什麼是超新星??

超新星 (Supernova)
請收看NASA 的動畫
恆星演化未期的星體爆炸。質量 > 4 太陽質量的恆星，繼續燃燒越來越重的元素直至鐵 (iron) - 原子核束縳得最緊的元素。由於不能通過聚合鐵而產生更多的能量，形成惰性的鐵核心，不能再產生能量，恆星核心不能抵抗重力的收縮，迅速地塌縮，即使電子簡併壓力亦不能抗衡重力，核心收縮得越來越快，密度越來越高，當密度達至 1014 g/cc，核子被擠壓在一起，因而產生強大的反抗力，核心頓時變得非常堅硬。急速的塌縮撞落核心，內部產生極強大的反衝，以激振波 (shock wave) 向外傳播，並在外層觸發核反應，結果外層發生能量極高的爆炸 (相等於 1028 噸 TNT)，恆星的外層在極短時間內完全炸毀。恆星的亮度突然增加很多個星等。例如：中國宋代 (1054 AD) 天文學家記錄位於金牛座的「客星」，肉眼於日間也能看見，一個月後才漸漸變暗，兩年後才完全消失。
超新星殘骸 (Supernova Remnant)










圖片參考：http://www.phy.cuhk.edu.hk/astroworld/dictionary/pictures/m1_1.jpg


超新星爆炸後剩下來的星雲殘骸。例如：蟹狀星雲 M1 是 1054 年超新星剩下來的殘骸。


香港中文大學 天文小百科
http://www.phy.cuhk.edu.hk/astroworld/dictionary/dictionary_star.html


超 紅 巨 星 及 超 新 星
假 若 恆 星 的 質 量 超 過 八 個 太 陽 質 量 的 話 ， 它 會 怎 樣 演 化 呢 ？ 由 於 質 量 更 大 ， 恆 星 核 心 的 密 度 及 溫 度 亦 必 然 比 小 質 量 恆 星 高 ， 所 以 熱 核 反 應 會 以 更 快 速 度 進 行 ， 產 生 出 更 多 的 熱 能 ， 恆 星 會 更 加 光 亮 ， 這 些 恆 星 通 常 為 O 、 B 或 A 型 恆 星 。
和 其 他 恆 星 一 樣 ， 大 質 量 恆 星 會 在 主 序 階 段 把 氫 轉 化 為 氦 。 有 趣 的 是 ， 恆 星 質 量 越 大 ， 壽 命 越 短 ， 例 如 一 顆 相 等 於 15 個 太 陽 質 量 的 恆 星 ， 便 只 有 一 千 萬 年 的 壽 命 。 由 於 大 質 量 恆 星 的 核 心 比 一 般 恆 星 更 熱 和 有 更 高 的 密 度 ， 當 走 至 生 命 盡 頭 時 ， 核 心 條 件 足 以 把 氦 繼 續 轉 化 為 碳 ， 同 時 在 核 心 外 圍 形 成 一 個 氦 殼 。 在 恆 星 強 大 質 量 的 約 束 下 ， 核 心 氦 聚 變 成 碳 的 過 程 能 穩 定 地 進 行 ， 在 核 心 高 熱 的 煎 熬 下 ， 恆 星 外 殼 會 極 度 膨 脹 ﹐ 成 為 比 紅 巨 星 更 巨 大 的 超 紅 巨 星 。
典 型 的 超 紅 巨 星 比 普 通 紅 巨 星 大 上 100 倍 ， 雖 然 表 面 溫 度 低 ， 但 整 體 光 度 仍 然 非 常 高 ， 絕 對 星 等 可 達 -10 ( 太 陽 的 絕 對 星 等 只 有 4.8 ) 。
情 況 很 像 燃 燒 氦 ， 強 大 的 引 力 足 以 在 核 心 燃 點 起 碳 ， 而 同 時 維 持 星 體 穩 定 。 核 心 物 質 不 斷 聚 變 為 更 重 的 元 素 ， 直 至 成 為 鐵 。 我 們 相 信 在 地 球 上 常 見 的 重 元 素 ， 例 如 氧 、 氦 、 矽 等 ， 其 實 是 在 遙 遠 的 過 去 ， 在 一 顆 恆 星 的 內 部 以 這 個 機 制 產 生 的 。 鐵 其 實 是 熱 核 反 應 的 終 站 。 氫 轉 化 為 氦 會 產 生 能 量 ， 但 要 把 鐵 結 合 成 更 重 的 元 素 時 ， 卻 反 而 要 吸 收 能 量 ， 這 也 是 為 甚 麼 我 們 把 如 鈾 等 重 元 素 分 裂 成 較 輕 元 素 時 ， 可 以 產 生 能 量 的 原 因 。


圖片參考：http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture/ch16/imgs/bind_eng.gif

