stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
超新星
分類 > III、IV、和V型超新星

弗里茨·茲威基基於少數的超新星不能完全符合I和II型，還定義了附加的超新星類型。在NGC 4303的SN 1961i是III型超新星的原型，並且是唯一的一顆，有著寬鬆的最大光度和氫的巴耳末系譜線，在光譜中緩慢的發展。在NGC 3003的SN 1961f是IV型的原型，也是唯一的一顆，有著與II-P超新相似的光變曲線和氫的吸收線，但也有微弱的氫發射譜線。V型超新星是NGC 1058的SN 1961V，一顆不尋常黯淡的超新星，或是假超新星，光度緩慢的升起，最大光度持續了好幾個月，並且有這不尋常的發射光譜。海山二（船底座η）的大爆發被指出與SN 1961V相似。M101的超新星（1909年）和M83的超新星（1923年和1957年）也被建議可以歸類為IV或V型超星。
這些超新星現在都被視為II型超新星的特例，並且有更多的例子被發現，然而現在依然在爭辯SN 1961V是否是真的超新星，還是LBV爆發，或是冒名頂替者。
| 類型 | 平均最 大亮度  絕對星等 | 大約能量 (foe) | 至最大光度 所需天數 | 最大光度至10%光度 所需天數 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Ia | −19 | 1 | 約 19 | 約 60 |
| Ib/c (faint) | 約 −15 | 0.1 | 15–25 | 未知 |
| Ib | 約 −17 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic | 約 −16 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic (bright) | 可達 −22 | 超過 5 | 大約 25 | 大約 100 |
| II-b | 約 −17 | 1 | 約 20 | 約 100 |
| II-L | 約 −17 | 1 | 約 13 | 約 150 |
| II-P (faint) | 約 −14 | 0.1 | 大約 15 | 未知 |
| II-P | 約 −16 | 1 | 約 15 | 高原期後約50天 |
| IIn | 約 −17 | 1 | 12–30 或更多 | 50–150 |
| IIn (bright) | 可達 −22 | 超過 5 | 超過 50 | 超過 100 |
註解:
↑  Faint types may be a distinct sub-class. Bright types may be a continuum from slightly over-luminous to hypernovae.
↑  These magnitudes are measured in the R band. Measurements in V or B bands are common and will be around half a magnitude brighter for supernovae.
↑  Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.
↑  Probably a heterogeneous group, any of the other types embedded in nebulosity.
当前的模型

前述天文學家給予超新星的分類代碼是很自然的分類：從超新星觀測到的光給予類型的數值，不一定是它的起因。例如，Ia超新星的祖恆星是蛻化的白矮星，因融合失控點火產生的；光譜類型相似的Ib/c超新星的祖恆星是大質量的沃夫–瑞葉星由核心坍縮點燃。下面總結了天文學家目前認為是對超新星最合理的解釋。
当前的模型 > 熱失控

条目：Ia超新星
白矮星可能從伴侶恆星吸積到足夠的質量，使核心的溫度提高至足夠點燃碳融合，此時它會發生失控完全破壞了它。這種爆炸在理論上有三種途徑可以發生：從伴星穩定的吸積質量，兩顆白矮星的碰撞，或是在吸積的殼層點火，然後引燃。但是仍不清楚其中何者是主要的機制。儘管還不能確定Ia超新星是如何的產生，但Ia超新星有非常均勻的屬性，是星系間距離有用的標準燭光。但對性質上漸進的變化或高紅移在不同頻率的異常光度，光度曲線和光譜是別上的微小變化，一些校準上的補償是需要的。
当前的模型 > 熱失控 > 正常的Ia超新星

有幾種方式可以形成這種類型的超新星，但它們共用一個基礎的機制。如果一顆碳-氧白矮星吸積到足夠的質量，達到錢德拉塞卡極限的大約1.44 太陽質量（M☉）（對不自轉的恆星），它將不再能以電子簡併壓力支撐其巨大的電漿體，並且開始坍縮。然而，目前的看法是通常尚未達到這個極限，已經獲得足夠高的溫度和密度，可以在核心引燃碳融合。通常在接近極限之前（大約接近至1%），就已經坍縮了。
在幾秒鐘內，白矮星相當大一部份的物質會發生核融合，釋放出足夠的能量（1–7044200000000000000♠2×1044 J），解除恆星的束縛，發生超新星爆炸。產生向外膨脹的激波與物質達到5,000-20,000km/s，或大約3%光速的速度。同時亮度也大幅的增加，絕對星等可以達到 -19.3等（或比太陽亮5億倍），而且只有少量的變異。
形成這類超新星的是密接的聯星。兩顆星中較大的一顆先演化離開主序帶，並膨脹成為一顆紅巨星。這兩顆恆星現在共享一個包層，造成它們相互間的軌道縮小。較大的這顆恆星然後傾卸掉它大部分的包層，失去質量直到它的核心不能再繼續進行核融合。在這個點上，它成為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。最後，它的伴星也演化離開主序帶成為紅巨星。來自巨星的物質被白矮星吸積，導致白矮星的質量持續的增加。儘管基本的模型被普遍接受，但精確的萌生和爆炸產生重元素細節還不清楚。
Ia新星遵循著一個特徵的光度曲線 －亮度作為時間函數的關係圖－ 爆炸後，這個亮度因為從鎳-56 經過鈷-56到鐵-56的放射性衰變而產生變化。正常Ia超新星光度曲線的峰值是非常一致的，最大值是絕對星等 -19.3等。這使它能夠成為次要的標準燭光，可以用來測量其宿主星系的距離。
当前的模型 > 熱失控 > 非標準的Ia超新星

另一種Ia超星的爆炸涉及兩顆白矮星的合併，加起來的質量可能超過錢德拉塞卡極限。這一類型的爆炸還有許多的變化，並且在許多情況下可能沒有超新星，但預期它們的光度曲線會比正常的Ia超新星爆炸寬闊與較低的光度。
當白矮星的質量超過錢德拉塞卡極限，將會有光度異常的Ia超新星，而由不對稱性可能會有進一步增強的類型，但噴射物質的動能會少於正常的動能。
非標準的Ia超星沒有正式的子分類。曾經建議將氦吸積在白矮星上，光度較黯淡的超星分類為Iax，而這種類型的超新星可能不會將祖白矮星完全摧毀，而能留下一顆殭屍恆星。
一種特殊的非標準型Ia超新星發展出氫和其他的，發射的譜線給出了外觀正常的Ia和IIn超新星之間的混合物，例如SN 2002ic和SN 2005gj。這種超新星曾經被標記為Ia/IIn、Ian、IIa、IIan。
当前的模型 > 核心坍縮

