超新星英文

超新星十分明亮，其辐射能量相当于太阳在其整个生命周期内发射的能量。早在公元185年，中国天文学家就有观测超新星的记录。根据其光谱中不同化学元素的吸收线将其分为5类。超新星也是促进恒星演化的角色。超新星极其闪亮。它爆发出的辐射光线通常可以短暂地照亮整个星系，然后在几周或是几个月内退出人们的视线。在超新星短暂的寿命中，它辐射出的能量相当于太阳在整个生命周期中预计会释放的能量总和。这样规模的爆炸可以以每秒30，000千米的速度（光速的10％）抛出大量（或是全部）恒星物质，致使冲击波进入周围的星际介质。而冲击波导致膨胀的气体以及灰尘形成的壳状结构，被称为超新星遗迹。 图解：开普勒超新星遗迹SN 1604的多波长X射线、红外和光学的汇编图像超新星一共有好几种类型。类型I和类型II可能会通过两种方式形成：停止或突然开始通过核聚变产生能量。当年老的重量级恒星逐渐停止从核聚变中产生能量后，引力坍缩就可能会发生。这些恒星最终变成中子星或是黑洞，并释放出重力势能来加热以及剥离恒星外层。另一种可能是白矮星从伴星那积聚了足够多的物质（通过吸积或合并），使其核心到达可引燃碳聚变的温度。同时，失控的核聚变也吞噬了白矮星，终结了它的一生。恒星的核心真正“熄灭”（也就是坍缩）是在其质量大于钱德拉塞卡极限（约为太阳质量的1.38倍）后造成的，而由吸积物形成的白矮星也是在接近这一极限时开始自燃的。可怜的白矮星还会遭受一种截然不同的，比核聚变小得多的热核爆炸。这种爆炸是吸积在白矮星表面的氢气引起的，且爆炸产生的光亮常使人误以为是新产生的一颗恒星。所以，科学家们把这种爆炸的现象称为“新星”。而那些质量低于大约九个太阳质量的孤星，例如太阳本身，最终只会进化成白矮星（就不会变成超新星了）。 图解：当白矮星吸食伴星物质，超出钱德拉塞卡极限并发生爆炸时，便会出现Ia型超新星尽管自1964年后，银河系中就再也没观测到超新星，但在与银河系一般大小的星系中，超新星平均每50年就出现一次。它们为丰富含有更大质量元素的星际介质中做出了重要的贡献。除此以外，由超新星爆炸产生的不断膨胀的冲击波也会促使新的恒星的形成。超新星的英文是“supernova”。在拉丁文中，“nova”（复数novae）是“新”的意思，意指在天空中闪烁的一颗非常明亮的新星。而前缀“super-”区分了超新星和普通新星的区别。（普通新星的亮度也会不断增加，尽管和超新星比起来增加的幅度较小，且是通过不同机制造成的。）超新星（supernova）这个词是由瑞士天体物理学家、天文学家弗里茨·兹薇命名的，并在1926年首次应用于文字资料。最早记录在册的超新星，是由中国天文学家在公元185年观测到的SN185。而超新星中最明亮的记录，由SN 1006获得。中国和伊斯兰天文学家曾对这颗超新星进行过详细的描述。被人们津津乐道的超新星SN 1054，最终变成了蟹状星云。 图解：蟹状星云 图源：搜狐网银河系中最新用肉眼观测到的超新星SN 1572和SN 1604为欧洲天文学的发展做出了极大的贡献，因为它们的出现反驳了亚里士多德的观点----即除了月球和行星以外的宇宙都是不可改变的。超新星的发现会被汇报给国际天文学联会中央天文电报局，然后中央天文电报局就会发布一个命名的声明。超新星的名字一般由它被发现的年份再加指定的一个或两个字母组成。一年中最先发现的26个超新星会用大写的字母“A”到“Z”来命名，接着会使用成对的小写字母，如“aa”，“ab”，以此类推。历史 上记载的超新星只能知道他们出现的年份，例如SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (仙后 星座 ) 和 SN 1604 (开普勒恒星)。自1885年以来，即使一年之中只发现了一颗超新星，字母表示法也一直被使用（例如：SN 1885A、SN 1907A等），而一次一年之内只发现一颗超新星是1947年发现的SN 1947A。1987年以前，超新星的命名很少使用到两个字母，但自从1988年后，两个字母的命名就开始被频繁使用。 图解：哈勃望远镜拍摄的SN 1987A位于大麦哲伦星云中在 探索 超新星的过程中，科学家们根据在光谱中出现的不同化学元素的吸收线对他们进行了分类。第一个划分标准是判断是否产生由氢引起的吸收线。如果超新星的光谱中含有一条氢吸收线（光谱中可见光部分的巴尔末线系），就会被归为类型II，剩下的则归为类型I。而在这两类中，还会根据其他元素的吸收线的存在与否以及光变曲线（超新星视星等随时间变化的函数图像）的形状进行细分。图解：SN 1987A 的光变曲线 图源：ARAA 超新星遗迹是由一个致密天体以及含有迅速膨胀物质的冲击波组成的。这团物质在长达两个世纪的自由扩张阶段横扫周围的星际介质之后，就会进入一段绝热膨胀时期，在这大约1万年的时间里冷却并与周围的星际介质混合。 图解：宇宙大爆炸结构图 图源：bilibili宇宙大爆炸创造出了氢、氦和微量的锂，而所有较重的元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星倾向于用金属元素（非氢氦元素）丰富周围的星际介质。这些注入的元素最终成为了可形成恒星的分子云中的一员。因为附近空间中密集分子云的压缩，膨胀的超新星遗迹所产生的动能可以促使恒星形成。 作者: Tim Trott FY: yt 如有相关内容侵权，请于三十日以内联系作者删除 转载还请取得授权，并注意保持完整性和注明出处

