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SN1006

**SN 1006** 是地球上的人們在 1006 年普遍記錄到的一顆超新星；與地球的距離是 7,200 光年。它是歷史上記錄到的最明亮的恆星事件，估計視星等達到 - 7.5 等，最早的紀錄是在 1006 年 4 月 30 日與 5 月 1 日之間出現在豺狼座。在中國、埃及、伊拉克、日本、瑞士都有這顆「客星」的觀測紀錄，甚至北美洲可能也有。

## 歷史上的記載

中國和阿拉伯天文學家對這顆超新星提供了最完整的歷史記載。

埃及的阿拉伯占星學家和天文學家阿里・伊本・里德旺，在托勒密的《占星四書》這篇評論中寫道："... 壯觀的大圓天體有金星的 2-1/2 至 3 倍大。它的光在天空中照耀著，比弦月的月球還要光輝。" 如同其它的觀測者一樣，Ali ibn Ridwan 指出這顆新的星低懸在南方的地平。法國聖加倫修道院的僧侶獨立提供它在天空中的位置和亮度資料，寫道："在一種美妙的方式，它有時候聚合，有時候分散，還有時候會消失.... 在南方天空隱密的邊界，它看起來似乎一成不變的存在了三個月，超越了天空中能看見的所有星座"。這樣的說明被視為這顆超新星是 Ia 超新星的傳聞證據。有些來源說這顆超新星的亮度足以產生陰影；肯定有一段時間在白天都能看得見，並且現代的天文學家弗蘭克・溫克勒說："在 1006 年的春季，人們可能在午夜利用它的光閱讀手稿。"

來自瑞士的報告特別值得注意，因為這顆超新星始終只在很低的南方天空，高度最高只有 5 度左右，每晚出現的時間只有 4-5 小時。大氣消光和必須要找到一個可以清楚看見南方地平的點，使得觀看這個明亮的低物體都仍有困難； "有時聚合，有時候分散，還有時候會消失"。上述對物體的評論明顯的暗示物體如此的低視高度會受到大氣層的影響。.

根據《宋史》卷 56 和卷 461 記載，這顆恆星在 1006 年 5 月 1 日出現在氐宿西側（豺狼座西側，即半人馬座東邊 1 度）的地方。爆炸時的視大小超過弦月，亮到在晚上可以照射出物體的影子。

在 12 月，它再次出現在氐宿。當時沒有人能夠辨認出這到底是甚麼星，有人說是「國皇妖星」，它的出現是「兵凶之兆」。占星家周克明出使嶺南回到開封之後，在 5 月 30 日向宋真宗說明這顆黃色且燦爛的亮星是一顆吉祥的星，它出現的狀態會帶來國家的興盛。

這顆超新星早期的演化出現了兩個階段。在第一階段的三個月是他最亮的週期；在此之後它開始減弱，然後返回週期約為 18 個月。大多數的占星家解釋這個事件是戰爭和饑荒的預兆。

在亞利桑納州白坦克山地區公園的霍霍卡岩畫已被解釋為北美洲對這顆超新星的第一筆記錄。

## 殘骸

直到 1965 年道格・米爾恩 (Doug Milne) 和 弗蘭克・加德納 (Frank Gardner) 使用帕克斯電波望遠鏡證明靠近騎官四 (豺狼座 β)，先前已知的電波源 PKS 1459-41，有著 30 弧分的圓殼形狀之前，都還未發現與這個超新星殘骸相關連的爆炸。在之後的幾年，從這個殘骸也偵測到了 X 射線和可見光的發射，並且在 2010 年 H.E.S.S.γ 射線天文台宣布偵測到這個殘骸發射出非常高能量的 γ 射線。估計這個直徑大約 0.5° 的超新星殘骸距離地球大約 2,200 秒差距，因此它的線直徑大約是 20 秒差距。如同預期的。在這個 Ia 超新星的殘骸中沒有發現有關聯的中子星或黑洞。

## 影響地球

研究已經表明，Ia 型超新星能照射地球顯著的伽馬射線通量，相比較與來自太陽的典型通量，高達 1 千秒差距的量級的距離。最大的風險是對於地球臭氧保護層，產生對生命和氣候變化的影響。雖然 SN1006 並未有這樣的顯著影響，其爆發的信號可以在南極冰的硝酸沉積物中找到。

## 圖集

* 

## 相關條目

* 超新星列表
* History of supernova observation
* 超新星殘骸列表
* 超新星候選列表

## 參考資料

## 外部連結

* Stories of SN 1006 in Chinese literature (PowerPoint)
* National Optical Observatory Press Release for March 2003（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Space.com Image of the Day 19 December 2005
* Globe and Mail: Arizona petroglyph recorded 1006 supernova, astronomer suggests
* _Ancient Rock Art Depicts Exploding Star_ Space.com report, June 6, 2006（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Experts question "supernova" rock art, Sky & Telescope Report, June 7, 2006（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Entry for supernova remnant of SN 1006（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） from the Galactic Supernova Remnant Catalogue
* X-ray image of supernova remnant of SN 1006（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, as seen with the Chandra X-ray Observatory
* Ancient rock art may depict exploding star
* Astronomy Picture of the Day (APOD)（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, March 17, 2003
* Astronomy Picture of the Day (APOD)（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, July 4, 2008
* Margaret Donsbach: _The Scholar's Supernova_
* * WikiSky 上關於 SN 1006 的內容：DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, 氫 α, X 射線，天文照片，天圖，文章和圖片
SN1054

**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。

《宋史・天文志》中載：

至和元年五月己丑也就是 1054 年 7 月 4 日。

《宋史・仁宗本紀》中載：

《續資治通鑒長編》卷一七六中載：

《宋會要》卷五十二中記載：

根據中國史籍中的記錄可以推斷，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，在 1774 年收錄在梅西耶天體列表中成為第 1 號天體（蟹狀星雲 M1,NGC 1952）。

在人類有文字記載的歷史上，觀測到銀河系內的超新星爆發的機會非常少。除了蟹狀星雲以外，還有被第谷和他的學生克卜勒觀測到的第谷超新星與克卜勒超新星。據天文學家推算，銀河系內的超新星爆發平均 20-50 年出現一次。但是大都發生在銀核內部，或者在銀盤的另一半完全被銀核遮擋。蟹狀星雲的超新星爆發，恰巧發生在銀河系內與太陽同一側銀盤上但是比太陽系更遠離銀核的外側。這樣的部位發生超新星爆發，從地球上觀測完全沒有遮擋，但是這樣機會就極為罕見。

20 世紀早期，對早期間隔數年的星雲照片進行分析表明，它正在不斷膨脹。根據其膨脹速度反推可得，該星雲在地球上開始可見的時間至少在 900 年以前。而中國天文學家 1054 年的記錄過在天空的相同區域產生過一顆亮星，甚至白天都可觀測到。由於距離十分遙遠，當時中國人觀測到白天的「客星」只可能是超新星。這是一種核融合已耗盡能量並自行坍縮，從而發生爆炸的巨大恆星。

近期對歷史記載的分析表明，產生蟹狀星雲的超新星爆發時間為 4 月或 5 月上旬，到了 7 月最亮時視星等升至−7 到−4.5 之間（比夜空中除了月球以外的任何天體都亮）。該超新星在首次發現大約兩年之內都可用肉眼看到。歸功於東亞地區和中東地區天文學家 1054 年記錄的觀測，蟹狀星雲成為第一個被確認與超新星爆發有關的天體。

## 參見

* SN 185
* SN 1006
* SN 1572
* SN 1604

## 參考資料
SN1181

**SN 1181** 於 1181 年 8 月 4 日與 6 日間被觀測到，中國和日本的天文學家在 8 份不同的文書上記錄了這顆超新星。

在歷史上，在銀河系內只有 8 顆肉眼能觀測到的超新星，這一顆位於仙后座，在夜晚能觀測到的天數大約是 185 天。

每秒旋轉 15 次的電波和 X - 射線源脈衝星 J0205+6449（也稱為 3C 58）可能是這顆超新星爆發的殘骸。如果這顆超新星和脈衝星是一致的，那麼它的轉速依然和剛形成時的速度一致。

相較於蟹狀星雲，是在 1054 年爆炸的超新星 SN 1054 的殘骸，在相同的時間內已經喪失了三分之二的轉動能量。但是，最近對 3c 58 的無線電測量顯示這顆超新星殘骸可能比 SN 1181 更老，因此兩者可能並無關聯。

2021 年 9 月香港大學領導的國際天文學團隊在天體物理學雜誌《天文物理期刊》中發布最新研究結果，確定柏坤霆星及其周邊星雲 Pa30 是 SN 1181 的殘骸。

## 相關條目

* 明亮的超新星列表

## 參考資料
SN1572

**SN 1572**，又名「**第谷超新星**」,「**仙后座 B**」，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 日由丹麥天文學家第谷・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。仙后座還有另外一顆著名的超新星遺蹟：仙后座 A。

第谷・布拉赫可能不是這個超新星的首位發現者，倒可能是 Wolfgang Schuler
，後者於 1572 年 11 月 6 日首次發現它。義大利天文學家弗朗西斯科・馬若利科也可能先於第谷・布拉赫發現它。

作為一個暗淡的星雲，這個超新星遺址於二十世紀六十年代被科學家用帕洛馬天文台的望遠鏡觀察到；之後，為倫琴衛星 (ROSAT) 的望遠鏡所拍攝到。這個超新星可能屬於 Ia 超新星：它原本是一顆白矮星，因為從伴星取得物質，使質量超過錢德拉塞卡極限，從而發生爆發，也可能是兩顆白矮星併合而產生。Ia 型超新星爆發後不會留下中子星或者黑洞，因此最後將不會產生像蟹狀星雲那樣的脈衝風星雲。SN 1572 的衝擊波目前仍以大約每秒數千公里的速度向外擴張。

## 相關條目

* SN 185
* SN 1006
* SN 1054
* SN 1604

## 腳註
SN1604

**超新星 1604**（編號： **SN 1604**，或稱**克卜勒超新星**）是位於銀河系內的一顆超新星，位置在蛇夫座內。到目前為止，SN 1604 是銀河系內最後一顆肉眼可見的超新星，距地球僅 4,000 秒差距（約 13,000 光年）。高峰時曾成為全天最亮的恆星，也比金星外的其他行星亮，視星等為−2.5。

此超新星在 1604 年 10 月 9 日首次被人發現。到 10 月 17 日，德國天文學家克卜勒發現是次現象，他深入研究後寫了一本書鉅細無遺地記錄此事，書名為《De Stella nova in pede Serpentarii》（蛇夫座足部的新星）。

而在《明史》中對此次超新星爆發也有記載：

超新星 1604 是當代看見的第二次超新星爆發，前一次發生在 1572 年（第谷新星）。此後，再無觀測到銀河系內的超新星爆發，但是河外的超新星則屢見不鮮，最矚目的有超新星 1987A。

超新星 1604 爆發後的遺骸成為了往後發現的同類物體的原型，在四百年後的今天仍然是常常被深入研究的天體。

## 相關條目

* 超新星列表
* SN 185
* SN 1006
* SN 1054
* SN 1572

## 參考資料

## 外部連結

* SEDS 有關 SN1604 的介紹
SN185

**SN 185** 是出現於公元 185 年的一顆超新星，位置在圓規座和半人馬座之間，靠近南門二的附近。這顆客星被中國天文學家紀錄在《後漢書》內，並且也可能記錄在羅馬帝國的文獻中。他在夜晚可以見到的時間長達 8 個月，相信是人類紀錄到的第一顆超新星。建議取名為「南門客星」。

氣體的殼層 RCW 86，距離估計約為三千秒差距，被認為是這顆超新星事件的殘骸，近來的 X 射線研究與預期的年代有很好的吻合。

## 相關條目

* SN 393
* SN 1006
* SN 1054

## 參考資料
SN1885A

**SN 1885A**（也稱為**仙女座 S**）是一顆曾於仙女座星系（M 31）出現的超新星，也是目前唯一一顆在該星系被發現的超新星，以及第一顆被觀測到位於銀河系外的超新星，雖然當時並沒有意識到它有多遠。 它也被稱為「超新星 1885」。

## 發現

1885 年 8 月 19 日，業餘天文愛好者 Isaac Ward 在貝爾法斯特市（北愛爾蘭首府）發現了它，次日德國天文學家 Ernst Hartwig 於愛沙尼亞的塔爾圖天文台獨立地發現了它。它的最亮視星等達 6 等，但到了 1886 年 2 月 1 日，它已經黯淡到 16 等，在當時的觀測技術而言，以後就看不到了。它離 M 31 的核心極近，為淡紅色的天體，亮度衰退得相當迅速。哈勃望遠鏡曾經在 1995 年對它進行過觀測。

SN 1885A 當年沒有留下光譜資料，根據哈勃觀測資料，天文學家認為它是一顆不規則的 Ia 超新星，爆發後形成的鐵比正常的 Ia 型少。

## 參考文獻

## 外部連結

* Hubble Space Telescope Images and Spectra of the Remnant of SN 1885 in M31.
* S Andromedae: Supernova 1885 in M31. Students for the Exploration and Developments of Space. [2005-08-12]. （原始內容存檔於 2005-07-28）.
SN1901B

