知識介紹：超新星

超新星爆發(fā)是某些恒星在演化接近末期時經(jīng)歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸度極其明亮，過程中所突發(fā)的電磁輻射經(jīng)常能夠照亮其所在的整個星系，并可持續(xù)幾周至幾個月（一般最多是兩個月）才會逐漸衰減變?yōu)椴豢梢?。在這段期間內(nèi)一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。恒星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質(zhì)以可高至十分之一光速的速度向外拋散，并向周圍的星際物質(zhì)輻射激波。

根據(jù)估算，在如銀河系大小的星系中超新星爆發(fā)的概率約為50年一次，它們在為星際物質(zhì)提供豐富的重元素中起到了重要作用。同時，超新星爆發(fā)產(chǎn)生的激波也會壓縮附近的星際云，這是新的恒星誕生的重要啟動機(jī)制。

形成原因

恒星從中心開始冷卻，它沒有足夠的熱量平衡中心引力，結(jié)構(gòu)上的失衡就使整個星體向中心坍縮，造成外部冷卻而紅色的層面變熱，如果恒星足夠大，這些層面就會發(fā)生劇烈的爆炸，產(chǎn)生超新星。大質(zhì)量恒星爆炸時光度可突增到太陽光度的上百億倍，相當(dāng)于整個銀河系的總光度。恒星爆發(fā)的結(jié)果：

（1）恒星解體為一團(tuán)向四周膨脹擴(kuò)散的氣體和塵埃的混合物，最后彌散為星際物質(zhì)，結(jié)束恒星的演化史。

（2）外層解體為向外膨脹的星云，中心遺留下部分物質(zhì)坍縮為一顆高密度天體，從而進(jìn)入恒星演化的晚期和終了階段。中國古代天文學(xué)家觀測到的1054年爆發(fā)的超新星（這顆超新星又被國際上命名為中國超新星）。

在一個星系中，超新星是罕見的天象，但在星系世界內(nèi)，每年卻都能觀測到幾十顆。1987年2月23日，一位加拿大天文學(xué)家在大麥哲倫星云中發(fā)現(xiàn)了一顆超新星，這是自1604年以來第一顆用肉眼能看到的超新星，這顆超新星被命為“1987A”。

發(fā)現(xiàn)過程

超新星爆炸由于在一個星系中超新星是很少見的事件，銀河系大約每隔50年發(fā)生一次，為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測許多星系。

在其他星系的超新星無法準(zhǔn)確地預(yù)測。通常情況下，當(dāng)它們被發(fā)現(xiàn)時，過程已經(jīng)開始。對超新星最有科學(xué)意義的研究（如作為標(biāo)準(zhǔn)燭光來測量距離）需要觀察其峰值亮度。因此，在它們達(dá)到峰值之前發(fā)現(xiàn)他們非常重要。業(yè)余天文學(xué)家的數(shù)量大大超過了專業(yè)天文學(xué)家，他們通常通過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀察一些較近的星系，并和以前的圖片相比較，在尋找超新星方面發(fā)揮了重要的作用。

到20世紀(jì)末期，天文學(xué)家越來越多轉(zhuǎn)向用計算機(jī)控制的天文望遠(yuǎn)鏡和CCD來尋找超新星。這種系統(tǒng)在業(yè)余天文學(xué)家中很流行，同時也有較大的設(shè)施，如卡茨曼自動成像望遠(yuǎn)鏡（KAIT）。中微子是超新星爆炸時產(chǎn)生的大量的次原子粒子，并且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

超新星的搜尋分為兩大類：一些側(cè)重于相對較近發(fā)生的事件，另一些則尋找更早期的爆炸。由于宇宙的膨脹，一個已知發(fā)射光譜的遠(yuǎn)程對象的距離可以通過測量其多普勒頻移（或紅移）來估計。平均而言，較遠(yuǎn)的物體比較近的物體以更大速度減弱，因此具有更高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其邊界約為z = 0.1–0.3之間——其中z是頻譜頻移的無量綱量度。

高紅移的搜尋通常涉及到對超新星光度曲線的觀測，這對于生成哈勃圖以及進(jìn)行宇宙學(xué)預(yù)測所用的標(biāo)準(zhǔn)或校準(zhǔn)燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實用價值，并可用于研究超新星周圍的物理與環(huán)境 。低紅移也可用于測定近距端的哈勃曲線，這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關(guān)系曲線，參見哈勃定律。

2016年1月14日，由中國北京大學(xué)研究員東蘇勃領(lǐng)導(dǎo)的一個國際研究團(tuán)隊宣布，他們觀測到人類歷史上記載的迄今最強(qiáng)的超新星爆發(fā)，其爆發(fā)強(qiáng)度超過典型超新星約兩百倍，是上一個紀(jì)錄保持者的兩倍以上。