超新星（英文名：Supernova，簡稱SN），中國古代稱作“客星”或“變星”，是指質量較大的恒星演化至末期時經歷的一種宇宙中最巨大的爆發現象。超新星屬于不穩定類型的爆發天體，爆發時釋放的總能量為，是大質量恒星在死亡之前都要經歷的一次爆炸過程，超新星出現的時間長短不一，短的僅有幾天，長的可持續數年。
早期宇宙從大爆炸發生后，原星系分裂成無數個恒星，恒星內部的核燃料耗盡后，進入它的老年期，質量為太陽質量8~50倍的恒星在核燃料耗盡后會發生極猛烈的爆發，產生超新星。超新星可按照不同的機理分類，按照光譜和光變曲線建議超新星主要有Ⅰ和Ⅱ兩型，Ⅰ型超新星又可以分為Ⅰa、Ⅰb和Ⅰc類超新星，Ⅱ類超新星也可根據光變曲線的形狀被分為ⅡL和ⅡP類超新星；從爆發機理上也可分為兩大類：熱核爆發超新星Ⅰa型，核心塌縮超新星II型，Ⅰb／c型。超新星的相關模型則有7種，分別為熱失控、核心縮、失敗的超新星、光變曲線、不對稱性、能量輸出、祖先。超新星在恒星演化末期，其核心坍縮為中子星或黑洞，形成超新星爆發，超新星爆發是宇宙中牽涉能量最多的事件之一，它們的光芒能一連持續數周乃至數月。經過超新星爆發后，此時的恒星有幾種可能的狀態，一種是黑洞、白矮星或者中子星，還有可能形成超新星遺跡。
早在185年，人類就已記錄了半人馬星座超新星爆發，之后，人類肉眼相繼發現豺狼星座超新星（SN 1006）、第谷超新星（SN1572）、開普勒超新星（SN1604）等超新星。1885年，人類觀測范圍擴展到河外星系，并首次發現銀河系之外的仙女座大星云超新星SN1885A。直至1934年，弗里茨·茲維基和瓦爾特·巴德才發明了“超新星”這個詞。超新星也對宇宙的研究起到重要意義，科學家可以更好的研究重元素來源、銀河宇宙射線、對地球的影響、引力波、宇宙的年齡與成分、銀河系的化學演化、觸發太陽系形成的“扳機”和生命的起源之謎等宇宙之謎，通過對超新星的研究，小柴昌俊、佩爾穆特、亞當·里斯和施密特、里斯等的研究也相繼獲得諾貝爾獎。
形成
早期宇宙從大爆炸發生后3min到約70萬年，宇宙的溫度降到3000K，電子與原子核結合成穩定的原子，光子不再被自由電子散射，從此宇宙變成透明的。又過了幾十億年，氫、氦等中性原子在引力作用下逐漸凝聚為原星系，原星系聚在一起形成等級式結構的星系集團，與此同時，原星系本身又分裂成千千萬萬個恒星，恒星的光和熱是靠燃燒自己的核燃料提供的，其后果是合成碳、氧、硅、鐵這些早期宇宙條件下不能產生的重元素。在恒星生命即將結束時，它以爆發的形式拋出含有重元素的氣體和塵粒，這些氣體和塵粒是構成新一代恒星的原料，在一些恒星的周圍，冷的氣塵會坍縮成一個旋轉的薄盤。這些物質通過相互吸引，碰撞黏合，最后形成從小行星到大行星的形形色色的天體。
恒星形成后的光和熱的來源，是其中心由氫聚變為氦的熱核反應。當這種反應產生的輻射壓力與引力平衡時，恒星的體積和溫度不再有明顯的變化，而是進入一個相對穩定的演化階段。因為氫是宇宙間最豐富的元素，也是構成恒星的最豐富的原材料，所以恒星在它發光的生命歷程中停留在“氫燃燒”階段的時間最長。恒星內部的核燃料耗盡后，原來由熱核反應維持的輻射壓消失，星體在引力的作用下收縮下去，直到出現一種新的斥力能與之抗衡為止，于是恒星進入它的老年期。恒星的歸宿與其初質量有關，初始質量小于（太陽質量）的恒星最終將成為白矮星；質量為的恒星在核燃料耗盡后會發生極猛烈的爆發，在短短幾天中亮度陡增千萬倍甚至億倍，即產生超新星，爆發后留下的星核的尺度只有同質量的一般恒星尺度的10-6，幾乎全部由中子緊緊堆成，稱為中子星；原始質量更大的恒星最終將變為黑洞（一種引力強大到連光線都無法射出的天體）。
研究歷史
銀河系內
185年，半人馬星座超新星爆發，中國最早記載觀測超新星的記錄在《后漢書·卷十二·天文下》中：“中平二年十月亥，客星（SN185）出南門中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。
393年，司馬曜太元十八年，出現在天蝎座中的一次超新星爆發，亮度為-1等，持續約有8個月左右。
902年，《新唐書》中記載，“唐天復二年正月，客星如桃在紫微宮華蓋星下；丁卯，客星不動；己巳，客星在杠，守之，明年猶不去”。
1006年，宋朝記錄了豺狼星座超新星（SN 1006），《宋史·真宗二宋會要輯稿》記載，“景德三年三月乙已，客星出東南方。司天監言：先四月二日夜初更，見大星，色黃，出庫樓東，騎官西，漸漸光明，測在氏三度。”《宋史·天文志》記載，“景德三年四月戊寅，周伯星見，出氏南，騎官西一度，狀如半月，有芒角，煌煌然可以鑒物，歷庫樓東。”
1054年，中國古代文獻里有詳細的記載據記載了金牛座超新星爆發，這顆超新星在最亮時比金星還亮，甚至在白天都可以用肉眼看到，這顆超新星爆發后的遺跡就是著名的蟹狀星云。《宋史·天文九》中記載，“宋至和元年五月己丑，客星出天關東南可數寸，歲余稍沒”《宋史·仁宗四》記載，“宋嘉祐元年三月辛未，司天監言自至和元年五月客星出東南方守天關，至是沒”《宋會要輯稿》中記載，“嘉裕元年三月司天監言客星沒，客去之兆也。初至和元年五月晨出東方，守天關，晝見如太白，芒角四出，色赤白，凡見二十三日”。