超新星：英文supernova也称（nova） 有时候，遥望星空，你可能会惊奇地发现：在某一星区，出现了一颗从来没有见过的明亮星星！然而仅仅过了几个月甚至几天，它又渐渐消失了。 这种“奇特”的星星叫做新星或者超新星。在古代又被称为“客星”，意思是这是一颗“前来作客”的恒星。 新星和超新星是变星中的一个类别。人们看见它们突然出现，曾经一度以为它们是刚刚诞生的恒星，所以取名叫“新星”。其实，它们不但不是新生的星体，相反，而是正走向衰亡的老年恒星。其实，它们就是正在爆发的红巨星。我们曾经不止一次提到，当一颗恒星步入老年，它的中心会向内收缩，而外壳却朝外膨胀，形成一颗红巨星。红巨星是很不稳定的，总有一天它会猛烈地爆发，抛掉身上的外壳，露出藏在中心的白矮星或中子星来。 在大爆炸中，恒星将抛射掉自己大部分的质量，同时释放出巨大的能量。这样，在短短几天内，它的光度有可能将增加几十万倍，这样的星叫“新星”。如果恒星的爆发再猛烈些，它的光度增加甚至能超过1000万倍，这样的恒星叫做“超新星”。 超新星爆发的激烈程度是让人难以置信的。据说它在几天内倾泄的能量，就像一颗青年恒星在几亿年里所辐射的哪样多，以致它看上去就像一整个星系那样明亮！ 新星或者超新星的爆发是天体演化的重要环节。它是老年恒星辉煌的葬礼，同时又是新生恒星的推动者。超新星的爆发可能会引发附近星云中无数颗恒星的诞生。另一方面，新星和超新星爆发的灰烬，也是形成别的天体的重要材料。比如说，今天我们地球上的许多物质元素就来自那些早已消失的恒星。超新星爆发 有时在某一星区突然看到一颗原来没有的亮恒星，经过几天到几个月，它又慢慢看不见了。因此，古人就把这类星叫新星。其实，它不是“新产生”的恒星，而是原来就有一颗可能是暗弱的恒星。由于它突然爆发，向外抛射大量物质，光度大增，在一两天内光度增加十几个星等，也就是亮度增长几万倍，使人们误认为“新产生”了恒星。天文学家们已在我们银河系内发现200多颗新星。中国史料里从公元前134年到公元17世纪末，有90颗新星记载，它们是非常珍贵的科学遗产。1975年8月30日晚上8点多钟，世界上一些天文台和天文爱好者，在天鹅座里就看到一颗新星。中国许多天文工作者和天文爱好者都看到了并进行了观测研究。 另外还有一类爆炸的星规模比新星还大叫做超新星。在大质量恒星演化到晚期，内部不能产生新的能量，巨大的引力将整个星体迅速向中心坍缩，将中心物质都压成中子状态，形成中子星，而外层下坍的物质遇到这坚硬的“中子核”反弹引起爆炸。这就成为超新星爆发，质量更大时，中心更可形成黑洞。 现在已发现多颗超新星，它们大多在河外星系中，在我们银河系里只发现8颗超新星。历史上最有名的超新星要数1054年出现在金牛座中的那颗了，关于这颗超新星，中国宋史中有详细的记载：“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。”这是指公元1054年7月4日早晨4点多钟，在金牛座天关星附近看到的超新星，它开始的亮度和太白金星亮度差不多，经过23天，又慢慢暗下去了。 1731年，一位英国天文爱好者在这个位置上观测到一个畸形天体枣外形似螃蟹，叫蟹状星云。可想而知，蟹状星云就是1054年那颗超新星爆发抛出的物质。它是一个不满千岁的天体，是天体中的“婴儿”。 1987年2月23日，在大麦哲伦星系中观测到一颗超新星SN1987A，成为轰动世界的新闻。 北京天文台有一望远镜专门在河外星系中搜索超新星，他们在三年内已发现了32个超新星。超新星的研究用途 超新星处于许多不同天文学研究分支的交汇处。超新星作为许多种恒星生命的最后归宿，可用于检验当前的恒星演化理论。在爆炸瞬间以及在爆炸后观测到的现象涉及各种物理机制，例如中微子和引力波发射、燃烧传播及爆炸核合成、放射性衰变及激波同星周物质的作用等。而爆炸的遗迹如中子星或黑洞、膨胀气体云起到加热星际介质的作用。 超新星在产生宇宙中的重元素方面扮演着重要角色。大爆炸只产生了氢、氦以及少量的锂。 红巨星阶段的核聚变产生了各种中等质量元素（重于碳但轻于铁）。而重于铁的元素几乎都是在超新星爆炸时合成的，它们以很高的速度被抛向星际空间。此外，超新星还是星系化学演化的主要“代言人”。在早期星系演化中，超新星起了重要的反馈作用。星系物质丢失以及恒星形成等可能与超新星密切相关。 由于非常亮，超新星也被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可以确定哈勃常数以及宇宙的年龄。在这方面，Ia型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定化峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到V> 30,000 km s-1的距离处。Ia 超新星的哈勃图（更确切地说是星等-红移关系）现在成为研究宇宙膨胀历史的最强有力的工具：其线性部分用于确定哈勃常数；弯曲部分可以研究膨胀的演化，如加速，甚至构成宇宙的不同物质及能量组分。利用Ia超新星可用作“标准烛光”的性质还可研究其母星系的本动。高红移Ia 超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。可以预计由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。 观测数据表明红移z处的Ia 超新星光变曲线宽度为z= 0处的 (1+z) 倍，这为膨胀宇宙理论提供了又一个有力的支持。某些II型超新星也可用于确定距离。II-P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经上述相关改正后，原来II-P型超新星V波段的～1星等的弥散可降到～0.3 星等的水平，这提供了另一种测独立于SN Ia的测定距离的手段。此外，II型超新星的射电发射也似乎具有可定量的性质，如6cm的光变曲线峰与爆炸后6cm峰出现的时间存在相关，这也可用来进行距离估计。

