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    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，这颗超新星被命为“1987a”。

    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　=　0.1–0.3之间——其中z是频谱频移的无量纲量度。

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