سديم السرطان هي رياح سديمية نبضية تصاحب المستعر الأعظم 1054.
يرجع **تاريخ مراقبة المستعرات العظمى** إلى عام 185م، مع ظهور المستعر الأعظم 185، أقدم مستعر أعظم سجلته المراقبة البشرية. ومنذ ذاك الحين، سجلت العديد من المستعرات العظمى داخل مجرة درب التبانة، أحدثها المستعر الأعظم 1604 الذي يعد أحدث المستعرات العظمى التي تمت ملاحظتها في هذه المجرة.

ومع التطورات التي أدخلت على المقراب، اتسع مدى استكشاف المستعرات العظمى إلى مجرات أخرى. وفرت تلك الحوادث معلومات هامة عن أبعاد المجرات. كما لوحظ سلوك المستعرات العظمى وتطوراته، وأصبح دور المستعرات العظمى في عملية تشكيل النجوم مفهومًا على نطاق واسع.

التاريخ القديم
--------------

حدث انفجار المستعر الأعظم الذي شكل بقايا مستعر الشراع الأعظم على الأرجح قبل 10,000-20,000 عام. في عام 1972، اقترح علماء فلك ناسا أن سكان نصف الكرة الجنوبي قد شاهدوا هذا الانفجار وسجلوه بشكل رمزي. وبعد مرور عام، أشار عالم الآثار جورج ميشانوفسكي إلى بعض العلامات غير المفهومة القديمة في بوليفيا التي تركها الهنود الحمر. أظهرت النقوش أربع دوائر صغيرةً تحيط بها دائرتان كبيرتان. تشبه الدوائر الصغيرة التجمعات النجمية في كوكبتي الشراع والقاعدة. قد تمثل إحدى الدائرتين الكبيرتين نجم العيوق. أما الدائرة الكبيرة الأخرى التي تقع بالقرب من بقايا المستعر الأعظم، فقد اقترح جورج ميشانوفسكي أنها قد تمثل انفجار المستعر الأعظم الذي شاهده السكان الأصليون.

في عام 185 م، سجل علماء الفلك الصينيون ظهور نجم ساطع في السماء، ولاحظوا أنه استغرق نحو ثمانية أشهر قبل أن يختفي من السماء. لاحظوا أيضًا أنه يبرق كالنجم، لكنه لا يتحرك في السماء كالمذنب. توافقت تلك الملاحظات مع ظهور مستعر أعظم، ويعتقد أن هذا التسجيل هو أقدم تسجيل يؤكد حدوث مستعر أعظم يدونه البشر. من المحتمل أيضًا أن يكون الأدب الروماني قد سجل المستعر الأعظم 185، إلا أنه لا وجود لسجلات باقية تثبت ذلك. مؤخرًا أثبتت الدراسات بالأشعة السينية للهالة الغازية المعلقة RCW 86 التي تعد من بقايا هذا الحدث، أن هناك تطابقًا كبيرًا مع هذا التقدير للعمر.

في عام 393 م، سجل الصينيون ظهور النجم الزائر الآخر، المستعر الأعظم 393، الذي يقع الآن ضمن كوكبة العقرب الحديثة. كانت هناك أيضًا مشاهدات غير مؤكدة لمستعرات عظمى أعوام 369 م، 386 م،
437 م، 827 م، 902 م. وعلى مدى حوالي 2,000 عام، سجل علماء الفلك الصينيون عشرين حدثًا مشابهًا، بما في ذلك الانفجارات التي رصدها المسلمون والأوروبيون وربما الهنود وغيرهم من المراقبين.

ظهر المستعر الأعظم 1006 في جنوب كوكبة السبع عام 1006. كان ذلك أكثر النجوم المشاهدة سطوعًا على الإطلاق في السماء ليلاً، وقد رصد في الصين ومصر والعراق وإيطاليا واليابان وسويسرا، ومن المحتمل أن يكون قد رصد أيضًا في الشام وفرنسا وأمريكا الشمالية. وقد قدر الطبيب والفلكي المصري علي بن رضوان سطوعه بربع درجة سطوع القمر. وقد اكتشف علماء الفلك المعاصرين من البقايا الخافتة لهذا الانفجار، أنه كان على بعد 7,100 سنة ضوئية فقط من الأرض.

كان المستعر الأعظم 1054 أيضًا من الأحداث الفلكية التي رصدت على نطاق واسع، فقد سجل الفلكيون المسلمون والصينيون واليابانيون ظهور النجم عام 1054 م. ومن المرجح أن شعوب بويبلو القديمة قد سجلوه أيضًا في صورة نقوش.
وقد ظهر هذا الانفجار في كوكبة الثور، حيث خلف بقايا سديم السرطان. في ذروته، كان سطوع المستعر الأعظم 1054 أربع أضعاف سطوع كوكب الزهرة، وبقي مرئيًا في وضح النهار لمدة 23 يومًا، ومساءً لمدة 653 يومًا.

قليلون من سجلوا مشاهداتهم للمستعر الأعظم 1181، الذي حدث في كوكبة ذات الكرسي بعد قرن من حدوث المستعر الأعظم 1054، فلم يلحظه سوى الفلكيون الصينيون واليابانيون. ويعتقد أن النباض 3 سي 58 هو البقايا النجمية لهذا الحدث.

وقد عرف الفلكي الدانماركي تيخو براهي بدقة أرصاده السماوية ليلاً من مرصده في جزيرة فين. وفي عام 1572، لاحظ براهي ظهور نجم جديد أيضًا في كوكبة ذات الكرسي. سُمِّي لاحقًا بالمستعر الأعظم 1572، هذا المستعر الأعظم ظلت بقاياه حتى ستينيات القرن العشرين.

