超新星：英文名為supernova，也稱：nova。超新星

      超新星是某些恒星在演化接近末期時(shí)經(jīng)歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發(fā)的電磁輻射經(jīng)常能夠照亮其所在的整個(gè)星系，并可持續(xù)幾周至幾個(gè)月才會(huì)逐漸衰減變?yōu)椴豢梢?。在這段期間內(nèi)一顆超新星所輻射的能量可以與太陽(yáng)在其一生中輻射能量的總和相媲美。恒星通過爆炸會(huì)將其大部分甚至幾乎所有物質(zhì)以可高至十分之一光速的速度向外拋散，并向周圍的星際物質(zhì)輻射激波。這種激波會(huì)導(dǎo)致形成一個(gè)膨脹的氣體和塵埃構(gòu)成的殼狀結(jié)構(gòu)，這被稱作超新星遺跡。

      已知存在的超新星有幾種不同類型，但其形成機(jī)制都來自兩種情形之一：通過核聚變產(chǎn)生能量的過程終止或突然啟動(dòng)。當(dāng)一個(gè)衰老的大質(zhì)量恒星核無法再通過熱核反應(yīng)產(chǎn)生能量時(shí)，它有可能會(huì)通過引力坍縮的過程坍縮為一個(gè)中子星或黑洞。引力坍縮所釋放的引力勢(shì)能會(huì)加熱并驅(qū)散恒星的外層物質(zhì)。另一種形成機(jī)制為一顆白矮星可能會(huì)從其伴星那里獲取并積累物質(zhì)（通常是通過吸積，少數(shù)通過合并）從而提升內(nèi)核的溫度，以至能夠?qū)⑻荚攸c(diǎn)燃并由此導(dǎo)致熱失控下的核聚變，最終將恒星完全摧毀。當(dāng)質(zhì)量超過錢德拉塞卡極限（約為1.44倍太陽(yáng)質(zhì)量）的恒星內(nèi)部的核聚變爐無法提供足夠的能量時(shí)，恒星將走向坍縮；而當(dāng)吸積過程中的白矮星質(zhì)量達(dá)到這一極限時(shí)它們將會(huì)質(zhì)量過高而燒毀。需要注意的是，白矮星還會(huì)通過碳氮氧循環(huán)在其表面形成一種與上述有所不同的并且規(guī)模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認(rèn)為質(zhì)量小于9倍太陽(yáng)質(zhì)量左右的恒星在經(jīng)歷引力坍縮的過程后是無法形成超新星的。

      根據(jù)估算，在如銀河系大小的星系中超新星爆發(fā)的概率約為50年一次，它們?cè)跒樾请H物質(zhì)提供豐富的重元素中起到了重要作用。同時(shí)，超新星爆發(fā)產(chǎn)生的激波也會(huì)壓縮附近的星際云，這是新的恒星誕生的重要啟動(dòng)機(jī)制。

      超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語(yǔ)中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現(xiàn)的亮星（其實(shí)原本即已存在，因亮度增加而被認(rèn)為是新出現(xiàn)的）；前綴super-是為了將超新星和一般的新星相區(qū)分，也表示了超新星具有更高的亮度，以及更稀少的分布和不同的形成機(jī)制。根據(jù)韋氏詞典，supernova一詞最早在1926年見于出版物中。

恒星從中心開始冷卻，它沒有足夠的熱量平衡中心引力，結(jié)構(gòu)上的失衡就使整個(gè)星體向中心坍縮，造成外部冷卻而紅色的層面變熱，如果恒星足夠大，這些層面就會(huì)發(fā)生劇烈的爆炸，產(chǎn)生超新星。大質(zhì)量恒星爆炸時(shí)光度可突增到太陽(yáng)光度的上百億倍，相當(dāng)于整個(gè)銀河系的總光度。恒星爆發(fā)的結(jié)果：（1）恒星解體為一團(tuán)向四周膨脹擴(kuò)散的氣體和塵埃的混合物，最后彌散為星際物質(zhì)，結(jié)束恒星的演化史。（2）外層解體為向外膨脹的星云，中心遺留下部分物質(zhì)坍縮為一顆高密度天體，從而進(jìn)入恒星演化的晚期和終了階段。中國(guó)古代天文學(xué)家觀測(cè)到的1054年爆發(fā)的超新星（這顆超新星又被國(guó)際上命名為中國(guó)超新星）。在一個(gè)星系中，超新星是罕見的天象，但在星系世界內(nèi)，每年卻都能觀測(cè)到幾十顆。1987年2月23日，一位加拿大天文學(xué)家在大麥哲倫星云中發(fā)現(xiàn)了一顆超新星，這是自1604年以來第一顆用肉眼能看到的超新星，這顆超新星被命名為“1987A”。

