超新星观测史

目前已知的**超新星觀測史**可以追溯到公元 185 年時的 SN 185，這是人類有記載最早的一顆超新星。自此之後，人類在銀河系內曾觀測到過其他一些超新星，其中 SN 1604 是在銀河系中觀測到的最後一顆超新星。

隨著望遠鏡的發展，超新星的觀測範圍已擴展到了其他星系。這些發現為了解星系間的距離提供了重要的資訊。同時，人類已建立了完善的超新星模型，對於超新星在恆星演化過程中的作用也獲得了越來越多的認識。

## 早期歷史

公元 185 年（東漢中平二年），中國天文學家在天空中發現了一顆耀眼的亮星，這一亮星總共出現了 8 個月的時間才在天空中消失。它如同恆星一樣閃耀，且不像彗星一樣划過天空。這些觀測記錄都與超新星相符，因而其被認為是人類有記載的最古老的一顆超新星。SN 185 可能還在羅馬文學中有過記載，但已沒有存世的記錄。氣體殼層 RCW 86 被懷疑是這次超新星爆發的殘骸，目前關於此的 X 射線研究與預期的年代有著很好的吻合。

公元 393 年（東晉太元十八年），中國在天蠍座的範圍內觀測到了另一顆客星 ——SN 393。其他一些未經證實的超新星爆發可能分別在 369 年（東晉太和四年）、386 年（東晉太元十一年）、437 年（北魏太延三年）、827 年（唐大和元年）、902 年（唐天復二年）被觀測到。由於這些觀測記錄尚沒有超新星殘骸與之對應，因而目前還不能確定是否是超新星。在約 2000 年的時間內，中國天文學家總共記錄了 20 次可能的超新星爆發，其中後期的一些爆發事件也被伊斯蘭教徒、歐洲人、或許還有印度人等所記錄。

公元 1006 年，SN 1006 在豺狼座被觀測到。這是人類觀測到的視亮度最高的一顆超新星，在中國、埃及、伊拉克、義大利、日本與瑞士等地都有記錄。同時，法國、敘利亞、北美也可能有相應的記錄。古埃及天文學家阿爾・本・里端（Ali Ibn Ridwan）稱其視亮度達到了月球視亮度的四分之一。現代天文學家發現了此次爆發的殘骸，並計算出其距離地球僅有 7100 光年。

公元 1054 年觀測到的 SN 1054（中國古代稱其為天關客星）是另一次有廣泛記載的超新星爆發，來自阿拉伯、中國、日本的天文學家都有相應的記錄。同時，美洲土著阿那薩齊人可能也在岩石畫中記錄了這一事件。這次爆發發生在金牛座，還產生了蟹狀星雲。SN 1054 的峰值光度可能達到了金星的四倍，其曾在 23 個白天與 653 個夜間可見。

在 SN 1054 出現的一個世紀之後，中國與日本的一些天文學家在仙后座觀測到了 SN 1181 超新星。脈衝星 3C58 曾被認為可能是 SN 1181 爆發的殘骸，2021 年香港大學領導的國際天文學團隊發現柏坤霆星及其周邊星雲 Pa30 是 SN 1181 的殘骸。

丹麥天文學家第谷・布拉赫以其在汶島（Hven）對於夜空的細緻觀測而知名。1572 年，他在仙后座觀測到了一顆超新星的爆發。這顆超新星後來被稱為 SN 1572（第谷超新星）。1960 年代，其殘骸被發現。

當時歐洲的主流觀點是亞里斯多德所認為的在月球與行星之外一切天體都永不改變。因此，一些觀測者認為超新星爆發的現象來自於地球大氣層的內部。而第谷則注意到其在天空中的位置從不改變（即視差不變），因而它必定來自距離很遠的地方。1573 年，它據此出版了一本名為《新星》（_De Stella Nova_）的小書。新星的拉丁名稱 _nova_ 便來自於該書的書名。