صورة بالأشعة السينية لبقايا مستعر أعظم يوهانس كيبلر 1604. (مرصد شاندرا الفضائي للأشعة السينية).
كان هناك اعتقاد سائد في أوروبا في تلك الفترة بأن فكرة أرسطو أن العالم فيما وراء القمر والكواكب غير قابل للتغيير. لذلك فقد اعتقد المراقبون أن هذه الظاهرة هي شيء ما في غلاف الأرض الجوي. غير أن براهي لاحظ أن هذا الشيء ظلَّ ثابتًا ليلةً بعد ليلة دون أن يغير تزيحه، لذا فلابد أنه يقع بعيدًا. وقد نشر تيخو براهي ملاحظاته في كتابه الصغير "*De nova et nullius aevi memoria prius visa stella*" («حول النجم غير المرئي في الماضي والآن») عام 1573. ومن عنوان هذا الكتاب اشتقت كلمة "*nova*" التي تصف النجوم المتغيرة.

أحدث مستعر أعظم شوهد في مجرة درب التبانة كان المستعر الأعظم 1604، الذي شوهد في 9 أكتوبر 1604. شاهد العديد من الأشخاص الظهور المفاجئ لهذا النجم، لكن وحده يوهانس كيبلر الذي ارتبط اسمه بهذا الحدث، نظرًا لدراسته المنظمة له. وقد نشر ملاحظاته تلك بعنوان "*De Stella nova in pede Serpentarii*". ولقد حاول جاليليو جاليلي، مثلما فعل تيخو براهي من قبله، دون جدوى قياس تزيح هذا النجم الجديد، ومن ثم معارضة وجهة النظر الأرسطية بأن السماء غير قابل للتغيير. وقد رصدت بقايا هذا المستعر الأعظم عام 1941 في مرصد جبل ويلسون.

المراقبة بالمقراب
-----------------

ظلت الطبيعة الحقيقية للمستعرات العظمى غامضة لبعض الوقت، حتى تعرَّف المراقبون ببطءٍ على فئة من النجوم التي تمرُّ بتقلبات دورية في سطوعها. رسم كِلا جون راسل هند في عام 1848 ونورمان بوغسون في عام 1863 رسمًا تخطيطيًّا لنجوم تمر بتغيرات مفاجئة في درجة السطوع، لكنها لم تحظ بالاهتمام من قبل المجتمع الفلكي. وأخيرًا في عام 1866، أجرى الفلكي الإنجليزي ويليام هاغينز الأرصاد الطيفية الأولى لمستعر أعظم، مكتشفًا خطوطًا من الهيدروجين في الطيف غير العادي لمستعر الإكليل الشمالي تي. افترض هاغينز أن ذلك نتج عن انفجار عنيف، مما أثار اهتمام علماء الفلك الآخرين.

رسم متحرك يظهر المستعرات العظمى المكتشفة منذ عام 1885. الاكتشافات الحديثة ميزت بالألوان.
في عام 1885، لاحظ إرنست هارتفيغ في إستونيا وجود انفجار يشبه المستعرات العظمى في اتّجاه مجرة المرأة المسلسلة. كان لمستعر المرأة المسلسلة قدرٌ ظاهريٌّ قيمته 6 درجات، مما زاد من تألق نواة المجرة بأكملها، ثم تلاشى بطريقة تشبه إلى حد ما المستعرات العظمى. وفي عام 1917، قاس جورج ريتشي المسافة إلى مجرة المرأة المسلسلة، واكتشف أنها تقع أبعد بكثير مما كان يعتقد من قبل. وهذا يعني أن مستعر المرأة المسلسلة لا يقع فقط على طول خط البصر إلى المجرة، ولكنه في الواقع يقع في النواة، وبالتالي يتولد عنه قدرٌ أكبر بكثير من الطاقة مما تولده المستعرات العظمى التقليدية. بدأ العمل على هذا الفئة الجديدة من المستعرات العظمى خلال ثلاثينيات القرن العشرين على أيدي فالتر بادي وفريتز زفيكي في مرصد جبل ويلسون. فقد حددا مستعر المرأة المسلسلة، الذي اعتبراه مستعرًا أعظم تقليديًّا، على أنه انفجارٌ أطلق إشعاعًا يساوي تقريبًا إجمالي الطاقة الناتجة عن الشمس لمدة 107 عام. فقررا تسمية هذه الفئة الجديدة بالمستعرات العظمى ذات المتغيرات الكارثية، وافترضا أن الطاقة نشأت نتيجة انهيار نجوم عادية عن طريق قوة الجاذبية لتكوِّنَ نجومًا نيوترونية. استخدم اسم «*مستعر أعظم*» (*super-novae*) للمرة الأولى في محاضرة ألقاها زفيكي عام 1931 في معهد كاليفورنيا للتقنية، ثم استخدم علنًا عام 1933 في اجتماع للجمعية الفيزيائية الأمريكية. وبحلول عام 1938، أصبح الاسم شائع الاستخدام.