出現(xiàn)超新星爆發(fā)[5]這樣的宇宙級(jí)“暴力事件”概率有多大呢？雖然在每個(gè)星系中這一概率是很小的，但由于現(xiàn)在能觀測(cè)到很多河外星系，所以在每年中都能觀測(cè)到相當(dāng)多的河外超新星事件?？墒?，從1604年以來，在我們銀河系中還沒有再次觀測(cè)到超新星。這可能是因?yàn)橛钪鎵m埃的存在遮擋住了出現(xiàn)在銀河系的某個(gè)角落中的超新星的光芒。

      由于在一個(gè)星系中超新星是很少見的事件，銀河系大約每隔50年發(fā)生一次，為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測(cè)許多星系。

      在其他星系的超新星無法準(zhǔn)確地預(yù)測(cè)。通常情況下，當(dāng)它們被發(fā)現(xiàn)時(shí)，過程已經(jīng)開始。對(duì)超新星最有科學(xué)意義的研究（如作為標(biāo)準(zhǔn)燭光來測(cè)量距離）需要觀察其峰值亮度。因此，在它們達(dá)到峰值之前發(fā)現(xiàn)他們非常重要。業(yè)余天文學(xué)家的數(shù)量大大超過了專業(yè)天文學(xué)家，他們通常通過光學(xué)望遠(yuǎn)鏡觀察一些較近的星系，并和以前的圖片相比較，在尋找超新星方面發(fā)揮了重要的作用。

      到20世紀(jì)末期，天文學(xué)家越來越多轉(zhuǎn)向用計(jì)算機(jī)控制的天文望遠(yuǎn)鏡和CCD來尋找超新星。這種系統(tǒng)在業(yè)余天文學(xué)家中很流行，同時(shí)也有較大的設(shè)施，如卡茨曼自動(dòng)成像望遠(yuǎn)鏡（KAIT）。最近，超新星早期預(yù)警系統(tǒng)（SNEWS）項(xiàng)目也已開始使用中微子探測(cè)器網(wǎng)絡(luò)來早期預(yù)警銀河系中超新星。中微子是超新星爆炸時(shí)產(chǎn)生的大量的次原子粒子，并且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

      超新星的搜尋分為兩大類：一些側(cè)重于相對(duì)較近發(fā)生的事件，另一些則尋找更早期的爆炸。由于宇宙的膨脹，一個(gè)已知發(fā)射光譜的遠(yuǎn)程對(duì)象的距離可以通過測(cè)量其多普勒頻移（或紅移）來估計(jì)。平均而言，較遠(yuǎn)的物體比較近的物體以更大速度減弱，因此具有更高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其邊界約為z = 0.1–0.3之間——其中z是頻譜頻移的無量綱量度。

      高紅移的搜尋通常涉及到對(duì)超新星光度曲線的觀測(cè)，這對(duì)于生成哈勃圖以及進(jìn)行宇宙學(xué)預(yù)測(cè)所用的標(biāo)準(zhǔn)或校準(zhǔn)燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實(shí)用價(jià)值，并可用于研究超新星周圍的物理與環(huán)境 。低紅移也可用于測(cè)定近距端的哈勃曲線，這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關(guān)系曲線，參見哈勃定律。

      2011年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)公布：美國(guó)教授佩爾馬特、美澳雙國(guó)籍教授布萊恩-施密特和美國(guó)教授黎斯3人獲獎(jiǎng)，他們通過研究超新星發(fā)現(xiàn)宇宙正加速膨脹、變冷，稱整個(gè)宇宙最終可能變成冰。醫(yī)學(xué)獎(jiǎng)首次頒給已故學(xué)者?；瘜W(xué)獎(jiǎng)、和平獎(jiǎng)、文學(xué)獎(jiǎng)、經(jīng)濟(jì)學(xué)獎(jiǎng)等獎(jiǎng)項(xiàng)將陸續(xù)公布。今年的諾貝爾獎(jiǎng)獎(jiǎng)金仍為1000萬瑞典克朗(約合146萬美元)。

      法新社華盛頓24日電，美國(guó)美國(guó)國(guó)家航空暨太空總署（NASA）利用望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行新的紅外線觀測(cè),已經(jīng)證實(shí)中國(guó)東漢時(shí)期記載的天有異象，客星侵主，是第一次有記載的超新星爆炸。

      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SN 2005nc，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SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（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SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時(shí)也可以省略。

     上面說的都是常見得命名，還有些大家不熟悉的，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Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。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Palomar Transient Factory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。

天文學(xué)家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數(shù)個(gè)類型超新星

●I型：沒有氫吸收線A

●Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線

●Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線

●Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線

●II型：有氫吸收線

       Ia超新星 缺乏氫和氦，光譜的峰值中以游離硅的615.0納米波長(zhǎng)的光最為明顯。

       Ib超新星 未游離的氦原子（He I）的587.6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-P超新星在光度曲線上有一個(gè)“高原區(qū)”。

       II-L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源。他們對(duì)II型的來源理論滿肯定，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II-P型和II-L型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（II-P的曲線圖有暫時(shí)性的平坦地區(qū)，II-L則無），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。

