爱华网超新星，是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见。对于大质量的恒星，由于质量巨大，在它们演化到后期时，当核心区硅聚变产物-铁-56积攒到一定程度时，往往会发生大规模的爆发。这种爆炸就是超新星爆发。
海贼王超新星_超新星[恒星演化过程中的一个阶段] -简介
根据认识，超新星爆发事件就是一颗大质量恒星的“暴死”。对于大质量的恒星，如质量大于8倍太阳质量的恒星，由于质量巨大，在它们演化到后期时，当核心区硅聚变产物-铁-56积攒到一定程度时，往往会发生大规模的爆发。这种爆炸就是超新星爆发。现已证明，1572年和1604年的新星都属于超新星。在银河系和许多河外星系中都已经观测到了超新星，总数达到数百颗。可是在历史上，人们用肉眼直接观测到并记录下来的超新星，却只有6颗。迄今最古老超新星已125亿岁
超新星的英文名称为supernova，nova在拉丁语中是“新”的意思，这表示它在天球上看上去是一颗新出现的亮星（其实原本即已存在，因亮度增加而被认为是新出现的）；前缀super-是为了将超新星和一般的新星相区分，也表示了超新星具有更高的亮度，以及更稀少的分布和不同的形成机制。根据韦氏词典，supernova一词最早在1926年见于出版物中。
已知存在的超新星有几种不同类型，但其形成机制都来自两种情形之一：通过核聚变产生能量的过程终止或突然启动。当一个衰老的大质量恒星核无法再通过热核反应产生能量时，它有可能会通过引力坍缩的过程坍缩为一个中子星或黑洞。引力坍缩所释放的引力势能会加热并驱散恒星的外层物质。另一种形成机制为一颗白矮星可能会从其伴星那里获取并积累物质（通常是通过吸积，少数通过合并）从而提升内核的温度，以至能够将碳元素点燃并由此导致热失控下的核聚变，最终将恒星完全摧毁。当质量超过钱德拉塞卡极限（约为1.44倍太阳质量）的恒星内部的核聚变炉无法提供足够的能量时，恒星将走向坍缩；而当吸积过程中的白矮星质量达到这一极限时它们将会质量过高而烧毁。需要注意的是，白矮星还会通过碳氮氧循环在其表面形成一种与上述有所不同的并且规模小很多的热核爆炸，这被称作新星。一般认为质量小于9倍太阳质量左右的恒星在经历引力坍缩的过程后是无法形成超新星的。
根据估算，在如银河系大小的星系中超新星爆发的概率约为50年一次，它们在为星际物质提供丰富的重元素中起到了重要作用。同时，超新星爆发产生的激波也会压缩附近的星际云，这是新的恒星诞生的重要启动机制。
海贼王超新星_超新星[恒星演化过程中的一个阶段] -形成原因
恒星从中心开始冷却，它没有足够的热量平衡中心引力，结构上的失衡就使整个星体向中心坍缩，造成外部冷却而红色的层面变热，如果恒星足够大，这些层面就会发生剧烈的爆炸，产生超新星。大质量恒星爆炸时光度可突增到太阳光度的上百亿倍，相当于整个银河系的总光度。恒星爆发的结果：（1）恒星解体为一团向四周膨胀扩散的气体和尘埃的混合物，最后弥散为星际物质，结束恒星的演化史。（2）外层解体为向外膨胀的星云，中心遗留下部分物质坍缩为一颗高密度天体，从而进入恒星演化的晚期和终了阶段。中国古代天文学家观测到的1054年爆发的超新星（这颗超新星又被国际上命名为中国超新星）。在一个星系中，超新星是罕见的天象，但在星系世界内，每年却都能观测到几十颗。1987年2月23日，一位加拿大天文学家在大麦哲伦星云中发现了一颗超新星，这是自1604年以来第一颗用肉眼能看到的超新星，这颗超新星被命名为“1987A”。出现超新星爆发这样的宇宙级“暴力事件”概率有多大呢？虽然在每个星系中这一概率是很小的，但由于能观测到很多河外星系，所以在每年中都能观测到相当多的河外超新星事件。可是，从1604年以来，在我们银河系中还没有再次观测到超新星。这可能是因为宇宙尘埃的存在遮挡住了出现在银河系的某个角落中的超新星的光芒。
海贼王超新星_超新星[恒星演化过程中的一个阶段] -概述
超新星，英文名为supernova，nova在拉丁语中是“新”的意思，这表示它在天球上看上去是一颗新出现的亮星（其实原本即已存在，因亮度增加而被认为是新出现的）；前缀super-是为了将超新星和一般的新星相区分，也表示了超新星具有更高的亮度，以及更稀少的分布和不同的形成机制。根据韦氏词典，supernova一词最早在1926年见于出版物中。
海贼王超新星_超新星[恒星演化过程中的一个阶段] -发现过程
由于在一个星系中超新星是很少见的事件，银河系大约每隔50年发生一次，为了得到良好的研究超新星的样本需要定期检测许多星系。在其他星系的超新星无法准确地预测。通常情况下，当它们被发现时，过程已经开始。对超新星最有科学意义的研究（如作为标准烛光来测量距离）需要观察其峰值亮度。因此，在它们达到峰值之前发现他们非常重要。业余天文学家的数量大大超过了专业天文学家，他们通常通过光学望远镜观察一些较近的星系，并和以前的图片相比较，在寻找超新星方面发挥了重要的作用。
到20世纪末期，天文学家越来越多转向用计算机控制的天文望远镜和CCD来寻找超新星。这种系统在业余天文学家中很流行，同时也有较大的设施，如卡茨曼自动成像望远镜（KAIT）。中微子是超新星爆炸时产生的大量的次原子粒子，并且它不被银河系的星际气体和尘埃所吸收。
超新星的搜寻分为两大类：一些侧重于相对较近发生的事件，另一些则寻找更早期的爆炸。由于宇宙的膨胀，一个已知发射光谱的远程对象的距离可以通过测量其多普勒频移（或红移）来估计。平均而言，较远的物体比较近的物体以更大速度减弱，因此具有更高的红移。因此，搜寻分为高红移和低红移，其边界约为z=0.1
