從核聚變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Ni是從硅燃燒成。Ni是放射性物質，半衰期為6天，會經由正電子發射輻射出γ射線蜕變成Co。Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的Fe。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。 ^[29] 

核心坍縮超新星的平均是亮度必Ia型超新星低，但總能量卻高得多。這來自於核心坍縮的引力勢能，最初從崩潰的原子核產生電子中微子，緊接着所有的味（flavours）由過熱中子星的核心釋出。大約只要1%的這些中微子，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較高階段。

在一些核心坍縮的超新星，會回退到黑洞驅動着相對論性噴流，這能會產生短暫、高能且定向的伽馬射線暴，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馬射線爆發的成因。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馬射線爆發，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，追隨着核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和硅核聚變失控的巨型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，但中微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。

最近一次觀測到銀河系的超新星是 1604年的開普勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 ^[30]  。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，而且以天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 ^[31]  。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素 ^[32]  。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成 ^[33-35]  。

由中國北京大學研究員東蘇勃領導的一個國際研究團隊14日宣佈，他們觀測到人類歷史上記載的迄今最強的超新星爆發，最高亮度相當於5700億個太陽。 ^[36] 

據《中國國家天文》雜誌消息，由北京大學科維理天文與天體物理研究所“”研究員東蘇勃領導的一支國際團隊發現了一顆超新星。

這一最新研究成果是在2015年夏天發現的，之後以東蘇勃為第一及通訊作者身份發表在2016年1月15日出版的《科學》（Science）雜誌上。文章介紹，ASASSN-15lh距離地球38億光年，屬於罕見的“極亮型超新星”家族中的一員。它的發現有望為天文學家揭開極亮型超新星的爆發之謎提供重要線索。

《中國國家天文》稱，超新星是恆星在生命終點的劇烈爆發現象。近兩千年前，中國天文學家在《後漢書》中記載了人類史上最早的超新星爆發。這顆現稱為 SN 185的超新星被天文學家劃歸為Ia型。自那以來，人類記錄了上萬顆超新星爆發，其中最常見的類別就是Ia型。而2015年夏天發現的一顆超新星震驚了天文界——其爆發強度超過了Ia型超新星約兩百倍，是記錄保持者的兩倍以上。

ASASSN-15lh達到的最高光度比太陽要強5700億倍，是整個銀河系千億顆恆星總光度的20倍左右。東蘇勃在研究成果中稱：“ASASSN-15lh是迄今為止人類記錄到的最強的超新星爆發。由於它輻射的能量太高，超新星理論難以對它的爆發機制和能量來源給予令人滿意的解釋。”

ASASSN-15lh是在2015年6月份由兩架14釐米口徑的望遠鏡發現的。在ASASSN-15h發現當天，東蘇勃和其合作者立即將有關訊息公開給全球的超新星研究者，以便人們能夠更快地、更好地進行觀測。ASASSN-15lh引起了天文學家們的強烈興趣，世界上諸多大型望遠鏡和美國NASA的“雨燕”太空望遠鏡馬上開始了後續觀測。時至今日，研究者們還在從光學到X射線到射電等諸多波段觀測這顆超新星。

在與同事何塞·普利艾特教授（智利迪亞哥伯達里斯大學）和斯坦尼克教授討論後，東蘇勃突然意識到ASASSN-15lh可能屬於極亮型超新星。根據他的推測，若ASASSN-15lh距離我們38億光年遠，那麼它最突出的譜線特徵與2010年發現的一顆極亮超新星的光譜極為匹配。如果這個推斷是正確的，就應該可以在特定波長上看到超新星光線穿過宿主星系中氣體產生的吸收譜線。而預期中的特徵吸收譜線波長較短，需要利用覆蓋足夠藍端光譜的儀器才能觀測到。在接下來的幾天，東蘇勃和同事們聯繫到了三架可拍攝藍端光譜的望遠鏡，可惜數次觀測都由於天氣原因和儀器故障功虧一簣。十天之後，10米口徑的“南非巨型望遠鏡”（SALT）終於成功地拍攝到了所需光譜，東蘇勃的推斷被證實。

《中國國家天文》稱，2015年7月1日北京時間凌晨兩點，東蘇勃收到了南非望遠鏡的觀測信息。他説：“當看到南非望遠鏡拍攝的光譜並意識到我們發現了史上最強的超新星爆發，我興奮得徹夜難眠。”

東蘇勃是中科院“宇宙結構起源”戰略先導專項的核心成員。國家天文台領銜的這項戰略先導專項，打造了國內外先進望遠鏡綜合觀測網絡，着力培育包括時域天文學在內的多個科學前沿領域的發展和突破。此項極端超新星的發現，也是我國科學家在時域天文學領域摘取的一項碩果。

天文學界認為，超新星處於許多不同天文學研究分支的交匯處。超新星作為許多種恆星生命的最後歸宿，可用於檢驗當前的恆星演化理論。 ^[37]