وعلى الرغم من أن المستعرات العظمى من الأحداث النادرة، إلا أنها تحدث في درب التبانة تقريبًا مرة كل 50 عامًا، وقد سمح رصد المجرات البعيدة باكتشاف وفحص المستعرات العظمى على نحو أكثر تواترًا. حيث بدأ زفيكي أول كشف دوري عن المستعرات العظمى عام 1933، وانضم إليه جوزيف جونسون من معهد كاليفورنيا للتقنية عام 1936، وباستخدام مقراب شميدت قطره 45-سم في مرصد بالومار، اكتشفا 12 مستعرًا أعظم جديدًا خلال ثلاثة أعوام من خلال مقارنة لوحات فوتوغرافية جديدة بأخرى مرجعية لصور مناطق خارج المجرة.

وفي عام 1938، أصبح فالتر بادي أول فلكي يحدد سديمًا كبقايا مستعر أعظم، عندما افترض أن سديم السرطان ما هو إلا بقايا المستعر الأعظم 1054. وقد لاحظ أنه وعلى الرغم من أن هذا السديم له هيئة سديم كوكبي، إلا أن السرعة المقاسة لتمدده كانت أكبر بكثير من أن يجعله يصنف ضمن هذا التصنيف. خلال نفس العام، اقترح بادي استخدام نوع مستعر أعظم Ia كمؤشر مسافات ثانوي عام 1938. لاحقًا، ساعدت أعمال آلان سانديغ وغوستاف تامان على تنقية العملية، وبالتالي أصبح المستعر الأعظم Ia نوعًا من الشمعات القياسية لقياس المسافات الكبيرة عبر الكون.

أجرى رودولف مينكوفسكي أول تصنيف طيفي لهذه المستعرات العظمى البعيدة عام 1941، وقد صنفهم إلى نوعين، بحسب وجود أو عدم وجود خطوط من عنصر الهيدروجين تظهر في طيف المستعر الأعظم. اقترح زفيكي في وقت لاحق أنواعًا إضافيةً هي III، IV، V. إلا أن هذه المقترحات لم تعد تستخدم الآن، وهي تبدو الآن متوافقة مع أحد أنواع المستعرات العظمى الغريبة. أضيفت فيما بعد المزيد من الأقسام الفرعية للتصنيف الطيفي في مخطط تصنيف المستعرات العظمى الحديث.

بعد الحرب العالمية الثانية، عمل فريد هويل على حل مسألة كيفية تكوّن العناصر المختلفة المرصودة في الكون. وفي عام 1946، افترض هويل أن النجم العملاق يمكنه توليد التفاعلات النووية الحرارية، حيث تقوم هذه التفاعلات على اندماج العناصر الخفيفة (كالهيدروجين) إلى عناصر أثقل (كالهليوم) لتولِّد ضغطاً باتّجاه الخارج يمنع النجم من الانهيار على نفسه نتيجة قوة الجاذبية. ويؤدي انهيار النجم إلى وقوع انفجارٍ هائلٍ يقذف بعناصره لتنتشر في أنحاء الفضاء بين النجوم. فيما تَطَوَّر مفهوم أن الاندماج النووي السريع هو مصدر طاقة انفجار المستعر الأعظم على يد هويل وويليام فاولر خلال ستينيات القرن العشرين.

بدأ أول بحث يتم التحكم فيه عن طريق الحاسوب عن المستعرات العظمى في نفس العقد في جامعة نورث وسترن، حيث قاموا ببناء مقراب بقطر 24 إنشًا (60 سنتيمترًا) في مرصد كوراليتوس في نيو مكسيكو، يمكن تعديل أوضاعه عن طريق الحاسوب. وقد أظهر المقراب مجرة جديدة كل دقيقة، يتفحصها المراقبون من مشاهدتها عبر عرضٍ على شاشة التلفزيون. وبهذه الطريقة، اكتشفوا 14 مستعر أعظم خلال سنتين.

1970 - 1999
-----------

وُضِعَ النموذج القياسي الحديث لانفجارات المستعر الأعظم من نوع Ia بناءً على اقتراح من ويلان وأبين في عام 1973، وهو يستند إلى سيناريو انتقال كتلة إلى نجم مرافق متحول (نموذج الانفجارات التحولية). على وجه الخصوص، منحنى ضوء المستعر الأعظم 1972e في إن جي سي 5253 والذي تم رصده لأكثر من عام، كان بالإمكان تعقبه لفترة كافية لاكتشاف أنه بعد أن وصل إلى «ذروة» سطوعه، تلاشى سطوعه بمعدل ثابت تقريبًا بلغ حوالي 0,01 قدر ظاهري في اليوم. وبترجمة هذه النتيجة إلى نظام آخر من وحدات القياس، فهي تعادل تقريبًا نفس معدل اضمحلال الكوبالت-56 (56Co)، الذي يبلغ عمر نصفه 77 يومًا. ويتوقع نموذج الانفجارات التحولية أن ينتج النجم المتفجر حوالي كتلة شمسية من النيكل-56 (56Ni). وقد تم التوصل من هذا إلى فرضية أن تحلل عناصر 56Ni (الذي يبلغ عمر نصفه 6,8 يوم إلى 56Co) والنيكل والكوبالت هو الذي ينتج الطاقة الإشعاعية المنبعثة من المستعرات العظمى في فترات حياتها الأخيرة. وقد أدى التوافق بين قيمة الطاقة الناتجة ومعدل التلاشي في النماذج النظرية وأرصاد المستعر الأعظم 1972e، إلى القبول السريع لنموذج الانفجار التحولي.