由 於 繼 續 燃 燒 鐵 的 核 反 應 反 而 需 要 能 量 ， 所 以 恆 星 核 心 產 生 能 量 的 能 力 便 會 戛 然 而 止 ， 核 心 的 壓 力 驟 降 。 當 核 心 積 聚 了 足 夠 的 鐵 後 ﹐ 在 百 分 一 秒 之 內 ， 核 心 會 毀 滅 性 地 猛 烈 收 縮 ， 同 時 把 核 心 溫 度 提 高 。 所 有 尚 未 使 用 的 燃 料 會 迅 速 核 聚 變 成 鐵 或 鎳 。 核 心 的 外 殼 會 塌 縮 在 核 心 上 ， 電 子 和 質 子 會 結 合 成 中 子 ， 並 放 出 中 微 子 。 中 微 子 是 亞 原 子 粒 子 ， 它 們 差 不 多 不 會 和 任 何 物 質 產 生 反 應 ， 所 以 恆 星 對 它 們 來 說 是 透 明 的 。 大 部 分 塌 縮 所 產 生 的 能 量 便 是 由 中 微 子 帶 走 。


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由 於 原 子 核 的 天 然 密 度 會 成 為 巨 大 的 阻 力 ， 防 止 核 心 進 一 步 收 縮 ， 這 時 核 心 會 猛 烈 反 彈 ， 以 極 高 速 塌 縮 的 核 心 外 殼 會 和 反 彈 中 的 核 心 碰 撞 ， 產 生 強 烈 的 衝 擊 波 ， 同 時 產 生 出 像 鈾 等 比 鐵 更 重 的 元 素 ， 並 把 恆 星 外 殼 炸 毀 ， 這 便 是 II 型 超 新 星 ( I 型 超 新 星 其 實 只 是 強 度 足 以 把 中 心 白 矮 星 炸 毀 的 普 通 新 星 爆 發 ) 。


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超 新 星 爆 發 十 分 激 烈 ， 恆 星 的 亮 度 可 以 暴 增 15 等 ， 是 宇 宙 中 最 璀 璨 的 天 文 現 象 。 近 年 來 可 以 用 肉 眼 看 到 的 超 新 星 爆 發 ， 發 生 在 一 個 稱 為 大 麥 哲 倫 雲 的 小 星 系 內 的 SN1987A 。可 惜 的 是 ， 大 麥 哲 倫 雲 位 於 南 天 極 附 近 ， 結 果 住 在 香 港 的 市 民 無 緣 得 見 。






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(C) Anglo-Australian Observatory, David Malin 攝 影.
公 元 1054 年 ， 宋 朝 天 文 學 家 目 睹 在 現 今 金 牛 座 天 區 出 現 了 一 顆 客 星 ， 這 顆 突 然 出 現 的 星 異 常 光 亮 ， 在 隨 後 兩 個 月 的 早 上 也 可 以 看 見 ， 這 顆 客 星 便 是 我 們 所 說 的 超 新 星 。


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當 年 超 新 星 爆 發 出 來 的 殘 跡 ﹐ 還 形 成 了 現 今 用 小 型 望 遠 鏡 都 可 以 看 得 見 的 M1 蟹 狀 星 雲 。 蟹 狀 星 雲 仍 然 在 膨 脹 ﹐ 最 終 會 溶 入 星 際 物 質 而 消 散 。






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鳴 謝﹕ STScI.
天 文 學 家 每 年 會 發 現 十 數 至 數 十 顆 超 新 星 ， 但 大 部 分 都 位 於 偏 遠 而 暗 淡 的 河 外 星 系 ， 這 是 1994 年 在 M51 發 現 的 超 新 星 。






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鳴 謝﹕ STScI.
恆 星 在 超 新 星 爆 發 後 又 如 何 呢 ？ 這 便 取 決 於 恆 星 剩 餘 核 心 的 質 量 。 在 大 爆 炸 後 ， 若 剩 餘 質 量 少 於 1.4 個 太 陽 質 量 ， 便 會 成 為 白 矮 星 ； 若 質 量 介 乎 1.4 至 大 約 3 個 太 陽 質 量 ， 便 會 成 為 中 子 星 ； 若 質 量 更 大 ， 便 會 成 為 黑 洞 。 下 圖 顯 示 了 不 同 質 量 恆 星 的 死 亡 路 徑 。


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宇宙的本質 第十六章 大質量恆星之死
http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。爆發中會釋放出大量等離子體，並且持續數周至數年時間，天空中好像突然出現了一顆新的恆星。超新星不同於新星，雖然新星爆發都會令一顆星的光度突然增加，但是程度比較小。超新星爆炸會把恆星的外層拋開，令周圍的空間充滿了氫、氦及其他元素，這些塵埃和氣體最終會組成星際雲。爆炸所產生的衝擊波也會壓縮附近的星際雲，引致恆星的產生。

爆炸的衝擊波會衝擊四周，留下一個超新星殘骸。蟹狀星雲就是一個著名的例子。

光度突然間暴增幾千萬倍以上的星星就是超新星，目前多認為這是大質量恆星在演化末期核爆炸的現象。