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Jumbo Heritage List ? Epic Adventure of Jumbo Huang
无欺于死者，无负于生者，无愧于来者
第4261回：南门客星辐射激波，超新星核引力坍缩
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超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可能持续几周至几个月甚至几年才会逐渐衰减。而在此期间，一颗超新星所释放的辐射能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相当。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致一个由膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构形成，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潜在的强大来源。初级宇宙射线中来自超新星的占了很大的比例。
超新星比新星更有活力。超新星的英文名称为 supernova，nova在拉丁语中是“新”的意思，这表示它在天球上看上去是一颗新出现的亮星（其实原本即已存在，因其亮度增加而被误认为是新出现的）；字首的super-是为了将超新星和一般的新星有所区分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星这个名词是沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基在1931年创造的。
超新星可以由两种方式触发：突然重新点燃核聚变之火的简并恒星，或是大质量恒星核心的重力塌陷。在第一种情况下，一颗简并的白矮星可以通过吸积从伴星那儿累积到足够的质量，或是吸积或是合并，提高核心的温度，之后点燃碳融合，并触发失控的核聚变，将恒星完全摧毁。在第二种情况，大质量恒星的核心可能遭受突然的引力坍缩，释放引力势能，可以产生一次超新星爆炸。
最近一次观测到银河系的超新星是1604年的开普勒超新星（SN 1604）；回顾性的分析已经发现两个更新的残骸。对其它星系的观测表明，在银河系平均每世纪会出现三颗超新星，而且以现在的天文观测设备，这些银河超新星几乎肯定会被观测到。它们作用的角色丰富了星际物质与高质量的化学元素。此外，来自超新星向外膨胀的激波可以触发新恒星的形成。
喜帕恰斯观测恒星的兴趣可能受到观测一颗超新星的鼓舞（依据普林尼）。人类最早的观测超新星纪录是中国天文学家于公元185年看见的SN 185，有记载的最亮超新星是SN 1006。对此，中国和伊斯兰天文学家都有详细的记述。人们观测次数最多的超新星是SN 1054，它形成了蟹状星云。超新星SN 1572和SN 1604是目前为止以裸眼观测到的最后两颗银河系内的超新星，这些超新星的发现对欧洲天文学的发展有显著的影响，因为这些发现被用来反驳在月球和行星之外是不变的亚里斯多德宇宙观点。约翰·开普勒在超新星SN 1604达到亮度峰值的1604年10月17日观测到它，并且在此期间一直估计它的亮度，直到第二年亮度暗淡到裸眼看不见才停止。它是那个时代人们所观测到的第二颗超新星（继第谷·布拉赫的仙后座SN 1572之后）。
由于望远镜的发展，人们能观测到超新星的区域不只在银河系内，已扩大到其他的星系。在1885年观察到仙女座星系的超新星仙女座S。美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基和弗里茨·兹威基在1941年开启了现代的超新星分类计划。在1960年代，天文学家发现超新星爆炸期间的最大强度可以作为天文距离的标准烛光，从而测量出天体的距离。
最近，观测到一些遥远的超新星比预期的黯淡，这种现象支持了宇宙加速膨胀的观点。为重建没有书面纪录的超新星观测，人们开发了新技术以观测超新星。从超新星仙后座A的爆发日期，人们侦测到来自星云的回光事件。人们从对其温度的测量和来自钛-44的γ射线衰变，估计出超新星遗迹RX J0852.0-4622的年龄。在2009年，通过匹配南极冰沉积物的硝酸含量，人们了解了过去超新星事件发生的时间。
185年12月7日，东汉中平二年乙丑，中国天文学家观测到超新星185，这是人类历史上发现的第一颗超新星。该超新星在夜空中照耀了八个月。《后汉书·天文志》载：“中平二年（185年）十月癸亥，客星出南门中，大如半筵，五色喜怒，稍小，至后年六月消”。
SN 185是出现于公元185年的一颗超新星，位置在圆规座和半人马座之间，靠近南门二的附近。这颗客星被我国天文学家纪录在《后汉书》内，并且也可能记录在罗马帝国的文献中。它在夜晚可以见到的时间长达8个月，相信是人类纪录到的第一颗超新星。建议取名为“南门客星”。
