超新星

超新星爆发是一种非常壮观的景象.不久前观测到的大麦哲仑云中的超新星SN1987A仅仅是一颗比较暗的超新星,而它发出的光却是太阳的一亿倍.但超新星的数量不多,在我们银河系观测到的最后一颗是在1604年爆发的.所以为了研究超新星,从1930年开始,人们就去系统地搜寻河外星系中的超新星.从几百颗超新星的光谱和光变曲线,人们把它们分为两大类,分别称为Ⅰ型超新星和Ⅱ型超新星.Ⅰ型超新星爆发是由密近双星中的白矮星吸积其伴星的物质,使得其质量增加到超过简并电子气压强所能承受的引力,即钱德塞卡质量时,星体发生塌缩而引起的爆发.而Ⅱ型超新星…     

最强的超新星爆发

几个月前观测到的一次超新星爆发ASASSN-15lh对现有的超新星理论提出挑战。所谓超新星爆发是指某些恒星以剧烈爆炸的方式走向死亡。超新星爆发时的光度很高,甚至可比其所在的宿主星系还要亮。在过去数年里,天文学家们发现了一种新类型的超新星,名为“极亮型超新星”。极亮型超新星可比常见的超新星亮数十倍甚至上百倍。     

天文学家揭开宇宙辐射之奥秘

由德国、英国、亚美尼亚、法国、伊朗、爱尔兰、纳米比亚、南非和捷克天文学家组成的研究小组成功拍摄到几幅超新星残余照片，超新星是在约1千年前爆发的。根据照片判断，宇宙辐射是超新星爆发的产物。正如德国天体物理学家戴维·贝尔格博士指出．“虽说科学家早已认为，宇宙辐射是由超新星爆发引起的，而现在科学家有了证据。”     

一种异常明亮的超新星

一个国际天文学家合作组发现了亮度超过以前记录10倍的一种新的超新星．但是他们还不清楚驱动这种新的超新星爆发的机制是什么．现有的模型不能正确描述这种超新星爆发所产生的辐射．     

发现超新星遗迹中微子——中微子天文学的下一个里程碑

超新星对于研究恒星演化以及元素、中子星、黑洞与引力波的产生至关重要。观测超新星的手段有很多种,而中微子因具有与物质相互作用极其微弱的特性,为观测提供了一个不同的视角,尤其是对超新星内部的物理机制研究。探测银河系内超新星爆发中微子,因其每世纪几次的低爆发率而变得非常困难。相比之下,距离银河系较远的周边星系超新星总爆发率每十年超过一次。正在建设的大型中微子实验已经开始能够探测宇宙大爆炸至今,包括银河系附近星系在内的所有星系中超新星爆发累积形成的各向同性中微子背景,称为超新星遗迹中微子。如果实验能发现这些中微子,将是中微子天文学的一个里程碑。文章将介绍目前和未来相关实验的主要探测原理、实验挑战和展望。     

从粒子到宇宙

 从超新星１９８７Ａ谈起１９８７年２月２３日,在地球上探测到远离它１７万光年的大麦哲伦星云发生的一次能量为１０２７倍的氢弹爆炸能量的超新星爆发,这次爆发后来被称为１９８７Ａ．这是自１６０４年开普勒探测到的这类爆发以来人类第一次可由肉眼观察到的超新星爆发．由于核燃料的耗尽,在自身强大引力的作用下,星体在几秒钟的时间内坍缩,并释放出成百倍于我们太阳在它现存的时间内发出的全部能量．在加拿大天文学家在智利的山上注意到超新星１９８７Ａ之前,就传来了中微子在美国和日本的两个巨大的地下粒子探测器被记录的消息．这些探测器均由几千吨非常纯净的水组成,并配以光电倍增管和电子学．     

古代超新星可能颠覆地球生物进化史

当恒星燃料耗尽时,它们会在自身重力作用下坍塌,形成超新星,将爆炸后产生的碎片和放射性核子射向遥远的太空。这些事件大多离地球太远,根本不会影响到我们。但如果超新星爆发就发生在地球附近,影响将是巨大的。     

