“據(jù)說(shuō)，曾有科學(xué)家懷疑這次的末日浩劫和超新星爆發(fā)有關(guān)?！痹茐?mèng)收起思索說(shuō)道。

    她看到一旁的華楓剛剛做好一頓早餐，如往常一樣的營(yíng)養(yǎng)早餐。盡管吃飯?jiān)谒麄冞@個(gè)時(shí)期已經(jīng)不是特別有必要堅(jiān)持的事情，但華楓似乎并不想因此放棄吃飯。

    “2016年1月14日，由中國(guó)北京大學(xué)研究員東蘇勃領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)國(guó)際研究團(tuán)隊(duì)宣布，他們觀測(cè)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(guò)典型超新星約兩百倍，是上一個(gè)紀(jì)錄保持者的兩倍以上。

    但每一次超新星爆發(fā)都并沒有引起科學(xué)家的重視，大部分只是認(rèn)為距離遙遠(yuǎn)，僅僅是作為一般的天體現(xiàn)象來(lái)對(duì)待?！比A楓擺好云夢(mèng)的餐具，一邊招呼云夢(mèng)過(guò)來(lái)，一邊說(shuō)道。

    按照慣例，當(dāng)國(guó)際天文聯(lián)合會(huì)收到發(fā)現(xiàn)超新星的報(bào)告后，他們都會(huì)為它命名。名字是由發(fā)現(xiàn)的年份和一至兩個(gè)拉丁字母所組成一年中首先發(fā)現(xiàn)的26顆超新星會(huì)用從a到z的大寫字母命名，如超新星1987a就是在1987年發(fā)現(xiàn)的第一顆超新星；而第二十六以后的則用兩個(gè)小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。

    專業(yè)和業(yè)余天文學(xué)家每年能發(fā)現(xiàn)幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發(fā)現(xiàn)的最后一顆超新星為sn2005

    c，表示它是2005年發(fā)現(xiàn)的第367顆超新星。

    歷史上的超新星則只需要按所發(fā)現(xiàn)的年份命名，如sn185、sn1006、sn1054、sn1572（第谷超新星）和sn1604（開普勒超新星）。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(fā)現(xiàn)（如sn1885a和1907a等）。表示超新星的前綴sn有時(shí)也可以省略。

    有4個(gè)大型天文臺(tái)的發(fā)現(xiàn)不用上報(bào)國(guó)際天文聯(lián)合，他們分別是nea

    bysupe

    ovafacto

    y，catali

    arealtit

    a

    sie

    tsu

    vey，rotselbo

    atio

    ，paloa

    t

    a

    sie

    tfacto

    y。這4大天文臺(tái)都有獨(dú)立的超新星命名規(guī)則，有時(shí)候一些發(fā)現(xiàn)也會(huì)有得到常規(guī)命名，或者用個(gè)超新星的坐標(biāo)來(lái)表示，再或者有些超新星都不會(huì)有命名。

    如世界著名的帕洛瑪山天文臺(tái)的paloa

    t

    a

    sie

    tfacto

    y發(fā)現(xiàn)的超新星，都以ptf為開頭，我國(guó)天文愛好者孫國(guó)佑和高興發(fā)現(xiàn)的大陸首顆業(yè)余超新星，就獲得了帕洛瑪山天文臺(tái)給予的編號(hào)ptf10acbu。

    ia超新星缺乏氫和氦，光譜的峰值中以游離硅的6150納米波長(zhǎng)的光最為明顯。

    ib超新星未游離的氦原子（hei）的5876納米，和沒有強(qiáng)烈的硅615納米吸收譜線。

    ic超新星沒有或微弱的氦線，和沒有強(qiáng)烈的硅615納米吸收譜線。

    ii型超新星

    iip超新星在光度曲線上有一個(gè)“高原區(qū)”。

    iil超新星光度曲線（星等對(duì)時(shí)間的改變，或光度對(duì)時(shí)間呈指數(shù)變化）呈“線性”的衰減。

    如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會(huì)被歸入i型，不然就是ii型。一個(gè)類型可根據(jù)其他元素的吸收線再細(xì)分。天文家認(rèn)為這些觀測(cè)差別代表這些超新星不同的來(lái)源。他們對(duì)ii型的來(lái)源理論滿肯定，但是雖然天文有一些意見解釋i型超新星發(fā)生的方法，這些意見比較不肯定。

    ia型的超新星沒有氦，但有硅。它們都是源于到達(dá)或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發(fā)。一個(gè)可能性是那白矮星是處于一個(gè)密近雙星系統(tǒng)中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質(zhì)，直至它的質(zhì)量到達(dá)錢德拉塞卡極限。

    那時(shí)候電子簡(jiǎn)并壓力再不足以抵銷星體本身的引力，塌縮的過(guò)程可以把剩下的碳原子和氧原子融合。而最后核融合反應(yīng)所產(chǎn)生沖擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產(chǎn)生的機(jī)制很相似，只是新星所對(duì)應(yīng)的白矮星未達(dá)錢德拉塞卡極限，不會(huì)發(fā)生碳氧核反應(yīng)，爆發(fā)所產(chǎn)生的能量是來(lái)自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應(yīng)。

    亮度的突然增加是由爆發(fā)中釋放的能量所提供的，爆發(fā)以后亮度不會(huì)即時(shí)消失，而是會(huì)在一段長(zhǎng)時(shí)間中慢慢地下降，那是因?yàn)榉派湫遭捤プ兂设F而放出能量。

    ib超新星有氦的吸收線，而ic超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學(xué)家對(duì)它們產(chǎn)生的機(jī)制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結(jié)束它們的生命（如ii型），但它們可能在之前（巨星階段）已經(jīng)失去了氫（ic則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。ib超新星可能是沃爾夫－拉葉型恒星塌縮的結(jié)果。