气体的壳层RCW 86，距离估计约为三千秒差距，被认为是这颗超新星事件的残骸，近来的X射线研究与预期的年代有很好的吻合。
1006年4月30日：位于豺狼座的SN 1006爆发，它可能是有史以来人们记录到的视亮度最高的超新星，据推断其亮度达到了-9等。据现代天文学家推测：“在1006年的春天，人们甚至有可能能够借助它的光芒在半夜阅读。”在中国历史上的宋朝时期，这颗超新星由司天监周克明等人发现，因而将它称作周伯星。在《宋史·天文志》卷五六中记载为：“景德三年四月戊寅，周伯星见，出氐南，骑官西一度，状如半月，有芒角，煌煌然可以鉴物，历库楼东。八月，随天轮入浊。十一月复见在氐。自是，常以十一月辰见东方，八月西南入浊。”
1054年7月4日：产生蟹状星云的一次超新星爆发，这次客星的出现被中国历史上宋朝的天文学家详细记录，《续资治通鉴长编》卷一七六中载：“至和元年五月己酉，客星晨出天关之东南可数寸（嘉祐元年三月乃没）。”日本、美洲原住民也有观测的记录。
1572年11月初（可能在2日到6日之间）：仙后座的超新星（第谷超新星）爆发，丹麦天文学家第谷有观测的记录，并因此出版了《De Nova Stella》一书，是新星的拉丁名nova的来源。据估计这颗超新星的绝对星等有-15.4等，距地球7500光年；它最高时的视亮度有-4等，可以与金星相比。
1604年10月9日：蛇夫座的超新星（开普勒超新星），德国天文学家开普勒有详细观测的记录，这是迄今为止银河系里最后一颗被发现的超新星，视星等为-2.5等，距地球6000光年。它曾被伽利略用作反驳当时亚里士多德学派所谓上天永远不变的理论。
1885年8月19日：位于仙女座星系的超新星SN 1885A（仙女座S）被爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德（Issac Ward）在贝尔法斯特发现，这是人类首次发现河外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。
1987年2月24日：位于大麦哲伦星云的超新星1987A在爆发后的数小时内就被发现，是现代超新星理论第一次可以与实际观测比较的机会。它距地球约为五万一千四百秒差距，最亮时视星等为3等。
在1930年代，沃尔特·巴德和弗里茨·兹威基在威尔逊山天文台时，起初的工作相信这只是一种新类型的新星。“超新星（super-novae）”这个名词在1931年巴德和兹威基在加州理工学院的一场演讲中首度被使用，然后在1933年在美国物理学会的会议中被大众使用。1938年，连字号被取消，成为现代出现和使用的形式。因为超新星是一种在星系中相对罕见的事件，在银河系大约每世纪只发生三次，要获得好的研究样本，就需要定期监视许多星系。
在星系中的超新星，没有任何有意义，可以预测的准确性。通常情况下，它们被发现时，都是在已经出现后了。科学上对超新星最感兴趣的是距离测量——例如，做为标准烛光——需要观察其峰值亮度。因此，至关重要的是及早发现它们，最好能在达到最大亮度之前。业余天文学家的人数远远的多于专业天文学家，在寻找超新星上发挥了很大的作用。通常，通过光学望远镜观测一些邻近的星系，比较早些时候的照片来发现。
在20世纪结束的时候，越来越多的天文学家改用电脑控制的望远镜和CCD猎取超新星。业余天文爱好者也喜欢这种装置，也有专业的设置，例如卡茨曼自动成像望远镜。最近，超新星早期预警系统专案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已经开始使用网络的中微子探测器来对超新星提出早期预警。中微子是一种微粒，在超新星爆炸时会大量产生，并且它们不会被星系盘的星际气体和尘埃明显的吸收。
超新星的搜索分为两类：那些聚焦于相对较近的事件，和那些寻找较远的爆炸。因为在膨胀的宇宙可以通过测量其多普勒频移估计在远方已知发射频谱的距离（或红移）；越遥远的天体有越大的退移速度，所以比附近的天体有较高的红移。因此，搜寻分为高红移和低红移，其间的分界约为红移 z等于0.1–0.3的范围，在此，z 对于频率的移动是无单位量。
高红移超新星的搜寻，通常涉及超星光变曲线的观察。这些都是用标准或校准烛光的哈勃图并使用宇宙论的预测。超新星的光谱，用在研究超新星的物理和环境时，在低红移的会比高红移的更为实用。低红移的观测也依靠哈勃曲线的低距离结束端，这是用来描述距离相对于可见星系红移的曲线。
2006年9月18日：距地球2.38亿光年的超新星SN 2006gy爆发（曾被假设是不稳定对超新星，但没有得到证实），是有史以来观测到的最强烈的超新星爆发。
星际物质中，从氧到铷等元素的主要来源是超新星，然而理论上的元素丰度，在光谱的观测中会因为不同类型的超新星而有很大的差异。Ia型超新星主要产生硅和铁峰元素，像镍和铁这种元素。核心坍塌超新星喷发的铁峰元素要比Ia型超新星少得多，但因氦核作用生成的轻元素如氧、氖等，和比锌重的元素则有较大的量。后者在电子捕获超新星方面尤其显著。从II型超新星喷搋来的物质大部分是氢和氦。重元素的生成：核聚变可以形成34S的原子核；