大麦哲仑云超新星爆发后的一年

１９８７年 ２月 ２３日，银河系之外的大麦哲仑云中出现了一个超新星，定名为超新星 １９８７ Ａ．它是１６０９年天文望远镜发明以来第一个长时间肉眼看得见的超新星，还是二十世纪最重要的天象之一． 本文叙述超新星爆发后一年内，在可见光、红外、紫外、射电、Ｘ射线和ｒ射线各个波段取得的观测资料．介绍爆发之初的中微子事件以及对爆发前天体的研究结论．通过这一天象的研究，获得了许多新知识，也提出了许多新课题．     

超新星研究进展

本文先介绍超新星巡天和分类,简要地论述历史超新星SN 1006一千年,接着讨论核心塌缩超新星物理和具体事例(SN 1987A 20年、SN 2006gy、2008D)及超新星与γ射线暴的联系,文章重点讨论Ia型超新星和宇宙学,评述了Ia型超新星在宇宙学中的应用和哈勃常数的确定,最后指出超新星研究目前存在的问题。     

超新星研究进展

本文先介绍超新星巡天和分类,简要地论述历史超新星SN 1006一千年,接着讨论核心塌缩超新星物理和具体事例（SN1987A 20年、 SN2006gy、 2008D）及超新星与γ射线暴的联系,文章重点讨论SNIa 和宇宙学,评述了SNIa在宇宙学中的应用和哈勃常数的确定,最后指出超新星研究目前存在的问题。     

恒星爆炸为宇宙添砖加瓦

<正>恒星内部的核反应,特别是超新星爆发,创造出宇宙的建筑材料,即比氢和氦更重的元素。《科学》(Science)网站上发表了两篇论文,一篇论文首先提出,超新星产生了足够的磷,这是生命不可缺少的元素,在大尺度的宇宙中是有一定比     

太阳风层可作为粒子加速的天体物理实验室

在宇宙中的稀薄等离子体中,通常所见的两体库仑碰撞是不重要的。带电粒子的行为由长程电磁力引起的集体相互作用来控制.在这些等离子体中某些动力学能量被释放出来而转变为热能时,粒子的能量分布会极大地偏离麦克斯韦-玻尔兹曼分布.通过研究粒子的加速过程,我们可以详细地了解能量的转换过程及系统可能达到的极端条件. 天体物理向我们提供的最新的一个例子是发生在1987年初的超新星爆发(被命名为SN1987A).在这次超新星爆发中,人们接收到从射电到γ射线的全波段上电磁辐射的爆发,同时也观测到中微子爆.天体物理学家急切地希望直接或间接地…     

恒星演化和超新星爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先 ,在第 1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件 ,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次 ,在第 2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后 ,在本文第 3节中我们评述了Ⅰa 型超新星爆发理论尚在争论中的核物理和固体物理的问题。在第 4节中我们评述了Ⅱ型 (以及Ib 型 )超新星爆发理论中的严重困难 ,并且介绍了我们 (南京大学研究小组 )就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题 (强大的中微子暴如何产生 ?)的物理机制提出的具体过程 :这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质——— (u ,d)夸克系统——— (u ,d ,s)系统的相变过程在不到 1微秒的时间内很快地产生出来的的。而且 ,这个过程导致核心区域的负熵梯度 ,引起核心区域大规模对流 ,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第 5节中本文还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量 (它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用 )的可能影响。     

恒星演化和超生爆发理论中某些重要问题的核物理问题

首先,在第1节中我们依次介绍了各种不同质量的恒星演化进程中各个主要热核燃烧的点火条件,致密物质中自由电子系统的简并性对星体热核燃烧的主导作用以及爆炸性核燃烧条件。其次,在第2节中我们讨论了导致恒星核心不稳定坍缩的物理因素和条件。此后,在本第3节中我们评述了Ia型超新星爆发理论尚在急论中的核物理和固体物理的问题。在第4节中我们评述了Ⅱ型（以及Ib型）超新星爆发理论中的严重困难,并且介绍了我们（南京大学研究小组）就超新星中微子延缓爆发机制的关键问题（强大的中微子暴如何产生？）的物理机制提出的具体过程：这中微子暴的强大中微子流量是从刚刚坍缩的高温高密核心通过核物质－－（u,d）夸克系统－－（u,d,s)系统的相变过程在不到1微秒的时间内很快地产生出来的。而且,这个过程导致核心区域的负熵梯度,引起核心区域大规模对流,它将这强大的中微子流量很快地向外输送到中微子球的表面。在第5节中本还介绍了我们就超新星核心高密条件下电荷屏蔽对电子俘获过程的影响所作的探讨研究以及讨论了它对超新星坍缩核心质量（它对超新星瞬时爆发机制成功与否起着关键作用）的可能影响。     

