超新星（Supernova）是某些恒星在演化末期发生的剧烈爆炸现象，在短时间内释放出相当于太阳整个生命周期辐射总和的能量。一次典型超新星爆发的峰值亮度可超过其所在星系中所有恒星的总和，是宇宙中除伽马射线暴之外最剧烈的爆发现象。超新星在宇宙演化中扮演着核心角色：它们是重元素合成的主要场所，驱动星际介质的化学演化，其爆发激波可触发新的恒星形成，而Ia型超新星作为标准烛光，直接导致了暗能量的发现。
超新星的光变曲线（亮度随时间的变化曲线）是其核心分类依据之一。典型超新星的光变曲线分为三个阶段：
以Ia型超新星为例，峰值后的光变曲线近似为指数衰减：
其中 约为 77 天（对应 的半衰期 77.3 天），而早期衰减主要跟随 的半衰期 6.1 天。
超新星爆发的能量释放极为惊人。以核心坍缩超新星为例：
| 能量成分 | 能量（erg） | 占总能量比例 | 说明 |
|---|---|---|---|
| 中微子 | 99% | 几乎全部能量以中微子形式带走 | |
| 动能（抛射物） | 驱动星际介质的机械能 | ||
| 电磁辐射（光） | 我们观测到的可见光 |
数值案例：，因此 。这相当于太阳全年输出的能量（）的 倍（80亿倍）。
不同类型超新星的峰值亮度差异显著，这些差异是分类的重要依据：
| 类型 | 绝对星等范围 | 对应光度（） | 典型峰值持续时间 |
|---|---|---|---|
| Ia | 约 20 天 | ||
| Ib/c | 约 15 天 | ||
| II-P | 约 100 天（平台期） | ||
| II-L | 线性衰减 | ||
| IIn | 极为多变 |
表示太阳光度，。
超新星的现代分类基于光谱特征和光变曲线形态，最早由 Minkowski（1941）提出双类型系统，后经不断完善形成当前的多层次分类体系。
超新星
├── Type I（无氢线）
│ ├── Ia（有Si II 635.5nm吸收线）
│ │ └── 亚类：Ia-91T（过亮）、Ia-91bg（欠亮）、Ia-CSM（与星周介质作用）
│ ├── Ib（有He I 587.6nm线，无Si II）
│ └── Ic（无He I线，无Si II）
│ └── 亚类：Ic-BL（宽线，与长伽马暴相关）
└── Type II（有氢线）
├── II-P（光变曲线有平台期）
├── II-L（光变曲线线性衰减）
├── IIn（窄发射线，与密集星周介质作用）
└── IIb（早期像II型，后期像Ib）
从物理机制角度，超新星分为两大类：
仅限 Ia 型。起源为双星系统中的白矮星，通过吸积或并合达到钱德拉塞卡极限（），触发热核燃烧，星体被彻底摧毁。
关键物理参数：
| 参数 | 典型值 | 说明 |
|---|---|---|
| 前身星质量 | 吸积前的白矮星 | |
| 爆炸质量 | 接近钱德拉塞卡极限 | |
| 合成 质量 | 驱动光变曲线的放射性元素 | |
| 扩张速度 | 抛射物速度 | |
| 峰值光度（绝对 星等） | 经Phillips关系校正后分散度 |
大质量恒星（）铁核坍缩引发的爆炸。包括 Ib、Ic、II 型。
| 类型 | 前身星 | 核心结构 | 氢包层保留 |
|---|---|---|---|
| II-P | 红超巨星（） | 厚氢包层 | 是 |
| II-L | 可能为蓝超巨星 | 部分氢包层 | 部分 |
| IIb | 经历质量损失的红超巨星 | 少量氢 | 几乎完全剥离 |
| Ib | Wolf-Rayet 星（） | 氦包层 | 无 |
| Ic | Wolf-Rayet 星（） | 碳氧核裸露 | 无 |
数值案例：一颗 15 恒星的核心演化时间线如下：
10 Myr：主序星（氢燃烧）→ 1 Myr：红超巨星（氦燃烧）
→ 300 yr：碳燃烧 → 1 yr：氧燃烧 → 1 week：硅燃烧
→ 1 sec：核心坍缩 → 10 ms：反弹激波形成 → 几小时：激波突破恒星表面