**SN 1901B** 是 M100 中一顆距離地球 5,250 萬光年的超新星，它位於后髮座的一個旋渦星系中。

## 參考資料

* SN 1901B in M100
SN1914A

**SN 1914A** 是 M100 中一顆距離我們 5250 萬光年的超新星，它位於后髮座的一個旋渦星系中。

## 參考資料

* SN 1941A in M100（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* M100
SN1917A

**SN 1917A** 是一顆 1917 年 7 月 19 日爆發於煙花星系的超新星。它由喬治・威爾斯・里奇發現，最亮星等為 14.6。它位於 37"W、105"S 的煙花星系的中心區域。

## 參考資料
SN1939C

**SN 1939C** 是煙花星系中的一顆超新星，首先由弗里茨・茲威基於 1939 年 7 月 17 日發現。它的赤經為 20:34:23.0，赤緯是 + 60:09:37.3，位於 215"W、24"N 的煙花星系中心區域。它的亮度最大時達到 13.0 等。

## 參考資料
SN1960R

**SN 1960R** 是一顆 Ia 型超新星，距離我們大約 6000 萬光年，位於 M85 中。後者是后髮座的一個旋渦星系。

## 外部連結

* Supernova 1960R in M85
SN1961V

**SN 1961V** 是一顆異常的超新星事件，是類似超新星的假超新星。這顆潛在的冒名者在 1964 年首度被弗裡茨・茲威基檢出，SN 1961V 出現在距離大約 9.3 Mpc（3 千萬光年）遠的星系 NGC 1058。不像許多的超新星，它的祖恆星類似海山二，是顆非常大且亮的藍色恆星。估計其祖恆星的質量高達 2,000 太陽質量，但這很可能是被高估了。如果 SN 1961V 不是一顆超新星，它最有可能是高光度藍變星的一次極端的大爆發。

SN 1961V 的爆炸，以 2,000Km/s 的速度將殘骸向外拋出，這比大多數超新星的速度慢得多。它的光變曲線，與逐步攀升至最大光度，相較於一般超新星也不相同。這個不尋常的光度曲線導致它被懷疑是其他的事件。如果這顆恆星還存在者，它將被標誌為假超新星，而不是一顆真正的超新星 SN 1961V。哈伯太空望遠鏡和史匹哲太空望遠鏡的使用者，一直在試圖確定其祖恆星是否還存在。但是，此一事件的碎片遮蔽了這個區域，和阻礙了這些觀測的企圖。

俄亥俄州立大學的 Christopher Kochanek 已經將此一事件和超新星 SN 2005gl 比對，建議類似於 SN 2005gl 的前超新星質量損失可以解釋擴張的低速度。Kochanek 的小組經過分析，強烈的認為 SN 1961V 是一顆正的超新星。幾乎在同一時刻，另一個團隊檢測到一顆高度明亮的藍色恆星存在於這顆超新星的殘骸現場，然而他們不能排除這顆是爆炸後倖存的伴星。

## 參考資料
SN1961i

SN 1961i 是在 1961 年 6 月出現在 M61（NGC 4303）的超新星，發現者是帕洛瑪天文台的米爾頓・赫馬森，是帕洛瑪天文台在當年發現的 16 顆超新星中最亮的。雖然它被弗裡茨・茲威基分類為 III 型超新星的原型，但其他的研究人員仍將它列為 II 型超新星。

## 參考資料

## 外部連結

* SN 1961I（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1975A

**SN 1975A** 是一個位於 NGC 2207/IC 2163 的超新星。

## 參考資料

* Simbad（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1979C

**SN 1979C** 是一顆距離地球約 5 千萬光年，位於后髮座的螺旋星系 M100 中的 II-L 型超新星，由美國馬里蘭州的天文愛好者 Gus E. Johnson 在 1979 年 4 月 19 日發現。該顆超新星屬於核塌縮超新星，也就是巨大恆星的核心劇烈塌縮，最後造成整顆恆星爆炸。這樣的恆星質量必須至少是太陽的 9 倍。形成該超新星的前身恆星其質量推測應為太陽的 20 倍。

## 遺跡

2010 年 11 月 15 日，NASA 宣布發現了該次超新星爆炸遺留下黑洞的證據。任職於哈佛－史密松天體物理中心的天文學家 Dan Patnaude 領導的團隊分析美國國家航空暨太空總署的錢德拉望遠鏡、歐洲航天局的 XMM - 牛頓衛星和德國倫琴衛星於 1995 到 2007 年觀測的資料進行分析。天文學家觀測到一個明亮的 X 射線源，並判定可能有物質從超新星或聯星中的其中一顆成員星進入該射線源。然而，另一個可能的解釋是 X 射線輻射可能來自由高速自轉脈衝星形成的脈衝風星雲，類似蟹狀星雲的狀況。這兩個概念是已知數種 X 射線來源的可能機制。物體落入黑洞時會發射出 X 射線，而非黑洞本身發出輻射。落入強大引力場的氣體會被加熱產生 X 射線等不同波長的輻射。這個 X 射線源在 1995 年到 2007 年期間一直非常穩定，基本可以確定是一個黑洞。這也是人類觀察到的最年輕的黑洞。但還需要更進一步的觀察才能確定它不是中子星或脈衝星。

天文學家也在無線電波的波長對 SN 1979C 進行觀測，並使用 1985 到 1990 年間以位於美國新墨西哥州甚大天線陣對它觀測的資料繪製出光變曲線。

## 參見

* 超新星觀測史

## 參考資料

## 外部連結

* 在 M100 的 SN 1979C（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* A Tour of SN 1979C (narration of podcast by Dr. Dan Patnaude)（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1986G

**SN 1986G** 是艾文思在 1986 年 5 月 3 日發現的超新星。它的宿主星系是位於半人馬座，距離地球大約 15,000,000 光年的半人馬座 A。由於距離 1500 萬光年，因此它是在 1500 萬年前爆炸的超新星。

SN 1986G 位於半人馬座 A 塵埃帶的中間偏左半部，呈現藍 - 綠色的光芒。呈現藍綠色是因為大衛馬林是在這顆超新星爆炸一年之後才使用紅色乾片拍攝，而那時它的光度已經黯淡了。

## 相關條目

* 半人馬座 A

## 外部連結

* Radio Observations of the Type Ia SN 1986G and Constraints on the Symbiotic-Star Progenitor Scenario
SN1987A

**SN 1987A** 是 1987 年 2 月 24 日在大麥哲倫雲內發現的一次超新星爆發，是自 1604 年刻卜勒超新星（SN 1604）以來觀測到的最明亮的超新星爆發，肉眼可見，位於蜘蛛星雲的外圍，距離地球大約 51,400 秒差距（約 168,000 光年）。由於是在 1987 年發現的第一顆超新星，因此被命名為「1987A」。SN 1987A 爆發的光線於 1987 年 2 月 23 日到達地球，亮度於 5 月左右到達頂峰，視星等達 3 等，之後漸漸轉暗。這是現代的天文學家在近距離觀測到一顆超新星的第一次機會，提供了核心坍縮超新星的許多深入了解。

## 發現

1987 年 2 月 24 日，伊恩・謝爾頓（Ian Shelton）和奧斯卡・杜阿爾德（Oscar Duhalde）在智利拉斯坎帕納斯天文台用望遠鏡對準大麥哲倫雲拍照時共同發現了這次超新星爆發，同一時間觀測到的天文學家還有在紐西蘭的阿爾伯特・瓊斯（Albert Jones）。 在 1987 年 3 月 4 日 - 12 日，它被當時的最大的紫外線空間望遠鏡 Astron 衛星從太空觀察到。

## 微中子爆發

在 SN 1987A 爆發的光線來到地球的 3 小時前，世界各地有三台微中子探測器同時偵測到一股微中子爆發，廣泛接受的理由是微中子於超新星爆發時比可見光更早被發射出來，而不是微中子比光速快。在 7:35（UTC），日本的神岡探測器探測到 11 個反微中子，美國的厄文－密西根－布魯克海汶偵測器（IMB）探測到 8 個反微中子，俄羅斯的 BAKSAN 偵測器則探測到 5 個反微中子。微中子爆發歷時少於 13 秒。大約在三小時之前，勃朗峰液體閃爍體檢測到了一個有五個微中子的微中子爆發，但一般不認為與 SN 1987A 相關。

雖然偵測到的微中子數目只有 24 顆，但相比起平時的背景水平已是非常高的一個數字。這也是史上首次直接偵測到由超新星爆發出的微中子，標誌著微中子天文學的開端。偵測亦印證超新星爆發理論模型的能量分佈。該模型指出在超新星爆發中，微中子爆發佔總能量的 99%，噴發量為 1058 顆，總能量為 1046 焦耳。

從數據中得出了一個重大發現。微中子與反微中子差不多同一時間到達地球，時間差少於 12 秒。這是首次得到實際證據證明引力對物質、反物質和光子的作用是非常接近的。之前已有理論預測到這個現象，這次得到數據的印證。

## 前身星

SN 1987 A 的前身是藍超巨星 Sanduleak -69° 202a，估算質量為 18 個太陽質量。在這恆星未發生爆發前，天文學界普遍相信超新星爆發只可能出現在紅超巨星身上，事後，有關大質量恆星演化的模型都須要進行修正。

## 失蹤的中子星

SN 1987A 的超新星爆炸遺骸是其中一個最被深入研究的天體。

SN 1987A 似乎是向核心塌縮的超新星，理論上爆發後應該遺下一顆中子星，可是由爆發至現在仍未有發現。哈柏太空望遠鏡拍攝了 SN 1987A 最清晰的照片，但仍然找不到那顆理論上存在的中子星。有數個解釋消失的中子星之可能，但是並無較明顯較佳者。 其一是該中子星被濃厚雲氣包圍而不可見，另一個解釋是形成了脈衝星，但有著不尋常強或弱的磁場，也有可能大量物質掉回中子星，進而崩塌爲黑洞。中子星和黑洞會在有物質掉落時放出電磁波，如果有這樣的天體在超新星殘骸中而無物質向它掉落，它會非常黯淡而沒有被偵測到。有另一些被考慮的可能狀況，如爆發後留下的天體崩塌成了夸克星。

## 參考

## 參看

* 超新星
* 天關客星
* 第谷新星
* 刻卜勒超新星

## 外部連結

* NASA 超新星 1987A 照片 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SN 1987A 的發現
* 羅徹斯特天文學會 --sn1987a 發現史（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 加州大學河濱分校 -- 引力對反物質的作用
* EROS2--SN1987A 之影片及照片（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SN1987A 的迴光現象（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Richard McCray-- 超新星 1987A
SN1990U

**SN 1990U** 是一顆位於 NGC 7479 的超新星。它是一顆 Ib 型超新星。

## 外部連結

* Simbad
* Image SN 1990U
SN1992bd

**SN 1992bd** 是一顆爆發於 NGC 1097 的超新星。

## 參見

* NGC 1097

## 外部連結

* Simbad（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1993J

**SN 1993J** 是 1993 年 3 月 28 日由西班牙天文學家弗蘭西斯科・加西亞（西班牙語：Francisco Garcia Diaz）發現的超新星。它位於大熊座的河外星系 M81，距離約為 8.5 ± 1.3 百萬光年 （2.6 ± 0.4 百萬秒差距），最亮時視星等為 10.8 等，它是二十世紀第二亮的超新星，僅次於位於大麥哲倫星系的 SN 1987A。

## 光譜特徵

SN 1993J 的光譜特徵隨著時間的推移而改變。在最開始，它發射出非常強烈的氫光譜線，看起來更像是一顆 II 型超新星（大質量恆星由於內部塌縮引發劇烈爆炸形成的超新星）。但不久以後，SN 1993J 的氫光譜線逐漸消失，並出現強烈的氦光譜線，這是 Ib 型超新星的特徵。而且 SN1993J 的光度隨著時間的變化不像其他 II 型超新星觀測到的變化一樣，而更像是 Ib 型超新星。因此，SN 1993J 被分型為 IIb 型超新星（Ib 型超新星和 II 型超新星的中間型）。對這顆超新星的科學研究表明，Ib 型超新星實際上也是通過大質量的巨星核心塌縮爆炸形成的，和 II 型超新星發生的過程類似，只是 Ib 型超新星的前身星在爆炸之前已經拋掉含氫的外殼。SN 1993J 的光回聲也在隨後不久就被探測到。

## 前身星

科學家已經從 SN 1993J 爆發前的照片中識別出 SN 1993J 的前身星。它的前身星是一顆 K 型超巨星，但卻發出過量的紫外光，這可能是它附近的熾熱恆星，或擁有一顆熾熱的伴星而造成的。雖然 SN 1993J 位於 M81 中年輕的大質量恆星聚集的區域，但天文學家團隊藉助哈勃太空望遠鏡上的先進巡天相機（ACS）以及夏威夷毛納基山的凱克望遠鏡，找到了一顆 B 型超巨星，它恰好位於長期推測的前身星的伴星應該在的位置上。這次觀測還為超新星爆發相關的天體物理學研究提供了詳細的觀測資料。現在已經可以確定，在 SN 1993J 爆發前的最後 250 年間，大約 10 個太陽質量的氣體從 SN 1993J 的前身星迅速轉移到了伴星。

## 參考資料

## 外部連結

* SN 1993J 前身星雙星系統的藝術視頻（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1994D