       在一個(gè)大質(zhì)量、演變的恒星（a）元素成洋蔥的殼層狀進(jìn)行融合，形成鐵芯（b）并且達(dá)到錢德拉塞卡質(zhì)量和開始塌縮。核心的內(nèi)部被壓縮形成中子（c），造成崩落的物質(zhì)反彈（d）和形成向外傳播的沖擊波（紅色）。沖積波開始失去作用（e），但是中微子的加入使交互作用恢復(fù)活力。周圍的物質(zhì)被驅(qū)散（f），留下的只有被簡(jiǎn)并的殘骸。

      除了在可見光區(qū)觀測(cè)到的超新星遺跡外，通過專門用來觀測(cè)來自太空的X射線的人造衛(wèi)星“愛因斯坦天文臺(tái)”，人類發(fā)現(xiàn)了不少天上的X射線源，其中有30個(gè)以上是X射線超新星遺跡。1572年出現(xiàn)的隆慶彗星即第古新星，就留下了X射線遺跡。超新星沖擊波使得星際介質(zhì)溫度高達(dá)幾百萬開并輻射出強(qiáng)烈的X射線。這是一顆典型的Ⅰ型超新星。

      使用射電望遠(yuǎn)鏡可以發(fā)現(xiàn)僅由最稀薄氣體構(gòu)成的超新星遺跡。比如，是射電天文學(xué)家最先發(fā)現(xiàn)了仙后座A這一超新星遺跡，后來在光學(xué)波段也發(fā)現(xiàn)了它的極暗弱的對(duì)應(yīng)體。

      超新星爆發(fā)和宇宙線的產(chǎn)生也有一定的關(guān)系。星際介質(zhì)中的粒子運(yùn)動(dòng)速度一般都在每秒幾十千米范圍內(nèi)，但是也有某些特殊情況——有的粒子運(yùn)動(dòng)速度可以接近光速，這就是宇宙線。宇宙線是由一些物質(zhì)粒子如電子、質(zhì)子等組成的，在本質(zhì)上完全不同于電磁波。一般說來，由于地球大氣對(duì)宇宙線的吸收作用，有探測(cè)宇宙線必須到大氣層之外。如果搭乘氣球上升到50千米的高空，就可以用底片拍攝宇宙線的蹤跡。只有極少數(shù)能量極高的宇宙線可以到達(dá)地球表面。但是，當(dāng)高能宇宙線與地球大氣發(fā)生作用時(shí)，會(huì)引發(fā)一種閃光效應(yīng)，同時(shí)產(chǎn)生二級(jí)宇宙線，在地球表面探測(cè)二級(jí)宇宙線是相對(duì)容易的。

      實(shí)驗(yàn)表明，一些能量較低的宇宙線受到太陽(yáng)活動(dòng)的影響。比如，太陽(yáng)活動(dòng)有一個(gè)11年左右的周期，而觀測(cè)到的低能宇宙線也隨著這個(gè)周期而有所變化。另外，當(dāng)太陽(yáng)活動(dòng)增強(qiáng)時(shí)，會(huì)使得地球周圍的磁場(chǎng)增強(qiáng)，從而使在地球上觀測(cè)到的宇宙線活動(dòng)減弱。相反地，宇宙線流量的最大值往往出現(xiàn)在太陽(yáng)耀斑等活動(dòng)最小的時(shí)刻。觀測(cè)也表明，絕大部分宇宙線是來自遙遠(yuǎn)的宇宙深處的超新星爆發(fā)。

      因?yàn)橛钪婢€常常會(huì)因?yàn)樾请H磁場(chǎng)的作用而改變運(yùn)動(dòng)方向，我們很難判斷它的輻射源在哪里。但宇宙線在與星際介質(zhì)發(fā)生作用時(shí)，會(huì)輻射出г射線；而г射線是電磁波，運(yùn)動(dòng)方向不再受磁場(chǎng)的影響。美國(guó)宇航局曾發(fā)射了專門觀測(cè)宇宙г射線的人造衛(wèi)星。觀測(cè)結(jié)果表明，宇宙г射線的分布與發(fā)現(xiàn)的超新星的分布有很好的相關(guān)性。這就在很大程度上支持了宇宙線來自超新星爆發(fā)的觀點(diǎn)。

      超新星事件和新星事件還有一個(gè)本質(zhì)性的區(qū)別，即新星的爆發(fā)只發(fā)生在恒星的表面，而超新星爆發(fā)發(fā)生在恒星的深層，因此超新星爆發(fā)的規(guī)模要大的多。超新星爆發(fā)時(shí)散落到空間的物質(zhì)，對(duì)新的星際介質(zhì)乃至新的恒星的形成有著重要的貢獻(xiàn)，但這些物質(zhì)來自死亡恒星的外殼。

      超新星處于許多不同天文學(xué)研究分支的交匯處。超新星作為許多種恒星生命的最后歸宿，可用于檢驗(yàn)當(dāng)前的恒星演化理論。在爆炸瞬間以及在爆炸后觀測(cè)到的現(xiàn)象涉及各種物理機(jī)制，例如中微子和引力波發(fā)射、燃燒傳播及爆炸核合成、放射性衰變及激波同星周物質(zhì)的作用等。而爆炸的遺跡如中子星或黑洞、膨脹氣體云起到加熱星際介質(zhì)的作用。

