超新星

超新星是某些恆星在演化接近末期時經歷的一種劇烈爆炸。這種爆炸都極其明亮，過程中所突發的電磁輻射經常能夠照亮其所在的整個星系，並可持續幾周至幾個月才會逐漸衰減變為不可見。在這段期間內一顆超新星所輻射的能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相媲美。恆星通過爆炸會將其大部分甚至幾乎所有物質以可高至十分之一光速的速度向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。這種激波會導致形成一個膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構，這被稱作超新星殘骸。
已知存在的超新星有幾種不同類型，但其形成機制都來自兩種情形之一：通過核融合產生能量的過程終止或突然啟動。當一個衰老的大質量恆星核無法再通過熱核反應產生能量時，它有可能會通過引力塌縮的過程塌縮為一個中子星或黑洞。引力塌縮所釋放的引力勢能會加熱並驅散恆星的外層物質。另一種形成機制為一顆白矮星可能會從其伴星那裡獲取並積累物質從而提升核心的溫度，以至能夠將碳元素點燃並由此導致熱失控下的核融合，最終將恆星完全摧毀。當質量超過錢德拉塞卡極限的恆星內部的核融合爐無法提供足夠的能量時，恆星將走向塌縮；而當吸積過程中的白矮星質量達到這一極限時它們將會質量過高而燒毀。需要注意的是，白矮星還會通過碳氮氧循環在其表面形成一種與上述有所不同的並且規模小很多的熱核爆炸，這被稱作新星。一般認為質量小於9倍太陽質量左右的恆星在經歷引力塌縮的過程後是無法形成超新星的。
根據估算，在如銀河系大小的星系中超新星爆發的機率約為50年一次^[，它們在為星際物質提供豐富的重元素中起到了重要作用^[。同時，超新星爆發產生的激波也會壓縮附近的星際雲，這是新的恆星誕生的重要啟動機制。

中國天文學家於公元185年觀測到的SN 185是歷史記載中最早的超新星紀錄。SN 1006則是紀錄中最亮的超新星，中國和阿拉伯天文學家都有詳細描述。SN 1054是觀測最廣泛的超新星，它的爆炸形成了蟹狀星雲。SN 1572和SN 1604是銀河系最後被肉眼發現的超新星，它們被用來駁斥亞里士多德關於月亮和行星之外的宇宙不變的理論，因此對於歐洲天文學發展有顯著的影響。^[11]

由於望遠鏡的發展，從1885年觀測到仙女座星系中的SN 1885A開始，發現超新星的區域已經擴大到其他星系。超新星為宇宙距離提供了重要資料。在二十世紀，不同類型的超新星模型被成功發展起來，同時科學家關於超新星在恆星演化過程中的作用與理解也逐漸完善。

最近觀測到一些最遙遠的超新星出現比預期要暗淡一些的情況，這為宇宙可能加速膨脹提供了證據。

由於在一個星系中超新星是很少見的事件，銀河系大約每隔50年發生一次，^[6]為了得到良好的研究超新星的樣本需要定期檢測許多星系。

在其他星系的超新星無法準確地預測。通常情況下，當它們被發現時，過程已經開始。對超新星最有科學意義的研究需要觀察其峰值亮度。因此，在它們達到峰值之前發現他們非常重要。業餘天文學家的數量大大超過了專業天文學家，他們通常通過光學望遠鏡觀察一些較近的星系，並和以前的圖片相比較，在尋找超新星方面發揮了重要的作用。

到20世紀末期，天文學家越來越多轉向用計算機控制的天文望遠鏡和CCD來尋找超新星。這種系統在業餘天文學家中很流行，同時也有較大的設施，如卡茨曼自動成像望遠鏡（KAIT）。最近，超新星早期預警系統項目也已開始使用微中子探測器網路來早期預警銀河系中超新星。微中子是超新星爆炸時產生的大量的次原子粒子，並且它不被銀河系的星際氣體和塵埃所吸收。

超新星的搜尋分為兩大類：一些側重於相對較近發生的事件，另一些則尋找更早期的爆炸。由於宇宙的膨脹，一個已知發射光譜的遠程對象的距離可以通過測量其都卜勒頻移（或紅移）來估計。平均而言，較遠的物體比較近的物體以更大速度減弱，因此具有更高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其邊界約為z = 0.1–0.3之間^[27]——其中z是頻譜頻移的無因次量度。

高紅移的搜尋通常涉及到對超新星光度曲線的觀測，這對於生成哈柏圖以及進行宇宙學預測所用的標準或校準燭光很有用。在低紅移端超新星的光譜比其在高紅移端更有實用價值，並可用於研究超新星周圍的物理與環境。低紅移也可用於測定近距端的哈柏曲線，這是用來描述可見的星系距離與紅移之間的關係曲線。