超新星是最激烈的天體物理現(xiàn)象，它的爆發(fā)過程只延續(xù)大約一秒鐘，但是釋放出極大的能量，超新星爆炸的光度可能相當(dāng)於1,000萬億顆恆星同時發(fā)出的光芒。爆炸時產(chǎn)生的高能粒子是地面上任何加速器都不能達到的, 它提供一個在極端條件下進行的核融合，以及與高能粒子相互作用的實驗，包括爆炸過程在內(nèi)，這樣的條件在地面上是永遠無法實現(xiàn)的。在周期表中原子序數(shù)比鐵更高的元素(如鋅、金或鉛)全都是在超新星爆炸中產(chǎn)生的。超新星爆炸標(biāo)示了一顆恆星壯烈的死亡，但是也觸發(fā)了新一代的恆星誕生。
超新星Supernova 1994D
天文學(xué)家把超新星按它們光譜上的不同元素的吸收線來分成數(shù)個類型：
I型：沒有氫吸收線。
Ia型：沒有氫、氦吸收線，有硅吸收線。
Ib型：沒有氫吸收線，有氦吸收線。
Ic型：沒有氫、氦、硅吸收線。
II型：有氫吸收線。
I型的超新星一般都比II型超新星亮。一般學(xué)生最先知道的超新星是II型(Type II)超新星, 是大質(zhì)量恆星死亡后, 成為黑洞或中子星前的超新星爆炸產(chǎn)生的。 Ia型超新星(Type Ia supernova, Ia唸成one-a, 不是i-a).一般相信(會寫一般相信, 就表示并非百分之百有定論)是來自含有白矮星與巨星的雙星系統(tǒng), 白矮星從巨星的外層大氣中逐漸吸收質(zhì)量, 待白矮星的質(zhì)量超過所謂"錢的限制(Chandrasehkar's limit)"后, 會引發(fā)重力塌縮及超新星爆炸。
這種雙星系統(tǒng)的爆炸分為兩種，一種是新星的爆炸，另外一種則是更劇烈的超新星爆炸。
新星 (Nova) 爆炸：
Nova(復(fù)數(shù)Novae)在拉丁文中代表「新的」，在天文學(xué)中「新星」指的是看來像是新產(chǎn)生的星星。新星會在天空中突然變亮，維持幾天后，逐漸變暗，至數(shù)月后才看不見。但是事實上「新星」并非一個新誕生的星星，而是一顆年老的白矮星爆炸所形成。
新星爆炸是由於一顆普通星星的質(zhì)量經(jīng)由吸積盤轉(zhuǎn)移到一顆白矮星上。由於這些物質(zhì)是由一顆普通的星星上來的，所以裡面含有許多未經(jīng)核融合的成分，其中氫就佔得最多。當(dāng)這些物質(zhì)聚集在白矮星的表面時，形成一層未經(jīng)核融合反應(yīng)的燃料層。當(dāng)這層物質(zhì)愈來愈厚，它也變得愈來愈密、愈來愈熱，最后到達可以產(chǎn)生氫的核融合的條件，突然產(chǎn)生爆炸。
為了明白這些爆炸如何產(chǎn)生，我們要先了解質(zhì)量如何掉入一顆星球上。
吸積盤 (Accretion Disks)
當(dāng)伴星質(zhì)量往白矮星掉落時，由於角動量守恆，事實上物質(zhì)無法直接掉在白矮星上，而是繞著白矮星轉(zhuǎn)。我們用一個日常生活舉例︰一個裝滿水的洗臉槽，槽內(nèi)的水原本有些輕微的擾動，不過它的旋轉(zhuǎn)并不明顯，一旦我們將塞子拔掉，往排水口流出的水由於角動量守恆，所以變成了漩渦。同樣的，掉入白矮星的氣體也會因同樣的效應(yīng)形成一個旋轉(zhuǎn)盤，稱為吸積盤。
中度極化雙星系統(tǒng)中的吸積盤
在吸積盤中會發(fā)生兩件重要的事情︰第一，盤中的氣體因為摩擦力及潮汐力而變得十分熱。這個吸積盤扮演煞車的角色，讓氣體旋轉(zhuǎn)速度變慢，掉入白矮星內(nèi)。靠吸積盤內(nèi)部的氣體溫度可以超過100萬K，氣體會發(fā)生強烈的X光。另外，從吸積盤往內(nèi)掉落至白矮星上的物質(zhì)會發(fā)出巨大的爆炸。
