2007年，美国国家航空航天局“雨燕”天文观测卫星在同一个星系内成功地观测到两颗恒星先后发生爆炸。两颗超新星分别是2007ck和2007co，所在星系为MCG +05-43-16。通过进一步观测，天文学家测定这两颗恒星分别死于不同原因。2007ck是II型超新星，而2007co是1a型超新星。而且这两颗恒星的死亡时间只相差16天。通常特定星系内每隔25到100年才会发生一次超新星爆发。

中文名：双子超新星

外文名：two supernovae

1a型超新星：2007co

II型超新星：2007ck

超新星（supernova）

双子超新星(2007co 1a型超新星 2007ck II型超新星)

大麦哲伦星云内发现两个超新星爆炸遗迹

人类所观测到的十大超新星

超新星（supernova）

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。爆发中会释放出大量等离子体，并且持续数周至数年时间，天空中好像突然出现了一颗新的恒星。当恒星爆发时的绝对光度超过太阳光度的100亿倍、新星爆发时光度的10万倍时，就被天文学家称为超新星爆发了。一颗超新星在爆发时输出的能量可高达〖10〗^43焦，这几乎相当于我们的太阳在它长达100亿年的主序星阶段输出能量的总和。超新星爆发时，抛射物质的速度可达10000千米/秒，光度最大时超新星的直径可大到相当于太阳系的直径。1970年观测到的一颗超新星，在爆发后的30天中直径以5000千米/秒的速度膨胀，最大时达到3倍太阳系直径。在这之后直径又开始收缩。

根据现在的认识，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。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。

时间 方位 视亮度 观测、记录者

185 半人马座 比金星亮 中国

369 仙后座 比木星亮 中国

1006 天狼座 比金星亮 中国、日本、朝鲜、阿拉伯

1054 金牛座 比金星亮 中国、日本、阿拉伯、印度

1572 仙后座 与金星相同 布拉赫等

1604 蛇夫座 介于天狼星和木星之间 中国人和开普勒、伽利略等

天文学家把超新星分为两种类型。两种类型的超新星在爆发时的光变曲线形状很不相同。Ⅰ型光变曲线的峰值很“锐”，绝对峰值光度约为太阳光度的100亿倍，爆发后变暗时速度缓慢；Ⅱ型光变曲线的峰值稍“钝”一些，绝对峰值光度约为太阳光度的10亿倍，爆发后很快变暗。

两类超新星的光谱也很不相同。在光度最大时Ⅱ型超新星的光谱中只有氢的а线（6。563*〖10〗^-7米）比较明显，大约1个月后会出现比较多的发射线和微弱的吸收线。Ⅰ型超新星在光度对大时出现宽的发射线和很强的吸收线，此后将出现氢а线和电离钙线。Ⅱ型超新星比Ⅰ型超新星出现的概率要高些。

由于非常亮，超新星也被用来确定距离。将距离同超新星母星系的膨胀速度结合起来就可以确定哈勃常数以及宇宙的年龄。在这方面，Ia型超新星已被证明是强有力的距离指示器。最初是通过标准烛光的假定，后来是利用光变曲线形状等参数来标定化峰值光度。作为室女团以外最好的距离指示器，其校准后的峰值光度弥散仅为8%，并且能延伸到V> 30,000 km s-1的距离处。Ia 超新星的哈勃图（更确切地说是星等-红移关系）现在成为研究宇宙膨胀历史的最强有力的工具：其线性部分用于确定哈勃常数；弯曲部分可以研究膨胀的演化，如加速，甚至构成宇宙的不同物质及能量组分。利用Ia超新星可用作“标准烛光”的性质还可研究其母星系的本动。高红移Ia 超新星的光变曲线还可用于检验宇宙膨胀理论。可以预计由于宇宙膨胀而引起的时间膨胀效应将会表现在高红移超新星光变曲线上。 观测数据表明红移z处的Ia 超新星光变曲线宽度为z= 0处的 (1+z) 倍，这为膨胀宇宙理论提供了又一个有力的支持。某些II型超新星也可用于确定距离。II-P型超新星在平台阶段抛射物的膨胀速度与它们的热光度存在相关，这也用来进行距离测定。经上述相关改正后，原来II-P型超新星V波段的～1星等的弥散可降到～0.3 星等的水平，这提供了另一种测独立于SN Ia的测定距离的手段。此外，II型超新星的射电发射也似乎具有可定量的性质，如6cm的光变曲线峰与爆炸后6cm峰出现的时间存在相关，这也可用来进行距离估计。

双子超新星

2007co 1a型超新星

1a型超新星是变星的子分类中，由白矮星产生剧烈爆炸结果的激变变星。白矮星是完成正常的生命周期程序，已经停止核融合的恒星，但是白矮星中最普通的碳和氧在温度够高时，仍有能力进行下一步的核融合反应。

物理上，以低速率自转的白矮星，质量受限于大约是1.38太阳质量的钱德拉塞卡极限之下，这是电子简并压力所能支撑的质量上限，超过这个质量的白矮星就会塌缩。如果一颗白矮星能由伴星获得质量而逐渐增长，在它接近极限之际，它的核心温度应该达到碳融合所需要的温度。