最後一顆在銀河系中發現的超新星是於 1604 年 10 月 9 日被觀測到的 SN 1604。好些人都注意到了這顆星的突然出現，不過只有約翰內斯・克卜勒對此進行了系統性的研究。之後，他出版了《蛇夫座足部的新星》（_De Stella nova in pede Serpentarii_）一書。

伽利略・伽利萊，與他之前的第谷一樣，在試圖計算這顆新星的視差時失敗了，因此他開始反對亞里斯多德的天體永不改變的觀點。這顆超新星的殘骸於 1941 年在威爾遜山天文台被找到。

## 望遠鏡觀測

在相當一段時間內人們仍不了解超新星的實質。觀測者們逐漸認識到一類天體有著長周期光度波動。約翰・羅素・欣德在 1848 年、諾曼・羅伯特・普森在 1863 年都曾將亮度發生突變的天體製成圖表。不過，這些研究並沒有引起天文學界的廣泛關注。1866 年，威廉・希金斯（William Higgins）第一次對新星進行光譜觀測，發現了再發新星北冕座 T 有著不尋常的氫譜線。希金斯提出了大爆發的可能性，他的研究也引起了其他天文學家的興趣。

1885 年，恩斯特・哈特維希（Ernst Hartwig）在愛沙尼亞觀測到了在仙女座星系方向出現的一次類似新星的爆發。這次後來被命名為 SN 1885A（仙女座 S）的爆發最亮時視星等為 6 等，照亮了整個星系核，之後其衰減的方式也非常類似於新星。不過，1917 年喬治・威利斯・里奇（George Willis Ritchey）測量到仙女座星系的距離時發現它比遠本預計的更為遙遠。這意味著仙女座 S 並不僅僅是出現的仙女座星系方向上，而是位於星系核內，其釋放的能量也遠比普通的新星更大。

1930 年代，沃爾特・巴德和弗里茨・茲威基在威爾遜山天文台對於這種新星的新類型展開了研究。他們認為仙女座 S 是一顆典型的超新星，其輻射能量可以達到太陽在 107 年中輻射的總能量。他們將其稱為激變超新星，並認為其能量是由恆星引力坍縮為中子星而產生的。

儘管超新星是相對而言稀有的事件，平均每個世紀在銀河系中僅出現一次，但對遙遠星系的觀測使我們能夠更經常性地發現超新星。1941 年，魯道夫・閔可夫斯基最先對這些超新星進行分類。他根據其光譜中是否有氫譜線將它們分為兩類。茲威基還曾提出過 III、IV、V 型的新分類，不過目前已不再使用。後來對於光譜類別的細分則產生了當前使用的超新星分類法。

第二次世界大戰後，弗雷德・霍伊爾開始研究宇宙中不同元素的形成。1946 年，他提出大質量恆星能夠產生熱核反應，而重元素的核反應會導致引力坍縮的發生。處於坍縮中的恆星將變得不穩定，從而元素能通過爆發被散布到星際空間之中。1960 年代，霍伊爾和威廉・福勒發展了快速核融合導致超新星爆發的理論。

## 1970 年至 1999 年

1973 年，惠蘭（Whelan）和伊本（Iben）提出了 Ia 超新星從伴星處獲得質量的標準模型。當時，NGC 5253 中的 SN 1972e 已被觀測到一年以上，它被發現在其峰值亮度過後，以每天 0.01 等的穩定速率逐漸衰減。同時，這與半衰期為 77 天的鈷 - 56 衰減速率幾乎相同。這一模型預言爆發會形成相當於一個太陽質量的鎳 - 56。鎳 - 56 的半衰期為 6.8 天，鈷與鎳的放射性衰變提供了這一超新星後期的輻射能量。由於其理論模型對於能量產生與衰減速率的計算與對 SN 1972e 的觀測結果相一致，於是這一模型很快就被接受。

基於對許多 Ia 超新星光變曲線的研究，發現它們都有著相同的峰值光度。通過其光度，便能夠很好地估計出它們所在星系的距離。因此，這一類型的超新星就成為了測量宇宙間距離相當有用的標準燭光。1998 年，高紅移超新星搜尋（High-Z Supernova Search）與超新星宇宙學計劃（Supernova Cosmology Project）發現最遠的 Ia 超新星比預計的更暗。這為宇宙加速膨脹提供了證據支持。

