SN 2021hpr
SN 2021hpr 是一個位於天龍座的Ia超新星，位於旋渦星系中，距地球約45Mpc。該超新星於2021年4月2日由業餘天文學家板垣公一報告。 該超新星的爆發源很可能為一個雙星系統中的其中一顆恆星，該系統中的兩顆恆星之間的距離約為15.84AU。 與近紅外光波段的亮度，改編自Barna et al. (2023)]] 該超新星產生的膨脹火球較為均勻，可能是由於超新星的噴出物與雙星系統中的另一顆恆星與富含金屬的星周塵產生相互作用而導致的…
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SN 2010lt
{{Supernova | name = SN 2010lt | image = | type = Ia | dec = | distance = 2.4亿 光年，打破SN 2008ha发现者Caroline Moore14岁的纪录，成为目前最年轻的超新星发现者。 发现 SN 2010lt爆发时的照片在2010年12月31日被David J. Lane的Abbey Ridge天文台拍下，并在2011年1月2日被天文爱好者Kathryn …
SN 2003fg
SN 2003fg，有時也稱為「香檳超新星」，是一顆不尋常的Ia超新星。它是在2003年被位於夏威夷毛納基山的加法夏望遠鏡和凱克望遠鏡發現的，並由加拿大多倫多大學的研究人員宣布此一發現。 然而，SN 2003fg的前身星在爆炸之前的質量達到2倍太陽質量。一个被用来解释一顆白矮星如何超过錢德拉塞卡極限的機制是白矮星的高速自转提供的离心力有效的提高了臨界質量。另一種解釋是，爆炸是由兩顆白矮星合併造成。前身星超钱德拉塞卡質量的證據來自超新星的…
SN 1960R
SN 1960R是一颗Ia型超新星，距离我们大约，位于M85中。后者是后发座的一个旋涡星系。 外部链接 * [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=SN+1960R&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id Supernova 1960R in M85]
SN 1993J
SN 1993J是1993年3月28日由西班牙天文学家弗兰西斯科·加西亚（）发现的超新星。它位于大熊座的河外星系M81，距离约为8.5 ± 1.3 百万光年 （2.6 ± 0.4百万秒差距），最亮时视星等为10.8等，它是二十世纪第二亮的超新星，仅次于位于大麦哲伦星系的SN 1987A。 光谱特征 SN 1993J的光谱特征随着时间的推移而改变。在最开始，它发射出非常强烈的氢光谱线，看起来更像是一颗II型超新星（大质量恒星由于内部塌缩引…
SN 1972E
{{Supernova |constellation=半人马座 |name=SN 1972E |type=Ia型 | host = NGC 5253 | ra = | dec = 。该星发现时的亮度刚好达到最大值约为8.49，位于NGC 5253中心以西约56角秒、以南约85角秒处。其位置处于星系的边缘，便于观测，最大限度地减少背景天体的干扰对于南半球的观测者来说，这颗超新星的位置非常理想，同时北半球的天文台也能进行较好的观测。人们曾尝…
SN 1054
根據《宋史》中的記錄模擬在儒略曆1054年7月4日凌晨4時半左右於北宋首都開封的夜空。]] 天關客星（編號：SN 1054），是1054年金牛座內發現的一顆超新星，古代中國和阿拉伯的天文學家在史書中對這顆星留下了詳細的記錄。因該星星突然出現在天關星（金牛座ζ）附近，故名天關客星。 記載 概況 這顆超新星在23天的時間內白天都可以見到，在夜晚可見的時間則持續了一年十個月。據研究，這顆星可能是Ⅱ型超新星，天關客星爆炸後的遺骸形成了蟹狀星雲，…
Ia超新星
行星狀星雲的中心部分。這個獨特天體的核心包含兩顆質量都與太陽相近的白矮星。它們正在緩慢地接近中，估計在7億年後會合併在一起。此一事件將使這兩顆白矮星毀滅，並創造出令人眼花撩亂的Ia超新星。]] 超新星（Type Ia supernova）是一种发生在聯星系统中的超新星，其中一颗恒星是白矮星，而另一颗恒星则大到巨星小到白矮星皆有可能。 白矮星是已完成其正常生命週期核融合反應的恆星殘骸。但是，一般最常見的碳-氧白矮星，如果它們的溫度上升得足…
SN 1572
SN 1572，又名“第谷超新星”,“仙后座B”，“阁道客星”，是一顆於仙后座出現的超新星，也是少數能以肉眼看見的超新星之一。它於1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度觀測，當時它比金星光亮，隨著光度轉暗，至兩年後的1574年3月，它已經無法再以肉眼看到。仙后座还有另外一颗著名的超新星遗迹：仙后座A。 第谷·布拉赫可能不是这个超新星的首位发现者，倒可能是Wolfgang Schuler ，后者于1572年11月6日首次发现…
超新星候選列表
超新星候選列表是天文學家提出將成為超新星前身的恆星。II型超新星的前身包括演化至最後階段的質量仍然大於10倍太陽質量的恆星(在這個質量範圍內的恆星，著名的例子包括心宿二、角宿一、仙王座μ和五合星團中的一些成員。)。Ia型超新星的前身是接近錢德拉塞卡極限，經由伴星吸積至大約是1.44太陽質量的白矮星。這張表也包括大質量的沃夫-瑞葉星，它們可能會成為Ia/Ib超新星。 註解 參考資料