當大質量恆星突然變得無法支撐核心維持抵抗自身的重力，會經歷核心崩潰；這是除了Ia超新星之外，其它所有類型的超新星形成的原因。這種崩潰的結果會導致恆星的外層劇烈爆炸，成為超新星，或者釋放的重力位能不足而坍塌成為黑洞或中子星與少量的輻射能量。有幾種不同的機制可以造成核心坍縮：電子捕獲、超越錢德拉塞卡極限、成對不穩定、或是光致蛻變。當恆星發展出鐵芯，因為電子簡併壓力不足以支撐超過錢德拉塞卡極限的質量，於是核心坍塌成為中子星或黑洞。跟著氧融合的爆炸，在氧/氖/鎂核心的電子捕獲是造成引力坍縮的原因，具有非常相似的結果。在大量的核心氦後燃燒產生電子-正子對移除熱力學的支援，導置初始的坍塌與後續的失控核融合，結果就是成對不穩定超新星。足夠大和熱的恆星核心可能產生γ射線，能量足夠直接引發光致蛻變，這將導致核心徹底的崩潰。
下表列出已知核心坍塌原因的大質量恆星、恆星的種類、關聯的超新星類型和產生的殘骸。金屬量是除了氫和氦之外，其他元素和太陽中含量的比值。初始質量是成為超新星之前的質量，是太陽質量的好幾倍，然而當時這顆超新星的質量可能已經低了許多。
在表中未列出IIn超新星。它們可能由不同類型的潛在祖恆星經由不同途徑形成，甚至可能由Ia的白矮星引燃。雖然看起來大部分都是在明亮的巨星或超巨星（包括LBVs），經由鐵芯崩潰形成的。窄光譜線是它們被如此命名的原因，因為這類超新星展開的拱星物質小而濃密。看起來IIn超新星是貨真價實的假超新星，只是高光度藍變星的大規模噴發，類似於海山二。在這些事件中，新噴發的物質通過激波與之前噴發的物質交互作用，產生窄吸收譜線。
| 坍塌的起因 | 估計的祖恆星初始質量 | 超新星類型 | 殘骸 |
| --- | --- | --- | --- |
| 在簡併O+Ne+Mg核心的電子捕獲 | 8–10 | 暗II-P | 中子星 |
| 鐵核坍塌 | 10–25 | 暗II-P | 中子星 |
| 鐵核坍塌 | 25–40 與金屬量和太陽一樣或較低 | 普通的II-P | 起初是中子星，物質落回後成為黑洞 |
| 鐵核坍塌 | 25–40 與高金屬量 | II-L 或 II-b | 中子星 |
| 鐵核坍塌 | 40–90 與低金屬量 | 無 | 黑洞 |
| 鐵核坍塌 | ≥40 與金屬量和太陽相似 | 黯淡的Ib/c，或與GRB超新星 | 起初是中子星，物質落回後成為黑洞 |
| 鐵核坍塌 | ≥40 與高金屬量 | Ib/c | 中子星 |
| 鐵核坍塌 | ≥90 與低金屬量 | 無，可能是γ射線暴（GRB） | 黑洞 |
| 不穩定對 | 140–250 與低金屬量 | II-P，有時是超新星，可能是 GRB | 沒有殘骸 |
| 光致蛻變 | ≥250 與低金屬量 | 無（或亮超新星？），可能是GRB | 大質量黑洞 |
當恆星的核心不再能對抗重力，它自身向內坍塌的速度可以達到70,000Km/s（0.23c），導致溫度和密度迅速增加。接下來的步驟取決於恆星的質量和結構，低質量的簡併核心形成中子星，大質量的簡併核心通常大多完全坍塌成為黑洞；未簡併的核心會經歷失控的核融合。
簡併的核心開始坍塌時是光致蛻變和電子捕獲的β衰變，暴發出電子微中子。當密度增加，因此困在核心的微中子輻射被截斷。最終，內核的直徑通常可以達到30公里 ，並且密度可以達到原子核的程度，中子簡併壓力試圖阻止坍塌。如果核心的質量大約超過15 M☉，然後中子簡併壓力就不足以抵擋坍塌，就沒有經過超新星爆炸的形式直接成為黑洞。
在低質量的核心，坍塌會被阻止，並形成有1,000億K，約為太陽核心溫度6,000倍，中子構成的核心。熱微中子形成微中子-反微中子對的味，數倍於電子捕獲微中子的數量。大約1046焦耳，相當於10%的恆星靜止質量，在10秒內爆裂出的微中子是事件中最主要的輸出。突然停止的核心坍塌和反彈在毫秒內產生激波，外核通過重元素的分離而失去能量。這個過程（不是很明確的瞭解）需要從微中子脈衝重新吸收大約1044（foe，1044）焦耳的能量，產生可見的爆炸；雖然理論上也有其它的能量爆炸。
一些外層封包的物質會落回到中子星上，使核心的質量超過8 M☉，就會形成黑洞。落回的質量會降低爆炸的動能和被逐出的放射性物質，但在某些情況下，它也可能產生相對論性噴流，導致γ射線暴或異常明亮的超新星。
大質量的非簡併核心坍塌將點燃核心進一步的核融合。當核心的坍塌由不穩定對開始時，氧開始融合，坍塌可能會停止。對核心質量在40–60 M☉，坍塌會暫停而恆星保持不變，但當更大的核心形成後，核心的坍塌會再度發生。對核心質量在60–130 M☉，氧融合和更重元素的核融合會釋放更多的能量，整顆恆星都會瓦解，成為一顆超新星。在大質量恆星的質量上限，由於許多太陽質量的鎳56，超新星會異常明亮的時間會延長。核心的質量越大，核心的溫度會高得足以進行光致蛻變，可以讓整個核心成為一個黑洞。
当前的模型 > 核心坍縮 > II型超新星

条目：II型超新星
初始質量小於8倍太陽質量的恆星從來沒有發展至核心大到足以坍塌，它們最終都是失去大氣層成為白矮星。恆星質量至少是9 M☉（可能需要多達 12 M☉）以複雜的方式演化，在它的核心發展出較高的溫度，逐步燃燒更重的元素。這顆恆星成為像洋蔥一樣的層狀結構，在越外面的殼層燃燒越輕的元素。雖然不片描述洋蔥似的結構有鐵芯，但超新星前身的大質量恆星僅有氧-氖（-鎂）的內核。這些超AGB恆星可能是主要的核心坍塌超新星，但質量越大的祖恆星，發出的光越黯淡，被觀測到的也就越少。
當在核心坍塌階段的超新星仍有氫的包層時，其結果是出現II型超新星。明亮恆星的質量損失取決於金屬量和亮度。金屬量接近太陽，特別亮的恆星在演化到核心坍塌之前已經失去它們所有的氫，就不會形成II型超新星。所有低金屬量的恆星，在開始核心坍塌之前仍都有氫的包層，但質量夠大的恆星會直接坍縮成為黑洞，而不會產生可以看見的超新星。
初始質量的上限大約在90倍太陽質量，或是金屬量只高一些，預期會產生II-p超新星，這是最常見的超新星類型。在中與高金屬量，且質量接近上限的恆星在發核心坍塌時將已經去大部分的氫，其結果是II-L超新星。金屬量非常低，恆星質量在140–250 M☉在核心坍塌時將達到不穩定對，但仍然有氫的包層和氧的核心，其結果將是II型超新星，但會噴出大量的鎳56，成為高亮度的超新星。
当前的模型 > 核心坍縮 > Ib和Ic型

条目：Ib和Ic超新星
这两类超新星的形成机制很可能类似于大质量恒星内部核反应燃料耗尽而形成II型超新星的过程；但有所不同的是，形成Ib或Ic型超新星的恒星由于强烈的恒星风或与其伴星的相互作用而失去了由氢元素构成的外层。Ib型超新星被认为是大质量的沃尔夫-拉叶星坍缩后的产物。另外还有一些证据认为少量的Ic型超新星是伽玛射线暴的产生原因，但也有观点认为任何氢元素外层被剥离的Ib或Ic型超新星在爆炸的几何条件允许的情形下都有可能生成伽玛射线暴。
当前的模型 > 光度曲线