اكتشف العلماء من خلال رصد منحنيات الضوء للعديد من المستعرات العظمى من الفئة الأولى Ia أن لها ذروة سطوع مشتركة. ومن خلال قياس سطوع تلك المستعرات، أمكن تقدير المسافة بين الأرض ومجرات المستعرات بدقّة جيدة. وبالتالي أصبحت هذه الفئة من المستعرات العظمى مفيدة للغاية باعتبارها شمعة قياسية لقياس المسافات الكونية. وفي عام 1998، اكتشف مشروع بحثي في علم الكونيات أن أبعد المستعرات العظمى من الفئة Ia تبدو باهتة أكثر مما كان متوقعًا. مما يدل على أن تمدد الكون قد يتسارع.

وبالرغم من عدم رصد أي مستعر أعظم في درب التبانة منذ عام 1604، إلا أنه يبدو أن هناك مستعراً أعظم انفجر في كوكبة ذات الكرسي منذ حوالي 300 عام مضت، في حوالي العام 1667 أو 1680. وقد حجب الغبار بين النجمي بقايا هذا الانفجار بشدة، لذا من المحتمل أن يكون هو سبب عدم ظهورها بوضوح. ومع ذلك، يمكن رصدها الآن بالتقنيات الحديثة في أجزاء أخرى من الطيف الكهرومغناطيسي، فهي تعد أكثر مصادر الأشعة الراديوية سطوعًا خارج مجموعتنا الشمسية.

بقايا المستعر الأعظم 1987A بالقرب من المنتصف.
في عام 1987، شوهد المستعر الأعظم 1987A في سحابة ماجلان الكبرى في الساعات الأولى لحدوثه. كان ذلك أول مستعر أعظم يكتشف خلال انبعاث النيوترينو، وهو الأول الذي يراقب خلال كل حزمة من طيفه الكهرومغناطيسي. وقد سمح القرب النسبي لهذا المستعر بمراقبته بالتفصيل، مما أتاح أولى الفرص لاختبار النظريات الحديثة حول تشكل المستعرات العظمى عبر مراقبته.

تطور معدل اكتشاف المستعرات العظمى على نحو مطَّردٍ خلال القرن العشرين. وفي تسعينيات القرن العشرين، بدأت العديد من برامج البحث الآلي للمستعرات العظمى. وقد بدأ برنامج أبحاث المستعرات العظمى في مرصد لوشنر عام 1992. وانضم إليه في نفس العام برنامج التصوير بمقراب بيركلي الآلي، ثم لحقهما في عام 1996 برنامج التصوير بمقراب كاتزمان الآلي في مرصد ليك، الذي كان يستخدم في الأساس في أبحاث المستعرات العظمى في مرصد ليك. بحلول عام 2000، كان برنامج ليك قد اكتشف المستعر الأعظم 96، مما يجعله أنجح برامج أبحاث المستعرات العظمى في العالم.

في نهاية عقد التسعينيات، كانت هناك فرضية تقول أنه يمكن العثور على بقايا المستعرات العظمى الحديثة من خلال البحث عن أشعة غاما الناتجة من اضمحلال التيتانيوم-44، الذي يبلغ عمر نصفه 90 عامًا، ويمكن لأشعة غاما اجتياز المجرة بسهولة، مما يسمح لنا أن نرى أي بقايا من الألفية الماضية أو نحو ذلك. تم العثور على اثنين من المصادر، بقايا ذات الكرسي أ التي سبق اكتشافها، وبقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622، التي كانت قد اكتشفت حديثًا متداخلةً مع بقايا مستعر الشراع الأعظم.

في عام 1999 شوهد انفجار نجم داخل آي سي 755 كمستعر أعظم وسميّ المستعر الأعظم 1999an.
وجدت بقايا (RX J0852.0-4622) أمام بقايا مستعر أعظم الشراع الأكبر منها حجمًا، وقد أظهرت أشعة غاما لاضمحلال التيتانيوم-44 فيها أن لابد من أنها انفجرت مؤخرًا نسبيًا (ربما حوالي عام 1200 م)، ولكن ليس هناك تسجيل تاريخي لذلك. أوضح سيل أشعة غاما والأشعة السينية أن هذا المستعر الأعظم قريب نسبيًا لنا (ربما 200 فرسخ فلكي أو 600 سنة ضوئية). وإذا كان الأمر كذلك، فهو حدث استثنائي نظرًا لأن المستعرات العظمى التي تبعد مسافة أقل من 200 فرسخ فلكي، يعتقد أنها تحدث مرة واحدة كل 100,000 عام.

2000 حتى الآن
-------------

اكتشف المستعر الأعظم 2003 أف جي في مجرة متكونة عام 2003. دُرِسَ ظهور هذا المستعر الأعظم في «زمنه»، وقد طرح عدة أسئلة فيزيائية كبيرة، حيث بدى أكبر كتلة ممَّا يسمح به حد شاندراسيخار.

المستعر الأعظم 2006 جي واي المكتشف في سنة 2006.
اكتشف المستعر الأعظم 2006 جي واي في سبتمبر 2006، وقد وقع في مجرة تسمى إن جي سي 1260 (تبعد 240 مليون سنة ضوئية)، وظل بعد اكتشافه يعد المستعر الأعظم الأكبر حجماً والأكثر سطوعًا حتى تم التحقق من درجة سطوع المستعر الأعظم 2005 إيه بي في أكتوبر عام 2007. كان هذا الانفجار أكثر سطوعًا بنحو 100 مرة من أي انفجار آخر سبقت مراقبته، حيث يُقدَّر حجم النجم بأكثر من 150 ضعف حجم الشمس. ورغم أن هذا المستعر الأعظم له بعض خصائص المستعرات العظمى من الفئة Ia، إلا أنه تم العثور على الهيدروجين في طيفه. ويعتقد أن المستعر الأعظم 2006 جي واي من المحتمل أن يكون مستعرًا أعظم مزدوجًا-عدم الاستقرار. وللمستعر الأعظم 2005 إيه بي، الذي اكتشفه روبرت كيمبي نفس مكتشف المستعر الأعظم 2006 جي واي، ضعفا سطوع المستعر الأعظم 2006 جي واي وحوالي 300 ضعف سطوع المستعرات العظمى من الفئة II.

