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SN_1006

**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
SN_1054

**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
SN_1181

**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
SN_1572

**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
SN_1604

**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
SN_1680

**仙后座 A**（**Cas A**）是在仙后座的超新星遺跡（SNR，supernova remnant）和最亮的太陽系外無線電波源，它在天空中的頻率高於 1GHz。這顆超新星在銀河系內，距離地球大約 11,000 光年（3.4 千秒差距）。來自超新星殘存下來的物質膨脹形成的雲氣，從地球的位置觀察，現在的大小約為 10 光年（3 秒差距）。在業餘天文學的領域，以口徑 234mm（9.25 英寸）的望遠鏡配上適當的濾鏡，已經可以在可見光的波長下觀察到。

估計這顆恆星爆炸產生的光，大約在 300 年前首度抵達地球，但是沒有任何關於超新星的歷史記錄記載了這個殘骸的存在。由於對北半球中高緯度的地區而言，仙后座是個終年可見的拱極星座，所以這可能歸咎於星際塵埃的吸收，讓可見光在抵達地球之前被吸收。然而，約翰・佛蘭斯蒂德在製作星表時，在 1680 年 8 月 6 日曾紀錄仙后座 3 是一顆 6 等的暗星。這樣的觀點傾向於解釋原恆星是異常大質量的，並且在爆炸之前已經拋出了許多外層的物質。這些外層會掩蔽原恆星在大爆炸時，來自恆星內部坍塌時釋放出來的可見光。

仙后座 A 是第一個被發現的獨立天文電波來源。它於 1948 年被劍橋大學的天文學家馬丁・賴爾和法蘭西斯 - 格雷厄姆 - 史密斯使用長邁克爾遜干涉儀發現。它的光學對應體最早於 1950 年被確認。

仙后座 A 在 3C 星表的目錄中是 **3C461**，在綠堤超新星遺跡目錄是 **G111.7-2.1**。

## 早期的發現

從目前觀測到的膨脹規模（大小與速度）往回推算，在 1667 年左右可能看見這顆爆炸的超新星。天文學家威廉阿什沃思和其他一些天文學家認為皇家天文學家約翰・佛蘭斯蒂德在編輯星表時，可能在 1680 年 8 月 16 日無意中紀錄了這顆超新星，位在一顆已知的恆星附近。最近，在跨學科研究的另一項建議是這顆超新星是在 1630 年觀測到的神話中的 "正午星"，預測著未來英國的君王查理二世的誕生。無論如何，在這之後銀河系內就沒有出現過肉眼可以看見的超新星。

## 膨脹

膨脹殼的溫度大約是 3,000 萬℃（3,000 萬℉），並以每秒 4000−6000 公里的速度膨脹。

經由哈伯太空望遠鏡對爆炸恆星的觀測顯示，儘管最初認為殘餘物是以一致的速度向四周膨脹，但在幾乎相對的兩側有著高達每秒 5,500-14,500 公里向外的橫向噴流。當以不同的顏色顯示觀察到爆炸恆星的不同化學成分物質時，顯示相似的物質經常出現在被收集的爆炸殘骸中。

## 電波源

仙后座 A 的通量密度在 1980 年是 2720 ± 50 揚斯基，由於超新星殘骸在冷卻中，其通量密度持續在下降中。它在 1GHz 的通量密度下降率是每年 0.97 ± 0.04%。這種衰減意味著在低於 1GHz 頻率下，仙后座 A 現在的通量密度已經比天鵝座 A 低。然而，仙后座 A 在 1GHz 的頻率以上依然是天空中最明亮的太陽系外無線電波源。

## X 射線源

在 1999 年，錢德拉 X 射線天文台在靠近星雲的中心發現了一個 "熱點狀源"，這是爆炸後殘留下來的中子星。

雖然，仙后座 X-1（或仙后座 XR-1）是在仙后座發現的第一個 X 射線源，但在 1964 年 6 月 16 日發射的探空火箭空蜂沒有發現到，它被認為是一個可能的來源。仙后座 A 在 1964 年 10 月 1 日被另一架空蜂火箭在飛行期間掃描到，但在相關的位置上沒有明顯的 X 射線背景通量。仙后座 XR-1 是在 1965 年 4 月 25 日的空蜂火箭飛行期間發現的，位置在赤經 23h 21m，赤緯 + 58° 30′。仙后座 X-1 就是仙后座 A，是位於赤經 23h 18m，赤緯 + 58° 30′的一顆 II 型超新星。

仙后座 X-1 和仙后座 XR-1 的標示已經不再使用，X 射線源以仙后座 A（SNR G111.7-02.1）標示，位置在 2U 2321+58。

## 超新星反射反響

最近，史匹哲太空望遠鏡在附近的氣體雲上觀測到一個仙后座 A 爆炸的紅外回波。這個紀錄的光譜證明這顆超新星是 IIb 型超新星，這意味著它是由一顆巨大的恆星內部崩潰和猛烈爆炸造成的，很可能是一顆有著氦核心並幾乎失去所有氫包層的紅超巨星。這是第一次沒有直接觀測到超新星的爆炸，但觀測到超新星的紅外回波；從而開闢了研究和重建過去天文事件的可能性。

## 磷的發現

在 2013 年，天文學家在仙后座 A 發現了磷，證實了這種元素是經由超新星核合成在超新星中產生的。在超新星殘骸中測得從磷到鐵的豐度一般比銀河系高出 100 倍。

## 相關條目

* 超新星殘骸列表
* 光回波

## 參考資料

## 延伸閱讀

* [1]（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） A neutron star with a carbon atmosphere in the Cassiopeia A supernova remnant