      超新星在產(chǎn)生宇宙中的重元素方面扮演著重要角色。大爆炸只產(chǎn)生了氫、氦以及少量的鋰。紅巨星階段的核聚變產(chǎn)生了各種中等質(zhì)量元素（重于碳但輕于鐵）。而重于鐵的元素幾乎都是在超新星爆炸時(shí)合成的，它們以很高的速度被拋向星際空間。此外，超新星還是星系化學(xué)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饋?zhàn)饔?。星系物質(zhì)丟失以及恒星形成等可能與超新星密切相關(guān)。

      由于非常亮，超新星也被用來確定距離。將距離同超新星母星系的膨脹速度結(jié)合起來就可以確定哈勃常數(shù)以及宇宙的年齡。在這方面，Ia型超新星已被證明是強(qiáng)有力的距離指示器。最初是通過標(biāo)準(zhǔn)燭光的假定，后來是利用光變曲線形狀等參數(shù)來標(biāo)定化峰值光度。作為室女團(tuán)以外最好的距離指示器，其校準(zhǔn)后的峰值光度彌散僅為8%，并且能延伸到V> 30000km s-1的距離處。Ia超新星的哈勃圖（更確切地說是星等-紅移關(guān)系）現(xiàn)在成為研究宇宙膨脹歷史的最強(qiáng)有力的工具：其線性部分用于確定哈勃常數(shù)；彎曲部分可以研究膨脹的演化，如加速，甚至構(gòu)成宇宙的不同物質(zhì)及能量組分。利用Ia超新星可用作“標(biāo)準(zhǔn)燭光”的性質(zhì)還可研究其母星系的本動(dòng)。高紅移Ia 超新星的光變曲線還可用于檢驗(yàn)宇宙膨脹理論?？梢灶A(yù)計(jì)由于宇宙膨脹而引起的時(shí)間膨脹效應(yīng)將會(huì)表現(xiàn)在高紅移超新星光變曲線上。觀測(cè)數(shù)據(jù)表明紅移z處的Ia 超新星光變曲線寬度為z= 0處的（1+z）倍。這為膨脹宇宙理論提供了又一個(gè)有力的支持。某些II型超新星也可用于確定距離。II-P型超新星在平臺(tái)階段拋射物的膨脹速度與它們的熱光度存在相關(guān)，這也用來進(jìn)行距離測(cè)定。經(jīng)上述相關(guān)改正后，原來II-P型超新星V波段的－1星等的彌散可降到－0.3 星等的水平，這提供了另一種測(cè)獨(dú)立于SN Ia的測(cè)定距離的手段。此外，II型超新星的射電發(fā)射也似乎具有可定量的性質(zhì)，如6cm的光變曲線峰與爆炸后6cm峰出現(xiàn)的時(shí)間存在相關(guān)，這也可用來進(jìn)行距離估計(jì)。

Ia型

      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[nb 2]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1.38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），它將無法再通過電子簡(jiǎn)并壓力來平衡自身的引力從而會(huì)發(fā)生坍縮。不過，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（1-2×1044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5000-20000千米/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)-19.3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?，F(xiàn)在一般認(rèn)為那些由單一質(zhì)量吸積形成的Ia型超新星的光度曲線普遍都具有一個(gè)相同的光度峰值，這使得它們可被輔助用作天文學(xué)上的標(biāo)準(zhǔn)燭光，從而用于測(cè)量距它們宿主星系的距離。不過，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。

      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。

      質(zhì)量不小于九倍太陽(yáng)質(zhì)量的大質(zhì)量恒星具有相當(dāng)復(fù)雜的演化風(fēng)格。在恒星內(nèi)核中的氫元素不斷地通過核聚變產(chǎn)生氦元素，其中釋放的能量會(huì)產(chǎn)生向外的輻射壓，從而保證了內(nèi)核的流體靜力學(xué)平衡而避免恒星自身巨大的引力導(dǎo)致的坍縮。

      而當(dāng)恒星內(nèi)核的氫元素消耗殆盡而無法再產(chǎn)生足夠的輻射壓來平衡引力時(shí)，內(nèi)核的坍縮開始，這期間會(huì)使內(nèi)核的溫度和壓力急劇升高并能夠?qū)⒑ぴ攸c(diǎn)燃。由此恒星內(nèi)核的氦元素開始聚變?yōu)樘荚兀⒛軌虍a(chǎn)生相當(dāng)?shù)妮椛鋲簛碇兄固s。這使得內(nèi)核膨脹并稍微冷卻，此時(shí)的內(nèi)核具有一個(gè)氫聚變的外層和一個(gè)更高溫高壓的氦聚變的中心。（其他元素如鎂、硫、鈣也會(huì)產(chǎn)生并在某些情形下在后續(xù)反應(yīng)中燃燒。）