在硅光分解和准静态平衡的硅燃烧的过程中可以生成36Ar和56Ni之间的原子核；在超新星崩溃期间，经由快速捕获中子（R-过程）生成比铁重的元素R-过程产生富含中子但极度不稳定的原子核，会迅速的经由β衰变形成更稳定的形式。在超新星中，R-过程反应产生的同位素占铁元素以外元素所有同位素的一半，然而中子星合并可能才是许多此类元素的主要天体物理来源。
在现代宇宙中，老的渐近巨星支星是来自S-过程的元素、氧化物和碳等尘埃的主要来源。不过，在早期的宇宙中，尚未生成渐近距星支星之前，超新星可能是尘埃的主要来源。
许多超新星的残骸是由致密的天体和快速膨胀的激波物质组成。这种物质云自由膨胀的阶段可以持续长达两个世纪，并席卷了周围的星际物质。然后，这种波经由绝热膨胀逐渐冷却，在大约10,000年的时间里，它会慢慢冷却并与周围的星际物质混合。
大爆炸产生氢、氦和微量但可检测出的锂，而所有更重的元素都是在恒星和超新星中合成。超新星往往用氢和氦以外的元素丰富周围的星际物质。天文学家将比更重的元素都称为金属。
这些注入星际物质的元素最终丰富了分子云，而这而是恒星形成的场所。因此，每一代的恒星组成都略有不同，从几乎纯氢和氦的混合到富含更多金属的成分。这些元素都是在核聚变期间在恒星中形成的，超新星是分配这些较重元素的主要机制。构成恒星的元素中，不同元素的丰度对横星生命有重要的影响，并可能决定性的影响围绕恒星运转的行星形成的可能性。
膨胀的超新星遗迹的动能可以经由压缩附近太空中密集的分子云来触发恒星的形成。如果分子云不能移除多余的能量，湍流的压强也会阻止恒星的形成。
来自短寿的放射性同位素次代元素的证据显示，测定一颗邻近超新星爆炸的成分，说明了太阳系的组成，也可能在45亿年前触发了太阳系的形成。
超新星遗迹被认为占有银河系原生宇宙射线很大的一部分，但只在少数的残骸中发现产生宇宙射线的直接证据。从超新星遗迹IC 443和W44中检测到来自π介子衰变产生的γ射线。这些是超新星遗迹中被加速的质子撞击星际物质时产生的。
超新星是星系中潜在的强引力波来源，但到目前为止还没有检测到。迄今探测到的引力波事件来源都是黑洞和中子星的合并，而这些天体可能是超新星的残余物。
邻近地球的超新星是距离地球够近，对地球生物圈有显著影响的超新星。根据超新星的类型和能量，它的距离可以远至3,000光年。
在1996，有理论指出探测地球岩层中金属同位素特征的形式，有可能找到过去的超新星痕迹。后来，有报告在太平洋深海的岩石中检测到富集的铁-60 。2009年，在对应于1060年代的南极冰层中发现硝酸盐离子含量升高，这与1006年和1054年的超新星吻合。来自这些超新星的γ射线可能提高地球大气层中氮氧化物的水准，而这些氮氧化物被困在冰层中。
如果Ia型超新星发生在离地球够近的距离上，被认为是最危险的。由于这种超新星产生于联星系统中黯淡的白矮星，因此在研究不够充分的恒星系统中，很可能发生能够影像地球，但未能预测的超新星。已知最接近的候选者是飞马座IK（详见下文）。最近的估计，II型超新星必须接近地球至8秒差距（26光年）才能破坏地球一半的臭氧层，但距离最近的候选者大约在500光年的距离上。
银河系的下一颗超新星即使发生在银河系的远端，也很可能被检测到。它很可能是由已经收录在2微米全天巡天（2MASS）星表中的一颗不起眼红超巨星坍塌产生。有可能由不同类型的大质量恒星（例如黄超巨星、高光度蓝变星、或沃夫–瑞叶星）产生，但可能性比较小。下一颗超新星是由白矮星产生的Ia型超新星的机会，大约是核心坍塌超新星的三分之一。其次，无论它发生在何处，它都可以被观测到，但是不太可能曾经观测过它的祖恒星。如果是Ia型超新星，因为很难在几秒差距之外检测出这样的系统，甚至会不知道祖系统是怎样的组合。据估计，银河系中超新星的生成率是每世纪2至12颗，但实际上已经好几个世纪没有观测到。
从统计上看，下一颗超新星最可能来自一颗不起眼的红超巨星，但很难确定这些超巨星中，那些是处于核心重元素融合的最后阶段，也许还剩下数百万年的岁月。质量最大的红超巨星在核心坍塌之前，会先抛出它们外层的气体，演化成为沃夫–瑞叶星。所有的沃夫–瑞叶星都会在一百万年左右的时间内结束生命，但同样很难确定那些是最接近核心坍塌的恒星。预计在几千年内就会爆炸的一类是已经知道耗尽其核心氧的WO沃夫–瑞叶星。已知的这一类沃夫–瑞叶星只有8颗，而其中只有4颗在银河系。
一些众所周知接近核心坍塌超新星的候选者是红超巨星的心宿二和参宿四 ；黄特超巨星的螣蛇十二（仙后座ρ）；曾经是假超新星的高光度蓝变星海山二，和在船帆座最明亮的天社一（船帆座γ1）系统的伴星：一颗沃夫–瑞叶星。其它还有，虽然不太可能，但已经获得名声的还有γ射线爆后代的WR104。
