仙女座S超新星

1885年8月19日爱尔兰业余天文学家艾萨克·瓦德（Issac Ward）、爱沙尼亚Dorpat天文台的Ernst Hartwig(1851-1923)等名观测者独立发现位于仙女座星系的明亮淡红色天体----仙女座S(天文学名：SN 1885A)，S代表超新星。188月17到20日，超新星的亮度达到6等，1890年2月，超新星已变暗到16等。这是人类首次发现银河系之外外星系中的超新星，也是至今在仙女座星系中发现的唯一一颗超新星。

发现及现状

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，如质量相当于太阳质量的8~20倍的恒星，由于质量的巨大，在它们演化的后期，星核和星壳彻底分离的时候，往往要伴随着一次超级规模的大爆炸。这种爆炸就是超新星爆发。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。

仙女座里的著名巨型旋涡星系M31(NGC 224)，包含1万亿颗恒星，是我们这个微小的宇宙区域里最为庞大的星系。1885年，M31中心凸起部分的一颗爆炸恒星变得异常明亮，用裸眼直接就能看到。这是有史以来记录下来的位于我们的银河系以外的第一颗 超新星。在M31这样的星系中，可能平均每100年出现一颗 超新星。

超新星爆发(E0102-72)

仙女座S超新星是第一个在银河系外被发现的超新星，也是仙女座发现的唯一一个超新星，因此也被称“仙女座S超新星”，大约距离地球250万光年。在几个月后，这颗超新星开始消失，直到1989年天文学家才再次发现它的残余部分。哈勃望远镜曾经在1995年对它进行过观测。

II型超新星

当恒星内核的氢元素消耗殆尽而无法再产生足够的辐射压来平衡引力时，内核的坍缩开始，这期间会使内核的温度和压力急剧升高并能够将氦元素点燃。由此恒星内核的氦元素开始聚变为碳元素，并能够产生相当的辐射压来中止坍缩。这使得内核膨胀并稍微冷却，此时的内核具有一个氢聚变的外层和一个更高温高压的氦聚变的中心。（其他元素如镁、硫、钙也会产生并在某些情形下在后续反应中燃烧。）

上述的过程会反复几次，每一次的内核坍缩都会由下一个更重的元素的聚变过程而中止，并不断地产生更高的温度和压力。星体由此变成了像洋葱一样的层状结构，越靠近外层的元素越容易发生聚变反应。每一层都依靠着其内部下一层的聚变反应所产生的热能和辐射压力来中止坍缩，直到这一层的聚变燃料消耗殆尽；并且每一层都比其外部一层的温度更高、燃烧更快——从硅到镍的燃烧过程只需要一天或几天左右的时间。

仙女座S超新星

在这样过程的后期，不断增加的重元素参与了核聚变，而生成的相关元素原子的结合能也在不断增加，从而导致聚变反应释放的能量不断减少。并且在更高的能量下内核会发生光致蜕变以及电子俘获过程，这都会导致内核的能量降低并一般会加速核聚变反应以保持平衡。这种重元素的不断合成在镍-56处终止，这一聚变反应中不再有能量释放（但能够通过放射性衰变产生铁-56 这样的结果导致了这个镍-铁成分的内核无法再产生任何能够平衡星体自身引力的向外的辐射压，而唯一能够起到一定平衡作用的是内核的电子简并压力。如果恒星的质量足够大，则这个内核的质量最终将有可能超过钱德拉塞卡极限，这样电子简并压力也不足以平衡引力坍缩。最终在星体自身强大的引力作用下，内核最内层的原本将原子核彼此分开的力也无法支撑，星体由此开始毁灭性的坍缩，并且此时已没有任何聚变反应能够阻止坍缩的发生。

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