请注意硅燃烧仅持续约 1 周，而氢燃烧持续 1000 万年——核反应速率的对数尺度差异是恒星演化后期加速的核心原因。
大质量恒星演化到末期时，其核心形成由铁族元素组成的洋葱结构，铁核不再能通过核聚变释放能量（铁是核结合能曲线的峰值）。铁核通过以下步骤坍缩：
当铁核质量超过约 时，电子简并压无法支撑引力，核心开始坍缩。坍缩开始的标志性事件是铁的光解离：
这个反应是吸热的，每光解一个铁原子核需要消耗 124.4 MeV 的能量，加速了坍缩。
数值计算：一颗 的铁核含有约 个铁原子核，完全光解需要 ，超过爆炸能量的典型值！
在坍缩过程中，电子被压入原子核（电子俘获）：
这一过程：
在坍缩的约 10 毫秒内，核心密度从 飙升到核密度 （原子核密度的典型值），此时核力开始起主导作用，物质变得几乎不可压缩。
当核心密度超过核密度时，由于核力的排斥作用，内核心在约 1 毫秒内突然停止坍缩，产生 "反弹"。外部的物质继续以约 （ 为光速）的速度向内冲击，撞击到刚硬的核表面，形成向外的反弹激波。
初始激波能量约为 （即 1 个 foe，超新星能量单位，）。
激波向外传播过程中，由于：
激波在约 100-200 km 处停滞，形成停滞激波。约 99% 的激波能量在光解离过程中被消耗。此时，来自内核心质子化中子星的中微子流通过以下反应加热激波后的物质：
约 1% 的中微子能量（约 ）被吸收并注入激波，驱动激波重新启动并最终突破恒星表面。这个 "中微子驱动机制" 是标准核心坍缩超新星模型的核心。
核心坍缩超新星的能量流动可以总结如下：
| 能量项目 | 数量（erg） | 备注 |
|---|---|---|
| 引力能释放总量 | 核心坍缩到中子星时的引力能释放 | |
| 中微子携带 | 99% 的能量以中微子形式逃逸 | |
| 激波注入能量 | 中微子加热驱动的爆炸能量 | |
| 抛射物动能 | 重元素传播的主要驱动力 | |
| 电磁辐射 | 可见光、紫外线、X射线 | |
| 宇宙线加速 | 在激波中加速的高能粒子 |
核心坍缩的最终产物取决于前身星的质量：
| 前身星初始质量 | 残骸类型 | 典型质量 | 典型半径 |
|---|---|---|---|
| 中子星 | |||
| 黑洞（可能先形成中子星再坍缩） | 史瓦西半径 | ||
| 直接黑洞（无法形成稳定激波） | 史瓦西半径 |
数值案例：质量为 的中子星，半径为 12 km，其表面引力加速度为：
约为地球表面重力加速度（）的 1300 亿倍。
Ia 型超新星起源于密近双星系统中的碳氧白矮星（C/O WD）。当白矮星从伴星吸积物质（或与另一颗白矮星并合）达到钱德拉塞卡极限时，核心温度和密度触发碳的失控聚变，将整个白矮星炸毁。
| 特征 | 单简并（SD）通道 | 双简并（DD）通道 |
|---|---|---|
| 系统 | WD + 主序星/红巨星 | WD + WD |
| 质量增长 | 通过吸积伴星物质 | 通过轨道衰减并合 |
| 爆炸时总质量 | ||
| 占Ia比例 | 可能 | 可能 |
| 光谱多样性 | 标准型 | 可能产生亚光类型 |
| 时延分布 | 较宽（ Gyr） | 双峰（ 和 Gyr） |
当白矮星核心密度达到 、温度 时，碳聚变被点燃：
燃烧以亚音速的爆燃波（deflagration）开始，随后可能转变为超音速的爆震波（detonation），在约 1-2 秒内将整个白矮星转变为铁峰元素。
Ia 型超新星之所以成为宇宙学标准烛光，源于以下关键观测关系：
Mark Phillips 发现，Ia 型超新星的光变曲线衰减速度（，即峰值后 15 天的星等下降量）与其峰值光度存在强相关性：
| （ 波段） | 峰值绝对 星等 | 对应光度（） | 产生的 质量（） |
|---|---|---|---|
| 0.80 | 6.5 | 0.80 | |
| 1.00 | 5.0 | 0.60 | |
| 1.20 | 3.8 | 0.45 | |
| 1.40 | 2.8 | 0.33 | |
