超新星（ supernova ），某些恒星演化到终期时灾变性的爆发。爆发时光度为接近10¹⁰太阳光度(相当于整个星系的光度)，释放能量可达10⁴⁶焦，光变幅超过17个星等，即增亮千万倍至上亿倍。这是恒星世界中已知的最激烈的爆发现象之一（图1）。

超新星抛射的质量范围为1～10太阳质量，抛射物质的速度为几千千米/秒至几万千米/秒；爆发时典型的动能为10⁴⁴焦。爆发结果或是将恒星物质完全抛散，成为超新星遗迹；或是抛射掉大部分质量，核心遗留下的物质坍缩为中子星或黑洞。超新星爆发后形成强的射电源、X射线源和宇宙线源。超新星爆发标示了一颗恒星壮烈的“死亡”，但也触发了新一代的恒星诞生。超新星处于许多不同天文学研究分支的交会处。超新星爆发瞬间及爆发后所观测到的现象中，涉及各种物理机制，如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等；而爆发的遗迹（如中子星或黑洞、膨胀气体云）起到加热星际介质的作用。超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。宇宙大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆发时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。早期星系演化中超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成可能与超新星密切相关。由于超新星非常亮，它可被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可确定哈勃常数以及宇宙的年龄。Ⅰa型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到5×10⁸秒差距的遥远距离处。Ⅰa超新星的哈勃图（星等–红移关系）已成为研究宇宙膨胀历史最强有力的工具(见哈勃定律)。高红移Ⅰa型超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。理论预计，由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。某些Ⅱ型超新星也可用于确定距离。Ⅱ–P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经相关改正后，原来Ⅱ–P型超新星V波段的接近1星等的弥散可降到约0.3星等的水平，这提供了另一种独立于SNⅠa的测定距离的手段。

历史

中国悠久的历史中存有丰富的天象记录。宋元时期官方设置的天文机构为司天监，明清时期改称钦天监，负责观测并记录包括彗星、流星雨等天象。其中有一类天体称作“客星”，意思是该位置上原来没有可见的星，后来突然出现一颗，故称为客星。《宋会要》中就有一颗“客星”的记载：“至和元年(1054)五月晨出东方，守天关，昼见如太白，芒角四出，凡二十三日。”《续资治通鉴长编》中亦载：“至和元年五月己丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没。”意思是说在金牛座的区域有一客星突然出现，白天都能见到如金星那样的光芒。世界上现代天体物理教科书都将1054年超新星与中国联系在一起。2 000多年以来银河系有7颗历史超新星（见表）。唯有中国对所有这7颗历史超新星都有详细的记录，它已成为世界的宝贵财富。

巡天成就和命名

1934年F.兹威基和W.巴德分析了近距星系的观测资料，发现M31(1885A)、NGC5253(1895B)、NGC2535(1901A)、NGC4321（1901B和1914A）等13个星系中有星体爆发，亮度比正常的新星现象大几千倍，遂定名为超新星。超新星是罕见的天象。历史文献表明，银河系中最近期的一个超新星是出现于1604年的开普勒超新星。1936～1941年美国帕洛马山天文台用45/65厘米施密特望远镜系统地巡视星系选区，发现了19个河外星系超新星，积累了较完整的光度变化和光谱特征的实测资料。从1958年起，又开始用世界最大的120/180厘米施密特望远镜搜寻超新星。这项长期研究项目一直进行到1975年底为止。1961年成立了“超新星服务”国际巡天组织，先后参加的有美、匈、意、瑞士、苏联等国的14个天文台。1885～1988年底共发现河外星系超新星661颗。随着发现超新星数目的剧增，国际天文学联合会有一个统一的规定，用发现时的年份随后用大写英文字母表明发现的顺序，若多于26颗则用小写双英文字母，如SN2003aa，它表示2003年发现的第27颗超新星；第27、28、…、52颗则用aa、ab、…、az表示，余此类推。如SN2003lp则是2003年发现的第328颗。20世纪80～90年代世界范围组织了大规模的各种巡天，中国北京天文台于1996年参加了超新星自动巡天。到2006年底全世界已发现4 013颗光学超新星和20多颗X射线超新星，其中高红移超新星几百颗。1998年天体物理学家利用高红移超新星的研究提出现在宇宙在加速膨胀，原因是宇宙中存在暗能量。