## 外部連結

* 英國卡地夫大學研究員 Loretta Dunne 2003 年 7 月以夏威夷 Maxwell 望遠鏡拍攝的仙后座 A 照片（中文（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館））
* 史匹哲太空望遠鏡在 2003 年 11 月 30 日與 2004 年 12 月 2 日拍攝之仙后座 A 照片
* 昌德拉 X 射線天文臺在 1999 年 8 月 19 日（1（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）、2）、2000 年 1 月 31 日（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）、2004 年 2 月至 2005 年 5 月（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（組合、中文（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館））、2004 年 2 月至 8 月（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（組合）拍攝之仙后座 A 照片
* 哈伯太空望遠鏡於 2000 年 1 月與 2002 年 1 月（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（組合）、2004 年 3 月（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）與同年 12 月（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）拍攝之仙后座 A 照片
* 3D visualisation of Cassiopeia A（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, _BBC News_.
SN_185

**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
SN_1885A

**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）.
SN_1901B

**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
SN_1914A

**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
SN_1917A

**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
SN_1939C

**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
SN_1960R

**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
SN_1961V

**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
SN_1961i

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）
SN_1975A

**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）
SN_1979C

**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）
SN_1986G

**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
SN_1987A

**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
SN_1990U

**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
SN_1992bd

**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）
SN_1993J

**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）
SN_1994D

**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
SN_1997D

**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
SN_1998S

**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）
SN_1998aq

**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）
SN_1998bw

**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
SN_1999ec

**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
SN_1999eu

**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
SN_2002bj

**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
SN_2002cx

**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
SN_2003B

**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）
SN_2003H

**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）
SN_2003fg

**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）
SN_2003gd

**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
SN_2004_gt

**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）
SN_2004dj

**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)
SN_2005B

**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
SN_2005ap

**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）.
SN_2005cs

**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
SN_2005df

**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）
SN_2005gj

**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
SN_2005gl

**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）.
SN_2005mc

**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
SN_2005mf

**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
SN_2006GY

**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）
SN_2006X

**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）
SN_2006aj

**GRB 060218** 是一個曾於白羊座發生的伽瑪射線暴，於 2006 年 2 月 18 日為雨燕衛星所偵測到，它引人注目的地方是人們在它身上發現了不少前所未見的特徵。

這個源頭位於一個未知的星系，距離地球 4.4 億光年，其射線暴持續時間接近 2,000 秒，不過這些射線暴的強度，卻比人們以往推算的結果要弱，在此之前已知的伽瑪射線暴都僅持續數秒鐘。

到目前為止，人們尚未知道此現象的成因，但人們偵測到射線暴中出現了光學餘暉，且有進一步的在增強，一些科學家相信，這是超新星爆炸前的先兆。

只要環境在許可及適合的情況下，天文學家會把望遠鏡對準射線暴的座標，當真的發生超新星爆炸時，他們便可以觀察整個過程，也將會是人類首次見證完整超新星爆炸的歷程。而在發現後的一星期間，超新星爆炸果真的發生，其源頭的光度也逐漸增強，一度升至最亮的 17 等，之後便開始逐漸轉暗，其後這顆超新星被命名為「SN 2006aj」。

## 相關網站

* 最鄰近的伽瑪射線暴（上海網上天文台）
* GRB 060218：一個神祕的珈瑪射線爆發（成大物理分站：每日一天文圖）
* 雨燕發現罕見伽瑪射線爆 持續時間超過 30 分鐘（星友太空站） （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 不尋常的 γ 射線爆發（臺北市立天文科學教育館）
* NASA 近距離觀察到全新的宇宙爆炸（大紀元） （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN_2007bi

**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）
SN_2007uy

**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）
SN_2008D

**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
SN_2008ax

**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
SN_2008ha

**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）
SN_2009gj

**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
SN_2010lt

**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
SN_2011by

**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
SN_2011dh

**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)
SN_2011fe

**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）
SN_2013fs

**SN 2013fs** 是一顆在螺旋星系 NGC 7610 內發現的超新星。該超新星由帕洛馬山天文台的帕洛馬瞬變工廠發現於 2013 年 10 月，當時命名為 iPTF 13dqy。天文學家在 SN 2013fs 爆炸後大約 3 小時觀測到它，並在之後數小時內在紫外線與 X 射線波段觀測到。天文學家於 SN 2013fs 爆炸後 6 小時觀測到它的可見光光譜，因此是至今最迅速獲得如此觀測細節結果的超新星。

## 概要

SN 2013fs 的前身星被認為是質量為太陽 10 倍的紅超巨星，表面有效溫度 3,500 K，半徑是太陽的 607 倍，並且爆炸時恆星年齡不超過數百萬年。該前身星的外圍被爆炸前不久噴出的氣體形成的相對較高密度殼層結構所環繞。SN 2013fs 爆炸時產生的輻射照亮了該殼層，而該殼層的質量約為太陽的千分之一，外緣半徑大約是海王星軌道半徑的 5 倍。

## 參考資料

## 外部連結

* Light curves and spectra（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） on the Open Supernova Catalog（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SN_2014J

**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
SN_2016gkg

**SN 2016gkg** 是位於螺旋星系 NGC 613 的一顆 IIb 型超新星。它在 2016 年 9 月 20 日被業餘天文學家 Víctor Buso 在阿根廷聖大非省羅薩里奧自宅測試新購的相機時發現，因而成為第一位且是唯一的一位拍到超新星誕生照片的人，這將讓天文學家可以驗證解釋這種劇烈變化的理論。

> "那天晚上，我要測試與練習如何使用剛買的一個有著更高解析力的相機。當我看到那個圖元，我害怕那是一個虛假的影像，因為當時它還不像超新星那樣的明亮，而且做為世界上唯一看見超新星誕生的人也令我驚恐。"
> 
> 

