超新星是一个短暂的天文事件，发生在一个恒星进化的最后阶段的生活，如大质量恒星或白矮星，毁灭的最后阶段会发生巨大的爆炸。这导致了一颗“新的”明亮恒星的突然出现，然后在几周、几个月或几年的时间里慢慢从视线中消失。

超新星比星更有能量。在拉丁语中，nova的意思是“新”，在天文学上指的是一颗暂时出现的新星。加上前缀“super-”将超新星与普通的“普通”区别开来，后者的亮度要低得多。超新星这个词是由德国天文学家沃尔特·巴德（WalterBaade）和瑞士天文学家弗里茨·兹威基（FritzZwicky）在1931年创造的。

在过去的几千年里，我们用肉眼只观测到了三次银河系裸眼超新星事件，尽管在其他星系中也有很多是用望远镜观测到的。最近一次在银河系直肉眼接观测到的超新星是1604年的开普勒超新星，但也发现了两颗最近的超新星残骸。对其他星系超新星的统计观测表明，它们平均每世纪在某个河外星系中出现三次，而且几乎可以肯定，任何星系超新星都可以用现代天文望远镜观测到。

超新星可能会以高达30,000公里/秒或光速的10%的速度将大部分质从恒星驱逐出去。这推动了一个速移动的膨胀冲击波进入周围的星际介质，进而扫过一个膨胀的气体和尘埃壳，从而形成一个超新星遗迹。超新星产生、融合和喷射核合成产生的大部分化学元素。超新星在使星际介质充满更重的原子质量化学元素方面起着重要作用。此外，来自超新星的膨胀冲击波可以触发新恒星的形成。超新星残骸预计会加速大部分的星系初级宇宙射线，但迄今为止，宇宙射线产生的直接证据只在其中的少数地方发现。它们也是引力波潜在的强星系源。

理论研究表明，大多数超新星是由两种基本机制之一触发的：一种是退化恒星的核聚变突然重新点火，另一种是大质量恒星核心的重力突然崩塌。

在一种情况中，一个退化的白矮星可能从一个双星伴星那里积累足够的物质，要么是通过吸积，要么是通过合并，使其核心温度升高到足以引发失控的核聚变，完全扰乱恒星。在第二种情况下，大质量恒星的核心可能经历突然的重力坍缩，释放出一颗超新星那样的重力势能。虽然一些观测到的超新星比这两种简化的理论更复杂，但天体物理坍缩力学已经被大多数天文学家建立和接受了很长一段时间。

由于这些事件的天体物理后果广泛，天文学家现在认为超新星研究，跨越恒星和星系演化的领域，是一个特别重要的研究领域。

我国天文学家于公元185年观测到最早的超新星SN185（后汉书）。

而有记录的最亮的超新星是SN1006，它发生在公元1006年，由我国和伊斯兰天文学家详细描述。另一颗超新星SN1054（即天关客星）产生了蟹状星云。

超新星SN1572SN1604，是后来肉眼在银河系中观察到的，对欧洲天文学的发展有显著的影响，因为它们被用来反对亚里士多德认为宇宙之外的月球和行星是静态的和不变的。

约翰内斯·开普勒于1604年10月17日开始观测SN1604的峰值，并继续估算它的亮度，直到一年后从肉眼上消失。这是同一代人中第二颗被观测到的超新星（在仙后座第谷·布拉赫看到SN1572之后）。

有证据表明，最年轻的河外超新星G1.9+0.3发生在19世纪晚期，比1680年的仙后座A晚得多。这两颗超新星当时都没有被发现。在G1.9+0.3的情况下，沿着星系平面的高度灭绝可能会使这一事件变得非常暗淡，以至于人们无法注意到。仙后座A的情况不太清楚。红外光回声已经被探测到，表明这是一种IIb型超新星，并没有处于特别高的灭绝区域。