**SN 1994D** 是一顆位於 NGC 4526 外側邊界處的 Ia 型超新星。它在 1994 年由 Treffers、Filippenko、Van Dyk 和 Richmond 使用洛伊施納天文台的 30 英寸自動望遠鏡發現。

## 參考資料
SN1997D

**SN 1997D** 是於 1997 年 1 月在網罟座的 NGC 1536 發現的超新星。它是第一顆清楚的非典型 II 型超新星，光度很低，膨脹的速度也很慢。

## 祖恆星

有兩個選擇：25-40 太陽質量的大質量恆星，或低質量，8-10 太陽質量的小恆星。由於目前沒有證據表明恆星坍縮後形成了中子星，它的光譜顯示可能是質量較高的恆星。

## 殘骸

觀察 SN 1997D 的光度曲線顯示在擴張的包層內沒有其他的能量來源，因此似乎沒有創造出中子星。所有的證據都顯示可能創造出 3 倍太陽質量的黑洞。

## 參考資料

From twilight to highlight: the physics of supernovae : proceedings of the ... 
By Wolfgang Hillebrandt, Bruno Leibundgut

The fading of supernova 1997D
Benetti, S., Turatto, M., Balberg, S., Zampieri, L., Shapiro, S. L., Cappellaro
SN1998S

**SN 1998S** 是一顆位於 NGC 3877 的超新星，它是一顆 II 型超新星。

## 外部連結

* Simbad（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* http://www.astro.utoronto.ca/DDO/research/DDOSNe.html（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1998aq

**SN 1998aq** 是一顆位於 NGC 3982 星系中的超新星。它由業餘天文學家馬克・阿姆斯特朗發現。

## 參見

* NGC 3982

## 參考資料

## 外部連結

* SN 1998aq in NGC 3982（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN1998bw

**SN 1998bw (GRB 980425)** 是一種罕見的 I 型（可能是 Ib）超新星，1998 年 4 月 26 日在望遠鏡座的漩渦星系 ESO 184-G82 發現。有科學家認為這顆超新星就是一顆極超新星 。SN 1998bw 被認為和 1998 年 4 月 25 日探測到的伽瑪射線暴 GRB 980425 有關聯，這也是第一顆和伽瑪射線暴聯繫起來的超新星。

## 參考資料
SN1999ec

**SN 1999EC** 是 1999 年 10 月 2 日爆發於 NGC 2207 的超新星，位於大犬座內。發現時最亮星等達 17.90。

## 參考資料
SN1999eu

**SN 1999eu** 是 NGC 1097 中的一顆超新星，坐標為 23"E、157"S。

## 參見

* NGC 1097

## 外部連結

* Simbad
SN2

**SN2 反應**（**雙分子親核取代反應**）是親核取代反應的一類，其中 S 代表**取代**（Substitution），N 代表**親核**（Nucleophilic），2 代表反應的決速步涉及兩種分子。與 SN1 反應相對應，SN2 反應中，親核試劑帶著一對孤對電子進攻具親電性的缺電子中心原子，形成過渡態的同時，離去基團離去。反應中不生成碳正離子，速率控制步驟是上述的協同步驟，反應速率與兩種物質的濃度成正比，因此稱為雙分子親核取代反應。

在無機化學中，常稱雙分子親核取代反應類型的反應機理為「交換機理」。

## 反應機理

SN2 反應最常發生在脂肪族 sp3 混成的碳原子上，碳原子與一個電負度強、穩定的離去基團（X）相連，一般為鹵素陰離子。親核試劑（Nu）從離去基團的正後方進攻碳原子，Nu-C-X 角度為 180°，以使其孤對電子與 C-X 鍵的 σ\* 反鍵軌域可以達到最大重疊。然後形成一個五配位的反應過渡態，碳約為 sp2 混成，用兩個垂直於平面的 _p_ 軌域分別與離去基團和親核試劑成鍵。C-X 的斷裂與新的 C-Nu 鍵的形成是同時的，X 很快離去，形成含 C-Nu 鍵的新化合物。

由於親核試劑是從離去基團的背面進攻，故如果受進攻的原子具有手性，則反應後手性原子的立體化學發生構型翻轉，也稱「瓦爾登翻轉」。這也是 SN2 反應在立體化學上的重要特徵。反應過程類似於大風將雨傘由里向外翻轉。

上例中，OH−（親核試劑）進攻 C2H5Br（底物）發生 SN2 反應，經過不穩定的過渡態，最終 Br−離去，得到乙醇。

SN2 反應也可以在分子內發生，合成的環系一般為五元環、六元環和三元環。分子內的 Williamson 合成得到環氧化合物，即是這類反應的一個例子。相比下，四元環張力太大，空間上也不利，很難生成；七元、八元之類的大環可以生成，但分子間反應處於優勢，需要將反應物以高稀溶液的形式反應，以增大分子內產物的比例。

SN2 反應一般發生在一級碳原子上，很難成為有位阻分子的反應機理，並且取代基越多，按 SN2 機理反應的可能性越小。基團在空間上比較擁擠的分子一般採用 SN1 機理，可以緩解一部分的位阻，也可生成較穩定的碳正離子（通常為三級碳正離子）。

## 決定速率的因素

* 離去基團的鹼性：離去基團的鹼性越強，其離去能力越弱，反之亦然。離子的鹼性隨著所在週期的增加而降低。對於鹵素離子而言，碘離子的鹼性最弱，因此碘離子是一個很好的離去基團；氟離子則相反，氟代烴也因此很難發生 SN2 反應。

　
: 強鹼 F− > Cl− > Br− > I− 弱鹼

　
: 反應速率 慢 F− < Cl− < Br− < I− 快

* 親核試劑的親核性：親核性需要與上面的鹼性相區別。鹼性是試劑對質子的親和能力，而親核性是試劑形成過渡態時，對碳原子的親和能力。一般來講，試劑的電負度、鹼性和可極化性越強，其親核性也越強，因此反應越快。實際上通常需要綜合考慮這幾個因素以及溶劑的影響。
* 溶劑：SN2 反應在質子溶劑中進行時，一方面，溶劑化作用有利於離去基團的離去；另一方面，溶劑也會與親核試劑發生作用，使親核試劑與底物的接觸變得困難。最後的影響是這兩種因素的綜合結果。相對而言，極性非質子性分子很少包圍負離子，因此對 SN2 反應是有利的。
* 空間效應：立體阻礙性（含體積大的取代基）會使親核試劑的親核性下降從而導致反應變慢。雖然乙醇的酸性比叔丁醇強，但叔丁氧基負離子的親核性弱於乙氧基負離子，就是因為這個緣故。
* 空間效應：分子大小。分子越大，位阻增加，減慢反應。三級碳分子基本上沒可能發生反應。反應速度：（快）伯 > 仲 > 叔（慢）

## 反應動力學

SN2 屬於二級反應，決速步與兩個反應物的濃度相關：親核試劑 [Nu−] 和底物 [RX]。

　
: r = k[RX][Nu−]

與此相對比的是單分子親核取代反應 —SN1 反應，親核取代反應的另一種機理。此類反應中，底物中的 C-X 鍵首先異裂為碳正離子和 X−，是較慢的一步，然後親核試劑 Nu−立即與碳正離子結合，得到含 C-Nu 鍵的產物。因此該反應的速率控制步驟只和底物的濃度有關，稱為單分子親核取代反應。

需要注意的是，SN1 和 SN2 隻是親核取代反應的兩個比較極端的機理，屬於理想情況。在因素如離子對的影響下，實際中的反應都會或多或少地兼具這兩者機理的成分，有些甚至難以歸類。至於反應按哪種機理進行的成分多一些，與具體的反應物結構、類型、溶劑、濃度、溫度、親核試劑、離去基團等因素都有很密切的關係。

## E2 競爭

雙分子親核取代反應的一個副反應是 E2 脫去反應：親核試劑表現鹼性，從底物的 β- 碳奪取氫離子，底物發生脫去反應生成烯烴。SN2 反應與 E2 反應的共存與競爭可通過以下實驗體現：

　
:

上述是磺酸鹽負離子與溴代烷在氣相發生反應的結果。在水溶液中的趨勢是類似的，但還要考慮溶劑效應的影響。當反應物由溴乙烷變為異丁基溴時，位阻大大增加，因此產物也主要變為消除產物。此外，試劑的鹼性越強，也會使脫去反應產物比例增大。若以鹼性更弱的苯甲酸根離子與異丁基溴進行上述反應，取代產物為 55%，遠遠高於磺酸鹽負離子反應的 15%。

## 另一種機理

2008 年時有人提出了 SN2 的另一種機理：「迂迴機理」（Roundabout mechanism）。化學家在藉助於「交叉分子束成像法」觀測氯離子和碘甲烷在氣相的反應時發現，當打出的氯離子具有足夠的速度時，反應後碘離子的能量總比預期的要少。根據理論分析推測，能量之所以有損失，是因為氯離子與甲基發生碰撞後，甲基圍繞碘原子需要進行迂迴的轉動，之後才有碘離子的離去以及氯甲烷的生成。

## 參見

* 取代反應 - 單分子親核取代反應
* 親核芳香取代反應 - 親核醯基取代反應 - 分子內親核取代反應
* 鄰基參與效應
* Finkelstein 反應

## 參考資料
SN2002bj

**SN 2002bj** 是 2002 年 2 月 28 日傑克・牛頓（Jack Newton）利用美國利克天文台的卡茲曼自動成像望遠鏡發現的超新星，位於天兔座的星系 NGC 1821。

SN 2002bj 在發現時的視星等為 14.7，最初被分類為 II 型超新星。但在 2008 年，多維・波茲南斯基（Dovi Poznanski）卻發現其光譜類型更像是 Ia 超新星。而進一步的研究發現 SN 2002bj 爆發時產生的能量低於典型超新星的能量，其亮度的演化速度也比典型超新星快，僅持續 20 天就看不到，而非通常的那樣可以觀察數個月。

波茲南斯基等人組成的研究小組對 SN 2002bj 的光譜分析發現它不含有氫，但卻含有大量的氦，可能還存在有釩，這在過往的超新星光譜中從來沒有被發現過。他們因此得出結論認為 SN 2002bj 可能是一種罕見的超新星類型，其爆發源自一個雙白矮星系統，其中一顆白矮星向另外一顆白矮星輸送氦，當氦積累到一定程度時引發劇烈的熱核爆炸，形成一顆快速變化的熱核超新星，其亮度通常只有 Ia 超新星的 1/10，但仍釋放的能量比新星大 1000 倍。

## 參考資料
SN2002cx

**SN 2002cx** 是一顆奇特的 Ia 型超新星。它由勞倫斯伯克利國家實驗室的研究團隊於 2002 年 5 月發現。它與通常的 Ia 型超新星不同，於先前發現的幾個奇特 Ia 型超新星也不同，例如 SN 1991T 和 SN 1991bg。

## 參考資料

## 參考書目
SN2003B

**SN 2003B** 是一顆位於旋渦星系 NGC 1097 的超新星，爆發於 2003 年 1 月 5 日。它是一顆 II 型超新星。

## 參見

* SN 2006X
* NGC 1097

## 外部連結

* Supernova 2003B（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2003H

**SN 2003H** 是一顆位於正在碰撞的 NGC 2207 和 IC 2163 星系中的超新星。它在 2003 年 1 月 8 日由利克天文台和特納加超新星研究小組（LOTOSS）發現。

## 參考資料

* Simbad（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2003fg

**SN 2003fg**，有時也稱為 "香檳酒超新星"，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。這顆超新星出現在距離地球 40 億光年遠的星系，它的暱稱來自 1996 年一首歌曲 "香檳酒超新星"，是英國綠洲樂隊的一首搖滾樂。

它的不尋常是因為其祖先的質量。依據當時的理解，當白矮星的質量接近 1.4 太陽質量的錢德拉塞卡極限時，就會爆炸成為 Ia 超新星。這個恆星質量的添加是來自其伴星，無論是來自同伴的恆星風捐贈，或溢出洛希瓣，都是可能的演化過程。

然而，SN 2003fg 的祖恆星在爆炸之前的質量達到 2 太陽質量。被用來解釋的一顆白矮星如何錢德拉塞卡極限的主要機制是白矮星以高速自轉，添加的支撐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。質量異於正常的證據來自超新星的光譜和光變曲線 －特別是超過亮度的時段，從光譜測量到的動能比平常出現的更小。一種解釋是，要耗費更多的動能才能從比平常深的重力阱逃逸出來。

這是很重要的，因為 Ia 超新星被認為有一致的亮度，使它們可以成為測量宇宙距離的標準燭光。這種異常類型的 Ia 超新星造成其他科學工作上測量距離時的疑慮；然而，SN 2003fg 的光度曲線特徵使它永遠不會被認為是普通的高紅移 Ia 超新星。

## 參考資料

## 外部連結

* SN 2003fg - SIMBAD（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 'Champagne supernova' challenges understanding of how supernovae work - University of Toronto（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Cosmos Magazine - _"Rebellious supernova confronts dark energy"_
* 'Champagne Supernova' breaks astronomical rules - CBC（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Astronomy: Champagne supernova - _Nature_（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (subscription site)
* Supernovae - NASA GSFC（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2003gd

**SN 2003gd** 是 2003 年 6 月 12 日羅伯特・埃文斯 (Robert Evans) 利用口徑為 31 厘米反射望遠鏡在雙魚座 M74 星系發現的超新星，並於 6 月 13 日由賽丁泉天文台的口徑為 1 米的望遠鏡予以確認。