由于氢光谱中的巴耳末吸收线的存在，II型超新星的光度曲线特征明显：与I型超新星的光度曲线相比，II型超新星的光度曲线平均每天降低0.008等，较前者要低很多。按照光度曲线的特征，II型超新星可分为两个子类，一类在光度曲线上有一个平坦的高原区（型），另一类的光度曲线则只存在线性衰减（型）。如此型超新星的总体衰减率为每天0.012等，高于型超新星的每天0.0075等。对于型超新星而言，产生这种差别的原因是在原始恒星中的大部分氢元素外层都被抛射出了。
型超新星的光度曲线中的高原区是由于其外层不透明度的变化。爆炸中产生的激波电离了外层中的氢原子，阻止了内部爆炸产生的光子透过外层逸出，从而显著提高了外层的不透明度。当外层的氢离子冷却后重新组合成原子，外层区域的透明度又会回升。
在II型超新星光谱的诸多反常特性中，IIn型超新星有可能诞生于喷射物与恒星周围物质的相互作用，而IIb型超新星则有可能是大质量恒星在其伴星的潮汐力作用下失去了大多数（但不是全部）的氢元素外层。随着IIb型超新星喷射物的膨胀，余下的氢元素外层很快会变得透光从而能够展露出里面的内层结构。
当前的模型 > 不对称性

长久以来一个围绕着超新星研究的谜团是，如何解释爆炸后产生的剩余致密物质相对内核会有一个如此高的速度。（已经观测到作为中子星的脉冲星具有很高的速度，理论上黑洞也会有很高的速度，但当前还很难通过孤立的观测来证实。）不管怎样，能够推动物质产生如此速度的作用力应该相当可观，因为它能够使一个质量大于太阳的物体产生500千米/秒甚至以上的速度。现在一般认为这个速度产生于超新星爆炸时的空间不对称性，但具体这个动量是通过何种机制传递的仍然不得而知。有些解释认为，这种推动力包含了星体坍缩时的对流和中子星形成时产生的喷流。
具体而言，这种内核上方产生的大尺度对流能够造成局部的元素丰度变化，从而在坍缩期间导致不均衡分布的核反应，经反弹后产生爆炸。而喷流解释则认为，中心的中子星对气体的吸积作用会形成吸积盘，并产生高度方向性的喷流，从而将物质以很高的速度喷射出去，同时产生横向的激波彻底摧毁星体。这些喷流可能是导致超新星爆发的重要因素。（一个类似的模型也被用来解释长伽玛射线暴的产生。）
现在已经通过观测证实了在Ia型超新星的爆发初始存在有空间上的不对称性。这一结果可能意味着这类超新星的初始光度与观测角度有关，不过随着时间的推移这种爆炸会变得更为对称。通过对初始状态的出射光的偏振进行测量，这种不对称性就可以被探测到。
当前的模型 > Ia型的核坍缩

由于Ib、Ic以及多种II型超新星具有类似的机制模型，它们被统称为核坍缩超新星。而Ia型超新星与核坍缩超新星的基本区别在于在光度曲线峰值附近所释放的辐射的能量来源。核坍缩超新星的原始恒星都具有延伸的外层，并且这种外层达到一定透明度所需的膨胀量较小。光度曲线峰值处的光辐射所需的大部分能量都来自于加热并喷射外层物质的激波。
而与之不同的是，Ia型超新星的原始恒星是致密的，并且要比太阳小得多（但质量仍然大得多），因此这种致密星体如要变得透明需要进行大幅的膨胀（以及冷却）。爆炸产生的热在星体膨胀的过程中被消耗，从而无法促使光子产生。事实上，Ia型超新星所辐射的能量完全来自爆炸中产生的放射性同位素的衰变，这主要包括镍-56（半衰期6.1天）和它的衰变产物钴-56（半衰期77天）。从放射性衰变中辐射的伽玛射线会被喷射出的物质吸收，这些物质因此被加热到白炽状态。
在核坍缩超新星中，随着喷射出的物质逐渐膨胀并冷却，放射性衰变最终也会成为光辐射的主要能量来源。一颗明亮的Ia型超新星能够释放出0.5至1倍太阳质量的镍-56，但核坍缩超新星所释放的镍-56通常只有0.1倍太阳质量左右。
当前的模型 > 能量輸出

儘管我們思考的超新星事件主要是可見光發光的部分，但是電磁輻射只是爆炸產生的輕微副作用。特別是核心崩潰的超新星，發出的電磁輻射事件只是總能量的一小部分。
在不同類型的超新星，能量產生的不同和平衡才是他們之間根本上的區別。在Ia型，白矮星的爆炸，大部分的能量流向重元素合成和噴發物的動能。核坍縮的超新星，絕大部分的能量經由微中子排放，在明顯地主要爆炸時，99%以上的微中子已經在坍縮開始後的幾分鐘內逃逸了。
Ia型超星從核融合失控的碳氧白矮星獲得它們的能量。但還未能完全塑造能量的細節，而最終的結果是以高動能拋射出整顆恆星的原始質量。大約半個太陽質量的56Ni是從矽燃燒成。56Ni是放射性物質，半衰期為6天，會經由正電子發射輻射出γ射線蛻變成56Co。56Co本身又會以77天的半衰期經由正電子衰變成為穩定的56Fe。這兩種過程負責提供來自Ia超新星的電磁輻射。在結合噴發物質透明度的變化，它們產生急劇下降的光變曲線。
核心坍縮超新星的平均是亮度比Ia型超新星低，但總能量卻高得多。這來自於核心坍縮的重力位能，最初從崩潰的原子核產生電子微中子，緊接著所有的味（flavours）由過熱中子星的核心釋出。大約只要1%的這些微中子，就有足夠的能量可以造成恆星外層的超新星爆炸，但當前的模型還不足以提供細節。動能和鎳的量要比Ia超新星低一些，因此視亮度比較低，但來自數倍於太陽質量氫的電離能量可以貢獻下降得更緩慢，並使核心坍縮超新星的光度在高原階段。
| 超新星 | 約計的總能量 (foe) | 拋出的鎳  （太陽質量） | 微中子能量 (foe) | 動能 (foe) | 電磁輻射 (foe) |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Ia型 | 1.5 | 0.4 – 0.8 | 0.1 | 1.3 – 1.4 | ~0.01 |
| 核心坍縮 | 100 | (0.01) – 1 | 100 | 1 | 0.001 – 0.01 |
| 極超新星 | 100 | ~1 | 1–100 | 1–100 | ~0.1 |
| 不穩定對 | 5–100 | 0.5 – 50 | low? | 1–100 | 0.01 – 0.1 |
↑  Order of magnitude kinetic energy. Total electromagnetic radiated energy is usually lower, (theoretical) neutrino energy much higher.
在一些核心坍縮的超新星，會回退到黑洞驅動著相對論性噴流，這能會產生短暫、高能且定向的伽瑪射線暴，也將能量進一步的傳輸給實質物質噴流。這是產生高光度超新星的一個方案，被認為是極超新星和持續時間較長的伽瑪射線爆發的成因。如相對論性噴流過於短暫，不能穿透恆星外的包層，然後就可能產生低光度的伽瑪射線爆發，這顆超新星就可能是低亮度的。
當一顆超新星發生在低密度的星周雲內時，它可能會產生激波，可以有效地將大量的動能轉換成電磁輻射。雖然最初的爆炸能量是完全正常產生的超新星，也會有高亮度和延長的持續時間，這是因為他不依賴指數型的放射性衰變。這種類型的事件可能造成IIn型超新星。
雖然不穩定對超星是核心坍縮超新星，光譜和光變曲線類似IIp超新星，追隨著核心坍縮之後自然的爆炸更像是碳氧和矽核融合失控的巨型Ia型超新星。質量最高事件的總能量釋放，媲美於其它核心坍縮超新星，但微中子的產生被認為很低，因此動能和電磁輻射能量是非常高。這些恆星的核心遠比任何的白矮星巨大，放射性鎳的數量和拋出的其它種元素也會更多，因此視覺光度會高出好幾個數量極。
当前的模型 > 前身