超新星，听名字应该是一个刚刚诞生的恒星吧？其实恰恰相反，超新星是某些超大质量恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。但是超新星的爆发并不意味着终结，因为他喷发出来的星际云物质，也许几十亿年后，又会凝聚成一颗新的恒星。

普通的恒星靠热核反应即氢聚变成氦来维持，这个过程可维持数十亿年。当氢用完时，氦开始反应，聚合为碳和氧，但这个反应所持续的时间要短的多。之后在有一系列复杂的核反应形成了铁。铁元素由于原子量太大无法进行热核反应，如果恒星质量很大，那么足够质量的铁核会发生剧烈的爆炸，产生大量的光和热，在地球上看来就是一颗星突然变亮了并持续一段时间，称之为超新星爆发。

超新星是白矮星爆炸时的名字。若白矮星有伴星，白矮星会不断地从伴星那里吸引一些物质，这些物质绕着全落到白矮星表面。不断被吸引过来的气体，在白矮星周围形成一个扁平的吸积盘，气体冲击吸积盘造成局部加热，这些热斑成了暗淡的白矮星存在的唯一证据。气体不断落到白矮星表面，在引力场中压缩、加热，是白矮星的表面温度不断升高。当温度和密度达到一定限度时，表面的氢突然在一次被点燃——引起异常超新星爆发的短剧。