| 1.60 | 2.1 | 0.24 | |
| 1.80 | 1.5 | 0.17 |
衰减慢（ 小）的 Ia 超新星更亮，产生的 更多。经过 Phillips 关系校正后，Ia 超新星的峰值光度离散度从 星等降低到 星等，使其成为可靠的宇宙距离指示器。
通过光变曲线和光谱，Ia 超新星的距离模数计算如下：
其中 是距离模数， 是观测视星等（经消光校正）， 是通过 Phillips 关系校正后的绝对星等， 是光度距离（单位 pc）。
1998年重大发现：Riess 等人和 Perlmutter 等人独立分析高红移 Ia 超新星时发现，它们比预期暗弱约 0.25 星等（对应 ），说明宇宙正在加速膨胀——这一发现直接导致了暗能量的提出，并荣获 2011 年诺贝尔物理学奖。
超新星爆炸后，抛射物与星际介质相互作用形成不断膨胀的超新星遗迹（Supernova Remnant, SNR）。遗迹演化经历以下阶段：
| 阶段 | 持续时间 | 膨胀速度 | 主要物理过程 |
|---|---|---|---|
| 自由膨胀阶段 | 抛射物无阻碍膨胀，质量小于扫过的星际介质 | ||
| 绝热（Sedov）阶段 | 扫过大量星际介质，形成激波壳层，辐射可忽略 | ||
| 辐射冷却阶段 | 能量通过辐射大量损失，壳层变薄减速 | ||
| 消散阶段 | 膨胀速度降至星际介质声速，遗迹融入星际介质 |
Sedov 阶段的半径时间关系：
其中 是爆炸能量（约 ）， 是星际介质密度。
数值案例：假设 ，星际介质粒子数密度 （对应 ）：
| 名称 | 所在星座 | 距离（光年） | 年龄（年） | 可见光大小 | 中心天体 | 特殊特征 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 蟹状星云（M1） | 金牛座 | 6,500 | 约 970 | 蟹状脉冲星（P=33 ms） | 已知SN 1054事件 | |
| 仙后座A | 仙后座 | 11,000 | 约 350 | 可能为中子星 | 射电天空最亮源之一 | |
| 第谷超新星遗迹 | 仙后座 | 13,000 | 约 450 | 约 | 无探测到 | SN 1572（第谷观测） |
| 开普勒超新星遗迹 | 蛇夫座 | 20,000 | 约 420 | 约 | 可能为中子星 | SN 1604（开普勒观测） |
| SN 1987A遗迹 | 大麦哲伦云 | 168,000 | 约 39 | 约 | 可能是中子星（未观测到） | 最近的现代超新星 |
| 船帆座遗迹 | 船帆座 | 800 | 约 11,000 | 船帆脉冲星（P=89 ms） | 最近的大遗迹之一 | |
| 面纱星云（NGC 6992） | 天鹅座 | 2,400 | 约 5,000-10,000 | 无 | 天鹅圈的一部分 |
超新星是宇宙中大多数重元素的来源，比铁重的元素主要通过以下过程合成：
| 元素 | 合成过程 | 典型产出质量（） | 在宇宙中丰度占比 |
|---|---|---|---|
| 氦燃烧、碳燃烧 | 1.5（一颗 20 恒星） | 1% | |
| 碳燃烧 | 0.3 | 0.2% | |
| 碳/氖燃烧 | 0.2 | 0.05% | |
| 氧燃烧 | 0.4 | 0.07% | |
| 爆炸性硅燃烧 | 0.01-0.1 | — | |
| 元素（Mg, Si, S, Ar, Ca） | 氧燃烧/硅燃烧 | 约 1.0（合计） | — |
中子俘获过程合成比铁重的元素：
| 特征 | s-过程（慢中子俘获） | r-过程（快中子俘获） |
|---|---|---|
| 时间尺度 | ||
| 中子数密度 | ||
| 场所 | AGB星（渐进巨星分支） | 核心坍缩超新星、中子星并合 |
| 合成的元素 | 约一半重元素（如 , , ） | 约一半重元素（如 , , 背后的一些丰度峰） |