超新星的類型與爆炸前的恆星分類是緊密相連的。每種類型超新星的發生戲劇性的決定於其金屬量，也就是宿主星系的年齡。
Ia型超新星是由聯星系統中的白矮星形成的，發生在所有型態的星系。核心坍縮的超新星僅見於當前或最近形成的星系，因為它們都是生命短暫的大質量恆星造成的。它們最常在Sc型的螺旋星系內被發現，但也會出現在其它螺旋星系的螺旋臂和不規則星系，特別是星暴星系。
Ib/c型、II-L型和可能多數的IIn超新星，被認為只出現在金屬量與太陽相似ˇ準的恆星，而這些是大質量恆星損失大量質的結果，因此它們很少出現在老年或距離較遙遠的星系。下表顯示預期的主要是坍縮超新星的主要類型的前身恆星，和每種在地社群中的近似比例。
| 類型 | 前身恆星 | 比例 |
| --- | --- | --- |
| Ib | WC 沃夫–瑞葉星 | 9% |
| Ic | WO 沃夫–瑞葉星 | 17% |
| II-P | 超巨星 | 55% |
| II-L | 超巨星與耗盡氫的殼層 | 3.0% |
| IIn | 在濃密的拋出物質內的超巨星（像是高光度藍變星） | 2.4% |
| IIb | 超巨星與耗盡的氫（被伴星剝離？） | 12% |
| IIpec | 藍超巨星？ | 1.0% |
在調和模型和觀測恆星演化至核心坍縮的超新星有許多的困難。紅超巨星被認為是絕大多數核心坍縮超新星的前身恆星，但是被觀測到的只有相對較低質量和光度的，分別低於18 M☉和100,000 L☉。多數II型超新星的前身未能檢測到，並且多數被認為是太黯淡和質量不夠大。現在又提出高質量的紅超巨星不會發生超新星爆炸，但是會進化回到較高的溫度。有幾顆II型超新星的前身已經被確認，而這些是K型和G型的超巨星，還有一顆是A型的超巨星。黃超巨星或LBVs被建議是IIb超新星的前身恆星，並且幾乎所有附近觀測到的IIb超新星都表明這就是前身恆星。
直到數十年前，熱超巨星被認為不會爆炸，但顯示況並非如此。藍超巨星出乎意料高比例被確認是超新星的前身，而部分原因是因為它們的亮度高，易於被檢出，而單一的沃夫–瑞葉星一直沒有被清楚地確定是超新星的前身。模型很難顯示藍超巨星如何失去足夠的質量來進化到超新星不同的階段。一項路徑研究顯示低亮度的後紅超巨星可能會成為高光度藍變星，而最有可能成為IIn型超新星。
預期的Ib型超新星的前身恆星是亮Wc星，但從未觀察到；相反的發現是低光度的WC星，顯而易見的是後紅超巨星。WO星在視覺上相對微弱是極為罕見的，所以很難說不是前身恆星，或只是還未被觀測到。儘管對許多超新星的觀測仍顯得不足，但附近許多非常亮的前身恆星都曾有過清楚的影像。有幾個熱且亮的IIn型超新星前身恆星已經被檢測到的例子：SN 2005gy和SN 2010jl都是高亮度，但距離很遠的恆星；SN 2009ip的前身是像高光度藍變星的高亮度恆星，但它是確切性質仍有爭議的奇特超新星。
其它的影響 > 重元素的來源

条目：恆星核合成和超新星核合成
星際物質中，從氧到銣等元素的主要來源是超新星，然而理論上的元素豐度，在光譜的觀測中會因為不同類型的超新星而有很大的差異。Ia型超新星主要產生矽和鐵峰元素，像鎳和鐵這種元素。核心坍塌超新星噴發的鐵峰元素要比Ia型超新星少得多，但因氦核作用生成的輕元素如氧、氖等，和比鋅重的元素則有較大的量。後者在電子捕獲超新星方面尤其顯著。從II型超新星噴搋來的物質大部分是氫和氦。重元素的生成：核融合可以形成34S的原子核；在矽光分解和準靜態平衡的矽燃燒的過程中可以生成36Ar和56Ni之間的原子核；在超新星崩潰期間，經由快速捕獲中子（R-過程）生成比鐵重的元素R-過程產生富含中子但極度不穩定的原子核，會迅速的經由β衰變形成更穩定的形式。在超新星中，R-過程反應產生的同位素佔鐵元素以外元素所有同位素的一半，然而中子星合併可能才是許多此類元素的主要天體物理來源。
在現代宇宙中，老的漸近巨星支星是來自S-過程的元素、氧化物和碳等塵埃的主要來源。不過，在早期的宇宙中，尚未生成漸近距星支星之前，超新星可能是塵埃的主要來源。
其它的影響 > 恒星演化中的作用

条目：超新星遗迹
許多超新星的殘骸是由緻密的天體和快速膨脹的激波物質組成。這種物質雲自由膨脹的階段可以持續長達兩個世紀，並席捲了周圍的星際物質。然後，這種波經由絕熱膨脹逐漸冷卻，在大約10,000年的時間裡，它會慢慢冷卻並與周圍的星際物質混合。
大爆炸產生氫、氦和微量但可檢測出的鋰，而所有更重的元素都是在恆星和超新星中合成。超新星往往用氫和氦以外的元素豐富周圍的星際物質。天文學家將比它们更重的元素都稱為金屬。
這些注入星際物質的元素最終豐富了分子雲，而這而是恆星形成的場所。因此，每一代的恆星組成都略有不同，從幾乎純氫和氦的混合到富含更多金屬的成分。這些元素都是在核融合期間在恆星中形成的，超新星是分配這些較重元素的主要機制。構成恆星的元素中，不同元素的豐度對恆星生命有重要的影響，並可能決定性的影響圍繞恆星運轉的行星形成的可能性。
膨脹的超新星殘骸的動能可以經由壓縮附近太空中密集的分子雲來觸發恆星的形成。如果分子雲不能移除多餘的能量，湍流的壓力也會阻止恆星的形成。
來自短壽的放射性同位素次代元素的證據顯示，測定一顆鄰近超新星爆炸的成分，說明了太陽系的組成，也可能在45億年前觸發了太陽系的形成。
其它的影響 > 宇宙射線

超新星殘骸被認為佔有銀河系原生宇宙射線很大的一部分，但只在少數的殘骸中發現產生宇宙射線的直接證據。從超新星殘骸IC 443和W44中檢測到來自π介子衰變產生的γ射線。這些是超新星殘骸中被加速的質子撞擊星際物質時產生的。
其它的影響 > 引力波

超新星是星系中潛在的強引力波來源，但到目前為止還沒有檢測到。迄今探測到的引力波事件來源都是黑洞和中子星的合併，而這些天體可能是超新星的殘餘物。
其它的影響 > 對地球的影響

条目：鄰近地球的超新星
鄰近地球的超新星是距離地球夠近，對地球生物圈有顯著影響的超新星。根據超新星的類型和能量，它的距離可以遠至3,000光年。
在1996，有理論指出探測地球岩層中金屬同位素特徵的形式，有可能找到過去的超新星痕跡。後來，有報告在太平洋深海的岩石中檢測到富集的鐵-60 。2009年，在對應於1060年代的南極冰層中發現硝酸鹽離子含量升高，這與1006年和1054年的超新星吻合。來自這些超新星的γ射線可能提高地球大氣層中氮氧化物的水準，而這些氮氧化物被困在冰層中。
如果Ia型超新星發生在離地球夠近的距離上，被認為是最危險的。由於這種超新星產生於聯星系統中黯淡的白矮星，因此在研究不夠充分的恆星系統中，很可能發生能夠影响地球，但未能預測的超新星。已知最接近的候選者是飛馬座IK（詳見下文）。最近的估計，II型超新星必須接近地球至8秒差距（26光年）才能破壞地球一半的臭氧層，但距離最近的候選者大約在500光年的距離上。
銀河系中的候選者