校准百万年的时钟

放射性核素铁-60(60Fe)产生于大质量恒星超新星爆发时的核心,其半衰期大约百万年,因此它的丰度可用于追溯百万年前的天体物理事件。例如,科学家们已经根据少量的沉积在深海地壳内的60Fe追踪历史上太阳系附近的超新星,而这些事件可能曾影响过地球的气候。之前两次最好的60Fe半衰期测量结果分别发表于1984年和2009年,但相差近两倍。如今,一个新的实验解决了这一问题,并促使更多的相关     

中微子质量与SN1987A中微子积分谱

由SN1987A超新星爆发的中微妇事例可导出其积分能谱, 且可用指数谱来拟合, 其kT值约为4.2MeV, 相应于原初质量≥10M_⊙的超新星爆发. 因中微子具有静质量而引起的中微子事例发射时序的明显变化, 可初步判断电子中微子质量不大于10eV.     

银河宇宙线的统计模型

假设能量低于3×10^l8eV的宇宙线主要起源于银河系超新星爆发,用各向同性弥散传播模型详细研究了铁核的非定态空间密度分布,考虑到原初宇宙线的成份和河外宇宙线的影响,以及银河系超新星在空间和时间上的一个合理分布,该统计模型能很好解释10¹²—10²⁰eV宇宙线的观测谱.     

强激光天体物理学研究——在强激光实验室中模拟某些天体物理过程（Ⅱ）

4　天体物理实验室特定的天体物理现象 ,往往包含了大量复杂的物理过程 ,对这些现象的认识涉及到许多方面的物理知识 ,相应的实验室模拟也必须综合多方面的努力 .例如超新星的光变曲线 ,包含有恒星在爆炸过程中的大量丰富的信息 ,而实验室中的激光等离子体研究 ,只有综合了辐射传输、不透明度以及流体动力学混合等多方面的知识 ,才有可能得到对于计算光变曲线非常重要的若干关键性数据 .实验研究与理论模拟相结合 ,才有可能正确理解超新星爆发中涉及到的物理过程 .2 0世纪 90年代以前 ,对于激光等离子体的理解尚不够完整和深入 ,模拟天体物…     

海量星系光谱中的超新星候选范围自动约减

超新星是恒星世界中已知道的最剧烈的天文现象之一,但目前发现的超新星数量相比于已探测到的数百亿天体而言又是有限的,所以有必要寻找快速高效的超新星搜寻方法或辅助手段。拟在Ⅰa型超新星统计特征描述的基础上提出了一种海量星系光谱下Ⅰa型超新星候选体选择范围自动约减的方法。该方法首先对Ⅰa型超新星模板PCA分析获得特征谱,并获得每条待检星系光谱的低维超新星特征描述,然后通过引入样本的局部孤立性因子进行离群搜索,最后获得总样本数的1%作为继续搜寻证认超新星候选体选择的初始范围。实验表明该方法有效可行,这一方法在海量光谱中自动去除大量不含超新星的星系光谱,为超新星的进一步搜寻证认和后续观测提供了较可靠的候选范围,从而成为直接利用光谱巡天的海量数据获得超新星的高效途径。     

校准百万年的时钟

放射性核素铁-60(⁶⁰Fe)产生于大质量恒星超新星爆发时的核心,其半衰期大约百万年,因此它的丰度可用于追溯百万年前的天体物理事件。例如,科学家们已经根据少量的沉积在深海地壳内的⁶⁰Fe 追踪历史上太阳系附近的超新星,而这些事件可能曾影响过地球的气候。之前两次最好的⁶⁰Fe 半衰期测量结果分别发表于1984 年和2009 年,但相差近两倍。如今,一个新的实验解决了这一问题,并促使更多的相关天体物理研究(如恒星内部的核合成过程)。