     上述的過程會(huì)反復(fù)幾次，每一次的內(nèi)核坍縮都會(huì)由下一個(gè)更重的元素的聚變過程而中止，并不斷地產(chǎn)生更高的溫度和壓力。星體由此變成了像洋蔥一樣的層狀結(jié)構(gòu)，越靠近外層的元素越容易發(fā)生聚變反應(yīng)。每一層都依靠著其內(nèi)部下一層的聚變反應(yīng)所產(chǎn)生的熱能和輻射壓力來中止坍縮，直到這一層的聚變?nèi)剂舷拇M；并且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快——從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時(shí)間。

      在這樣過程的后期，不斷增加的重元素參與了核聚變，而生成的相關(guān)元素原子的結(jié)合能也在不斷增加，從而導(dǎo)致聚變反應(yīng)釋放的能量不斷減少。并且在更高的能量下內(nèi)核會(huì)發(fā)生光致蛻變以及電子俘獲過程，這都會(huì)導(dǎo)致內(nèi)核的能量降低并一般會(huì)加速核聚變反應(yīng)以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止，這一聚變反應(yīng)中不再有能量釋放（但能夠通過放射性衰變產(chǎn)生鐵-56） 這樣的結(jié)果導(dǎo)致了這個(gè)鎳-鐵成分的內(nèi)核無法再產(chǎn)生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓，而唯一能夠起到一定平衡作用的是內(nèi)核的電子簡(jiǎn)并壓力。如果恒星的質(zhì)量足夠大，則這個(gè)內(nèi)核的質(zhì)量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限，這樣電子簡(jiǎn)并壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強(qiáng)大的引力作用下，內(nèi)核最內(nèi)層的原本將原子核彼此分開的力也無法支撐，星體由此開始?xì)缧缘奶s，并且此時(shí)已沒有任何聚變反應(yīng)能夠阻止坍縮的發(fā)生。

      超新星內(nèi)核的坍縮速度可以達(dá)到每秒七萬千米（約合0.23倍光速），這個(gè)當(dāng)原始恒星的質(zhì)量低于大約20倍太陽(yáng)質(zhì)量（取決于爆炸的強(qiáng)度以及爆炸后回落的物質(zhì)總量），坍縮后的剩余產(chǎn)物是一顆中子星；對(duì)于高于這個(gè)質(zhì)量的恒星，剩余質(zhì)量由于超過奧本海默-沃爾科夫極限會(huì)繼續(xù)坍縮為一個(gè)黑洞（這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產(chǎn)生原因之一，并且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產(chǎn)生再一次的超新星爆發(fā)），理論上出現(xiàn)這種情形的上限大約為40-50倍太陽(yáng)質(zhì)量。

      對(duì)于超過50倍太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，一般認(rèn)為它們會(huì)跳過超新星爆發(fā)的過程而直接坍縮為黑洞，不過這個(gè)極限由于模型的復(fù)雜性計(jì)算起來相當(dāng)困難。但據(jù)最近的觀測(cè)顯示，質(zhì)量極高（140-250倍太陽(yáng)質(zhì)量）并且所含重元素（相對(duì)氦元素而言）比例較低的恒星有可能形成不穩(wěn)定對(duì)超新星而不會(huì)留下黑洞遺跡。這類相當(dāng)罕見的超新星的形成機(jī)制可能并不相同（而可能部分類似于Ia型超新星爆發(fā)），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(jù)估計(jì)它具有150倍太陽(yáng)質(zhì)量，對(duì)它的觀測(cè)表明如此巨大質(zhì)量恒星的爆炸與先前的理論預(yù)測(cè)有著基礎(chǔ)性的差異。

      過程會(huì)導(dǎo)致內(nèi)核的溫度和密度發(fā)生急劇增長(zhǎng)。內(nèi)核的這一能量損失過程終止于向外簡(jiǎn)并壓力與向內(nèi)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并釋放中子，同時(shí)吸收能量；而質(zhì)子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產(chǎn)生中子和逃逸的中微子。

      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(dá)一千億開爾文，這是太陽(yáng)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(wěn)定的中子星，而這一過程能夠通過進(jìn)一步的中微子釋放來完成。這些“熱”中微子構(gòu)成了涵蓋所有味的中微子-反中微子對(duì)，并且在數(shù)量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。大約1046焦耳的引力能量——約占星體剩余質(zhì)量的10%——會(huì)轉(zhuǎn)化成持續(xù)時(shí)間約10秒的中微子暴，這是這場(chǎng)事件的主要產(chǎn)物 。中微子暴會(huì)帶走內(nèi)核的能量并加速坍縮過程，而某些中微子則還有可能被恒星的外層物質(zhì)吸收，為其后的超新星爆發(fā)提供能量。