确定Ia型超新星的候选者更有投机性。尽管确切的机制和时间尺度都还有争议，但任何带有吸积白矮星的联星系统都可能产生超新星。这些系统都是按但、难以识别的，但新星和复发的新星都是这样的系统，很方便于自我宣传。天蝎座U就是一个例子。已知最靠近地球的一颗Ia型超新星的候选者是飞马座IK（HR 8210），距离是150光年，但观测表明，白矮星需要数百万年的时间才能吸积达到成为Ia型超新星所需要的临界质量。
当发现超新星的报告送交给国际天文学联合会的天文电报中心之后，它就会分配这颗超新星的名字，并且发出通告。名字是由前缀字SN接续发现的年份和一或二个英文字母组成。每年最初的26颗依序使用从A到Z的字母，之后始用小写的字母：aa、ab，依序排列。例如，SN 2003C，是2003年发现的第三颗超新星。2005年发现的最后一颗超新星SN 2005nc，是2005年的第367颗。从2000年开始，专业和业余天文学家每年都发现数百颗超新星（2005年367颗、2006年551颗、2007年572颗、2008年261颗、2009年390颗、2013年231颗）。
历史上已知的超新星只简单的依照发现的年份命名，它们有：SN 185、SN 1006、SN 1054（天关客星）、SN 1572（第谷新星）、和SN 1604（开普勒之星）。从1885年开始采用字母命名，即使那一在只发现一颗超新星（如SN 1885A、SN 1907A等等） －最后一次是1947年的SN 1947A。， SN，是超新星的标准前缀字。直到1987年，两个字母的代号都是备而不用，但从1988年开始，每年都需要用到双字母。
天文学家使用它们的光度曲线和不同的化学元素在光谱中造成的吸收线，以这一部分进行分类和试图了解超新星。分类的第一个依据是是否存在由氢造成的吸收线。如果一颗超新星的光谱中包含氢的谱线（在可见光部分的谱线是巴耳末系），它就属于II型超新星；否则就是I型超新星。在这两种类型中，每种都会依据存在于谱线中的其它元素或光度曲线的形状再细分（依据这颗超新星的视星等相对于时间的函数关系图）。
I型超新星依据谱线为基础再细分，典型的Ia型超新星有强烈的硅离子吸收线。这条谱线不明显或不强烈的I型超新星被归类为Ib或Ic型超新星，Ib型超新星显示出强烈的中性氦谱线，Ic型超新星则缺乏这种谱线。所有I型超新星的光度曲线都与Ia型超新星相似，在峰值都会比较明亮，所以光度曲线不是I型超新星分类的主要依据。
少数的Ia型超新星显现出不寻常的特征，如非标准的光度或宽广的光度曲线，但检视它们在最早期的样本中都会显示出与分类典型相似的特征。例如，低光度的SN 2008ha通常分类为类SN 2002cx或是Ia-2002cx。
II型超新星也可以依据光谱来细分。大部分的II型超新星都显现非常宽的发射线，这表示它是以每秒数千公里（Km/Sec.）的速度在膨胀。有些，像是SN 2005gl，有着相对狭窄的谱线，它们被分类为IIn型超新星，其中的'n'代表'狭窄'。
少数的超新星，像是SN 1987K和SN 1993J，显示出类型的改变：初期，它们显示出氢的谱线，但是经过几周或几个月的衰减期之后，光谱中主要是氦的谱线。IIb型超新星的功能就是用来描述II型超新星和Ib相关联的组合。
II型超新星在光度下降的过程中，依然广泛的呈现由氢主导的光谱，因此分类主要是依据其光度曲线。最常见的类型是在最大亮度之后不久，光度的下降曲线中会出现"高原区"，视星等会维持几个月的稳定不变，然后才继续下降。这一形称为II-P型超新星，P代表高原。较罕见的缺乏高原区特征的II-L型超新星，"L"代表是线性的，因为光度曲线实际上是一条直线。
并不是所有的超新星都能正常的分类，不能吻合上述特征的分类为特异型超新星，或标示为'pec'。
弗里茨·兹威基基于少数的超新星不能完全符合I和II型，还定义了附加的超新星类型。在NGC 4303的SN 1961i是III型超新星的原型，并且是唯一的一颗，有着宽松的最大光度和氢的巴耳末系谱线，在光谱中缓慢的发展。在NGC 3003的SN 1961f是IV型的原型，也是唯一的一颗，有着与II-P超新相似的光变曲线和氢的吸收线，但也有微弱的氢发射谱线。V型超新星是NGC 1058的SN 1961V，一颗不寻常黯淡的超新星，或是假超新星，光度缓慢的升起，最大光度持续了好几个月，并且有这不寻常的发射光谱。海山二（船底座η）的大爆发被指出与SN 1961V相似。M101的超新星（1909年）和M83的超新星（1923年和1957年）也被建议可以归类为IV或V型超星。
这些超新星现在都被视为II型超新星的特例，并且有更多的例子被发现，然而现在依然在争辩SN 1961V是否是真的超新星，还是LBV爆发，或是冒名顶替者。
当大质量恒星突然变得无法支撑核心维持抵抗自身的重力，会经历核心崩溃；这是除了Ia超新星之外，其它所有类型的超新星形成的原因。这种崩溃的结果会导致恒星的外层剧烈爆炸，成为超新星，或者释放的重力势能不足而坍塌成为黑洞或中子星与少量的辐射能量。有几种不同的机制可以造成核心坍缩：电子捕获、超越钱德拉塞卡极限、成对不稳定、或是光致蜕变。当恒星发展出铁芯，因为电子简并压强不足以支撑超过钱德拉塞卡极限的质量，于是核心坍塌成为中子星或黑洞。跟着氧融合的爆炸，在氧氖镁核心的电子捕获是造成引力坍缩的原因，具有非常相似的结果。在大量的核心氦后燃烧产生电子-正子对移除热力学的支援，导置初始的坍塌与后续的失控核聚变，结果就是成对不稳定超新星。足够大和热的恒星核心可能产生γ射线，能量足够直接引发光致蜕变，这将导致核心彻底的崩溃。