在 SN 2003gd 爆發前哈伯太空望遠鏡和雙子星天文台對 M74 分別進行過大約 200 天和 300 天的觀測，天文學家由此可以根據資料確定 SN 2003gd 的前身星是一顆質量大約為太陽 7 倍的紅巨星，剛好符合恆星演化的預測模型。這也是天文學歷史上第一次能夠準確確認一顆 II-P 型超新星的前身星。

## 參考資料
SN2004dj

**SN 2004dj** 是從 SN 1987A 開始到發現時為止最亮的超新星。

這顆 II-P 型超新星是由日本天文學家板垣公一於 2004 年 7 月 31 日發現的。在發現時，它的視星等為 11.2，已過了亮度最高的時期。此超新星的前身星位於 NGC 2403 的一個年輕的緻密星團中，它處於鹿豹座中。這個星團在艾倫・桑德奇 1984 年出版的星表在列在 96 位，因此前身星被稱作「桑德奇 96」。這個星團在基特峰國家天文台的照片中很容易看見，外觀像恆星。

## 參考資料

## 外部連結

* supernovae.net image collection
* Cropped and rotated HST photograph（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Bright Supernova page on 2004dj（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* The Progenitor of the Type II-P SN 2004dj in NGC 2403 (Abstract and Paper)
SN2004gt

**SN 2004GT** 是一顆位於 NGC 4038 中的超新星，距離我們大約 6300 萬光年。

## 外部連結

* Simbad（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2005B

**SN 2005B** 是 2005 年發現的第二顆超新星，由加拿大新不倫瑞克弗雷德里克頓的業餘天文學家保羅・格雷發現。他與業餘天文學家同伴 David J. Lane 查看膠捲時，在斯蒂爾沃特湖他的後院中的天文台發現這顆超新星。他位於 UGC 11066 星系中，位置屬於天龍座。

## 參考資料

* SN 2005B
SN2005ap

**SN 2005ap** 是一顆能量非常高的 II 型超新星，它是有紀錄以來最亮的超新星，比之前的記錄擁有者 SN 2006gy 還要亮兩倍。它是在 2005 年 3 月 3 日從麥克唐納天文台安裝在西德州執行德州超新星搜尋的口徑 0.45 米的 ROSTE-IIIb (Robotic Optical Transient Search Experiment) 望遠鏡，被羅伯特・昆比在未安裝濾鏡的影像中檢出的。這個計畫也發現了超新星 SN 2006gy 。

## 性質

雖然，它比 SN 2006gy 更早就被發現，但直到 2007 年 10 月才確認了它的光度。但因為距離遠在 47 億光年之遙，因此在地球上無法以裸眼看見它。

雖然 SN 2005ap 的峰值亮度是 SN 2006gy 的兩倍，但是它的能量卻不如後者充沛，如同典型的超新星，在幾天內就變暗淡了，但 SN 2006gy 的亮度維持了好幾個月。 SN 2005ap 比一般的 II 型超新星明亮 300 倍，因此推測這顆超新星參與了夸克星的形成。昆比 (Quimby) 曾經建議這顆超新星是有別於標準的 II 型超新星的一種新類型，他所領導的研究小組已經確認五顆與 SN 2005ap 和 SCP 06F6 類似的超新星，它們都非常明亮而且缺乏氫線。

## 參考資料

## 進階讀物

* Leahy, D.A. Superluminous Supernovae SN2006gy, SN2005gj and SN2005ap: Signs for a New Explosion Mechanism. Bulletin of the American Astronomical Society. 2008, **40**: 255. Bibcode:2008AAS...212.6401L.
* Tan, K. Supernova blazed like 100 billion suns. MSNBC. 11 October 2007 [2012-11-03]. （原始內容存檔於 2012-10-21）.

## 外部連結

* SN 2005AP. Aladin. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
* SN 2005AP. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. [2012-11-03]. （原始內容存檔於 2014-04-09）.
SN2005cs

**SN 2005cs** 是 2005 年 6 月 28 日由一位加拿大天文愛好者發現的 II 型超新星，位於獵犬座的星系渦狀星系（M51）。SN 2005cs 在發現後的最高視星等 < 13.5。

 

## 參考資料
SN2005df

**SN 2005df** 是 NGC 1559 星系中一顆 Ia 型超新星。它由羅伯特・埃文斯於 2008 年 8 月 5 日早晨在澳大利亞發現，視星等為 13.8，它在大約十天前達到最亮星等 12.3。

SN 2005df 是 2005 年發現的第 104 顆超新星，

## 外部連結

* Color photographs of SN 2005df
* Brightness measures for SN 2005df（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2005gj

**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。在光譜中發現的這些氫線有著 Z = 0.0613 的紅移，被認為是與星周介質交互作用的指標（星周介質：恆星周圍成甜甜圈狀，像星雲的物質圈），是被超新星噴發出來的物質，或是白矮星形成之前的物質。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 的星周介質交互作用遠比在 SN 2002ic 觀測到的強烈。從氫譜線觀測 2005gj 物質流失歷史的證據，被引用為這顆熱核超新星其前身是一顆 LBV。

SN 2005gj 也被指出其光度特別明亮，在它被發現幾天之後，它光度曲線的最大光度達到 14.47 等，比 SN 1991T 還要亮 3 倍（SN 1991T 是當時所知最明亮的 Ia 超新星）；比最亮的 SN 2002ic 亮 1.5 倍接近天文學家之前以為的 100 倍。來自卡爾加里大學的科學家 Denis Leahy 和 Rachid Ouyed 聲稱它可能是一顆夸克新星，這非常明亮的過程涉及到中子的簡併構成夸克，可以解釋光度上不尋常的星等。

## 相關條目

* SN 2003fg

## 參考資料
SN2005gl

**SN 2005gl** 是位於棒渦星系 NGC 266 內的一顆超新星。它是在 2005 年 10 月 5 日被派克特天文台設於喬治亞的 60 公分自動望遠鏡以 CCD 影像擷取到的，並由與 Peter Ceravolo 合作的 Tim Puckett 提出報告。日本的 Yasuo Sano 也獨立發現了這顆超新星。
這顆超新星位於星系核心東方 29.8″和北方 16.7″ 。根據它的光譜，它被分類為 II 型超新星，是一顆核心塌縮的超新星。它的紅移 _z_= 0.016，與他的宿主星系相同。

使用哈伯太空望遠鏡的檔案照片，確定了這顆超新星爆炸前的祖恆星，相信是一顆與海山二相似的高光度藍變星 (LBV)，絕對星等為 - 10.3 等，表面溫度大約是 13,000K。然而，也有很小的可能性在那兒的是一個小小的緻密星團， 

## 參考資料

## 外部連結

* Bishop, David. Supernova 2005gl in NGC 266. International Supernova Network & Rochester Academy of Sciences. [2009-04-20]. （原始內容存檔於 2009-03-26）.
* Villard, Ray; Gal-Yam, Avishay. Hubble Uncovers an Unusual Stellar Progenitor to a Supernova. Hubble News Center. 2009-03-22 [2009-04-20]. （原始內容存檔於 2009-03-29）.
SN2005mc

**SN 2005mc** 是 2005 年 12 月 23 日在巨蟹座的星系 UGC 4414 發現的超新星。由清華大學物理系和中國國家天文台聯合發現。

## 參考資料
SN2005mf

**SN 2005mf** 是 2005 年 12 月 25 日在天貓座的星系 UGC 4798 發現的超新星。由清華大學物理系和中國國家天文台聯合發現。

## 參考資料
SN2006X

**SN 2006X** 是一顆曾於后髮座 M100 旋渦星系出現的 Ia 型超新星，距離地球約 5,250 萬光年。該超新星於 2006 年 2 月初由日本的鈴木章司及義大利的 Marco Migliardi 各自發現。

SN 2006X 值得注意的地方，在於其分類屬 Ia 型，這類超新星可用於測量地球與該天體之間的距離，而測量鄰近星系的天體距離是需要進行校準。幸運地，這顆超新星出現於一個已被人們充分研究的星系裡，並在其光度升至最亮前兩星期被發現，因此這事件對人們測量超新星距離的校準程序，及增進對超新星的認識，是非常有用處的。除此之外，人們或可從這事件辨認超新星爆炸前的跡象。

## 外部連結

* Supernova 2006X in M100（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） （英文）
SN2006gy

**SN 2006gy** 是一顆極端高能的超新星，有時也稱為極超新星或夸克新星，它是在 2006 年 9 月 18 日被發現的，羅伯特・昆比和 P. Mondol 是最先發現的觀測者，然後有幾個天文學家的團隊，使用包括錢卓 X 射線望遠鏡、立克、和凱克天文台等儀器進行研究。在 2007 年 5 月 7 日，NASA 和一些天文學家宣布這是第一顆被仔細研究的超新星，描述它是有史以來記錄到最明亮的恆星爆炸。羅伯特・昆比（Robert Quimby）在 2007 年 10 月宣布 SN 2005ap 打破了 SN 2006gy 是最亮的記錄。時代雜誌將 SN 2006gy 選為 2007 年 10 大科學發現的第 3 名。

## 特徵

SN 2006gy 發生在距離大約 2 億 3800 萬光年 (7200 萬秒差距) 遠的一個星系 (NGC 1260)。因此，在地球上看見這顆超新星的光線時，這個事件在大約 2 億 3800 萬年前就已經發生了。初步跡象顯示它是一顆極超新星，是有異於平常的高能量超新星，質量大約是 150 太陽質量 (M⊙)，
可能是不穩定對超新星。估計它在爆炸時釋放出的能量高達 1052 爾格 (1045 J)，是一般典型釋放出 1051 爾格 (1044 J) 能量超新星的 10 倍。這顆超新星的亮度持續增加了 70 天之久，大約一直到 2006 年 12 月，之後才開始緩慢的下降。到了 2007 年 5 月初，它的亮度才降到一般被觀測到的超新星的峰值亮度。雖然它極端的亮度顯示它不同於一般的超新星，但是因為 SN 2006gy 的光譜有氫的譜線，所以它被歸類為 II 型超新星。

只有質量非常巨大，範圍在 130 至 250 太陽質量的恆星才能發展成不穩定對超新星。質量如此巨大的恆星在生命中的某一個點，它的核心開始輻射出高能的伽瑪射線，它們的能量比兩顆電子的靜止質量還要大 (質能等價)。當這些高能的伽瑪射線撞擊到原子核時，擾亂了原本的熱力學壓力和重力間的平衡，熱力學壓力的突然下降導致核心的崩潰。當核心開始崩潰時，它的溫度不斷升高，終於引發了熱失控的現象。在幾秒鐘後，核心所有的燃料都參與了災難性的核融合反應，將恆星整個都吹散掉，什麼都沒有留下。

雖然超新星 SN 2006gy 的亮度在本質上比亮到肉眼就可以直接看見的超新星 SN 1987A 亮上數百倍，由於距離遠了 1,400 倍，它的視星等只有 15 等，因此不使用望遠鏡是看不見它的。

來自加拿大卡爾加里大學的科學家提出 SN 2006gy 是一顆夸克星的論點。

另一種可能是 SN 2006gy 實際上不是不穩定對超新星，取代的是高密度星周環介質的交互作用 － IIn 型超新星 － 釋放出大量的能量，最新說法是有鐵的譜線 可能是地球大小白矮星跟富含氫恆星合併產生，根據最新理論當恆星點燃最後一輪的核融合反應，外層大氣包層膨脹最後白矮星被吞噬，白矮星跟恆星發生爆炸形成 Ia 型超新星，爆炸時向外拋出的物質撞擊到先前持續向外膨脹的包層造就了超高光度。

## 與海山二星的類同

海山二 (船底座 η) 是一顆位於銀河系內，距離地球 7,500 光年的高光度特超巨星。由於海山二比 SN 2006gy 近了 32,000 倍，因此來自它的光亮了 10 億倍，而估計它的大小與 SN 2006gy 相似。SN 2006gy 的發現者之一大衛（Dave Pooley）說如果海山二以類似的方式爆炸，它的亮度不僅可以在地球的夜晚用來閱讀，甚至在白天都能看見。SN 2006gy 的視星等 (_m_) 是 15 等，所以海山二的視星等將高達 - 7.5 等。依據天文物理學家 Mario Livio 的估計，這可能發生在任何時間，但是危及地球生命的機率相當低。

## 注釋

## 外部連結

* （英文）美國宇航局官方網站報導（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2007bi

**SN 2007bi** 是 2007 年 4 月由美國鄰近超新星工廠小組發現的超高能量超新星，它是首顆被發現的不穩定對超新星（PISN），爆發時釋放的能量是一般超新星的 100 倍。

SN 2007bi 發現時其與眾不同的光譜引起了天文學家的注意。在其後一年半，隨著它的緩慢變暗天文學家一直對其進行觀測並分析。結果發現它的前身星質量至少是太陽的 200 倍，核心的質量則接近 100 個太陽質量。一般超大質量的恆星死亡時會坍塌成黑洞，但由於 SN 2007bi 超大質量的核心，可以發生一直只存在於理論中的「粒子對不穩定」現象，即在恆星極端高溫的內部高能 γ 光子產生正負電子對，減弱了在超巨星核心內部產生的熱壓力。這種壓力的減弱導致局部的崩潰，然後大量快速的燃燒造成失衡的熱核爆炸。

SN 2007bi 爆炸時向太空釋放了大量的矽和許多重元素，總質量約為太陽質量的 22 倍。。

SN 2007bi 的變暗過程持續了 555 天，並拋射出大量的放射性鎳 - 56，質量超過 6 個太陽（這是其持續明亮的主要原因）。根據觀測數據後進行的模擬證明它的確是一顆對不穩定超新星。