新星的爆炸將白矮星的外層以每秒幾千公里的速度往外炸開。雖然往外炸開的物質(zhì)質(zhì)量僅有0.0001倍的太陽質(zhì)量，但是它的光度可達太陽的10萬倍。當(dāng)外層膨脹得愈來愈大，且愈來愈稀薄時，就逐漸變冷，新星看來就逐漸黯淡了。
這個爆炸幾乎不會影響這顆白矮星和它的伴星，所以同樣的質(zhì)量轉(zhuǎn)移的過程又開始進行。白矮星外層的燃料層加厚的速度與質(zhì)量轉(zhuǎn)移的速度有關(guān)。根據(jù)這個理論，有些新星需要1,000到10萬年來累積足夠厚的燃料層來產(chǎn)生爆炸；有些則僅需要幾週。再發(fā)新星 (recurrent novae)、矮新星 (dwarf novae) 及一些相關(guān)的不規(guī)則變星 (irregular variable stars) 都經(jīng)歷類似新星的較小規(guī)模的爆炸。雖然這幾型星球并不一樣，不過它們都經(jīng)歷質(zhì)量累積在吸積盤的過程。
不斷發(fā)生爆炸的蛇夫座RS (RS Ophiuchi)的雙星系統(tǒng)
超新星爆炸：
經(jīng)典的觀點認為，熱核爆炸超新星——也就是Ia型超新星——爆炸發(fā)生在白矮星——一種燃燒完核燃料（Nuclear Fuel）并且全部由碳（Carbon）和氧（Oxygen）組成的星體——從一個鄰近的伴星吸積物質(zhì)的時候發(fā)生。在吸積的同時白矮星會收縮從而導(dǎo)致密度和溫度上升。這個過程一直進行到白矮星的質(zhì)量達到質(zhì)量極限——也就是所謂的Chandrasekhar質(zhì)量，大概等于1.4倍的太陽質(zhì)量。當(dāng)達到這個狀態(tài)的時候，由于熱核反應(yīng)不穩(wěn)定性導(dǎo)致核聚變放出大量的能量，將白矮星外層的物質(zhì)以很高的速度噴射出去，速度可以達到光速的百分之幾。核反應(yīng)可以將大概0.6個太陽質(zhì)量的白矮星物質(zhì)變成一種同位素：放射性的鎳56（Nickel-56）。這種同位素的衰變——先是衰變到鈷56（Cobalt-56），然后再衰變到鐵56（Iron-56）——提供了一個延遲能量來源，這可以維持噴射出去的物質(zhì)處于高溫，導(dǎo)致超新星獲得比十億個太陽更強的峰值光度（光度的定義為單位時間內(nèi)輻射出來的能量）。
天文學(xué)家對于Ia型超新星具有濃厚的興趣，因為它們可以被用來探索宇宙的膨脹歷史。這種超新星的光度很大，這就意味著能夠在很遠的地方看到——由于光的傳播速度有限，這同時也意味著可以看到遙遠的過去——而它們的相對視亮度則可以被用來推測它們的距離。超新星光變曲線和峰值光度之間的經(jīng)驗關(guān)系可以用來很精確地確定超新星的光度。
所有的Ia型超新星, 當(dāng)它們的亮度達最高點時，都有著同樣的絕對亮度。因為它們發(fā)生爆炸的原因都完全相同，起始于白矮星吸收伴星物質(zhì)的過程一直進行到白矮星的質(zhì)量達到質(zhì)量極限，由于熱核反應(yīng)不穩(wěn)定性導(dǎo)致核聚變放出大量的能量。
但是1996年后, 這一點被新觀測給修正了。由Howell等人發(fā)現(xiàn)的超新星是SNLS-03D3bb（或者SN2003fg）在光學(xué)波段具有發(fā)射和吸收譜，由這些信息可以確定這顆超新星是Ia型的。這就意味著它的爆炸是由前面描述的失控?zé)岷朔磻?yīng)驅(qū)動的，而不是驅(qū)動其它類型超新星的引力塌縮。但是這顆超新星的峰值光度是典型Ia型超新星爆炸事例的2.2倍。超新星爆炸的光度取決于鎳56的質(zhì)量，在這個案例中，產(chǎn)生這么大的光度需要有1.3倍太陽質(zhì)量的鎳56。