金属量是除了氢和氦之外，其他元素和太阳中含量的比值。初始质量是成为超新星之前的质量，是太阳质量的好几倍，然而当时这颗超新星的质量可能已经低了许多。
在表中未列出IIn超新星。它们可能由不同类型的潜在祖恒星经由不同途径形成，甚至可能由Ia的白矮星引燃。虽然看起来大部分都是在明亮的巨星或超巨星（包括LBVs），经由铁芯崩溃形成的。窄光谱线是它们被如此命名的原因，因为这类超新星展开的拱星物质小而浓密。看起来IIn超新星是货真价实的假超新星，只是高光度蓝变星的大规模喷发，类似于海山二。在这些事件中，新喷发的物质通过激波与之前喷发的物质相互作用，产生窄吸收谱线。
当恒星的核心不再能对抗重力，它自身向内坍塌的速度可以达到70,000Km/s（0.23c），导致温度和密度迅速增加。接下来的步骤取决于恒星的质量和结构，低质量的简并核心形成中子星，大质量的简并核心通常大多完全坍塌成为黑洞；未简并的核心会经历失控的核聚变。
简并的核心开始坍塌时是光致蜕变和电子捕获的β衰变，暴发出电子中微子。当密度增加，因此困在核心的中微子辐射被截断。最终，内核的直径通常可以达到30公里 ，并且密度可以达到原子核的程度，中子简并压强试图阻止坍塌。如果核心的质量大约超过15 M☉，然后中子简并压强就不足以抵挡坍塌，就没有经过超新星爆炸的形式直接成为黑洞。
在低质量的核心，坍塌会被阻止，并形成有1,000亿K，约为太阳核心温度6,000倍，中子构成的核心。热中微子形成中微子-反中微子对的味，数倍于电子捕获中微子的数量。大约1046焦耳，相当于10%的恒星静止质量，在10秒内爆裂出的中微子是事件中最主要的输出。突然停止的核心坍塌和反弹在毫秒内产生激波，外核通过重元素的分离而失去能量。这个过程（不是很明确的了解）需要从中微子脉冲重新吸收大约1044（foe，1044）焦耳的能量，产生可见的爆炸；虽然理论上也有其它的能量爆炸。
一些外层封包的物质会落回到中子星上，使核心的质量超过8 M，就会形成黑洞。落回的质量会降低爆炸的动能和被逐出的放射性物质，但在某些情况下，它也可能产生相对论性喷流，导致γ射线暴或异常明亮的超新星。
大质量的非简并核心坍塌将点燃核心进一步的核聚变。当核心的坍塌由不稳定对开始时，氧开始融合，坍塌可能会停止。对核心质量在40–60 M☉，坍塌会暂停而恒星保持不变，但当更大的核心形成后，核心的坍塌会再度发生。对核心质量在60–130 M☉，氧融合和更重元素的核聚变会释放更多的能量，整颗恒星都会瓦解，成为一颗超新星。在大质量恒星的质量上限，由于许多太阳质量的镍56，超新星会异常明亮的时间会延长。核心的质量越大，核心的温度会高得足以进行光致蜕变，可以让整个核心成为一个黑洞。
由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在，II型超新星的光度曲线特征明显：与I型超新星的光度曲线相比，II型超新星的光度曲线平均每天降低0.008等，较前者要低很多。按照光度曲线的特征，II型超新星可分为两个子类，一类在光度曲线上有一个平坦的高原区（II-P型），另一类的光度曲线则只存在线性衰减（II-L型）。如此II-L型超新星的总体衰减率为每天0.012等，高于II-P型超新星的每天0.0075等。对于II-L型超新星而言，产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了。
II-P型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化。爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子，阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出，从而显著提高了外层的不透明度。当外层的氢离子冷却后重新组合成原子，外层区域的透明度又会回升。
在II型超新星光谱的诸多反常特性中，IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用，而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数（但不是全部）的氢元素外层。随着IIb型超新星喷射物的膨胀，余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构。
长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米每秒甚至以上的速度。现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性，但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。