| 时间尺度特征 | 沿着稳定线走 | 靠近中子滴线 |
r-过程的化学指纹：观测到的太阳系元素丰度中，质量数 （如 , ）和 （如 , ）的丰度峰是 r-过程的典型特征。
Ia 型超新星是铁族元素的主要生产者：
| 元素 | 典型产出质量（） | 对宇宙总产出的贡献 |
|---|---|---|
| （来自 衰变） | 0.5-0.8 | 占宇宙中铁总产量的约 2/3 |
| 0.01-0.03 | 几乎全部 | |
| 0.01-0.03 | 几乎所有锰 | |
| 0.01-0.03 | 多数镍 | |
| 0.1-0.2 | 部分 |
铁的宇宙起源：太阳系中约 2/3 的铁来自 Ia 型超新星，约 1/3 来自核心坍缩超新星。这就是为什么银河系中金属丰度随时间的演化可以通过 Ia 和 CC 超新星的相对比例来约束。
| 观测 | 数据 | 揭示的超新星信息 |
|---|---|---|
| [/Fe] vs [Fe/H] | 低金属丰度时 [/Fe] 高（） | 早期宇宙以 CC 超新星为主（产生大量 元素） |
| [/Fe] 超新星在 [Fe/H] 处下降 | 当 [Fe/H] > -1 时 [/Fe] 开始降低 | Ia 超新星开始显著贡献铁，时间延迟约 1 Gyr |
| 贫金属星的 元素富集 | 极度贫金属星（[Fe/H] < -3）已经富集 元素 | 第一代大质量恒星的超新星贡献 |
| r-过程元素在贫金属星中的分散 | [Eu/Fe] 在 [Fe/H] < -2 时高度分散（散布 > 1 dex） | r-过程来源稀少（少量中子星并合事件贡献显著） |
过去两千年中，银河系内肉眼可见的超新星仅有 5-8 颗（取决于观测记录的质量）：
| 名称 | 爆发年份 | 所在星座 | 视星等 | 持续时间 | 遗迹 | 观测记录 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | 185年 | 半人马座 | 至 （估计） | 约 20 个月 | 可能为 RCW 86 | 中国《后汉书》记载 |
| SN 393 | 393年 | 天蝎座 | （估计） | 约 8 个月 | 可能为 RX J1713.7-3946 | 中国史书记载 |
| SN 1006 | 1006年 | 豺狼座 | > 2 年 | 最亮的超新星遗迹之一 | 中国、日本、欧洲、阿拉伯均有记载 | |
| SN 1054 | 1054年 | 金牛座 | 约 2 年 | 蟹状星云（M1） | 中国《宋史》详细记载 | |
| SN 1181 | 1181年 | 仙后座 | 约 6 个月 | 3C 58 | 中国、日本记载 | |
| SN 1572 | 1572年 | 仙后座 | 约 18 个月 | 第谷遗迹 | 第谷·布拉赫详细研究 | |
| SN 1604 | 1604年 | 蛇夫座 | 约 18 个月 | 开普勒遗迹 | 开普勒详细观测 | |
| SN 1987A | 1987年 | 剑鱼座（LMC） | （峰值） | 至今 | SN 1987A 遗迹 | 现代天文学全面研究 |
公元 1054 年 7 月 4 日（北宋至和元年），中国天文学家在金星的右上方注意到一颗突然出现的"客星"。根据《宋史·天文志》的详细记载：
"至和元年五月己丑（1054年7月4日），客星出天关东南，可数寸，岁余稍没。"
这颗超新星在白天可见长达 23 天，夜间可见近 2 年，峰值视星等达到 等，比金星还亮。其遗迹是著名的蟹状星云（M1, NGC 1952），由英国医生兼天文学家 John Bevis 在 1731 年首次发现，后由 Charles Messier 在 1758 年独立发现并编录为 M1。
蟹状星云的中心天体是蟹状脉冲星（PSR B0531+21），于 1968 年被发现，这是一颗每秒自转 33 毫秒的高速旋转中子星：
| 参数 | 值 |
|---|---|
| 自转周期 | 33.085 ms |
| 周期变化率 | |