في 21 مايو 2008، أعلن فلكيون أنهم التقطوا وللمرة الأولى على الكاميرا مستعراً أعظم ينفجر لتوّه. وبالمصادفة، لوحظ سيل من الأشعة السينية أثناء مراقبة مجرة إن جي سي 2770، التي تبعد 88 مليون سنة ضوئية عن الأرض، وفي الحال وجَّه الفلكيون عددًا من المقارب في ذلك الاتجاه ليشهدوا بذلك ميلاد المستعر الأعظم 2008 دي، مما ربط بين سيل الأشعة السينية وميلاد المستعر الأعظم.

من بين الفلكيين الهواة الباحثين عن المستعرات العظمى، استطاعت كارولين مور عضوة فريق أبحاث مرصد بوكيت إيجاد المستعر الأعظم 2008 إتش إيه في أواخر نوفمبر عام 2008، وهي في عمر الرابعة عشر، مما يجعلها أصغر شخص يكتشف مستعر أعظم. وفي يناير 2011، اكتشفت الفتاة الكندية كاثرين أورورا غراي ذات العشرة أعوام مستعرًا أعظم لتصبح الأصغر على الأطلاق التي تكتشف مستعرًا أعظم. وقد رصد والدها وصديق له المستعر الأعظم 2010 إل تي، الذي له قدر ظاهري قيمته 17 في مجرة يو جي سي 3378 في كوكبة الزرافة، التي تبعد حوالي 240 مليون سنة ضوئية عن الأرض.

المستعر الأعظم 1979 سي في مجرة مسييه 100.
وفي عام 2009، وجد باحثون نيترات داخل عينات من القشرة الثلجية في أنتاركتيكا على أعماقٍ تعود إلى حقب زمنية متزامنةٍ مع المستعرات العظمى 1006 و1054 و1060. وكان من الواضح أن النيترات تشكلت من أكسيد نيتروجين تكون عن طريق أشعة غاما المنبعثة من المستعرات العظمى. لذا، فقد أمكن من خلال تلك التقنية التعرف على المستعرات العظمى التي تعود إلى عدة آلاف من السنين.

وفي 15 نوفمبر 2010، أعلن فلكيون في مرصد شاندرا الفضائي للأشعة السينية أنه وبينما هم يراقبون بقايا المستعر الأعظم 1979 سي في مجرة مسييه 100، اكتشفوا شيءًا قد يكون ثقبًا أسود حديثًا لم يمرَّ عليه سوى 30 عامًا. كما أشارت ناسا إلى احتمالية كون ذلك الشيء نجمًا نيوترونيًا مغزليًا أنتج رياحًا من جسيمات عالية الطاقة.

وفي 24 أغسطس 2011، اكتشف مرصد بالومر الآلي مستعرًا أعظم من الفئة Ia (المستعر الأعظم 2011 إف إي) في مجرة دولاب الهواء بعد فترة قصيرة من الانفجار. ونظرًا لأنها تبعد 21 مليون سنة ضوئية فقط وأنها اكتشفت مبكرًا عند بداية الحدث، فهي ستمكن العلماء من إجراء دراسة تفصيلية للمراحل الأولى لتكون هذه الفئة من المستعرات العظمى.

المستقبل
--------

يقدر معدل حدوث المستعرات العظمى في المجرات التي بحجم درب التبانة، بمرة كل 50 عامًا، وهو معدل أكبر من معدل المشاهدات الفعلية، مما يعني أن جزءًا منها يحجبه غبار ما بين النجوم عن الأرض. ومع نشر أدوات جديدة يمكنها مراقبة مدى واسعٍ من الطيف، إضافة إلى كاشفات النيوترينو، أصبح من شبه المؤكد أن الحدث المقبل سيتم اكتشافه بالتأكيد.