產(chǎn)生這么多的鎳要求初始噴射物質(zhì)的質(zhì)量遠遠超過Chandrasekhar極限允許的1.4倍的太陽質(zhì)量。這是因為核聚變不僅產(chǎn)生鎳，而且還穩(wěn)定的鐵系同位素，而且SN2003fg的光學(xué)譜顯示存在更輕元素比如硅（Silicon）、硫磺（Sulphur）和鈣（Calcium）的存在。同時還可能存在沒有燃燒完全的碳和氧。把這些都考慮在一起，Howell等人估計噴射物的質(zhì)量達到了2.1個太陽質(zhì)量。
但是為什么白矮星可以如此之重呢？一種可能是兩個鄰近的白矮星相互繞轉(zhuǎn)最后融合。這種情況可以通過由引力波導(dǎo)致的星體角動量損失產(chǎn)生。但是這種情況下通常會產(chǎn)生的是中子星而不是超新星爆發(fā)。一個可能性更大的解釋是，從普通伴星那里被白矮星吸積過來的物質(zhì)導(dǎo)致白矮星的角動量增加，從而使得白矮星高速轉(zhuǎn)動，可以克服引力的吸引，從而使得白矮星在爆炸之前具有超過極限的質(zhì)量。
在這種情況下白矮星可以具有多大的質(zhì)量取決于角動量在星體內(nèi)部如何分布，也就是說白矮星作為一個整體轉(zhuǎn)動還是各不同部位的轉(zhuǎn)動不一樣。較差轉(zhuǎn)動（Differential Rotation）可以使得白矮星的質(zhì)量達到四倍太陽質(zhì)量之巨，考慮到從伴星吸積物質(zhì)有一定限度，白矮星的質(zhì)量可能被限制在大概兩倍太陽質(zhì)量。
由于多普勒效應(yīng)的結(jié)果——移動物體發(fā)出的輻射譜發(fā)生變化——SN2003fg的光譜被展寬，而光譜變化的程度顯示噴射物質(zhì)的速度比起典型Ia型超新星來要低。這和超極限質(zhì)量白矮星是符合的，因為雖然在這種情況下核聚變產(chǎn)生的能量更多，而同時也造成物質(zhì)脫離引力束縛需要具有更高的能量。高束縛能造成較低的噴射速度。
為了更好地了解Ia型超新星，確定噴射物質(zhì)的質(zhì)量分布是非常關(guān)鍵的。比如Ia型超新星是否普遍具有超極限的質(zhì)量？它們的質(zhì)量在1.4到2.1倍太陽質(zhì)量之間有平滑的分布？Howell等人對超新星樣例所作的一項分析表明情況可能確實如此。目前的數(shù)據(jù)和位于質(zhì)量極限附近的典型Ia型超新星是相容的，而SN2003fg則顯得比較例外。這種解釋主要是受到了不同以往的超大光度以及對于光度-光變關(guān)聯(lián)關(guān)系的破壞這兩種異常現(xiàn)象的啟發(fā)。雖然這種Ia型超新星的亮度非常大，光變曲線的形狀則是典型的。
但是這種Ia型超新星爆發(fā)現(xiàn)象的發(fā)現(xiàn)并不意味著用Ia型超新星作為宇宙學(xué)距離指示器有問題。如果假設(shè)SN2003fg符合光度-光變形狀經(jīng)驗關(guān)系，就有可能極大地低估它的光度，從而低估它的距離。但是由于這顆超新星是如此地奇特，在一項宇宙學(xué)研究中已經(jīng)將其排除。光度-光變形狀關(guān)系是經(jīng)驗性的，并且對Ia型超新星的質(zhì)量分布沒有人為假設(shè)。這就已經(jīng)意味著這個經(jīng)驗關(guān)系可以容納白矮星質(zhì)量對質(zhì)量極限有少許偏離，但這并不包括SN2003fg這種情形。
無論如何, 我們可以透過觀測Ia型超新星而得知它們的絕對亮度. 一但有了絕對亮度, 和觀測到的亮度比較后, 透過平方反比律, 我們就可以算出該超新星的距離, 也就是它的母星系的距離。