1181年，仙后星座超新星也被中國古人記錄，《宋史·天文九》中記載，“宋淳熙八年六月己已，客星出奎宿，犯傳舍星，至明年正月癸酉，凡一百八十五日始滅”《金史·天文》中記載，“金大定二十一年六月甲戊，客星見于華蓋，凡百五十有六日滅”《大日本史》中記載，“《吾妻鏡》中記載，“（日）治承五年六月二十五日庚午，戊刻，客星見艮方，大如鎮星，色青赤，有芒角，是寬弘三年出現之后無例”。
1572年，丹麥天文學家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）發現第谷超新星，又名“SN1572”“仙女座B”，是一顆位于仙后座的超新星，距離約8000光年，當時它比金星還要亮，隨著亮度轉暗，至兩年后1574年消失。明朝詳細記載了仙后星座超新星，《明史·天文志》中記載，“明隆慶六年十月初三日丙辰夜，客星見東北方，如彈丸，出閣道旁、壁宿度，漸微，芒有光。歷十九日。壬申夜，其星赤黃色，大如盞，光芒四出，日未入時見。十二月，甲戌禮部題奏：十月以來客星當日而見，光映異常。按是星萬歷元年二月光始漸微，至二年四月乃沒，策星旁有客星，萬歷元新出，先大今小”。
1604年，德國著名的天文學家約翰尼斯·開普勒（Johannes Kepler）從地球上觀察到銀河系一顆重要的超新星，即開普勒超新星，又名“SN1604”，這顆超新星距離地球2萬光年，持續約3周時間。《明史·天文三》中記載蛇夫星座超新星，“明萬歷三十二年九月乙丑，尾分有星如彈丸，色赤黃，見西南方，至十月而隱。十二月辛酉，轉出東南方，仍尾分。明年二月漸暗，八月丁卯始滅”。
1934年，弗里茨·茲威基（F．Zwicky，1898～1974年）和瓦爾特·巴德（W．Baade，1893～1960年）分析了近距星系的觀測資料，發現M31（1885）、NGC5253（1895）、NGC 2535（1901）、NGC4321（1901和l914）等13個星系中有星體爆發，亮度比正常的新星現象高幾千倍，是規模更大的爆發活動，遂一起確認宇宙中有比新星更激烈、釋放能量更多、光變幅更大的災變天體，“創造”名為超新星（Super—novae）。此后，弗里茨·茲威基每當發現一個河外星系超新星，即和威爾遜山天文臺的哈勃、沃爾特·巴德、R．閔可夫斯基周密觀測爆發過程中的光度和光譜，積累了大量資料。他一生共發現超新星122顆，占當時超新星總數的30%。
1987年，多倫多大學的Shelton用25厘米天體照相儀拍攝大麥哲侖云，露光三小時，當沖洗底片時發現在蜘蛛星云西南區突然出現一顆五等的星，他上意識到這是奇異的天象，他立即與拉斯坎帕斯天文臺1米望遠鏡的觀測者們討論了這個問題，大麥哲侖云的距離模數約為18.5，若是典型新星，那末視星等最多為8等星，因此得出該星應是超新星的結論。然后他們立即報告給IAU電報中心，IAU迅速地向全世界天文臺發出電報和電傳，命名該超新星為SN1987a。
2006年9月18日，美國宇航局錢德拉X射線天文臺觀測率先觀測到超新星SN2006gy爆發，有關天文學者的測量把這顆超新星的具體位置定在距太陽系2.38億光年外的NGC1260河外星系內，這顆超新星與一般觀測到的超新星爆發規模不分上下，可是爆發散出的能量比以往觀測到的更高，很可能是由一顆約150倍太陽質量的超巨星爆發產生的。
2010年，中國一位叫孫國佑的業余天文學家在河外星系NGC5430星系中發現了一顆新爆發的超新星，當然這顆超新星是肉眼不可見的，它通過望遠鏡才能觀測到。2011年，中國的業余天文學家又發現了一顆超新星，這位發現者的名字跟AG有關，而且這顆超新星是在2011年發現的，于是就將其命名為2011AG。到了2015年9月，合肥市五年級學生廖家銘也發現了一顆新的超新星，成為國際上發現超新星年紀最小的人。
銀河系外
1885年，俄羅斯的道帕特（Dorpat）天文臺的哈特維革（Hartwig）在愛沙尼亞發現了M31（仙女座大星云）中一顆新星很亮，記為SN1885A。這是人類首次發現銀河系之外的超新星。
1933年，弗里茨·茲維基首次開始了巡天計劃，1934年，弗里茨·茲維基開始對超新星進行系統研究，最初他用架設在加州理工學院羅賓遜天體物理學實驗室屋頂上的英寸沃倫薩克透鏡照相機。后來，到1936年，他監制了18英寸廣角施密特望遠鏡，這臺望遠鏡設立在新建的帕洛瑪天文臺的實驗室工作間內。1937年3月，他用它在NGC4157發現了第一顆超新星，1937年8月26，又用它在矮旋渦尾系IC4182發現了第二顆，這第二顆超新星的視星等達到8.4，要比矮星系的光度高出6個星等。后來，隨著1949年帕洛瑪天文臺48英寸施密特望遠鏡的建設完成，人們得以搜尋光度更弱的超新星，通常一年可以發現20顆左右。
詞源