在望远镜发展之前，在过去的一千年里只看到过五颗超新星。与一颗恒星的整个历史相比，星系超新星的视觉外观非常短暂，可能会跨越几个月，因此观察一个超新星的机会生中不一定有一次。在一个典型星系的1000亿颗恒星中，只有一小部分有能力成为超新星，要么质量足够大，要么在含有白矮星的极其罕见的双星下。

然而，观察和发现银河系外的超新星从仙女座星系的SN1885A（也称为仙女座S）开始更加普遍。如今，业余和专业的天文学家每年都要发现几百个这样的天体，有的亮度接近最大，有的在旧的天文照片或底片上看不出来。美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基和弗里茨·兹威基从1941年开始提出现代超新星分类方案。最近观察到的一些最遥远的超新星似乎比预期的要暗。这支持了宇宙膨胀正在加速的观点。研究人员开发了重建超新星事件的一项技术，用来研究那些没有被观测到的超新星书面记录事件。仙后座A超新星事件的日期是由星云发出的光回波确定的，而超新星遗迹RXJ0852.0-4622的年龄是通过温度测量和钛-44放射性衰变释放的伽玛射线估算出来的。

有史以来最亮的超新星是ASASSN-15lh。它第一次被发现在2015年6月，其光度达到5700亿L☉值，这是任何其他已知的新星的两倍以上。然而，这颗超新星的本质仍在争论中，有几种不同的解释被提出，例如黑洞对恒星的潮汐扰动。

2016年9月20日，来自阿根廷罗萨里奥的业余天文学家VictorBuso正在测试他的新16英寸望远镜。在对NGC613星系进行20秒的曝光时，Buso偶然发现了一颗刚刚在地球上可见的超新星。在检查了这些图像之后，他联系了拉普拉塔的天体物理研究所。这是第一次有人捕捉到一颗光学超新星爆发的最初瞬间，而这颗超新星与伽玛射线或x射线爆炸无关。捕捉到这样的事件的几率是千万分之一到亿万分之一。

这颗观测到的超新星Buso是由一颗质量是太阳20倍的恒星形成的IIb型，专业的天文学家一直在寻找这样的事件。这对恒星的观测在它们开始爆炸的最初时刻提供了无法通过其他方式直接获得的信息。

早在20世纪30年代，威尔逊山天文台(MountWilsonObservatory)的两位天文学家沃尔特·巴德(WalterBaade)和弗里茨·兹威基(FritzZwicky)就完成了最初被认为只是一种新类型的新星的早期工作。1931年，巴德和兹威基在加州理工学院举办的讲座中首次使用了super-novae这个名字，随后在1933年美国物理学会的一次会议上公开使用。到1938年，连字符消失了，现代的名称也开始使用。因为超新星是星系内相对罕见的事件，在银河系中大约一个世纪只发生三次，要获得一个好的超新星样本来研究需要对许多星系进行定期监测。

其他星系的超新星无法准确预测。通常，当它们被发现时，它们已经在进行中了。对超新星的大多数科学兴趣，比如测量距离的标准蜡烛，都需要观察它们的峰值亮度。因此，在它们达到最大值之前就发现它们是很重要的。业余天文学家的数量远远超过专业天文学家，他们在发现超新星方面发挥了重要作用，他们通常是通过光学望远镜观察一些较近的星系，并与早期的照片进行比较。

20世纪末，天文学家越来越多地使用计算机控制的望远镜和ccd来寻找超新星，虽然这种系统很受业余爱好者的欢迎，但也有更专业装置，如卡兹曼自动成像望远镜（ KatzmanAutomaticImagingTelescope）。最近，超新星预警系统(SupernovaEarlyWarningSystem，SNEWS)项目已经开始使用中微子探测器网络来预警银河系中的超新星。中微子是由超新星大量产生的粒子，它们不会被星系盘的星际气体和尘埃吸收。