這項研究的結果發表在科學雜誌《自然》上。

## 出生登記

當 Víctor Buso 拍攝到剛誕生的超新星時，他已經對宇宙進行了 40 年的掃瞄。

> 當我還只有十幾歲的時候，我就在基督國王學院的天文台發現了一顆變星，NSV 19555。然後，我們做了一個專案，以在南十字座找到更多的變星。變星是一種在其物理結構中存在危機，並產生亮度變化的一種恆星。有很多的原因，會使它們隨著年齡的增長，發生的脈動變得越來越不穩定，進而使其它的恆星相形見拙。
> 
> 

## 參考資料
SN_2020fqv

**SN 2020fqv** 是 II 型超新星，於 2020 年 3 月首次出現在螺旋星系 NGC 4568 中，距離地球約 6,000 萬光年。茲威基瞬變設備和凌日系外行星巡天衛星皆觀測到該次爆炸，哈伯太空望遠鏡也在其爆炸前幾年以及爆炸後 26 小時內進行觀測，並與其他觀測儀器提供該次事件的第一整體視圖。

SN 2020fqv 的前身星（progenitor star）被認為是一顆紅超巨星，半徑為 800±100 _R_☉，質量 15±3 _M_☉，為相當典型的 II 型超新星前身星。

## 參考資料
SN_393

**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。
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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
SN_UDS10Wil

**SN UDS10Wil** 是一顆發現於 2013 年 4 月的 Ia 超新星，是目前已知距離地球最遠的 Ia 超新星。該超新星的紅移值 1.914，相當於 105 億光年。該超新星由哈伯太空望遠鏡的第三代廣域照相機影像發現。該超新星被戲稱為威爾遜超新星（SN Wilson），名稱來自於第 28 任美國總統伍德羅・威爾遜。

## 參考資料

## 參見

* 最遙遠的超新星列表
* 最遙遠的天體列表

## 外部連結

* 2013-04-12 哈伯太空望遠鏡刷新最遠超新星記錄（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 臺北市立天文科學教育館
SNi

**分子內親核取代反應**簡稱 **SNi**，是一個具體但不經常遇到的親核取代反應的反應機理。這個名稱是由 Cowdrey et al. 在 1937 年提出來表述保持結構的親核反應， 但這個名稱很快被借用來表述各種具有類似反應機理的反應。

## 參見

* 親核醯基取代反應

## 參考資料

* Jerry March. Advanced Organic Chemistry. John Wiley. 1985. ISBN 0-471-85472-7.
SN型电力动车组

**SN 型電聯車**（俄語：**Электросекция СН**）是蘇聯鐵路的電聯車車型之一，適用於供電制式為 3000 伏直流電的電氣化鐵路，由位於拉脫維亞的里加車輛製造廠設計製造。SN 型電聯車是在 S 型電聯車基礎上改進而成的實驗性車型，採用了新型牽引電動機及架懸式轉向架，最高運行速度為 130 公里 / 小時。這種列車雖然未投入批量生產，但為後來取得極大成功的 ER1、ER2 型電聯車奠定了基礎。

## 發展歷史

蘇聯的 S 型電聯車系列從 1929 年開始生產，構造速度為 85 公里 / 小時，牽引電動機在轉向架上採用抱軸式半懸掛的安裝方式，牽引電動機的一端安裝在轉向架構架上，而另一端通過抱軸承剛性抱合在車軸上。抱軸式懸掛雖然結構簡單，但由於簧下質量較大，產生較大的輪軌作用力，因而限制了列車允許運行速度的進一步提高。1950 年，全蘇鐵道運輸科學研究院提出來新一代通勤電聯車的設計方案，列車設計用於 3000 伏直流電氣化鐵路，可採用「一動二拖」或「一動一拖」為基本動力單元，設有電阻制動。車體採用低合金鋼焊接結構，車體長度為 23.6 米，符合 2В車輛限界。為了提高運行速度和改善運行品質，牽引電動機採用架懸式全懸掛的安裝方式，將牽引電機整個懸掛在轉向架構架上，使列車構造速度提高到 130 公里 / 小時。經過技術研究和論證，對最初的設計方案又進行了調整，最終確定採用「一動二拖」為基本動力單元、車體長度 19.3 米、不設電阻制動的方案作進一步發展。

1953 年，里加車輛製造廠、迪納摩電氣工廠和里加電機製造廠開始按上述技術方案研製下一代的電聯車，里加車輛製造廠僅負責製造車體和轉向架等機械機構部分及總組裝，而電氣設備則由後兩者提供。1954 年，里加電機製造廠試製出第一組原型車，被定型為 SN 型電聯車。1955 年 1 月，列車在里加完成初步試驗後，於同年 2 月先後在全蘇鐵道運輸科學研究院的環形鐵道試驗線，以及十月鐵路局管內莫斯科至克林區段進行了試運行。同年，里加車輛製造廠又試製了第二組列車。1958 年起，兩列 SN 型電聯車先後配屬十月鐵路局、北方鐵路局和斯維爾德洛夫斯克鐵路局投入服務，至 1962 年報廢。

SN 型電聯車為三節編組，由兩輛帶司機室的頭車（無動力拖車）和一輛中間車（動車）組成，每一動二拖組成一個電氣獨立單元，司機可在任一司機室對全列車進行操縱。傳動系統為直 — 直流電傳動，每輛動車裝有兩台受電弓及四台牽引電動機，牽引電動機為ДК106 型直流串勵電動機，小時功率為 200 千瓦，額定電壓為 1500 伏。動車和拖車重量分別為 61.2 噸和 43.5 噸，列車的單位功率重量為 5.3 千瓦 / 噸，比 SR 型電聯車的 4.76 千瓦 / 噸提高了 11%。轉向架採用焊接構架及滾珠軸承軸箱，動力轉向架採用牽引電動機架懸式懸掛，以減輕簧下質量，並減少電機承受從軌道傳遞而來的振動衝擊，牽引電動機通過彈性聯軸器向車軸齒輪箱傳遞扭矩；而拖車轉向架則與 SR3 型電聯車相同。此外，SN 型電聯車另一特點是部分輔助設備，包括空氣壓縮機、電動發電機等，從動車轉移到拖車上。

## 參見

* S 型電聯車
* ER1 型電聯車
* ER2 型電聯車

## 參考書目

* Раков В. А. Электровагоны пригородных поездов // Локомотивы отечественных железных дорог 1845 - 1955. — 2-е, переработанное и дополненное.. Москва: Транспорт. 1995: 435-452. ISBN 5-277-00821-7 （俄語）.