已知最早使用名詞超新星是在20世紀30年代，關于超新星的最早證據來自1932年倫德馬克（K.Lundmark）的著作。1934年，弗里茨·茲維基和瓦爾特·巴德開始對超新星進行系統研究，發明了“超新星”這個詞，超新星的英文名稱為：Supernova，簡稱SN。
命名規則
依照國際天文聯合會規則，超新星的名字是由發現的年份和1至2個拉丁字母組成的，一年中最先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名。在1885年之前發現的超新星，統一用“SN+發現年份”為其命名。從1885年起，則以“SN+發現年份+英文字母序號”。每年新發現的第1-26顆用大寫字母A一Z表示，第27顆開始用小寫字母aa表示，之后是ab、ac。如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星。
其它命名方式如：附近超新星工廠（Nearby Supernova Factory）、卡特琳娜實時瞬態調查（Catalina Real-time Transient Survey）、ROTSE協作（ROTSE collaboration）、帕洛瑪瞬變工廠（Palomar Transient Factory）。比如：卡特琳娜實時瞬態調查報告，2015年2月7日，由豪爾頓、德雷克（Howerton，Drake）等人發現的超新星命名為SN2015bh。
屬性與特征
屬性
超新星是指質量較大的恒星演化至末期時經歷的一種宇宙中最巨大的爆發現象。超新星屬于不穩定類型的爆發天體，爆發時釋放的總能量為，也是典型的災變變星，是大質量恒星在死亡之前都要經歷的一次爆炸過程，超新星爆發時恒星的光度會突然增大到原來光度的103萬倍以上，能夠照亮整個星系。在銀河系附近出現的超新星能夠被位于地球上的人們用肉眼看到。超新星出現的時間長短不一，短的僅有幾天，長的可持續數年。
超新星誕生率不高，每個亮星系平均每290年出現一顆超新星，每個亮星系團的成員星系每240年出現一顆。Ⅰ型超新星主要出現在晚型旋渦星系，也偶然出現于橢圓星系、透鏡型星系和不規則星系中，可能是老年的星族Ⅱ恒星。Ⅱ型超新星只見于Sb和Sc型旋渦星系，是年輕的星族Ⅰ的恒星。
特征
截至2020年，在歷史超新星中，根據亮度變化記載及其在銀河系中的位置，推測SN185、SN 1006、SN1572和SN1604屬Ⅰ型，SN 1054屬Ⅱ型各型超新星的物理特性，如圖所示。
數據來源：
分類
光譜和光變曲線分類
1941年，德國天文學家R.閔可夫斯基（Rudolph Minkowski）和瑞士天文學家弗里茨·茲維基根據光譜和光變曲線建議超新星主要有Ⅰ和Ⅱ兩型。光譜有氫譜線（巴耳末線系）的為Ⅱ型，缺乏氫譜線的則為Ⅰ型。Ⅰ型超新星又可以分為Ⅰa、Ⅰb和Ⅰc類超新星，Ⅰa類超新星有硅譜線，Ⅰb類超新星沒有硅譜線而有氦譜線，Ⅰc類超新星的光譜中既沒有硅譜線，也沒有氦譜線。Ⅱ類超新星也可根據光變曲線的形狀被分為ⅡL和ⅡP類超新星。按照其他元素譜線或光變曲線形狀再細分型如圖。
數據來源：
爆發機理分類
從爆發機理上也可分為兩大類：熱核爆發超新星SNⅠa；核心塌縮超新星SNII，SNⅠb／c。
Ⅰ型超新星
Ⅰ型超新星即：質量在之間的恒星，最終形成碳氧白矮星，其中心密度可達，因而電子處于簡并狀態，如果白矮星吸積周圍物質使其質量超過，就會引發劇烈而迅速的碳燃燒，同時伴隨著強大的激波，整個反應像是失控的核爆炸，即碳爆發型超新星。其中：Ⅰa超新星又名：熱核爆發超新。是密近雙星演化到最后的終極結果。密近雙星的初始質量都小于，質量較大的恒星演化較快，經過氫燃燒和氦燃燒過程，變成核心為碳和氧的伴星。伴星因質量小，演化稍慢，處于紅巨星或者主序星階段。根據超新星的爆發模型，隨著演化的進展白矮星會吸積其伴星的物質，并在周圍形成一層氫、氦外殼。獲得的能量將使白矮星的表面溫度升高，發生氫聚變和氦聚變，使得白矮星的核心在接近蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡質量極限（）時，達到碳的點火溫度并引發超新星爆炸。類似Ⅱ型超新星，Ⅰb和Ⅰc型超新星是經歷星核坍縮的大質量恒星。它們是雙星的子星，由于與伴星相互作用，失去大部分外（氧）層之后，發生星核坍縮。
Ⅱ型超新星
初始質量小于的恒星不會演化到足以坍縮的星核，它們最終失去大氣而成為白矮星。至少（可能到）以上的恒星以更復雜的方式演化，其星核逐步高溫燃燒更重的元素，不同元素按輕重形成洋蔥樣的分層，在較大的星殼中發生元素燃燒過程。質量最小的超新星前身僅有（O-Ne-Mg）星核，這些超AGB恒星可以成為星核縮超新星，仍有氫包層的恒星如果在超巨星時期發生了星核坍縮，其結局就是Ⅱ型超新星。
恒星質量時，所形成的鐵中心核能夠由光致分解而變為氦核和中子。當核坍縮使密度超過，溫度超過時生成的氦亦發生光致分解，同時，電子又可被質子俘獲，導致恒星核心部分強烈地中子化，即
