超新星觀測史

蟹狀星雲是SN 1054的殘骸
目前已知的超新星觀測史可以追溯到公元185年時的SN 185，這是人類有記載最早的一顆超新星。自此之後，人類在銀河系內曾觀測到過其他一些超新星，其中SN 1604是在銀河系中觀測到的最後一顆超新星。
隨著望遠鏡的發展，超新星的觀測範圍已擴展到了其他星系。這些發現為了解星系間的距離提供了重要的資訊。同時，人類已建立了完善的超新星模型，對於超新星在恆星演化過程中的作用也獲得了越來越多的認識。

**早期歷史**
公元185年（東漢中平二年），中國天文學家在天空中發現了一顆耀眼的亮星，這一亮星總共出現了8個月的時間才在天空中消失。noteTag|1=《後漢書·天文志》載：“中平二年十月癸亥，客星出南門中，大如半筵，五色喜怒稍小，至後年六月消。”它如同恆星一樣閃耀，且不像彗星一樣劃過天空。這些觀測記錄都與超新星相符，因而其被認為是人類有記載的最古老的一顆超新星。SN 185可能還在羅馬文學中有過記載，但已沒有存世的記錄。氣體殼層RCW 86被懷疑是這次超新星爆發的殘骸，目前關於此的X射線研究與預期的年代有著很好的吻合。
公元393年（東晉太元十八年），中國在天蠍座的範圍內觀測到了另一顆客星——SN 393。noteTag|1=《宋書·卷二十五》載：“太元十八年春二月客星在尾中，至九月乃滅。”其他一些未經證實的超新星爆發可能分別在369年（東晉太和四年）1=《宋書·卷二十四》載：“太和四年二月，客星見紫宮西垣，至七月乃滅。”、386年（東晉太元十一年）1=《宋書·卷二十五》載：“太元十一年三月，客星在南斗，至六月乃沒。”、437年（北魏太延三年）noteTag|1=《魏書·卷一百五之三》載：“三年正月壬午，有星晡前晝見東北，在井左右，色黃，大如橘。”、827年（唐大和元年）、902年（唐天覆二年）noteTag|1=《新唐書·卷三十二》載：“二年正月，客星如桃，在紫宮華蓋下，漸行至御女。丁卯，有流星起文昌，抵客星，客星不動；己巳，客星在槓，守之，至明年猶不去。”被觀測到。由於這些觀測記錄尚沒有超新星殘骸與之對應，因而目前還不能確定是否是超新星。在約2000年的時間內，中國天文學家總共記錄了20次可能的超新星爆發，其中後期的一些爆發事件也被伊斯蘭教徒、歐洲人、或許還有印度人等所記錄。
公元1006年，SN 1006在豺狼座被觀測到。這是人類觀測到的視亮度最高的一顆超新星，在中國noteTag|1=《宋史·天文志》載：“景德三年四月戊寅，周伯星見，出氐南，騎官西一度，狀如半月，有芒角，煌煌然可以鑑物，歷庫樓東。八月，隨天輪入濁。十一月復見在氐。自是，常以十一月辰見東方，八月西南入濁。”、埃及、伊拉克、意大利、日本與瑞士等地都有記錄。同時，法國、敘利亞、北美也可能有相應的記錄。古埃及天文學家阿里·伊本·裡德旺（Ali Ibn Ridwan）稱其視亮度達到了月球視亮度的四分之一。現代天文學家發現了此次爆發的殘骸，並計算出其距離地球僅有7100光年。
第谷超新星的多波段X射線圖像
公元1054年觀測到的SN 1054（中國古代稱其為天關客星）是另一次有廣泛記載的超新星爆發，來自阿拉伯、中國noteTag|1=《續資治通鑑長編》卷一七六載：“至和元年五月己丑，客星晨出天關之東南可數寸（嘉祐元年三月乃沒）。”、日本1=《明月記》載：“天喜二年四月中旬以後，丑時客星出觜參度，見東方，孛天關星，大如歲星。”的天文學家都有相應的記錄。同時，美洲土著阿那薩齊人可能也在岩石畫中記錄了這一事件。這次爆發發生在金牛座，還產生了蟹狀星雲。SN 1054的峰值光度可能達到了金星的四倍，其曾在23個白天與653個夜間可見。 
在SN 1054出現的一個世紀之後，中國1=《宋史·卷五十六》載：“淳熙八年六月己巳，出奎宿，犯傳舍星，至明年正月癸酉，凡一百八十五日始滅。”與日本noteTag|1=《吾妻鏡》載：“治承五年六月廿五日庚午，戌刻客星見艮方，大如鎮星，色青赤，有芒角，是寬宏三年出現之後，無例云云。”的一些天文學家在仙后座觀測到了SN 1181超新星。脈衝星3C58曾被認為可能是SN 1181爆發的殘骸，2021年香港大學領導的國際天文學團隊發現柏坤霆星及其周邊星雲Pa30是SN 1181的殘骸。
丹麥天文學家第谷·布拉赫以其在汶島（Hven）對於夜空的細緻觀測而知名。1572年，他在仙后座觀測到了一顆超新星的爆發。這顆超新星後來被稱為SN 1572（第谷超新星）。1960年代，其殘骸被發現。
當時歐洲的主流觀點是亞里士多德所認為的在月球與行星之外一切天體都永不改變。因此，一些觀測者認為超新星爆發的現象來自於地球大氣層的內部。而第谷則注意到其在天空中的位置從不改變（即視差不變），因而它必定來自距離很遠的地方。1573年，它據此出版了一本名為《新星》（De Stella Nova）的小書。新星的拉丁名稱nova便來自於該書的書名。
開普勒超新星殘骸的多波段X射線圖像（錢德拉X射線天文臺）
最後一顆在銀河系中發現的超新星是於1604年10月9日被觀測到的SN 1604。好些人都注意到了這顆星的突然出現，不過只有約翰內斯·開普勒對此進行了系統性的研究。之後，他出版了《蛇夫座足部的新星》（De Stella nova in pede Serpentarii）一書。
伽利略·伽利萊，與他之前的第谷一樣，在試圖計算這顆新星的視差時失敗了，因此他開始反對亞里士多德的天體永不改變的觀點。這顆超新星的殘骸於1941年在威爾遜山天文臺被找到。