## 外部連結

* （俄文）Электропоезд постояного тока СН（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SO

**SO** 可以指：

* 服務選擇（**S**ervice **O**ption）
* 銷售訂單（**S**ales **O**rder）
* SO 英文縮寫查詢（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（**S**hort**o**f）
* 特殊奧林匹克運動會（**S**pecial **O**lympics）
* 三振（**S**trike**O**ut）
* 索馬利亞（Somalia）的 ISO 3166-1 國家代碼
* 索馬利亞語（Somali language）的 ISO 639-1 語言代碼
* ASCII 中編號 14 的取消變換
* 日文中「そ」及「ソ」的發音
* 一氧化硫的分子式
* 相模鐵道各大路線的編號
SO(3)

在古典力學與幾何學裏，所有環繞著三維歐幾里得空間的原點的旋轉，組成的群，定義為**旋轉群**。根據定義，環繞著原點的旋轉是一個保持向量長度，保持空間取向（遵守右手定則或**左手定則**）的線性變換。

兩個旋轉的複合等於一個旋轉。每一個旋轉都有一個獨特的逆旋轉；零角度的旋轉是單位元素。旋轉運算滿足結合律．由於符合上述四個要求，所有旋轉的集合是一個群。更加地，旋轉群擁有一個天然的流形結構。對於這流形結構，旋轉群的運算是光滑的；所以，它是一個李群。旋轉群時常會用 **SO(3)** 來表示。

## 長度與角度

除了保持長度（保長），旋轉也保持向量間的角度（保角）。原因是兩向量 **u** 和 **v** 的內積可寫作：

　
: $\mathbf {u} \cdot \mathbf {v} ={\tfrac {1}{2}}\left(\|\mathbf {u} +\mathbf {v} \|^{2}-\|\mathbf {u} \|^{2}-\|\mathbf {v} \|^{2}\right).$

**R**3 中的保長轉換保持了純量內積值不變，也因此保持了向量間的角度。包括 SO (3) 在內的一般性情形，參見古典群。

## 旋轉軸

三維空間中非平凡的旋轉，皆繞著一個固定的「旋轉軸」，此旋轉軸是 **R**3 的特定一維線性子空間（參見：歐拉旋轉定理）。旋轉作用在與旋轉軸正交的二維平面，如同尋常的二維旋轉。既然二維旋轉皆可以旋轉角 φ 表示，則任意三維旋轉則可用旋轉軸搭配旋轉角來表示。

舉例來說，繞著正 _z_ 軸旋轉 φ 角的逆時針旋轉為

　
: $R_{z}(\varphi )={\begin{bmatrix}\cos \varphi &-\sin \varphi &0\\\sin \varphi &\cos \varphi &0\\0&0&1\end{bmatrix}}.$

給定 **R**3 中一單位向量 **n** 以及角度 φ，設 _R_(φ, **n**) 代表繞 **n** 軸作角度 φ 的逆時針旋轉，則：

* _R_(0, **n**) 為相等轉換（identity transformation），**n** 任意單位向量；
* _R_(φ, **n**) = _R_(−φ, −**n**)；
* _R_(π + φ, **n**) = _R_(π − φ, −**n**)。

利用這些特性，參數為旋轉角 φ（範圍： 0 ≤ φ ≤ π）與單位向量 **n** 的任意旋轉有如下性質：

* 若 φ = 0，**n** 可為任意單位向量；
* 若 0 < φ < π，**n** 為特定單位向量；
* 若 φ = π，**n** 為彼此反向的兩特定單位向量；亦即，旋轉 _R_(π, ±**n**) 是等價的。

## 有限子群

SO (3) 中只有很少的幾個有限子群，且它們全部是熟悉的對稱群，包括有：

* Ck：繞一條直線轉過角度 2π/k 的倍數的旋轉的循環群
* Dk：正 k 邊形的二面體群
* T：將正四面體映為自身的十二個旋轉四面體群
* O：立方體或正八面體旋轉的 24 階八面體群
* I：正十二面體或正二十面體的 60 個旋轉的二十面體群

## 相關條目

* 旋轉
* 正交群
* 歐拉角
* 定向纏結
* 四元數與空間旋轉
* 剛體
* 球諧函數

## 參考文獻
SO(3)上的卡

在數學中，三維空間內的特殊正交群，也被稱為旋轉群的 SO (3)，是一個典型的流形。在不同的 **SO (3) 上的卡**中，建立的坐標系互不相同：從這個角度講，不能說哪種參數很適合描述旋轉。由於存在三個自由度，因此 SO (3) 的維數是 3。在不同的應用中需要使用不同的坐標系，因此如何從一個坐標系轉換到另一個坐標系是一個潛在的問題。

## 旋轉空間

在幾何中，旋轉群是所有關於三維歐幾里得空間 **R**3 原點的，具有複合函數的旋轉矩陣組成的群。 根據定義，關於原點的旋轉是保持向量的長度和空間方向（即左旋或右旋）不變的線性變換。保持長度不變而逆轉方向的變換叫做非合理旋轉。三維歐幾里得空間內在正常旋轉後面接著做關於經過原點平面的反射。

