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超新星 （恆星演化過程中的一個階段）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，並可能持續幾周至幾個月才會逐漸衰減。而在此期間，一顆超新星所釋放的輻射能量可以與太陽在其一生中輻射能量的總和相當 。恆星通過爆炸可以將其大部分甚至幾乎所有物質以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 。這種激波會導致一個由膨脹的氣體和塵埃構成的殼狀結構形成，這被稱作超新星遺蹟。超新星是星系引力波潛在的強大來源 。初級宇宙射線中來自超新星的占了很大的比例。 超新星比新星活動性更劇烈。超新星的英文名稱為supernova，nova在拉丁語中是「新」的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮，super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在1931年提出的

超新星的發現

在20世紀30年代，沃爾特·巴德和弗里茨·茲威基在威爾遜山天文台時 ，起初的工作相信這只是一種新類型的新星。「超新星（super-novae）」這個名詞在1931年巴德和茲威基在加州理工學院的一場演講中首度被使用，然後在1933年在美國物理學會的會議中被大眾使用。1938年，連字號被取消，成為現代出現和使用的形式。因為超新星是一種在星系中相對罕見的事件，在銀河系大約每世紀只發生三次，要獲得好的研究樣本，就需要定期監視許多星系。 星系中的超新星 在通常情況下，它們被發現時，都已經發生了。科學上對超新星最感興趣的是距離測量——例如，作為標準燭光——需要觀察其峰值亮度。因此，至關重要的是及早發現它們，最好能在達到最大亮度之前。業餘天文學家的人數遠遠的多於專業天文學家，在尋找超新星上發揮了很大的作用。通常，通過光學望遠鏡觀測一些鄰近的星系，比較早些時候的照片來發現 。 在20世紀結束的時候，越來越多的天文學家改用電腦控制的望遠鏡和CCD發現超新星。業餘天文愛好者也喜歡這種裝置，也有專業的設置，例如卡茨曼自動成像望遠鏡。最近，超新星早期預警系統專案（SNEWS，Supernova Early Warning System）已經開始使用網絡的中微子探測器來對超新星提出早期預警。中微子是一種微粒，在超新星爆炸時會大量產生，並且它們不會被星系盤的星際氣體和塵埃明顯的吸收。 超新星的搜索分為兩類：那些聚焦於相對較近的事件，和那些尋找較遠的爆炸。因為在膨脹的宇宙可以通過測量其多普勒頻移估計在遠方已知發射頻譜的距離（或紅移）；越遙遠的天體有越大的退移速度，所以比附近的天體有較高的紅移。因此，搜尋分為高紅移和低紅移，其間的分界約為紅移z=0.1–0.3的範圍，其中，z是無單位量。 高紅移超新星的搜尋，通常涉及超新星光變曲線的觀測。超新星的光譜用於研究超新星的物理和環境時，低紅移的會比高紅移的更為實用。低紅移的觀測也依靠哈勃曲線的低距離結束端，這是用來描述距離相對於可見星系紅移的曲線。（參見哈勃定律）

形成原因

恆星從中心開始冷卻，它沒有足夠的熱量平衡中心引力，結構上的失衡就使整個星體向中心坍縮，造成外部冷卻而紅色的層面變熱，如果恆星足夠大，這些層面就會發生劇烈的爆炸，產生超新星。大質量恆星爆炸時光度可突增到太陽光度的上百億倍，相當於整個銀河系的總光度。 恆星爆發的結果：（1）恆星解體為一團向四周膨脹擴散的氣體和塵埃的混合物，最後彌散為星際物質，結束恆星的演化史。（2）外層解體為向外膨脹的星雲，中心遺留下部分物質坍縮為一顆高密度天體，從而進入恆星演化的晚期和終了階段。中國古代天文學家觀測到的1054年爆發的超新星（這顆超新星又被國際上命名為中國超新星）。在一個星系中，超新星是罕見的天象，但在星系世界內，每年卻都能觀測到幾十顆。1987年2月23日，一位加拿大天文學家在大麥哲倫星雲中發現了一顆超新星，這是自1604年以來第一顆用肉眼能看到的超新星，這顆超新星被命為「1987A」。 出現超新星爆發這樣的宇宙級「暴力事件」概率有多大呢？雖然在每個星系中這一概率是很小的，但由於能觀測到很多河外星系，所以在每年中都能觀測到相當多的河外超新星事件。可是，從1604年以來，在我們銀河系中還沒有再次觀測到超新星。這可能是因為宇宙塵埃的存在遮擋住了出現在銀河系的某個角落中的超新星的光芒。

命名慣例

當國際天文聯合會收到發現超新星的報告後，他們都會為它命名。名字是由發現的年份和一至兩個拉丁字母所組成：一年中首先發現的26顆超新星會用從A到Z的大寫字母命名，如超新星1987A就是在1987年發現的第一顆超新星；而第二十六以後的則用兩個小寫字母命名，以aa、ab、ac這樣的順序起始。專業和業餘天文學家每年能發現幾百顆超新星（2005年367顆，2006年551顆，2007年572顆），例如2005年發現的最後一顆超新星為SN 2005nc，表示它是2005年發現的第367顆超新星。 歷史上的超新星則只需要按所發現的年份命名，如SN 185、SN 1006、SN 1054、SN 1572（第谷超新星）和SN 1604（開普勒超新星）。自1885年起開始使用字母命名，即使在那一年只有一顆超新星被發現（如SN 1885A和1907A等）。表示超新星的前綴SN有時也可以省略。 上面說的都是常見得命名，還有些大家不熟悉的，有4個大型天文台的發現不用上報國際天文聯合，他們分別是Nearby Supernova Factory，Catalina Real-Time Transient Survey，ROTSE collaboration，Palomar Transient Factory。這4大天文台都有獨立的超新星命名規則，有時候一些發現也會有得到常規命名，或者用個超新星的坐標來表示，再或者有些超新星都不會有命名。如世界著名的帕洛瑪山天文台的Palomar Transient Factory發現的超新星，都以PTF為開頭，我國天文愛好者孫國佑和高興發現的大陸首顆業餘超新星，就獲得了帕洛瑪山天文台給予的編號PTF10acbu。

候選新星

圍繞着沃爾夫-拉葉星WR124的星雲，距地球約21000光年。在未來的幾千年至幾億年中，銀河系中的多個大恆星都被認為有可能成為超新星，它們包括螣蛇十二、海山二、蛇夫座RS、天蠍座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、大犬座VY、參宿四、心宿二和角宿一。 很多沃爾夫-拉葉星，例如天社一、WR 104、以及五合星團中的成員星，都被認為是在「近」未來中成為超新星的候選恆星。 距離地球最近的超新星候選者是飛馬座IK（HR 8210），它距地球只有150光年。它是一個由一顆主序星和一顆白矮星組成的密近雙星系統，兩者相距僅為三千一百萬千米。據估計其中白矮星的質量約為太陽的1.15倍，大約在幾百萬年後白矮星將通過吸積增長到足夠的質量，從而演化為一顆Ia型超新星。