      內(nèi)核最終會(huì)坍縮為一個(gè)直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個(gè)原子核的密度相當(dāng)，其后坍縮會(huì)因核子間的強(qiáng)相互作用以及中子簡(jiǎn)并壓力突然終止。向內(nèi)坍縮的物質(zhì)的運(yùn)動(dòng)由于突然被停止，物質(zhì)會(huì)發(fā)生一定程度的反彈，由此會(huì)激發(fā)出向外傳播的激波。計(jì)算機(jī)模擬的結(jié)果指出這種向外擴(kuò)散的激波并不是導(dǎo)致超新星爆發(fā)的直接原因；實(shí)際上在內(nèi)核的外層區(qū)域由于重元素的解體導(dǎo)致的能量消耗，激波存在的時(shí)間只有毫秒量級(jí) 。這就需要存在一種尚未了解的過程，能夠使內(nèi)核的外層區(qū)域重新獲得大約1044焦耳的能量，從而形成可見的爆發(fā)。當(dāng)前的相關(guān)研究主要集中在對(duì)于作為這一過程基礎(chǔ)的中微子重新升溫、自旋和磁場(chǎng)效應(yīng)的組合研究。

      由于氫光譜中的巴耳末吸收線的存在，II型超新星的光度曲線特征明顯：與I型超新星的光度曲線相比，II型超新星的光度曲線平均每天降低0.008等，較前者要低很多。按照光度曲線的特征，II型超新星可分為兩個(gè)子類，一類在光度曲線上有一個(gè)平坦的高原區(qū)（II-P型），另一類的光度曲線則只存在線性衰減（II-L型）。如此II-L型超新星的總體衰減率為每天0.012等，高于II-P型超新星的每天0.0075等。對(duì)于II-L型超新星而言，產(chǎn)生這種差別的原因是在原始恒星中的大部分氫元素外層都被拋射出了。

      II-P型超新星的光度曲線中的高原區(qū)是由于其外層不透明度的變化。爆炸中產(chǎn)生的激波電離了外層中的氫原子，阻止了內(nèi)部爆炸產(chǎn)生的光子透過外層逸出，從而顯著提高了外層的不透明度。當(dāng)外層的氫離子冷卻后重新組合成原子，外層區(qū)域的透明度又會(huì)回升。

      在II型超新星光譜的諸多反常特性中，IIn型超新星有可能誕生于噴射物與恒星周圍物質(zhì)的相互作用，而IIb型超新星則有可能是大質(zhì)量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多數(shù)（但不是全部）的氫元素外層。隨著IIb型超新星噴射物的膨脹，余下的氫元素外層很快會(huì)變得透光從而能夠展露出里面的內(nèi)層結(jié)構(gòu)。

      長(zhǎng)久以來一個(gè)圍繞著超新星研究的謎團(tuán)是，如何解釋爆炸后產(chǎn)生的剩余致密物質(zhì)相對(duì)內(nèi)核會(huì)有一個(gè)如此高的速度 。（已經(jīng)觀測(cè)到作為中子星的脈沖星具有很高的速度，理論上黑洞也會(huì)有很高的速度，但當(dāng)前還很難通過孤立的觀測(cè)來證實(shí)。）不管怎樣，能夠推動(dòng)物質(zhì)產(chǎn)生如此速度的作用力應(yīng)該相當(dāng)可觀，因?yàn)樗軌蚴挂粋€(gè)質(zhì)量大于太陽(yáng)的物體產(chǎn)生500千米/秒甚至以上的速度?，F(xiàn)在一般認(rèn)為這個(gè)速度產(chǎn)生于超新星爆炸時(shí)的空間不對(duì)稱性，但具體這個(gè)動(dòng)量是通過何種機(jī)制傳遞的仍然不得而知。有些解釋認(rèn)為，這種推動(dòng)力包含了星體坍縮時(shí)的對(duì)流和中子星形成時(shí)產(chǎn)生的噴流。

      這張由X射線和可見光的合成圖描述了從蟹狀星云核心區(qū)域發(fā)出的電磁輻射。從中心附近的脈沖星所釋放的粒子速度可接近光速。這顆中子星的速度約為375千米/秒[78]具體而言，這種內(nèi)核上方產(chǎn)生的大尺度對(duì)流能夠造成局部的元素豐度變化，從而在坍縮期間導(dǎo)致不均衡分布的核反應(yīng)，經(jīng)反彈后產(chǎn)生爆炸。而噴流解釋則認(rèn)為，中心的中子星對(duì)氣體的吸積作用會(huì)形成吸積盤，并產(chǎn)生高度方向性的噴流，從而將物質(zhì)以很高的速度噴射出去，同時(shí)產(chǎn)生橫向的激波徹底摧毀星體。這些噴流可能是導(dǎo)致超新星爆發(fā)的重要因素。（一個(gè)類似的模型也被用來解釋長(zhǎng)伽瑪射線暴的產(chǎn)生。）

      現(xiàn)在已經(jīng)通過觀測(cè)證實(shí)了在Ia型超新星的爆發(fā)初始存在有空間上的不對(duì)稱性。這一結(jié)果可能意味著這類超新星的初始光度與觀測(cè)角度有關(guān)，不過隨著時(shí)間的推移這種爆炸會(huì)變得更為對(duì)稱。通過對(duì)初始狀態(tài)的出射光的偏振進(jìn)行測(cè)量，這種不對(duì)稱性就可以被探測(cè)到。