兩個旋轉的複合是一個新的旋轉；每個旋轉都有唯一的逆旋轉；且存在么元（單位矩陣）。基於上面這些性質，所有旋轉矩陣組成的集合是擁有複合操作的群。而且，旋轉群因其操作是光滑的而具有天然的流形結構；因此，它也是一個李群。旋轉群經常用 SO (3) 表示，其原因將在下面解釋。

旋轉空間與旋轉操作以及「行列式為 1 的正交矩陣」之間是拓撲同構的。它還與內積操作下的四元數表示，以旋轉向量和由其對應矩陣構建的複合操作構成的空間同構。

旋轉的向量表示法最開始來源於歐拉旋轉定理中描述的任何三維空間中的旋轉都可以用一系列旋轉軸和旋轉角來表示。這樣，我們可以用球面坐標的兩個角度表示旋轉軸，再用向量的長度表示旋轉角。這些向量就構成了在三維空間內的具有特殊拓撲結構的球。

## 旋轉超球面

## 可視化超球體

我們可以把所有繞 xy 平面內軸旋轉構成的空間當成三維空間內的球體 $S^{3}$ ，也就是四維歐幾里得空間內的圓盤的邊界。我們首先要用四維嵌入曲面上的點表示一個旋轉。

用半徑來表示旋轉角度的方法並不是顯而易見的。這和在球體上定義北極點後形成的緯度線有關，在下面會詳細解釋。

我們用三維空間球體的北極點作為單位旋轉的對應點。對於單位旋轉來說，無法定義旋轉軸，旋轉角度（0）也是無關緊要的。對應於一個非常小轉角的旋轉可以用平行於 xy 平面，並且非常接近於北極點的一個小橫截面表示。由這個橫截面產生的圓非常的小，對應於小的旋轉角。當旋轉角度變大時，橫截面向南移動，圓的半徑一直變大直到到達球體的赤道，對應於 180 度的旋轉角。繼續往南移動，圓的半徑會變小，對應於旋轉角度的絕對值變小。最終，到達南極點之後，圓環又歸於一點。雖然這裡只考慮 xy 平面內的旋轉，通過這種可視化，三維旋轉的很多特性和表示方法都可以顯示出來。

旋轉矩陣式連續的，每個旋轉都有一個與其幾乎相同的近鄰，當取的近鄰足夠小時變成平的。

## 別名

另外，每個旋轉都可以用球面上的兩個對極點表示，就是通過球心的連線的另一端。這表明每個旋轉都可以用關於某個軸旋轉某個角度，或者關於相反的軸旋轉相反的角度（就是所謂的復疊）。圓環所處的「緯度」是旋轉角度的一般，因為從北極到南極，緯度值一共改變了 180 度，而旋轉的角度可以從 0 度到 360 度。「經度」則用來表示 xy 平面內的轉軸。但是這樣形成的旋轉集合併不是封閉的。

兩個連續的繞 xy 平面內轉軸的旋轉的複合不一定形成一個轉軸在 xy 平面內的旋轉，因此這個旋轉就不能在三維球面上表示了。這和三維空間內的旋轉不同，其旋轉在複合下是封閉的。

這種可視化可以擴展到三維空間的旋轉。單位旋轉式一個點，一個小角度的旋轉可以表示為一個小半徑的球面。當旋轉的角度增大時，球面也變大，知道旋轉角度到達 180 度，從這裡開始球面開始隨角度變大而收縮，到 360 度時重新回到一個點（也可以理解為負向的 0 度）。這一系列擴張和收縮的球面組成了四維空間內的超球面（一個三維球面）。

就像繞 xy 平面軸旋轉的簡單例子一樣，每個超球面上點都和其對極點想對應。超球面的「緯度」代表著旋轉角度的一半，隨著領域每個點的領域都變得越來越「平」（可以利用三維歐幾里得空間的點表示）。

這種現象與用單位四元數表示旋轉的方式相吻合：一個四元數代表四維空間內的一個點，將其長度約束為 1 後就可以得到四維空間的球面，也就是一個三維空間。單位四元數具有單位長度，對應於超球面的單位半徑。

單位四元數的向量部分表示旋轉軸所對應的二維球面，其強度對應於旋轉角度一半的正弦值。每個旋轉都可以用兩個符號相反的單位四元數表示，而且對於三維旋轉空間來說，兩個單位四元數的四元積產生一個新的單位四元數。另外，當領域無窮小時，單位四元數空間也變得越來越「平」。

## 參考資料
SO-DIMM

**小外形雙列直插式記憶體模組**（英語：**small outline dual in-line memory module**），通常簡稱為 **SO-DIMM** 或 **SODIMM**，它是一種採用積體電路的電腦記憶體。SO-DIMM 類似 DIMM，但它的體積更小，大約是常規 DIMM 的一半。

SO-DIMM 經常用於空間有限的系統，例如筆記型電腦、基於 Mini-ITX 主機板的小體積個人電腦，高端可升級辦公印表機，以及諸如路由器、NAS 裝置等網路硬體。

## 外觀辨識

大多數 SO-DIMM 的類型可直觀的通過不同的凹槽缺口辨識，它們用於不同的平台：

* 100 針 SO-DIMM 有兩個缺口。
* 144 針 SO-DIMM 在中心附近有一個缺口。
* 200 針 SO-DIMM 在更靠近一側處有一個缺口。此缺口的確切位置有差異（請見下文）。
* 204 針 SO-DIMM（DDR3）有比 200 針 SO-DIMM 的靠近中心的缺口更靠近中心的缺口。
* 260 針 SO-DIMM（DDR4），寬度 69.6 mm（2.74 英寸） ，高度 30 mm（1.2 英寸），這使它比 DDR3 SO-DIMM 高 2 mm（0.079 英寸），在 144 針後有一個缺口。
* 260 針 SO-DIMM（UniDIMM），寬度 69.6 mm（2.74 英寸），高度 30 mm（1.2 英寸） or 20 mm（0.79 英寸），有一個與 DDR3 SO-DIMM 不同的缺口。