超新星搜索分为两类：一类是关注相对较近的事件，另一类是关注较远的事件。由于宇宙的膨胀，可以通过测量其多普勒频移(或红移)来估计具有已知发射谱的遥远物体的距离。平均而言，距离更远的天体比附近的天体后退的速度更快，因此红移也更高。

超新星的高红移搜索通常涉及超新星光曲线的观测，这些都是有用的标准或校准蜡烛生成哈勃图像和宇宙学预测。超新星光谱用于研究超新星的物理和环境，在低红移时比在高红移时更实用。低红移观测也固定了哈勃曲线的低距离端点，这是可见星系的距离与红移之间的关系图。

超新星的发现被报告给国际天文学联盟的中央天文电报局，它发出了一个用它指定的名字命名的通告。这个名字是标记SN，后面是发现年份，后缀是一个或两个字母的名称。2000年的前26颗超新星都用a到Z的大写字母表示。然后使用一对小写字母：aa、ab等等。例如，SN2003C确定了2003年报道的第三颗超新星。2005年的最后一颗超新星是SN2005nc，表明它是2005年发现的第367颗（nb1）超新星。自2000年以来，专业和业余天文学家每年都发现数百颗超新星（2007年为572颗、2008年为261颗、2009年为390颗、2013年的231颗）。

历史上的超新星仅以它们发生的年份来命名如：SN185、SN1006、SN1054、SN1572(被称为第谷新星)和SN1604(开普勒之星)。自1885年以来，即使在那一年只发现了一颗超新星(如SN1885A,SN1907A等)，也使用了额外的字母符号——最后一颗是SN1947A。SN是超新星的标准前缀。直到1987年，很少需要两个字母的名称。然而，自1988年以来，每年都需要它们。

作为理解超新星的研究的一部分，天文学家根据它们的光曲线和光谱中出现的不同化学元素的吸收线对它们进行了分类，划分的第一个元素是由氢引起的谱线的存在或不存在。如果超新星的光谱中含有氢(在光谱的可视部分称为Balmer系列)，那么它属于II型，否则就是I型。在这两种类型中，每一种都根据其他元素的线条或光曲线的形状(超新星视大小随时间变化的图表)进行细分。

超新星分类法

TypeI

I型超新星是根据其光谱进行细分的，Ia型超新星具有很强的离子化硅吸收线。没有这种强谱线的I型超新星被分为Ib型和Ic型，Ib型表现出强中性氦线，Ic则缺乏。虽然Ia型超新星在峰值亮度下一般比较亮，但对于I型超新星的分类来说，光线曲线并不重要。

少数Ia型超新星表现出不寻常的特征，如非标准光度或变宽的光曲线，这些特征通常通过参考最早显示类似特征的例子来分类。例如，次发光的SN2008ha通常被称为SN2002cx-like或classIa-2002cx。

一小部分类型的Ic超新星显示出高度加宽和混合的发射线，用来表示喷出物的极高膨胀速度。这些被分类为Ic-BL型或Ic-BL型。

TypeII

II型超新星也可以根据其光谱进行细分。虽然大多数II型超新星显示出非常宽的发射线，表明膨胀速度为每秒数千公里，但有些，如SN2005gl，其光谱特征相对较窄。这些被称为类型IIn，其中“n”代表“狭窄”。

一些超新星，如SN1987K和SN1993J，似乎改变了类型，它们在早期显示出氢的谱线，但在几周到几个月的时间里，被氦谱线所主导。“IIb型”一词用来描述通常与II型和Ib相关联的特征组合。

II型超新星的光谱以宽的氢谱为主，在其衰亡过程中一直存在。最常见的类型是在亮度达到峰值后不久的光曲线上出现一个独特的“平稳期”，在此期间，视觉亮度在恢复下降之前几个月保持相对稳定。这些被称为II-P型，指的是高原。较不常见的是缺乏明显高原的II-L型超新星。“L”表示“直线”，尽管光线曲线实际上不是一条直线。

