超新星
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超新星是多种恆星爆炸的总称。爆發中会釋放出大量等离子体，并且持续数周至数年时间，以致天球上好像突然出現了一顆“新”星。超新星不同於新星，雖然新星爆發都會令一顆星的光度突然增加，但是程度比較小。超新星爆炸會把恆星的外層拋開，令周圍的空間充滿了氫、氦及其他元素，這些塵埃和氣體最終會組成星際雲。爆炸所產生的衝擊波也會壓縮附近的星際雲，引致恒星的產生。
爆炸的冲击波会冲击四周，留下一个超新星爆炸遗骸。一个著名的例子是蟹状星云。
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[编辑] 超新星的分類與產生過程
天文學家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數個類型：
- I型：沒有氫吸收線
- Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線
- Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線
- Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線
- II型：有氫吸收線
如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入I型，不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文家认为这些观测差别代表这些超新星不同的来源。他们对II型的来源理论满肯定，但是虽然天文有一些意见解释I型超新星发生的方法，这些意见比较不肯定。
Ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源於到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處於一個密近雙星系統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。那時候電子簡併壓力再不足以抵銷星體本身的引力，結果是白矮星會塌縮成中子星或黑洞，塌縮的過程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最後核融合反應所產生衝擊波就把那星體炸成粉碎。這與新星產生的機制很相似，只是該白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會塌縮，能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。
亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以後亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。
Ib型超新星有氦的吸收線，而Ic型超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（Ic型則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。Ib型超新星可能是沃爾夫－拉葉型恆星塌縮的結果。
如果一顙恆星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子並塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。中微子爆發中的一部份能量傳到恆星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的衝擊波在數個小時抵達恆星的表面時，亮度就會增加，這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量，它則會成為中子星或黑洞。
II型超新星也有一些小變型如II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時性的平坦地區，II-L則無），爆發的基本原理沒有太大差別。
還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大的恆星的核心直接塌縮成黑洞並產生了兩條能量極大、近光速的噴流，發放出強烈的伽傌射線。這或可能是伽傌射線爆發的其中一個原因。
I型的超新星一般都比II型超新星亮。
[编辑] 超新星的命名
當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成。一年裡第一顆被發現的超新星就是A，第二就是B，如此類推，第二十六以後的則是aa、ab、ac等等。如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星。
[编辑] 著名的超新星
- 1054年——產生蟹狀星雲的那一次超新星爆發，這次“客星”的出現被中國宋朝的天文學家詳細記錄，日本、美洲土著也有觀測的記錄
- 1572年——-{仙后座}-的超新星（第谷超新星），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
- 1604年——蛇夫座的超新星（開普勒超新星），德國天文學家開普勒有觀測的記錄，這是銀河系裡最後一顆被發現的超新星
- 1987年——超新星1987A在開始的數小時內就被發現，這是現代超新星理論第一次可以與實際觀測比較的機會
1604年的超新星被伽利略用作反駁當時阿里士多德學派所謂上天永遠不變的理論。
超新星爆發後通常都會留下超新星爆炸遺骸，研究這些天體有助我們了解超新星。
[编辑] 超新星在恆星演化過程中的角色
超新星爆發會令它周圍的星際物質充滿了金屬（對於天文學家來說，金屬就是比氦重的所有元素）。所以每一代的恆星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。不同元素的所有的分量對於一顆恆星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。
[编辑] 相關條目
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