条目：超新星候選列表
銀河系的下一顆超新星即使發生在銀河系的遠端，也很可能被檢測到。它很可能是由已經收錄在2微米全天巡天（2MASS）星表中的一顆不起眼紅超巨星坍塌產生。有可能由不同類型的大質量恆星（例如黃超巨星、高光度藍變星、或沃夫–瑞葉星）產生，但可能性比較小。下一顆超新星是由白矮星產生的Ia型超新星的機會，大約是核心坍塌超新星的三分之一。其次，無論它發生在何處，它都可以被觀測到，但是不太可能曾經觀測過它的祖恆星。如果是Ia型超新星，因為很難在幾秒差距之外檢測出這樣的系統，甚至會不知道祖系統是怎樣的組合。據估計，銀河系中超新星的生成率是每世紀2至12顆，但實際上已經好幾個世紀沒有觀測到。
從統計上看，下一顆超新星最可能來自一顆不起眼的紅超巨星，但很難確定這些超巨星中，哪些是處於核心重元素融合的最後階段，也許還剩下數百萬年的歲月。質量最大的紅超巨星在核心坍塌之前，會先拋出它們外層的氣體，演化成為沃夫–瑞葉星。所有的沃夫–瑞葉星都會在一百萬年左右的時間內結束生命，但同樣很難確定哪些是最接近核心坍塌的恆星。預計在幾千年內就會爆炸的一類是已經知道耗盡其核心氧的WO沃夫–瑞葉星。已知的這一類沃夫–瑞葉星只有8顆，而其中只有4顆在銀河系。
一些眾所周知接近核心坍塌超新星的候選者是紅超巨星的心宿二和參宿四 ；黃特超巨星的螣蛇十二（仙后座ρ）；曾經是假超新星的高光度藍變星海山二，和在船帆座最明亮的天社一（船帆座γ1）系統的伴星：一顆沃夫–瑞葉星。其它還有，雖然不太可能，但已經獲得名聲的還有γ射線爆後代的WR104。
確定Ia型超新星的候選者更有投機性。儘管確切的機制和時間尺度都還有爭議，但任何帶有吸積白矮星的聯星系統都可能產生超新星。這些系統都是暗淡、難以識別的，但新星和復發的新星都是這樣的系統，很方便於自我宣傳。天蠍座U就是一個例子。已知最靠近地球的一顆Ia型超新星的候選者是飛馬座IK（HR 8210），距離是150光年，但觀測表明，白矮星需要數百萬年的時間才能吸積達到成為Ia型超新星所需要的臨界質量。
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注釋

↑  數值是通過尾碼"nc"的對設基-26轉換，依據a=1、b=2、c=3、…、n=14、…、z=26。因此，nc=n X 26 + c = 14 X 26 + 3 = 367。
↑  對核心主要成分是氧、氖和鎂組成的白矮星，坍塌通常會形成中子星。在這種情況下，只有一小部分的恆星質量會在坍縮時期被彈出。
联邦党人文集

《联邦党人文集》或稱《聯邦論》、《聯邦主義議文集》（英語：），是18世纪80年代三位美国政治家在制定美国宪法的过程中所写作的有关美国宪法和联邦制度的评论文章的合集，共收有85篇文章。这个集合直到20世纪才被普遍称为《联邦党人文集》。此書主要对美国宪法和美国政府的运作原理进行了剖析和阐述，是研究美国宪法的最重要的历史文献之一。
《联邦党人文集》的作者包括詹姆斯·麦迪逊、亚历山大·汉密尔顿、约翰·杰伊。他们使用了普布利乌斯这个笔名。这个名字来源于他们所尊敬的古罗马执政官Publius Valerius Publicola。麦迪逊常被后人称为美国宪法之父，并且担任了第四任美国总统。汉密尔顿是宪法会议中非常有影响力的一位代表，并成为美国首任财政部长。约翰·杰伊则是美国首任联邦最高法院首席大法官。在文集中，大多数文章是由汉密尔顿执笔的，麦迪逊也对文集做出了重大的贡献，而杰伊因为患病，只写了5篇文章。
| 联邦党人文集 |
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《联邦党人文集》一个早期版本的封面
作者: 亚历山大·汉密尔顿
类型: 论文集[*]、書面作品[*]、期刊
语言: 英語
發行
出版机构: John McLean & Company[*]
出版時間: 1788年3月22日、1788年5月28日 
出版地點: 美國
系列作品
85篇
这些文章的前77篇在1787年10月至1788年4月间分期刊登在《独立报》、《纽约郵報》（New York Packet）和《每日广告》（The Daily Advertiser）上。 这77篇文章和其他八篇的汇编以两卷形式于1788年3月和5月由出版商J. & A. McLean出版，标题为《联邦党人：一组文章，支持1787年9月17日联邦大会通过的新宪法》（The Federalist: A Collection of Essays, Written in Favour of the New Constitution, as Agreed upon by the Federal Convention, September 17, 1787）， 最后的八篇文章（第78-85篇）于1788年6月14日至8月16日间在纽约报纸上重新发表。

《联邦党人》的作者意图是影响选民批准宪法。在《联邦党人》第1篇中，他们明确将这场辩论放在广泛的政治背景下：
人们经常评论说，决定这个重要问题似乎已经由这个国家的人民通过他们的行为和榜样来决定了，那就是，人类社会究竟是否真的能够通过思考和选择建立良好的政府，或者他们是否永远注定要依靠偶然和武力来决定他们的政治体制。
在《联邦党人》第10篇中，麦迪逊讨论了防止多数派派系暴政的手段，并倡导一个大规模的商业共和国。这在《联邦党人》第14篇中得到了补充，麦迪逊在这篇文章中审视了美国的情况，宣称这对于一个扩展的共和国来说是合适的，并以一种令人难忘的方式为联邦大会的宪法和政治创造力进行了辩护。
在《联邦党人》第84篇中，汉密尔顿认为没有必要通过增加《美利坚合众国权利法案》来修正宪法，坚持认为在拟议的宪法中保护自由的各种规定相当于「权利法案」。 《联邦党人》第78篇，也是汉密尔顿所写，奠定了联邦法院对联邦立法或行政行为进行司法审查的基础。《联邦党人》第70篇提出了汉密尔顿关于一位首席执行官的论点。在《联邦党人》第39篇中，麦迪逊提出了被称为「联邦主义」的概念的最清晰的阐述。在《联邦党人》第51篇中，麦迪逊对于制衡政府的论点进行了精炼的阐述，这篇文章经常因为其对政府作为「对人类本性的所有反思中最伟大的一篇」的理由而被引用。根据历史学家理查德·B·莫里斯的说法，《联邦党人文集》中的文章是「对宪法的无与伦比的阐释，在政治科学上是美国后来任何作家的作品所无法匹敌的」。
1788年6月21日，《联邦党人文集》被最低限度的九个州根据第七条款的要求批准。到1788年7月底，有十一个州批准了新宪法，新政府的组织工作开始了。
歷史 > 起因