## 參考資料

## 延伸閱讀

* Gal-Yam, A.; Mazzali, P.; Ofek, E. O.; et al, Supernova 2007bi as a pair-instability explosion, Nature: 624–627, doi:10.1038/nature08579  引文格式 1 維護：顯式使用等標籤 (link)

## 外部連結

* New Scientist, "Death of rare giant star sheds light on cosmic past"（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Science Daily, "Superbright Supernova Is First of Its Kind"（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Keck Observatory, "First of its kind superbright supernova"
* Nature, "Full report submitted by scientists to the journal Nature"（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Weizmann Institute, "First hand description of the study"（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2007uy

**SN 2007uy** 是 2007 年 12 月 31 日在位於天貓座的漩渦星系 NGC 2770 發現的超新星。他的發現者日本人廣瀨洋治 (Yoji Hirose) 曾經發現 SN 2002ap。

在 SN 2007uy 爆發後不久，2008 年 1 月 9 日，NGC 2770 再次發生超新星 SN 2008D 爆發，由於當時雨燕衛星正在對 SN 2007uy 進行觀測，SN 2008D 也由此成為歷史上第一顆在爆炸時就被 X - 射線偵測到的超新星。

## 參考資料

* IAUC 8908 IAU Circular
* 山本速報（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2008D

**SN 2008D** 是被 NASA 的雨燕衛星（Swift\_Gamma-Ray\_Burst\_Mission）以 X - 射線偵測而發現的超新星。在 2008 年 1 月 9 日，卡內基普林斯頓的艾麗西亞索德堡和伊多伯傑，與在台灣國立清華大學的江國興和英國的湯姆瑪卡隆分別都使用這顆衛星在距離 8,800 萬光年遠的 NGC 2770 研究於 2007 年 12 月 31 日爆發的 SN 2007uy 時意外發現這顆超新星，這是天文學家第一次在爆炸之際就觀察到了超新星（雖然，實際上是在它爆炸之後 8,800 萬年才觀測到），他們提醒其他 8 個在軌道與地基的天文台觀測與記錄此一事件。

這顆超新星被確認為 Ibc 超新星。從 SN 2008D 爆炸中拋出的物質經測定其速度超過 10,000 公里／秒，爆炸也偏離了中心，使得一邊氣體向外移動的速度比另一邊要快。這是第一次觀測到超新星誕生時的 X - 射線爆發模式（大約在爆發後 5 分鐘）。現在既然知道要尋找甚麼模式的 x - 射線，預計下一代的 X - 射線衛星每年將可發現數百顆的超新星，也將能搜尋到被預測會伴隨著超新星爆炸的恆星核心塌縮和中子星誕生一併產生的中微子和重力波爆發。

"超新星是大質量恆星 －質量大於太陽 8 倍的恆星－ 的爆炸，它的核心在核燃料用盡後塌縮成為中子星或黑洞。在這個過程中產生了強大的衝擊波使得恆星被炸毀。在這之前，觀測到的現象都是在最初爆炸後數天的結果" 。

## 參考資料
SN2008ax

**SN 2008ax** 是利克天文台的卡茲曼自動成像望遠鏡和日本天文學家板垣公一在 2008 年 3 月 3 日發現的位於獵犬座的漩渦星系 NGC 4490 的超新星。它是 2008 年第三亮的超新星。

## 參考資料
SN2008ha

**SN 2008ha** 是大約在 2008 年 11 月 7 日在位於飛馬座的星系 UGC 12682 內發現的一顆 Ia 超新星，與地球的距離大約是 21.3 百萬秒差距（69 百萬光年）。

SN 2008ha 在許多地方與眾不同：在 V 頻的絕對星等只有 - 14.2 等，是曾經觀測到的超新星中最暗的；它的母星系是很少產生超新星的類型；發現它的觀測者是派克特天文台世界超新星搜索員中年僅 14 歲的卡洛琳・摩里、傑克・牛頓和蒂姆・派克特。摩里是第二年輕的超新星發現者，年紀最小的是 SN 2010lt 的共同發現者，凱薩琳・啊魯拉・葛雷。SN 2008ha 另一個不尋常的特徵是在最大亮度時只有大約 2,000Km/Sec. 的低膨脹速度，這顯示它在爆炸時釋放出的動能很小。相較之下，SN 2002cx 膨脹的速度大約是 5,000Km/Sec.，而典型的 Ia 超新星膨脹速度大約是 10,000Km/Sec.。SN 2008ha 的低膨脹速度使得光譜中的都卜勒增寬相對較小，因此可以獲得較高品質的資訊。
對這顆超新星的研究使用了紫外線、可見光、和近紅外線光譜儀。可見光的光譜來自智利的麥哲倫望遠鏡、亞利桑那州的 MMT 望遠鏡、和夏威夷的雙子望遠鏡與凱克望遠鏡，還有雨燕衛星。特別是，SN 2008ha 被確認是類似 Ia 超新星中特異的類 SN 2002cx 型。SN 2008ha 的亮度只持續了 10 天，這遠比類 SN 2002cx 天體 (大約 15 天) 和平常的 Ia 超新星 (大約 20 天) 短。從它的峰值光度估計，SN 2008ha 釋放出的能量只相當於 (3.0 ± 0.9) × 10−3 太陽質量的 Ni56，動能為 2 × 1048 爾格，噴發出 0.15 M⊙的物質。

## 參考資料

## 外部連結

* SN 2008ha on Flickr（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2009gj

**SN 2009gj** 是 2009 年 6 月 20 日由紐西蘭天文愛好者斯圖亞特・帕克（Stuart Parker）發現的超新星，位於玉夫座的星系 NGC 134。SN 2009gj 在發現後的最高視星等為 15.9。

## 參考資料
SN2010lt

**SN 2010lt** 是一顆位於鹿豹座 UGC 3378 星系的 Ia 型超新星，由加拿大的天文愛好者 Kathryn Aurora Gray 和她的父親 Paul Gray 以及天文學家 David J. Lane 在 2011 年 1 月 2 日共同發現。Kathryn Aurora Gray 發現這顆超新星時只有 10 歲，打破 SN 2008ha 發現者 Caroline Moore14 歲的紀錄，成為目前最年輕的超新星發現者。

## 發現

SN 2010lt 爆發時的照片在 2010 年 12 月 31 日被 David J. Lane 的 Abbey Ridge 天文台拍下，並在 2011 年 1 月 2 日被天文愛好者 Kathryn Aurora Gray 和她的父親 Paul Gray 發現。1 月 3 日，天文愛好者 Brian Tieman 和 Jack Newton 證實了這次發現。

### 發現者

* David J. Lane：這是他發現的第四顆超新星，前三顆分別是 SN 1995F、SN 2005B 和 SN 2005ea，都是和 Paul Gray 共同發現。
* Paul Gray：這是他發現的第七顆超新星。
* Kathryn Aurora Gray：這時她發現的第一顆超新星。

## 描述

SN 2010lt 位於 UGC 3378 中心偏西 20"，偏北 10"。它是一顆 Ia 型超新星，在發現時光度接近最大。這顆超新星在 2005 年 10 月 - 2006 年 3 月在 UGC 3378 拍攝的照片中並沒有發現（視星等極限 18.5）。

## 參考資料

## 外部連結

* Dave Lane 的網站，Supernovae discoveries made by Paul Gray and Dave Lane from Abbey Ridge Observatory
* Abbey Ridge 天文台
* Images of SN 2010lt by Joseph Brimacombe flickr 的 SN 2010lt
* Kathryn Gray 的主頁
SN2011by

**SN 2011by** 是一顆 Ia 型超新星，由中國天文愛好者金彰偉和高興在 2011 年 4 月 26 日發現。它位於 NGC 3972 中心偏東 5.3"，偏北 19.1"。

## 參考資料
SN2011dh

**SN 2011dh** 是一顆位於渦狀星系（M51）的超新星。該超新星是發現於 2011 年 5 月 31 日的 II 型超新星，發現時視星等 13.5，座標是 13:30:05.08 +47:10:11.2。

## 發現

SN 2011dh 是由 Tom Reiland、Thomas Griga、Amédée Riou 和 Stephane Lamotte Bailey 發現，並且由數個單位確認，其中包含了帕洛馬瞬變工廠（Palomar Transient Factory，PTF）。它的候選前身星則在哈伯太空望遠鏡座標 13:30:05.119 +47:10:11.55 的影像中被拍攝到。該前身星可能是原始質量 18 到 24 倍太陽質量的高光度黃超巨星。該超新星於同年 6 月 19 日達到最高亮度 12.1 等。

來自凱克天文台的發射光譜以及帕洛馬瞬變工廠的資料指出這顆 II 型超新星的光譜是帶有天鵝座 P 型星巴耳末系光譜的相對偏藍連續譜。這是一個不尋常的事件，因為在星系內的超新星光譜通常幾乎都是完全連續的。當時預期該超新星在北半球可觀測連續數個月。

SN 2011dh 是 17 年內在渦狀星系內繼 SN 1994I 和 SN 2005cs 之後觀測到的第三顆超新星，對於單一星系而言，可說發現了相當多的超新星。一般預測在一個星系內大約每四十年會有一顆超新星。

## 觀測

因為有許多業餘觀測者的觀測活動，這顆超新星 SN 2011dh 很難被忽略。2011 年 6 月 25 日起它的星等保持在 12.7 一段時間。雖然它的光度是肉眼可見下限 6.5 等星的三百分之一，它在黑暗的夜空中仍是搭載了新式 CCD 的業餘望遠鏡容易觀測的目標。

## 參考資料

## 外部連結

* GIF animation of pre and post images of SN 2011dh（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Views of the developing supernova（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SN 2011dh progenitor?Archive.is 的存檔，存檔日期 2012-12-12
* Magnitude comparison 2011-06-02
* Twitter Helps Astronomers Zero-In on M51 Supernova（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (Jun 6, 2011 Ian O'Neill)
* M51 (Whirlpool Galaxy) at Las Cumbres Observatory on 6 Jun 2011
* Supernova sn2011dh in M51 is brightening!（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (June 14, 2011 Ian Musgrave)
* PTF11eon/SN2011dh: Discovery of a Type IIb Supernova From a Compact Progenitor in the Nearby Galaxy M51（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (arXiv:1106.3551 : 17 Jun 2011)
* Panchromatic Observations of SN 2011dh Point to a Compact Progenitor Star（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (arXiv:1107.1876 : 10 Jul 2011)
SN2011fe

**SN 2011fe**，初始名字為 **PTF 11kly**，是一顆位於大熊座風車星系（M101）的 Ia 型超新星。它是 21 世紀第一顆視星等亮於 + 10 等的超新星。

SN 2011fe 是在 2011 年 8 月 24 日檢查由帕洛馬山天文台進行的帕洛馬瞬變工廠（Palomar Transient Factory，PTF）項目在 8 月 22 日和 23 日自動拍攝的照片時發現的。這顆超新星的前身星是位於 M101 星系的白矮星，距離地球 2100 萬光年 。PTF 在這顆超新星爆發後不久就發現這次事件，這時候它還很昏暗，視星等低於人類肉眼直接見到的亮度的 100 萬倍以下。SN 2011fe 也因此成為人類發現到的最年輕的 Ia 型超新星。之後，SN 2011fe 的亮度一直在增亮，到 2011 年 9 月 13 日，它達到最高亮度 —— 視星等 + 9.9，這時它的絕對星等為 - 19 等，是太陽亮度的 25 億倍。

## 發現

帕洛馬瞬變工廠（Palomar Transient Factory，PTF）項目主要是用於搜索亮度變化快速的天文瞬變事件。它將望遠鏡自動拍攝的照片自動上傳至位於加州大學伯克利分校勞倫斯伯克利國家實驗室的美國國家能源研究中心（National Energy Research Scientific Computing Center，NERSC），再由電腦程式自動搜尋天文瞬變事件。2011 年 8 月 24 日，PTF 項目探測到 SN 2011fe 爆發的現象，天文學家立即使用位於西班牙加那利群島的望遠鏡進行觀測，確認這次爆發事件各個不同階段的發射光譜。此外，科學家還使用哈勃太空望遠鏡、加利福尼亞州的利克天文台和夏威夷的凱克天文台對這次超新星爆發的細節進行觀測研究。

雖然在爆發時 SN 2011fe 非常昏暗，但它增亮的速度非常快。在 2011 年 8 月 24 日剛發現時，它的亮度低於肉眼可見極限的 100 萬倍以下。一天後，它的亮度增亮到低於肉眼可見極限的 1 萬倍。第三天，它的亮度又增亮了 6 倍。直到 2011 年 9 月 13 日，它達到最高亮度 —— 視星等 + 9.9，已經可以通過小型望遠鏡觀測到這顆超新星。SN 2011fe 也因此成為 1993 年發現的 SN 1993J 之後，第一顆視星等亮於 + 10 等的超新星。

在 8 月 25 日曾使用甚大天線陣探測 SN 2011fe 發射的無線電波，但最終卻失敗。雖然在其他類型的超新星經常可以探測到無線電波，但在 Ia 型超新星中卻從來沒有探測到過。

## 重要性

Ia 型超新星的發生是由於白矮星吸積伴星過多的物質超過錢德拉塞卡極限後崩潰，引發熱失控反應並發生超新星爆炸。因此所有 Ia 型超新星爆炸都發生在一個固定的質量，所有 Ia 型超新星爆發的能量（包括光度）都是相同的，可以被視為「標準燭光」來測量其宿主星系的距離。Ia 型超新星確切的亮度和表現依賴於它的母星（在演變成白矮星之前恆星所含比氫和氦重的元素的組成情況）。由於 SN2011fe 在爆發後不久就被發現，天文學家們可以得到它初始的組成和演變過程的準確測量數據，從而完善 Ia 型超新星的模型（並可以用此估算其他 Ia 型超新星的準確距離）。

Ia 型超新星的標準燭光也可能為暗能量和宇宙加速膨脹假說提供有利的證據。更好了解 Ia 型超新星的表現可以反過來改進暗能量的理論模型。
.

