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超新星

(地外空间)

超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见。在这段期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相媲美。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潜在的强大来源。初级宇宙射线有很大的比例来自超新星。

超新星比新星更有活力。超新星的英文名称为 supernova，nova在拉丁语中是“新”的意思，这表示它在天球上看上去是一颗新出现的亮星（其实原本即已存在，因亮度增加而被认为是新出现的）；字首的super-是为了将超新星和一般的新星有所区分，也表示了超新星具有更高的亮度。超新星这个名词是沃尔特·巴德和弗里茨·兹...

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Ia超新星

公认的模型Ia超新星是由美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基，和瑞士天文学家弗里茨·兹威基设计的闵可夫斯基-兹威基超新星分类中一个次分类的类别。有几种方式可以形成这种类型的超新星，但它们共用一个共同的基础机制。理论天文学家长期以来一直认为这种超新星的前身是一颗白矮星，并且在2014年当年在星系M82中发现一颗Ia超新星，而获得实证的证据。当一颗缓慢自转的碳-氧白矮星从他的伴星吸积质量，它的质量会超过大约是1.44M☉的钱德拉塞卡极限，之后它的电子简并压力就不能支撑它的质量。在缺乏抗衡力量的支撑下，白矮星会坍缩形成中子星，这通常发生在一颗主要成分为镁、氖和氧的白矮星。这是天文学家当前的Ia超新星爆炸模型，然而从来没有一颗能达到此一极限，而坍缩也永远不会开始发生。取而代之的是，因为质量的增加使得核心的压力和密度增加，导致温度也升高，并且当白矮星的质量大约达到此一极限的99%，一个持续大约1,000年...

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超新星核合成

超新星超新星是恒星发生剧烈爆炸的现象，发生的情况主要是下述两种。第一种是白矮星经由吸收伴星（通常是红巨星）的质量，当他到达钱德拉塞卡极限之后，进行以核心为基础的爆炸。第二种，也是较常见的，是大质量恒星造成的，通常是红巨星，达到铁的核聚变（或燃烧）过程。因为铁是所有元素中束缚能最高的之一，也是核聚变能产生的释放热能最后一种元素。从此之后，所有的核聚变反应开始吸热而使恒星丧失能量，于是恒星的重力迅速的将外面的数层吸入，恒星很快的塌缩，然后形成超新星的爆炸。元素的融合周期表显示宇宙源起源的每个元素。比铁重的元素通常起源于超新星爆炸，由超新星爆炸产生的中子进行r-过程产生。由于超新星爆炸释放出极大数量的能量，也产生了比恒星所能产生更高的温度。如此的高温营造出的环境使原子量高达254的元素也能形成，锎是已知最重的元素，但在地球上只能由人工合成。在核聚变的过程中，恒星核合成所能融合产生的最重元素是镍，...

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II型超新星

形成在核心塌缩之前，演化中的恒星一层层的结构像颗巨型的洋葱（未依照比例）。图中构成物由外层起始乃氢、氦、碳、氖、氧、硅、铁。质量比太阳大的恒星演化过程远比太阳复杂。在太阳的核心，氢经由融合成为氦，释放出的热能加热太阳的核心和提供压力来支撑太阳的壳层阻止核心的塌缩（参考流体静力平衡）。在核心制造和堆积的氦，因为温度不够高不足以造成进一步的核聚变。最后，当核心的氢枯竭时，融合开始减缓，同时重力造成核心开始收缩。由收缩提高的温度足够造成短期间的氦融合，这在恒星的生命期中通常短于10%。质量低于8倍太阳质量的恒星，由氦融合产生的碳不能做为燃料，恒星将会逐渐冷却成为白矮星。白矮星如果有邻近的伴星，则可能成为Ia超新星。质量更大的恒星，无论如何只要质量足够，就能在氦燃烧阶段结束后创造更高的温度和压力，让核心的碳成为燃料开始进一步的核聚变。当更重的元素在这些大质量恒星的核心形成时，这些元素像洋葱一样一层...

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Ib和Ic超新星

光谱超新星的分类是依据在光谱中是否缺乏氢的光谱线。与II型超新星比较，I型是欠缺氢线的。与著名的Ia型不同，Ib的谱线中还缺少波长为635.5奈米的单一离子硅吸收线。比较Ib超新星的年龄，它也显示出比Ia型更明显的氦谱线。总而言之，Ib型超新星的谱线中包含有氧、钙、和镁的谱线。对照的Ia型，主要的谱线则来自于铁。Ib型超新星的形成几乎与II型超新星相同，虽都是由大质量恒星的核心塌缩形成的，但是Ib超新星的前身在爆炸之前先抛掉了氢的外壳。结果因为外壳主要的成分是氦，造成光谱比较像Ia超新星；Ic超新星又超越了Ib超新星，它的光谱中还缺乏氦的谱线。形成大质量恒星的演变像洋葱的层次一样（未依照比例）。在成为超新星之前，一颗大质量恒星演变出像洋葱一样的层次。不同层次进行着不同元素的核聚变反应，最外层是氢，向内依序是氦、碳、氧等等。因此，当外层的氢流失之后，接下来露在最外层的就是以氦为主的层次（混合...

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超新星遗迹

超新星遗迹的分类超新星遗迹根据形态，可以大致分为三类：壳层型（S型）、实心型（F型或Plerionic，又称类蟹状星云型）和复合型（C型），三类超新星遗迹中发生的物理过程有很大不同。某些超新星遗迹兼具不同类型的特点，如SS433所处的超新星遗迹W50（G39.7-2.0），因此在分类上具有很大的不确定性。壳层型超新星遗迹最明显的特点是具有壳层结构，中央没有致密天体的辐射源。这一类在已发现的超新星遗迹中占到80%以上。著名的第谷超新星（SN1572）、开普勒超新星（SN1604）、SN1006的遗迹都属于此类型。其壳层结构反映了超新星爆发时抛射出的物质与周围星际介质的相互作用。其光谱在X射线和光学波段大多具有热辐射的形式，在射电波段表现为非热幂率谱。实心型超新星遗迹，又称类蟹状星云型，其原型是著名的蟹状星云。这一类超新星遗迹没有壳层结构，中央具有致密天体提供能量，其光谱在X射线和射电波段上均...

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