如果白矮星与另一颗恒星合并（非常罕见的事件），他将立刻因为超过极限而开始塌缩，因而再度提高温度至超越核融合所需要的燃点。在核融合开始的几秒钟之内，白矮星内极大比例的质量就会发生热失控的反应，释放出1044焦耳以上的能量，成为一颗超新星。

这种类型的超新星由于通过质量累积的机制，只有在达到一定的质量时才能爆发，因而导致最大光度的一致性。因为超新星的视星等随着距离而改变，稳定的最大光度使它们的爆发可以用来测量宿主星系的距离。

2007ck II型超新星

II型超新星，也称为核塌缩超新星，是大质量恒星由内部塌缩引发剧烈爆炸的的结果，在分类上是激变变星的一个分支。能造成内部塌缩的恒星，质量至少是太阳质量的9倍。

大质量恒星由核融合产生能量，与太阳不同的是，这些恒星的质量能够合成原子量比氢和氦更重的元素，恒星的演化供应和储存质量更大的核融合燃料，直到铁元素被制造出来。但是铁的核融合不能产生能量来支撑恒星，所以核心的质量改由电子简并压力来支撑。这种压力来自属于费米子的电子，在恒星被压缩时不能在原子核内拥有相同的能量状态。

当铁核的质量大于1.44太阳质量（钱德拉塞卡极限），接着就会发生内爆。快速的收缩使核心被加热，导致快速的核反应形成大量的中子和中微子。塌缩被中子的短距力阻止，造成内爆转而向外。向外传递的震波有足够的能量将环绕在周围的物质推挤掉，形成超新星的爆炸。

大麦哲伦星云内发现两个超新星爆炸遗迹

位于智利的双子南座望远镜上的多天体光谱仪近日捕捉到了大麦哲伦星云的DEM L316号地区两个超新星爆发遗留下的气泡状星云。

从观测照片上看，两团气泡状星云似乎将要漂浮并穿过大麦哲伦星云。这些星云虽然看起来几乎就像是一个天体，但是他们却是由不同类型的超新星爆炸所形成的两种截然不同的气体与尘埃复合物。科学家们认为，这一发现将有助于进一步发现和研究超新星爆炸的残留物。

大麦哲伦星云是银河系的近邻之一，位于剑鱼座方向，大约距离银河系16万光年。DEM L316号地区则位于大麦哲伦星云之中，其内部有两团泡沫状的天体。这种泡沫状天体延伸的距离大约有140光年。直到上世纪70年代，DEM L316号地区才被首次公认为是超新星爆炸残留物。许多人认为，DEM L316号地区可能是数万年前大麦哲伦星云中数颗超新星爆炸所形成的产物。

人类所观测到的十大超新星

远古超新星　库克研究团队利用图像层叠技术来检测恒星光线的闪烁，共发现两颗远古超新星，两颗超新星年龄大约都是110亿年。

G1.9 0.3超新星　是由一颗恒星爆炸形成的，距离地球2.5万光年，令人惊奇的是，这颗超新星的年龄仅有140年，它是迄今天文学家发现的银河系内最年轻超新星。

2006GY超新星　2006年9月18日，天文学家英仙座NGC 1260星系中观测到了有史记录以来宇宙中规模最大、光线最明亮的超新星爆发，这颗超新星就是2006gy。

双子超新星　2007年，美国国家航空航天局“雨燕”天文观测卫星在同一个星系内成功地观测到两颗恒星先后发生爆炸。两颗超新星分别是2007ck和2007co，所在星系为MCG +05-43-16。

香槟超新星　是编号为2003fg的一颗超亮超新星，发现于2003年。2003fg超新星爆发是由于一颗白矮星吸引邻近一颗即将爆炸的恒星的物质所产生。

第谷超新星　又名“SN 1572”，是一颗于仙后座出现的超新星，也是少数能以肉眼看见的超新星之一。它于1572年11月11日由丹麦天文学家第谷·布拉赫首度观测，当时它比金星光亮，随着亮度转暗，至两年后的1574年3月，它已经无法再以肉眼看到。现成为仙后座A超新星遗迹。

客星　中国古代对天空中新出现的星的统称。主要是指新星、超新星和彗星，偶尔也包括流星、极光等其他天象。这类天体如“客人”一样寓于天空常见星辰之间，故谓之客星。

1987A超新星　是自1604年以来第一颗用肉眼就能看到的超新星，而且大麦哲伦云的距离是16万光年，是离地球最近的星系。这颗超新星被命名为1987A超新星。它是20世纪最大的天体物理事件之一。

仙女座S超新星　是一颗曾于仙女座星系出现的超新星，也是目前唯一一颗在该星系被发现的超新星，以及第一颗被观测到位于银河系外的超新星，发现于1885年。

开普勒超新星　开普勒超新星是400年来最后一颗只靠肉眼就可以观测到的超新星。开普勒超新星距离地球大约1.3万光年，是银河系内最近超新星发生爆炸的代表。