不属于正常分类的超新星被称为特殊的，或“pec”。

TypesIII,IV,andV

弗里茨·兹威基（FritzZwicky）定义了额外的超新星类型，尽管只是基于少数几个不完全符合I型或II型超新星参数的例子。NGC4303中的SN1961i是III型超新星的原型，也是唯一的成员，以其宽的光曲线最大值和宽的氢巴尔莫勒线而闻名，这些线在光谱中发展缓慢。NGC3003中的SN1961f是IV型的原型，也是唯一的成员，具有类似II-P型超新星的光曲线，具有氢吸收线，但氢发射线较弱。V型是在NGC1058中为SN1961V创造的，NGC1058是一种不寻常的微弱超新星或超新星视点，亮度缓慢上升，最长持续数月，发射光谱异常。SN1961V与Carinae大突出有相似之处。M101(1909)和M83(1923和1957)中的超新星也被建议为可能的IV型或V型超新星。

这些类型的超新星现在都被视为特殊的II型超新星，其中已经发现了更多的例子，尽管在LBV爆发后SN1961V究竟是一个真正的超新星还是一个视点替星还存在争议。

现在的模型

上面提到的超新星的类型编码在本质上是分类学上的，类型编号描述的是超新星观测到的光，不一定是它的成因。例如，Ia型超新星是由简并白矮星前体上的失控聚变产生，而Ib/c型则是由大量的沃尔夫·拉叶星（Wolf-Rayet）前体通过堆芯坍塌产生的。

下面总结了目前被认为是超新星最合理的解释。

热失控

一颗白矮星可能会从伴星那里积累足够的物质，从而使其核心温度上升到足以引发碳聚变的温度，在这一点上，它将经历失控的核聚变，完全破坏它。从理论上讲，这种爆炸的发生有三种途径：伴侣物质的稳定吸积、两颗白矮星的碰撞，或者是在壳层中引发爆炸的吸积。Ia型超新星产生的主要机制尚不清楚。尽管不确定Ia型超新星是如何产生的，但Ia型超新星具有非常统一的性质，是星系间距离上有用的标准烛光。为了补偿高红移时异常光度超新星的性质或频率的逐渐变化，以及通过光的曲线形状或光谱识别出的亮度的微小变化，需要进行一些校准。

正常的Ia型

有几种方法可以形成这种类型的超新星，但它们有一个共同的潜在机制。如果一个碳氧白矮星累积足够的物质来达到约1.44倍太阳质量的钱德拉塞卡极限（M☉）（不回转的新星），它将不再能够支持它的质量的大部分通过电子简并压和将开始崩溃。然而，目前的看法是，这一限制通常没有达到。当恒星接近极限(在1%以内)时，核心内部温度和密度的增加会点燃碳聚变，然后开始坍缩。几秒内，相当大一部分的白矮星发生核聚变，释放出足够的能量(1-2×10^44J)爆炸为超新星。向外膨胀会产生冲击波，其物质的速度达到5000-20000kg/秒，大约是光速的3%。还有一个显著增加亮度，达到绝对星等−19.3等（或比太阳亮50亿倍），几乎没有变化。

这类超新星的形成模型是一个封闭的双星系统。这两颗恒星中较大的那颗是第一个脱离主序演化出来的，它膨胀成一个红巨星。这两颗恒星现在共享一个共同的轨道，导致它们共同的轨道收缩。然后，这颗巨大的恒星会脱落大部分外壳，失去质量，直到无法继续核聚变。这时它变成了一颗白矮星，主要由碳和氧组成。最终，次级恒星也从主序演化而来，形成一个红巨星。来自巨人的物质被白矮星吸积，导致后者的质量增加。尽管基本模型被广泛接受，但在灾难性事件中产生重元素的确切细节仍不清楚。

Ia超新星遵循一种特征光曲线：在事件发生后，光度作为时间的函数。这种亮度是由镍-56通过钴-56到铁-56的放射性衰变产生的。常Ia型超新星光曲线的峰值亮度非常一致，最大−19.3对星等。这使得它们可以作为次级标准烛光来测量到它们所在星系的距离。