      由于Ib、Ic以及多種II型超新星具有類似的機(jī)制模型，它們被統(tǒng)稱為核坍縮超新星。而Ia型超新星與核坍縮超新星的基本區(qū)別在于在光度曲線峰值附近所釋放的輻射的能量來源。核坍縮超新星的原始恒星都具有延伸的外層，并且這種外層達(dá)到一定透明度所需的膨脹量較小。光度曲線峰值處的光輻射所需的大部分能量都來自于加熱并噴射外層物質(zhì)的激波。

      而與之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太陽(yáng)小得多（但質(zhì)量仍然大得多），因此這種致密星體如要變得透明需要進(jìn)行大幅的膨脹（以及冷卻）。爆炸產(chǎn)生的熱在星體膨脹的過程中被消耗，從而無法促使光子產(chǎn)生。事實(shí)上，Ia型超新星所輻射的能量完全來自爆炸中產(chǎn)生的放射性同位素的衰變，這主要包括鎳-56（半衰期6.1天）和它的衰變產(chǎn)物鈷-56（半衰期77天）。從放射性衰變中輻射的伽瑪射線會(huì)被噴射出的物質(zhì)吸收，這些物質(zhì)因此被加熱到白熾狀態(tài)。

      在核坍縮超新星中，隨著噴射出的物質(zhì)逐漸膨脹并冷卻，放射性衰變最終也會(huì)成為光輻射的主要能量來源。一顆明亮的Ia型超新星能夠釋放出0.5至1倍太陽(yáng)質(zhì)量的鎳-56，但核坍縮超新星所釋放的鎳-56通常只有0.1倍太陽(yáng)質(zhì)量左右。

重元素來源

      主條目：超新星核合成

      超新星是生成比氧重的元素的關(guān)鍵來源。這些元素中，鐵-56以及比它輕的元素的生成來自核聚變，而比鐵重的元素都來自超新星爆炸時(shí)進(jìn)行的核合成。盡管存在爭(zhēng)議，超新星確實(shí)是最有可能的進(jìn)行r-過程的候選場(chǎng)所，r-過程是核合成在高溫以及高中子密度時(shí)進(jìn)行的一種快速形式。反應(yīng)中有大量高度不穩(wěn)定的原子核產(chǎn)生，這些原子核都含有過剩數(shù)量的中子。這些狀態(tài)不穩(wěn)定，經(jīng)過快速的β衰變而達(dá)到更穩(wěn)定的狀態(tài)。

      r-過程有可能發(fā)生在II型超新星的爆發(fā)中，有半數(shù)左右豐度的比鐵重的元素都會(huì)在其中產(chǎn)生，其中包括钚、鈾、锎等元素。與之能相提并論的其他產(chǎn)生重元素的過程只有在衰老的紅巨星內(nèi)發(fā)生的s-過程，但這一過程進(jìn)行起來要慢得多，而且不能產(chǎn)生比鉛更重的元素。

恒星演化

      主條目：超新星遺跡

      大麥哲倫星云內(nèi)位于成群的氣體和塵埃中的超新星遺跡N 63A超新星爆發(fā)后的遺跡包括一個(gè)中央的致密星體和因激波而快速向外擴(kuò)散的物質(zhì)。這些物質(zhì)在快速膨脹的狀態(tài)下掃過周圍的星際物質(zhì)，這種狀態(tài)能夠持續(xù)長(zhǎng)達(dá)兩個(gè)世紀(jì)。其后它們將經(jīng)歷一個(gè)絕熱膨脹的過程，進(jìn)而再用一萬年左右的時(shí)間逐漸冷卻并與周圍的星際物質(zhì)混合。

      根據(jù)天文學(xué)中的標(biāo)準(zhǔn)理論，大爆炸產(chǎn)生了氫和氦，可能還有少量鋰；而其他所有元素都是在恒星和超新星中合成的。超新星爆發(fā)令它周圍的星際物質(zhì)充滿了金屬（對(duì)于天文學(xué)家來說，金屬就是比氦重的所有元素，與化學(xué)中的概念不同）。這些合成的金屬豐富了形成恒星的分子云的元素構(gòu)成，所以每一代的恒星（及行星系）的組成成分都有所不同，由純氫、氦組成到充滿金屬的組成。超新星是宇宙間將恒星核聚變中生成的較重元素重新分布的主要機(jī)制，不同元素的所有的分量對(duì)于一顆恒星的生命，以至圍繞它的行星的存在性都有很大的影響。

      膨脹中的超新星遺跡的動(dòng)能能夠壓縮凝聚附近的分子云，從而啟動(dòng)一顆恒星的形成。如果氣體云無法釋掉過多的能量，增大的湍流壓也能阻止恒星形成。

      在太陽(yáng)系附近的一顆超新星爆發(fā)中，借助其中半衰期較短的放射性同位素的衰變產(chǎn)物所提供的證據(jù)能夠了解四十五億年前太陽(yáng)系的元素組成，這些證據(jù)甚至顯示太陽(yáng)系的形成也有可能是由這顆超新星爆發(fā)而啟動(dòng)的。由超新星產(chǎn)生的重元素經(jīng)過了和天文數(shù)字一樣長(zhǎng)的時(shí)間后，這些化學(xué)成分最終使地球上生命的誕生成為可能。