## 參考資料

## 外部連結

* **^** Nature: Nearby supernova may illuminate dark energy puzzle（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Berkeley Scientists Discover an 「Instant Cosmic Classic」 Supernova（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* USA Today: Nearby supernova blooms into viewPortuguese Web Archive 的存檔，存檔日期 2016-05-15
* A really super Nova! 2011fe photos
* Supercomputer and superboffins spot rare baby supernova（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SN 2011fe animations
* Rochester Academy of Sciences index page on SN 2011fe（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN2014J

**SN 2014J** 是一顆位於大熊座雪茄星系（M82）的 Ia 型超新星，發現於 2014 年，是四十年來爆發的距離地球最近的 Ia 型超新星。

## 發現

這顆超新星由倫敦大學學院教師史蒂夫・福西於 1 月 21 日晚在倫敦北部磨坊山的校天文台發現。當時他在教授 4 個本科學生（本・庫克 Ben Cooke，蓋伊・波拉克 Guy Pollack，馬修・王爾德 Matthew Wilde 和托馬斯・懷特 Thomas Wright）使用一座 0.35 米（14 英寸）望遠鏡。
這一發現是偶然的，他後來說：「當時的天氣並不好，眼看著雲層越來越厚，於是我決定不再繼續計劃的天文課，而是給學生演示如何使用天文台的自動 0.35 米望遠鏡上的 CCD 相機。」

格林威治標準時間 2014 年 1 月 21 日 19:20，福西和他的學生觀察到獲得的 M82 星系照片上有一個不尋常的亮點，他們比較了此星系之前的圖片，並使用天文台的另一座望遠鏡觀測，確認不是儀器誤差造成的假象，而且在下午約 7:40 雲層徹底遮蔽天空前確認了該對象的位置。此後，他們將發現報告給國際天文學聯合會的中央天文電報局。經確認，這是一顆超新星，並命名為「SN 2014J」。2014 年 1 月 31 日，「SN 2014J」亮度幅度達到 10.5 的峰值，停止增亮。

## 觀測

## 注釋

## 參考資料
SN2反应

**SN2 反應**（**雙分子親核取代反應**）是親核取代反應的一類，其中 S 代表**取代**（Substitution），N 代表**親核**（Nucleophilic），2 代表反應的決速步涉及兩種分子。與 SN1 反應相對應，SN2 反應中，親核試劑帶著一對孤對電子進攻具親電性的缺電子中心原子，形成過渡態的同時，離去基團離去。反應中不生成碳正離子，速率控制步驟是上述的協同步驟，反應速率與兩種物質的濃度成正比，因此稱為雙分子親核取代反應。

在無機化學中，常稱雙分子親核取代反應類型的反應機理為「交換機理」。

## 反應機理

SN2 反應最常發生在脂肪族 sp3 混成的碳原子上，碳原子與一個電負度強、穩定的離去基團（X）相連，一般為鹵素陰離子。親核試劑（Nu）從離去基團的正後方進攻碳原子，Nu-C-X 角度為 180°，以使其孤對電子與 C-X 鍵的 σ\* 反鍵軌域可以達到最大重疊。然後形成一個五配位的反應過渡態，碳約為 sp2 混成，用兩個垂直於平面的 _p_ 軌域分別與離去基團和親核試劑成鍵。C-X 的斷裂與新的 C-Nu 鍵的形成是同時的，X 很快離去，形成含 C-Nu 鍵的新化合物。

由於親核試劑是從離去基團的背面進攻，故如果受進攻的原子具有手性，則反應後手性原子的立體化學發生構型翻轉，也稱「瓦爾登翻轉」。這也是 SN2 反應在立體化學上的重要特徵。反應過程類似於大風將雨傘由里向外翻轉。

上例中，OH−（親核試劑）進攻 C2H5Br（底物）發生 SN2 反應，經過不穩定的過渡態，最終 Br−離去，得到乙醇。

SN2 反應也可以在分子內發生，合成的環系一般為五元環、六元環和三元環。分子內的 Williamson 合成得到環氧化合物，即是這類反應的一個例子。相比下，四元環張力太大，空間上也不利，很難生成；七元、八元之類的大環可以生成，但分子間反應處於優勢，需要將反應物以高稀溶液的形式反應，以增大分子內產物的比例。

SN2 反應一般發生在一級碳原子上，很難成為有位阻分子的反應機理，並且取代基越多，按 SN2 機理反應的可能性越小。基團在空間上比較擁擠的分子一般採用 SN1 機理，可以緩解一部分的位阻，也可生成較穩定的碳正離子（通常為三級碳正離子）。

## 決定速率的因素

* 離去基團的鹼性：離去基團的鹼性越強，其離去能力越弱，反之亦然。離子的鹼性隨著所在週期的增加而降低。對於鹵素離子而言，碘離子的鹼性最弱，因此碘離子是一個很好的離去基團；氟離子則相反，氟代烴也因此很難發生 SN2 反應。

　
: 強鹼 F− > Cl− > Br− > I− 弱鹼

　
: 反應速率 慢 F− < Cl− < Br− < I− 快

* 親核試劑的親核性：親核性需要與上面的鹼性相區別。鹼性是試劑對質子的親和能力，而親核性是試劑形成過渡態時，對碳原子的親和能力。一般來講，試劑的電負度、鹼性和可極化性越強，其親核性也越強，因此反應越快。實際上通常需要綜合考慮這幾個因素以及溶劑的影響。
* 溶劑：SN2 反應在質子溶劑中進行時，一方面，溶劑化作用有利於離去基團的離去；另一方面，溶劑也會與親核試劑發生作用，使親核試劑與底物的接觸變得困難。最後的影響是這兩種因素的綜合結果。相對而言，極性非質子性分子很少包圍負離子，因此對 SN2 反應是有利的。
* 空間效應：立體阻礙性（含體積大的取代基）會使親核試劑的親核性下降從而導致反應變慢。雖然乙醇的酸性比叔丁醇強，但叔丁氧基負離子的親核性弱於乙氧基負離子，就是因為這個緣故。
* 空間效應：分子大小。分子越大，位阻增加，減慢反應。三級碳分子基本上沒可能發生反應。反應速度：（快）伯 > 仲 > 叔（慢）

## 反應動力學

SN2 屬於二級反應，決速步與兩個反應物的濃度相關：親核試劑 [Nu−] 和底物 [RX]。

　
: r = k[RX][Nu−]

與此相對比的是單分子親核取代反應 —SN1 反應，親核取代反應的另一種機理。此類反應中，底物中的 C-X 鍵首先異裂為碳正離子和 X−，是較慢的一步，然後親核試劑 Nu−立即與碳正離子結合，得到含 C-Nu 鍵的產物。因此該反應的速率控制步驟只和底物的濃度有關，稱為單分子親核取代反應。

需要注意的是，SN1 和 SN2 隻是親核取代反應的兩個比較極端的機理，屬於理想情況。在因素如離子對的影響下，實際中的反應都會或多或少地兼具這兩者機理的成分，有些甚至難以歸類。至於反應按哪種機理進行的成分多一些，與具體的反應物結構、類型、溶劑、濃度、溫度、親核試劑、離去基團等因素都有很密切的關係。

## E2 競爭

雙分子親核取代反應的一個副反應是 E2 脫去反應：親核試劑表現鹼性，從底物的 β- 碳奪取氫離子，底物發生脫去反應生成烯烴。SN2 反應與 E2 反應的共存與競爭可通過以下實驗體現：

　
:

上述是磺酸鹽負離子與溴代烷在氣相發生反應的結果。在水溶液中的趨勢是類似的，但還要考慮溶劑效應的影響。當反應物由溴乙烷變為異丁基溴時，位阻大大增加，因此產物也主要變為消除產物。此外，試劑的鹼性越強，也會使脫去反應產物比例增大。若以鹼性更弱的苯甲酸根離子與異丁基溴進行上述反應，取代產物為 55%，遠遠高於磺酸鹽負離子反應的 15%。

## 另一種機理

2008 年時有人提出了 SN2 的另一種機理：「迂迴機理」（Roundabout mechanism）。化學家在藉助於「交叉分子束成像法」觀測氯離子和碘甲烷在氣相的反應時發現，當打出的氯離子具有足夠的速度時，反應後碘離子的能量總比預期的要少。根據理論分析推測，能量之所以有損失，是因為氯離子與甲基發生碰撞後，甲基圍繞碘原子需要進行迂迴的轉動，之後才有碘離子的離去以及氯甲烷的生成。

## 參見

* 取代反應 - 單分子親核取代反應
* 親核芳香取代反應 - 親核醯基取代反應 - 分子內親核取代反應
* 鄰基參與效應
* Finkelstein 反應

## 參考資料
SN393

**SN 393** 是中國在 393 年發現並記載的一顆超新星的現代編號。它位於天蠍座，是一顆位於銀河系內的超新星。

## 記載

中國對 SN 393 的記載出現在《宋書・卷二十五》：

> 太元十八年春二月客星在尾中，至九月乃滅。
> 
> 

太元是指東晉孝武帝司馬曜的第二個年號，太元十八年即是公元 393 年。這一年的農曆二月是 2 月 27 日至 3 月 28 日，九月是 10 月 22 日至 11 月 19 日。尾是指二十八宿中東方青龍的尾宿，即現代星座系統中天蠍座的尾巴，由天蠍座 ε、μ、ζ、η、θ、ι、κ、λ 和 ν 九顆星組成。這顆客星的最亮視星等達到 - 1 等，連續約八個月都可以在晚上看到，之後消失。如此長的持續時間也顯示這其實就是一顆超新星。

## 超新星遺蹟

超新星爆發時噴出大量物質，清除了其周邊的星際物質，創造了一個不斷擴大的由氣體和電漿組成的超新星遺蹟，SN 393 也不例外。在 1975 年，在 SN 393 所在的尾宿天域總共可以找到七個超新星遺蹟。根據 SN 393 爆發時的最亮視星等，天文學家估計它距離地球約為 10000 秒差距（33000 光年）。在上述的七個超新星遺蹟中，有三個符合這個距離限制。在這三個超新星遺蹟中，G350.0-1.8 的年齡約為 8000 年，和 SN 393 爆發的時間不符合。而另外兩個超新星遺蹟 G348.5+0.1 和 G348.7+0.3，距離都在 10000 秒差距，年齡約為 1500 年，和 SN 393 爆發的時間符合。但是由於這顆超新星發生在銀河平面，它和地球之間存在很多星際塵埃，很難解釋它位於 10000 秒差距這麼遠的距離還可以被古代中國人用肉眼觀測了八個月。

1996 年，倫琴衛星（ROSAT）巡天觀測在這個天域發現了一個新的超新星遺蹟：RX J1713.7-3946。兩年後，有人提出這個可能就是 SN 393 爆發後的超新星遺蹟。在 1999 年的觀測表明，RX J1713.7-3946 和距離地球 6000 秒差距（20000 光年）的 H II 區 G347.611 +0.204 有關聯。然而在 2003 年，一項研究表明，RX J1713.7-3946 和一個距離地球 1000 秒差距（3000 光年）的分子雲之間有相互作用。2004 年，通過 X 射線觀測和對遺蹟與地球之間的物質吸收中性氫情況的研究，增強了 03 年的結論。RX J1713.7-3946 在天球投影的角直徑有 70 角分，因此它的直徑約為 20 秒差距（65 光年）。

RX J1713.7-3946 是一顆質量至少為 15 個太陽質量的恆星發生 II 型或 Ib 型超新星爆發而留下的超新星遺蹟。爆炸產生的能量約為 1.3×1051 爾格，噴射出三個太陽質量的物質進入周圍的星際介質中。

## 相關條目

* 中國天文學史
* SN 185
* SN 1054
* SN 1181

## 參考資料
SNA

**IBM 系統網路架構**（英語：**S**ystems **N**etwork **A**rchitecture，縮寫為 **SNA**）由 IBM 公司在 1974 年該公司大型主機網路架構所訂定的網路結構標準和通訊協定。後來 ISO（國際標準組織）使用 IBM 的 SNA 架構作為它的 OSI 模型（開放式系統架構）的原始模型架構，OSI 所包含七層架構為：

* 第一層：**實體層**（Physical layer）允許多種不同類型的實體連接。
* 第二層：**資料連接層**（Data－link layer）確保實體層連結的資料之正確性，包含資料傳輸的錯誤偵測及更正功能。
* 第三層：**網路層**（Network layer）建立及管理節點到另一個節點的路徑。
* 第四層：**傳輸層**（Transmission layer）確保資料在網路層與對話層之間的傳輸品質。
* 第五層：**對話層**（Session layer）主要在管理各使用者之間資料的交換形式。
* 第六層：**展現層**（Presentation layer）負責將傳輸的資訊以有意義的形式表達給網路使用者，並提供應用程式介面。
* 第七層：**應用層**（Application layer）是 OSI 最高層，其提供了使用者網路上的服務。
SNAC