非标准Ia型

Ia型超新星形成的另一个模型涉及两颗白矮星的合并，合并后的质量瞬间超过钱德拉塞卡极限。这种类型的事件有很多变化，在许多情况下可能根本没有超新星，但可以预期的是，它们将有一个比更正常的SN型Ia更宽、更不明亮的光曲线。

当白矮星的质量已经超过钱德拉塞卡极限（可能由于不对称而进一步增强）时，会出现异常明亮的Ia型超新星，但喷射出来的物质动能将低于正常动能。

目前没有非标准Ia型超新星的正式分类。有人提出，当氦吸积到白矮星上时发生的一组亚发光超新星应该被归类为Iax型。这种类型的超新星不一定会完全摧毁白矮星的始祖，还可能留下一颗僵尸星。一种特殊类型的非标准Ia型超新星会产生氢和其他的发射线，并在正常Ia型和IIn型超新星之间形成混合物。例如SN2002ic和SN2005gj。这些超新星被称为Ia/IIn型、Ian型、IIa型和IIan型。

核心坍塌

非常大质量的恒星会在核聚变无法承受其自身重力的情况下发生核心坍缩;除了Ia型超新星，所有类型的超新星都是通过这个阈值的。坍缩可能导致恒星外层的猛烈喷发，导致超新星，或者引力势能的释放可能不足，恒星可能会坍缩成一个黑洞或中子星，辐射能量很少。

核坍塌可以由几种不同的机制引起:电子捕获;超过了钱德拉塞卡极限、对不稳定、或光致蜕变（photodisintegration）。当一颗大质量恒星发展出一个比钱德拉塞卡质量大的铁核时，它将不再能够依靠电子简并压来支撑自己，并进一步坍缩成中子星或黑洞。在一个简并的O/Ne/Mg核中，镁的电子捕获引起重力坍缩，接着是爆炸性的氧聚变，结果非常相似。在一个大的氦燃烧后的核心中产生电子-正电子对消除了热力学支持，导致最初的坍缩，随后失控的聚变，导致一对不稳定超新星。一个足够大、足够热的恒星核心可能产生足够能量的伽马射线，直接引发光衰变，从而导致核心完全崩溃。

下表列出了大质量恒星核心坍缩的已知原因，它们所在的恒星类型，相关联的超新星类型，以及产生的残余。金属丰度是指与太阳相比，除氢或氦之外的元素所占的比例。初始质量是超新星爆炸前恒星的质量，以太阳质量的倍数给出，尽管超新星爆炸时的质量可能要低得多。

IIn型超新星不在表中。它们可能是由不同恒星的不同类型的核心坍缩产生的，甚至可能是由Ia型白矮星引燃产生的，尽管看起来大部分是由发光的超级巨星或超级巨星(包括LBVs)的铁核心坍缩产生的。它们之所以被命名为窄谱线，是因为超新星正在膨胀成一团密集的环绕恒星的物质。似乎有相当一部分假设的IIn型超新星实际上是超新星的冒充者，它们是lbv样恒星的大规模喷发，类似于老人星（Carinae）的大喷发。在这些事件中，先前从恒星喷射出来的物质形成了狭窄的吸收线，并通过与新喷射出来的物质的相互作用产生冲击波。

按质量和金属丰度划分的核心坍塌情况

▲在一个巨大的、进化的恒星(a)中，元素的洋葱层壳发生聚变，形成一个铁核(b)，到达钱德拉塞卡质量并开始坍缩。核心的内部部分被压缩成中子(c)，导致流入的物质反弹(d)并形成向外传播的激波前沿(红色)。冲击开始停止(e)，但它被一个可能包括中微子相互作用的过程重新激活。周围的材料被炸开(f)，只留下退化的残余。