具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。）
现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关，不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到。
尽管我们思考的超新星事件主要是可见光发光的部分，但是电磁辐射只是爆炸产生的轻微副作用。特别是核心崩溃的超新星，发出的电磁辐射事件只是总能量的一小部分。
在不同类型的超新星，能量产生的不同和平衡才是他们之间根本上的区别。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和喷发物的动能。核坍缩的超新星，绝大部分的能量经由中微子排放，在明显地主要爆炸时，99%以上的中微子已经在坍缩开始后的几分钟内逃逸了。
Ia型超星从核聚变失控的碳氧白矮星获得它们的能量。但还未能完全塑造能量的细节，而最终的结果是以高动能抛射出整颗恒星的原始质量。大约半个太阳质量的56Ni是从硅燃烧成。56Ni是放射性物质，半衰期为6天，会经由正电子发射辐射出γ射线蜕变成56Co。56Co本身又会以77天的半衰期经由正电子衰变成为稳定的56Fe。这两种过程负责提供来自Ia超新星的电磁辐射。在结合喷发物质透明度的变化，它们产生急剧下降的光变曲线。
核心坍缩超新星的平均是亮度比Ia型超新星低，但总能量却高得多。这来自于核心坍缩的重力势能，最初从崩溃的原子核产生电子中微子，紧接着所有的味（flavours）由过热中子星的核心释出。大约只要1%的这些中微子，就有足够的能量可以造成恒星外层的超新星爆炸，但当前的模型还不足以提供细节。动能和镍的量要比Ia超新星低一些，因此视亮度比较低，但来自数倍于太阳质量氢的电离能量可以贡献下降得更缓慢，并使核心坍缩超新星的光度在高原阶段。
在一些核心坍缩的超新星，会回退到黑洞驱动着相对论性喷流，这能会产生短暂、高能且定向的伽马射线暴，也将能量进一步的传输给实质物质喷流。这是产生高光度超新星的一个方案，被认为是极超新星和持续时间较长的伽马射线爆发的成因。如相对论性喷流过于短暂，不能穿透恒星外的包层，然后就可能产生低光度的伽马射线爆发，这颗超新星就可能是低亮度的。
当一颗超新星发生在低密度的星周云内时，它可能会产生激波，可以有效地将大量的动能转换成电磁辐射。虽然最初的爆炸能量是完全正常产生的超新星，也会有高亮度和延长的持续时间，这是因为他不依赖指数型的放射性衰变。这种类型的事件可能造成IIn型超新星。
虽然不稳定对超星是核心坍缩超新星，光谱和光变曲线类似IIp超新星，追随着核心坍缩之后自然的爆炸更像是碳氧和硅核聚变失控的巨型Ia型超新星。质量最高事件的总能量释放，媲美于其它核心坍缩超新星，但中微子的产生被认为很低，因此动能和电磁辐射能量是非常高。这些恒星的核心远比任何的白矮星巨大，放射性镍的数量和抛出的其它种元素也会更多，因此视觉光度会高出好几个数量极。。。
Jumbo Huang Notes: A supernova is a powerful and luminous stellar explosion. This transient astronomical event occurs during the last evolutionary stages of a massive star or when a white dwarf is triggered into runaway nuclear fusion. The original object, called the progenitor, either collapses to a neutron star or black hole, or is completely destroyed. The peak optical luminosity of a supernova can be comparable to that of an entire galaxy before fading over several weeks or months.
Supernovae are more energetic than novae. In Latin, nova means "new", referring astronomically to what appears to be a temporary new bright star. Adding the prefix "super-" distinguishes supernovae from ordinary novae, which are far less luminous. The word supernova was coined by Walter Baade and Fritz Zwicky in 1929.