    如果一顆恒星的質(zhì)量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因?yàn)殍F原子的比結(jié)合能已經(jīng)是所有元素中最高的，把鐵融合是不會(huì)釋放能量，相反的能量反而會(huì)被消耗。當(dāng)鐵核心的質(zhì)量到達(dá)錢德拉塞卡極限，它就會(huì)即時(shí)衰變成中子并塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。

    中微子將爆發(fā)的一部份能量傳到恒星的外層。當(dāng)鐵核心塌縮時(shí)候所產(chǎn)生的沖擊波在數(shù)個(gè)小時(shí)后抵達(dá)恒星的表面時(shí)，亮度就會(huì)增加，這就是ii型超新星爆發(fā)。而視乎核心的質(zhì)量，它會(huì)成為中子星或黑洞。

    ii型超新星也有一些小變型如iip型和iil型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（iip的曲線圖有暫時(shí)性的平坦地區(qū)，iil則無(wú)），爆發(fā)的基本原理沒有太大差別。

    還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發(fā)現(xiàn)象。超超新星指一些質(zhì)量極大恒星的核心直接塌縮成黑洞并產(chǎn)生了兩股能量極大、近光速的噴流，發(fā)出強(qiáng)烈的伽傌射線。這有可能是導(dǎo)致伽瑪射線暴的原因。

    i型超新星一般都比ii型超新星亮。

    這一類的超新星的形成途徑有多種，但這些途徑都共有一個(gè)相同的內(nèi)在機(jī)制如果一個(gè)以碳氧[

    b2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質(zhì)并達(dá)到了約為138倍太陽(yáng)質(zhì)量的錢德拉塞卡極限（對(duì)于一個(gè)不發(fā)生自轉(zhuǎn)的恒星而言），它將無(wú)法再通過(guò)電子簡(jiǎn)并壓力來(lái)平衡自身的引力從而會(huì)發(fā)生坍縮。

    不過(guò)，當(dāng)今天體物理學(xué)界普遍認(rèn)為在一般情形下這個(gè)極限是無(wú)法達(dá)到的在坍縮發(fā)生之前隨著白矮星內(nèi)核溫度和密度的不斷上升，在白矮星質(zhì)量達(dá)到極限的1時(shí)就會(huì)引爆碳燃燒過(guò)程。在幾秒鐘之內(nèi)白矮星的相當(dāng)一部分物質(zhì)會(huì)發(fā)生核聚變，從中釋放足夠的能量（12x1044焦耳）而引起超新星爆發(fā)。

    一束向外擴(kuò)散的激波會(huì)由此產(chǎn)生并可達(dá)到500020000千米/秒的速度，其大約相當(dāng)于光速的3。同時(shí)恒星的光度會(huì)有非常顯著的增加，絕對(duì)星等可達(dá)193等（相當(dāng)于比太陽(yáng)亮五十億倍），并且這一光度幾乎不會(huì)變化。

    研究此類超新星形成的模型之一是一個(gè)密近雙星系統(tǒng)。雙星中質(zhì)量較大的一顆恒星在演化過(guò)程中會(huì)更早地離開主星序并膨脹為一顆紅巨星。

    隨著雙星的共同軌道的逐漸收縮，紅巨星最終將其絕大多數(shù)外層物質(zhì)向外噴射，直到它內(nèi)部不能繼續(xù)進(jìn)行核聚變。此時(shí)它演化為一顆主要由碳和氧構(gòu)成的白矮星。

    其后系統(tǒng)中的另一顆恒星也將演化為紅巨星，并且這顆紅巨星的質(zhì)量會(huì)被臨近的白矮星吸積，使后者質(zhì)量不斷增長(zhǎng)。在軌道足夠接近的情形下，白矮星也有可能從包括主序星在內(nèi)的其他類型的伴星吸積質(zhì)量。

    ia型超新星爆發(fā)形成的另一種模型是兩顆白矮星的合并，屆時(shí)合并后的質(zhì)量將有可能超過(guò)錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發(fā)生幾率較低。

    ia型超新星具有特征性的光度曲線，在爆炸發(fā)生后它的光度是時(shí)間的函數(shù)。它所發(fā)出的光輻射來(lái)自內(nèi)部從鎳56經(jīng)鈷56到鐵56的放射性衰變所釋放的能量。

    從而用于測(cè)量距它們宿主星系的距離。不過(guò)，最近的觀測(cè)表明它們的光度曲線的平均寬度也會(huì)發(fā)生一定的演化，這意味著ia型超新星的固有光度也會(huì)發(fā)生變化，盡管這種變化在一個(gè)較大的紅移尺度上才表現(xiàn)得較為顯著。

    ib和ic型

    這兩類超新星的形成機(jī)制很可能類似于大質(zhì)量恒星內(nèi)部核反應(yīng)燃料耗盡而形成ii型超新星的過(guò)程；但有所不同的是，形成ib或ic型超新星的恒星由于強(qiáng)烈的恒星風(fēng)或與其伴星的相互作用而失去了由氫元素構(gòu)成的外層。

    ib型超新星被認(rèn)為是大質(zhì)量的沃爾夫拉葉星坍縮后的產(chǎn)物。另外還有一些證據(jù)認(rèn)為少量的ic型超新星是伽瑪射線暴的產(chǎn)生原因，但也有觀點(diǎn)認(rèn)為任何氫元素外層被剝離的ib或ic型超新星在爆炸的幾何條件允許的情形下都有可能生成伽瑪射線暴。

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