我們應該從了解超新星的天文學概念開始，就像我們在第一章中了解主序星、紅巨星和白矮星一樣。經歷劇烈爆炸(突然變亮)的恆星被稱為超新星，在此期間，它們的亮度與整個星系(大約10^11顆恆星！)相當。

　　從歷史上看，nova是一顆新恆星的名字;最終它被證明是一個不恰當的名稱，新星是突然變亮許多數量級的(暗淡的)恆星。超新星也是如此，但規模更大。

　　直到20世紀30年代，超新星才被普遍認為是新星中一個獨立的天體。在埃德溫·哈勃(Edwin Hubble)(借助造父變星)估算出仙女座星系的距離之後，弗裡茨·茲威基(Fritz Zwicky)給它們起了這樣的名字，並因此能夠觀測到1885年在該星系中發現的新星的無與倫比的亮度，大約相當於該星系本身亮度的六分之一。

　　由於超新星爆發持續的時間很短(幾個月到幾年)，即使有相當一部分恆星經歷了這一階段，探測到它們的機會也很小。因此，在一個龐大的恆星群中，比如一個星系，超新星爆炸每幾十年才被探測到一次。幸運的是，它們變得足夠明亮，可以被觀測到非常大的宇宙距離，因此有數百個這樣的事件被記錄和研究。

　　其中爆發的超新星比其所在星系的亮度高出約100倍。最著名的超新星是那些在我們自己的銀河系中發生和觀測到的超新星——歷史上的超新星。

　　然而，這些隻代表了我們銀河系中必然發生的超新星爆炸的一小部分，比如說，在過去的一千年裡，因為我們銀河系的大部分地區都被吸收輻射的中央凸起所掩蓋。(察覺鄰近大樓的燈開著比察覺自己大樓的燈開著要容易得多。)

　　根據我們在第七章中概述的恆星演化理論，一顆恆星生命的災難性終結必然是由兩種完全不同的情況引起的，這兩種情況會導致一種動態不穩定狀態。

　　一種是大質量恆星鐵核的坍縮。另一種是達到錢德拉塞卡極限質量的白矮星的坍縮。正如我們在前一章所看到的，中等質量恆星的簡並核，最終變成白矮星，其質量遠遠低於臨界質量。因此，單星免於坍縮的災難性命運。然而，這種命運等待著白矮星在雙星系統中進化，它們可能與伴星相互作用並達到Mch事實上，根據觀測到的性質，超新星爆炸被分為兩種類型:所謂的I型和II型超新星。

　　主要的區別特征是後者的光譜中有氫譜線，而前者的光譜中沒有氫譜線。每種類型都有它的255自己的特征光曲線，雖然檢測到各種各樣的偏離一般形狀，由於個別屬性，和子類已經定義(我們將忽略)。

　　II型超新星在古老的恆星群(如橢圓星系)中沒有被觀測到，而主要是在螺旋星系中富含氣體和塵埃的旋臂中，那裡的恆星正在形成，年輕的恆星也很豐富。相比之下，I型超新星存在於所有類型的星系中。

　　II型超新星與大質量恆星的鐵核坍縮有關。這些恆星有很大的富氫包層;因此在光譜中有氫的證據。由於大質量恆星的演化速度比低質量恆星快得多，沒有恆星形成的老恆星群已經超過了II型超新星階段。

　　I型超新星——更準確地說，主要的Ia型亞類成員——被認為是由達到錢德拉塞卡極限質量的白矮星坍縮產生的，可能是通過吸積或合並產生的。由於在一個給定的恆星群中，白矮星在任何時候都會形成，

所以沒有什麽可以阻止Ia型超新星在老年恆星群中的發生，就像在年輕恆星群中一樣。　　初始質量超過~10M的恆星經歷了所有主要的燃燒階段，最終形成一個被不同成分層包圍的不斷增長的鐵核。它們被燃燒鋒面分開，燃燒鋒面將上覆層中較輕的核物質轉化為下覆層中較重的核物質。預料到即將發生的坍縮，我們把這樣的恆星稱為超新星祖先。

　　一開始，鐵核收縮——就像所有惰性恆星核一樣——僅僅是因為沒有發生核燃燒，最終，電子變成了簡並氣體。當簡並核的質量超過錢德拉塞卡極限(對於鐵來說，這個極限略低於1.46Mo)時，簡並電子的壓力就無法對抗自引力，核繼續快速收縮。兩種類型的不穩定很快發展起來。首先，重核捕獲的電子剝奪了核心的主要壓力源，從而加速了落體。