类型和特征

20世纪70年代，通过光谱研究，认为将超新星分成Ⅰ型和Ⅱ型两类较为适当。Ⅰ型超新星光变曲线的特点是亮度陡增和初降较陡，随后缓慢地减光，平均每年下降6个星等；平均绝对星等M可达−19.5等。Ⅱ型超新星有类似Ⅰ型的增光达到极大亮度之后约50天，光变曲线上出现驼峰，随后再继续减光。Ⅰ型超新星的光谱中没有宇宙中最丰富的氢的谱线，而Ⅱ型则主要是氢的谱线。后来发现Ⅰ型超新星又可细分，其中一部分光谱以电离硅的615.0纳米的吸收线为主要特征，这类被称为Ⅰa型；而对于没有这一条硅吸收线特征而有氦线特征的则称为Ⅰb型（图2）。没有氦谱线特征的则称为Ⅰc型。Ⅰa型超新星爆发的总能量约为10^-2焦，而Ⅱ型则在4×10⁴⁴～10×10⁴⁴焦之间，主要是以中微子的形式释放。1604年以来，由于银河系内没有记录过超新星爆发，1987年在离地球最近的星系大麦哲伦星云中出现的超新星SN1987A，便成为用现代天文仪器研究超新星的极好机会（图3）。日本神冈和美国的IBM的中微子探测器当时都记录下中微子爆，共得到27个中微子记录。这是首次记录来自太阳以外的中微子，开创了中微子记录的观测历史，验证了超新星爆发的理论。由于高能辐射与爆炸抛射出来的恒星大气相互作用，使得超新星也可能有X射线等辐射。如SN1987A在爆炸后100多天才被高能天文卫星探测到它辐射的X射线。而光学波段的突然增亮，首先是由膨胀大气引起的，后来则由镍−56等同位素的衰变提供能量，使得光度下降较为缓慢。超新星爆发的高速抛射物与周围介质相互作用形成的激波引发出电磁辐射，而对星周尘埃的加热则可产生红外辐射。但这些只有周围有稠密的星际物质的Ⅱ型或Ⅰb、Ⅰc型超新星才能观测到（图4）。

超新星爆发机制

在不到一秒钟时间内释放出10⁴⁴～10⁴⁶焦的能量（相当于90个太阳在其一生所释放能量之总和）的天体，这就需探讨它的前身星是什么及产生如此巨大能量的机制是什么的问题。

首先讨论Ⅰa型超新星。它的光谱中缺少氢线，而且根据统计它在不同类型的星系中都有可能出现。据此天文学家提出了Ⅰa型超新星是密近双星演化到晚期的终极结果的想法。设想有一密近双星系统，其两个成员星的质量均小于8M_⊙，其中质量大的一个演化得较快，其核心燃烧完氢后接着燃烧氦，变成中心为碳和氧的白矮星。这时初始质量较小的那颗成员星的物质就被它吸积。假如物质转移速度小于每年10^-8M_⊙时，在白矮星周围形成氢壳，当达到核融合点火的温度时，其表面就产生核聚合点火爆发，这就是新星爆发现象，规模比超新星要小得多。当转移速率在每年10^-6～10^-8M_⊙之间时，表面同样会产生核合成形成氦，氦形成碳，逐步使碳核心质量增加，直到钱德拉塞卡极限的1.4M_⊙，中心密度可达到3×10⁹克/厘米³，而且中心达到碳点火的温度。碳被点燃，并且合成过程从中心往外迅速传播，在一秒钟之内传到白矮星的最外层。爆炸将产生10⁴⁶焦的能量，可将这颗白矮星完全炸碎。白矮星中的氢已经燃烧殆尽，所以它的光谱中没有氢线，变成一颗老年的恒星，因此会出现在不同的星系中。Ⅱ型超新星则不同，它的光谱中以氢线为主，而且大多出现在旋涡星系的旋臂上。一个被广泛接受的Ⅱ型超新星爆炸的模型是：一颗大质量恒星（质量＞10 M_⊙），在它最初的3 000万年甚至更短的时间内，其核心首先是氢合成为氦，然后氦变为碳和氧，碳变为氖和镁，氧和镁变为硅和硫，直到最终硅和硫合成为铁族元素。上述每种合成过程都释放出大量的能量，维持着恒星的生命，而且其核心变得愈来愈密，温度则愈来愈高，以致能够抵抗恒星引力的收缩。但到了核心变为铁芯后，由于铁族元素的核束缚能最小，合成反而要吸收能量。引力收缩就开始，中心的密度和温度继续增大，到10¹⁰K和10¹⁰克/厘米³时，电子就被压到原子核内而形成富含中子的同位素，而高能辐射又将原子核撕成α 粒子。这两个过程都要吸收能量，使得引力坍缩变得更快。当中心密度超过2.7×10¹⁴克/厘米³时，坍缩不再继续，产生反弹而引发超新星爆发。它将外层核合成的剩余物，包括最外层的氢向外抛射，而留下一个铁核核心，也就是中子星。所以，它的光谱中有强的氢线。同时因为大质量恒星是和恒星形成区相关的，所以它们往往出现在旋涡星系的旋臂上。至于Ⅰb型和Ⅰc型超新星，认为它们也是一种称为“沃尔夫–拉叶星”(W–R星)的大质量恒星演化到晚期的结果。由于W–R星有大规模的恒星风，质量流失很大，因此表层已失去了氢甚至氦，所以其光谱中没有氢线(或甚至于氦线)。