除中子外還產生大量高能中微子。由于核的外層主要是鐵原子核，它與中微子之間通過中性流相互作用使中微子發生強烈散射，因而中微子的平均自由程比星核半徑小得多，中微子像被封閉在中心核外層，這就是所謂中微子俘獲或中微子沉淀。這樣的中心核極不穩定，一旦受到某種震動，會立即引起爆炸，強大的中微子束會將富含鐵原子核的外層拋散，形成猛烈的超新星爆發，這稱為Ⅱ第類超新星。Ⅱ類超新星是質量大于8M⊙的恒星演化到終點的必然結局。大質量的恒星經過氫燃燒、氦燃燒、碳燃燒、燃燒、氧燃燒和硅燃燒等一系列核燃燒階段形成一個鐵核心。隨著核心收縮，引力增大，電子簡并壓力無法抵抗引力的收縮使得電子被壓入鐵原子核中，使電子和原子核里的質子結合為中子，形成以中子為主的恒星核心，此時，核心的體積將快速收縮，并釋放巨量的引力勢能。
III、IV和V型超新星
Ⅰ型、Ⅱ-P（“平臺”）和Ⅱ-L（“線性”）超新星的平均光變曲線以通用比例繪制并直接進行比較。弗里茨·茲威基III、IV和V型超新星主要實例的光變曲線直接與主要類型的平均光變曲線進行比較。SN2003Z，早期光譜顯示相對較強的H、CaⅡ、NaⅠ和FeⅡ的PCygni譜線，而其他金屬譜線，例如ScⅡ、BaⅡ、CrⅡ和TiⅡ在平臺期變得突出，該超新星的光譜序列涵蓋了從早期光譜到穩定期結束的過渡。此時光譜具有紅色連續體和突出且非常窄的天鵝座P線，這種歸類為III型；SN2004，有兩種可用的光譜，一種在平臺期結束時，一種在星云期，這種因高祖質量恒星（）在其核合成過程中產生的氧氣比低質量恒星（）多出約2倍，這些譜線的弱化的較低質量的超新星歸類為IV型；NGC1058中1961年超新星，光曲線似乎與-Carin的光曲線類似，顯示出在幾十年內增加了幾個數量級。這類超新星的絕對照相星等與船底座一樣被歸類為V型，估計約為Mpg=-15.3。
相關模型理論
熱失控（Thermal runaway）
白矮星可能會從恒星伴星中積累足夠的物質，使其核心溫度升高到足以點燃碳聚變，此時它會發生失控的核聚變，從而完全破壞它。理論上，這種爆炸的發生有三種途徑：伴星物質的穩定吸積、兩顆白矮星的碰撞、或吸積導致殼層著火，然后點燃核心。Ⅰa型超新星產生的主要機制仍不清楚。盡管Ⅰa型超新星如何產生存在不確定性，但Ⅰa型超新星具有非常一致的特性，并且是星系間距離上有用的標準燭光。需要進行一些校準來補償高紅移下異常光度超新星的特性逐漸變化或不同頻率，以及通過光曲線形狀或光譜識別的亮度的微小變化。
核心坍縮（Core collapse）
大于約的單顆恒星演化末期，其核心坍縮為中子星或黑洞，強大的反沖（中微子攜帶大量能量）將外部包層迅速驅散，形成超新星爆發，99%以上的能量由中微子釋放出來，剩余能量部分轉化為電磁輻射，這類超新星稱為核心坍縮超新星。
Ⅱ型超新星是核坍縮型超新星中最常見的類型，占所有核坍縮型超新星的約70%~90%。依據恒星演化理論，質量高于的大質量恒星演化到晚期，從核球到外層逐步燃燒形成更重元素（Fe、SiO+Ne+Mg、C+O、He和H-rich殼層），恒星內部呈“洋蔥”結構。氛殼層持續燃燒生成更多的鐵，當鐵核溫度高達1010K時，中心鐵核極易裂變產生離子和自由核子。伴隨著密度和電子化學勢的增加鐵核電子俘獲過程加快并加速內爆。此時恒星內部流體動力學平衡被打破，恒星殼層物質開始在重力作用下落向核球。當核密度達到2.7x1014gcm-3時，動力學核塌縮停止，此時核球相態轉變為均質核物質，并且由于核子之間的短程排斥力導致核球有效絕熱指數突然增加。當超射內核回彈并與下落的殼層物質超聲速地碰撞形成激波，激波掃過恒星殼層導致恒星瓦解，形成超新星爆炸。
超新星爆發是宇宙中牽涉能量最多的事件之一，它們的光芒能一連持續數周乃至數月。在某些極為罕見的案例中，一顆超新星釋放的光芒甚至超過一整個星系。超新星爆發的類型有很多，但最常見的發生在超大質量恒星（質量是太陽的8~140倍）的生命尾聲階段。首次記載的超新星爆發事件之一（公元1006年）據資料記載，公元1006年，發生了超新星爆炸事件。并且在一年多的時間里，從歐洲、中國、日本、埃及和伊拉克都可以直接觀測得到這次耀眼的爆炸現象，直到1965年天文學家仍然可以觀測到這顆超新星爆炸時所留下的殘骸。至今，美國航空航天局錢德拉X射線天文望遠鏡仍能通過一些觀測照片，在當時爆炸殘留物中發現了不同元素的分布，如硅（紅色）、硫（黃色）、鈣（綠色）、鐵（紫色）分布。
數據來源：
失敗的超新星（Failed supernovae）
一些大質量恒星的核心塌陷可能不會產生可見的超新星。如果最初的核心塌陷無法通過產生爆炸的機制來逆轉，就會發生這種情況，通常是因為核心質量太大。這些事件很難被發現，但大型調查已經發現了可能的候選者。NGC 6946中的紅超巨星N6946-BH1在2009年3月經歷了一次適度的爆發，然后從視野中消失。只有微弱的紅外源留在恒星的位置。
光變曲線（Light curves）
不同類型超新星的可見光曲線的后期衰變階段都依賴于放射性加熱，但由于潛在機制、可見輻射產生的方式、觀測時代和透明度，它們的形狀和幅度有所不同噴射材料的。其他波長的光變曲線可能顯著不同。例如，在紫外線波長處，存在一個早期的極其明亮的峰值，僅持續幾個小時，對應于初始事件引發的沖擊的爆發，但這種爆發很難用光學方法檢測到。