المراجع
-------

1. 1 2 3  Clark، D. H. (29 يونيو 1981). "The Historical Supernovae". *Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute*. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. ص. 355–370. Bibcode:1982sscr.conf..355C. `{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
2. ↑  "Science: Homage to a Star". *Time Magazine*. 22 أكتوبر 1973. مؤرشف من الأصل في 2013-08-17. اطلع عليه بتاريخ 2011-01-28.
3. ↑  Stothers، Richard (1977). "Is the Supernova of CE 185 Recorded in Ancient Roman Literature". *Isis*. ج. 68 ع. 3: 443447. DOI:10.1086/351822.
4. ↑  "New evidence links stellar remains to oldest recorded supernova". ESA News. 18 سبتمبر 2006. مؤرشف من الأصل في 2012-10-14. اطلع عليه بتاريخ 2006-05-24.
5. ↑  Wang، Z.-R. (1998). "The AD 393 Guest Star; the SNR RX 51713.7-3946". *Proceedings of IAU Symposium #188*. Dordrecht: Kluwer Academic. ص. 262. Bibcode:1998IAUS..188..262W. `{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
6. ↑  Hartmut Frommert, Christine Kronberg. "Supernovae observed in the Milky Way: Historical Supernovae". SEDS. مؤرشف من الأصل في 2011-08-06. اطلع عليه بتاريخ 2007-01-03.
7. ↑  "Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star". NAOA News. 5 مارس 2003. مؤرشف من الأصل في 2019-06-26. اطلع عليه بتاريخ 2006-06-08.
8. ↑  Greening، Dan (1995). "1054 Supernova Petrograph". Pomona College Astronomy Program. مؤرشف من الأصل في 2019-05-01. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-25.
9. ↑  Collins II، G. W. (1999). "A Reinterpretation of Historical References to the Supernova of A.D. 1054". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. ج. 111 ع. 761: 871–880. arXiv:astro-ph/9904285. Bibcode:1999PASP..111..871C. DOI:10.1086/316401. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
10. ↑  Brecher، K.؛ Fesen؛ Maran؛ Brandt (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". *The Observatory*. ج. 103: 106–113. Bibcode:1983Obs...103..106B. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
11. ↑  "3C58: Pulsar Gives Insight on Ultra Dense Matter and Magnetic Fields". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 14 ديسمبر 2004. مؤرشف من الأصل في 2019-02-10. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-26.
12. ↑  Villard، R. (24 يوليو 1991). "Stellar survivor from 1572 CE explosion supports supernova theory". UCBerkeley News. مؤرشف من الأصل في 2017-03-30. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-25. `{{استشهاد بخبر}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
13. ↑  Cowen، R. (1999). "Danish astronomer argues for a changing cosmos". *Science News*. ج. 156 ع. 25 & 26.
14. ↑  Nardo، Don (2007). *Tycho Brahe: Pioneer of Astronomy*. Compass Point Books.
15. ↑  Stacey، Blake. "Supernovas: Making Astronomical History". SNEWS: Supernova Early Warning System. مؤرشف من الأصل في 2018-01-21. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-25.
16. ↑  "Johannes Kepler: De Stella Nova". New York Society Library. مؤرشف من الأصل في 2007-09-28. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.
17. ↑  Wilson، Fred L. (7 يوليو 1996). "History of Science: Galileo and the Rise of Mechanism". Rochester Institute of Technology. مؤرشف من الأصل في 2007-06-17. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.
18. ↑  Blair، Bill. "Bill Blair's Kepler's Supernova Remnant Page". NASA and Johns Hopkins University. مؤرشف من الأصل في 2016-03-16. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-20.
19. ↑  Higgins، William (1866). "On a New Star". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. ج. 26: 275. Bibcode:1866MNRAS..26..275H.
20. ↑  Becker، Barbara J. (1993). "Eclecticism, Opportunism, and the Evolution of a New Research Agenda: William and Margaret Huggins and the Origins of Astrophysics". University of California—Irvine. مؤرشف من الأصل في 2012-07-17. اطلع عليه بتاريخ 2006-09-27.
21. ↑  van Zyl، Jan Eben (2003). "Variable Stars VI". Astronomical Society of Southern Africa. مؤرشف من الأصل في 2006-09-23. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.
22. ↑  Baade، W. (1934). "On Super-Novae". *Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America*. ج. 20 ع. 5: 254–259. Bibcode:1934PNAS...20..254B. DOI:10.1073/pnas.20.5.254. PMC:1076395. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط `|تاريخ الوصول` بحاجة لـ `|مسار=` (مساعدة) والوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
23. ↑  Osterbrock، D. E. (1999). "Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?". *Bulletin of the American Astronomical Society*. ج. 33: 1330. Bibcode:2001AAS...199.1501O.
24. ↑  Murdin, Paul; Murdin, Lesley (1985). *Supernovae* (ط. 2nd). Cambridge University Press. ص. 42. مؤرشف من الأصل في 2022-03-22.`{{استشهاد بكتاب}}`: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
25. 1 2  Türler، Marc (2006). "INTEGRAL reveals Milky Ways' supernova rate". *CERN Courier*. ج. 46 ع. 1. مؤرشف من الأصل في 2017-02-02. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04.
26. ↑  Heilbron، John Lewis (2005). *The Oxford guide to the history of physics and astronomy*. Oxford University Press US. ج. 10. ص. 315.
27. ↑  Baade، W. (1938). "The Absolute Photographic Magnitude of Supernovae". *Astrophysical Journal*. ج. 88: 285–304. Bibcode:1938ApJ....88..285B. DOI:10.1086/143983. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط غير المعروف `|شهر=` تم تجاهله (مساعدة)
28. ↑  Lynden-Bell، Donald (24 ديسمبر 2010). "Allan Sandage (1926–2010)". *Science*. ج. 330 ع. 6012: 1763. Bibcode:2010Sci...330.1763L. DOI:10.1126/science.1201221.
29. ↑  Perlmutter، Saul (2003). "Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe". *Physics Today*. ج. 56 ع. 4: 53–62. Bibcode:2003PhT....56d..53P. DOI:10.1063/1.1580050. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط غير المعروف `|شهر=` تم تجاهله (مساعدة)
30. ↑  Rudolph، Minkowski (1941). "Spectra of Supernovae". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. ج. 53 ع. 314: 224. Bibcode:1941PASP...53..224M. DOI:10.1086/125315.
31. ↑  da Silva، L. A. L. (1993). "The Classification of Supernovae". *Astrophysics and Space Science*. ج. 202 ع. 2: 215–236. Bibcode:1993Ap&SS.202..215D. DOI:10.1007/BF00626878.