儘管自 1604 年以來還從未在銀河系內發現過超新星，不過 300 年前的 1667 年或 1680 年左右曾在仙后座有過一次超新星爆發。這次爆發的殘骸仙后座 A 被大量星際塵埃所籠罩，這或許也是其爆發並沒有引起人們關注的原因。不過，它目前是太陽系外最強的無線電源。

1987 年，SN 1987A 在大麥哲倫星系在爆發後幾小時內被發現。由於這顆超新星相對較近從而能被細緻地觀測，它第一次提供了通過觀測檢驗現代超新星形成理論的機會。

1990 年代後期，有人提出通過由鈦 - 44 衰減輻射出的伽馬射線來尋找超新星殘骸。鈦 - 44 有 90 年的半衰期，而伽馬射線能夠輕易地穿過星系，因此我們能夠通過其找到最近一千年以來的任何殘骸。之後有兩個超新星殘骸被找到，一是之前就被發現的仙后座 A 殘骸，另一個則是與船帆座超新星殘骸相互重疊的 RX J0852.0-4622 殘骸。

RX J0852.0-4622 被發現位於更大的船帆座超新星殘骸的前面。從鈦 - 44 輻射出的伽馬射線顯示其爆發發生的時間相當近（約公元 1200 年），但沒有關於此的任何歷史記錄。伽馬射線與 X 射線表明它與我們相當接近（約 200 秒差距或 600 光年）。如果確實如此， 那這次超新星爆發應該相當驚人，因為在 200 秒差距之內的超新星估計平均 10 萬年才出現一次。

## 2000 年至今

2003 年，SN 2003fg 在一個正在形成的星系中被發現。對這一超新星的研究提出了一些重要的物理學問題，如它的質量似乎比錢德拉塞卡極限更大。

2006 年 9 月，在 2.4 億光年遠的 NGC 1260 星系中觀測到了超新星 SN 2006gy。這是有史以來觀測到的最大的超新星，同時在 2007 年 10 月 SN 2005ap 光度被證實之前，它還是觀測到的最強烈的超新星爆發。這次爆發的光度比之前任意一次觀測到的超新星爆發還大至少 100 倍，其前身星則估計是太陽質量的 150 倍。儘管它有著 Ia 超新星的一些特徵，但在其光譜中卻發現了氫譜線。SN 2006gy 被認為可能是不穩定對超新星。而發現了 SN 2006gy 的羅伯特・奎姆（Robert Quimby）同樣還發現了 SN 2005ap，其光度達到了 SN 2006gy 的兩倍，比通常的 II 型超新星要大 300 倍。

2008 年 5 月 21 日，天文學家第一次在超新星爆發之際在照相機中捕捉到了爆發的鏡頭。當時在離地球 8800 萬光年遠的 NGC 2770 星系發現了 X 射線暴，而一台望遠鏡正好對準了那個方向從而捕捉到了這顆被命名為 SN 2008D 的超新星。普林斯頓大學的艾麗西婭・索德伯格（Alicia Soderberg）稱「這終於證實了 X 射線暴標誌著超新星的誕生」。

彭科特天文台超新星研究計劃（Puckett Observatory Supernova Search）的成員卡羅琳・摩爾（Caroline Moore）是眾多尋找超新星的業餘天文愛好者中的一員，她於 2008 年 11 月下旬發現了 SN 2008ha。當時她只有 14 歲，這使她成為了有史以來最年輕的超新星發現者。

2009 年，研究人員在南極洲冰芯中發現了硝酸鹽，而深度則正好對應了 1006 年與 1054 年的超新星爆發。由爆發時所輻射出的伽馬射線所產生的氮氧化物導致了硝酸鹽的形成。這一技術被認為能夠用來尋找幾千年之內發生過的超新星爆發的痕跡。

## 未來

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

## 參見

* 超新星列表
* 天文學史

## 注釋

## 參考文獻