不對稱性（Asymmetry）
Ⅱ型超新星剩余的致密天體在遠離震中時會受到很大的速度；脈沖星以及中子星被觀察到具有很高的速度，黑洞也可能具有同樣的速度，它們能夠以500km/s或更高的速度推動超過太陽質量的物體。這表明膨脹不對稱，對這種反沖的擬議解釋包括坍縮恒星中的對流、中子星形成過程中物質的不對稱噴射以及中微子的不對稱發射。
對這種不對稱性的一種可能解釋是核心上方的大規模對流。對流會造成局部豐度的變化，導致塌縮、彈跳和由此產生的膨脹過程中不均勻的核燃燒。[164]另一種可能的解釋是，中央中子星上的氣體吸積可以形成一個驅動高度定向射流的圓盤，將物質高速推出恒星，并驅動橫向沖擊，從而完全破壞恒星。這些噴流可能在產生的超新星中發揮至關重要的作用。通過觀測也證實了Ia型超新星的初始不對稱性。這一結果可能意味著此類超新星的初始光度取決于視角。然而，隨著時間的推移，擴張變得更加對稱。通過測量發射光的偏振可以檢測早期的不對稱性。
能量輸出（Energy output）
超新星主要被稱為發光事件，但它們釋放的電磁輻射很小。在核心塌陷超新星的情況下，發射的電磁輻射僅占事件期間釋放的總能量的一小部分。不同類型超新星的能量產生平衡之間存在根本差異。在Ⅰa型白矮星爆炸中，大部分能量被引導至重元素合成和噴射物的動能。標準Ⅰa型超新星的能量來自碳氧伴星的失控核聚變。能量學的細節仍然不完全清楚，但結果是原始恒星的整個質量以高動能噴射。
祖先（Progenitor）
超新星分類類型與坍縮時恒星的類型密切相關。每種類型超新星的發生取決于母星的金屬豐度，因為這會影響恒星風的強度，從而影響恒星失去質量的速度。
Ⅰa型超新星是由雙星系統中的白矮星產生的，出現在所有星系類型中。核心塌縮超新星只存在于當前或最近恒星形成的星系中，因為它們是由短命的大質量恒星產生的。它們最常見于Sc型螺旋星系，但也存在于其他螺旋星系的旋臂和不規則星系中，尤其是星爆星系。??
據推測，Ⅰb型和Ⅰc型超新星是由大質量恒星的核心塌縮產生的，這些恒星失去了外層的氫和氦，要么通過強烈的恒星風，要么通過質量轉移到伴星。它們通常出現在新恒星形成的區域，并且在橢圓星系中極為罕見。Ⅱn型超新星的前身在爆炸前的時期也有很高的質量損失率。據觀察，Ⅰc型超新星發生在金屬含量更高且恒星形成率高于其宿主星系平均水平的區域。該表顯示了核心塌陷超新星主要類型的前身，以及在當地附近觀察到的大致比例。
數據來源：
研究意義
重元素來源
超新星爆發會向外噴射大量物質，是星際間氧到元素的重要源頭，這些重元素成為形成新一代恒星和行星的星際物質，這些星際物質在適當的情況下可以形成新的恒星、行星，或被其他恒星俘獲，聚集成行星。這就是行星中重無素的來源。太陽包含大約2%這樣的重元素，因為它是第二代或第三代恒星，是由50億年前由包含有更早的超新星的碎片的旋轉氣體云形成的，云里的大部分氣體形成了太陽，少部分噴到外面去，與少量的重元素集聚在一起，形成了像地球這樣的、繞太陽公轉的行星、彗星和小行星等。
銀河宇宙射線
超新星遺跡是銀河宇宙射線的來源，但仍然缺乏這些物體中質子加速的明確證據。當加速的質子遇到星際物質時，它們會產生中性介子，進而衰變成γ射線。銀河宇宙射線是來自太陽系以外的高能帶電粒子，一般認為是銀河系以內的超新星爆發產生的高能粒子，是空間中很重要的輻射源。銀河宇宙射線進入地球大氣之前稱為初級宇宙射線，初級宇宙射線的強度變化很小，其成分包括元素周期表中的所有元素，主要成分是質子，約占總數的84.3%，其次是粒子，約占總數的14.4%，其他為重核成分，約占總數的1.3%。進入太陽系后，銀河宇宙射線中的高能帶電離子受到行星星際磁場的影響，因此銀河宇宙射線的通量和能譜隨著太陽活動水平的變化呈周期性變化。
銀河宇宙射線受地球磁場的屏藏作用，地球的磁場線在地球周圍平行于地球表面指向南北兩極。在35800千米高度的地球同步軌道上地球磁場比較弱其對銀河宇宙射線的影響一般可以忽略。
對地球的影響
超新星爆炸釋放出的射線和射線輻射，會破壞保護地球免受太陽紫外線傷害的臭氧層。到達地面的紫外線哪怕僅增加10%，都會危及某些生物的性命，比如海面附近的浮游植物。又因為這種生物對距球產氧量至關重要，并且是海洋食物鏈的基礎，所以它們的大幅減少將會對整個地球造成嚴重影響。
超新星發出的宇宙射線很可能會穿透地球的大氣層，對所有生態系統造成消極影響。天空會發出深藍色的光芒，危害到許多動物，而這些帶電粒子的大量增加會使大氣層電離，產生遠比平時多的閃電。閃電造成的明顯后果就包括毀滅性的火災。比如，通過分析非洲的一些化石一一那片大陸完好地保存著250萬年前超新星爆炸留下的地質遺跡。DTUSpace（丹麥最大的太空研究所）的一組科學家認為，過去5億年來海洋生物多樣性的變化與附近超新星爆炸的發生之間存在很強的相關性。一篇描述該團隊研究的論文的作者亨利克·史文斯馬克博士（Henrik Svensmark）表示，超新星的影響之一可能是地球氣候的變化。“大量的超新星導致赤道和極地地區氣候寒冷，溫差很大，”他說。“這會導致更強的風、海洋混合以及將生命必需的營養物質輸送到大陸架沿線的表層水域。”