      如果一顆超新星爆發(fā)的位置非常接近地球以至于它能夠?qū)Φ厍虻纳锶Ξa(chǎn)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(nèi)。超新星對(duì)類地行星所產(chǎn)生的負(fù)面影響的主要原因是伽瑪射線：對(duì)地球而言，伽瑪射線能夠在高空大氣層中引起化學(xué)反應(yīng)，將氮分子轉(zhuǎn)化為氮氧化物，并破壞臭氧層使地球表面暴露于對(duì)生物有害的太陽(yáng)輻射與宇宙射線之下。據(jù)認(rèn)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(jì)-志留紀(jì)滅絕事件的原因，這造成了當(dāng)時(shí)地球近60%的海洋生物的消失。

      有關(guān)近地超新星爆發(fā)的預(yù)測(cè)通常集中在有可能形成II型超新星的大質(zhì)量恒星上，而在距太陽(yáng)幾百光年的范圍內(nèi)確實(shí)有幾顆主要恒星有可能在短至一千年的時(shí)間內(nèi)成為超新星；一個(gè)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(rèn)為這些預(yù)測(cè)中的超新星對(duì)地球幾乎不會(huì)產(chǎn)生任何影響。

       根據(jù)近來的推算，一顆II型超新星的爆發(fā)若要摧毀地球上臭氧層的一半，它距地球的距離需要小于8秒差距（合26光年）。這類預(yù)測(cè)的結(jié)果主要與對(duì)大氣層建立的模型有關(guān)，而它所用到的輻射通量來自對(duì)大麥哲倫星云內(nèi)II型超新星SN 1987A的測(cè)量值。當(dāng)前對(duì)在地球周圍10秒差距范圍內(nèi)超新星爆發(fā)的幾率的預(yù)測(cè)所得的的結(jié)果差別很大，從每一億年一次到每一百億年一次不等。

      如果Ia型超新星的爆發(fā)距地球足夠近，它們被認(rèn)為是潛在的極大危險(xiǎn)，這是由于它們都形成于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(gè)未被認(rèn)真研究過的恒星系統(tǒng)中爆發(fā)。有理論認(rèn)為Ia型超新星影響地球的范圍是1000秒差距以內(nèi)（合3300光年），已知的最近候選者是飛馬座IK。

     1996年伊利諾伊大學(xué)香檳分校的天文學(xué)家在理論上推測(cè)，有可能能夠從地層中的金屬同位素來探測(cè)地球過去受到超新星影響的痕跡。隨即經(jīng)慕尼黑工業(yè)大學(xué)的研究人員報(bào)告，在太平洋的深海巖層中探測(cè)到了因近地超新星造成的鐵-60的富集。

       圍繞著沃爾夫-拉葉星WR124的星云，距地球約21000光年。在未來的幾千年至幾億年中，銀河系中的多個(gè)大恒星都被認(rèn)為有可能成為超新星，它們包括螣蛇十二、海山二、蛇夫座RS、天蝎座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、大犬座VY、參宿四、心宿二和角宿一。

       很多沃爾夫-拉葉星，例如天社一、WR 104、以及五合星團(tuán)中的成員星，都被認(rèn)為是在“近”未來中成為超新星的候選恒星。

      距離地球最近的超新星候選者是飛馬座IK（HR 8210），它距地球只有150光年。它是一個(gè)由一顆主序星和一顆白矮星組成的密近雙星系統(tǒng)，兩者相距僅為三千一百萬千米。據(jù)估計(jì)其中白矮星的質(zhì)量約為太陽(yáng)的1.15倍，大約在幾百萬年后白矮星將通過吸積增長(zhǎng)到足夠的質(zhì)量，從而演化為一顆Ia型超新星。

2006年，臺(tái)灣業(yè)余天文學(xué)家蔡元生與呂科智發(fā)現(xiàn)2006 DS超新星，這是第一顆有中國(guó)業(yè)余天文愛好者發(fā)現(xiàn)的超新星。

2010年，星明天文臺(tái)業(yè)余天文學(xué)家孫國(guó)佑與高興在NGC5430星系發(fā)現(xiàn)了一顆新爆發(fā)的超新星，后經(jīng)著名的帕洛瑪山天文臺(tái)確認(rèn)為Ic型超新星，編號(hào)PTFacbu，這也是大陸天文愛好者發(fā)現(xiàn)的首顆超新星。

2011年2月19日，星明天文臺(tái)業(yè)余天文學(xué)家金彰偉與高興發(fā)現(xiàn)超新星，2011aj。

2011年4月26日，星明天文臺(tái)業(yè)余天文學(xué)家金彰偉與高興發(fā)現(xiàn)超亮超新星，2011by，其極大值達(dá)到12.5星等，是2011年最亮的超新星，比較罕見。