美国制宪会议將擬議的憲法提交給邦聯國會，後者於1787年9月底將其提交給各州進行批准。1787年9月27日，「加圖」（Cato）首次出現在紐約報紙上，批評這一提議；「布魯圖斯」（Brutus）則於1787年10月18日發表。這些以及其他批評新憲法的文章和公開信件最終被稱為「反聯邦主義者文集」（Anti-Federalist Papers）。作為回應，亞歷山大·漢密爾頓決定向紐約州人民發起對擬議憲法的有節制的辯護和廣泛解釋。他在《聯邦黨人文集》第1號中寫道，該系列將「試圖對出現的所有反對意見作出滿意的回答，這些意見可能會引起您的關注。」
漢密爾頓招募了該項目的合作者。他徵召了約翰·傑伊，後者在撰寫了四篇文章（《聯邦黨人文集》第2、3、4和5號）後生病了，只又貢獻了一篇文章《聯邦黨人文集》第64號。傑伊還在1788年春天將自己的案件浓缩成小册子《紐約州人民致辭》（An Address to the People of the State of New-York）； 漢密爾頓在《聯邦黨人文集》第85號中表示贊同。詹姆斯·麥迪遜作為弗吉尼亞州代表出席邦聯國會，受漢密爾頓和傑伊之邀成為漢密爾頓的主要合作者。考慮邀請的另外兩位是古弗尼尔·莫里斯和威廉·杜爾。然而，莫里斯拒絕了邀請，漢密爾頓拒絕了杜爾寫的三篇文章。 杜爾後來以「菲洛-普布利烏斯」（Philo-Publius）的名義支持這三位聯邦主義者作者，這個名字的意思是「人民的朋友」或「漢密爾頓的朋友」，這是根據漢密爾頓的筆名“普布利烏斯”來說的。
漢密爾頓選擇了化名「普布利烏斯」。雖然許多代表憲法辯論雙方的其他文章都是以羅馬名字寫的，但歷史學家阿爾伯特·弗特朗格勒認為，「普布利烏斯」比「凱撒」、「布魯圖斯」甚至是「加圖」都要高一等。普布利烏斯·瓦萊里烏斯（Publius Valerius）幫助建立了古羅馬共和國。他更有名的名字，普布利寇拉（Publicola），意思是「人民的朋友」。 漢密爾頓在1778年將這個假名用於三封信中，他在信中攻擊了同盟聯邦主義者塞繆爾·蔡斯，並透露了蔡斯利用在國會獲得的知識試圖控制麵粉市場的事實。
歷史 > 作者

在發表時，《聯邦黨人文集》的作者試圖隱藏自己的身份，因為漢密爾頓和麥迪遜曾參加過會議。然而，敏銳的觀察者正確地識別出了漢密爾頓、麥迪遜和傑伊的身份。確定構成《聯邦黨人文集》的文章的作者真實性並不總是清楚的。在漢密爾頓於1804年去世後，出現了一份清單，聲稱他獨自撰寫了《聯邦黨人文集》的三分之二。一些人認為其中幾篇文章是由麥迪遜寫的（第49至58號和第62至63號）。1944年，學者道格拉斯·艾黛爾進行了學術研究，提出了以下作者歸屬的假設，1964年通過對文本的電腦分析得到證實：
亞歷山大·漢密爾頓（51篇文章：第1號，第6-9號，第11-13號，第15-17號，第21-36號，第59-61號，和第65-85號）
詹姆斯·麥迪遜（29篇文章：第10號，第14號，第18-20號，第37-58號和第62-63號）
約翰·傑伊（5篇文章：第2-5號和第64號）。
在六個月的時間裡，這三位男士共寫了85篇文章。漢密爾頓曾是1780年代全國憲法改革的主要倡導者，並且是1789年制憲會議的紐約州的三位代表之一，於1789年成為首任美國財政部長，並在1795年辭職。麥迪遜現在被公認為是憲法之父，盡管他在有生之年多次拒絕這一榮譽，他成為了維吉尼亞州（1789-1797年）的美國眾議院的主要成員，並擔任國務卿（1801-1809年），最終成為美國第四任總統（1809-1817年）。
約翰·傑伊曾於1784年至1789年間擔任邦聯條款下的外交事務秘書，於1789年成為首位美國首席大法官，並於1795年辭職接受紐約州州長的選舉，擔任兩個任期，並於1801年退休。
歷史 > 出版

《聯邦黨人文集》的文章出現在三份紐約報紙上：《獨立期刊》、《紐約郵報》和《每日廣告》上，始於1787年10月27日。雖然這些文章是倉促寫作和發表的，但它們被廣泛閱讀，並對美國政治制度的形成產生了巨大影響。 漢密爾頓、麥迪遜和傑伊以極快的速度發表了這些文章。有時，普布利烏斯在一周內就在報紙上發表了三到四篇新文章。蓋瑞·威爾斯觀察到這種快節奏的產出“壓倒了”任何可能的回應：“誰能在足夠的時間內回答這樣一系列的論點呢？而且根本沒有給予足夠的時間。” 漢密爾頓還鼓勵在紐約州以外的報紙上轉載這些文章，事實上，它們在其他一些正在進行批准辯論的州也被刊登。然而，在紐約州以外它們的刊登並不規律，在美國其他地方它們常常被當地作家所掩蓋。
由於這些文章最初是在紐約發表的，因此其中大多數文章都以相同的問候語開頭：“給紐約州人民”。
對這些文章的高需求導致它們以更永久的形式出版。1788年1月1日，紐約出版公司J.＆A.麥克林宣布他們將將前36篇文章出版為一冊的卷子；該卷於1788年3月22日發行，名為《聯邦黨人文集》第1卷。 新的文章繼續在報紙上出現；聯邦主義者文集第77號是最後一篇以這種形式首次出現的文章，於4月2日發表。第二個卷於5月28日發行，包含第37至77號聯邦主義者文集以及之前未發表的第78至85號。 最後的八篇論文（第78至85號）於1788年6月14日至8月16日之間在紐約報紙上重新發表。
1792年的法文版結束了普布利烏斯的集體匿名，宣稱該作品是由“紐約州的公民漢密爾頓、麥迪遜和蓋伊”撰寫的。 1802年，喬治·霍普金斯發表了一本美國版，同樣冠名作者。霍普金斯也希望“每篇文章的作者名稱都應該在前面加上”，但在這個時候漢密爾頓堅持不這樣做，這三位作者之間的文章分配保持了秘密。
第一本將論文這樣分類的出版物是1810年的版本，該版本使用了漢密爾頓留下的清單來將作者與他們的編號相關聯；這個版本出現
在編輯為漢密爾頓的著作的兩卷中。 1818年，雅各布·吉迪恩發表了一個新版本，其中包含根據麥迪遜提供的清單進行的新作者名單。 漢密爾頓的清單和麥迪遜的清單之間的差異成為了一場關於十幾篇論文作者的爭議的基礎。
霍普金斯和吉迪恩的版本都對論文本身進行了重大編輯，通常獲得了作者的批准。 1863年，亨利·道森發表了一個版本，其中包含了論文的原始文本，他認為這些文本應該按照它們在歷史上特定的時刻被撰寫的方式來保留，而不是按照多年後作者的編輯來保留。
現代學者通常使用雅各布·E·庫克於1961年編輯的《聯邦黨人文集》文本；該版本使用了報紙文本的文章編號1-76，以及麥克林版本的文章編號77-85。
歷史 > 有爭議的論文

