空と天体のショー

ケプラーのエックス線の、そして、赤外線の、そして、光学の編集イメージ、。 (チャンドラエックス線天文台)超新星(複数の)は、新星よりエネルギッシュな星の爆発です。 は非常に発光していて、しばしば簡潔に全体の銀河にまさる放射の炸裂を引き起こします、数週間か何カ月もにわたって視界を去る前に。 この短い間隔の間、太陽が星の材料の爆発がたくさん追放する一生涯かすべて上で最大3万km/s(光速の10分の1)の速度で放つと予想されるとき、超新星は、同じくらい多くのエネルギーを放射できます、周囲の星間物質に衝撃波を追い込んで。 この衝撃波は超新星残骸と呼ばれるガスとほこりの拡張シェルをすっかり掃きます。

いくつかのタイプのは存在しています。 2つの方法の1つでタイプIとIIを引き起こすことができます、興味を失うか、または突然核融合によるエネルギーの生産をつけて。 古い大質量星の中心が、核融合からエネルギーを発生させるのをやめた後に、中性子星かブラックホールの中に突然の重力崩壊を受けるかもしれません、星の外側の層を加熱して、追放する重力ポテンシャルエネルギーを放出して。 あるいはまた、白色矮星は伴星(増大を通した、または、合併を通した)からの中核温をそれがそのポイントで暴走核融合を受ける炭素溶融を発火させることができるくらい上げることができるくらいの材料を蓄積するかもしれません、それを完全に混乱させて。 彼らの大衆がチャンドラセカール限界を超えているとき、炉が永久に出かけた星のコアは崩れます、この限界(太陽の量のおよそ1.38倍)にアプローチするのに従って、増大白色矮星が発火しますが。 また、白色矮星も新星と呼ばれるそれらの表面で水素によってあおられた異なって、はるかに小さいタイプの熱核の爆発を被りやすいです。 今までににならずに、太陽などの大規模以下のおよそ9つの太陽質量がある孤独な星は白色矮星に発展します。

平均的に、は銀河の中ではのサイズが、より高い大規模と共に星間物質を濃縮することにおける重要な役割をプレーして、超新星の爆発からの拡張衝撃波が新星の構成の引き金となることができる50年毎におよそ一度起こります。

新星(複数は、ラテン語で「新しいこと」を意味します、天球で輝いている非常に明るい新星であるように見えることについて言及して。 接頭語、「超、」 普通のからのを区別します。(また、はもっともより少ない範囲と、そして、異なったメカニズムを通して明るさで増加する星にかかわります)。 単語超新星は、スイス人の宇宙物理学者と天文学者のフリッツ・ツウィッキーによって鋳造されて、1926年に最初に、印刷して使用されました。
観測歴史
主な記事: 超新星観測の歴史

蟹星雲は、最も早くに関連づけられたパルサー風星雲が、超新星を記録しました、SN185ということであり、西暦185年に中国人の天文学者によって見られました。 最も明るい記録された超新星はSN1006でした。(そのは中国の、そして、イスラム教の天文学者によって詳細に説明されました)。 広く観測されたの超新星は蟹星雲を生産しました。 それらが月と惑星を超えた宇宙が不変であったというアリストテレス学徒の考えについて反対の議論をするのに使用されたので、(肉眼で銀河の中で観測されるべき最終)はヨーロッパでの天文学の開発に注目に値する影響を与えました。

望遠鏡の開発以来、超新星発見の分野は他の銀河に拡大しています、銀河における1885年の超新星S eの観測から始まって。 は宇宙論的距離に関する重要情報を提供します。 20世紀に、それぞれのタイプの超新星のための成功しているモデルは開発されました、そして、星の形成プロセスにおける、科学者の役割の読解は成長しています。

1960年代に、天文学者は、航程指示器として超新星の爆発の最大密度を使用できるのがわかりました。 最近観測された中で最も遠方ののいくつかが予想より薄暗く見えました。 これは宇宙の膨張が加速しているという意見を支持します。 技術は、観測される文書記録を全く持っていない超新星の爆発を再建するために見いだされました。 カシオペヤ座A超新星出来事の期日はnebulaeの軽いエコーのため決定していました、超新星残骸の時代はチタニウム-44の腐敗からの気温測定とガンマ線放出から見積もられていましたが。 2009年に、硝酸塩は過去の超新星出来事の倍に合っていた南極氷堆積物で発見されました。

