“據說，曾有科學家懷疑這次的末日浩劫和超新星爆發有關。”云夢收起思索說道。

    她看到一旁的華楓剛剛做好一頓早餐，如往常一樣的營養早餐。盡管吃飯在他們這個時期已經不是特別有必要堅持的事情，但華楓似乎并不想因此放棄吃飯。

    “2016年1月14日，由中國北京大學研究員東蘇勃領導的一個國際研究團隊宣布，他們觀測到人類歷史上記載的迄今最強的超新星爆發，其爆發強度超過典型超新星約兩百倍，是上一個紀錄保持者的兩倍以上。

    但每一次超新星爆發都并沒有引起科學家的重視，大部分只是認為距離遙遠，僅僅是作為一般的天體現象來對待。”華楓擺好云夢的餐具，一邊招呼云夢過來，一邊說道。

    按照慣例，當國際天文聯合會收到發現超新星的報告后，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；而第二十六以后的則用兩個小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。

    專業和業余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年發現的最后一顆超新星為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（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現（如SN  1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。

    有4個大型天文臺的發現不用上報國際天文聯合，他們分別是Nearby  Supernova  Factory，Catalina  Real-Time  Transient  Survey，ROTSE  coboration，Palomar  Transient  Factory。這4大天文臺都有獨立的超新星命名規則，有時候一些發現也會有得到常規命名，或者用個超新星的坐標來表示，再或者有些超新星都不會有命名。

    如世界著名的帕洛瑪山天文臺的Palomar  Transient  Factory發現的超新星，都以PTF為開頭，我國天文愛好者孫國佑和高興發現的大陸首顆業余超新星，就獲得了帕洛瑪山天文臺給予的編號PTF10acbu。

    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，和沒有強烈的硅615納米吸收譜線。

    II型超新星：

    II-P超新星在光度曲線上有一個“高原區”。

    II-L超新星  光度曲線（星等對時間的改變，或光度對時間呈指數變化）呈“線性”的衰減。

    如果一顆超新星的光譜不包含氫的吸收線，那它就會被歸入I型，不然就是II型。一個類型可根據其他元素的吸收線再細分。天文家認為這些觀測差別代表這些超新星不同的來源。他們對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。它們都是源于到達或接近錢德拉塞卡極限的白矮星的爆發。一個可能性是那白矮星是處于一個密近雙星系統中，它不斷地從它的巨型伴星吸收物質，直至它的質量到達錢德拉塞卡極限。

    那時候電子簡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。而最后核融合反應所產生沖擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產生的機制很相似，只是新星所對應的白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會發生碳氧核反應，爆發所產生的能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。

    亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所提供的，爆發以后亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。

    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，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命（如II型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（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果。

    如果一顆恒星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的比結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子并塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。

    中微子將爆發的一部份能量傳到恒星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的沖擊波在數個小時后抵達恒星的表面時，亮度就會增加，這就是II型超新星爆發。而視乎核心的質量，它會成為中子星或黑洞。

    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的曲線圖有暫時性的平坦地區，II-L則無），爆發的基本原理沒有太大差別。

    還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恒星的核心直接塌縮成黑洞并產生了兩股能量極大、近光速的噴流，發出強烈的伽傌射線。這有可能是導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相同的內在機制：如果一個以碳-氧[nb  2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質并達到了約為1.38倍太陽質量的錢德拉塞卡極限（對于一個不發生自轉的恒星而言），它將無法再通過電子簡并壓力來平衡自身的引力從而會發生坍縮。

    不過，當今天體物理學界普遍認為在一般情形下這個極限是無法達到的：在坍縮發生之前隨著白矮星內核溫度和密度的不斷上升，在白矮星質量達到極限的1%時就會引爆碳燃燒過程。在幾秒鐘之內白矮星的相當一部分物質會發生核聚變，從中釋放足夠的能量（1-2×1044焦耳）而引起超新星爆發。

    一束向外擴散的激波會由此產生并可達到5000-20000千米/秒的速度，其大約相當于光速的3%。同時恒星的光度會有非常顯著的增加，絕對星等可達-19.3等（相當于比太陽亮五十億倍），并且這一光度幾乎不會變化  。

    研究此類超新星形成的模型之一是一個密近雙星系統。雙星中質量較大的一顆恒星在演化過程中會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外層物質向外噴射，直到它內部不能繼續進行核聚變。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。

    其后系統中的另一顆恒星也將演化為紅巨星，并且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積，使后者質量不斷增長。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的其他類型的伴星吸積質量。

    Ia型超新星爆發形成的另一種模型是兩顆白矮星的合并，屆時合并后的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發生幾率較低。

    Ia型超新星具有特征性的光度曲線，在爆炸發生后它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從鎳-56經鈷-56到鐵-56的放射性衰變所釋放的能量。

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

    Ib和Ic型：

    這兩類超新星的形成機制很可能類似于大質量恒星內部核反應燃料耗盡而形成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烈的恒星風或與其伴星的相互作用而失去了由氫元素構成的外層。

    Ib型超新星被認為是大質量的沃爾夫-拉葉星坍縮后的產物。另外還有一些證據認為少量的Ic型超新星是伽瑪射線暴的產生原因，但也有觀點認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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