### 200 針 SO-DIMM 的變種

200 針 SO-DIMM 可以為 DDR 或 DDR2 類型。這兩種情況下，缺口位於板卡長度的五分之一處（20 針 + 缺口 80 針），但在 DDR2 中該缺口位於靠近板卡中心的位置。這兩種類型的記憶體不能互換。不同的缺口位置是為防止較差安裝，同時幫助直觀地視覺辨識 200 針 SO-DIMM 模組。

這種差異設計是為避免將電氣不相容的不同 DDR 世代記憶體和控制器聯接。DDR SO-DIMM 工作電壓為 2.5 V，而 DDR2 SO-DIMM 則為 1.8 V。

## 一般特徵

200 和 204 針 SO-DIMM 長度為 67.6 mm（2.66 英寸） 寬度為 31.75 mm（1.250 英寸），最大總深度為 3.8 mm（0.15 英寸）。

SO-DIMM 在功率和電壓額定值上或多或少等同 DIMM，並且儘管記憶體模組的尺寸較小，SO-DIMM 技術並不會比 DIMM 得到更低的效能。例如，DDR3 SO-DIMM 提供 533 MHz（1066 MT/s，PC3-8500）的時鐘速度，CAS 深度為 7，並且有單個模組 4 GB 的高容量。

DDR2 SO-DIMM 記憶體模組通常有 200 MHz 至 400 MHz（PC2-6400）的時鐘速度。204 針 SO-DIMM 也可以包含 DDR3 SDRAM，規格如 PC3-6400、PC3-8500、PC3-10600、PC3-14900 和 PC3-17000。 260 針 UniDIMM 可能包含 DDR3 或 DDR4 SDRAM，這取決於其組態。部分 SO-DIMM 也提供 ECC 功能；無緩衝的 ECC SO-DIMMs 稱為 SO-CDIMM。

## 參見

* 雙列直插封裝（DIP）
* 記憶體控制器
* 記憶體結構– 記憶體模組的邏輯組態（通道、Rank、Bank 等）
* RDRAM
* 單列直插式記憶體模組（SIMM）
* 單列直插式封裝（SIP）
* Zig-zag in-line package（ZIP）

## 參考資料

## 外部連結

* How to Install PC Memory Guides（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* Ruggedizing RAM for industrial systems（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） (XR-DIMM form factor)
SO/BB

**三振四壞比**（K/BB 或 SO/BB，Strikeout-to-walk ratio（英文）） 是一種棒球術語，代表三振和四壞球保送的比例，此指標對於投手和打者都適用。投手能以三振造成打者出局，也可能因為四壞球讓打者保送上壘。此數值可以做為投手的控球精準度的參考，也可以作為打者選球和打擊能力的參考。其中分母不包含觸身球及故意四壞球。

$$
K/BB={\frac {K}{BB}}
$$

* K: 三振
* BB: 四壞球保送
* HBP: 觸身球保送
* IBB: 故意四壞球

## 參考文獻
SO2Cl2

**硫醯氯**是硫酸的兩個 - OH 基團被氯替代後形成的化合物，分子式為 SO2Cl2，為無色有強烈刺鼻氣味的液體，在潮濕空氣中發煙。它用作有機化學中的氯化試劑，可以將烷烴、烯烴、炔烴及芳香化合物的 C-H 鍵轉化為 C-Cl 鍵，將醇轉化為氯代烴。反應由偶氮二異丁腈引發，是自由基機理，稱為氯磺化反應。硫醯氯也用於藥物和染料的製取。

硫的另一個常見鹵氧化物為亞硫醯氯，也稱氯化亞碸，分子式為 SOCl2。

## 結構及合成

硫醯氯分子為畸變的四面體結構，硫為 + 6 氧化態，S-O 鍵含有一定的雙鍵成分。在催化劑如活性炭、氯化鐵或樟腦的存在下，二氧化硫與氯氣化合即生成硫醯氯，通過蒸餾提純。

　
: SO2 + Cl2 → SO2Cl2

氯磺酸加熱也可得到硫醯氯：

　
: 2ClSO3H → SO2Cl2 + H2SO4

## 性質

硫醯氯是強溶解性的溶劑，能溶解 SO2、I2、As、RbI、MgI2、FeCl3、CdI2、AsI3 和 SnI4 等。 
硫醯氯極易水解，生成氯化氫（鹽酸）和硫酸：

　
: 2 H2O + SO2Cl2 → 2 HCl + H2SO4

硫醯氯在 100°C 以上便開始分解，得到二氧化硫與氯氣，使試劑變黃。長期放置時也會發生分解。

 
硫醯氯和金屬氧化物反應，產生該金屬的氯化物和硫化物；和金屬硫化物反應，則產生氯化物。和氨氣反應，產生晶態的硫醯二胺 ——SO2(NH2)2。

### 有機反應

硫醯氯可以跟二硫化物反應，生成次磺醯氯和二氧化硫。而次磺醯氯是一個挺好的親電試劑，可以被烯烴進攻，生成硫鎓鹽，機理跟溴和烯烴的親電加成相似。

## 參見

* 硫醯氟 - 硫醯二胺

## 參考資料

* 硫醯氯的資料
* 硫醯氯在有機合成中的應用 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）

## 延伸閱讀

* Lautens, M.; Bouchain, G. "[4+3] Cycloaddition in Water. endo,endo-Dimethyl-8-Oxabicyclo[8-Oxabicyclo[3.2.1]oct-6-en-3-one" Organic Syntheses, ; Vol. 79, p. 251 (2002) (Coll. Vol. 10, p. 336 (2004)). α-Chlorination of 3-pentanone.
SO3