雖然對於《聯邦黨人文集》的73篇論文的作者是相當確定的，但有些學者對於其餘的十二篇論文的作者身份存在爭議。現代的共識是，麥迪遜寫了49至58號論文，而18至20號論文是他和漢密爾頓合作的成果；64號論文是由約翰·傑伊寫的。關於哪篇文章屬於誰的第一次公開指定是由漢密爾頓提供的，在他與亞倫·伯爾最終致命的槍戰之前的幾天，他向他的律師提供了一份詳細列出每一篇論文作者的清單。這份清單把63篇論文全部歸功於漢密爾頓（其中三篇與麥迪遜共同撰寫），幾乎占了全部的四分之三，並被用作1810年首次對論文進行具體歸屬的印刷品的基礎。
麥迪遜並沒有立即對漢密爾頓的清單提出異議，但為1818年吉迪恩版的《聯邦黨人文集》提供了自己的清單。麥迪遜為自己聲稱了29篇論文，並建議兩份清單之間的差異“無疑是由於[漢密爾頓]的備忘錄匆忙製作的。”漢密爾頓清單中的一個已知錯誤──漢密爾頓將54號論文錯誤地歸因於約翰·傑伊，而實際上，這是傑伊寫的第64號──提供了一些證據支持麥迪遜的建議。
已進行了文體分析，試圖準確辨認每篇個別論文的作者。通過檢查詞選和寫作風格，研究通常一致認為有爭議的論文是由詹姆斯·麥迪遜寫的。然而，也有明顯的例外，認為現在廣泛歸因於麥迪遜的一些論文實際上是合作成果。
歷史 > 對於憲法批准辯論的影響

《聯邦黨人文集》的撰寫是為了支持憲法的批准，特別是在紐約州。他們是否成功達成這一目標還是值得懷疑的。每個州都進行了獨立的批准程序，這些文章在紐約州之外並未得到可靠的再版；此外，當這一系列文章進行得有聲有色時，一些重要的州已經批准了憲法，例如賓夕法尼亞州於12月12日。紐約州一直持續到7月26日；無疑，聯邦主義者文集在那裡比任何其他地方都更加重要，但弗特万格勒認為它“幾乎無法與批准辯論中的其他主要力量相提並論”——具體而言，這些力量包括著名聯邦主義者的個人影響力，例如漢密爾頓和傑伊，以及反對聯邦主義者，包括喬治·克林頓州長。 此外，當紐約州進行投票時，已經有十個州批准了憲法，因此它已經通過了——只有九個州需要批准才能建立新政府；第十個州弗吉尼亞州的批准給紐約州帶來了壓力。在這種情況下，弗特万格勒觀察到，“紐約州的拒絕會使該州成為一個奇怪的局外人。”
只有19位聯邦主義者當選為紐約州的批准大會代表，而反對聯邦主義者則有46位代表。雖然紐約州確實於7月26日批准了憲法，但對於支持憲法的聯邦主義者缺乏公眾支持，使歷史學家約翰·卡明斯基認為《聯邦黨人文集》對紐約市民的影響“微乎其微”。
至於弗吉尼亞州，它只在於6月25日的大會上批准了憲法，漢密爾頓在一封給麥迪遜的信中寫道，已將《聯邦黨人文集》的匯編版寄給了弗吉尼亞州；弗特万格勒推測這是作為該處大會的“辯論手冊”，儘管他聲稱這種間接影響力是一種“可疑的榮譽”。 然而，在弗吉尼亞州辯論中更重要的可能是乔治·华盛顿對提案憲法的支持，以及麥迪遜和埃德蒙·伦道夫，即州長，在辯論中爭取批准。
司法上的运用和解释

在美国的司法审判实践中，法官们经常将《联邦党人文集》作为关于美国宪法制定当初的起草过程的立法资料来使用。但是，在宪法解释过程中对联邦党人文集的尊重程度也遭到了很多非议。早在1819年，大法官约翰·马歇尔就在著名的麦卡洛诉马里兰州一案的判决书中指出，“该文集的作者所表达的观点在宪法解释中的作用应该得到人们极大的尊敬。这些作品的价值是不可超越的。但是，在把作者们的观点运用于我们的政府运作的实际问题的时候，法官必须保留对其修正适用的权利。”
对权利法案的抵制

联邦党人文集（尤其是第84号文）以反对权利法案而著称。在宪法中加入权利法案这一想法，从一开始就饱受争议。因为宪法并不通过列举具体的权利来保护人民，因此一旦这样的法案通过，人们会害怕这反而会成为人民权利的限制。然而，权利法案的支持者们指出，一份人民权利的列表并不应该被理解为是绝对完整的，它只是列举了人权中最为重要的一些权利，而并不包括所有人所应该拥有的权利。当然，持有这种观点的人都认为司法权力将在实践中扩张性地解释权利法案。
后世评价

这些文章在此后的二百年里成了法学家和历史学家的必修课，到2000年为止，《联邦党人文集》里的观点已经被联邦最高法院在判决书中引用了291次。它对后世的影响源远流长。一位学者说：“ 它对宪法的解释无与伦比，不管从广度还是深度上说，这部经典政治学著作无法被超越。”美国前总统西奥多·罗斯福说：“它是一本现实政治的最好教材。”
中文译本

《联邦党人文集》，程逢和、在汉、舒逊译，1980年，商务印书馆
《联邦论》，謝淑斐，2006年，左岸文化
《联邦论：美国宪法述评》，尹宣，2010年，译林出版社
拓展书目

Dietze, Gottfried. The Federalist: A Classic on Federalism and Free Government, Baltimore: The Johns Hopkins Press, 1960.
Epstein, David F. The Political Theory of the Federalist, Chicago: The University of Chicago Press, 1984.
Gray, Leslie, and Wynell Burroughs. "Teaching With Documents: Ratification of the Constitution," Social Education, 51 (1987): 322-324.
Kessler, Charles R. Saving the Revolution: The Federalist Papers and the American Founding, New York: 1987.
Patrick, John J., and Clair W. Keller. Lessons on the Federalist Papers: Supplements to High School Courses in American History, Government and Civics, Bloomington, IN: Organization of American Historians in association with ERIC/ChESS, 1987. ED 280 764.
Schechter, Stephen L. Teaching about American Federal Democracy, Philadelphia: Center for the Study of Federalism at Temple University, 1984. ED 248 161.
Yarbrough, Jean. "The Federalist". This Constitution: A Bicentennial Chronicle, 16 (1987): 4-9. SO 018 489.
Webster, Mary E. The Federalist Papers: In Modern Language Indexed for Today's Political Issues. Bellevue, WA.: Merril Press, 1999.
White, Morton. Philosophy, The Federalist, and the Constitution, New York: 1987.
Wills, Gary. Explaining America: The Federalist, Garden City, NJ: 1981.
Wills, Gary. The Federalist Papers: By Alexander Hamilton, James Madison, and John Jay, New York: Bantam Book, 1982.
联邦党人文集的最主要作者:亚历山大·汉密尔顿
詹姆斯·麥迪遜，漢密爾頓的主要合作者，後來成為美國第四任總統（1809-1817）
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約翰·傑伊，《聯邦黨人文集》的五篇文章的作者，後來成為美國首位首席大法官
2018年安克雷奇地震

除特别注明外，否則本條目所有时间均以西九区时间（）为准。
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美国地质调查局提供的本次地震烈度分布图，震中以五角星标识。

