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我们应该从了解超新星的天文学概念开始，就像我们在第一章中了解主序星、红巨星和白矮星一样。经历剧烈爆炸(突然变亮)的恒星被称为超新星，在此期间，它们的亮度与整个星系(大约10^11颗恒星!)相当。

从历史上看，nova是一颗新恒星的名字;最终它被证明是一个不恰当的名称，新星是突然变亮许多数量级的(暗淡的)恒星。超新星也是如此，但规模更大。

直到20世纪30年代，超新星才被普遍认为是新星中一个独立的u天体。在埃德温·哈勃(Edwin Hubble)(借助造父变星)估算出仙女座星系的距离之后，弗里茨·兹威基(Fritz Zwicky)给它们起了这样的名字，并因此能够观测到1885年在该星系中发现的新星的无与伦比的亮度，大约相当于该星系本身亮度的六分之一。

由于超新星爆发持续的时间很短(几个月到几年)，即使有相当一部分恒星经历了这一阶段，探测到它们的机会也很小。因此，在一个庞大的恒星群中，比如一个星系，超新星爆炸每几十年才被探测到一次。幸运的是，它们变得足够明亮，可以被观测到非常大的宇宙距离，因此有数百个这样的事件被记录和研究。

其中爆发的超新星比其所在星系的亮度高出约100倍。最著名的超新星是那些在我们自己的银河系中发生和观测到的超新星——历史上的超新星。

然而，这些只代表了我们银河系中必然发生的超新星爆炸的一小部分，比如说，在过去的一千年里，因为我们银河系的大部分地区都被吸收辐射的中央凸起所掩盖。(察觉邻近大楼的灯开着比察觉自己大楼的灯开着要容易得多。)

根据我们在第七章中概述的恒星演化理论，一颗恒星生命的灾难性终结必然是由两种完全不同的情况引起的，这两种情况会导致一种动态不稳定状态。

一种是大质量恒星铁核的坍缩。另一种是达到钱德拉塞卡极限质量的白矮星的坍缩。正如我们在前一章所看到的，中等质量恒星的简并核，最终变成白矮星，其质量远远低于临界质量。因此，单星免于坍缩的灾难性命运。然而，这种命运等待着白矮星在双星系统中进化，它们可能与伴星相互作用并达到Mch事实上，根据观测到的性质，超新星爆炸被分为两种类型:所谓的I型和II型超新星。

主要的区别特征是后者的光谱中有氢谱线，而前者的光谱中没有氢谱线。每种类型都有它的255自己的特征光曲线，虽然检测到各种各样的偏离一般形状，由于个别属性，和子类已经定义(我们将忽略)。

II型超新星在古老的恒星群(如椭圆星系)中没有被观测到，而主要是在螺旋星系中富含气体和尘埃的旋臂中，那里的恒星正在形成，年轻的恒星也很丰富。相比之下，I型超新星存在于所有类型的星系中。

II型超新星与大质量恒星的铁核坍缩有关。这些恒星有很大的富氢包层;因此在光谱中有氢的证据。由于大质量恒星的演化速度比低质量恒星快得多，没有恒星形成的老恒星群已经超过了II型超新星阶段。

I型超新星——更准确地说，主要的Ia型亚类成员——被认为是由达到钱德拉塞卡极限质量的白矮星坍缩产生的，可能是通过吸积或合并产生的。由于在一个给定的恒星群中，白矮星在任何时候都会形成，所以没有什么可以阻止Ia型超新星在老年恒星群中的发生，就像在年轻恒星群中一样。

初始质量超过~10M的恒星经历了所有主要的燃烧阶段，最终形成一个被不同成分层包围的不断增长的铁核。它们被燃烧锋面分开，燃烧锋面将上覆层中较轻的核物质转化为下覆层中较重的核物质。预料到即将发生的坍缩，我们把这样的恒星称为超新星祖先。

一开始，铁核收缩——就像所有惰性恒星核一样——仅仅是因为没有发生核燃烧，最终，电子变成了简并气体。当简并核的质量超过钱德拉塞卡极限(对于铁来说，这个极限略低于1.46Mo)时，简并电子的压力就无法对抗自引力，核继续快速收缩。两种类型的不稳定很快发展起来。首先，重核捕获的电子剥夺了核心的主要压力源，从而加速了落体。

