什么是超新星（绝对详细）

超新星是最激烈的天体物理现象之一，特别是当它发生在银河系或临近的星系中。超新星从观测角度来说是罕见的现象。超新星是恒星走向死亡前的“回光返照”。超新星的爆发使我们可以对恒星作解剖并检验爆发时发生于恒星内部的情况。爆发使得恒星膨胀变薄，而使得我们能够用灵巧的方法读出它的大质量厚层中泛滥出的信息，从而可以确定它在爆发前，爆发过程中和爆发后的情况。超新星是恒星演化的终点。在恒星的演化和最后爆发过程中，超新星冶炼出大量的重元素，从而推动了整个星系的化学组成的演化。同时，超新星爆发时产生的巨大能量的输出压缩星际物质可导致恒星的诞生。超新星爆发是如此的亮，以至于可以用它来作标准烛光从而确定宇宙大尺度的距离。牧夫天文网1O0}0b C{
1 观测特性
0KC4T;kh-d1xe v0(1) 研究历史以及命名牧夫天文网7gT8[A2j0g
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中国古代在记录和观测超新星方面有着辉煌的成就。以公元1054年超新星爆发为例，
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J0《宋会要》：“至和元年七月二十二日守将作监致仕杨惟德：伏覩客星出现，其星上微有光彩，黄色。”；“嘉佑元年三月，司天监言：‘客星没’，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”牧夫天文网6inLp7c8tT7b(D L
《续资治通鉴长篇》：“至和元年五月已丑客星出天关之东南可数寸，岁余消没”；“嘉佑元年三月辛未司天监言：自至和元年五月，客星晨出东方，守天关，至是没”等等。牧夫天文网 \w3FIh
超新星的命名用发现时的年份随后用大写英文字母表示发现的次序（不是出现的次序！），若多于26颗则用小写字母。如SN2001a表示2001年发现的第27颗超新星。
7w Pz%r8L'g0(2) 分类牧夫天文网!E^-IgE)g+C
超新星分成两类，即Ⅰ型和Ⅱ型，分别为SNⅠ和SNⅡ。主要依据是它们的光谱中缺少或存在氢的谱线。SNⅠ中含有氢的谱线，SNⅡ中则没有。目前超新星一般细分为Ⅰa和Ⅰb型，Ⅱ-L和Ⅱ-P型。此处L和P分别表示Ⅱ型超新星的光变曲线是线性或平台型变化。这种划分最初是依据观测资料，实质上反映了不同的前身生和不同的爆发机制。
7zM5B(\WKM~0(3) 超新星的出现率
?yt6e9[xZ0超新星的出现率由意大利的卡帕拉来(Cappellaro)等人推算出的。超新星爆发率单位为：牧夫天文网#z3P8Put dh
1SNu＝1SN/(100a?10^10L⊙)。研究表明，超新星的出现率正比于母星系的光度。牧夫天文网+]6j,T2`\
(4) 光变曲线牧夫天文网"TE(f+Zu+[4t6F3^
Ⅱ型超新星的光变曲线分为平台型(SNⅡ-P)和线性型(SNⅡ-L),Ⅰ型超新星也分为Ⅰa型和Ⅰb型。SNⅠ和SNⅡ-L呈现为在到达极大前上升极快，然后相当快的衰减，以指数形式变暗，Ⅱ-P型的光变曲线都有一个光度几乎为常量的平台，维持时间40～80天之间。在后期Ⅱ-P型的光度也以指数形式衰减。
QCl{w?.N0(5) 光谱牧夫天文网xA*f_5w8N*o
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超新星爆发早期的光谱的形状近似于一个黑体谱上重叠上某些发射线和吸收线。谱线轮廓随时间而演变。观测到的吸收线都由蓝移。膨胀的典型速度为10^4Km/s。牧夫天文网1d8zL9f*X2v(n jM
Ⅰb超新星后期的光谱不同于Ⅰa的光谱。Ⅰa后期的谱线是[FeⅡ]、[FeⅢ]和[CoⅢ]的发射线以及CaⅡ的H和K吸收线为主；Ⅰb的谱线则是OⅠ,MgⅠ和CaⅡ的强发射线。

@Mf \ar0Ⅱ型超新星的光谱在光极大时主要是氢的巴耳末线，呈天鹅P型谱线状。牧夫天文网Vr;Kz1v6VKi
(6) 超新星的前身星(progenitor)牧夫天文网&nOU6dbF
Ⅰa超新星出现于各类星系中，特别是椭圆星系。它们的前身星是小质量的，属于老年星族。Ⅰa的合适模型是双星系统中包括一颗吸积白矮星，当它由吸积达到钱氏质量极限时，便在简并条件下点燃它的核燃料，由此产生爆发完全将星体毁掉，不留下致密的残骸。
?jl%r7f5Gs:?I*_0Ⅰb超新星出现在旋臂中且靠近HⅡ区。它们的前身星时缺氢的大质量星。它的前身星由于星风失去了氢壳，爆炸波与星风相互作用产生了射电辐射。牧夫天文网Nk7F8I-{ b"z"|
Ⅱ型超新星起源于大质量的富氢的星族Ⅰ的星。因为它们只出现在旋臂处，光谱有强的氢线并有射电辐射。SNⅡ-P和SNⅡ-L的区别仅仅是因为所含氢壳的质量有所区别。Ⅱ-P的光变曲线的平台是由氢复合所致，这意味着它的氢壳质量大；而Ⅱ-L没有平台，说明它们已经失去了氢壳的大部分但不是全部。两类Ⅱ型超新星爆发机制相同——星核坍缩。牧夫天文网's5Y'q7ruH1K
(7) SN1987A牧夫天文网L%d