**社交網絡及存檔內容**（**SNAC**）是發現、定位和運用分布式信史的在線平台。它是由設在美國的一些組織合作發起的。SNAC 的主要工作為「從對人的描述中分隔出人創造和記錄人生活和工作的歷史記錄描述」，並就此進行發展和研究。

## 歷史

SNAC 於 2010 年成立，資金來自國家檔案和記錄管理局的美國國家人文基金會（NEH），加州數碼圖書館（CDL），維吉尼亞大學的人文科學先進技術研究所（IATH）和加利福尼亞大學伯克利資訊學院。

## 參見

* 存檔資源鑰匙（ARK）

## 參考文獻

## 外部鏈結

* 官方網站
SNAP

**可溶性 N - 乙基順丁烯二醯亞胺敏感性因子附著蛋白**（英語：Soluble _N_-ethylmaleimide-Sensitive Factor Attachment Proteins，或稱**可溶性 NSF 附著蛋白**），簡稱 **SNAP**，是參與膜融合的蛋白，在每次融合事件後，它們都會回收關鍵的束縛成分。膜融合後，拴繫的 SNARE 蛋白保持緊密結合。SNAP 與 SNARE 蛋白結合併募集可溶性 ATP 酶 N - 乙基順丁烯二醯亞胺敏感融合蛋白（N-ethylmaleimide sensitive fusion protein，NSF）。NSF 提供了解散 SNARE 複雜系統的能量，可將其回收以用於將來的融合事件。哺乳動物具有三個 SNAP 基因：α-SNAP、β-SNAP 和 γ-SNAP。α- 和 γ-SNAP 在整個人體中表達，而 β-SNAP 則是大腦特有的。

SNAP 蛋白是 1990 年由詹姆斯・羅思曼實驗室小組鑑定的。

## 參考資料
SNAPC1

**snRNA 激活蛋白複合體第一亞基**（英語：**snRNA-activating protein complex subunit 1**）是一個由人類基因 _SNAPC1_ 編碼的蛋白質。

## 相互作用

SNAPC1 能與 SNAPC4、SNAPC3 和視網膜母細胞瘤蛋白發生相互作用。

## 參考文獻

## 延伸閱讀
SNAPC2

**snRNA 激活蛋白複合體第二亞基**（英語：**snRNA-activating protein complex subunit 2**）是一個由人類基因 _SNAPC2_ 編碼的蛋白質。

## 相互作用

SNAPC2 會與 SNAPC4 相互作用。

## 參考文獻

## 延伸閱讀
SNAPC3

**snRNA 激活蛋白複合體第三亞基**（英語：**snRNA-activating protein complex subunit 3**）是一個由人類基因 _SNAPC3_ 編碼的蛋白質。

## 相互作用

SNAPC3 能與 SNAPC1 和視網膜母細胞瘤蛋白發生相互作用。

## 參考文獻

## 延伸閱讀
SNAPC4

**snRNA 激活蛋白複合體第四亞基**（英語：**snRNA-activating protein complex subunit 4**）是一個由人類基因 _SNAPC4_ 編碼的蛋白質。

 

## 相互作用

SNAPC4 能與 SNAPC1、POU2F1 和 SNAPC2 相互作用。

## 參考文獻

## 延伸閱讀
SNARE蛋白

**可溶性 N - 乙基順丁烯二醯亞胺敏感性因子附著蛋白受體**（英語：**SNA**P **RE**ceptor，即 SNAP 受體，又稱**可溶性 NSF 附著蛋白受體**），又稱 **SNARE 蛋白**，是一個大的蛋白質家族，由酵母菌中的至少 24 個成員和哺乳動物細胞中的 60 個以上的成員組成。SNARE 蛋白的主要作用是介導囊泡融合以及囊泡與靶膜的融合。這尤其介導胞吐作用，但也可以介導囊泡與膜結合區室（如溶體）的融合。研究最深入的 SNARE 是介導神經元中突觸小泡的神經傳遞質釋放。這些神經元 SNAREs 是負責某些細菌產生的肉毒桿菌中毒和破傷風的等神經毒素的標靶。

## 參考資料

## 外部連結

* 醫學主題詞表（MeSH）：_SNARE+Proteins_
* 醫學主題詞表（MeSH）：_SNARE+Complex_
SNA_72

**紅寶石級攻擊核潛艇**（法語：**Les sous-marins nucléaires du type Rubis**，英語：**Rubis-class submarine**，項目名：**SNA 72**）是法國的第一代攻擊型核潛艇，也是世界上最小的核潛艇。法國海軍現有六艘**紅寶石級**攻擊型核潛艇。紅寶石級所有潛艇（除卡薩布蘭加號外）均以寶石命名。

## 介紹

按法國海軍原定計劃，應建設 8 艘紅寶石級攻擊型核潛艇，後因資金和潛艇性能等多方面問題取消了第 7、第 8 艘潛艇的建造，實造 6 艘，其中前四艘為原型艇，後兩艘為改進型。

## 建造數量

## 事故

* 1994 年 3 月 30 日，綠寶石號攻擊核潛艇在地中海海域航行時後艙渦輪發電機室爆炸，造成 10 人遇難。
* 2020 年 6 月 12 日，珍珠號攻擊型核潛艇在土倫港海軍基地接受維修期間突發大火，火情持續 14 小時，於 13 日清晨被撲滅，該次火災沒有造成人員傷亡。

## 參考來源
SNAr

**芳香族親核取代反應**（**N**ucleophilic **Ar**omatic **S**ubstitution reaction，**SNAr**）是親核取代反應的一類，發生在芳香環上。當中一個親核體取代了一個好的離去基團，例如在芳香環上的鹵烴。現有六種芳香環的親核取代反應機理。

## 反應機理

* **SNAr** （加成 — 消去）反應機理
  * 當環上有一拉電子基使其電荷下降，這將吸引親核體於此時對芳香環進行攻擊，並生成一中間體。這個中間體已經破壞了芳香環的芳香性，形成主因是得到拉電子基的額外穩定性。而其後鹵化物離去，完成反應。

　
:

* 偶氮化合物作為離去基團的單分子親核取代反應（SN1）
  * 偶氮化合物於加熱下並不穩定，因此是一個好的離去基團。中間體的芳香性並沒有被破壞，因此能夠透過生成穩定的中間體完成反應。

　
:

* 苯炔（脫氫苯）機理
  * 當加入強鹼作催化劑，鹵化氫會作為離去基團而被移除，形成苯炔。苯炔是一種不帶電荷的活躍中間體，加入親核體後會快速反應形成產物。

　
:

* **SRN1** 自由基親核芳香取代反應
* **ANRORC**，一個包含親核體進攻、開環及關環的反應
* **VNS** 胺化反應，一種常用於炸藥合成的化學反應

## 取代基效應

單鹵代芳烴的鹵原子活性小，不易發生親核取代。但當鹵原子的鄰、對位有拉電子基團（如硝基）時，SNAr 反應中間體的負電荷離域到拉電子基團上，使中間體更加穩定，有利於反應進行，而且容易程度隨硝基的增多而增加。例如：

當硝基在鹵原子間位時，對反應活性的影響較小。

## 參見

* 取代反應
* 親核取代反應
* 芳香族親電取代反應
SNB

**SNB** 可以指：

* Sandy Bridge 微架構
* 蘇寧銀行（Suning Bank）
* 瑞士國家銀行（Swiss National Bank）
SNC

**SNC** 可以指：

* 內華達山脈公司，Sierra Nevada Corporation
  * SNC－蘭萬靈事件
* 火星隕石的三種分類
* 敘利亞全國委員會，Syrian National Council
* 撒哈拉全國委員會，Consejo Nacional Saharaui
SNC-兰万灵事件

**SNC－蘭萬靈事件**（英語：SNC-Lavalin affair）是於 2019 年被報導的一起有關時任加拿大總理賈斯汀・杜魯道試圖政治干預司法的事件。國會議員、前加拿大司法部部長王州迪指控總理辦公室在她就任司法部長期間，介入對魁北克省建築巨頭 SNC－蘭萬靈公司的司法調查，並試圖通過延期起訴協議的方式保護該公司的利益。指控發生之後，王州迪於 2019 年 1 月被調任加拿大退伍軍人部。杜魯道政府表示並無施壓的違法行為，並且延期起訴協議對保護工人就業有所裨益。

這一事件由加拿大《環球郵報》於 2019 年 2 月 7 日進行了報導。隨著事件進展，王州迪和同為加拿大自由黨的國會議員簡・菲爾波特從內閣辭職。四月，二人被驅逐出自由黨黨團。賈斯汀・杜魯道表示驅逐是擔心二者和自由黨其餘成員之間缺乏信任，可能導致黨派分裂。反對黨呼籲要求對此事件進行調查。 王州迪、杜魯道前任秘書傑拉德・巴茨以及樞密院成員麥克・弗尼克在加拿大下議院聽證會作證。王州迪表示杜魯道違背了檢查獨立的原則，施壓司法部，希望為被調查公司爭取延期起訴協議、避免刑事指控。同時，王州迪因在與任司法部長期間錄取和麥克・弗尼克的會議音頻收到批評。

## 參考文獻

## 相關條目

* 賈斯汀・杜魯道
* 2019 年加拿大聯邦大選

## 外部連結

* Letter from the Hon. Jody Wilson-Raybould upon her appointment to Veterans Affairs, 14 January 2019
* Resignation Statement from the Hon. Jody Wilson-Raybould, 12 February 2019
* Full Statement from the Hon. Jody Wilson-Raybould at the Standing Committee on Justice and Human Rights, 27 February 2019（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Resignation Statement from the Hon. Jane Philpott, 4 March 2019
* Gerald Butts Statement to the House Justice Committee, 6 March 2019（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* (Second) Statement by Michael Wernick, Clerk of the Privy Council and Secretary to the Cabinet, to the Standing Committee on Justice and Human Rights, 6 March 2019（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Further submissions from the Hon. Jody Wilson-Raybould at the Standing Committee on Justice and Human Rights, 26 March 2019（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SNCF

**法國國家鐵路公司**（法語：**Société nationale des chemins de fer français**，簡寫：**SNCF**），中文簡稱**法國國鐵**及**法鐵**，是法國最大的國營公司之一，也是歐盟區內僅次於德國鐵路（DBAG）的第二大鐵路公司，總部位於聖但尼市。它成立於 1938 年，營運該國的國家鐵路運輸，其中包括法國高速鐵路網路上的法國高鐵 TGV，也包括鄰近小國摩納哥的聯外鐵路運輸。 其職能包括營運客運和貨運鐵路服務（通過其子公司 SNCF Voyageurs 和 Rail Logistics Europe），以及鐵路基礎設施的維護和信號傳輸（SNCF Réseau）。鐵路網路由約 35,000 km（22,000 mi）的路線組成，其中 2,600 km（1,600 mi）是高速鐵路，和 14,500 km（9,000 mi）是電氣化鐵路。 每天大約有 14,000 次列車在營運。

從 2020 年 1 月 1 日起，公司法律地位由公立工商業機構改為股份有限公司。法鐵負責法國國有鐵路的經營。法鐵在全球 120 個國家有營業，員工 142,240 人。

2010 年，法國國家鐵路公司 (SNCF) 在法國排名第 22 位，和在《財富世界 500 強》中全球排名第 214 位。法國國鐵集團其餘的業務有道路貨物運輸、道路旅客運輸、海港鏈接、基礎設施工程、商業旅遊、網上售票、參股其他公司等等。2017 年，國鐵集團的總營業額為 335 億歐元，淨收入為 13 億歐元。現任集團主席是讓・皮埃爾・法蘭多，於 2019 年 11 月 1 日接替紀堯姆・佩皮。

## 參見

* TGV inOui
* Ouigo
* Fret SNCF
* 法國國家鐵路網
* Captrain
* Akiem

## 參考資料

## 外部連結

* SNCF 官方網站 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SNCF Réseau 官方網站 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Oui.sncf （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館），購買和預訂火車票
* SNCF 財務報告 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Map （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SNCF Society - enthusiasts' site （英文） （法文）
SNCM

《**週六夜兒童機器**》（日語：サタデーナイトチャイルドマシーン，英語：**Saturday Night Child Machine**，縮寫為 **SNCM**）是一個由日本電視台以關東地區為範圍所播放的深夜綜藝節目。《週六夜兒童機器》是日本女子偶像團體 AKB48 的專屬節目之一，由福田雄一執導並編寫劇本。與其他 AKB48 的節目大都是由整個團體中抽選部分成員參與的作法不同，參與此節目演出的全都是隸屬於子分隊 Team B 的成員，是第一個分隊專屬節目。節目自 2013 年 4 月 13 日起，於每週六深夜 25 時 20 分播出 30 分鐘，並於同年 6 月 29 日完結。

## 簡介

《週六夜兒童機器》的企畫起源，可以回溯至 2013 年 2 月 11 日至 2 月 13 日連續播出三天，為了配合新單曲唱片《So long!》的發行而在日本電視台上播放的同名短篇電視劇，由 AKB48 的 Team A、Team K 與 Team B 三個分隊分別負責一天分的演出內容，並由觀眾票選出表現最好的一集。在電視劇播出之後，Team B 於 2 月 13 日的《AKBINGO!》現場直播節目中贏得觀眾票選的冠軍，因而獲得分組專屬節目的權利。