其次，由于气体的高简并度，因此它对温度的敏感性很低，温度会无限制地上升。随着时间的推移，它变得足够高，以便铁核的光分解。

这个反应是高度吸热的，每核子吸收~2兆电子伏特(就像氦向铁的反向转变释放~2兆电子伏特每核子一样)。能量的损失是如此严重，以至于崩溃几乎变成了自由落体。持续的收缩之后是温度的进一步升高。

压力也会增加，但不足以阻止这个过程(a

因此压力下降，堆芯继续坍塌。最后，中子气体，在许多方面与电子气体相似，变成简并态。这发生在密度约为1018 kg - m-3 (1015 g - cm-3)时，并产生足够的压力来阻止坍缩。这样就产生了一个中子核，其密度与原子核的密度相似——一个巨大的原子核，直径约40公里。

霍伊尔早在1946年就提出，与铁的光分解有关的不稳定性是超新星爆炸的触发机制。

当铁核本质上变成中子核时，所有被锁在铁核中的质子都经历了一种弱相互作用。因此，多达1057个中微子被释放出来，考虑到它们的质量非常小(见9.3节)，它们可以很容易地去除~1046 J的能量，因此它们的运动速度非常接近光速。第二个问题仅仅是如何将一小部分中微子能量转移到坍缩核心周围的包层。

请记住，物质通常对中微子是高度透明的，这已被证明是一个非常令人困惑的问题。然而，考虑到巨大的中微子通量和异常高的密度，事实证明，中微子的不透明性是不可忽略的。一些中微子能量被包络层吸收，这些包络层从硬化的中子核反弹，从而向外沉淀。

引力能的释放作为超新星爆炸的主要能量来源，以及中微子向包络层传递能量，是由Stirling Colgate和Richard White在1966年首次提出和研究的。

最近的数值模拟——包括在最高效的计算机上进行的广泛的、通常是多维的计算——相当成功地解释了观测到的超新星爆炸的特征。当冲击波从坍缩的核心边界穿过富氢包层的表面传播时，超新星的爆发就开始了。

起初，温度非常高，以至于大部分能量都以紫外线的形式辐射出去，但很快，外壳膨胀，温度下降到足以让物体变得可见。II型超新星的典型光曲线，其中计算模型叠加在观测数据点上。

1987年2月在大麦哲伦星云(LMC)爆炸的超新星(被称为SN1987A)提供了一个独特的机会来测试核心坍缩中微子产生理论，大麦哲伦星云是一个附近的星系，大约17万光年远。那颗超新星(17万年前)产生的一些中微子——准确地说，是每平方米10^13个中微子中的20个——被中微子探测装置神冈探测器(见9.3节)和位于俄亥俄州1570米深的盐矿中的一个类似的名为IMB的探测器截获。

两个相距较远的装置的第一次探测是同时进行的，在时间确定的精度范围内，整个中微子捕获事件持续了大约12秒。值得注意的是，由于探测器位于北半球，来自LMC的中微子在从下面撞击探测器之前穿过了地球。所有这些都发生在超新星变得可见的几个小时之前，正如理论所认为的那样，在坍缩之后一定要经过一段时间， www.uukanshu.com直到包层膨胀到足以产生典型的超新星亮度。

SN1987A除了提供了第一个与核心坍缩相关的中微子之外，在另一个完全不同的意义上是独一无二的:它是第一个(也是迄今为止唯一一个)祖先被确定并在H-R图中确定位置的超新星(log Te-4.11-4.20， log L=5.04)。据推测，它的质量约为18Mo(可能是从一颗具有初始质量的恒星演化而来的)26020Mo以上)，与突出和突出后特征吻合较好。

叠加的是母星的负能量。我们所知道的所有其他超新星要么太遥远，要么太古老，以至于它们的祖先无法被区分出来。

也许超新星爆炸最重要和最持久的结果是重元素(比氦重)的产生和它们在星际介质中的分散。这些元素是在爆炸前的阶段产生的，在铁核周围的层中，以及在爆炸过程中，作为冲击波扫过地幔的结果。

冲击波能量大部分转化为热，使温度达到5× 10°K的峰值;在这样的高温下，核统计平衡是在秒的时间尺度(动态时间尺度)上实现的。

也许超新星爆炸最重要和最持久的结果是重元素(比氦重)的产生和它们在星际介质中的分散。这些元素是在爆炸前的阶段产生的，在铁核周围的层中，以及在爆炸过程中，作为冲击波扫过地幔的结果。

冲击波能量大部分转化为热，使温度达到5× 10°K的峰值;在这样的高温下，核统计平衡是在秒的时间尺度(动态时间尺度)上实现的。