32. ↑  Hoyle، Fred (1946). "The Synthesis of the Elements from Hydrogen". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. ج. 106: 343–383. Bibcode:1946MNRAS.106..343H.
33. ↑  Woosley، S. E. (1999). "Hoyle & Fowler's Nucleosynthesis in Supernovae". *Astrophysical Journal*. ج. 525C: 924. Bibcode:1999ApJ...525C.924W.
34. ↑  Marschall، Laurence A. (1994). *The supernova story*. Princeton science library. Princeton University Press. ص. 112–113.
35. ↑  Whelan، J. (1973). "Binaries and Supernovae of Type I". *Astrophysical Journal*. ج. 186: 1007–1014. Bibcode:1973ApJ...186.1007W. DOI:10.1086/152565. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
36. ↑  Trimble، V. (1982). "Supernovae. Part I: the events". *Reviews of Modern Physics*. ج. 54 ع. 4: 1183–1224. Bibcode:1982RvMP...54.1183T. DOI:10.1103/RevModPhys.54.1183.
37. ↑  Kowal، C. T. (1968). "Absolute magnitudes of supernovae". *Astronomical Journal*. ج. 73: 1021–1024. Bibcode:1968AJ.....73.1021K. DOI:10.1086/110763.
38. ↑  Leibundgut، B. (2001). "A cosmological surprise: the universe accelerates". *Europhysics News*. ج. 32 ع. 4: 121. Bibcode:2001ENews..32..121L. DOI:10.1051/epn:2001401. مؤرشف من الأصل في 2019-05-21. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
39. ↑  "Confirmation of the accelerated expansion of the Universe". Centre National de la Recherche Scientifique. 19 سبتمبر 2003. مؤرشف من الأصل في 2017-07-23. اطلع عليه بتاريخ 2006-11-03.
40. ↑  "Cassiopeia A - SNR". Caltech/NASA Infrared Processing and Analysis Center. مؤرشف من الأصل في 2019-02-23. اطلع عليه بتاريخ 2006-10-02.
41. ↑  McCray، Richard (1993). "Supernova 1987A revisited". *Annual review of astronomy and astrophysics*. ج. 31 ع. 1: 175–216. Bibcode:1993ARA&A..31..175M. DOI:10.1146/annurev.aa.31.090193.001135.
42. ↑  Comins, Neil F.; Kaufmann, William J. (2008). *Discovering the Universe: From the Stars to the Planets*. Macmillan. ص. 230.`{{استشهاد بكتاب}}`: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
43. ↑  Kowal, C. T.; Sargent, W. L. W. (1971). "Supernovae discovered since 1885". *Astronomical Journal*. ج. 76: 756–764. Bibcode:1971AJ.....76..756K. DOI:10.1086/111193. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: الوسيط غير المعروف `|شهر=` تم تجاهله (مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
44. ↑  Filippenko, Alexei V.; Li, W. D.; Treffers, R. R.; Modjaz, Maryam (2001). "The Lick Observatory Supernova Search with the Katzman Automatic Imaging Telescope". *Small Telescope Astronomy on Global Scales, IAU Colloquium 183*. ASP Conference Series. San Francisco. ج. 246. Bibcode:2001ASPC..246..121F. ISBN:1-58381-084-6. `{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}`: الوسيط غير المعروف `|المحررين=` تم تجاهله (مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
45. ↑  Iyudin, A. F.؛ وآخرون (1998). "Emission from 44Ti associated with a previously unknown Galactic supernova". *Nature*. ج. 396 ع. 6707: 142–144. Bibcode:1998Natur.396..142I. DOI:10.1038/24106. `{{استشهاد بدورية محكمة}}`: Explicit use of et al. in: `|مؤلف=` (مساعدة) والوسيط غير المعروف `|شهر=` تم تجاهله (مساعدة)
46. ↑  Aschenbach، Bernd (12 نوفمبر 1998). "Discovery of a young nearby supernova remnant". *Letters to Nature*. ج. 396 ع. 6707: 141–142. Bibcode:1998Natur.396..141A. DOI:10.1038/24103.
47. ↑  Fields, B. D.; Ellis, J. (1999). "On Deep-Ocean Fe-60 as a Fossil of a Near-Earth Supernova". *New Astronomy*. ج. 4 ع. 6: 419–430. arXiv:astro-ph/9811457. Bibcode:1999NewA....4..419F. DOI:10.1016/S1384-1076(99)00034-2.`{{استشهاد بدورية محكمة}}`: صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
48. ↑  Howell، D. A. (2006). "Snls-03d3bb: An Overluminous, Low Velocity Type Ia Supernova Discovered At Z=0.244". *American Astronomical Society Meeting 208*. Bibcode:2006AAS...208.0203H. `{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}`: الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
49. ↑  Berardelli، Phil (7 مايو 2007). "Star Goes Out Big Time". Science Magazine ScienceNOW Daily News. مؤرشف من الأصل في 2008-05-16. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04.
50. ↑  Grey Hautaluoma, Grey Hautaluoma and Megan Watzke (7 مايو 2007). "NASA's Chandra Sees Brightest Supernova Ever". NASA. مؤرشف من الأصل في 2017-06-25. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04.
51. ↑  Dunham، Will (8 مايو 2007). "Brightest supernova ever seen". News in Science, Space and Astronomy. مؤرشف من الأصل في 2016-03-03.
52. ↑  Shiga، David (3 يناير 2007). "Brightest supernova discovery hints at stellar collision". New Scientist. مؤرشف من الأصل في 2012-08-25. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.
53. ↑  Than، Ker (11 أكتوبر 2007). "Supernova blazed like 100 billion suns". MSNBC. مؤرشف من الأصل في 2012-10-21. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-17.
54. ↑  Anonymous (21 مايو 2008). "Supernova caught exploding on camera". Reuters UK. مؤرشف من الأصل في 2020-01-10. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.
55. ↑  Moore، Robert E. (13 نوفمبر 2008). "Rare supernova found by 14 year old amateur astronomer". Deer Pond Observatory. مؤرشف من *The story about SN2008ha* الأصل في 2011-07-18. اطلع عليه بتاريخ 2008-12-19. `{{استشهاد ويب}}`: تحقق من قيمة `|مسار=` (مساعدة)
56. ↑  Bishop، David (19 ديسمبر 2008). "Supernova 2008ha in UGC 12682". Rochester Academy of Sciences. مؤرشف من الأصل في 2011-09-27. اطلع عليه بتاريخ 2008-12-19.
57. ↑  "Ancient supernovae found written into the Antarctic ice". *New Scientist* ع. 2698. 4 مارس 2009. مؤرشف من الأصل في 2020-06-12. اطلع عليه بتاريخ 2009-03-09. Refers to 0902.3446.
58. ↑  Perrotto, Trent; Anderson, Janet; Watzke, Megan (15 نوفمبر 2010). "NASA'S Chandra Finds Youngest Nearby Black Hole". NASA. مؤرشف من الأصل في 03 مارس 2016. اطلع عليه بتاريخ 2010-011-19. `{{استشهاد بخبر}}`: تحقق من التاريخ في: `|تاريخ الوصول=` (مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
59. ↑  Beatty، Kelly (25 أغسطس 2011). "Supernova Erupts in Pinwheel Galaxy". *Sky & Telescope*. مؤرشف من الأصل في 2014-03-04. اطلع عليه بتاريخ 2011-08-26.