**望遠鏡觀測**
在相當一段時間內人們仍不瞭解超新星的實質。觀測者們逐漸認識到一類天體有著長週期光度波動。約翰·羅素·欣德在1848年、諾曼·羅伯特·普森在1863年都曾將亮度發生突變的天體制成圖表。不過，這些研究並沒有引起天文學界的廣泛關注。1866年，威廉·希金斯（William Higgins）第一次對新星進行光譜觀測，發現了再發新星北冕座T有著不尋常的氫譜線。希金斯提出了大爆發的可能性，他的研究也引起了其他天文學家的興趣。
1885年以來所發現超新星的動畫展示
1885年，恩斯特·哈特維希（Ernst Hartwig）在愛沙尼亞觀測到了在仙女座星系方向出現的一次類似新星的爆發。這次後來被命名為SN 1885A（仙女座S）的爆發最亮時視星等為6等，照亮了整個星系核，之後其衰減的方式也非常類似於新星。不過，1917年喬治·威利斯·裡奇（George Willis Ritchey）測量到仙女座星系的距離時發現它比遠本預計的更為遙遠。這意味著仙女座S並不僅僅是出現的仙女座星系方向上，而是位於星系核內，其釋放的能量也遠比普通的新星更大。
1930年代，沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在威爾遜山天文臺對於這種新星的新類型展開了研究。他們認為仙女座S是一顆典型的超新星，其輻射能量可以達到太陽在107年中輻射的總能量。他們將其稱為激變超新星，並認為其能量是由恆星引力坍縮為中子星而產生的。
儘管超新星是相對而言稀有的事件，平均每個世紀在銀河系中僅出現一次，但對遙遠星系的觀測使我們能夠更經常性地發現超新星。1941年，魯道夫·閔可夫斯基最先對這些超新星進行分類。他根據其光譜中是否有氫譜線將它們分為兩類。茲威基還曾提出過III、IV、V型的新分類，不過目前已不再使用。後來對於光譜類別的細分則產生了當前使用的超新星分類法。
第二次世界大戰後，弗雷德·霍伊爾開始研究宇宙中不同元素的形成。1946年，他提出大質量恆星能夠產生熱核反應，而重元素的核反應會導致引力坍縮的發生。處於坍縮中的恆星將變得不穩定，從而元素能通過爆發被散佈到星際空間之中。1960年代，霍伊爾和威廉·福勒發展了快速核聚變導致超新星爆發的理論。