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SN1987A是由多伦多大学的希尔顿(Shelton)于1987年2月23日发现的。SN1987A的前身星是SK-69 202，它是一颗B3Ⅰ型星（蓝超巨星）！中微子暴是超新星爆发的第一信号，光学暴要延迟到激波通过光球之后。超新星爆发时，大部分引力坍缩能以中微子方式释放。SN1987A的光变曲线与其他类型的超新星的光变曲线十分不同，原因可能是它的前身星结构紧密和金属含量低。它的光谱的特殊性是：最初几天光球半径变大很快，谱线演变快；密度梯度大，有强紫外线覆盖；强氢线出现较早。它的光谱可用非局部热动平衡模型和低金属含量假定，以综合光谱计算加以拟合。SN1987A爆发使人类第一次接收到了来自河外星系中超新星爆发的中微子，太阳系外的中微子天文学从此诞生了。
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H"j9c02 Ⅱ型超新星牧夫天文网s+m%m0yL5z}%g,h+Og
(1) 理论模型牧夫天文网/?.U
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Ⅱ型超新星的理论模型的基本思想是大质量星在它热核演化终止时，其内部铁核爆炸，造成SNⅡ爆发，内部形成致密残骸——中子星或黑洞。爆发的能源是形成中子星释放的引力束缚能E束，其远远大于推出物质的动能E动。E动又远远大于以电磁辐射发出的总能量E动。E动又远远大于以电磁辐射发出的总能量E辐。大部分束缚能由中微子带走。
)N,k9US N0(2) 基本考虑
z [lKo8]0坍缩开始时，一颗大质量星的简并核的密度和温度分别为10^13 kg/m^3和10^9～10^10 K数量级。星核的主要成分是铁族元素，铁核的坍缩时标约为0.1s，它的动力学或自由下落时标为1ms量级。铁核的高温和高密，使得强作用和电磁作用处于平衡。在星核物质中，由光子传输能量，电子的作用可忽略，除了激波和中微子引起的能量传输，无散耗过程，亦即星核可认为是理想流体。牧夫天文网Jd Y)D;t/Vm!p-R
(3) 中微子输运牧夫天文网K ly[:W'P-L7R
对于密度小于10^15 kg/m^3量级而言，弱作用处于非平衡态，中微子从星核中漏泄，结果是星核去轻子化，亦即每个核子中电子所占分数下降。牧夫天文网 d(o$b%C\ F7Y
(4) 坍塌和反弹牧夫天文网!|n+jlu7Q,r
大质量恒星演化后期，随着硅燃烧之后，有两种物理效应结合起来驱动星核为动力学不稳定并导致引力坍缩。起初，铁核的部分离解触发坍缩，部分离解用于核的束缚能，结果使压力更低，坍缩同时，密度变大，增大了电子的化学势，电子被质子俘获，导致星核的中子化。这两者降低了恒星物质的绝热指数γ，使得γ<4/3，从而导致坍缩。γ<4/3，意味着在密度小于核物质密度时，铁核心的坍缩不能被停止。
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n1L/@/ok0分析表明，坍缩时铁核心分为内核和外核。内核近似的亚声速坍缩，外核则是超声速下落。当星核的密度超过核物质密度时，物态方程变硬，即γ由小于4/3增大到2.5～3.0。此时星核的中心停住不断下落的质量壳层。压力波沿径向向外运动，在接近声速点在毫秒时间内加以堆积，在声速点处变陡产生激波，这就是所谓的反(bounce)，时标为1ms。牧夫天文网p'ft0q
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3 Ⅰ型超新星
1QEI;f%] X0Ⅰ型超新星是由双星系统中白矮星吸积物质达到钱德拉塞卡质量极限而产生爆炸，结果将其完全化为灰烬并彻底毁掉。
-~IW;B_&b0(1) 简并物质的热核燃烧
,B2`3znTf0简并物质的核燃烧是不稳定的，它会将整个星核完全炸毁。
F"bt4Ddf/@z\5e!I0(2) 爆轰(Detonation)牧夫天文网 b6q(k0y0m{KU,}UG
爆轰又称爆震。它是一个伴有巨大能量释放的化学反应传输过程。反应区前沿为一超声速运动的激波，称为爆轰波。爆轰波扫过后介质成为高温高压的爆轰产物。爆轰仅出现在简并条件下。在热核反应的初级阶段，当温度明显升高之前，反应率仍很低。非简并物质中，由核反应产生的压力升高将使燃烧区膨胀和变冷，阻止这过程的进行。如果物质是简并的，由燃烧产生的温度升高将不会使压力明显地升高，于是温度继续增高，一直到物质变为非简并的。在这一点，能量产生率将太大，结果产生爆发。如果形成的激波足够强，使燃料升高到点火温度以上，那么爆轰波将从点火点向外传播。牧夫天文网~o!y p8_L2\4Ww
(3) 爆燃(Deflagration)
Q@Ap7eG0爆燃表示比爆轰的激烈程度要小得多，但它要更复杂。波前的运动是亚声速的。由波前之后的热灰烬的热扩散传输到冷的燃料而点火燃烧。爆燃必须遵从间断条件，其传播速度依赖与热传输的速率。它与爆轰的另一个主要差别是爆燃波前之后，压力和密度下降，在波前是静态的参考系中，速度是增加的。牧夫天文网9X3L1o.G;B
4 核合成牧夫天文网$M7R5j0_/_1A&J I
Ⅰa型超新星被认为其能源是铁峰元素和中等质量的元素。在SNⅠa早期光谱中有Ca,Si,S,Mg和O的谱线。这表明，在目视极大时，它的外层由中等质量元素组成，而内层主要包含Ni。SNⅠa的主要核合成产物是铁族元素。牧夫天文网3Z]E#L@Gdk0sM.]