企畫主軸設定為「大人時段播放的兒童節目」，節目名稱則是改編自日本電視台在 1970 年代的兒童節目《課程機器》（カリキュラマシーン，Curriculum Machine），但其實內容並不是設定給兒童收看，而是模仿兒童節目的畫面與橋段，加入大量大人才看得懂的惡搞與黑色幽默所製作出的綜藝節目。

## 主要單元

**開場**
: 節目的開場是由小嶋陽菜所扮演的「小惠」（メグたん）與搞笑藝人大水洋介配音的布偶角色「戶斗田」（あご田さん）一同負責，而「小惠」是小嶋與導演福田曾經合作過的電視劇《小惠會使用魔法嗎？》（メグたんって魔法つかえるの？）中的角色。

**PARUPARU 的自己做來玩（ぱるぱるさんのつくってあそぼ）**
: 由島崎遙香扮演的「PARUPARU」與穿著著玩偶裝的大水洋介所扮演的「慢吞吞君」（ぐずぐずくん）所演出的單元。原本單元的主旨是要利用現場準備好的材料，由島崎示範如何自己動手做出常見的童玩，但實際上卻總是在現場即興發揮隨便亂做而失敗。單元的最後則會有正確的示範，做出原本計畫完成的玩具。

**說故事…… 給你聽（おはなし… してあげる）**
: 由柏木由紀穿著著性感的套裝與網襪作成熟女教師打扮的「由紀姊姊」朗誦童話故事的單元。雖然故事主題是「浦島太郎」「小紅帽」等知名的童話但內容卻經過改編，故事中的人物都使用成人的角度對話與思考，而變成截然不同的黑色幽默內容。

**找出不對勁的地方（まちがいさがそっ！）**
: 以短劇形式演出的喜劇單元，讓觀眾在短劇中找出三個不對勁的地方。短劇以家庭餐廳作為場景，由梅田彩佳、大場美奈與加藤玲奈三人主演，扮演「不交男友同盟」的成員。三個不對勁點之中通常有兩個很容易看出，但第三點卻是隱藏在畫面根本看不出的地方，是惡作劇的猜謎遊戲。

**用身體記得現代用語（体で覚える現代用語）**
: 由成員穿著緊身衣以做體操般的風格表演一些單字。雖然原本是兒童節目常見的單元，但因為選擇的都是一些很艱深兒童絕對無法理解的用字，利用反差感產生笑點。

**大家的歌曲單元（みんなの歌コーナー）**
: 由 Team B 成員演唱歌曲的單元，雖然歌曲的音樂和舞蹈風格與兒童節目中常見的唱歌單元類似，但由導演福田所撰寫的歌詞內容卻充滿著比較適合成年觀眾的諷刺或惡搞。

**吶，很不可思議吧？（な？ふしぎやろ？）**
: 渡邊美優紀的個人短片單元。其劇情是模擬渡邊的男友在夜裡到她住處拜訪、以男友的第一人稱視角所拍攝的妄想短片。雖然渡邊在短片裡常會以曖昧的口氣對著鏡頭說話讓觀眾誤會，但這其實是個在房間裡現場表演科學實驗（例如利用過冷水製造出冰筍、或是靠篩網跟水的表面張力讓倒置水杯中的水不會灑出等）的單元。節目導演福田雄一曾在其他節目中提及，在原本的節目計畫中此單元並不存在，他是在與渡邊美優紀詳談過之後突發靈感而緊急插入此追加單元。

## 演出人員

* AKB48 Team B
  * 石田晴香、市川美織、岩佐美咲、梅田彩佳、大場美奈、大家志津香、柏木由紀、片山陽加、加藤玲奈、小嶋菜月、小嶋陽菜、小森美果、島崎遙香、竹內美宥、名取稚菜、藤江麗奈（藤江れいな）、山內鈴蘭、渡邊美優紀
* 大水洋介（搞笑二人組「橡皮女孩」（ラバーガール）成員）：擔任「戶斗田」的配音與穿著布偶裝扮演「慢吞吞君」。
* 村岡希美：擔任「PARUPARU 的自己做來玩」單元最後的正確示範段落之旁白。

## 工作人員

* 導演、劇本：福田雄一
* 製作人：毛利忍、齋藤匠、渡邊崇土
* 企畫製作：秋元康

## 註釋

## 參考文獻

## 外部連結

* 《週六夜兒童機器》官方網頁（日本電視台）（日語）
SNDRI

**5 - 羥色胺、去甲腎上腺素和多巴胺再攝取抑制劑**（英語：**serotonin–norepinephrine–dopamine reuptake inhibitor**，**SNDRI**），也稱作**三重再攝取抑制劑**（**TRI**），是多種單胺類神經遞質的再攝取抑制劑，原理為通過抑制 5 - 羥色胺轉運體、去甲腎上腺素轉運體和多巴胺轉運體體來分別抑制 5 - 羥色胺、 去甲腎上腺素和多巴胺的再攝取。這個作用會增加這些神經遞質在突觸間隙的濃度。

SNDRI 作為一系列疾病的藥物候選而被開發，如抗憂鬱劑
和治療肥胖、古柯鹼成癮、注意力缺陷 / 過動症 (ADHD) 及慢性疼痛的藥物。SNDRI 作為選擇性血清素再吸收抑制劑 (SSRIs) 及血清素 - 去甲腎上腺素再吸收抑制劑 (SNRIs) 的延伸，增加了多巴胺的再吸收抑制作用，這被認為具有增加療效的可能，但副作用及藥物濫用的可能也隨之增加。

## 引用
SND_Tram

**蘇州高新區有軌電車**，是位於蘇州高新區的有軌電車系統，遠期規劃共將建設 6 條線路，總長約 80 公里，目前實際建成 2 條線路。

蘇州高新區有軌電車 1 號線是中華人民共和國運營里程最長的有軌電車線路，2 號線是運營平均速度最快的有軌電車線路。

## 沿革

### 線網規劃

蘇州高新區有軌電車 1 號線首通段在太湖大道上的線路走向與當時蘇州市規劃的蘇州軌道交通 3 號線支線完全相同。當時規劃中，3 號線支線起自今馬運路站，沿太湖大道至現在的有軌電車龍康路站一帶，尚未確定建設時間。該線路雖名為「3 號線支線」，但又不與 3 號線貫通，在高新區內部獨立運營，遠期向東延伸並改名。另外一方面，高新區卻認為，3 號線支線與地鐵 1 號線建設的時間差會使得城市發展集中於地鐵 1 號線沿線，希望該線路儘早建成以便向西發展。為此，高新區提出了分四個階段建設、由 6 條線路組成的有軌電車線網規劃，一方面作為新區內部的次骨幹交通，另一方面也藉此提前打通太湖大道通道。2011 年 6 月，有軌電車線網規劃獲蘇州市政府批覆。

### 第一階段

蘇州高新區有軌電車線網規劃的第一階段即覆蓋原 3 號線支線一帶的 1 號線一期。2012 年 9 月 11 日，1 號線正式開工建設。2013 年 1 月 10 日，1 號線車輛招標完成，南車南京浦鎮車輛有限公司將採用龐巴迪的 Flexity 2 技術為 1 號線生產 18 列 100% 低地板現代有軌電車。

2014 年 10 月 26 日，1 號線開通試運營。

### 第二階段

第二階段的線路包含 1 號線延伸線（線網規劃中的 T3 線）和 2 號線。2014 年 11 月，2 號線開工建設。2015 年 9 月 25 日，1 號線延伸線開工建設。2018 年 4 月 28 日，1 號線延伸段通車。2018 年 8 月 31 日，2 號線全線通車試運營。

### 第三階段及後續

原定計劃中，第三階段（2023 年至 2025 年）地鐵 3 號線支線將啟動建設並代替有軌電車 1 號線的部分功能，此時有軌電車 1 號線將轉為補充性線路，同時滿足旅遊需求；城區段此時將拆分予 T4 線。然而蘇州軌道交通近期線網規劃並未包含沿太湖大道的線路。現在的有軌電車建設規劃中，近期（2022 年至 2026 年）將建設 T5 線的一小段，西起建設中的南京大學蘇州校區東門，東至普陀山路接 2 號線，長約 1.8km，原定的 T4 線則未有啟動時間表。

## 線路列表

有軌電車 1 號線東起獅子山，西至西洋山，全長 25.76 公里，運營站點 14 個，可換乘蘇州軌道交通 1 號線和 3 號線。有軌電車 2 號線起自有軌電車 1 號線龍康路站，至鴻福路站分為兩支，一支至蘇州新區火車站，另一支至文昌路站，兩支均可換乘蘇州軌道交通 3 號線，2018 年 8 月 31 日通車試運營。

## 特色

得益於較大的站間距，蘇州有軌電車的旅行速度較快，1 號線旅行速度 32km/h，2 號線旅行速度 33km/h，截至 2021 年底是中國僅有的兩條旅行速度超過 30km/h 的有軌電車線路。1 號線沿線的交叉口大部分為有條件信號優先，部分甚至採用了絕對信號優先。2 號線在建成區則採用高架車站形式以提高運營效率；為避免大型貨車衝撞有軌電車造成事故，下穿 312 國道。

## 參考資料
SNEAKERS

〈**運動鞋**〉（英語：SNEAKERS）是韓國女子團體 ITZY 的歌曲，為第五張迷你專輯《CHECKMATE》的主打歌曲，同時有英語版本收錄於同張迷你專輯。歌曲向聽眾傳遞「穿著舒適的運動鞋，一起跑得更遠，追尋最自在的一刻」的概念。2022 年 7 月 15 日，JYP 娛樂和聯眾唱片發行了以奢華為主題的音樂錄影帶。

## 背景與發行

* 2022 年 6 月 2 日，JYP 娛樂宣布 ITZY 繼上次發行《CRAZY IN LOVE》9 個月之後將在 2022 年 7 月 15 日發行第五張迷你專輯《CHECKMATE》，並宣佈〈**SNEAKERS**〉作為該專輯的主打歌曲。
* 6 月 13 日，發布該團體的預告照。
* 7 月 11 日，發布精華音源預告影片。
* 7 月 12 日，發布主打歌的音樂錄影帶預告。
* 7 月 15 日，正式發布該歌曲與其音樂錄影帶。

## 音樂製作

這首歌由作曲團隊 (GALACTIKA) 的 Friday 和 OGI 以及 Didrik Thott、Jessica Pierpoint 創作，由 Didrik Thott、Jessica Pierpoint 和 Sebastian Thott 作曲，英文版由 Friday (Galactika) 、OGI (Galactika) 、Didrik Thott 和 Jessica Pierpoint 以及 Sophia Pae 編寫。 滾石雜誌評道：「ITZY 的《**運動鞋**》無疑是該團體不斷成長的唱片中的新章節，它用運動鞋隱喻的分享生活的故事而不被意識形態束縛。」 

《**運動鞋**》用英文和韓文寫成，以 G 大調作曲，節奏為每分鐘 120 拍。

## 音樂錄影帶

### 背景

7 月 12 日，一部 20 秒預告影片發布，並於隔日再次發布其 15 秒版本，雙預告影片在發行前共獲得超過 7 百萬次觀看，後於 7 月 15 日，隨著迷你專輯發行，主打歌 MV 也在 JYP 娛樂官方 YouTube 頻道發布。

### 迴響

音樂 MV 由 SL8 Visual Lab 製作，由 725 擔任導演。 音樂錄影帶開場時，禮志穿著一件奢華的禮服走在走廊上，走廊上掛著紫色運動鞋的相框。下一個場景是團體五人佩戴珠寶，在一個豪華的宮殿中載歌載舞，周圍環繞著華麗的寶座、雕像、枝形吊燈，最引人注目的是用大理石製成的運動鞋。場景轉移到她們正在指揮的軍事控制中心。在 MV 的後面，女團在運動鞋店展示了她們激烈的舞蹈。該音樂錄影帶以該團體擺出招牌的 "皇冠" 姿勢而結束。來自 NME 的作家格拉迪斯・楊認為音樂視頻很有趣。

## 宣傳

專輯發行前，在 2022 年 7 月 15 日，ITZY 舉辦線上與 Mnet 電視台合作的活動：「ITZY COMEBACK SPECIAL 'CHECKMATE'」去介紹該專輯並與其粉絲進行互動；而在發行後，該團體於 7 月 15 日在音樂銀行 (KBS2) 表演，也在韓國時間 7 月 16 日早上與美國人氣音樂節目「MTV Fresh Out Live」 (MTV) 連線演出，之後在 Show! 音樂中心 (MBC)、人氣歌謠 (SBS，7 月 17 日) 表演此歌曲，並將會在 7 月 22 日於美國知名脫口秀節目《The Late Show with Stephen Colbert》裡的「#LateShowMeMusic」表演此歌曲。

### 相關影音

## 榜單成績

### 音源榜

### 主要音樂節目榜單排名

### 國際排行榜

## 製作名單

以下名單來源：Melon。

**錄音室**

* JYPE Studios – 錄音
* Studio Nomad – 數位剪輯
* Chapel Swing Studios – 混音
* 821 Sound Mastering – 母帶後製

**幕後人員**

## 獎項與提名

## 發行歷史

## 註釋與參考資料

**註釋**

**參考資料**