| 自转减慢光度 | |
| 表面磁场 | |
| 特性年龄 | 约 1,300 年（与 970 年真实年龄接近） |
| 距离 | 约 2.0 kpc（约 6,500 光年） |
第谷·布拉赫于 1572 年 11 月 11 日在仙后座发现了一颗新星，当时比木星还亮，峰值视星等达到 等。第谷对这颗超新星进行了详尽的精确位置测量（精度达到弧分级别），证明它位于月球轨道之外——这对当时亚里士多德的"月下世界不变"教条是一个沉重打击。
1987 年 2 月 23 日，一颗超新星在大麦哲伦云（LMC，距离约 168,000 光年）爆发，编号为 SN 1987A。这是自 1604 年开普勒超新星以来距离最近、研究最详尽的超新星。
SN 1987A 的关键参数：
| 参数 | 值 | 说明 |
|---|---|---|
| 前身星 | Sanduleak -69$^\circ$202 | 蓝超巨星，质量约 18-20 |
| 类型 | II-P（特殊） | 光变曲线不同于典型 II-P |
| 峰值视星等 | 肉眼可见（南半球） | |
| 距离 | 约 51.4 kpc（约 168,000 ly） | LMC 中的准确距离 |
| 爆炸能量 | 约 | 略高于典型值 |
| 中微子事件 | 约 25 个中微子 | 被 Kamiokande-II、IMB、Baksan 三个探测器记录 |
| 合成 | 约 0.07 | 比典型 Ia 少 |
| 扩张速度 | 约 30,000 km/s | 高速喷流 |
中微子探测里程碑：1987 年 2 月 23 日 7 时 35 分（UTC），Kamiokande-II（日本）检测到 12 个中微子，IMB（美国）检测到 8 个，Baksan（苏联）检测到 5 个，时间跨度约 13 秒。这是人类首次直接探测到超新星中微子，标志着中微子天文学的诞生。探测到的中微子总能量约 ，与标准模型预测一致。
Ia 型超新星的距离测量为哈勃常数 的精确测定提供了独立途径。2024 年，SH0ES 合作组通过 Ia 超新星得到：
这与宇宙微波背景（CMB，由 Planck 卫星）的测量值 存在约 的显著差异——这就是著名的哈勃常数危机（Hubble Tension），暗示可能存在超越标准宇宙模型的新物理。
1998 年，两个独立团队——Supernova Cosmology Project（Perlmutter 领导）和 High-z Supernova Search Team（Riess 和 Schmidt 领导）——通过对高红移 Ia 超新星的分析，发现宇宙正在加速膨胀。
| 团队 | 超新星数量 | 高红移范围 | 结论 |
|---|---|---|---|
| SCP | 42 颗 | , | |
| HZT | 16 颗 | , |
数值案例：如果宇宙无暗能量（, 的爱因斯坦-德西特模型），红移 的 Ia 超新星应该比观测到的亮约 0.25 星等（对应距离模数差约 10% 的额外距离）。这个差异虽然很小，但统计显著性超过 。
Ia 超新星的观测数据可以约束宇宙学参数。简化的拟合流程如下：
哈勃图上 关系的理论模型（平坦宇宙，）：
其中 是光速， 是红移， 是哈勃常数。
历史上，超新星的发现主要依靠光学巡天。现代天文学时代，自动化巡天大大提高了发现效率：
| 巡天项目 | 运行时间 | 策略 | 年发现数 | 重要成果 |
|---|---|---|---|---|
| Lick Observatory SN Search | 1989-2008 | 邻近星系巡天 | 约 100 | 建立了邻近超新星样本 |
| Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) | 1997-2012 | 自动巡天 | 100+ | 大量早期光谱 |
| Palomar Transient Factory (PTF) | 2009-2017 | 广角巡天 | 约 2,000 | 首次发现 Ia-CSM |