The most recent directly observed supernova in the Milky Way was Kepler's Supernova in 1604, but the remnants of more recent supernovae have been found. Observations of supernovae in other galaxies suggest they occur in the Milky Way on average about three times every century. These supernovae would almost certainly be observable with modern astronomical telescopes. The most recent naked-eye supernova was SN 1987A, the explosion of a blue supergiant star in the Large Magellanic Cloud, a satellite of the Milky Way.
Theoretical studies indicate that most supernovae are triggered by one of two basic mechanisms: the sudden re-ignition of nuclear fusion in a degenerate star such as a white dwarf, or the sudden gravitational collapse of a massive star's core. In the first class of events, the object's temperature is raised enough to trigger runaway nuclear fusion, completely disrupting the star. Possible causes are an accumulation of material from a binary companion through accretion, or a stellar merger. In the massive star case, the core of a massive star may undergo sudden collapse, releasing gravitational potential energy as a supernova. While some observed supernovae are more complex than these two simplified theories, the astrophysical mechanics have been established and accepted by most astronomers for some time.
Supernovae can expel several solar masses of material at speeds up to several percent of the speed of light. This drives an expanding shock wave into the surrounding interstellar medium, sweeping up an expanding shell of gas and dust observed as a supernova remnant. Supernovae are a major source of elements in the interstellar medium from oxygen to rubidium. The expanding shock waves of supernovae can trigger the formation of new stars. Supernova remnants might be a major source of cosmic rays. Supernovae might produce gravitational waves, though thus far, gravitational waves have been detected only from the mergers of black holes and neutron stars.
第4262回：白矮星密度极端高，印钱德拉塞卡极限
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