　　其次，由於氣體的高簡並度，因此它對溫度的敏感性很低，溫度會無限制地上升。隨著時間的推移，它變得足夠高，以便鐵核的光分解。

　　這個反應是高度吸熱的，每核子吸收~2兆電子伏特(就像氦向鐵的反向轉變釋放~2兆電子伏特每核子一樣)。能量的損失是如此嚴重，以至於崩潰幾乎變成了自由落體。持續的收縮之後是溫度的進一步升高。

　　壓力也會增加，但不足以阻止這個過程(a

　　因此壓力下降，堆芯繼續坍塌。最後，中子氣體，在許多方面與電子氣體相似，變成簡並態。這發生在密度約為1018 kg - m-3 (1015 g - cm-3)時，並產生足夠的壓力來阻止坍縮。這樣就產生了一個中子核，其密度與原子核的密度相似——一個巨大的原子核，直徑約40公裡。

　　霍伊爾早在1946年就提出，與鐵的光分解有關的不穩定性是超新星爆炸的觸發機制。

　　當鐵核本質上變成中子核時，所有被鎖在鐵核中的質子都經歷了一種弱相互作用。因此，多達1057個中微子被釋放出來，考慮到它們的質量非常小(見9.3節)，它們可以很容易地去除~1046 J的能量，因此它們的運動速度非常接近光速。第二個問題僅僅是如何將一小部分中微子能量轉移到坍縮核心周圍的包層。

　　請記住，物質通常對中微子是高度透明的，這已被證明是一個非常令人困惑的問題。然而，考慮到巨大的中微子通量和異常高的密度，事實證明，中微子的不透明性是不可忽略的。一些中微子能量被包絡層吸收，這些包絡層從硬化的中子核反彈，從而向外沉澱。

　　引力能的釋放作為超新星爆炸的主要能量來源，以及中微子向包絡層傳遞能量，是由Stirling Colgate和Richard White在1966年首次提出和研究的。

　　最近的數值模擬——包括在最高效的計算機上進行的廣泛的、通常是多維的計算——相當成功地解釋了觀測到的超新星爆炸的特征。當衝擊波從坍縮的核心邊界穿過富氫包層的表面傳播時，超新星的爆發就開始了。

　　起初，溫度非常高，以至於大部分能量都以紫外線的形式輻射出去，但很快，外殼膨脹，溫度下降到足以讓物體變得可見。II型超新星的典型光曲線，其中計算模型疊加在觀測數據點上。

　　1987年2月在大麥哲倫星雲(LMC)爆炸的超新星(被稱為SN1987A)提供了一個獨特的機會來測試核心坍縮中微子產生理論，大麥哲倫星雲是一個附近的星系，大約17萬光年遠。那顆超新星(17萬年前)產生的一些中微子——準確地說，是每平方米10^13個中微子中的20個——被中微子探測裝置神岡探測器(見9.3節)和位於俄亥俄州1570米深的鹽礦中的一個類似的名為IMB的探測器截獲。

　　兩個相距較遠的裝置的第一次探測是同時進行的，在時間確定的精度范圍內，整個中微子捕獲事件持續了大約12秒。值得注意的是，由於探測器位於北半球，來自LMC的中微子在從下面撞擊探測器之前穿過了地球。所有這些都發生在超新星變得可見的幾個小時之前，正如理論所認為的那樣，在坍縮之後一定要經過一段時間， 直到包層膨脹到足以產生典型的超新星亮度。

　　SN1987A除了提供了第一個與核心坍縮相關的中微子之外，在另一個完全不同的意義上是獨一無二的:它是第一個(也是迄今為止唯一一個)祖先被確定並在H-R圖中確定位置的超新星(log Te-4.11-4.20， log L=5.04)。據推測，它的質量約為18Mo(可能是從一顆具有初始質量的恆星演化而來的)26020Mo以上)，與突出和突出後特征吻合較好。

　　疊加的是母星的負能量。我們所知道的所有其他超新星要麽太遙遠，要麽太古老，以至於它們的祖先無法被區分出來。

　　也許超新星爆炸最重要和最持久的結果是重元素(比氦重)的產生和它們在星際介質中的分散。這些元素是在爆炸前的階段產生的，在鐵核周圍的層中，以及在爆炸過程中，作為衝擊波掃過地幔的結果。

　　衝擊波能量大部分轉化為熱，使溫度達到5× 10°K的峰值;在這樣的高溫下，核統計平衡是在秒的時間尺度(動態時間尺度)上實現的。

　　也許超新星爆炸最重要和最持久的結果是重元素(比氦重)的產生和它們在星際介質中的分散。這些元素是在爆炸前的階段產生的，在鐵核周圍的層中，以及在爆炸過程中，作為衝擊波掃過地幔的結果。

　　衝擊波能量大部分轉化為熱，使溫度達到5× 10°K的峰值;在這樣的高溫下，核統計平衡是在秒的時間尺度(動態時間尺度)上實現的。