| Zwicky Transient Facility (ZTF) | 2018-至今 | 全天每2天扫描 | 约 8,000/年 | 快速时域天体物理 |
| All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) | 2014-至今 | 全天监测 | 约 1,000/年 | 明亮超新星的快速发现 |
| Vera C. Rubin Observatory (LSST) | 2025-（建设中） | 深空大面积巡天 | 预计百万级/年 | 革命性样本量 |
数据对比：ZTF 在 2023 年发现了约 8,000 颗超新星，接近过去 1000 年发现的总和。LSST 投入运行后，每晚将发现约 10,000 颗暂现源，其中约 80%-90% 将是超新星。
超新星不仅在光学波段观测，射电、红外、X射线、伽马射线波段的观测也提供了关键信息：
| 波段 | 揭示的信息 | 经典案例 |
|---|---|---|
| 射电 | 激波与星周介质相互作用 | SN 1993J 的射电光变曲线揭示前身星质量损失 |
| 红外 | 尘埃形成、冷却过程 | SN 1987A 的红外观测发现尘埃在爆炸后迅速形成 |
| 光学 | 光变曲线、光谱分类、膨胀速度 | 是超新星分类和宇宙学应用的主要波段 |
| 紫外线 | 早期激波突破、伴星物质剥离 | 早期 UV 探测揭示前身星性质 |
| X射线 | 激波加热、反向激波 | Chandra 对 SN 1987A 的 30 年持续追踪 |
| 伽马射线 | 放射性元素（）的直接证据 | COMPTEL 探测到 SN 1987A 的 伽马线 |
| 中微子 | 核心坍缩的直接证据 | SN 1987A 的中微子爆发（1987年，25个中微子事件） |
| 引力波 | 核心坍缩的详细动力学（未来） | 未来探测器（如 Cosmic Explorer）有望直接探测 |
超新星光谱分类主要依据特征谱线：
光谱获取 → 检查有无氢的Balmer线（Hα在656.3nm）
├── 有Hα → Type II
│ └── 谱线宽度 → 宽(5000-10000 km/s)为正常，窄(Wolf-Rayet特征)为IIn
└── 无Hα → Type I
├── 有Si II 635.5nm → Type Ia
├── 无Si II，有He I 587.6nm → Type Ib
└── 无Si II，无He I → Type Ic
└── 谱线极宽 → Ic-BL（可能与GRB相关）
膨胀速度测量：通过光谱谱线的多普勒展宽，可以测量超新星抛射物的膨胀速度：
其中 是谱线的半高全宽（FWHM）， 是静止波长， 是光速。
数值案例：如果 H 线（ nm）的 FWHM 测量值为 nm，则膨胀速度约为：
尽管中微子驱动机制是主流模型，但数值模拟中"爆炸"往往不自发发生：
| 模型 | 是否自发爆炸 | 问题 |
|---|---|---|
| 一维球对称 | 否（几乎所有质量） | 无法产生 的爆炸 |
| 二维轴对称 | 部分（需精细调参） | 不稳定与真实三维存在差异 |
| 三维全流体 | 部分（高分辨率时更易爆炸） | 计算量极大（数月级GPU计算时间） |
| 三维 + 中微子传输 | 已能产生部分成功爆炸 | 仍依赖初始条件和数值方案 |
当前最先进的 3D 模拟需要数千万核时（core-hour）的计算资源，且尚需人工"微调"才能产生成功的爆炸——这说明我们对核心坍缩物理的理解仍不完整。
虽然 Ia 型超新星得到了深入研究和广泛宇宙学应用，但其确切的前身星系统仍未完全确定：
| 问题 | 现状 | 观测约束 |
|---|---|---|
| SD vs DD 哪个主导？ | 可能各占约 50% | 邻近Ia超新星的伴星搜寻；延迟时间分布 |
| 亚光类型（91bg）起源？ | 可能为部分DD并合 | 极低 产出（） |