超新星
（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。|244x244px]] 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幾年才会逐渐衰减。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當。恒星通过爆炸可以将其大部分甚至几乎所有物质以接近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…
SN 2005gj
SN 2005gj 是顆距離地球大約8億6400萬光年（2億6500萬秒差距）的超新星，於2005年9月29日由史隆數位巡天計畫和臨近超新星工廠計畫（Nearby Supernova Factory）發現。 性質 因為在SN 2005gj的光譜中發現氫的譜線（參見氫原子光譜），而被指出具有Ia超新星與IIn型超新星的性質。這種發射譜線在Ia超新星是非常罕見的 － 只有在SN 2002ic的譜線中觀察到相同的屬性。但是SN 2005gj的…
雷夫斯達爾超新星
{{Infobox supernova |name =雷夫斯達爾超新星（SN Refsdal） |image = |caption =雷夫斯達爾超新星（插圖）和星系團S MACS J1149.6+2223。. 創建者：Hubble/NASA/ESA/STScI/UCLA |epoch = J2000 |type = 第二型超新星 |SNRtype = |host = |constellation = 獅子座 |ra = 。此一觀測是由哈…
超新星观测史
是SN 1054的残骸]] 目前已知的超新星观测史可以追溯到公元185年时的SN 185，这是人类有记载最早的一颗超新星。自此之后，人类在银河系内曾观测到过其他一些超新星，其中SN 1604是在银河系中观测到的最后一颗超新星。 随着望远镜的发展，超新星的观测范围已扩展到了其他星系。这些发现为了解星系间的距离提供了重要的資訊。同时，人类已建立了完善的超新星模型，对于超新星在恒星演化过程中的作用也获得了越来越多的认识。 早期历史 公元185…
超級氣泡
拍攝在大麥哲倫星系內的超級氣泡LHA 120-N44的影像。創建者：ESO/ Manu Mejias。]] 超級氣泡是天文學的術語，用來描述橫越數百光年，被數顆超新星和恆星風充滿了106 K氣體的空洞。太陽系就位在一個古老的，被稱為本地泡的超級氣泡的中心，它的邊界在數百光年的距離之外，可以追蹤使恆星消光的塵埃突然增加的區域來界定。 形成 質量最大的恆星，質量的範圍從8倍太陽質量至大約100倍太陽質量，和經常聚集成OB星協，在光譜類型為O…
電子簡併壓力
電子簡併壓強是由泡利不相容原理產生的力，說明兩個費米子不能同時佔有相同的量子態，這種力量也是物質可以被壓縮的極限。电子简并压强是恆星物理中重要的物理度量，其与引力的平衡造就了白矮星。 理論 與電子簡併壓力相關的解釋是海森堡測不準原理，它的狀態是： :\Delta x \Delta p \ge \frac{\hbar}{2} 式中，\hbar是狄拉克常數（約化普朗克常數），\Delta x 是位置的不确定性，而\Delta p動量的不确定…
近地超新星
是與1054超新星相關聯的脈衝風星雲，它位於金牛座與地球的距離大約6,500光年。]] 鄰近地球的超新星，是指与地球距离足够近（大约小于10到300秒差距即30~1000光年），以致于恆星死亡產生爆炸的結果足以對地球的生物圈產生影響的超新星。 對行星的效應 伽瑪射線是超新星對類地行星的生物可能產生負面影響，最需要負責的部分。在地球的狀況，伽瑪射線誘使上層的大氣層發生化學變化，轉變氮分子成為氧化氮，消耗掉臭氧層使地球表面暴露在有害的太陽和…
超高光度超新星
超高光度超新星（Superluminous supernova）是一種恆星爆炸，其光度比標準超新星高出10倍或更多。超高光度超新星與超新星一樣，似乎由多種機制產生，可以透過光變曲線和光譜來顯示。目前有許多模型解釋超高光度超新星的形成條件，包括大質量恆星的核心坍縮、毫秒磁星、與恆星周圍物質的相互作用（CSM模型）或對不穩定性超新星。 第一顆被證實與伽瑪射線暴相關的超高光度超新星直到2003年才被發現，當時GRB 030329照亮了獅子座。…
超新星核合成
、哈伯太空望遠鏡和昌德拉X射線天文台的圖像合成的克卜勒超新星圖形。]] 超新星核合成是指新的化學元素在超新星內形成的過程，主要發生在氧燃燒和矽燃燒的爆炸階段所引發的核合成。這些融合反應創造的元素有矽、硫、氯、氬、鉀、鈣、鈧、鈦和鐵峰頂元素：釩、鉻、錳、鐵、鈷、鎳。由於這些元素在每次的超新星爆炸中被拋出來，因此在星際介質中的豐度越來越大。重元素（比鎳重的）主要是由所謂的r-過程捕獲中子創造出來的。然而，還有其他的過程對某些元素的核合成有所…
菲利普斯關係
菲利普斯關係是天體物理學中Ia型超新星的峰值光度與最大光後光度演化速度之間的關係。這種關係是1970年代由美國統計學家和天文學家伯特·伍達德·魯斯特(在1974年)和蘇聯天文學家尤里·普斯科夫斯基（，在1977年）先後獨立發現。他們發現，超新星從最大光中衰減得越快，其峰值星等就越暗。做為表徵光曲線形狀的主要參數，普斯科夫斯基使用了β，即攝影亮度從最大光到光度下降率變化點的平均下降率。β是以每100天間隔的星等來測量。因為當時在最大光之前…