引力波
超新星爆發也是引力波的重要源頭。根據阿爾伯特·愛因斯坦的廣義相對論，引力實際是時空幾何的彎曲，這種彎曲隨時間的變化可以用波的形式傳播，稱為引力波。引力波以光速傳播，充滿整個宇宙，其所到之處，都會導致時空本身的伸縮。愛因斯坦認為任何有質量的物體加速運動都會對周圍的時空產生作用，這個作用就是以引力波的形式發生的。引力波對時空產生的影響是人感知不到的。原因是，以光速傳播的引力波在空間上的尺度相對人能夠認知的空間尺度太大了。作為相對論中的核心預言，引力波的探測被認為是一項意義重大的物理學研究。但是要探測到引力波缺非常困難，它雖然在宇宙中無處不在，卻非常微弱，信號強烈的引力波只發生于超新星爆發，中子星與黑洞等天體相撞等極端暴烈的事件中。
宇宙的年齡與成分
通過對超新星的觀測，我們可以獲得星系的紅移與距離關系，如圖1所示。為了定量地解釋得到的距離-紅移關系，需要建立宇宙演化模型，并用這個模型來說明宇宙的形狀、尺寸、組成、特點和演化規律等等。根據弗里德曼宇宙學方程，宇宙膨脹率與物質密度之間的關系可以表示為：
（1）
定義為宇宙的臨界密度，為物質的宇宙學參數，由此可以得到光度距離與宇宙學參數之間的關系：
（2）
通過調節宇宙學參數，可以擬合出與天文觀測結果相符的距離-紅移關系。并進一步獲得宇宙的年齡和尺度信息。根據最新的天文觀測數據，可以擬合出當前宇宙中暗能量的組分為68.3%，暗物質的量為26.8%，原子物質所占的比例約為4.9%。也可以推導出宇宙的年齡為138億年，宇宙的半徑約為465億光年。
銀河系的化學演化
超新星的爆炸不僅釋放巨大的能量，也會向星際空間噴射物質，從而成為驅動星系化學演化的主要動力。大質量恒星的一生中，會經歷各個階段的核燃燒過程，致使重元素的豐度逐漸增加，恒星的平均金屬性越來越大。超新星的爆炸將使恒星在演化期間產生的化學元素被噴射到星際空間，導致星際介質的金屬性也會越來越大。星際介質也可以進一步形成星云，凝聚成下一代恒星，并進一步演化、循環下去。因此，可以從星際介質或恒星表面物質的金屬性追蹤星系化學演化的歷史過程。放射性元素具有計時功能，可以用來研究超新星爆炸的頻率和銀河系化學演化的規律。超新星爆炸時會產生一些純過程的核素，這些核素的數目隨時間的變化規律如下：
（3）
式中：為時刻放射性核素的數目；為單位時間吸收的超新星拋射物質的量或物質的產生速率；為過程產生的核素的豐度，可以通過過程的模型計算獲得。假設銀河系中第一次超新星爆發的時間是零時刻，太陽系剛形成時為時刻。則有時，時，為太陽系原初核素數目，可以因而獲得太陽系形成時銀河系的年齡為78億年，此數值加上太陽系的年齡46億年，表明銀河系中首個超新星爆發至今的時間，近似于的銀河系的年齡為124億年。
觸發太陽系形成的“扳機”和生命的起源之謎
超新星爆炸也可能是太陽系結構形成的觸發“扳機”。有一種假說認為，積蓄了數十億年的太陽系原始星云突然遭遇一次超新星爆炸。超新星拋射的物質被太陽系原始星云吸收，從而導致星云的凝聚和收縮。由于動量守恒的約束，隨著星云的收縮，其旋轉速度越來越快，形狀越來越薄，呈現一個中心略鼓的圓盤形狀。星云的中心在引力的收縮下逐漸形成太陽，周圍較薄的地方形成太陽系的八大行星。根據動力學模擬，這一形成過程大概持續約200萬年。因此，半衰期為幾十萬年到幾百萬年的核素可以用來追蹤太陽系形成的歷史。
與生命相關的物質，包括碳、氮、氧等元素，都是在恒星中合成，并通過超新星爆發被拋射出來，最終出現在地球上，成為構成人類身體的重要材料。Boyd等提出的超新星中微子氨基酸處理模型認為：超新星爆發后，新產生的中子星或黑洞因坍縮而形成極其強大的磁場，當中微子流和塵埃顆粒在磁場中穿行時，與中微子反向的有機化合物會被破壞，而同向的有機分子因動量守恒約束被保留下來，從而導致氨基酸的左手性選擇。生命很有可能就是這樣產生，并傳播到銀河系和整個地球的。超新星不僅與氨基酸的手性形成有關系，對生命的演化也有重要影響。比如，近地超新星的爆發，將會消滅地球上的一些物種，同時也會為新物種的產生提供助力。美國科學家研究發現，4.4億年前的奧陶紀生物大滅絕與超新星爆炸有關，并且也找到了爆炸的遺跡。人們也可以通過超新星爆發時產生的放射性核素來研究近地超新星爆炸的歷史。
太陽系外中微子天文學
超新星是恒星演化的關鍵階段，而超新星爆發的關鍵是大質量星核心的坍縮。理論計算表明，超新星爆發時，大部分引力坍縮能以中微子方式釋放，來自星核的中微子，它攜帶著星核的極其豐富的信息，檢測和分析這些中微子對天體物理、超新星物理和粒子物理來說是極重要的機會。SN1987A事件發生時，是人類第一次探測到來自太陽系之外的中微子。觀測情況如下：2月23日，勃朗峰中微子“天文臺”首先測到中微子信號；隨后日本的神岡，美國的IMB（IrvineMichiganBrookhaven），蘇聯的巴克衫幾乎同時測到中微子暴。中微子的發現具有劃時代的意義，它標志著人類首次接收到直接來自河外星系中爆發的超新星的中微子，太陽系外的中微子天文學從此誕生了。
