超新星是什么优质

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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
。

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