**SO3** 可以指：

* SO3，三氧化硫。
* SO32-，亞硫酸根。
* 旋轉群，SO (3)
SO32-

**亞硫酸鹽**是亞硫酸所成的鹽，含有亞硫酸根離子 SO32−。有以下的共振結構：

## 檢定

亞硫酸根離子是強還原劑，因此可以利用強氧化劑（如溴、酸化過錳酸鹽、酸化重鉻酸鹽）來檢定。

　
: 3SO32–(aq) + Cr2O72−(aq)+ 8H+(aq)→ 3SO42–(aq) + 2Cr3+(aq) +4H2O(l)

會使溴水褪色。

亦可用稀鹽酸檢定，將生成二氧化硫。

## 應用

### 葡萄酒

絕大多數葡萄酒中都自然存在亞硫酸鹽，而且有時也在葡萄酒中加入亞硫酸鹽作防腐劑，防止變質和氧化。

白葡萄酒比紅葡萄酒含有更多的亞硫酸鹽，所以對亞硫酸鹽過敏的人群，不要輕易嘗試白葡萄酒。

1987 年後半年起，所有美國的葡萄酒若含有超過 10ppm 的亞硫酸鹽，都必須特殊標明。歐盟類似的規定開始於 2005 年 11 月。

### 其他

* 啤酒和白葡萄酒一樣，含有比其他酒精飲品更多的亞硫酸鹽。
* 乾果及干土豆食品中經常加入亞硫酸鹽作為防腐劑。用亞硫酸鹽處理過的蝦通常不會特殊標明。
* 1984 年美國食品藥品監督管理局禁止了向所有生吃的新鮮水果和蔬菜中加入亞硫酸鹽。
* 血燕事件：中央電視台揭血燕由鳥糞蒸製，過程中普通白色燕窩經鳥糞發酵 10 天生成血燕及產生大量亞硫酸鹽。

## 健康

加入到食品中作為防腐劑的亞硫酸鹽可以有多種形式，包括：

* 二氧化硫
* 亞硫酸氫鉀或偏亞硫酸氫鉀
* 亞硫酸氫鈉，偏亞硫酸氫鈉或亞硫酸鈉

亞硫酸鹽過敏是存在的，但它仍是不明確的過敏原，可能在食入後幾分鐘造成呼吸困難。大約 1% 的氣喘患者和對阿斯匹靈過敏的人更有可能對亞硫酸鹽過敏。 過敏反應包括打噴嚏、喉嚨腫脹以及麻疹，需要及時救治，且可能致命。對亞硫酸鹽過敏的人應儘量避免食用用亞硫酸鹽處理過的食品。

## 參見

* 過一硫酸根離子 (SO52−)
* 硫酸根離子 (SO42−)
* 次硫酸根離子 (SO22−)
* 硫代硫酸根離子 (S2O32−)

## 參考資料

## 外部連結

* 央視再揭血燕由鳥糞蒸製
* 紅酒中的亞硫酸鹽 —morethanorganic.com（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 食物過敏
* 紅酒中亞硫酸鹽爭議（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 亞硫酸鹽過敏（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 紅酒中的亞硫酸鹽（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
SOA

**SOA** 可以指：

* 安全工作區，Safe operating area
* 面向服務的體系結構，service-oriented architecture
  * SOA 治理
* 瑞士奧林匹克協會，Swiss Olympic Association
* SOA 記錄，start of authority record
SOAP

**SOAP**（原為 **Simple Object Access Protocol** 的首字母縮寫，即**簡單物件存取協定**）是交換資料的一種協定規範，使用在電腦網路 Web 服務（web service）中，交換帶結構的資訊。SOAP 為了簡化網頁伺服器（Web Server）從 XML 資料庫中提取資料時，節省去格式化頁面時間，以及不同應用程式之間按照 HTTP 通信協定，遵從 XML 格式執行資料互換，使其抽象於語言實現、平台和硬體。此標準由 IBM、Microsoft、UserLand 和 DevelopMentor 在 1998 年共同提出，並得到 IBM、蓮花（Lotus）、康柏（Compaq）等公司的支援，於 2000 年提交給全球資訊網聯盟（World Wide Web Consortium，W3C），目前 SOAP 1.1 版是業界共同的標準，屬於第二代的 XML 協定（第一代具主要代表性的技術為 XML-RPC 以及 WDDX）。

用一個簡單的例子來說明 SOAP 使用過程，一個 SOAP 訊息可以傳送到一個具有 Web Service 功能的 Web 站點，例如，一個含有房價資訊的資料庫，訊息的參數中標明這是一個查詢訊息，此站點將返回一個 XML 格式的資訊，其中包含了查詢結果（價格，位置，特點，或者其他資訊）。由於資料是用一種標準化的可分析的結構來傳遞的，所以可以直接被第三方站點所利用。

## 相關定義

* SOAP 封裝（envelope）：定義了一個框架，描述訊息中的內容是什麼、是誰傳送的、誰應當接受並處理它以及如何處理它們；
* SOAP 編碼規則（encoding rules）：定義了一種序列化的機制，用於表示應用程式需要使用的資料類型的實例；
* SOAP RPC 表示（RPC representation）：定義了一個協定，用於表示遠端程序呼叫和應答；
* SOAP 繫結（binding），它定義了 SOAP 使用哪種協定交換資訊。使用 HTTP/TCP/UDP 協定都可以。