当恒星核心不再受到重力的支撑时，它就会自行崩塌，速度达到7万公里/秒（0.23c），导致温度和密度迅速上升。接下来的事情取决于坍缩核的质量和结构，低质量的简并核形成中子星，高质量的简并核大部分完全坍缩成黑洞，非简并核发生失控聚变。衰变、光衰变和电子俘获加速了简并核的初始坍缩，从而导致电子中微子的爆发。随着密度的增加，当中微子被困在核心时就会被切断。

内核最终达到典型的直径30公里，密度与原子核相当，中子简并压试图阻止坍塌。如果核心质量是大约15多万☉然后中子简并不足以阻止崩溃和黑洞形式直接与超新星。

在质量较低的堆芯中，坍缩停止了，新形成的中子堆芯的初始温度约为1000亿开尔文，是太阳堆芯温度的6000倍。在这种温度下，各种形式的中微子-反中微子对通过热发射有效形成，这些热中微子比电子俘获中微子丰富好几倍。这大约是10^46焦耳，大约是恒星静止质量的10%，被转换成10秒的中微子爆发，这是该事件的主要输出。

当能量通过重元素的分离而损失时，突然停止核心坍塌并产生一个冲击波，在几毫秒内在外层核心停止。要让核心的外层重新吸收大约10^44焦耳的中微子脉冲，产生可见的亮度，有一个尚未被清楚理解的过程是必要的，尽管还有其他的理论来为爆炸提供动力。

一些材料外层材料回落到中子星，其核心之外约8M☉，就有足够的质量形成一个黑洞。这种后退会减少产生的动能和被排出的放射性物质的质量，但在某些情况下，它也可能产生相对论性的喷射，导致伽马射线爆发或异常明亮的超新星。

大量非简并核心的坍缩将引发进一步的聚变。当核心坍塌是由一对不稳定引起的，氧聚变开始，坍塌可能会停止。从40-60的核心质量M☉,暂停崩溃和明星仍然保持不变，但核心崩溃时将再次出现一个更大的核心形成了。☉约60-130核心，氧气和更重的元素的融合是如此充满活力，整个星中断，造成超新星。在质量范围的上端，由于许多太阳质量的金属Ni56喷射，这颗超新星异常明亮，寿命极长。对于更大的核心质量，核心温度变得足够高，允许光衰变，核心完全坍塌成黑洞。

II型

最初质量小于太阳8倍的恒星永远不会形成一个大到足以坍缩的核心，最终它们会失去大气层，变成白矮星。恒星至少有9M☉（有的可能高达12M☉）复杂的方式发展，逐步在在其核心高温燃烧更重的元素。恒星像洋葱一样分层，更容易融合的元素在更大的壳层中燃烧。尽管通常被描述为有铁核的洋葱，但质量最小的超新星祖细胞只有氧氖(-镁)核。这些超级AGB恒星可能构成了核心坍缩超新星的大部分，它们的亮度较低，因此比那些来自更大质量的前体的恒星更少被观测到。

如果核心坍缩发生在超级巨星阶段，当恒星仍然有一个氢包层时，其结果是II型超新星。发光恒星的质量损失速率取决于其金属度和亮度。在接近太阳金属度的极亮恒星在到达核心坍缩之前会失去所有的氢，因此不会形成II型超新星。在低金属丰度条件下，所有的恒星都会以一个氢包层到达核心坍缩，但足够大的恒星会直接坍缩成黑洞，而不会产生可见的超新星。

最初质量高达太阳90倍左右的恒星，或者在高金属度下质量稍低的恒星，预计会形成II-P型超新星，这是最常见的观测类型。在中等到较高的金属丰度下，靠近质量范围上端的恒星在发生核心坍缩时将失去大部分氢，其结果将是II-L型超新星。以非常低的金属丰度、恒星约140-250M☉将达到核心崩溃对不稳定时还有一个氢层和一个氧核心和结果将与II型超新星的特点但质量非常大的Ni56喷流和高亮度。（未完）