وصلات خارجية
------------

* Hecht، Jeff (19 يونيو 2006). "Enigmatic object baffles supernova team". NewScientist.com. مؤرشف من الأصل في 2015-05-24. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17.

| * ع
* ن
* ت
المستعرات العظمى |
| --- |
| أنواع | 
* نوع Ia
* نوع Ib وIc
* نوع 2

 |  |
| الطبيعة | 
* مستعر غني بالكالسيوم
* تفجير الكربون
* مستعر أعظم مزدوج-عدم الاستقرار
* علاقة فيليبس
* نواة غنية بالبروتون
* عملية البروتون
* عملية التقاط النيوترون السريعة
* التخليق النووي في المستعر الأعظم

 |
| ذات صلة | 
* مستعر أعظم مخادع
	+ مستعر أعظم مزدوج-متقلقل نابض
* فشل المستعر الأعظم
* وحدة الطاقة فو
* انفجار أشعة جاما
* مستعر فوق عظيم
* مستعر ماكرو
* مستعر أعظم قريب من الأرض
* تحرر النباض
* مستعر كواركي

 |
| أسلاف | 
* عملاق فائق
	+ أصفر
* متغير أزرق شديد الضياء
* عملاق ضخم
	+ أزرق
	+ أحمر
	+ أصفر
* قزم أبيض
	+ وصلات متعلقة
* نجم وولف-رايت

 |
| بقايا | 
* بقايا مستعر أعظم
	+ رياح سديمية نبضية
* نجم نيوتروني
	+ نباض
	+ نجم مغناطيسي
	+ وصلات متعلقة
* ثقب أسود نجمي
	+ وصلات متعلقة
* بقايا نجمية
	+ نجم كواركي
	+ نجم غريب
* نجم كسول
* الفقاعة المحلية
* فقاعة فائقة
	+ الجبار-النهر

 |
| اكتشاف | 
* نجم زائر
* تاريخ مراقبة المستعرات العظمى
* خط زمني للأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والمستعرات العظمى

 |
| قوائم | 
* المرشحين
* الأكثر شهرة
* النجوم الضخمة
* الأكثر بعدًا
* البقايا
* في الخيال

 |
| الأكثر شهرة | 
* حلقة برنارد
* ذات الكرسي A
* السرطان
	+ سديم السرطان
* تيخو
* كيبلر
* 1987 إيه
* مستعر أعظم 185
* مستعر أعظم 1006
* مستعر أعظم 2003fg
* Remnant G1.9+0.3
* SN 2007bi
* SN 2014J
* SN Refsdal
* ASASSN-15lh
* بقايا الشراع الأعظم

 |
| أبحاث | 
* ASAS-SN
* Calán/Tololo Survey
* فريق البحث عن المستعرات العظمي العالية - الإنزياح
* مقراب التصوير الآلي كاتزمان
* Monte Agliale Supernovae and Asteroid Survey
* Nearby Supernova Factory
* Supernova/Acceleration Probe
* مشروع المستعرات العظمى الفلكي
* نظام إنذار مبكر للمستعرات العظمى
* Supernova Legacy Survey
* Texas Supernova Search

 |
| 
* **تصنيف:مستعرات عظمى**
* **كومنز:مستعرات عظمى**

 |

* أيقونة بوابةبوابة المجموعة الشمسية
* أيقونة بوابةبوابة رحلات فضائية
* أيقونة بوابةبوابة الفضاء
* أيقونة بوابةبوابة تاريخ العلوم
* أيقونة بوابةبوابة علم الفلك
* أيقونة بوابةبوابة نجوم