把 SOAP 繫結到 HTTP 的方式，同時利用了 SOAP 的樣式和分散的靈活性特點以及 HTTP 的豐富特徵庫的優點。在 HTTP 上傳送 SOAP 並不意味著 SOAP 會覆蓋現有的 HTTP 語意，而是 HTTP 上的 SOAP 語意會自然地對映到 HTTP 語意。在使用 HTTP 作為協定繫結的場合中，RPC 請求對映到 HTTP 請求上，而 RPC 應答對映到 HTTP 應答。然而，在 RPC 上使用 SOAP 並不僅限於 HTTP 協定繫結。

## 歷史

SOAP 曾經代表「Simple Object Access Protocol」，但是這種縮寫已經在標準的 1.2 版後被廢止了。1.2 版在 2003 年 6 月 24 日成為 W3C 的推薦版本。這種縮寫容易與 SOA——Service-Oriented Architecture 產生歧義，即使它們之間存在非常大的差異。

SOAP 由 Dave Winer、Don Box、Bob Atkinson、 Mohsen Al-Ghosein 於 1998 年設計，當時只作為一種物件存取協定。現在，SOAP 規範 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）由全球資訊網協會 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）的 XML 工作群組 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）維護。

## 傳輸方式

SOAP 使用網際網路應用層協定作為其傳輸協定。SMTP 以及 HTTP 協定都可以用來傳輸 SOAP 訊息，但是由於 HTTP 在如今的網際網路結構中工作得很好，特別是在網路防火牆下仍然正常工作，所以被廣泛採納。SOAP 亦可以在 HTTPS 上傳輸。

SOAP 的訊息格式採用 XML。

## 語法規則

* SOAP 訊息必須用 XML 來編碼
* SOAP 訊息必須使用 SOAP Envelope 命名空間
* SOAP 訊息必須使用 SOAP Encoding 命名空間
* SOAP 訊息不能包含 DTD 參照
* SOAP 訊息不能包含 XML 處理指令

## SOAP 訊息實例

### 請求

### 回應

## 參見

* XML
* XML-RPC
* WDDX
* WSDL
* UDDI
* WS-Security

## 外部連結

* W3C 的 SOAP 頁面 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* SOAP1.2 版說明書 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
* 教學網站
SOA治理

**SOA 治理**（Service-Oriented Architecture (SOA) governance）是指在面向服務架構中對服務執行控制相關的活動。SOA 治理可以看作是資訊科技治理的子集，而資訊科技治理又是公司治理的一個子集。SOA 治理主要關注於如何利用資源為企業帶來價值。SOA 即需要許多 IT 支援流程，也需要許多使企業領導人參與的組織上的流程。面向服務架構需要一個基於標準的，並包括策略，合約和服務等級協定在內的堅實的基礎。通過使用服務，企業希望能夠快速地構建和變更組織的業務流程。要實現敏捷，需要存在可以使用的粗粒度的和細粒度的服務。因此，一個面向服務架構增加了對良好治理的需求，良好的治理將幫助分派決策權力，角色和責任，並使得關注點集中在取得成功所需的組織能力上。

## 定義

SOA 治理的不同定義在 SOA 治理的目的在於實施控制這一點上是相同的，不同之處在於 SOA 治理應具有的責任。一些狹義定義關注於推行策略和監視服務，而另一些定義使用了更寬廣的面向業務的視角。

安妮・托馬斯・梅恩斯（Anne Thomas Manes）將治理定義為「一個企業實施的用以保障事情正確完成的流程，也就是說遵循最佳實踐，體系架構原則，治理條例，法律和其他決定因素。SOA 治理是指用於管理採用和實現面向架構服務的流程。」

SOA 治理的特有的關注點在於開發為業務增加價值的服務，有效的 SOA 治理必須從業務的視角包含整個 SOA 生命周期中有關的人，流程和技術，並且從資訊科技的視角包含連接性和重用，從而利用資訊科技調整業務。

再次參照安妮・托馬斯・梅恩斯的話：「面向服務架構是有關行為的，而不是你建造和購買的東西。你需要改變行為使其發揮作用。」

Gartner 公司將 SOA 治理定義為「確保和證實體系結構中的資產和工作成果一如預期地正常運作，並且保持一定的品質水平。」 

ISO 38500 描述了一個包括資訊科技的組織治理的 6 個指導準則和管理者治理資訊科技的模型在內的框架。治理資訊科技的主要任務為：(評價，指導和監視。ISO 38500 區分了「治理」，「管理」和「監視」的差異。

## SOA 治理的範圍

在面向服務架構中可能會出現的一些典型治理問題有：

* _為利益相關者提供價值_：投資會給股東帶來利益，面向服務架構也是一樣的。
* _遵守標準和法律_: IT 系統需要經受審計以證明遵守類似薩班斯 - 奧克斯利法案的規制。在面向服務架構中，服務的行為通常是未知的。
* _變更管理_: 變更一個服務通常會帶來不可預見的後果，這是因為服務提供者沒有服務消費者的資訊。這使得對變更服務的影響分析變得異常困難。
* _保證服務的品質_: 由於在面向服務架構中添加新的服務是非常靈活的，所以需要特別注意這些服務的品質，包括設計品質和服務品質（QoS）。一個服務通常呼叫其他的服務，這樣一個服務的失靈會在許多應用中造成故障。

作為 SOA 治理的一部分提及的關鍵活動包括：

* 管理服務的存量：規劃新的服務的開發和現有服務的更新
* 管理服務的生命周期：需要保證服務的更新不擾亂當前的服務使用者。
* 使用策略來限制行為：為了保證服務的一致性，可以建立應用於所有服務的規則。
* 監視服務的效能：由於服務的組合，服務的停工或低效的後果可能很嚴重。因此需要對服務的效能和可用性進行監視，一旦出現問題就可以及時回應。

## 參考文獻

## 參見

* 資訊科技監管
* 面向服務架構