発見
が銀河の中の比較的まれな出来事であるので、天の川の中に50年におよそ一度起こって、研究するためにの良いサンプルを入手するのは多くの銀河の定期的モニタリングを必要とします。

どんな重要な精度でも他の銀河のを予測できません。 発見されるとき、通常、それらは既に進行しています。 年の最も科学的な関心; 測定するための標準のキャンドルが例と#のために8212を遠ざけるので; それらのピーク明度の観測を必要としてください。 したがって、自己の最大に達する前に、それらをよく発見するのは、重要です。 アマチュア天文家(専門の天文学者に大いに数でまさります)はを見つける際に重要な役割を果たしました、通常、光学望遠鏡を通していくつかの、より近い銀河を見て、以前の写真とそれらを比較することによって。

20世紀の終わりに向かって、天文学者は、を追跡するためにますますコンピュータ制御望遠鏡とCCDsに変わりました。 そのようなシステムはアマチュアに人気がありますが、カッツマンなどのプロによる設置もあります。 最近、プロジェクトは、銀河の中で超新星の早期警戒を与えるのにニュートリノ探知器のネットワークを使用し始めました。 ニュートリノは超新星の爆発によってかなりの量で作り出される粒子です、そして、それらは巨大なディスクの星間ガスとほこりによってかなり吸収されません。

超新星検索は2つのクラスになります: ものは比較的近い出来事と遠くでは、より遠い爆発を調べるものに焦点を合わせました。 宇宙の膨張のため、ドップラー偏移(または、赤方偏移)を測定することによって、知られている発光スペクトルに伴うリモート・オブジェクトへの距離を見積もることができます。 それらより大きい速度が近くにある状態で、平均的に、より遠方の物は後退します、そして、より高い赤方偏移もそうします。 したがって、検索は高い赤方偏移と低い赤方偏移の間で分けられます、境界が#; #zの赤方偏移範囲=0.1、8211、0.3、および8212年頃にzがスペクトルの振動数シフトの点の手段であるところで当たっていて。

通常、の高い赤方偏移検索は超新星光度曲線の観測にかかわります。 標準の、または、較正されたキャンドルがハッブルダイヤグラムを作って、宇宙論の予測をするように、これらは役に立ちます。 安値ではの物理学と環境を研究するのに使用される超新星分光学は、また、高い赤方偏移観測のときに赤方偏移に対する距離の目に見える銀河に関する陰謀であるハッブルカーブの低距離終わりを据えつけるより実用的です。

参照: ハッブルの法則
命名規則

銀河(左下の明るい場所)の中の によるイメージ、ハッブル、およびva検索はのために国際天文学連合のセントラル事務局に報告されますはそれがそれに割り当てる名前と共に回状を回します)。 1か2文字の名称が、発見の年、すぐに、名前のあとに続きます。 1年の最初のが大文字で初めから終わりまで指定されます。その後、組の小文字アルファベットは使用されています: aa、腹筋など。 プロの、そして、アマチュアの天文学者は、の数数百が毎年(2005年の367、2006年の551、および2007年)であることがわかります。 例えば、それが、2005年に見つけられた367番目の超新星であったのを示して、2005年の最後の超新星は 2005ncでした。

歴史的なは単にそれらが起こった年によって知られています:(ティコの新星)、およびSN1604(ケプラーの星)。 1885年以来、音名は使用されています、その年など)に発見された1つの超新星だけと8212があったとしても; これは最後にと共に起こりました。のためには標準の接頭語です。

分類
を理解する試みの一部として、それらのスペクトルに現れる異なった化学元素の吸収線によると、天文学者は彼らを分類しました。 分割への最初の要素は、水素によって引き起こされた線の存在か欠如です。 超新星のスペクトルが水素(バルマー系列として、スペクトルの視覚部分では、知られている)の線を含んでいるなら、それは分類されたタイプIIです。 さもなければ、それはタイプIです。そういったタイプの人に、他の要素からの線の存在と光度曲線の形(時間の関数としての超新星の視等級のグラフ)に従って、区画分譲地があります。