日期: 2018年11月30日 (2018-11-30)
發生時間: 17:29:28.910（UTC，USGS）
: Ms 7.2（CENC） MW 7.0（USGS）
震源深度: 31千米（EMSC） 40千米（CENC） 40.9千米（USGS）
: 61°20′24″N 149°56′13″W﻿ / ﻿61.340°N 149.937°W﻿ / 61.340; -149.937
類型: 正断型
影響地區: 美国阿拉斯加州
最大: 11(XI)度（MSK，PAH）  8(VIII)度（MM，USGS）  8(VIII)度（EMS，EMSC）
海嘯: 无
傷亡: 117 人受傷
2018年安克雷奇地震，是2018年11月30日发生于美国阿拉斯加州安克雷奇埃尔门多夫－理查森联合基地（英语：）附近的地震，震中距安克雷奇市区约18千米。其震中位于北纬61.34度、西经139.94度，地震震级为Mw 7.0级，震源深度约40.9千米。
美国地质调查局认定此次地震是一次正断型地震。主震发生后，又在阿拉斯加半岛附近海域发生多次余震。美国国家海洋和大气管理局一度向美国和加拿大西海岸发布了海啸预警，随后解除。地震对阿拉斯加州南部地区造成了严重震害，阿拉斯加州政府表示本次地震是该州自1964年以来破坏最严重的地震。
地质背景

阿拉斯加州是美国最北部的州份，东邻加拿大，西隔白令海峡与俄罗斯相望。位于北美洲板块与太平洋板块的交界处，居于环太平洋火山地震带上，靠近阿留申海沟，地质活动频繁，是美国地震危险性最高的州之一。阿拉斯加州几乎每年都会有一次震级7级的地震，每14年都有一次8级或以上级别的地震。
本次地震震中接近阿拉斯加南部太平洋洋域的板块边界，靠近太平洋板块向北美板块的俯冲带的阿留申弧东段，这里的板块边界被地震学家称为“阿拉斯加－阿留申大型逆冲区”（），因此是许多大型逆冲区地震的发生地。此次地震发震的阿留申弧东段从东部的阿拉斯加半岛一直延伸到西部的福克斯群岛，该段构造运动是以垂直岛弧走向的板块汇聚和太平洋板块向大陆岩石圈下的俯冲为主，表现出强烈的火山活动，并伴有一系列巨大的逆冲型地震。
除本次地震外，历史上阿拉斯加太平洋沿岸地区还曾发生过1964年耶稣受难日地震、1965年拉特群岛地震、2016年阿拉斯加地震和2018年1月阿拉斯加地震等多次灾害性地震。据统计，近一个世纪以来本次地震震中附近150千米范围内已发生了6级以上地震14次，附近300千米范围内共发生7级以上地震14次，阿拉斯加州全州平均发震次数则达每年4万次。在此之中，1964年发生在阿拉斯加湾的Mw 8.7级大地震是美国历史上规模最大的地震，也是有史以来震级第二高的地震。而1958年利图亚湾地震则使得逾3千万立方米的岩石和冰块落入阿拉斯加领地利图亚湾，引发有史以来最大的海啸，其溯上高度达到惊人的524米，由此颠覆了海洋学界对海啸的认知。
震害情况

这场地震发生在协调世界时2018年11月30日17时29分，也即阿拉斯加标准时间同日8时29分。是次地震震源位于安克雷奇市附近，安克雷奇市区人口数约30万人，市郊及邻近地区居民则有约10万人，属人员密集区。据美国地质调查局的估计，阿拉斯加地区至少有44.8万人能够感知到此次地震，其中极震区居民约有4,000人。
地震发生在当日上午，阿拉斯加州安克雷奇市震感强烈，附近400英里范围内皆有强烈震感，距震中约900千米的该州首府朱诺也有震感报告。当地部分建筑物受到严重损坏，屋内图书货品散落一地，灯柱和树木在地震中摇曳 。一些居民在睡梦中被晃醒，随即仓皇逃至室外躲避。距震中13千米的一位安克雷奇市民形容这场地震是“有史以来最可怕的事情”。安克雷奇居民莫莉·麦卡蒙（）表示这次地震是她在该州生活45年来所经历过的最严重的地震。阿拉斯加州州长比尔·沃克表示，地震发生时自己正在办公楼的电梯内，当时控制板上的灯不断闪烁，亦有东西从天花板上掉下来，他“很惊讶电梯没有被卡住” 。阿拉斯加基奈居民布兰登·斯莱顿（）描述道，自己甚至被从浴缸中掀出，并表示其家中现在处于“混沌状态”。帕尔默市居民克里斯汀·多塞特（）表示，地震发生时“简直太可怕了”，这是她37年来经历过的最强烈地震，一次余震使她的钢琴移动到了离墙45厘米的位置。她同时表示，地震时室内不停晃动，“声音越来越大，所有的东西纷纷从我的梳妆台、书架以及厨房橱柜掉了下来，到处都是碎玻璃。”423千米外的一名温赖特居民表示，自家的百叶窗拍打着墙壁，屋内的电视机晃动强烈。阿拉斯加州前州长莎拉·佩林在推特上写道，“我们家庭是完整无缺的，而房子却并非如此”，“一大堆鹿角似乎从客厅的墙上掉下来了” 。当地居民特拉维斯·斯塔林（）表示，每年的这个时候，阿拉斯加州只有六个小时的日照时间，“我们很幸运，地震是在日出时发生的”，“今天发生的余震比我以前经历过的任何一次地震都严重” 。
震害情况 > 建筑设施

在地震和强烈余震的多次冲击下，当地住宅几乎都受到损坏。美国哥伦比亚广播公司旗下的KTVA（英语：）电视台演播室在地震中受损严重。阿拉斯加东方医学研究所建筑内遍地杂物、一片狼藉。安克雷奇市中心一幢两层建筑出现裂缝。卡尔斯－西夫韦（英语：）旗下的多家超市因受损较重而临时停业。该市市内的超市、硬件商行等店铺受到地震影响，数以百计的货品被震落在地，一些货架从墙上脱落并倒塌。据安克雷奇市政厅统计，安克雷奇消防局当日接到了地震造成的4起建筑火警，并同时接获了2栋建筑倒塌的报告。
阿拉斯加州安克雷奇学区（英语：）宣布学区内超过100所学校停课并全部关闭，学区要求家长在可能的时候接回孩子。楚加克市（英语：）的楚加克高中（英语：）教学楼内的天花板大片坠落，所幸无人员受伤。马塔努斯卡-苏西特纳自治市镇学区（英语：）宣布取消所有学校活动，学区内绝大部分学校在12月3日和4日停课两天
阿拉斯加地区有2家医院在地震中受损。位于安克雷奇的阿拉斯加州最大医院普罗维登斯阿拉斯加医学中心（英语：）出现多处漏水，医院被迫取消了选择性手术。普罗维登斯阿拉斯加医学中心表示，该中心救治了一些轻伤患者，但并未出现伤者大量涌入的情况
震害情况 > 能源通信

阿拉斯加州国土安全和应急管理部表示，本次地震导致该州部分地区通信与电力服务中断，阿拉斯加州共计约4万户居民供电中断。安克雷奇市政电力公司表示，该市有7,000至10,000名用户因地震断电。马塔努斯卡地区的数个变电站停止运转导致该地区约1.2万用户断电。
安克雷奇市部分街区输水管网断裂，其中28条输水干线中断，供水服务受到影响。阿拉斯加州环境保护部表示，震区的井水可能受到污染，并呼吁当地居民将井水煮沸或消毒后饮用。当地一家燃气公司表示其已接到超过700起管道泄漏的报告。美国有线电视新闻网部分频道在当地的播出受到阻断。
纵贯阿拉斯加管道在地震后被迫关闭，管理方派出工作人员检查管线受损情况。管道管理方表示，纵贯阿拉斯加输油管道没有任何已知的损坏，她预计管道可以在完成实地检查前恢复运转。