| 超亮类型（91T）起源？ | 可能为质量更大的C/O WD | 超快的膨胀速度 |
| 是否与碳氧WD以外的WD有关？ | O-Ne-Mg WD也可能产生亚类 | 光谱特征差异 |
| Ia 超新星的光度是否随宇宙年龄变化？ | 存在分歧 | 高红移 Ia 与低红移样本对比 |
哈勃常数危机的一个可能来源：如果 Ia 超新星的光度在宇宙历史中发生变化（例如由于前身星金属丰度或年龄的不同），则基于 Ia 超新星测得的 可能存在系统偏差。
核心坍缩超新星是下一代引力波探测器（如 Cosmic Explorer 和 Einstein Telescope）的重要观测目标：
| 信号类型 | 频率范围 | 预期振幅（） | 可探测距离 |
|---|---|---|---|
| 核心反弹 | 银河系内 | ||
| 对流振荡 | 邻近星系 | ||
| 中子星自转不安定 | 数 Mpc | ||
| 吸积盘不稳定 |
超新星爆发的电离辐射和宇宙线会对邻近行星系统产生显著影响：
| 距离超新星 | 影响 | 存活概率 |
|---|---|---|
| 行星被完全摧毁 | 0% | |
| 大气剥离、海洋蒸发 | < 1% | |
| 臭氧层严重破坏（ 消耗），紫外线增加 → 地表辐射致死剂量 | 5-30%（取决于大气厚度） | |
| 臭氧层部分破坏（约 50%），气候影响 | 60-90% | |
| 影响可忽略 | > 99% |
数值案例：地球附近何时发生过超新星？通过 同位素在深海铁锰结壳中的信号分析，可追溯地球附近过去的超新星事件：
| 时间 | 信号强度 | 推测距离 |
|---|---|---|
| 约 2.6 Myr 前 | 显著增强 | 约 80-100 pc |
| 约 8.5 Myr 前 | 中等增强 | 约 100-150 pc |
少部分超新星的峰值光度是普通超新星的 10-100 倍，被称为超亮超新星（Superluminous Supernova, SLSN）：
| 名称 | 红移 | 峰值绝对星等 | 光度（） | 能量来源假说 |
|---|---|---|---|---|
| SN 2006gy | 0.019 | 约 50 | 双不稳定超新星（恒星质量 ） | |
| SN 2007bi | 0.128 | 约 20 | 双不稳定超新星 | |
| SN 2010gx | 0.230 | 约 15 | 磁星能量注入 | |
| iPTF13ajg | 0.204 | 约 30 | 可能为CSM相互作用 | |
| SN 2015bn | 0.114 | 约 20 | 磁星模型 |
SLSN 的能量来源目前主要有三种假说：
当恒星质量在约 130–260 范围时，核心温度达到约 ，高能伽马射线会通过 对产生过程而不是光压来建立平衡，导致压力突然下降，核心坍缩并触发失控的核聚变，将整个恒星完全炸毁，不留任何残骸。其典型光变曲线特征为：
| 资源 | URL | 内容 | 更新频率 |
|---|---|---|---|
| Open Supernova Catalog | https://sne.space | 综合超新星数据库（超过 10 万条记录） | 持续更新 |
| Transient Name Server | https://www.wis-tns.org | IAU 官方暂现源登记系统 | 实时 |
| NASA/IPAC Extragalactic Database | https://ned.ipac.caltech.edu | 河外对象多波段数据 | 持续更新 |
| Weizmann Interactive Supernova Data | https://wiserep.weizmann.ac.il | 超新星光谱数据库（超过 8 万条光谱） | 持续 |
| ASAS-SN Supernova Catalog | https://asas-sn.osu.edu | 明亮超新星巡天 | 每日更新 |