諾貝爾相關
小柴昌俊團隊在1978年提出，并于1983年實施神岡探測器實驗。直到1987年2月，科學界測到銀河系發生于17萬年前的一次超新星大爆炸，他們的神岡探測器，也成功捕捉到了11個中微子，2002年，小柴昌俊因在探測宇宙中微子方面做出的開拓性貢獻，被授予諾貝爾獎。
20世紀80年代末，勞倫斯伯克利國家實驗室天文學家索爾·佩爾穆特（Saul Perlutter）創立一個稱為“超新星宇宙學”的研究項目，利用這些超新星爆炸來跟蹤宇宙的膨脹。1994年，澳大利亞國立大學的天文學家布萊恩·施密特（Brian Schmidt）發起了另一個稱為“高紅移超新星搜索隊”的小組。1998年，這兩個團隊同時宣布了相同的結論：宇宙在大爆炸后的70億年內，它的膨脹速度確實是漸漸慢下來，但是自此后宇宙擴張開始加速，并不停的加速。佩爾穆特、亞當·里斯、施密特及他們的合作者測量了大量遙遠的Ⅰa型超新星的距離，以及從它們的紅移推斷它們與我們之間的速度，即宇宙膨脹的速度。2011年，佩爾穆特、里斯和施密特同時成為諾貝爾物理學獎的獲獎者。
2016年，天文學家們使用了Ⅰa型超新星探測更遠的距離，Ⅰa型超新星最亮時的亮度雖然不一樣但通過修正，可以將其統一到幾乎一樣的亮度。于是，人們只要知道近距離的la型超新星的精確距離，就可以判斷出遠距離Ⅰa型超新星的距離，它們所在的星系的距離也就因此可以測定了。測出距離后就可以得出哈勃常數。因此，里斯領導的小組獲得2016諾貝爾獎。
超新星的觀測
肉眼觀測
在望遠鏡發明前，僅有肉眼觀測的9顆超新星記載，1572年和1604年出現的超新星（SN1572、SN1604）分別由第谷·布拉赫和約翰尼斯·開普勒做過大量觀測而稱為第谷超新星和開普勒超新星超新星爆發時光度極大，甚至可以與整個星系爭輝，因而大望遠鏡可以發現河外星系的超新星，現代望遠鏡每年可發現幾百顆河外星系的超新星。
“愛因斯坦天文臺”
除了在可見光區觀測到的超新星遺跡外，通過專門用來觀測來自太空的射線的人造衛星“愛因斯坦衛星”，人類發現了不少天上的射線源，其中有30個以上是射線超新星遺跡。1572年出現的隆慶彗星，即第古新星，就留下了射線遺跡。超新星沖擊波使得星際介質溫度高達幾百萬開，并輻射出強烈的射線。這是一顆典型的Ⅰ型超新星。
射電望遠鏡
20世紀30年代，射電望遠鏡開始出現，射電望遠鏡是由一個有方向性的天線和一臺靈敏度很高的無線電接收機組成的。天線所起的作用好象光學天文望遠鏡的透鏡或反射鏡，它把天體發出的無線電會聚起來。接收機的作用就象我們的眼睛或照相底片，它把天線所收集起來的無線電波經過變換、放大后記錄下來。如埃菲爾斯伯格射電望遠鏡，它建成于1972年8月，通過它在天鵝座區域內，發現多個超新星遺跡。
重要超新星
數據來源：
超新星候選者
恒星已被確定為可能的核心塌陷超新星候選者：紅超巨星心宿二和參宿四；[235]黃超巨星Rho Cassiopeiae；發光的藍色變星船底座Ⅹ埃塔已經產生了一個超新星冒名頂替者；以及Regor或Gamma Velorum系統中最亮的部分，沃爾夫—拉葉星。已知最近的Ⅰa型超新星候選者是IKPegasi（HR8210），距離地球150光年。
恒星坍縮
當大量的氨在引力作用下開始自身坍縮時，恒星就誕生了。隨著凝聚加劇，恒星變熱，產生光，形成了氮。最終，這顆恒星耗盡了氫燃料，開始冷卻，并且邁進了“死亡的墓地”，經過超新星爆發后，此時有幾種可能的狀態，一種是黑洞，或者在恒星相對較小的情況下形成壓縮得很緊密的同類，如白矮星或者中子星，還有可能形成超新星遺跡。
黑洞
質量超過的冷天體由于引力坍縮將成為黑洞。黑洞的嚴格定義應當用廣義相對論來描述。但是，對于一個球對稱、無轉動的黑洞，廣義相對論得到的引力半徑，以為半徑的球面稱為黑洞的視界。經典的黑洞理論認為，任何粒子或信息（包括光）都不能由視界內傳播到視界外，而只允許從視界外到視界內的單向傳輸過程。黑洞不一定都像白矮星、中子星那樣是高密度天體，例如，質量為的施瓦氏黑洞的平均物質密度是
因而，質量越大的黑洞，其密度越低，一個質量為g的黑洞密度是g·cm-3，而一個g的黑洞密度是g·cm-3。黑洞的另一個特點是，其溫度與質量成反比，經典的黑洞熱力學給出，質量為的黑洞的溫度是
這樣，太陽質量的黑洞溫度，而g的小黑洞溫度卻高達。黑洞是一個負熱熔體系，當它吸收周圍物質增加質量（能量）時，其溫度反而降低。
白矮星
白矮星屬于高密度恒星，它是恒星演化的后期階段，當主星序中恒星的中心區域的核燃料——氫已消耗盡時，星體將先膨脹為紅巨星（或超紅巨星），然后經坍縮形成高密度的中子星或白矮星．當星質量超過時，星體在坍縮中形成白矮星。Ⅰa超新星是由接近錢德拉寒卡極限的白矮星失控的熱核爆炸產生的。白矮星是一顆死星，不再發生核聚變反應。但它繞著紅巨星轉時可能會從紅巨星的外層積聚物質。這些物質被吸引到白矮星上，在強引力下被壓縮成白矮星表面的球殼。最終，球殼的密度達到臨界點，在巨大的核聚變爆炸中噴發，可能在星系的另一端都能看見，這種事件為新星。因為白矮星會一直持續從伴星處吸取物質，新星在銀河系中每年大約會出現十次，如蛇夫座RS就分別在1898、1933、1958、1967和2006年噴發。
