在宇宙星辰的背後...?: 絢爛的爆炸~

不知道大家有沒有聽過超新星呢?
那是恆星最燦爛的謝幕喔~
今天就來說說這個囉~~

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內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。恆星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一光速的速度向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構，這被稱作超新星殘骸。
超新星形成機制都來自兩種情形之一：
1.通過核融合產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過引力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。引力塌縮所釋放的引力勢能會加熱並驅散恆星的外層物質。
2.另一種形成機制為一顆白矮星可能會從其伴星那裡獲取並積累物質（通常是通過吸積，少數通過合併）從而提升核心的溫度，以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核融合，最終將恆星完全摧毀。當質量超過錢德拉塞卡極限（約為1.38倍太陽質量）的恆星內部的核融合爐無法提供足夠的能量時，恆星將走向塌縮；而當吸積過程中的白矮星質量達到這一極限時它們將會質量過高而燒毀。

需要注意的是，白矮星還會通過碳氮氧循環在其表面形成一種與上述有所不同的並且規模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷引力塌縮的過程後是無法形成超新星的。

克卜勒超新星

超新星的命名
當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成：一年中首先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名，如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星；而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業餘天文學家每年能發現幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發現的最後一顆超新星為SN 2005nc，表示它是2005年發現的第367顆超新星。
歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（克卜勒超新星）。自1885年起開始使用字母命名，即使在那一年只有一顆超新星被發現（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。

引力塌縮
核心塌縮超新星核心的塌縮速度可以達到每秒七萬千米（約0.23倍光速），這個過程會導致核心的溫度和密度發生急劇增長。核心的這一能量損失過程終止了向外的簡併壓力與向內引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核並釋放中子，同時吸收能量；而質子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產生中子和逃逸的微中子。
在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始溫度可達一千億K，這是太陽核心溫度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩定的中子星，而這一過程能夠通過進一步的微中子釋放來完成。這些「熱」微中子構成了涵蓋所有味的微中子-反微中子對，並且在數量上是通過電子俘獲形成的微中子的好幾倍。大約10⁴⁶焦耳的引力能量：約佔星體剩餘質量的10%：會轉化成持續時間約10秒的微中子暴，這是這場事件的主要產物。微中子暴會帶走核心的能量並加速塌縮過程，而某些微中子則還有可能被恆星的外層物質吸收，為其後的超新星爆發提供能量。
核心最終會塌縮為一個直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個原子核的密度相當，其後塌縮會因核子間的強交互作用以及中子簡併壓力突然終止。向內塌縮的物質的運動由於突然被停止，物質會發生一定程度的反彈，由此會激發出向外傳播的激波。計算機模擬的結果指出這種向外擴散的激波並不是導致超新星爆發的直接原因；實際上在核心的外層區域由於重元素的解體導致的能量消耗，激波存在的時間只有毫秒量級。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使核心的外層區域重新獲得大約10⁴⁴焦耳的能量，從而形成可見的爆發。當前的相關研究主要集中在對於作為這一過程基礎的微中子重新升溫、自旋和磁場效應的組合研究。

在一顆大質量恆星（a）的演化後期，不同元素構成的洋蔥層狀結構進行核融合反應並形成鐵核（b）。鐵核的質量達到錢德拉塞卡極限並開始塌縮，鐵核內部的原子核被壓縮為中子（c），導致內陷的物質反彈（d）並輻射向外傳播的激波（紅色表示）。激波因能量消耗而停止傳播（e），但由由於某一過程（可能與微中子的交互作用有關）重新獲得能量。這導致了周圍物質因爆炸而向四面八方噴射（f），只留下一塊中子簡併的殘餘（中子星）。

當原始恆星的質量低於大約20倍太陽質量（取決於爆炸的強度以及爆炸後回落的物質總量），塌縮後的剩餘產物是一顆中子星；對於高於這個質量的恆星，剩餘質量由於超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續塌縮為一個黑洞（這種塌縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一，並且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產生再一次的超新星爆發），理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。
對於超過50倍太陽質量的恆星，一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接塌縮為黑洞，。據最近的觀測顯示，質量極高（140-250倍太陽質量）並且所含重元素（相對氦元素而言）比例較低的恆星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺跡。這類相當罕見的超新星的形成機制可能並不相同（而可能部分類似於Ia型超新星爆發），從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星SN 2006gy，據估計它具有150倍太陽質量，對它的觀測表明如此巨大質量恆星的爆炸與先前的理論預測有著基礎性的差異。

超新星SN1994D(左下角的亮點)

對地球的影響
如果一顆超新星爆發的位置非常接近地球以至於它能夠對地球的生物圈產生明顯的影響，這樣的超新星被稱為近地超新星，它們到地球的距離粗略為一百光年以內。超新星對類地行星所產生的負面影響的主要原因是伽瑪射線：對地球而言，伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學反應，將氮分子轉化為氮氧化物，並破壞臭氧層使地球表面暴露於對生物有害的太陽輻射與宇宙射線之下。據認為一顆近地超新星引起的伽瑪射線暴有可能是造成奧陶紀-志留紀滅絕事件的原因，這造成了當時地球近60%的海洋生物的消失。
有關近地超新星爆發的預測通常集中在有可能形成II型超新星的大質量恆星上，而在距太陽幾百光年的範圍內確實有幾顆主要恆星有可能在短至一千年的時間內成為超新星；一個典型的例子是參宿四，它是一顆距地球427光年的紅超巨星。不過值得注意的是，一般認為這些預測中的超新星對地球幾乎不會產生任何影響。
如果Ia型超新星的爆發距地球足夠近，它們被認為是潛在的極大危險，這是由於它們都形成於普通的黯淡的白矮星，從而一顆Ia型超新星有可能在人們始料未及的情形下在一個未被認真研究過的恆星系統中爆發。有理論認為Ia型超新星影響地球的範圍是1000秒差距以內（合3300光年），已知的最近候選者是飛馬座IK。