** 1970年至1999年**
1973年，惠蘭（Whelan）和伊本（Iben）提出了Ia超新星從伴星處獲得質量的標準模型。當時，NGC 5253中的SN 1972e已被觀測到一年以上，它被發現在其峰值亮度過後，以每天0.01等的穩定速率逐漸衰減。同時，這與半衰期為77天的鈷-56衰減速率幾乎相同。這一模型預言爆發會形成相當於一個太陽質量的鎳-56。鎳-56的半衰期為6.8天，鈷與鎳的放射性衰變提供了這一超新星後期的輻射能量。由於其理論模型對於能量產生與衰減速率的計算與對SN 1972e的觀測結果相一致，於是這一模型很快就被接受。
基於對許多Ia超新星光變曲線的研究，發現它們都有著相同的峰值光度。通過其光度，便能夠很好地估計出它們所在星系的距離。因此，這一類型的超新星就成為了測量宇宙間距離相當有用的標準燭光。1998年，高紅移超新星搜尋（High-Z Supernova Search）與超新星宇宙學計劃（Supernova Cosmology Project）發現最遠的Ia超新星比預計的更暗。這為宇宙加速膨脹提供了證據支持。
儘管自1604年以來還從未在銀河系內發現過超新星，不過300年前的1667年或1680年左右曾在仙后座有過一次超新星爆發。這次爆發的殘骸仙后座A被大量星際塵埃所籠罩，這或許也是其爆發並沒有引起人們關注的原因。不過，它目前是太陽系外最強的射電源。
1987年，SN 1987A在大麥哲倫星系在爆發後幾小時內被發現。由於這顆超新星相對較近從而能被細緻地觀測，它第一次提供了通過觀測檢驗現代超新星形成理論的機會。
1990年代後期，有人提出通過由鈦-44衰減輻射出的伽馬射線來尋找超新星殘骸。鈦-44有90年的半衰期，而伽馬射線能夠輕易地穿過星系，因此我們能夠通過其找到最近一千年以來的任何殘骸。之後有兩個超新星殘骸被找到，一是之前就被發現的仙后座A殘骸，另一個則是與船帆座超新星殘骸相互重疊的RX J0852.0-4622殘骸。
RX J0852.0-4622被發現位於更大的船帆座超新星殘骸的前面。從鈦-44輻射出的伽馬射線顯示其爆發發生的時間相當近（約公元1200年），但沒有關於此的任何歷史記錄。伽馬射線與X射線表明它與我們相當接近（約200秒差距或600光年）。如果確實如此， 那這次超新星爆發應該相當驚人，因為在200秒差距之內的超新星估計平均10萬年才出現一次。

**2000年至今**
2003年，SN 2003fg在一個正在形成的星系中被發現。對這一超新星的研究提出了一些重要的物理學問題，如它的質量似乎比錢德拉塞卡極限更大。
2006年9月，在2.4億光年遠的NGC 1260星系中觀測到了超新星SN 2006gy。這是有史以來觀測到的最大的超新星，同時在2007年10月SN 2005ap光度被證實之前，它還是觀測到的最強烈的超新星爆發。這次爆發的光度比之前任意一次觀測到的超新星爆發還大至少100倍，其前身星則估計是太陽質量的150倍。儘管它有著Ia超新星的一些特徵，但在其光譜中卻發現了氫譜線。SN 2006gy被認為可能是不穩定對超新星。而發現了SN 2006gy的羅伯特·奎姆（Robert Quimby）同樣還發現了SN 2005ap，其光度達到了SN 2006gy的兩倍，比通常的II型超新星要大300倍。
2008年5月21日，天文學家第一次在超新星爆發之際在照相機中捕捉到了爆發的鏡頭。當時在離地球8800萬光年遠的NGC 2770星系發現了X射線暴，而一臺望遠鏡正好對準了那個方向從而捕捉到了這顆被命名為SN 2008D的超新星。普林斯頓大學的艾麗西婭·索德伯格（Alicia Soderberg）稱“這終於證實了X射線暴標誌著超新星的誕生”。
彭科特天文臺超新星研究計劃（Puckett Observatory Supernova Search）的成員卡羅琳·摩爾（Caroline Moore）是眾多尋找超新星的業餘天文愛好者中的一員，她於2008年11月下旬發現了SN 2008ha。當時她只有14歲，這使她成為了有史以來最年輕的超新星發現者。
2009年，研究人員在南極洲冰芯中發現了硝酸鹽，而深度則正好對應了1006年與1054年的超新星爆發。由爆發時所輻射出的伽馬射線所產生的氮氧化物導致了硝酸鹽的形成。這一技術被認為能夠用來尋找幾千年之內發生過的超新星爆發的痕跡。

**未來**
在與銀河系類似大小的星系中超新星的出現概率據估計約為每50年一次。但這比實際觀測到的概率高得多，這表示其中有些超新星爆發由於星際塵埃而被遮擋從而未能被發現。通過新的能觀測到更廣範圍光譜的觀測工具，以及微中子探測器的應用，意味著以後這樣的超新星爆發將幾乎肯定能被觀測到。

**參見**
 超新星列表- 天文學史

**註釋**

**參考文獻 ==