當自矮星的質量接近錢德拉寒卡極限時，表面吸積物質的殼層被引爆，可能會觸發其核心內的碳聚變。自矮星的強引力擠壓著核心，而核心是高度簡并的，由電子簡并壓支撐，這基本上不依賴于溫度，所以碳聚變釋放的任何能量都會導致溫度的急劇上升，這又反過來大幅增加聚變率。這樣所致的失控熱核爆炸會摧毀白矮星，點亮成為Ⅰa型超新星。
中子星
當物質密度達到或超過原子核密度時，物質主要由簡并中子組成。由這種物質狀態形成的恒星稱為中子星。這是由于大于太陽質量的恒星演化到后期，能源接近枯竭，發生猛烈爆發所殘存的遺骸。由于恒星激烈爆發后的急劇收（縮）使恒星內部產生了極大的擠壓力，把原子外層的電子擠到原子核里去，電子所帶負電荷和核內質子的正電荷中和，因而形成了中子，并形成高密度的中子結構的物質，成為中子星。和黑洞一樣，中子星也是由超新星爆發后殘留的星核形成的。一般而言，殘留的核質量如果超過太陽的3倍，形成的是黑洞；在太陽的1.5到3倍之間，就坍縮成中子星。當超新星爆發后形成的致密核質量大于1.4倍太陽質量時，簡并電子壓無法抗衡向內的引力，星體將進一步坍縮，電子被壓進原子核，與質子結合形成中子，即
隨著中子的數量增加到一定程度，系統成為簡并中子氣。中子是費米子，也要產生相應的簡并壓，即中子簡并壓。當中子密度超過時，中子簡并壓產生的向外壓力足以抵抗向內的坍縮引力，從而形成穩定的中子星。
脈沖星
脈沖星指周期性地以脈沖形式輻射電磁波（主要是射電波）的一種天體，是1967年底被大型射電干涉儀首次發現的新天體。其主要特征為：周期性地發射出短促的脈沖輻射；周期很短（約0.03一4秒）并有非常緩慢的增長現象、脈沖呈單峰或雙峰形狀，脈沖持續時間約為周期的幾十分之一到十分之幾；脈沖輻射是高度偏振的。絕大多數脈沖星只是在射電波段觀測到脈沖輻射。對于個別的脈沖星還觀測到光學、射線和射線的脈沖輻射。蟹狀星云的中心星是最著名的一顆脈沖星，周期0.033秒，目視星等16.5等，距離約6000光年。若以單個脈沖來計算，周期只變長10-13秒，達到了現代氫原子鐘的精度。脈沖寬度很窄，數量級只有幾個至百十個毫米，但頻譜卻很寬，無線電頻率從40到10000兆赫都有。脈沖星大都分布在銀道面兩旁。一般認為，脈沖星是具有很強磁場的快速自轉著的中子星，可能是在超新星爆發中產生的。
超新星遺跡
超新星遺跡是指恒星發生超新星爆發后形成的天體。超新星爆發時氣體以很高的速度噴射出去，與星際介質相撞并產生高溫，進而進發出美麗的光芒，這就是所謂的超新星遺跡。最早被觀測到的超新星遺跡是梅西葉星表里的蟹狀星云（M1），超新星遺跡的結構通常很復雜，但可以根據是否有殼層和中心致密天體近似地把它們分為三類：殼層型、實心型、復合型。它們的射電輻射都呈現出非熱輻射特性，其中殼層型在x射線波段大多還呈現熱輻射性質，因為其射線發射主要通過與周圍物質相互作用，發生區域密度較高，容易滿足熱平衡條件；而對于實心型，觀測到的x射線輻射主要來自相對論性電子的同步加速輻射因而輻射呈現非熱特性。
超新星遺跡的演化通常分為四個階段：第一階段是自由膨脹階段，超新星爆發時噴出的物質高速膨脹，觀測到的初始膨脹速度為2X104km·s-1，平均速度不到1X104km·s-1，持續時間不到2000a，遺跡半徑小于1秒差距（pc），掃過的周圍物質的質量小于。殼層的密度比周圍物質密度大很多，所以近似于自由膨脹，在此階段，被膨脹殼層掃過的周圍物質的質量還遠遠小于殼層質量；第二階段是絕熱階段，這時的膨脹速度已經有所下降，平均約200km·s-1，持續時間約4X104a，遺跡的半徑約10pc，被膨脹殼層掃過的周圍物質質量可達到幾十倍太陽質量，與殼層質量同量級，因速度仍然很快，所以近似認為它是絕熱膨脹；第三階段是輻射階段，膨脹速度慢下來，平均為20km·s-1，此時遺跡年齡達1X105a，遺跡的半徑約30pc，掃過質量可達，殼層物質開始與周圍物質進行熱交換，形成激波并向外輻射能量，溫度降低，激波后面的物質快速冷卻，不再有任何壓力驅動，殼層持有穩定的徑向動量向外運動，把掃過的星際物質堆積起來；第四階段是消散階段，遺跡幾乎不再輻射特征能量，直至速度與周圍物質接近，此時遺跡年齡大約有幾十萬年。
參考資料 >
Oxford English Dictionary.牛津大學出版社.2023-12-22
知天文 | 客星出天關，從1054年的超新星爆發談起. 浦東科協.2023-12-26
關于SN工廠.附近超新星工廠 .2023-12-26
List of Recent Supernovae.Catalina Real-time Transient Survey.2023-12-21
A comparative study of supernova light curves..史密森天體物理觀測站.2023-12-21